Magnitudes aparentes:

• Escala de Pogson
• Escala de magnitudes visuales
• UVB
• Índice de color

El hecho más evidente que podemos observar a simple vista es que las estrellas tienen diferente brillo. Hace ya más de dos mil años, el astrónomo griego Hiparco estimó a simple vista el brillo de las estrellas, y de acuerdo con esto las agrupo en seis clases de magnitudes. En la primera las más brillantes, en la segunda las algo más débiles y así sucesivamente hasta la sexta magnitud que eran las más débiles justamente observables a simple vista. El número de estrellas clasificadas con este criterio creció en el curso de los años, hasta que el desarrollo de la fotometría llevó a la consideración de los astrónomos la necesidad de establecer una escala objetiva de magnitudes. En este sentido, Pogson, en 1856, propuso una relación mediante la cual una diferencia de cinco magnitudes correspondía a una variación , en un factor de 100, en el brillo. Esta sugerencia fue aceptada, conformando la escala de magnitudes aparentes utilizada hoy día, en la que una estrella de primera magnitud es cien veces más brillante que una de sexta.

¿Cual será el factor que nos indica una diferencia de una magnitud?.

Como el aumento de 1 en la escala de magnitudes corresponde a una disminución del brillo en un cierto factor, necesitamos un número que cuando se multiplica por si mismo 5 veces sea cien, este número es justamente que vale 2.5. Así una estrella de segunda magnitud es 2,5 veces más débil que una de primera magnitud. Usando el factor 2,5 para cada diferencia de 1 magnitud y el factor 100 para cada diferencia de 5 magnitudes, se puede encontrar de forma simple la relación de los brillos de cualquier estrella. Esta escala de magnitudes definida, llamada escala de Pogson, da la diferencia de magnitudes de dos estrellas en función del brillo, que en Física es la energía radiante recibida en la Tierra. Es una escala logarítmica, ya que la respuesta del ojo humano es logarítmica, y en ella las estrellas más débiles que pueden verse a simple vista siguen siendo de sexta magnitud, se expresa de la forma siguiente.

m₁ - m₂ = - 2.5 log b₁ / b₂

siendo b₁ y b₂ los brillos correspondientes a las estrellas de magnitud m₁ y m₂ respectivamente.

Esta escala es, por tanto, logarítmica, relativa mide la diferencia de magnitud entre dos estrellas o su relación de brillos y nos dice cuanto más brillante es una estrella respecto de otra y habrá que fijar el punto cero de la escala o estrellas de referencia para hacer las medidas. Finalmente, la escala es inversa por llevar el signo menos lo que implica que cuanto mayor es la magnitud más débil es la estrella ( las estrellas de primera magnitud son más brillantes que las de segunda magnitud ).

La escala de magnitudes visuales (m_v) está actualmente definida por un número de estrellas estándares medidas por Johnson & Morgan en 1953. En la práctica la escala de magnitudes se define suponiendo magnitud 0 para la estrella a Lyrae, también llamada Vega, luego para cualquier estrella sabiendo que para Vega m_v = 0.

m_v - 0 = - 2.5 log b /b (Vega) = - 2.5 [ log b - log b(Vega) ]

En resumen comparamos los brillos de todas las estrellas con Vega, si la estrella es más débil que Vega su mv > 0, pero si es más brillante que Vega su m_v < 0.

Muchas de las estrellas consideradas por los griegos como de primera magnitud siguen siéndolo en la nueva escala. Pero otras resultaron mucho más brillantes, esto es, con magnitudes inferiores a uno, lo que obligó a incluir números negativos en la escala de magnitudes. Así ocurrió con Sirio, la estrella más brillante de nuestro cielo cuya magnitud es -1.6 y el Sol que tiene -26.8. La escala ha sido también ampliada para incluir las estrellas más débiles que pueden observarse con los grandes telescopios, que llegan hasta la magnitud 29.

La medida de las magnitudes visuales ya no se hacen a simple vista sino que en principio se utilizaron placas fotográficas y actualmente detectores fotoeléctricos. Las placas fotográficas eran sensibles principalmente a la luz azul (el ojo humano es sensible en el amarillo o visible) con las medidas fotográficas comparábamos el brillo de las estrellas en la banda azul. Una estrella que en el visual tiene el mismo brillo que Vega, tiene m_v = 0, pero puede ser realmente más brillante que Vega en el azul, si es una estrella azul, luego su magnitud aparente en el azul m_B < 0. En general cualquier estrella tendrá diferentes magnitudes para las distintas bandas de longitudes de onda. La diferencia en magnitud de una estrella para las diferentes bandas nos da información sobre el color de la estrella. Para m_B > m_v la estrella es más débil en el azul, luego parecerá más roja que Vega. Por definición Vega tiene todas las magnitudes aparentes iguales a cero, m_v = m_B = 0.

Para medir con precisión los colores de las estrellas se usa una técnica llamada fotometría fotoeléctrica. Este proceso utiliza un detector CCD en el foco del telescopio y un juego estándar de filtros de colores. El sistema más utilizado es el de tres colores , con tres filtros UBV (Figura 5.2), transparentes en tres bandas anchas:

• U, magnitud ultravioleta, centrado en 3650 Å con una banda de paso efectiva de 680 Å
• B, magnitud azul, centrado en 4400 Å con una banda efectiva de 980 Å
• V, magnitud visual, centrado en 5500 Å con una banda efectiva de 890 Å

La magnitud visual,V, es la misma que la medida a simple vista m_v.

La medida en Tierra de la intensidad de la luz emitida por una estrella a través de estos filtros da lugar a tres magnitudes aparentes designadas por U, B, V. EL astrónomo compara, entonces, la intensidad en las bandas de paso restando una magnitud de otra y se obtiene (B-V) y (U-B) que son los llamados índices de color de la estrella y su definición es: diferencia de dos magnitudes para un mismo objeto.

El índice de color indica cuanto emite una estrella en una longitud de onda respecto a otra. Por ejemplo, el índice (B-V) indica si la estrella es más brillante (emite más) en el azul o en el visible. Un índice de color B - V > 0 significa que la estrella es más roja que Vega.

U - B > 0 significa más energía a más largas longitudes de onda, más en el azul que en el ultravioleta, y al contrario U -B < 0 significa que emite más energía (luz) en el ultravioleta que Vega.