La magnitud visual es el valor numérico que nos indica el brillo de un objeto celeste visto desde la Tierra, como los vatios de una bombilla.
Curiosamente las magnitudes de brillo en Astronomía se miden al revés: Cuanto más pequeño es el número, más brillante es el objeto. Como comparativa se muestran a continuación una relación de las magnitudes visuales de objetos celestes conocidos.
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Objeto
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Mv
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Sol
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-24.0
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Luna
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-13.0
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Júpiter
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-1.5
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Vega (Lyra)
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0.0
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Hytakutake
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0.5
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Albireo (Cisne)
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3.0
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Pléyades
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4.0
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Todos estos objetos se ven a simple vista desde la ciudad. La Magnitud Límite Estelar (MALE), en una ciudad ronda la magnitud 4.0 en noches despejadas y sin polución, mientras que en el campo, totalmente a oscuras, es de 6.0.
El por qué se utiliza una escala invertida se debe a quien realizara el primer catálogo de estrellas, Hipparcos. Este astrónomo del siglo I a.C., dividió a las estrellas en seis categorías. Las de primera magnitud eran las más brillantes del cielo; las de segunda, algo menos brillantes que las primeras; y así hasta la sexta magnitud, las estrellas más débiles que se podían ver a simple vista. Hay que tener en cuenta que las estrellas justo más brillantes que las de primera magnitud son de magnitud cero.
Esta escala de magnitudes se sigue utilizando hoy en día, con pequeñas modificaciones para incluir las estrellas con magnitudes intermedias y con brillo superior e inferior a las catalogadas por Hipparcos. El ojo humano puede llegar a observar estrellas de magnitud 6.5 a simple vista, en condiciones atmosféricas excelentes. Con prismáticos se llega a la magnitud 8.5 y con un telescopio de 20 centímetros de abertura, estrellas de magnitud 14.5. El Telescopio Espacial Hubble a llegado a observar objetos celestes de magnitud 30.
El que el cielo fuera inmutable fue durante muchos siglos una idea predominante entre los filósofos naturales de la cultura grecolatina. Para ellos las "estrellas fijas" eran luces eternas y perfectas. Afortunadamente para el astrónomo aficionado esto no es así. El 13 de Agosto de 1596 una astrónomo alemán llamado David Fabricius mientras contemplaba el cielo estrellado fijó su vista en la constelación de Cetus y se percató que su estrella ómicron sufría cambios en su brillo. Así pudo seguir la evolución de la estrella de forma tal que algunas veces vio que pasaba de tercera magnitud a ser inobservable. No fue hasta el año 1640 cuando los astrónomos se dieron cuenta de que estas variaciones se realizaban de forma periódica, repitiéndose con un período de 332 días. Esa estrella fue bautizada tal como la conocemos ahora: "Mira", la maravillosa.
Mira se convirtió en la primera de las estrellas variables conocidas. Con la mejora de los instrumentos astronómicos y el comienzo de la astronomía moderna los astrónomos empezaron a descubrir nuevas y sorprendentes estrellas variables, algunas de las cuales eran de corto período, otras de largo período y otras de comportamiento imprevisible.
Se denomina estrella variable aquella que sufre cambios de luminosidad. Existen muchos tipos de variables que se clasifican según sus rasgos físicos o estereotipos. De una forma general podemos clasificarlas por: eclipsantes (dobles), regulares, semirregulares, irregulares y explosivas. El Sol pudiera ser clasificado como estrella variable regular en cuanto a su ciclo de actividad undecenal.
No son variables propiamente dichas, ya que sus oscilaciones luminosas no son debidas a desequilibrios internos de las estrellas si no a un efecto geométrico: se trata de estrellas dobles cuyo plano orbital es coincidente o casi coincidente con nuestra línea visual, produciéndose eclipses mutuos entre las componentes. Si una de ellas es muy brillante y la compañera es semioscura, las variaciones luminosas del conjunto llegan a ser muy acusadas.
Tipo EA
Son sistemas dobles de componentes relativamente alejadas. Sus períodos están comprendidos entre 1 día y 10 años. La luminosidad del grupo es constante fuera de los eclipses. La más celebre de estas estrellas es ß Persei (Algol) y, por analogía se las denomina "algólidas".
Tipo EB
Cuando se trata de componentes de un sistema doble muy próximas entre sí se hallan deformadas por el efecto marea, alquiriendo formas alargadas. Por lo genereal, se trata de estrellas gigantes o supergigantes, con periodos de 0,4 días a 200 días, aunque son más frecuentes los periodos cortos (del orden de 24 horas).
