Magnitud aparente y brillo estelar

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INSTITUTO ASTRONÓMICO PORTA COELI A.C.
“365 cápsulas de astronomía”
CAPSULA #13: Magnitud aparente y brillo estelar

La magnitud aparente de una estrella, de un planeta, o de cualquier otro cuerpo celeste es la medida de su brillo así como aparece, tal cual, pero sin tener en cuenta la atmósfera, porque ésta es variable para cada lugar de la Tierra. Pensemos, por ejemplo, que el grosor de la atmósfera en la Ciudad de México es mucho menor, que el grosor que tiene la misma atmósfera, en cualquier sitio que se encuentre al nivel del mar. Obviamente que en la Ciudad de México, el grosor de la atmósfera tendrá 2, 220 metros menos.

En las ecuaciones y en las abreviaturas, la magnitud aparente siempre se representa con una “eme” minúscula: “m”, mientras que la otra magnitud, la Absoluta, se representa siempre con una “eme” mayúscula: “M”. En pocas palabras, la magnitud absoluta (M) es la magnitud aparente (m) que tendría una estrella si se encontrara a 10 parsecs de nosotros, o sea a 32.616 años luz. Por lo pronto, nos ocupamos de la magnitud aparente (m). Sucede que este sistema de clasificación estelar fue usado extensamente por Claudio Tolomeo, en el siglo II d C., y aparece muchas veces en sus escritos. Pero ya desde el siglo II a C., lo usaba Hiparco de Nicea, quien fue su autor.

Hiparco de Nicea clasificó, mediante un sistema primitivo, pero científico, por su brillo, más de mil estrellas. A las primeras 20, las más brillantes, les dio el valor de +1, o sea de “primera magnitud”. Luego las de segunda magnitud (+2), y así hasta la sexta magnitud (+6) que se encontraban en el límite de la visión humana. El cálculo del número de las estrellas situadas en estas 6 magnitudes, es aproximadamente de 5, 500. Todas las demás tienen que verse a través de binoculares o de un telescopio. Según este sistema las estrellas más brillantes se representan con menor valor, y las extremadamente brillantes incluso tienen “un valor negativo”.

El sistema de Hiparco de Nicea no tomaba en cuenta a la Luna, ni al Sol, por supuesto. Estos fueron clasificados en tiempos modernos, siguiendo la misma escala, con valores negativos, para la Luna llena: -12.6, y para el Sol: -26.8, pero esto solo fue posible al inventarse el fotómetro en Inglaterra a finales del siglo XIX. Los científicos actuales usan la fotometría CCD, o sea, la que usa un Chip Cuantificador, la cual hace rudimentario el sistema de fotometría usado a principios del siglo XX.

El siguiente paso lo dio el inglés Norman Pogson en 1856, cuando estableció la “Constante de Pogson”. La cual consiste en definir que una estrella de primera magnitud es 100 veces más brillante que otra de sexta magnitud. De tal manera que entre magnitud y magnitud siempre habrá una variante de 2.512. En este sistema encontramos que el brillo máximo a que llega el planeta Venus es de -4.4, mientras que el de Marte es de -2.2. La estrella Sirio, que es la que más brilla aparentemente en el cielo nocturno, llega a -1.5, y la que le sigue, Canopo la encontramos en -0.7. En las ciudades solo podemos ver estrellas de magnitud aparente +3, mientras que en el campo, el límite de la visibilidad se sitúa en +6. Los telescopios más potentes pueden ver estrellas que rayan en la magnitud +30. La referencia que tomó Pogson fue la estrella Polar, a la que le dio un valor de +2; pero dado que Polaris es ligeramente variable en su brillo, los astrónomos modernos han tomado como referencia a la estrella Vega, de brillo constante, a la cual le han asignado un valor de magnitud aparente igual a cero.

¡NOS VEMOS EN EL OBSERVATORIO! 

¿Qué puedes ver esta semana?

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Horario de salida de los astros

  O Planetas formales,  *estrellas.

EVENTOS IMPORTANTES:

-Estos días habrá oposición, esto quiere decir que se podrá observar a Júpiter por casi toda la noche.
-También es buen tiempo para poder observar a Venus. 

­ NOTA: Los objetos se ocultan aproximadamente 12 horas después de su salida.

CLIMA NUBLADO O LLUVIOSO

El observatorio cuenta con proyecciones en tiempo real con explicaciones más detalladas de los fenómenos astronómicos.

También ofrecemos: CHARLAS ASTRONÓMICAS CON TEMAS VARIADOs

Achernar

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CAPSULA #12: Achernar

También llamada “Alfa Eridani” por ser la más brillante de las estrellas de la constelación del Eridano, la cual representa un río. Precisamente el nombre de esta estrella significa “fin del rio”, ó “desembocadura del río”, según “Al ahir al nahr” del idioma árabe. Otro nombre con que se le conoce es “Acamar” palabra que proviene de la misma raíz lingüística.

Es una estrella de primera magnitud, muy apreciada por los marineros, ya que en las latitudes desde donde puede verse, aparece antes que todas las demás, al atardecer, y desparece después que todas, al amanecer. Otra razón de este aprecio, es que se encuentra muy cerca del polo sur celeste, de tal manera que se puede deducir fácilmente su posición, una vez identificada. Es una estrella circumpolar para los habitantes del extremo sur de América. De hecho, desde Santiago de Chile nunca está debajo del horizonte astronómico. Es también circumpolar desde Nueva Zelanda, el sur de Australia, el sur de Sudáfrica, y las islas del océano Pacífico Sur. Puede verse claramente desde el centro y el sur de México, siendo para el norte de la República y sur de los Estados Unidos de América, poco probable que pueda verse, por encontrase desde estas latitudes, muy cerca del horizonte sur, o debajo de él.

Se trata de la novena estrella más brillante del cielo nocturno, y la más caliente y azul de las primeras diez en magnitud aparente.

Debido a su extrema velocidad de rotación, que se cifra hasta en 300 kilómetros por segundo, de tal manera que gira sobre su eje una vez cada 15 horas. Achernar tiene la figura de una elipse, cuyo eje ecuatorial es más del 50% mayor que su eje polar. Los astrónomos calculan el valor de su eje ecuatorial en 12 millones de kilómetros, mientras que a su eje polar apenas le dan 7 millones de kilómetros. Su extraña figura asemeja a la de un huevo.

Achernar está clasificada como estrella del tipo B, como tal, se trata de un astro sumamente caliente y azulado. De hecho su temperatura en la superficie fácilmente supera los 20, 000 grados centígrados mientras que en su núcleo ésta sería, de alrededor de 18 millones de grados centígrados.

La masa de Achernar es equivalente a 8 veces la que tiene actualmente el Sol, por lo tanto se le clasifica como una “estrella subgigante”. Comparada con el Sol, Achernar pierde más masa ya que irradia más energía por su rápida rotación. Principalmente a la que se conoce como “viento solar”, en el caso de Achernar sería “viento estelar”; para el Sol esta pérdida sería relativamente pequeña, no así para Achernar, ya que a consecuencia de su tamaño excesivo y a su fuerte velocidad de rotación, aunado también al “consumo” rápido de hidrógeno; pierde demasiada masa, lo cual derivará en una corta vida, la cual se calcula entre mil y 2 mil millones de años. La referencia con el Sol puede ser útil: El Sol “vive” actualmente en la etapa media de una secuencia principal de 10 mil millones de años.

La “corta vida” de una estrella como Achernar, deriva consecuentemente en que no pueda tener planetas potencialmente habitables por seres vivos, ya que estos, necesitan más tiempo para evolucionar adecuadamente.

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