Vizualizare sursă pentru „Magnitudine aparentă”

{{deznotă|un termen astronomic|Magnitudine}}
'''Magnitudinea aparentă''' (notată cu ''m'') este o mărime din domeniul [[astronomie]]i care caracterizează strălucirea unui [[corp ceresc]] așa cum apare el unui observator uman.

Valoarea depinde de strălucirea absolută a obiectului precum și de distanța dintre corpul ceresc și observator. Pentru a caracteriza strălucirea independent de distanță se folosește [[Magnitudine absolută|magnitudinea absolută]].

Magnitudinea aparentă se măsoară pe o scară [[logaritm]]ică, iar o valoare mai mică corespunde unei străluciri mai puternice. O [[stea]] de o sută de ori mai strălucitoare decât alta are magnitudinea aparentă cu 5 unități mai mică. Notația pentru magnitudinea aparentă este de obicei de tipul 3,0 m sau <math>3^m.0</math>.

Deja în [[Grecia antică]] exista o împărțire a stelelor în 6 clase după gradul de strălucire. Prima clasă cuprindea cele mai strălucitoare 15 stele, de la clasa 1 până la clasa 3 erau cca. 150 de stele și până la clasa 6 cca. 5.000. Aceasta este scara logaritmică de magnitudini ale lui [[Hiparh]].

[[Fișier:VISTA Magellanic Cloud Survey view of the Tarantula Nebula.jpg|thumb|250px|Imagine a [[Nebuloasa Tarantula|nebuloasei Tarantula]] luată de telescopul [[VISTA (telescop)|VISTA]] al [[Observatorul European Austral|ESO]]. Nebuloasa are o magnitudine aparentă de 8 și este înconjurată de obiecte cerești cu magnitudini diverse.]]

==Istoric==
Prima clasare a [[Stea|stelelor]] în funcție de strălucirea lor își are obârșia în [[Antichitate]] în care, în [[secolul al II-lea î.Hr.]], [[astronom]]ul grec [[Hiparh]] ar fi realizat un catalog de vreo mie de stele vizibile cu [[ochiul liber]]. Scara cuprindea șase „mărimi”: stelele cele mai strălucitoare  sunt de primă mărime, iar stelele mai puțin strălucitoare încă vizibile cu ochiul liber sunt de a șasea mărime.<ref name="Comins2016">{{Ouvrage |langue originale=en |auteur=Neil Comins |traducteur=Richard Taillet et Loïc Villain |titre=À la découverte de l'Univers |sous-titre=Les bases de l'astronomie et de l'astrophysique |titre original=Discovering the Universe |lieu=Paris |éditeur=[[De Boeck Supérieur]] |date=septembre 2016 |numéro d'édition=2 |année première édition=2011 |pages totales=536 |isbn=9782807302945 |lire en ligne=https://books.google.fr/books?id=qWFBDQAAQBAJ&lpg=PA297&ots=0cvi0m0SPS&dq=magnitude%20lune%2012%2C6&hl=fr&pg=PA297#v=onepage&q&f=false |numéro chapitre=10 |titre chapitre=Galerie de portraits des étoiles |passage=296-299}}.</ref><ref name="Merle">{{Ouvrage |auteur=Gabriel Merle |titre=L'Univers et nous |sous-titre=Notre histoire |éditeur=Éditions Publibook |isbn=9782748304855 |lire en ligne=https://books.google.fr/books?id=MsZuRXV1x6IC&lpg=PA211&ots=F1_-Dkn0Zi&dq=magnitude%20Hipparque%20grandeur&hl=fr&pg=PA210#v=onepage&q&f=false |passage=210-214}}.</ref><ref name="Cannat">{{Ouvrage |auteur=Guillaume Cannat |titre=Le Guide du ciel |éditeur=AMDS/Nathan |lire en ligne=http://www.leguideduciel.net/ephemerides/magnitude.htm}}.</ref> Această metodă de clasare a fost apoi popularizată în ''[[Almageste]]'' de [[Ptolemeu]], în [[secolul al II-lea]].<ref>{{Lien web |titre=Ptolémée et le Géocentrisme |url=http://www.astrosurf.com/toussaint/dossiers/ptoleme/ptolemee.htm |site=astrosurf.com |consulté le=18 ianuarie 2017}}</ref>

