• Magnitudes absolutas
• Luminosidad
• Módulo de la distancia

Las magnitudes estelares, definidas como la medida del brillo de las estrellas, de las que hemos hablado hasta ahora son magnitudes aparentes, es decir, como nos parece que brillan las estrellas que depende de la distancia a que se encuentran ya que una estrella puede brillar menos porque está muy lejos o porque es débil intrínsecamente, esto es, emite poca luz. Para solucionar este problema elegimos una distancia estándar y se considera el brillo que tendrían las estrellas a esa distancia. Las magnitudes medidas a la distancia estándar de 10 parsec se denominan magnitudes absolutas, que se expresa con la letra mayúscula M y la magnitud aparente con la m minúscula (excepto las medidas fotoeléctricamente que se representan por U, B, V).

Si ocurre que una estrella está a una distancia de 10 parsecs, su magnitud aparente y absoluta serán las mismas. Si está a una distancia mayor y la trasladamos a 10 parsecs para obtener su magnitud absoluta aparecerá más brillante que en su posición real. Como es más brillante su magnitud absoluta será un número más pequeño que el de su magnitud aparente. Por el contrario sí la estrella está más próxima de 10 parsecs, y la movemos a la distancia estándar será más débil y su magnitud absoluta será un número mayor que el correspondiente a la aparente.

Si una estrella emite la misma cantidad de luz en todas las direcciones, se dice que radia isotrópicamente, a una distancia d su radiación se habrá distribuido en una superficie esférica de área 4pd². Si la luz o radiación medida a través de esta superficie la hemos llamado brillo b, los astrónomos definen la Luminosidad de la estrella como la energía total emitida por unidad de tiempo o potencia radiada y será

L = 4p d² b

Fuera de la fuente emisora la radiación ni se crea ni se destruye, la luminosidad, por tanto, no depende de la distancia pero el brillo disminuye proporcionalmente al cuadrado de la inversa de la distancia, b = L / 4pd² . Si hacemos medidas de la intensidad de la luz recibida de las estrellas en función de la distancia a que se encuentran se obtiene que varía de forma inversa con el cuadrado de la distancia, esto es, si llevamos a una estrella nueve veces más lejos, se hace 81 veces más débil (naturalmente no se mueven físicamente las estrellas sino se considera como aparecerían a diferentes distancias). Se ha supuesto que la materia interestelar no absorbe la luz de las estrellas, hecho que no es cierto como se verá más adelante.

Ahora vamos a deducir una relación entre la magnitud aparente, m, la magnitud absoluta, M y la distancia d. Sea b(d) el brillo de la estrella a la distancia d y b(10) a la distancia de 10 pc, que nos da por definición la magnitud absoluta. La relación entre estas dos cantidades será inversamente proporcional al cuadrado de sus distancias, esto es,

b(d)/b(10) = (10 pc/d)²

Si calculamos la diferencia entre la magnitud absoluta y la aparente, aplicando la escala de Pogson,

M-m = 2.5 log b(10 pc)/b(d) = - 2.5 log (d/10 pc)²

M-m = - 5 log (d/10) = - 5 log d +5

M = m + 5 - log d(pc)

esta relación es válida sólo si la distancia se mide en parsec. Se llama módulo de distancia a (m - M) ya que depende únicamente de la distancia

m - M = 5 log d - 5

Las magnitudes absolutas tienen un rango de aproximadamente -10 para las estrellas más brillantes a 15 para las más débiles. El Sol tiene una magnitud absoluta de 4.8 que está aproximadamente en el medio del rango, indicando que el Sol es una estrella intermedia.