El brillo de las estrellas. Concepto de magnitud

A simple vista puede apreciarse que hay unas estrellas que son más brillantes que otras. Los antiguos griegos ya intentaron clasificar las estrellas según su brillo, y fue precisamente Hiparco el que introdujo la base del sistema de magnitudes que se utiliza hoy en día. Hiparco clasificó las estrellas en categorías, que denominó magnitudes. A las estrellas más brillantes que eran visibles poco después de la puesta de Sol, les asignó la primera categoría o primera magnitud. Las estrellas que eran aproximadamente la mitad de brillantes las denominó de segunda magnitud, y así sucesivamente hasta encontrarnos que las estrellas más débiles visibles a simple vista en un cielo negro y transparente son las de sexta magnitud.

En el siglo XIX, en un intento de cuantificar mejor la escala de magnitudes, se atendió al hecho de que las estrellas de sexta magnitud son unas 100 veces más débiles que las estrellas de primera magnitud, lo que supone que entre dos magnitudes sucesivas hay una diferencia de brillo de aproximadamente 2,5, o más exactamente, igual a la raíz quinta de 100. Por último se tomaron algunas estrellas de referencia a partir de las cuales se podían medir los brillos del resto de las estrellas. Puesto que la relación de brillo entre dos estrellas podía medirse, era entonces muy fácil asignar una magnitud. Si queremos saber pues cuál es la diferencia de brillo entre dos estrellas, sólo debemos multiplicar 2,5 por si mismo tantas veces como diferencias de magnitud halla entre las estrellas. Por ejemplo, una estrella de magnitud 10, es aproximadamente 2,5x2,5x2,5x2,5=40 veces más débil que una de sexta magnitud (exactamente 39,81 veces). Puesto que las estrellas también pueden adquirir brillos intermedios, el cálculo de magnitudes incluye fracciones de magnitud o decimales, por lo que directamente diremos que por ejemplo una estrella posee un brillo de 8,77 magnitudes, ó 5,02 magnitudes, etc.

Una de las características curiosas de la escala de magnitudes es que la magnitud aumenta cuando el brillo disminuye y viceversa, la magnitud disminuye cuando el brillo aumenta. Por ejemplo, las estrella de 1ª magnitud, fácilmente visibles a simple vista son 100 veces más brillantes que las de de 6ª magnitud, apenas visibles a simple vista. La consecuencia de todo ello es que los objetos muy brillantes adquieren magnitudes negativas. Por ejemplo, una estrella que sea aproximadamente 2,5 veces más brillante que otra de 1ª magnitud, tendrá una magnitud menos, por lo que al restar 1 a 1, quedará magnitud 0. Si tenemos otra estrella que a su vez sea 2,5 veces más brillante que otra de magnitud 0, como que su brillo en magnitudes es una unidad inferior, resultará un brillo de -1 magnitudes, y así sucesivamente. El astro más brillante del cielo es el Sol con una magnitud de -27, después le sigue la Luna llena con una magnitud de -12, y a continuación Venus con una magnitud máxima de -4,5. Hasta hace unos años, antes de la llegada de las nuevas tecnologías de registro digital de imágenes, las estrellas más débiles que podían fotografiarse eran de magnitud 23, es decir, unos 631 millones de veces más débil que una estrella de 1ª magnitud.

He aquí, por ejemplo, una relación de los brillos y distancias de las estrellas más brillantes cuyo nombre hemos dado: 

 
El brillo que podemos medir de las estrellas en el cielo, no nos da una indicación real de lo luminosa que es una estrella, como se desprende de la lista anterior. Una estrella poco luminosa pero cercana al Sistema Solar puede aparecer más brillante que otra que sea más luminosa pero que esté más lejos. Al brillo que presenta un objeto tal y como se ve en la bóveda celeste se le denomina magnitud aparente. Sin embargo, para comparar las estrellas entre si, se calcula el brillo que tendrían si estuviesen situadas a una distancia fija, que arbitrariamente se ha escogido igual a 10 parsecs o 32,6 años luz. A ese brillo se denomina magnitud absoluta. De esta manera, al situar todas las estrellas a la misma distancia, podemos comparar su luminosidad entre si. La lista anterior de estrellas brillantes quedaría modificada de la siguiente manera si incluyésemos la magnitud absoluta (al final también se da la magnitud absoluta del Sol): 
 

 
Vemos que para poder ver el Sol deberíamos hacerlo en un cielo oscuro, mientras que otras estrellas son auténticos "monstruos" que serían visibles a simple vista a pleno día.

