Magnitudes límite absolutas: descripción, escala y brillo

2024 Autor: Miguel Ramacey | [email protected]. Última modificación: 2023-12-17 06:17

Si levantas la cabeza en una noche clara y sin nubes, puedes ver muchas estrellas. Tantos que parece imposible contarlos. Resulta que todavía se cuentan los cuerpos celestes visibles a simple vista. Hay alrededor de 6 mil de ellos, este es el número total para los hemisferios norte y sur de nuestro planeta. Idealmente, tú y yo, estando, por ejemplo, en el hemisferio norte, deberíamos haber visto aproximadamente la mitad de su número total, es decir, alrededor de 3 mil estrellas.

Miríadas de estrellas de invierno

Desafortunadamente, es casi imposible considerar todas las estrellas disponibles, porque esto requerirá condiciones con una atmósfera perfectamente transparente y la ausencia total de cualquier fuente de luz. Incluso si te encuentras en un campo abierto lejos de la luz de la ciudad en una profunda noche de invierno. ¿Por qué en invierno? ¡Sí, porque las noches de verano son mucho más luminosas! Esto se debe al hecho de que el sol no se pone muy por debajo del horizonte. Pero incluso en este caso, no habrá más de 2.5 a 3 mil estrellas disponibles para nuestro ojo. ¿Por qué es eso?

Lo que pasa es que la pupilaEl ojo humano, si lo imaginamos como un instrumento óptico, recoge una determinada cantidad de luz de diferentes fuentes. En nuestro caso, las fuentes de luz son las estrellas. Cuántos los veremos directamente depende del diámetro de la lente del dispositivo óptico. Naturalmente, el cristal de la lente de los binoculares o de un telescopio tiene un diámetro mayor que la pupila del ojo. Por lo tanto, recogerá más luz. Como resultado, se puede ver una cantidad mucho mayor de estrellas usando instrumentos astronómicos.

Cielo estrellado a través de los ojos de Hiparco

Por supuesto, habrás notado que las estrellas difieren en brillo o, como dicen los astrónomos, en brillo aparente. En el pasado lejano, la gente también prestó atención a esto. El antiguo astrónomo griego Hipparchus dividió todos los cuerpos celestes visibles en magnitudes estelares que tienen clases VI. Los más brillantes de ellos "ganaron" I, y describió a los más inexpresivos como estrellas de categoría VI. El resto se dividió en clases intermedias.

Más tarde resultó que diferentes magnitudes estelares tienen algún tipo de conexión algorítmica entre ellas. Y la distorsión del brillo en un número igual de veces es percibida por nuestro ojo como una eliminación por la misma distancia. Por lo tanto, se supo que el resplandor de una estrella de categoría I es más brillante que el resplandor de II en unas 2,5 veces.

Una estrella de clase II es más brillante que la clase III por el mismo número de veces, y un cuerpo celeste de III, respectivamente, es más brillante que IV. Como resultado, la diferencia entre el brillo de las estrellas de magnitudes I y VI difiere en 100 veces. Así, los cuerpos celestes de la categoría VII están más allá del umbral de la visión humana. Es importante saber que la estrellala magnitud no es el tamaño de una estrella, sino su brillo aparente.

¿Qué es la magnitud absoluta?

Las magnitudes de las estrellas no solo son visibles, sino también absolutas. Este término se utiliza cuando es necesario comparar dos estrellas entre sí por su luminosidad. Para ello, cada estrella se refiere a una distancia estándar convencional de 10 parsecs. En otras palabras, este es el tamaño de un objeto estelar que tendría si estuviera a una distancia de 10 PC del observador.

Por ejemplo, la magnitud de nuestro sol es -26,7, pero desde una distancia de 10 PC, nuestra estrella sería un objeto apenas visible de quinta magnitud. De esto se deduce: cuanto mayor sea la luminosidad de un objeto celeste, o, como se suele decir, la energía que irradia una estrella por unidad de tiempo, más probable es que la magnitud absoluta del objeto tome un valor negativo. Y viceversa: cuanto menor sea la luminosidad, mayores serán los valores positivos del objeto.

Las estrellas más brillantes

Todas las estrellas tienen un brillo aparente diferente. Algunas son ligeramente más brillantes que las de primera magnitud, las últimas son mucho más débiles. En vista de esto, se introdujeron los valores fraccionarios. Por ejemplo, si la magnitud estelar aparente en su brillo está en algún lugar entre las categorías I y II, entonces se considera que es una estrella de clase 1, 5. También hay estrellas con magnitudes 2, 3… 4, 7… etc… Por ejemplo, Procyon, que forma parte de la constelación ecuatorial Canis Minor, se ve mejor en toda Rusia en enero o febrero. Su brillo aparente es 0.4.

