A magnitude absoluta () é uma medida da luminosidade de um objeto astronômico em uma escala de magnitude astronômica logarítmica inversa. A magnitude absoluta de um objeto é definida como igual à magnitude aparente que o objeto teria se fosse visto de uma distância de exatamente 10 parsecs (32.6 anos-luz), sem extinção (ou escurecimento) de sua luz devido à absorção pela matéria interestelar e poeira cósmica. Ao colocar hipoteticamente todos os objetos a uma distância de referência padrão do observador, suas luminosidades podem ser comparadas diretamente entre si em uma escala de magnitude.
Assim como todas as magnitudes astronômicas, a magnitude absoluta pode ser especificada para diferentes faixas de comprimento de onda correspondentes a bandas de filtro ou bandas passantes especificadas; para estrelas, uma magnitude absoluta comumente citada é a magnitude visual absoluta, que usa a banda visual (V) do espectro (no sistema fotométrico UBV). As magnitudes absolutas são indicadas por um M maiúsculo, com um subscrito representando a faixa de filtro usada para medição, como MV para magnitude absoluta na banda V.
Quanto mais luminoso um objeto, menor o valor numérico de sua magnitude absoluta. Uma diferença de 5 magnitudes entre as magnitudes absolutas de dois objetos corresponde a uma razão de 100 em suas luminosidades, e uma diferença de n magnitudes em magnitude absoluta corresponde a uma razão de luminosidade de 100n/5. Por exemplo, uma estrela de magnitude absoluta MV = 3.0 seria 100 vezes mais luminosa que uma estrela de magnitude absoluta MV = 8.0 medida na banda do filtro V. O Sol tem magnitude absoluta MV = +4.83. Objetos altamente luminosos podem ter magnitudes absolutas negativas: por exemplo, a Via Láctea tem uma magnitude B absoluta de cerca de −20.8.
A magnitude bolométrica absoluta (Mbol) de um objeto representa sua luminosidade total em todos os comprimentos de onda, em vez de em uma única faixa de filtro, conforme expresso em uma escala de magnitude logarítmica. Para converter de uma magnitude absoluta em uma banda de filtro específica para magnitude bolométrica absoluta, uma correção bolométrica (BC) é aplicada.
Para corpos do Sistema Solar que brilham na luz refletida, uma definição diferente de magnitude absoluta (H) é usada, com base em uma distância de referência padrão de uma unidade astronômica.
Estrelas e galáxias Na astronomia estelar e galáctica, a distância padrão é de 10 parsecs (cerca de 32.616 anos-luz, 308.57 petametros ou 308.57 trilhões de quilômetros). Uma estrela em 10 parsecs tem uma paralaxe de 0.1″ (100 milisegundos de arco). Galáxias (e outros objetos extensos) são muito maiores do que 10 parsecs, sua luz é irradiada sobre um trecho estendido do céu e seu brilho geral não pode ser observado diretamente de distâncias relativamente curtas, mas a mesma convenção é usada. A magnitude de uma galáxia é definida medindo toda a luz irradiada sobre todo o objeto, tratando esse brilho integrado como o brilho de uma única fonte pontual ou estrela, e calculando a magnitude dessa fonte pontual como ela apareceria se observado na distância padrão de 10 parsecs. Consequentemente, a magnitude absoluta de qualquer objeto é igual à magnitude aparente que teria se estivesse a 10 parsecs de distância.
Algumas estrelas visíveis a olho nu têm uma magnitude absoluta tão baixa que pareceriam brilhantes o suficiente para ofuscar os planetas e projetar sombras se estivessem a 10 parsecs da Terra. Os exemplos incluem Rígel (−7.0), Deneb (−7.2), Naos (−6.0) e Betelgeuse (−5.6). Para comparação, Sirius tem uma magnitude absoluta de apenas 1.4, que ainda é mais brilhante que o Sol, cuja magnitude visual absoluta é de 4.83. A magnitude bolométrica absoluta do Sol é definida arbitrariamente, geralmente em 4.75. As magnitudes absolutas das estrelas geralmente variam de aproximadamente −10 a +20. As magnitudes absolutas das galáxias podem ser muito menores (mais brilhantes). Por exemplo, a galáxia elíptica gigante Messier 87 tem uma magnitude absoluta de −22 (ou seja, tão brilhante quanto cerca de 60.000 estrelas de magnitude −10). Alguns núcleos galácticos ativos (quasares como CTA-102) podem atingir magnitudes absolutas superiores a −32, tornando-os os objetos persistentes mais luminosos no universo observável, embora esses objetos possam variar em brilho em escalas de tempo astronomicamente curtas. No extremo, o brilho óptico da erupção de raios gama GRB 080319B atingiu, de acordo com um artigo, uma magnitude r absoluta mais brilhante que −38 por algumas dezenas de segundos.
