Magnitude na astronomia: como o brilho dos astros é medido
Ao conhecer o brilho de um objeto celeste, você pode determinar se este objeto é visível ou não. Mas como você realmente mede esse brilho? Qual medição é usada em que caso? Vamos esclarecer tudo isso para que você possa observar o céu noturno como um profissional! P.S. Para descobrir rapidamente o brilho de qualquer objeto no céu, baixe o aplicativo Sky Tonight.
Índice
- O que é magnitude?
- Como a magnitude é medida
- Brilho superficial
- Magnitudes aparentes limitantes: guia para observadores
- Conclusão
O que é magnitude?
Em astronomia, magnitude é uma medida de quão brilhante ou tênue um objeto parece no céu.
Perceba que usamos o termo “parece” na definição. Isso acontece porque a magnitude, no sentido usual, não indica quão brilhante um objeto realmente é, mas sim quão brilhante parece para o observador.
Você nunca deve confundir magnitude com luminosidade (L) — o poder total da luz que um objeto emite em todas as direções a cada segundo.
Nota: Quando os astrônomos se referem ao brilho de um objeto, normalmente especificam qual parte do espectro de luz está sendo medida. A luz pode ser dividida em diferentes regiões de acordo com o comprimento de onda — por exemplo, ultravioleta (curto), azul ou visual (o que nossos olhos podem ver). Para garantir medições consistentes, os astrônomos usam filtros padronizados que isolam esses comprimentos de onda, conhecidos como bandas U, B e V (ultravioleta, azul e visual). A banda V corresponde aproximadamente à sensibilidade do olho humano e é a mais utilizada.
A menos que seja indicado o contrário, todos os valores de magnitude neste artigo referem-se à banda V (visual).
Magnitude absoluta vs. magnitude aparente
Os astrônomos dividem a magnitude em dois tipos principais: aparente e absoluta.
- Magnitude aparente (m, frequentemente apenas “magnitude” ou mag) é o brilho de um objeto celeste visto da Terra.
- Magnitude absoluta (M) é o brilho que o objeto teria se estivesse a uma distância fixa de 10 parsecs¹ da Terra. Aparentemente, os astrônomos escolheram essa distância porque ela era próxima da média das distâncias das estrelas conhecidas em 1902. Para planetas e pequenos corpos do Sistema Solar, os astrônomos usam o símbolo H, que representa o brilho que o objeto teria se estivesse a uma unidade astronômica (UA) tanto do Sol quanto do observador e completamente iluminado — ou seja, com o Sol, o objeto e o observador perfeitamente alinhados.
¹Uma unidade de distância em astronomia, 1 parsec equivale a 3,26 anos-luz ou 3,09 × 10¹³ km.
É importante destacar que a magnitude absoluta de um objeto é medida sem extinção (ou escurecimento) de sua luz devido à absorção por matéria interestelar e poeira cósmica.
Então, a magnitude aparente depende da luminosidade intrínseca de um objeto, sua distância e a extinção que reduz seu brilho. A magnitude absoluta nos permite comparar a luminosidade intrínseca de objetos (em uma determinada faixa do espectro) colocando hipoteticamente todos os objetos a uma distância de referência padrão do observador.
Vamos pegar nosso Sol e Rigel. O Sol parece muito mais brilhante que Rigel em nosso céu, então sua magnitude aparente é maior (magnitude −26.7 e 0.13, respectivamente). No entanto, se colocássemos tanto o Sol quanto Rigel a 10 parsecs de distância da Terra, Rigel ofuscaria impressionantemente o Sol. Isso porque a estrela distante tem uma magnitude absoluta superior: -6.69 vs 4.83 para o Sol.
Aqui estão mais alguns exemplos:
- Alpha Centauri: m = −0.3 vs M = 4.1
- Canopus: m = −0.7 vs M = −3.1
- Deneb: m = 1.26 vs M = −7.1
- Netuno: m = 7.8 (média) vs H = −6.9
Os valores de magnitude aparente são expressos como um número sem unidade; quando você vê algo como "Antares tem uma magnitude de 1.09", significa que a magnitude aparente está implícita. Isso pode ser escrito de forma mais concisa como "Antares (mag 1.09)", "Antares (1.09 m)" ou "Antares (m = 1.09)". Ao referir-se a tipos de magnitude que não sejam aparentes, os astrônomos especificam o tipo escrevendo o tipo de magnitude com uma frase ou letra de abreviação: "Antares tem uma magnitude absoluta de −5.28" ou "Antares (M = −5.28)". Eles também usam as letras em fórmulas.