Tipo EW
Estrellas dobles de pequeño tamaño y casi en contacto, con lo cual sus periodos de revolución son muy cortos: inferionres a 1 día e, incluso, inferiores a 1 hora.
Aunque las variables eclipsantes son también regulares, en esta clasificación incluimos aquellas estrellas variables que lo hacen por sucesos internos. Éstas suelen ser de corto período, en fases que van desde algunas horas a varios meses. Dichos cambios internos podrían evidenciar que la estrella aún no se encuentra en la franja de estabilidad en el diagrama Hertzprung-Russell, bien sea porque es joven y se encuentra estabilizando su composición o porque esté agonizando.
Tipo Ceféidas
Denominadas así porque la estrella tipo es d Cephei. Debido a dilataciones y contracciones, la temperatura superficial de esta estrellas sufre oscilaciones. Cuando la temperatura es máxima, su luminosidad es también máxima, existiendo una relación entre el periodo y la luminosidad. Esta estrella es un ejemplo fácil con la que se puede practicar: pasa de magnitud 4.4 a 3.5 en 5.36 días. Hay muchas subclases, dependiendo de las cuales los periodos pueden oscilar entre una hora y algunos meses.
Tipo RR Lyrae
Muchas de ellas se hallan en los cúmulos globulares ya que son estrellas de la población II. Sus periodos son cortos: oscilan entre 5 y 35 horas.
Tipo M
Son gigantes rojas de largo periodo y fuerte amplitud luminosa. Los periodos están comprendidos entre 80 y 1000 días, muchas veces sujetos a ligeras variaciones irregulares. La más conocida es o Ceti (Mira).
Son similares al tipo anterior, pero con pulsaciones que muestran irregularidades más acusadas. Sin embargo normalmente su rango luminoso es asimismo grande, desde magnitud 2.5 hasta magnitud 10.0. Las más conocidas son a Her, Antarés y Betelgeuze. Dentro de este tipo existen unas subclases con débil amplitud, de las cuales las más características son d Scuti, b CMa y a 2 CVn.
Son estrellas muy jóvenes. Su comportamiento es impredecible, de modo que no tienen un periodo predecible. Hay numerosas subclases representadas por las estrellas CO Cygni, TZ Cassiopeiae, R Corona Borealis (que experimenta ocasiones caídas de brillo de unas 9 magnirudes), RW Aurigae, T Orionis (de las que se conocen unas 250 relacionadas con la nebulosa M42), T Tauri, etc.
La máxima atención de los observadores amateurs se centra en este grupo de estrellas variables que representan los astros más violentos y, a la vez, los más imprevistos. Existen dos tipos de estrellas variables explosivas: las novas y supernovas. Una nova es una estrella que sufre una explosión, haciendo que su brillo aumente entre siete y dieciséis magnitudes para posteriormente volver a su estado original de forma algo más lenta. Aunque por norma una nova no suele repetir su actividad, existen algunas denominadas recurrentes que cada cierto tiempo incrementan su brillo, aunque sin períodos definidos. Las supernovas no son exactamente un tipo de estrellas variables, puesto que suponen la declaración de muerte de una estrella. Las supernovas no son muy comunes y sólo se llegan a descubrir varias en diferentes galaxias lejanas cada año, hecho que normalmente se escapa a los telescopios medianos o pequeños. Sin embargo una supernova en las proximidades de la Vía Láctea o galaxias cercanas es todo un espectáculo, pues pueden incluso llegar a ser visibles a simple vista y de día. Como ejemplo podríamos mencionar U Geminorum y Z Camelopardalis, de frecuentes explosiones.
Argelander fue un astrónomo del siglo XIX que dedicó gran parte de su vida a catalogar estrellas. Junto con sus colaboradores consiguió medir la posición y magnitud de las estrellas del hemisferio boreal hasta la magnitud 9. La técnica ya permitía determinar con bastante precisión las coordenadas de éstas, pero para saber la magnitud de estos soles los astrónomos de aquella época aún no contaban con un fotómetro fotoeléctrico. Para resolver este escollo de una forma sencilla, nuestro ilustre científico ideó un modo por comparaciones con otras estrellas de mayor y menor magnitud (conocidas éstas últimas).
