Astronomía del Traspatio: El Sistema de Magnitudes Estelares
Por Alan MacRobert    Traducción de Francisco Javier Mandujano Ortíz

Muchas de las maneras de contar y de medir las cosas trabajan de una forma lógica. Cuando la dimensión de lo que está usted midiendo se incrementa, el número es mayor.

Cuando gana peso, la báscula no le va a indicar un peso menor. Pero las cosas en astronomía no son tan parecidas, al menos no cuando se trata de el brillo de las estrellas.

Las magnitudes estelares se cuentan al revés, como resultado de una idea antigua que parecía ser una buena idea en aquel tiempo.

Desde entonces, la escala de las magnitudes estelares es, como muchas de las cosas en astronomía, la historia del incremento de la precisión científica sobre un cimiento histórico profundamente enraizado para cualquiera que le escarbe y comience fresco.

La historia comienza alrededor del año 120 A.C., cuando el astrónomo griego Hiparcus produjo el primer catálogo bien conocido.

Hiparcus graduó el brillo de las estrellas de una manera muy sencilla. Llamó a las mas brillantes "de primera magnitud," significando simplemente "la mas grande."

Las estrellas: Magnitud, brillo y color

A las estrellas no tan brillantes como estas primeras las llamó "de segunda magnitud," la segunda mas grande. A las estrellas mas débiles que pudo ver las llamó "de sexta magnitud."

Este sistema fué copiado por Claudius Ptolemaius en la lista de estrellas que escribió por el año 140 D.C. En algunas ocasiones Ptolemaius añadió la expresión "más grande" o "más pequeña" para distinguir estrellas situadas entre clases estelares.

El trabajo de Ptolemaius permaneció en las bases de la astronomía durante los siguientes 1,400 años, de esta manera se usó el sistema de primera a sexta magnitud. Trabajó muy bien.

Galileo forzó el primer cambio. Cuando dirigió su telescopio al cielo descubrió que existían estrellas mas tenues que las de sexta magnitud. En su tratado de 1610 Siderius Nuncius, comentaba: "En verdad, es posible detectar con el lente estrellas que se encuentran debajo de la sexta magnitud así como cúmulos de otras que escapan a la vista natural, lo que es difícil de creer." "Las mayores de estas las podemos designar como de séptima magnitud…".. Así se introdujo un nuevo término en el lenguaje astronómico y la escala de magnitudes quedó definida. Ahora no hay vuelta atrás.

Conforme los telescopio crecieron y fueron siendo mejor, los astrónomos añadían cada vez mas magnitudes al fondo de la escala. Actualmente, un par de binoculares de 50 mm pueden mostrarnos estrellas de cerca de la 9a magnitud, un telescopio de 15 cm alcanza la 13ava y el Telescopio Espacial Hubble ha visto objetos de magnitud 30.

Mientras mas amplio el espacio de magnitudes, mayor esta discrepancia. Los mapas dibujados en las revistas de Sky & Telescope usan un sistema de puntos cuyo tamaño está de acuerdo con la relación de brillo (vea la página 311 del mes de marzo de 1990).

Pero el mundo científico de los años 1850s estaba embobado por los logaritmos, por lo que quedaron incrustados dentro del sistema de magnitudes de manera tan firme como la numeración retrógrada de Hiparcus.

Ahora que ya se habían graduado las magnitudes estelares en una escala precisa, como sucede casi siempre, apareció otro problema inevitable. Algunas estrellas de "1a magnitud" eran mucho mas brillantes que otras.

Los astrónomos no tuvieron otra alternativa que extender la escala pero hacia los números negativos. Así, Rigel, Capela, Arcturus y Vega son de magnitud 0 -- algo que puede sonar como que no tienen brillo. Pero era demasiado tarde para comenzar de nuevo. La escala de magnitudes se extiende bastante lejos dentro del lado de valores negativos: Sirius brilla con magnitud -1.5, Venus alcanza -4.4, la Luna llena es cerca de -12.5 y el Sol -26.7.

OTROS COLORES, OTRAS MAGNITUDES

Hacia finales del siglo XIX, los astrónomos estuvieron usando la fotografía para registrar el cielo y medir el brillo de las estrellas apareciendo un nuevo problema. Algunas estrellas que para el ojo tienen el mismo brillo mostraban otro en la película y viceversa. Comparativamente con el ojo, las emulsiones fotográficas eran mas sensibles a la luz azul y menos a la luz roja.

De acuerdo con ello, se crearon dos escalas. La magnitud visual, o mvis, que describe como ve el ojo a una estrella.

La magnitud fotográfica, o mfg, referida a las imágenes estelares en las películas blanco y negro sensibles al azul.