 

Sin duda alguna, una de las principales preocupaciones de los astrónomos es la medida de la distancia a las estrellas. Una vez aceptado el modelo heliocéntrico del Sistema Solar y medidas las distancias a los planetas, las nuevas teorías afirmaban que las estrellas debían ser astros como el Sol, pero situados mucho más lejos. ¿Pero cuán lejos?. Puesto que una estrella es un cuerpo con entidad propia, también debería moverse en el cielo. Las estrellas están tan lejos de nosotros, que hubo que esperar a que la tecnología estuviese suficiente avanzada en el siglo XIX para medir la primera distancia a una estrella. Y dichas medidas confirmaron que pese a las grandes velocidades a las que se mueven las estrellas en el espacio, el movimiento aparente era minúsculo e imperceptible si no se utilizaban instrumentos de muy alta precisión.

Puesto que no podemos viajar hasta las estrellas, debemos medir la distancia por métodos indirectos. El único método que podían y pueden utilizar los astrónomos es el mismo de triangulación que utilizan los topógrafos cuando deben medir distancias inaccesible, como la longitud de una carretera, la anchura de un río, o la altura y distancia de una montaña. Cuando se trata de medir la anchura de un río, por ejemplo, el topógrafo empieza por poner un par de marcas en el suelo separadas una cierta distancia que es conocida. Posteriormente se busca una referencia al otro lado del río, como pueda ser un árbol o una roca. El topógrafo utiliza entonces un instrumento llamado teodolito, con el que mide desde las marcas del suelo que forman una base, los ángulo que forman la referencia al otro lado del río con los extremos de la base. Se obtiene así un triángulo del cual se conoce la longitud de la base y dos ángulos. Posteriores cálculos trigonométricos permiten calcular las distancias exactas desde las marcas al otro objeto situado al otro lado del río.

En astronomía, puesto que se trata de medir distancias inmensas debe utilizarse una base lo más amplia posible, ya que cuanto más grande sea ésta, más precisión se obtendrá en el resultado final. La base más grande que puede utilizarse es el diámetro de la órbita terrestre, unos 300 millones de kilómetros. El astrónomo procede de la siguiente manera. Tras escoger una estrella que se suponga próxima, se mide su posición respecto a otras estrellas mucho más alejadas o "fijas", y después se repite la medición al cabo de seis meses. Si la estrella está relativamente cerca, habrá sufrido un ligero desplazamiento angular respecto de las estrellas "fijas" mucho más alejadas, por efecto de perspectiva. Ese desplazamiento angular permite construir un triángulo del cual conocemos la base y sus ángulos. Nuevamente, el cálculo trigonométrico permite la medida de la distancia a la estrella. Al desplazamiento angular que sufre la estrella al cabo de seis meses se le denomina paralaje, y es un dato fundamental en la medida de la distancia a las estrellas.

Los paralajes de las estrellas cercanas son pequeñísimos. Si la Luna posee un tamaño aparente de 30', y el diámetro de Júpiter en el cielo es de unos 50", el paralaje más grande que puede medirse es el de alfa Centauri, la estrella más cercana, que posee un valor de 0,76 segundos de arco. Ese ángulo es el que presenta el grosor de una hoja de papel, ¡visto a 25m de distancia!. Otra manera de hacernos una idea de lo grandes que son las distancias interestelares es dibujando el triángulo que obtendría el topógrafo que intentase medir la distancia a la estrella mas cercana. Si la base se trazara de 1 cm de longitud, la altura del triángulo debería tener 3 km.

Los astrónomos utilizan mucho el término parsec para medir distancias. Un parsec son 3,26 años luz, y es la distancia a la que debería encontrarse una estrella para presentar un paralaje de 1 segundo de arco. Los paralajes más pequeños que pueden medirse con telescopios desde tierra con cierta fiabilidad son de 0,01 segundos de arco, que corresponden a 100 parsecs o 326 años luz. Más allá de esa distancia, ya no es posible medir con fiabilidad la distancia. No obstante ya se han realizado mediciones desde el espacio, proporcionando medidas de paralaje mucho más precisas. La cantidad de estrellas cuya distancia puede medirse hasta 330 años luz es pequeña, unas 1.000, por lo que nuestra capacidad de sondear directamente el Universo es muy limitada.

página anterior

Grup d'Estudis Astronòmics