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En astronomía, magnitud absoluta ('M') es la magnitud aparente, 'm', que tendría un objeto si estuviera a una distancia de 10 pársecs (alrededor de 32,616 años luz, o 3 × 10 ¹⁴km) en un espacio completamente vacío sin absorción interestelar. La ventaja de la magnitud absoluta es que tiene una relación directa con las luminosidades de los astros, siendo la misma relación para cada uno de ellos, pudiendo así, al comparar las magnitudes absolutas entre dos o más astros, también comparar las luminosidades entre ellos —ya que la distancia no influye de ninguna forma.

Magnitud absoluta de un cometa o asteroide es el brillo que tendría el astro en cuestión si estuviera situado a 1 ua tanto del Sol como de la Tierra y su ángulo de fase fuese 0º, es decir completamente iluminado por el Sol.

Definición

Para definir la magnitud absoluta es necesario especificar el tipo de radiación electromagnética que está siendo medida. La magnitud absoluta se deduce generalmente de la magnitud visual medida con un filtro V, expresándose como M_v. Si está definida para otras longitudes de onda, llevará diferentes subíndices, y si se considera la radiación en todas las longitudes de onda, recibe el nombre de magnitud absoluta bolométrica (M_bol).

La magnitud absoluta se puede hallar, si se conoce la magnitud aparente (m{displaystyle m}) y la distancia (d{displaystyle d}) en parsec por medio de:

M = m + 5 – 5 × log d   [1]

o bien si se conoce el paralaje (π) por

M = m + 5 + 5 × log π   [2]

Por ejemplo, para Vega (α Lyr) es m = +0,03 y π = 0”129; teniendo entonces:

M = 0,03 + 5 + (5 × (–0,88941)) = 0,58

único en su clase, es el Sol; su magnitud visual es m = –26,75, pero la paralaje solar es la que corresponde a la unidad astronómica de distancia, la cual está contenida 206264,806248 veces en el parsec(1UA=1/206264,806248 pc), así pues pondremos este número de segundos, o sea, π = 206264”806248, con lo cual

M = –26,75 + 5 + 5 × log 206264,806248 = –21,75 + 5 × 5,31443 = –21,75 + 26,57 = + 4,81

o bien:

M = –26,75 + 5 - 5 × log 1/206264,806248 = + 4,81

Magnitud bolométrica

La magnitud bolométrica M_bol, tiene en cuenta la radiación electromagnética en todas las longitudes de onda. Incluye aquellos no observados debido a la banda de paso instrumental, la absorción atmosférica de la Tierra y la extinción por el polvo interestelar. Se define en función de la luminosidad de las estrellas. En el caso de las estrellas con pocas observaciones, se debe calcular asumiendo una temperatura efectiva.

Clásicamente, la diferencia en la magnitud bolométrica está relacionada con la relación de luminosidad según:

Mbol,⋆−Mbol,⊙=−2,5log10⁡(L⋆L⊙){displaystyle M_{mathrm {bol,star } }-M_{mathrm {bol,odot } }=-2,5log _{10}left({frac {L_{star }}{L_{odot }}}right)}

Que hace por inversión:

L⋆L⊙=100,4(Mbol,⊙−Mbol,⋆){displaystyle {frac {L_{star }}{L_{odot }}}=10^{0,4left(M_{mathrm {bol,odot } }-M_{mathrm {bol,star } }right)}}

dondeː

L_⊙ es la luminosidad del Sol (luminosidad bolométrica)

L_★ es la luminosidad de la estrella (luminosidad bolométrica)

M_bol,⊙ es la magnitud bolométrica del Sol

M_bol,★ es la magnitud bolométrica de la estrella.

En agosto de 2015, la Unión Astronómica Internacional aprobó la Resolución B2^[1]​ que define los puntos cero de las escalas absolutas y aparentes de magnitud bolométrica en unidades SI para potencia (vatios) e irradiancia (W / m2), respectivamente. Aunque las magnitudes bolométricas habían sido utilizadas por los astrónomos durante muchas décadas, había diferencias sistemáticas en las escalas de magnitud absoluta-luminosidad presentadas en varias referencias astronómicas, y ninguna normalización internacional. Esto condujo a diferencias sistemáticas en las escalas de correcciones bolométricas, que cuando se combinan con magnitudes bolométricas absolutas asumidas incorrectamente para el Sol podrían conducir a errores sistemáticos en luminosidades estelares estimadas (y las propiedades estelares calculadas que dependen de la luminosidad estelar, tales como radios, edades y así en).

La resolución B2 define una escala absoluta de magnitud bolométrica en la que M_bol = 0 corresponde a la luminosidad L₀ = 3,0128 × 10²⁸ W con la luminosidad de punto cero L₀ ajustada de manera que el Sol (con luminosidad nominal 3,828 × × 10²⁶ W) corresponde a la magnitud bolométrica absoluta M_bol,⊙ = 4,74. Colocando una fuente de radiación (por ejemplo estrella) a la distancia estándar de 10 parsecs, se deduce que el punto cero de la escala de magnitud bolométrica aparente M_bol = 0 corresponde a la irradiación f0 = 2,518021002 × 10^-8 W/m². Utilizando la escala UAI 2015, la irradiancia solar total nominal ("constante solar") medida en 1 unidad astronómica (1361 W / m2) corresponde a una magnitud bolométrica aparente del m_bol,⊙ = −26,832 .

Siguiendo la Resolución B2, la relación entre la magnitud bolométrica absoluta de una estrella y su luminosidad ya no está directamente ligada a la luminosidad (variable) del Sol:

Mbol=−2,5log10⁡L⋆L0=−2,5log10⁡L⋆+71,197425...{displaystyle M_{mathrm {bol} }=-2,5log _{10}{frac {L_{star }}{L_{0}}}=-2,5log _{10}L_{star }+71,197425...}

dondeː

L_★ es la luminosidad de la estrella (luminosidad bolométrica) en vatios

L₀ es la luminosidad de punto cero 3,0128 × 10²⁸ W

M_bol es la magnitud bolométrica de la estrella

La nueva escala de magnitud absoluta de la UAI desconecta permanentemente la escala de la variable Sol. Sin embargo, en esta escala de potencia SI, la luminosidad solar nominal corresponde estrechamente a M_bol = 4,74, un valor que fue adoptado comúnmente por los astrónomos antes de la resolución de la UAI de 2015.

La luminosidad de la estrella en vatios puede calcularse en función de su magnitud bolométrica absoluta M_bol como:

L⋆=L010−0,4MBol{displaystyle L_{star }=L_{0}10^{-0,4M_{mathrm {Bol} }}}

utilizando las variables definidas anteriormente.

Véase también

• Clasificación estelar

Referencias

Enlaces externos

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