Aliás, a magnitude aparente pode ser medida tanto a olho nu quanto com instrumentos, e pode referir-se ao brilho em qualquer faixa do espectro (visual, fotográfica, ultravioleta, infravermelha etc.). Nesse contexto, “aparente” significa “como visto da posição do observador, independentemente do instrumento utilizado”. Quando nos referimos especificamente ao brilho percebido pelo olho humano, usamos o termo “magnitude visual”. No entanto, muitas fontes populares usam esses termos como sinônimos, mesmo que não sejam exatamente iguais.
Como a magnitude é medida
Escala de magnitude
A escala de magnitude tem uma longa história. Astrônomos antigos, como Hiparco (século II a.C.) e Ptolomeu (século II d.C.), usavam essa escala para classificar as estrelas em seis graus: de um (as mais brilhantes) a seis (as mais fracas, quase invisíveis a olho nu).
Inicialmente, o sistema dividia as estrelas em seis grupos, sem considerar diferenças de brilho dentro de cada grupo. Hoje, usamos uma versão mais refinada dessa escala.
A antiga escala era um sistema para determinar quão brilhantes os corpos celestes pareciam em relação uns aos outros. Esse tipo de sistema requer um ponto zero, ou uma estrela de referência. Tradicionalmente, Vega, com magnitude aparente 0,0, foi usada como essa referência.
Com o avanço dos telescópios, os astrônomos expandiram a escala para incluir corpos muito mais fracos, como nebulosas tênues e galáxias distantes.
Eles também ampliaram a escala para incluir objetos mais brilhantes, como o Sol, a Lua e alguns planetas. Como Vega era considerada a estrela de magnitude zero, objetos mais brilhantes receberam valores negativos. Veja alguns exemplos de magnitudes aparentes:
- Sol: –26,7
- Lua cheia: –12,7 (média)
- Vênus: até –4,8 (dependendo da fase)
- Júpiter: –2,9 (na oposição)
- Sírius: –1,4
- Vega: 0,0
- Deneb: 1,2
Então, essa escala de magnitude pode ser confusa, apenas lembre-se de que quanto maior o número, mais tênue o objeto. Os objetos mais brilhantes têm magnitudes negativas.
Como as estrelas são distribuídas por magnitude?
Você pode ter notado que há muito mais estrelas mais tênues do que brilhantes em nosso céu noturno. Aqui está uma divisão simplificada do número de estrelas por suas magnitudes:
- Magnitude de –1.5 a –0.5: 2 estrelas
- Magnitude de –0.5 a 0.5: 6 estrelas
- Magnitude de 0.5 a 1.5: 14 estrelas
- Magnitude de 1.5 a 2.5: 71 estrelas
- Magnitude de 2.5 a 3.5: 190 estrelas
- Magnitude de 3.5 a 4.5: 610 estrelas
- Magnitude de 4.5 a 5.5: 1.929 estrelas
- Magnitude de 5.5 a 6.5: 5.946 estrelas
Note que esses números representam todas as estrelas visíveis a olho nu no céu inteiro. Como só podemos ver metade do céu em qualquer momento, o número real de estrelas que você pode ver de uma vez é diferente.
Como a escala de magnitude aparente é calculada?
Sabemos que uma estrela de magnitude 1 é mais brilhante que uma estrela de magnitude 2. Mas quão mais brilhante?
A escala de magnitude é logarítmica, onde uma diferença de 5 magnitudes sempre corresponde a uma mudança de brilho por um fator de 100. Isso significa que uma estrela de magnitude 1 é 100 vezes mais brilhante que uma estrela de magnitude 6, e da mesma forma, uma estrela de magnitude 2 é 100 vezes mais brilhante que uma estrela de magnitude 7.
Aqui está como a escala funciona:
- Uma diferença de uma magnitude (como de 1 para 2) altera o brilho aproximadamente 2.5 vezes.
- Esse fator se compõe a cada passo, o que significa que uma estrela de magnitude 3 é 6.25 vezes mais tênue que uma estrela de magnitude 1 (2.5 x 2.5 = 6.25).