În [[secolul al XVII-lea]], [[Galileo Galilei]], care a observat cerul cu [[Lunetă astronomică|luneta sa astronomică]], a fost constrâns să creeze o a șaptea mărime pentru a clasa stelele vizibile doar cu instrumentul său. Până în [[secolul al XIX-lea]], noi scări și niveluri intermediare au fost adăugate, puțin câte puțin, scării odată cu îmbunătățirea instrumentelor de observare. Astfel, în [[anii 1860]], catalogul ''[[Bonner Durchmusterung]]'' număra {{formatnum|324188}} de stele clasate în nouă mărimi. Dar această clasare poate varia foarte mult după judecata observatorilor și, odată cu multiplicarea numărului stelelor și [[Catalog stelar|cataloagelor]] acestora, a devenit necesar să se găsească un procedeu de observare mai puțin subiectiv. Mai multe tehnici au fost puse la punct, dintre care una  dintre cele mai utilizate este [[fotometru]]l: el convertește [[luminozitate]]a în curent [[Electricitate|electric]] care este apoi comparat  cu valori etalon. În ciuda acestei tehnici, diferențele rămân prea mari: a unsprezecea mărime la [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve]] corespundea celei de-a optsprezecea mărimi la [[John Herschel]] și trebuia să se găsească o lege a varierii luminozității aștrilor.<ref name="Merle"/><ref name="Cannat"/>

În 1856, [[Norman Robert Pogson]] a propus o nouă clasificare în care a înlocuit cuvântul „mărime”, care evocă prea puternic ideea de talie, prin acela de „magnitudine” (care este un sinonim savant). El a remarcat că o stea de primă magnitudine este de {{nobr|100}} de ori mai strălucitoare decât o stea de magnitudinea a șasea. Astfel o scădere a unei magnitudini reprezintă o scădere a luminozității egale cu <sup>5</sup>√100, adică circa 2,512. Această nouă [[scară logaritmică]] respectă o proprietate [[Fiziologie|fiziologică]] a ochiului privitoare la sensibilitatea acestuia la lumină ([[legea Weber-Fechner]]). Această scară conduce la reclasificarea unui număr de vreo douăzeci de stele de primă magnitudine ([[Sirius]], [[Vega]], [[Betelgeuse]]...) ale căror străluciri sunt prea diferite și la crearea de magnitudini negative.<ref name="Merle"/><ref name="Cannat"/> Pogson a ales ca punct zero pentru scara sa [[Alpha Ursae Minoris|Polaris]] (α Ursae Minoris), căreia i-a fixat magnitudinea la 2. Dar apoi astronomii și-au dat seama că [[Steaua Polară]] este o [[stea variabilă]] și au ales ca nouă referință steaua [[Vega]] cu o magnitudine de 0. Însă din nou, s-a dovedit că Vega este ușor variabilă și, din [[secolul al XXI-lea]], astronomii utilizează surse luminoase stabile în laborator,<ref>{{Ouvrage |langue=en |auteur=Charles Francis |titre=Light after Dark I |sous-titre=Structures of the Sky |éditeur=Troubador Publishing Ltd |année=2016 |pages totales=248 |isbn=9781785899324 |lire en ligne=https://books.google.fr/books?id=vE8YDQAAQBAJ&lpg=PA84&dq=Polaris%20magnitude%202%20pogson%20vega&hl=fr&pg=PA84#v=onepage&q&f=false |numéro chapitre=6 |titre chapitre=Stellar Distances |passage=84-85}}.</ref> așa cum sunt sistemul Gunn, sistemul STMAG sau [[Magnitudine AB|magnitudinea AB]].<ref>{{pdf}}{{Lien web |langue=en |auteur=Neil Phillips |titre=Photometric Systems |url=http://www.roe.ac.uk/ifa/postgrad/pedagogy/2008_phillips.pdf |site=le site de l'[[Observatoire royal d'Édimbourg]] |date=8 aprilie 2008 |consulté le=19 ianuarie 2017}}.</ref>

[[Fișier:magnitude-scale.png|thumb|centre|600px|Corespondență între scara magnitudinilor și scara fluxurilor (cantitatea de lumină pe secundă primită pe o unitate de suprafață).]]