Cabe destacar que yola magnitud es un múltiplo de 0. Solo una estrella le corresponde casi exactamente: esta es Vega, la estrella más brillante de la constelación de Lyra. Su brillo es de aproximadamente 0,03 de magnitud. Sin embargo, hay luminarias que son más brillantes que él, pero su magnitud es negativa. Por ejemplo, Sirio, que se puede observar en dos hemisferios a la vez. Su luminosidad es de magnitud -1,5.

Las magnitudes estelares negativas se asignan no solo a las estrellas, sino también a otros objetos celestes: el Sol, la Luna, algunos planetas, cometas y estaciones espaciales. Sin embargo, hay estrellas que pueden cambiar su brillo. Entre ellas hay muchas estrellas pulsantes con amplitudes de brillo variables, pero también las hay en las que se pueden observar varias pulsaciones simultáneamente.

Medición de magnitudes estelares

En astronomía, casi todas las distancias se miden con la escala geométrica de magnitudes estelares. El método de medición fotométrica se utiliza para largas distancias, y también si se necesita comparar la luminosidad de un objeto con su brillo aparente. Básicamente, la distancia a las estrellas más cercanas está determinada por su paralaje anual, el semieje principal de la elipse. Los satélites espaciales lanzados en el futuro aumentarán la precisión visual de las imágenes al menos varias veces. Lamentablemente, todavía se utilizan otros métodos para distancias superiores a 50-100 PC.

Excursión al espacio exterior

En el pasado lejano, todos los cuerpos celestes y los planetas eran mucho más pequeños. Por ejemplo, nuestra Tierra alguna vez fue del tamaño de Venus, e incluso antes, del tamaño de Marte. Hace miles de millones de años, todos los continentes cubrieron nuestro planeta con una corteza continental continua. Más tarde, el tamaño de la Tierra aumentó y las placas continentales se separaron, formando océanos.

Todas las estrellas con la llegada del "invierno galáctico" aumentaron la temperatura, la luminosidad y la magnitud. La medida de la masa de un cuerpo celeste (por ejemplo, el Sol) también aumenta con el tiempo. Sin embargo, esto fue extremadamente desigual.

Inicialmente, esta pequeña estrella, como cualquier otro planeta gigante, estaba cubierta de hielo sólido. Posteriormente, la estrella comenzó a aumentar de tamaño hasta alcanzar su masa crítica y dejó de crecer. Esto se debe al hecho de que las estrellas aumentan periódicamente su masa después del próximo invierno galáctico y disminuyen durante los períodos fuera de temporada.

Todo el sistema solar creció junto con el Sol. Desafortunadamente, no todas las estrellas podrán seguir este camino. Muchos de ellos desaparecerán en las profundidades de otras estrellas más masivas. Los cuerpos celestes giran en órbitas galácticas y, acercándose gradualmente al mismo centro, colapsan sobre una de las estrellas más cercanas.

Galaxy es un sistema planetario estelar supergigante que se originó a partir de una galaxia enana que se originó a partir de un cúmulo más pequeño que surgió de un sistema planetario múltiple. Este último vino del mismo sistema que el nuestro.

Limitar tamaño de estrella

Ahora ya no es un secreto que cuanto más transparente y oscuro sea el cielo sobre nosotros, más estrellas o meteoros podrás ver. Estrella límitela magnitud es una característica que se determina mejor debido no solo a la transparencia del cielo, sino también a la visión del espectador. Una persona puede ver el resplandor de la estrella más tenue solo en el horizonte, con visión periférica. Sin embargo, vale la pena mencionar que este es un criterio individual para cada uno. Cuando se compara con la observación visual de un telescopio, la diferencia esencial es el tipo de instrumento y el diámetro de su lente.

La fuerza de penetración de un telescopio con una placa fotográfica capta la radiación de estrellas tenues. Los telescopios modernos pueden observar objetos con una luminosidad de 26 a 29 magnitudes. El poder de penetración del dispositivo depende de muchos criterios adicionales. Entre ellos, la calidad de la imagen no es de poca importancia.

El tamaño de la imagen de una estrella depende directamente del estado de la atmósfera, la distancia focal de la lente, la emulsión y el tiempo asignado para la exposición. Sin embargo, el indicador más importante es el brillo de la estrella.