Magnitud aparente

La magnitud aparente (${\displaystyle \mathbb {m} }$) cuantifica el brillo de una estrella o cuerpo celeste observado desde la Tierra. En consecuencia, la magnitud aparente depende de la luminosidad del objeto, la distancia observador-objeto y la posible extinción de la luz causada por polvo cósmico.

En el siglo II a. C. se catalogó a las estrellas por su magnitud aparente. Para esto, se dividieron las estrellas visibles en seis clases. La primera clase (m=+1) contenía las estrellas más brillantes. En la sexta (m=+6), se incluía a las estrellas con brillo muy atenuado. Esta clasificación se basa en la respuesta del ojo humano con la luz; siendo esta no-lineal. Por lo tanto, si se tienen tres estrellas cuyos brillos siguen la proporción 1:10:100, la tercera corresponde a la más brillante, la diferencia entre las magnitudes aparentes de la primera y la segunda es la misma que la diferencia entre la segunda y la tercera.^[1]​ Esto se debe a que la escala es logarítmica.

Actualmente, la escala de magnitudes aparentes puede tomar cualquier valor real tanto negativo como positivo, por ejemplo: la magnitud del Sol es -26,7. Al igual, la magnitud aparente disminuye cuando aumenta el brillo de la estrella, por consecuencia, la magnitud aparente del Sol es la de menor valor. El telescopio espacial Hubble permite observar objetos con magnitudes aparentes de +31,5.

La medida experimental de la magnitud aparente de un objeto se basa en la fotometría. Es por esto que está condicionada por la sensibilidad del instrumento y de su filtro paso banda. Dependiendo del método de observación se pueden definir distintos sistemas de magnitud; entre los más comunes se encuentran el sistema fotométrico UBV y el sistema fotométrico Strömgren.

Por consiguiente, la magnitud aparente se mide para determinadas bandas del espectro luminoso. En el caso de medir en el espectro visible, se denomina magnitud visual (${\displaystyle m_{v}}$) y puede ser estimada por el ojo humano.​​^[2]​^[3]​ Si se mide en todas las longitudes de onda, se denomina magnitud bolométrica (${\displaystyle m_{\text{bol}}}$).

Es necesario definir un valor de brillo de referencia para el punto cero de la magnitud aparente, usualmente se utiliza a Vega; otros sistemas son STMAG y AB.

1. ↑ Karttunen, Hannu; et al. (2003). Fundamental Astronomy. Springer. ISBN 978-3-540-34143-7. 
2. ↑ Higuera, Mario A. «Magnitud, flujo y luminosidad». Archivado desde el original el 15 de septiembre de 2012. Consultado el 4 de noviembre de 2013. «pág. 4». 
3. ↑ Galadí Enríquez, David (2011). Universitat de València, ed. Astronomía fundamental. Valencia: Educació. Sèrie Materials. pp. 159-161. ISBN 8437086434.