Se estendermos essa escala para cinco magnitudes, o fator se torna 2.5 elevado à quinta potência, que é cerca de 100. Mas se você usar uma calculadora, verá que os números não batem exatamente. Isso porque 2.5 é uma simplificação; o número preciso é 100^(1/5) ≈ 2.51188643150958. Na maioria das fontes, você verá esse número arredondado para 2.5 ou 2.512. Aqui está a mudança de magnitude entre estrelas com diferenças de 1, 2, 3, 4 e 5 magnitudes:
- Diferença de 1 magnitude: 2.512 ≈ 2.5
- Diferença de 2 magnitudes: 2.512 x 2.512 ≈ 6.3
- Diferença de 3 magnitudes: 2.512 x 2.512 x 2.512 ≈ 15.8
- Diferença de 4 magnitudes: 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 ≈ 39.8
- Diferença de 5 magnitudes: 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 ≈ 100
Agora, podemos calcular quão brilhante a Lua Cheia é em comparação com Vênus, o próximo objeto mais brilhante no céu noturno. Suas magnitudes variam um pouco, então vamos considerar magnitudes –12.7 para a Lua Cheia e –4.6 para Vênus.
A diferença nas magnitudes da Lua Cheia e de Vênus é –4.6 – (–12.7) = 8.1 unidades.
Uma diferença de magnitude 1 aumenta o brilho em cerca de 2.512 vezes, então um aumento de magnitude de 8.1 vezes aumentará o brilho em (2.512)^8.1 vezes, que é ≈1.700.
Portanto, a Lua Cheia é cerca de 1.700 vezes mais brilhante que Vênus! Se usarmos a equação geral para comparar o brilho com base nas magnitudes, ela pode ser expressa como:
Iᴬ / Iᴮ ≈ 2.512^(mᴮ – mᴬ)
Como encontrar a magnitude aparente?
Para encontrar a magnitude aparente precisa de um objeto, os astrônomos medem o fluxo ou intensidade desse objeto (a quantidade total de energia por unidade de área que chega ao detector do telescópio por segundo). Em seguida, eles comparam quão brilhante a fonte parece ser, comparando-a com a estrela de referência, usando a seguinte fórmula:
m₁ – m₀ = –2.5 × log₁₀ (F₁ / F₀)
onde m é a magnitude (como já sabemos) e F é fluxo. I é usado em vez de F em muitas fontes, pois os astrônomos usam o termo "fluxo" para o que é frequentemente chamado de "intensidade" em física.
Como já mencionamos, a estrela de referência (o ponto zero) foi escolhida para ser a estrela Vega (ou seja, F₀ é o fluxo de Vega e m₀ é a magnitude de Vega).
Com o surgimento de fotômetros e câmeras de alta precisão, os astrônomos perceberam que até mesmo Vega não era uma referência perfeita, já que seu brilho pode variar ligeiramente (≈0,03 magnitudes). Para garantir consistência entre diferentes faixas de comprimento de onda, o ponto zero passou a ser definido com base em uma fonte constante idealizada, em vez de uma estrela real. Ainda assim, para observações visuais, Vega continua servindo como padrão de magnitude zero.
Há um ramo inteiro da ciência dedicado à medição do brilho de estrelas e outros objetos celestes — a fotometria.
Diferentes sistemas de magnitude: faixas espectrais
A magnitude depende da sensibilidade espectral do receptor (olho, detector fotoelétrico, placa fotográfica, etc.).
Existem muitos sistemas de magnitudes com respeito às faixas espectrais, cada um diferindo na escolha de uma faixa de medição específica.
Magnitude visual (mᵥ) descreve como uma estrela parece para o olho.
Magnitude fotográfica (mₚ) é medida a partir de uma imagem de uma estrela em uma placa fotográfica obtida sem filtros de luz adicionais. Como a emulsão fotográfica é sensível aos raios azuis e insensível aos raios vermelhos, estrelas azuis aparecem mais brilhantes (do que parecem ao olho) na placa fotográfica.
Comparando as luminosidades de uma fonte medidas em diferentes bandas do espectro, os astrônomos podem aprender sua cor, estimar sua temperatura superficial (se for uma estrela) ou albedo (se for um planeta), determinar o grau de absorção de luz interestelar, e outras características importantes.
Portanto, foram desenvolvidos sistemas padrão de faixas fotométricas, principalmente determinados pela seleção de filtros de luz. O mais popular é o sistema UBV de três cores: ultravioleta (U), azul (B), e visual (V). A faixa visual é muito próxima da faixa fotovisual, e a faixa azul é próxima à faixa fotográfica.