==Formulare analitică==
Magnitudinea aparentă <math>m</math> se scrie<ref name="Merle"/><ref name="Chromey2016">{{Ouvrage |langue=en |auteur=Frederick R. Chromey |titre=To Measure the Sky |sous-titre=An Introduction to Observational Astronomy |éditeur=[[Cambridge University Press]] |année=2016 |numéro d'édition=2 |isbn=9781316760512 |lire en ligne=https://books.google.fr/books?id=34owDQAAQBAJ&lpg=PA23&ots=oDFyAbnDz9&dq=magnitude%20constant%20value%20depends%20pogson&hl=fr&pg=PA22#v=onepage&q&f=false |passage=22-24}}.</ref>:

<math>m = -2.5 \log_{10}(E) + C = -2.5 \log_{10}\left(\frac{L}{4 \pi d^2}\right) + C</math>

unde <math>E</math> este [[Emitanță|emitanța]] sau strălucirea  stelei în [[Jansky (unitate)|jansky]] ({{unitate|10{{exp|–26}}|[[Watt|W]]||[[metru|m]]|–2|[[Hertz|Hz]]|–1}}) - care se exprimă cu luminozitatea intrinsecă a stelei <math>L</math> și distanța dintre stea și [[Pământ]] <math>d</math> exprimată în [[metru|metri]] și unde <math>C</math> este o constantă care permite definirea originii scării. Această constantă este fixată de către astronom în momentul observației pentru a-și acorda măsurătorile magnitudinii stelelor standard în raport cu magnitudinile cunoscute ale acestora și înscrise în cataloage.

În cazul în care luminozitatea intrinsecă a stelei este [[Magnitudine bolometrică|bolometrică]], se aplică [[legea Stefan-Boltzmann]] care permite să se ajungă la expresia următoare:

<math>m=-2.5\log_{10}\left({4\pi R^2 \sigma T^4 \over 4\pi d^2}\right) +C</math>

unde <math>R</math> este raza stelei în [[metru|metri]], <math>T</math> temperatura efectivă a astrului în [[Kelvin]], iar <math>\sigma</math> [[constanta Stefan-Boltzmann]]. 

Formula este mai curent folosită pentru a compara magnitudinile aparente a două obiecte cerești și astfel să se deducă magnitudinea obiectului necunoscut (1) în raport cu aceea a unui obiect cunoscut (2), cum este steaua Vega a cărei magnitudine aparentă este fixată la 0.<ref name="Chromey2016" /><ref name="Karttunen2016">{{Ouvrage |langue=en |auteur1=Hannu Karttunen |auteur2=Pekka Kröger |auteur3=Heikki Oja |auteur4=Markku Poutanen |auteur5=Karl Johan Donner |titre=Fundamental Astronomy |éditeur=[[Axel Springer (entreprise)|Springer]] |année=2016 |numéro d'édition=6 |isbn=9783662530450 |pages totales=550 |lire en ligne=https://books.google.fr/books?id=ndd2DQAAQBAJ&lpg=PA95&ots=zise1OJMq-&dq=magnitude%20UBV%20visual&hl=fr&pg=PA94#v=onepage&q&f=false |chapitre=4 |titre chapitre=Photometric concepts and magnitudes |passage=94-96}}.</ref>