Magnitude aparente
O astrônomo grego Hiparco estabeleceu uma escala numérica para descrever o brilho de cada estrela que aparece no céu. As estrelas mais brilhantes no céu receberam uma magnitude aparente , e as estrelas mais fracas visíveis a olho nu receberam uma magnitude . A diferença entre eles corresponde a um fator de 100 no brilho. Para objetos na vizinhança imediata do Sol, a magnitude absoluta e a magnitude aparente de qualquer distância (em parsecs, com = 3.2616 anos-luz) são relacionadas por
onde é o fluxo radiante medido na distância (em parsecs), o fluxo radiante medido na distância . Usando o logaritmo comum, a equação pode ser escrita como
onde é assumido que a extinção de gás e poeira é insignificante. As taxas de extinção típicas dentro da Via Láctea são de 1 a 2 magnitudes por kiloparsec, quando as nuvens escuras são levadas em conta.
Para objetos a distâncias muito grandes (fora da Via Láctea) a distância de luminosidade (distância definida usando medições de luminosidade) deve ser usada em vez de , porque a aproximação euclidiana é inválida para objetos distantes. Em vez disso, a relatividade geral deve ser levada em conta. Além disso, o desvio para o vermelho cosmológico complica a relação entre magnitude absoluta e aparente, porque a radiação observada foi deslocada para a faixa vermelha do espectro. Para comparar as magnitudes de objetos muito distantes com as de objetos locais, pode ser necessário aplicar uma correção K às magnitudes dos objetos distantes.
A magnitude absoluta também pode ser escrita em termos da magnitude aparente e da paralaxe estelar :
ou usando magnitude aparente e módulo de distância :
Exemplos Rígel tem uma magnitude visual de 0.12 e distância de cerca de 860 anos-luz:
Vega tem uma paralaxe de 0.129″ e uma magnitude aparente de 0.03:
A Galáxia Olho Negro tem uma magnitude visual de 9.36 e um módulo de distância de 31.06:
Magnitude bolométrica A magnitude absoluta bolométrica , leva em conta a radiação eletromagnética em todos os comprimentos de onda. Inclui aqueles não observados devido à banda passante instrumental, à absorção atmosférica da Terra e à extinção pela poeira interestelar. É definido com base na luminosidade das estrelas. No caso de estrelas com poucas observações, deve ser calculado assumindo uma temperatura efetiva.
Classicamente, a diferença de magnitude bolométrica está relacionada com a razão de luminosidade de acordo com:
que faz por inversão:
onde é a luminosidade do Sol (luminosidade bolométrica) é a luminosidade da estrela (luminosidade bolométrica) é a magnitude bolométrica do Sol. é a magnitude bolométrica da estrela.
Em agosto de 2015, a União Astronômica Internacional (IAU) aprovou a Resolução B2 definindo os pontos zero das escalas de magnitude bolométrica absoluta e aparente em unidades SI para potência (watts) e irradiância (W/m2), respectivamente. Embora as magnitudes bolométricas tenham sido usadas pelos astrônomos por muitas décadas, houve diferenças sistemáticas nas escalas de magnitude absoluta-luminosidade apresentadas em várias referências astronômicas e nenhuma padronização internacional. Isso levou a diferenças sistemáticas nas escalas de correções bolométricas. Combinado com magnitudes bolométricas absolutas incorretas assumidas para o Sol, isso pode levar a erros sistemáticos nas luminosidades estelares estimadas (e outras propriedades estelares, como raios ou idades, que dependem da luminosidade estelar para serem calculadas).
