Girish V Escala de Magnitude Fluxo Cores e Temperaturas das Estrelas 2500 anos atrás, o astrónomo e ancião Grego Hipparchus classificou o brilho das estrelas visíveis no céu numa escala de 1 a 6. Ele chamou às estrelas mais brilhantes do céu as de primeira magnitude, e às estrelas mais pálidas chamou de sexta magnitude. Incrivelmente, dois milénios e meio depois, a classificação de Hipparchus ainda é bastante usada pelos astrónomos, se bem que tem sido modernizada e quantificada desde então. A escala de magnitude anda para trás no que estaria à espera: as estrelas mais brilhantes têm menores magnitudes que as estrelas mais pálidas. A escala moderna de magnitudes é uma medida quantitativa do fluxo de luz que provém de uma estrela, com uma escala logarítmica: m = m_0 - 2.5 log (F / F_0) Se você não percebe a matemática disto, simplesmente diz que a magnitude de uma dada estrela (m) é diferente da de uma estrela-padrão qualquer (m_0) em 2,5 vezes o logaritmo da relação entre os seus fluxos. O facto de '2,5 * log' significa que se a relação do fluxo for de 100, a diferença de magnitudes é de 5 mag. Por isso, uma estrela de 6a magnitude é 100 vezes mais fraca que uma estrela de 1a magnitude. A razão pela qual a classificação simples de Hipparchus se traduz para uma função relativamente complexa tem a ver com o facto de o olho humano reagir logaritmicamente à luz. Existem diversas escalas de magnitude diferentes em uso, onde cada uma serve um propósito diferente. A mais comum é a escala da magnitude aparente; esta é apenas a medida de quão brilhantes as estrelas (e os outros objectos) parecem ao olho humano. A escala da magnitude aparente define que a estrela Vega tem uma magnitude 0,0 e atribui as magnitudes a todos os outros objectos, usando a equação acima, e uma medida da relação do fluxo de cada objecto em relação a Vega. É difícil perceber as estrelas usando apenas as magnitudes aparentes. Imagine duas estrelas no céu com a mesma magnitude aparente, como tal deverão parecer igualmente brilhantes. Você não pode saber só por olhar se as duas têm o mesmo brilho intrínseco; é possível que uma estrela seja intrinsecamente mais brilhante, mas esteja mais longe. Se soubéssemos as distâncias às estrelas (veja o artigo sobre a paralaxe), poderíamos ter em conta a sua distância e atribuir magnitudes absolutas que iriam reflectir o seu brilho verdadeiro e intrínseco. A magnitude absoluta está definida como a magnitude absoluta que a estrela teria se fosse observada a uma distância de 10 parsecs (1 parsec equivale a 3,26 anos-luz, ou seja, 3,1 x 10^18 cm). A magnitude absoluta (M) pode ser determinada a partir da magnitude aparente (m) e da distância em parsecs (d) usando a fórmula: M = m + 5 - 5 * log(d) (repare que M=m quando d=10). A escala de magnitude moderna não se baseia mais no olho humano; baseia-se em placas fotográficas e em fotómetros fotoeléctricos. Com os telescópios, podem-se ver os objectos mais fracos do que o Hipparchus podia ver com os seus olhos sem nenhum auxílio, como tal a escala foi extendida para além da 6a magnitude. De facto, o Telescópio Espacial Hubble consegue registar as estrelas com uma fraqueza ao nível da 30a magnitude, o que é um bilionésimo do fluxo de Vega. Uma nota final: a magnitude é normalmente medida através de um filtro de cor de um tipo qualquer, e essas magnitudes são demarcadas por um índice que descreve o filtro (&ie;, o m_V é a magnitude através de um filtro visual, que é esverdeado, o m_B é a magnitude através de um filtro azul ('blue') e o m_pg é a magnitude de uma placa fotográfica, &etc;).