<math>m_1 - m_2 = -2.5 \log_{10}\left(\frac{E_1}{E_2}\right)</math>

==Măsurarea magnitudinii==
===Benzi spectrale===
{| class="wikitable right" style="text-align:center;"
|+ Benzi spectrale și lungimile lor medii de undă<ref name="Karttunen2016"/>
|-
 ! scope="col" colspan="2"| [[Bandă spectrală]]
 ! scope="col"| [[Lungime de undă|Lungime medie de undă]] ([[nanometru|nm]])
|-
 | U
 | [[ultraviolet]]
 | 367
|-
 | B
 | [[albastru]]
 | 436
|-
 | V
 | vizual ([[galben]]-[[verde]])
 | 545
|-
 | R
 | [[roșu]]
 | 638
|-
 | I
 | [[infraroșu]]<sub>
 | 797
|}

Magnitudinea nu este măsurată decât într-o mică parte a [[Spectru electromagnetic|spectrului electromagnetic]] denumită [[bandă spectrală]]. Valoarea este deci diferită în funcție de banda spectrală aleasă: ''U'' ([[ultraviolet]]), ''B'' ([[albastru]]), ''V'' (vizual), ''R'' ([[roșu]]) sau ''I'' ([[infraroșu]]). Când măsurarea se efectuează pe totalitatea spectrului electromagnetic, este vorba de o [[magnitudine bolometrică]]. Ea poate fi obținută aplicând o corecție bolometrică BC la magnitudinea absolută sau aparentă.<ref name="Merle"/><ref name="Karttunen2016"/>

Magnitudinea vizuală, notată m<sub>v</sub> sau direct V, este magnitudinea în banda spectrală ''V'' care corespunde cel mai bine sensibilității [[ochi]]ului uman. Această magnitudine este în general folosită când nu este dată nicio precizare despre banda spectrală observată.<ref name="Merle"/><ref name="Karttunen2016"/>

[[Magnitudine fotografică|Magnitudinea fotografică]], notată m<sub>pg</sub>, este măurată cu ajutorul unei [[film fotografic|plăci fotografice]] mai sensibile la albastru. Astfel, magnitudinea fotografică diferă de magnitudinea vizuală: ea arată stelele albastre mai strălucitoare, iar stelele galbene mai puțin strălucitoare. Din contra, magnitudinea fotovizuală, notată m<sub>pv</sub>, este măsurată  cu ajutorul unei plăci [[ortocromatic]]e mai sensibile la galben. Cu filtre adecvate, se obține atunci o magnitudine corespunzătoare cu magnitudinea vizuală. Aceste două metode sunt considerate învechite și au fost înlocuite cu [[Sistem fotometric|sisteme fotometrice]] care măsoară magnitudinile pe mai multe benzi spectrale. Cel mai utilizat este [[Sistem fotometric UBV|sistemul fotometric UBV]] (sau ''sistemul Johnson'') creat în [[anii 1950]] de către [[Harold Johnson (astronom)|Harold Johnson]] și [[William Wilson Morgan]].<ref name="Merle"/><ref name="Karttunen2016"/>

===Obiecte cerești particulare===
Pentru obiectele cerești întinse, cum sunt [[Galaxie|galaxiile]] sau [[Nebuloasă|nebuloasele]], se vorbește mai degrabă de [[strălucire de suprafață|strălucirea de suprafață]]. Ea se exprimă ca o magnitudine pe unitatea de [[unghi solid]], de exemplu o magnitudine pe [[secundă de arc]] la pătrat.<ref name="ClubValmondois">{{pdf}}{{Lien web |auteur institutionnel=Club d'Astronomie de Valmondois |titre=Les magnitudes |url=http://www.astrosurf.com/quasar95/exposes/magnitudes.pdf |site=astrosurf.com |date=novembre 1999 |consulté le=19 ianuarie 2017}}.</ref><ref>{{Lien web |langue=en |titre=Brightness and Surface Brightness |url=https://dept.astro.lsa.umich.edu/ugactivities/Labs/brightness/ |site=le site de l'[[université du Michigan]] |consulté le=19 ianuarie 2017 |archivedate=2017-02-02 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170202082055/https://dept.astro.lsa.umich.edu/ugactivities/Labs/brightness/ }}.</ref>

Pentru [[Stea variabilă|stelele variabile]], adică stelele ale căror strălucire variază în cursul unor perioade mai lungi sau mai scurte, se dau magnitudinile maxime și minime și perioada de variație.<ref name="ClubValmondois"/>