Para la observación de la mayoría de las estrellas variables es indispensable unos buenos prismáticos. Los más aconsejables son los 7x50 (siete aumentos y 50 milímetros de abertura). Éstos prismáticos tienen relativamente poco aumento y permiten una visión global del campo donde se encuentra la variable, punto a tener muy en cuenta. Prismáticos con muchos aumentos aunque igualmente buenos, presentan la dificultad de reconocimiento de la variable al tener menos campo y muy posiblemente más peso. Se aconseja asimismo que los prismáticos se monten sobre un trípode para que nuestro pulso y no deteriore nuestra estimación de la magnitud.
Para esta estimación se deben seguir varios pasos. En primer lugar debemos reconocer la carta de observación donde se muestra el campo de la estrella variable y las estrellas de comparación, intentando memorizar las estrellas más importantes y elegir el camino más adecuado para encontrar nuestro objetivo, determinado asterismos tales como cuadrados, triángulos... Una vez localizada la estrella variable escogeremos dos estrellas de magnitud inalterable, una de mayor brillo (A) y otra de menor (B), aunque sin excesos, cuyas luminosidades estarán dadas por la carta de observación. A continuación procederemos a la estimación visual de la magnitud de la estrella variable por el denominado método de Argelander. Este sistema consiste en asignar grados a la diferencia entre la variable y las estrellas de comparación.
Estos grados son:
La barra (/) indica el enunciado a interpretar dependiendo de a que estrella de comparación nos estemos refiriendo, si a la más brillante (A) o a la menos brillante (B).
Aunque con dos estrellas de comparación suele ser suficiente, para mayor seguridad es preferible realizar otras estimaciones con más estrellas de comparación de diferente magnitud que las anteriores. También es posible que no nos decidamos a dar un grado u otro, por lo que será factible determinar un grado intermedio como x.5 o incluso x.75.
Finalmente anotaremos en el parte los datos necesarios, incluyendo los grados de comparación, magnitudes de las estrellas de comparación y fecha, hora de la observación y condiciones atmosféricas. A continuación podemos calcular la magnitud visual mediante la fórmula:
Siendo:
Dada la importancia que tiene para un estudio serio la estimación de la magnitud de las estrellas variables, debemos cuidar nuestras observaciones no cometiendo incorrecciones como:
Hay mucha gente a la que le atraen las estrellas variables pero no se sienten motivados a realizar observaciones puesto que consideran su trabajo banal. El trabajo del aficionado en este campo es muy importante, puesto que los profesionales sólo realizan mediciones de determinadas estrellas muy selectivas, eso sí, con muchísima precisión y generalmente de magnitudes muy débiles. Para considerar un trabajo variabilístico como eficiente debe ser hecho con rigurosidad pero además ser de utilidad a la comunidad astronómica. Esto se consigue enviando éstos a las distintas organizaciones y asociaciones de carácter nacional e internacional. Si es esto lo que desea debería ponerse en contacto con alguna asociación astronómica que disponga de un grupo de trabajo dedicado a las variables. En España el más prestigioso es el Grupo M1 de la Agrupación Astronómica de Madrid (AAM), artífice del descubrimiento de la famosa supernova 1993J. A nivel internacional se encuentran la AFOEV, BAA, y la GEOS por ejemplo. Sin embargo es aconsejable procurar que su destino final sea la AAVSO, la institución más relevante en cuanto a variabilistas aficionados y a la cual acuden muchos profesionales en caso de necesitar información.
Es posible que usted algún día pueda descubrir una supernova en una galaxia, o una nova. Antes de comunicar nada, por favor, siga estos pasos.
En caso de que aún en el penúltimo paso todavía sigue adelante la alarma, lo más normal es que la asociación con la que usted se puso en contacto pida confirmaciones a otras sociedades en caso de aún tengan duda. En estos temas hay que ser extremadamente serio y cauteloso. Un aviso de supernova o nova puede paralizar observatorios astronómicos profesionales de todo el mundo. La reputación de todos los que intervienen en el proceso se pone en juego. Por ello, el aviso a la comunidad astronómica internacional no debe realizarse si no se tiene una certeza de la veracidad del descubrimiento. Seguro que los miembros de las asociaciones con algo de experiencia en el tema le podrán relatar algunas anécdotas de sus "descubrimientos": asteroides, satélites artificiales, atlas impreciso, error de identificación... Aún así es una buena señal: ¡está usted observando!
Por José Luis Espí Mira
Agrupación Astronómica Magallanes
Jerez, Septiembre de 2000.
