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<sect1 id="ai-magnitude">
<sect1info>
<author
><firstname
>Girish</firstname
> <surname
>V</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Escala de Magnitude</title>
<indexterm
><primary
>Escala de Magnitude</primary>
<seealso
>Fluxo</seealso
> <seealso
>Cores e Temperaturas das Estrelas</seealso
> </indexterm>
<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 <quote
>primeira magnitude</quote
>, e a mais pálida estrela que pode ver de <quote
>sexta magnitude</quote
>. 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.</para>
<note
><para
>A escala de magnitude diminui para o que você espera: estrelas mais brilhantes possuem magnitudes <emphasis
>menores </emphasis
> do que as mais opacas. </para>
</note>
<para
>A escala moderna de magnitude é uma medida quantitativa do <firstterm
>fluxo</firstterm
> de luz vindo de uma estrela, em uma escala logarítmica: </para
><para
>m = m_0 - 2.5 log (F / F_0) </para
><para
>Se você não entendeu a matemática, ela apenas diz que a magnitude de uma determinada 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
><para
>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
><para
>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 distante. Se soubermos a distância das estrelas (veja o artigo <link linkend="ai-parallax"
>paralaxe</link
>), podemos calcular suas distâncias e designar as <firstterm
>Magnitudes Absolutas</firstterm
> o que refletiria seus verdadeiros e 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 fórmula: </para
><para
>M = m + 5 - 5 * log(d) (note que M=m quando d=10). </para
><para
>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
><para
>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 (&ie;, m_V é a magnitude através de um filtro <quote
> visual</quote
> , o qual é esverdeado; m_B é a magnitude através de um filtro azul; m_pg é magnitude de uma fotográfica, &etc;). </para>
</sect1>
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