Măsurarea magnitudinii [[Stea dublă|stelelor duble]] sau a [[Stea multiplă|stelelor multiple]] se referă la magnitudinea totală a [[Sistem stelar|sistemului stelar]], care nu este egală cu suma magnitudinilor stelelor componente. Dacă se cunoaște numărul stelelor din sistem, este posibil să se diferențieze magnitudinile.<ref name="ClubValmondois"/>. Ele sunt legate prin formula:

<math>m_f = -2{,}5 \log_{10}(10^{-0{,}4 m_1} + 10^{-0{,}4 m_2})</math>,

unde <math>m_f</math> este magnitudinea totală a sistemului, iar <math>m_1</math> și <math>m_2</math> magnitudinile stelelor componente.<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Magnitude Arithmetic |url=https://www.caglow.com/info/wtopic/mag-arith |site=.caglow.com |date=17 janvier 2011 |consulté le=19 ianuarie 2017 |archivedate=2019-09-12 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190912021013/https://www.caglow.com/info/wtopic/mag-arith }}.</ref>

===Limita instrumentelor===
[[Magnitudine limită|Magnitudinea limită]] a unui instrument desemneză cea mai slabă luminozitate observabilă într-o configurație instrumentală și o bandă spectrală date. [[Magnitudine limită vizuală|Magnitudinea limită vizuală]] este magnitudinea limită într-o bandă spectrală ''V'' (vizibilă).

Magnitudinea limită vizuală a [[Ochi|ochiului liber]] este de 6, cea a [[binoclu]]lui de 10, iar cea a marilor [[Telescop|telescoape]] terestre sau a [[Telescop spațial|telescoapelor spațiale]], cum este [[Telescopul spațial Hubble|Hubble]], este de 30.<ref name="Comins2016"/> Această limită este fără încetare respinsă și este prevăzut ca [[European Extremely Large Telescope|Telescopul European Extrem de Mare]], în curs de construcție, să aibă o magnitudine limită de 34.<ref name="Science&Vie2012">{{Lien web |auteur=Serge Brunier |titre=E-ELT : Un télescope super géant pour l'Europe |url=https://www.science-et-vie.com/article/e-elt-un-telescope-super-geant-pour-leurope-4656 |site=le site de [[Science et Vie]] |date=13 juin 2012 |consulté le=18 ianuarie 2017}}.</ref>

===Absorbția interstelară===
Magnitudinea aparentă depinde de luminozitatea intrinsecă a obiectului ceresc și de distanța sa de Pământ. Cu toate acestea, un alt fenomen intră în joc: o parte din lumină este absorbită de [[praf]]ul și de [[gaz]]ele [[Mediu interstelar|mediului interstelar]]. Această cantitate absorbită este denumită extincție sau [[absorbție interstelară]] notată ''A''. Acest fenomen este mai important în [[Lungime de undă|lungimile de undă]] mari decât în cele mici, adică sunt absorbite mai multe cele albastre decât cele roșii. Acest fapt crează un efect de înroșire care face ca un obiect să pară mai roșu decât în realitate.<ref name="ClubValmondois"/>

[[Indice de culoare|Indicele de culoare]] al unei stele desemnează diferența dintre magnitudinile aparente ale unei stele obținute în două benzi spectrale diferite. Există mai mulți indici în funcție de benzile utilizate: {{nobr|B − V}}, {{nobr|U − B}}.<ref name="Merle"/><ref name="Karttunen2016"/>...

==Relația cu magnitudinea absolută==
[[Magnitudine absolută|Magnitudinea absolută]] este o măsură a iradianței intrinseci a unui obiect creresc, față de magnitudinea aparentă care depinde de distanța la astru și de [[Extincție (astronomie)|extincția]] în direcția de țintă. Pentru un obiect situat în exteriorul [[Sistemul Solar|Sistemului Solar]], ea este definită prin magnitudinea aparentă pe care ar avea-o acest astru, dacă ar fi plasat la o distanță de referință fixată la {{unitate|10}} [[parsec]]i (circa {{unitate|32.6}} [[An-lumină|ani-lumină]]). 

