Scara de magnitudine pentru strălucirea stelelor

Procesul de măsurare a luminozității aparente a stelelor se numește fotometrie (din grecescul foto care înseamnă „lumină” și –metrie înseamnă „a măsura”). După cum am văzut în Observarea cerului: nașterea astronomiei, fotometria astronomică a început cu Hipparchus. În jurul anului 150 î.e.n., el a ridicat un observator pe insula Rodos din Marea Mediterană. Acolo a pregătit un catalog de aproape 1000 de stele care includea nu numai pozițiile lor, ci și estimări ale luminozității lor aparente.

Hipparchus nu avea un telescop sau vreun instrument care să poată măsura cu precizie luminozitatea aparentă, așa că a făcut pur și simplu estimări cu ochii. El a ordonat stelele în șase categorii de luminozitate, fiecare dintre ele a numit-o magnitudine. S-a referit la cele mai strălucitoare stele din catalogul său drept stele de prima magnitudine, în timp ce cele atât de slabe încât de abia le putea vedea erau stele de a șasea magnitudine. În timpul secolului al XIX-lea, astronomii au încercat să facă scara mai precisă stabilind exact cât de mult diferă luminozitatea aparentă a unei stele de magnitudinea a șasea față de cea a unei stele de magnitudinea întâi. Măsurătorile au arătat că primim de aproximativ 100 de ori mai multă lumină de la o stea de prima magnitudine decât de la o stea de a șasea magitudine. Pe baza acestei măsurători, astronomii au definit apoi un sistem precis de magnitudine în care o diferență de cinci magnitudini corespunde exact unui raport de luminozitate de 100:1. În plus, magnitudinile stelelor sunt cu zecimale; de exemplu, o stea nu este doar o „stea de a doua magnitudine”, ea are o magnitudine de 2,0 (sau 2,1, 2,3 și așa mai departe). Deci, ce număr este care, înmulțit împreună de cinci ori, oferă acest factor de 100? Joacă pe calculator și vezi dacă îl poți obține. Răspunsul se dovedește a fi aproximativ 2,5, care este rădăcina de ordinul cinci a lui 100. Aceasta înseamnă că o stea cu magnitudinea 1,0 și o stea cu magnitudinea 2,0 diferă în luminozitate cu un factor de aproximativ 2,5. De asemenea, primim de aproximativ 2,5 ori mai multă lumină de la o stea cu magnitudinea 2,0 decât de la o stea cu magnitudinea 3,0. Care este diferența dintre o stea cu magnitudinea 1,0 și o stea cu magnitudinea 3,0? Deoarece diferența este de 2,5 ori pentru fiecare „pas” de mărime, diferența totală de luminozitate este de 2,5 × 2,5 = 6,25 ori.

Iată câteva reguli generale care i-ar putea ajuta pe cei nou la acest sistem. Dacă două stele diferă cu 0,75 magnitudini, ele diferă cu un factor de aproximativ 2 ca luminozitate. Dacă se află la o distanță de 2,5 magnitudini, ele diferă în luminozitate cu un factor de 10, iar o diferență de 4 magnitudini corespunde unei diferențe de luminozitate de un factor de 40. S-ar putea să vă spuneți în acest moment: „De ce astronomii continuă să folosească acest sistem complicat de acum mai bine de 2000 de ani?” Aceasta este o întrebare excelentă și, după cum vom discuta, astronomii de astăzi pot folosi alte moduri de a exprima cât de strălucitoare apare a fi o stea. Dar, deoarece acest sistem este încă folosit în multe cărți, diagrame ale stelelor și aplicații pentru computer, am simțit că trebuie să-l prezentăm (chiar dacă am fost foarte tentați să-l omitem.)

Cele mai strălucitoare stele, cele care au fost denumite în mod tradițional stele de prima magnitudine, s-au dovedit de fapt (când au fost măsurate cu precizie) a nu fi identice ca luminozitate. De exemplu, cea mai strălucitoare stea de pe cer, Sirius, ne trimite de aproximativ 10 ori mai multă lumină decât steaua medie de prima magnitudine. Pe scara modernă de magnitudine, lui Sirius, steaua cu cea mai strălucitoare magnitudine aparentă, i s-a atribuit o magnitudine de -1,5. Alte obiecte de pe cer pot apărea și mai strălucitoare. Venus, cel mai strălucitor, are magnitudinea -4,4, în timp ce Soarele are o magnitudine de -26,8. Figura 17.2 prezintă intervalul de magnitudini observate de la cea mai strălucitoare la cea mai slabă, împreună cu mărimile reale ale mai multor obiecte bine-cunoscute. Faptul important de reținut atunci când utilizați magnitudinea este că sistemul merge înapoi: cu cât magnitudinea este mai mare, cu atât obiectul pe care îl observați este mai slab.

Figura 17.2 Mărimile aparente ale obiectelor bine-cunoscute. Sunt prezentate și cele mai slabe magnitudini care pot fi detectate cu ochiul liber, binoclu și telescoape mari.