Além dos receptores sensíveis ao espectro, há bolômetros que medem a magnitude bolométrica — o fluxo de radiação somado sobre todas as faixas do espectro. A magnitude bolométrica permite calcular a luminosidade de um objeto se a distância até a fonte e o grau de absorção interestelar forem conhecidos.
Brilho superficial
Até agora, discutimos principalmente fontes pontuais de luz, como estrelas e planetas. Mas nem todos os objetos no céu noturno são tão compactos quanto as estrelas.
Alguns objetos celestes se estendem por uma ampla área, como galáxias e nebulosas. Considerar todo o fluxo de luz de um objeto e determinar uma magnitude a partir dele pode ser enganoso.
Portanto, neste caso, a magnitude aparente realmente não ajuda a responder à questão principal: quão brilhante é esse objeto para o observador na Terra?
Por exemplo, a Galáxia de Andrômeda tem uma magnitude aparente de 3.4, o que deveria ser visível a olho nu mesmo em uma área com poluição luminosa! No entanto, isso não corresponde ao que vemos no céu noturno.
Os astrônomos lidam com esse problema usando o brilho superficial, uma medida de brilho por unidade de área. Isso calcula a luminosidade do objeto em toda a sua extensão.
Brilho superficial (SB) quantifica o brilho aparente ou a densidade de fluxo por unidade de área angular de um objeto espacialmente estendido, como uma galáxia ou nebulosa, ou do fundo do céu noturno.
O brilho superficial de um objeto é frequentemente expresso em magnitudes por segundo de arco quadrado (mag/arcsec²) ou magnitudes por minuto de arco quadrado (mag/arcmin²). Aqui estão alguns objetos com a magnitude aparente e o menor (mais brilhante) brilho superficial:
- Nebulosa de Orion: 4 m vs 17 mag/arcsec²
- Galáxia de Andrômeda: 3.4 m vs 11 mag/arcsec²
- Galáxia do Triângulo: 5.7 m vs 14.2 mag/arcsec²
- Galáxia de Bode: 6.9 m vs 25 mag/arcsec²
No entanto, o brilho superficial de um objeto raramente é mencionado, embora seja importante para observações visuais.
Fato interessante: os olhos são melhores em detectar luz de uma fonte difusa, ou espalhada, (como galáxias) do que de uma fonte pontual (como uma estrela).
Isso significa que é mais fácil ver objetos com um brilho difuso do que objetos com uma fonte pontual. O núcleo da Galáxia de Andrômeda é ~11 mag/arcsec², mas ainda é visível a olho nu. A borda externa da galáxia pode ser vista com telescópios a 22 magnitudes por segundo de arco quadrado, um alvo muito mais tênue!
Magnitudes aparentes limitantes: guia para observadores
A magnitude limitante é a magnitude aparente do objeto mais tênue visível no céu. Aqui está uma cola que é útil para qualquer astrônomo amador. Ela ajudará você em suas observações.
- Limite a olho nu (cometas): 4
- Limite a olho nu (planetas e estrelas): 6,0
- Limite com binóculos 7×50: 9,5
- Limite com telescópio de 35 mm: 11,0
- Limite com telescópio de 60 mm: 12,0
- Limite com telescópio de 102 mm: 13,0
Note que a poluição luminosa tem um grande efeito na gama de magnitudes que você pode ver! Fornecemos números para condições de observação próximas do ideal, mas eles podem ser diferentes para sua localização. Aprenda a indicar quão escuro ou claro é o seu céu com nossa escala útil.
A propósito, para descobrir a magnitude limitante do seu telescópio (a magnitude mais tênue que você pode ver com ele em condições perfeitas), você pode usar o Calculador de Magnitude Limitante de Telescópio.
Conclusão
Magnitude é um dos conceitos mais importantes em astronomia observacional porque responde a uma das perguntas mais importantes: "Quão brilhante é este objeto?". Para classificar objetos pela luminosidade, astrônomos usam a escala de magnitude logarítmica, onde os objetos mais brilhantes têm os valores mais baixos. Ao entender as magnitudes, observadores amadores podem melhorar sua capacidade de identificar e comparar o brilho de objetos celestes.
Veja os objetos mais tênues no céu com o aplicativo gratuito Sky Tonight — ele permite que você altere o limite de magnitude do que é exibido em sua tela. Filtre objetos por visibilidade com um toque — use ícones para o olho nu, binóculos ou telescópio baseado em seu equipamento.