A resolução B2 define uma escala de magnitude bolométrica absoluta onde corresponde à luminosidade , com a luminosidade do ponto zero definida de modo que o Sol (com luminosidade nominal ) corresponda à magnitude bolométrica absoluta . Colocando uma fonte de radiação (por exemplo, estrela) na distância padrão de 10 parsecs, segue-se que o ponto zero da escala de magnitude bolométrica aparente corresponde à irradiância . Usando a escala IAU 2015, a irradiância solar nominal total ("constante solar") medida em 1 unidade astronômica () corresponde a uma magnitude bolométrica aparente do Sol de .
Seguindo a Resolução B2, a relação entre a magnitude bolométrica absoluta de uma estrela e sua luminosidade não está mais diretamente ligada à luminosidade (variável) do Sol:
onde
é a luminosidade da estrela (luminosidade bolométrica) em watts é a luminosidade do ponto zero é a magnitude bolométrica da estrela
A nova escala de magnitude absoluta da IAU desconecta permanentemente a escala da variável Sol. No entanto, nesta escala de potência do SI, a luminosidade solar nominal corresponde aproximadamente a , um valor que era comumente adotado pelos astrônomos antes da resolução da IAU de 2015.
A luminosidade da estrela em watts pode ser calculada em função de sua magnitude bolométrica absoluta como:
usando as variáveis definidas anteriormente.
Corpos do Sistema Solar () + Magnitude absoluta (H)e diâmetro paraasteróides(albedo=0.14)CNEOS Asteroid Size Estimator H Diâmetro 10 36 km 12.7 10 km 15 3.6 km 17.7 1 km 19.2 510 m 20 360 m 22 140 m 22.7 100 m 24.2 51 m 25 36 m 26.6 17 m 27.7 10 m 30 3.6 m 32.7 1 m
Para planetas e asteroides, é usada uma definição de magnitude absoluta que é mais significativa para objetos não estelares. A magnitude absoluta, comumente chamada de , é definida como a magnitude aparente que o objeto teria se estivesse a uma unidade astronômica (UA) do Sol e do observador, e em condições de oposição solar ideal (um arranjo que é impossível na prática). Como os corpos do Sistema Solar são iluminados pelo Sol, seu brilho varia em função das condições de iluminação, descritas pelo ângulo de fase. Essa relação é chamada de curva de fase. A magnitude absoluta é o brilho no ângulo de fase zero, um arranjo conhecido como oposição, a uma distância de uma UA.
Magnitude aparente thumb|right|250px|O ângulo de fase pode ser calculado a partir das distâncias corpo-sol, observador-sol e observador-corpo, usando a lei dos cossenos A magnitude absoluta pode ser usada para calcular a magnitude aparente de um corpo. Para um objeto refletindo a luz solar, e são conectados pela relação
onde é o ângulo de fase, o ângulo entre as linhas corpo-sol e corpo-observador. é a integral de fase (a integração da luz refletida; um número na faixa de 0 a 1).
Pela lei dos cossenos, temos:
Distâncias: é a distância entre o corpo e o observador é a distância entre o corpo e o Sol é a distância entre o observador e o Sol , um fator de conversão de unidade, é a constante 1 UA, a distância média entre a Terra e o Sol
Aproximações para integral de fase O valor de depende das propriedades da superfície refletora, em particular de sua rugosidade. Na prática, diferentes aproximações são usadas com base nas propriedades conhecidas ou assumidas da superfície. As superfícies dos planetas terrestres são geralmente mais difíceis de modelar do que as dos planetas gasosos, os últimos dos quais têm superfícies visíveis mais suaves.
Planetas como esferas difusas thumb|right|240px|Reflexão difusa na esfera e no disco plano thumb|240px|Luminosidade com fase para modelos de reflexão difusa. A esfera tem 2/3 do brilho na fase zero, enquanto o disco não pode ser visto além de 90 graus Os corpos planetários podem ser aproximados razoavelmente bem como esferas refletoras difusas ideais. Seja o ângulo de fase em graus, então