La diferencia entre las magnitudes visual y fotográfica fue una medida conveniente del color de las estrellas. La diferencia entre las dos clases de magnitudes se llamó "índice de color." Su valor se incrementa positivamente para las estrellas amarillas, anaranjadas y rojas y es negativo para las azules.

¡Pero las distintas emulsiones fotográficas tienen distintas respuestas espectrales! Y también hay diferencia en los ojos de la gente. Por una parte, sus ojos se vuelven amarillos con la edad; la gente anciana ve el mundo a través de filtros amarillos (S&T: Septiembre 1991, página 254). Los sistemas de magnitudes diseñados para distintas longitudes de onda tenían que estar mas firmemente aterrizados que esto.

Actualmente, las magnitudes precisas están especificadas por lo que ve un fotómetro fotoeléctrico estándar a través de filtros de color normalizados. Se han desarrollado varios sistemas fotométricos; el mas familiar es el UVB llamado así por los tres filtros mas usados: Ultravioleta, Visible (su pico mayor está en la región del amarillo-verde, que es donde es mas sensible el ojo humano) y Azul (Blue).

El índice de color está definido como la magnitud B menos la magnitud V. Una estrella blanca pura tiene un B-V de 0.2, nuestro amarillo Sol es 0.63, la anaranjado-rojiza Betelgeuse es 1.85 y la estrella mas azul posible es -0.4, una blanquiazul pálida. (vea "La verdad Acerca del Color de las Estrellas," S&T: septiembre 1992, página 266).

Tanto éxito tuvo el sistema UVB que se extendió hacia el lado rojo con filtros R e I para definir magnitudes normales roja y cercana al infrarrojo. De ahí salió algo llamado UBVRI. Los astrónomos del infrarrojo han llevado esto hacia longitudes de onda mas largas definiendo, después de I las bandas J, K, L, M, N, y Q (S&T: junio de 1995, página 23). Se escogieron para hacer coincidir las longitudes de onda del infrarrojo con las "ventanas" en la atmósfera donde la absorción realizada por el vapor de agua no afecte la visibilidad.

APARIENCIA Y REALIDAD

¿Qué es entonces el brillo real de un objeto? ¿Qué tanta energía nos está enviando en la combinación de todas las longitudes de onda, visibles e invisibles?

La respuesta se llama magnitud bolométrica, mbol, debido a que en una ocasión se midió la radiación total de un objeto con aparato llamado bolómetro.

La magnitud bolométrica recibe el nombre de la visión del ojo de Dios del lustre de un objeto. Los astrofísicos lo valoran como la medición verdadera de la emisión de energía vista desde la posición de la Tierra.

La corrección bolométrica le dice que tan brillante es la magnitud bolométrica comparada con la magnitud V. Su valor es siempre negativo, debido a que cualquier estrella u objeto emite al menos alguna radiación fuera del rango visual.

Hasta ahora hemos estado tratando solamente con magnitudes aparentes -- que tan brillantes se ven las cosas desde la Tierra. No sabemos que tan brillante es en efecto un objeto hasta que no hayamos tomado en cuenta la distancia.

De esta forma, los astrónomos crearon la escala de magnitud absoluta. La magnitud absoluta de un objeto es simplemente que tan brillante sería si se le coloca a una distancia de 10 parsecs (32.6 años luz).

Visto desde esta distancia, el Sol brillaría con magnitud de 4.85. Rigel resplandecería a -8, un brillo cercano al de la Luna en cuarto creciente. La enana roja Próxima Centauri, la estrella mas cercana del sistemas solar, tendría magnitud 15.6, ¡el límite de visibilidad de un telescopio de 40 cm! Conocer las magnitudes absolutas hace fácil entender que diversidad de objetos son todos aquellos que agrupamos bajo el nombre de "estrellas."

Las magnitudes absolutas se escriben siempre con la M, las magnitudes aparentes con m. Cualquier tipo de magnitud aparente -- fotográfica, bolométrica o lo que sea -- puede convertirse en absoluta.

Por último, para los cometas y asteroides se usa una "magnitud absoluta" muy distinta. Le dice que tan brillante aparecería a un observador que estuviera parado en el Sol si el objeto se encontrara a una unidad astronómica de distancia.

Entonces, ¿Son tan complicadas las magnitudes estelares? No del todo. Son tan sencillas como pueden ser considerando sus raíces históricas y lo que tienen que describir ahora. Hiparcus estaría encantado.

Alan MacRobert es un Editor Asociado de la revista Sky & Telescope y un ávido astrónomo de traspatio.

Francisco Javier Mandujano Ortíz es miembro del Consejo Consultivo de la Sociedad Astronómica de México A.C.