<sect1 id="ai-magnitude">
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<author
> <firstname
>Girish</firstname
> <surname
>V</surname
> </author>
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<title
>Escala de Magnitude</title>
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> </para
><para
> 2500 anos atrás, o antigo astrónomo Grego Hipparchus classificou o brilho das estrelas visíveis no céu em uma escala de 1 a 6. Ele chamou a estrela mais brilhante no céu de "primeira magnitude", e a mais pálida estrela que pode ver de "sexta magnitude". Surpreendentemente, dois milénio e meio depois, o esquema de classificação de Hipparchus ainda é muito utilizado pelos astrónomos, ainda que tenha sido modernizado e quantificado. (Note que a escala de magnitude corre ao inverso do que você deve esperar: estrelas mais brilhantes tem <emphasis
>menores</emphasis
> magnitudes que as mais pálidas). </para
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> A escala moderna de magnitude é uma medida quantitativa do <firstterm
>fluxo</firstterm
> de luz vindo de uma estrela, em uma escala logarítmica: </para
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> m = m_0 - 2.5 log (F / F_0) </para
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> Se você não entendeu a matemática, ela apenas diz que a magnitude de uma dada estrela (m) é diferente de uma dada estrela padrão (m_0) 2.5 vezes o logaritmo de sua taxa de fluxo. O fator logarítmico 2.5 significa que se a taxa de fluxo é 100, a diferença em magnitudes é de 5 mag. Então, uma estrela de sexta magnitude é 100 vezes mais pálida que uma estrela de primeira magnitude. A razão da classificação simples de Hipparchus ter sido traduzida para uma função relativamente complexa é que o olho humano responde logaritmicamente a luz. </para
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> Existem várias escalas de magnitudes em uso, cada uma servindo a um propósito diferente. A mais comum é a escala de magnitude aparente; é apenas a medida de como estrelas brilhantes ( e outros objetos) parecem ao olho humano. A escala de magnitude aparente define a estrela Vega como tendo uma magnitude de 0.0, e aplica magnitude para os outros objetos usando a equação acima, e uma medida do taxa de fluxo de cada objeto para Vega. </para
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> É difícil entender estrelas usando apenas a magnitude aparente. Imagine duas estrelas no céu com a mesma magnitude aparente, parecendo ter o mesmo brilho. Você não pode dizer apenas olhando se as duas tem o mesmo brilho <emphasis
>intrínseco</emphasis
>; é possível que uma estrela seja intrinsecamente mais brilhante, mas mais longe. Se soubermos a distância das estrelas (veja o artigo <link linkend="ai-parallax"
>paralaxe</link
>), podemos calcular suas distâncias e designar a <firstterm
>magnitude Absoluta </firstterm
> o que refletiria seus verdadeiros, intrínsecos brilhos. A magnitude absoluta é definida como a magnitude aparente que a estrela teria se observada de uma distância de 10 parsecs (1 parsec é 3.26 anos luz, ou 3.1 x 10^18 cm). A magnitude absoluta (M) pode ser determinada a partir da magnitude (m) e a distância em parsecs (d) usando a formula (note que M=m quando d=10). </para
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> M = m + 5 - 5 * log d </para
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> A escala de magnitude moderna não é mais baseada no olho humano; ela é baseada em placas fotográficas e fotômetros fotoelétricos. Com telescópios, podemos ver objetos bem mais pálidos que Hipparchus poderia ver com seus olhos nus, então a escala de magnitude foi extendida além da sexta magnitude. De fato, o Telescópio Espacial Hubble pode focalizar estrelas tão débeis como as de trigésima magnitude, que são um <emphasis
>trilhão</emphasis
> de vezes mais pálidas que Vega! </para
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> Uma nota final: a magnitude é usualmente medida por um filtro colorido de algum tipo, e essas magnitudes são denominadas por terminação descrevendo o filtro (i.e., m_V é a magnitude através de um filtro "visual" , o qual é esverdeado; m_B é a magnitude através de um filtro azul; m_pg é magnitude de uma fotográfica, etc.). </para>
</sect1>