Comparația magnitudinii absolute cu magnitudinea aparentă permite o estimare a distanței obiectului.

<math>\mu = m - M = 5 \log_{10}(d) - 5 </math>, 

unde <math>m</math> este magnitudinea aparentă, <math>M</math> magnitudinea absolută, iar <math>d</math> distanța exprimată în [[parsec]]i. Valoarea <math>\mu</math>, denumită [[modul de distanță]], este într-un fel o unitate de măsură a distanței (cum sunt ''anul-lumină'' și ''parsecul'').

==Magnitudinea aparentă unor obiecte notabile==
{{Articol principal|Lista celor mai strălucitoare stele}} {{Lista stelelor după magnitudinea aparentă}} {{Lista obiectelor astronomice observabile cu ochiul liber}}
{| class="wikitable centre"
|+Magnitudinea aparentă a unor corpuri cerești
! Mag. ap. !! Corpul ceresc
|-
|  -26,8 ||[[Soare]]le<ref name="Comins2016"/>
|-
|  -12,6 ||[[Lună plină|Luna plină]]<ref name="Comins2016"/>
|-
|  -8,4 ||[[Flash Iridium]]
|-
|  -7,5 ||[[Supernova]] cea mai strălucitoare: [[SN 1006]] (în anul [[1006]])
|-
|  −5,3 ||[[Stația Spațială Internațională]] iluminată din plin la [[perigeu]]l său<ref>{{Lien web |titre=ISS (Station Spatiale Internationale) - Informations sur le satellite |url=http://www.heavens-above.com/satinfo.aspx?SatID=25544 |site=heavens-above.com |consulté le=18 ianuarie 2017}}</ref>
|-
|  -4,4 || planeta [[Venus (planetă)|Venus]] la strălucire maximă
|-
|  -2,8 || planeta [[Marte (planetă)|Marte]] la strălucire maximă
|-
|  -1,5 ||[[Sirius]], cea mai strălucitoare stea
|-
|  -0,7 ||[[Canopus]], a doua stea in ordinea strălucirii
|-
| 0,00 || steaua [[Vega]], prin convenție; (în realitate magnitudinea de +0,03)<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Vega (α Lyr) |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=ALF+LYR&bibdisplay=none |site=la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg |consulté le=18 ianuarie 2017}}</ref>
|-
|  +2,00 ||[[Alpha Ursae Minoris]] ([[Steaua Polară]] din Emisfera Nordică)
|-
|  +3,0 || limita de observare cu ochiul liber lângă centre urbane
|-
|  +3,4 ||[[Galaxia Andromeda]]
|-
|  +6,0 || limita de observare cu ochiul liber<ref name="Comins2016"/>
|-
|  +12,6 || cel mai luminos [[quasar]]
|-
|  +13,7 ||  [[Pluto]] <small>(maximum)</small><ref>{{Lien web |langue=en |titre=Pluto Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/plutofact.html |site=le site de la NASA |consulté le=18 ianuarie 2017}}</ref>
|-
|  +30 || limita de observare cu [[Telescopul spațial Hubble]]
|-
|  +34 || limita de observare așteptată de la [[European Extremely Large Telescope|Telescopul European Extrem de Mare]] <small>(în construcție)</small><ref name="Science&Vie2012"/>
|-
|}

==Note==
<references/>

==Vezi și==
* [[Luminozitate]]
* [[Lista celor mai apropiate stele]]
* [[Magnitudine absolută]]

==Legături externe==
* [http://www.icq.eps.harvard.edu/MagScale.html ''The astronomical magnitude scale'', pe International Comet Quarterly] 

{{Portal|Astronomie}}

[[Categorie:Astronomie]]
[[Categorie:Magnitudine]]
[[Categorie:Fotometrie (astronomie)]]
[[Categorie:Astronomie observațională]]
[[Categorie:Scări logaritmice de măsură]]