Luminosidad
Laluminosidad es la cantidad de radiación electromagnética que emite un cuerpo por unidad de tiempo.
En esta cantidad se incluyen todas las frecuencias del espectro electromagnético, lo que significa que hay que tener en cuenta otras regiones además del espectro visible. En el ámbito astronómico, la luminosidad es una cantidad difícil de medir debido a:
Dispersión de la luminosidad: la radiación electromagnética se propaga esféricamente y se dispersa por las superficies. La radiación que obtenemos en un punto concreto es sólo una pequeña parte del total emitido, por lo que necesitamos conocer la distancia al cuerpo emisor para extrapolarla. Véase la figura 1 para una explicación intuitiva.
Extinción: el espacio no está vacío. A grandes distancias, como las que hay entre planetas, estrellas, galaxias, etc., la radiación puede perderse debido a la absorción por obstáculos como el polvo y las nubes de gas. Esta pérdida de intensidad de la radiación electromagnética se conoce como extinción, que afecta más a las frecuencias altas que a las bajas.
La luminosidad se mide en vatios (W) y, suponiendo que las estrellas emitan como cuerpos negros, depende de la superficie del cuerpo y de su temperatura. Suponer que las estrellas emiten como cuerpos negros significa que consideramos que las propiedades de emisión y absorción son perfectas y que no hay pérdidas. Esta suposición resulta ser muy precisa para las estrellas.
Magnitud aparente
Ya en el siglo I a.C., Hiparco clasificó las estrellas según su brillo en el cielo. Lo hizo según una escala que iba del uno para las estrellas más brillantes al seis para las más tenues.
En 1865, se estableció que las estrellas de magnitud uno son 100 veces más brillantes que las de magnitud seis, lo que significa que una magnitud equivale a un factor de 2,512 de brillo. Esto sugirió el uso de una escala logarítmica para calcular el brillo aparente que medimos en la Tierra, lo que puede hacerse ya que no es más que una escala artificial creada por los científicos para referirse a cantidades comunes.
Otra ventaja de las escalas es que, una vez determinado un punto fijo (una estrella), podemos definir el resto en función de él. Normalmente, a la estrella Vega se le asigna una magnitud absoluta de 0 (2,512 más brillante que una estrella de la magnitud uno).
La relevancia del carácter "aparente" proviene del hecho de que estamos midiendo el brillo desde la Tierra. Esto significa que no nos preocupamos de la extinción ni de la propagación de la radiación. Sólo podemos trabajar con el flujo de radiación por unidad de superficie y comparar nuestros resultados en una escala logarítmica.
La fórmula estándar para la magnitud aparente, asignando a Vega el valor 0, es:
\[m = 2,5 \cdot \log_{10} \Big( \frac{F}{F_V} \Big)\}].
Aquí, el logaritmo está en base 10, m es la magnitud aparente, F es el flujo de radiación recibido por unidad de tiempo y área del cuerpo, y FV es el flujo de radiación recibido por unidad de tiempo de Vega.
El uso de una escala logarítmica incluye la posibilidad de tener magnitudes negativas. Por ejemplo, Sirio, la estrella más brillante de nuestro cielo, tiene una magnitud aparente de -1,46, lo que significa que es más de 2,512 veces más brillante que Vega.
Las ventajas de una escala logarítmica
Como hemos visto, existen razones históricas para utilizar una escala logarítmica al considerar las magnitudes: una cantidad lineal (magnitud) se relacionaba con una escala multiplicativa (brillo). Resulta que cuando consideramos fenómenos de este tipo (en los que los efectos multiplicativos generan grandes números), utilizar una escala logarítmica ayuda a recuperar un comportamiento lineal. También nos permite trabajar con números relativamente pequeños (una especie de "domesticación" de los datos).
Existe una medida útil de la intensidad de una estrella que no depende de la posición de la Tierra en el espacio e intenta abordar la cuestión de la extinción. Este concepto implica el uso de distancias a los objetos estudiados y conduce a la aparición de grandes números, que de nuevo se domestican mediante una escala logarítmica.
Magnitud absoluta
La magnitud aparente tiene un valor limitado debido a la subjetividad asociada a ella. Corresponde a cantidades medidas por distintos observadores y proporciona información sobre su distancia a determinadas fuentes, pero ofrece información limitada sobre las propiedades reales de estas fuentes. Esta limitación es lo que lleva a definir la magnitud absoluta.
Lamagnitud absoluta es la magnitud aparente de un objeto cuando se observa desde una distancia de 10 pársecs. 1 pársec equivale a 3,09⋅1016 m, más de 200.000 veces la distancia entre el Sol y la Tierra.
Esta definición tiene la ventaja de que está muy relacionada con la luminosidad de las estrellas. Mide el flujo de luminosidad por unidad de tiempo y por la misma unidad de superficie (la distancia de dispersión es la misma en la misma distancia de observación).
Sin embargo, la definición ampliamente utilizada no incluye información sobre los factores de extinción; sólo tiene en cuenta la distancia al objeto. Por tanto, no es una medida completamente exacta de la luminosidad.
La fórmula de la magnitud absoluta es
\M = m -5 \cdot \log_{10}(d) + 5\].
Aquí, M es la magnitud absoluta, m es la magnitud aparente y d es la distancia entre la Tierra y el objeto en pársecs.
Las diferencias entre magnitud absoluta y aparente
Las diferencias clave entre estos tipos de magnitudes se recogen en sus significados. La magnitud aparente se refiere a cómo vemos los objetos astronómicos y, en particular, las estrellas desde la Tierra. La magnitud absoluta se refiere a una medida real, a-dimensional, de la luminosidad de las estrellas y objetos astronómicos, pero, a menos que se corrija, no tiene en cuenta los factores de extinción.
Consideremos los ejemplos de Sirio y Antares. Sirio, la estrella más brillante de nuestro cielo, tiene una magnitud aparente mayor que Antares, una estrella gigante intermedia de enorme luminosidad que está muy lejos de la Tierra. Sus magnitudes aparentes son -1,46 y 1,09, respectivamente.
Sin embargo, sus magnitudes absolutas son 1,42 y -5,28, lo que coincide con el hecho de que Antares tiene una luminosidad mucho mayor.
Puntos clave
La luminosidad es la cantidad de radiación electromagnética emitida por un cuerpo por unidad de tiempo.
Dado que, en el espacio, la luminosidad es difícil de medir, tenemos que considerar otras cantidades conocidas como magnitudes.
La magnitud aparente es una medida logarítmica de la densidad de flujo de la luminosidad de los objetos vistos desde la Tierra.
La magnitud absoluta pretende eliminar la dependencia de la magnitud aparente de la distancia a la Tierra y se define como la magnitud aparente de un objeto medida a 10 parsecs de él.
Ambas magnitudes tienen sesgos, como la distancia a la Tierra o la ausencia de la corrección de la extinción, pero no dejan de ser magnitudes útiles en los estudios astronómicos.
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