Como a Luminosidade em Astronomia é Medida
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.
Observe que usamos o termo "parece" na definição. É porque a magnitude, como geralmente entendemos, não indica quão brilhante o objeto realmente é. Refere-se a quão brilhante ele parece ser.
Você nunca deve confundir magnitude com luminosidade (L) — o brilho de um objeto no espaço.
Magnitude absoluta vs. magnitude aparente
Os astrônomos dividem a magnitude em dois tipos gerais: aparente e absoluta.
- Magnitude aparente (m, muitas vezes simplesmente "magnitude" ou mag) é o brilho de um objeto celeste visto da Terra.
- Magnitude absoluta (M) é o quão brilhante seria um objeto se estivesse a uma distância fixa de 10 parsecs¹ da Terra. Parece que os astrônomos escolheram uma distância de 10 parsecs porque era próxima à distância média das estrelas cujas distâncias eram conhecidas em 1902. A magnitude absoluta para planetas e pequenos corpos do Sistema Solar (H) é frequentemente citada com base em uma distância de 1 UA do observador.
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 −26.8 e 0.18, 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 um telescópio; tanto na faixa visual do espectro quanto em outras faixas (fotográfica, UV, IR). Neste caso, "aparente" significa "observável" e não se refere especificamente ao olho humano. Se estamos considerando apenas o que o olho humano pode ver, então estamos medindo magnitude visual. No entanto, muitas fontes de ciência popular usam esses termos de forma intercambiável.
Como a magnitude é medida?
Escala de magnitude
Em 137 EC, o antigo astrônomo Ptolomeu classificou as estrelas em uma escala de seis pontos de uma (a mais brilhante) a seis (a mais tênue, mal visível a olho nu) e cunhou o termo magnitude. Inicialmente, esse sistema agrupava as estrelas em seis grupos distintos sem distinguir o brilho dentro de um grupo. Hoje, usamos uma versão refinada desta escala de magnitude.
A escala de Ptolomeu é um sistema de quão brilhantes os objetos celestes parecem ser. Tal sistema requer um ponto zero ou uma estrela de referência. Tradicionalmente, Vega, com uma magnitude aparente de 0.0, foi tomada como esta estrela de referência.
Claro, com o desenvolvimento dos telescópios, expandimos essa escala para incluir corpos celestes muito mais tênues, como nebulosas fracas e galáxias distantes.
Também estendemos a escala para cobrir objetos mais brilhantes no céu, como o Sol, a Lua e alguns planetas. Uma vez que Vega foi considerada a estrela de magnitude zero, os astrônomos atribuíram valores negativos aos objetos mais brilhantes do que Vega. Aqui estão alguns exemplos de valores de magnitude aparente para objetos brilhantes:
- Sol: –26.5
- Lua Cheia: –12.5 (média)
- Vênus: –4.3 (média)
- Júpiter: –2.7 (média)
- Sirius: –1.44
- Vega: 0.0
- Deneb: 1.25
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 advento de fotômetros e câmeras precisos, os astrônomos perceberam que até mesmo Vega não era uma estrela de referência perfeita. Sua luminosidade variava ao longo do tempo em cerca de 0,03 magnitudes. Assim, pela precisão, os astrônomos criaram um ponto zero baseado em uma fonte teórica com fluxo constante. No entanto, para observações visuais, Vega ainda pode servir 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 para cometas: 4
- Limite a olho nu para planetas e estrelas: 6.5
- Limite para binóculos de 7×50: 10
- Limite para telescópio de abertura de 35mm: 11.3
- Limite para telescópio de abertura de 60mm: 12.3
- Limite para telescópio de abertura de 102mm: 13.3
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.
