Calculadora de magnitud estelar

La escala de magnitudes va al revés a propósito: proviene de Hiparco, que hacia el 150 a. C. clasificó las estrellas a simple vista, donde la '1.ª magnitud' significaba las más brillantes y la '6.ª magnitud' las más débiles que podía ver, así que los números más pequeños siempre indicaban más brillo, y el sistema moderno simplemente conservó esa convención y la hizo precisa. Cada paso de 1 magnitud se define como una razón de brillo de exactamente 100^(1/5) ≈ 2,512×, de modo que una diferencia de 5 magnitudes es siempre un factor de exactamente 100 en flujo; de ahí vienen tanto el '5' como la referencia de '10 pc' en la fórmula del módulo de distancia. Esto también significa que la escala no tiene límite inferior: la magnitud del Sol, -26,74, y la de Sirio, -1,46, están en la misma regla que la galaxia más débil jamás fotografiada por el Hubble, cerca de la magnitud 31.

La magnitud aparente m solo indica cuán brillante se ve una estrella; mezcla su verdadera luminosidad con su distancia. La magnitud absoluta M elimina la distancia preguntando cómo se vería desde 10 pc estándar. Su diferencia, el módulo de distancia m − M, es por tanto una distancia disfrazada. El Sol brilla con m = −26.74, pero su magnitud absoluta es solo +4.83: desde 10 pc sería un punto tenue y anodino.

El módulo de distancia supone un espacio vacío, pero el polvo interestelar atenúa la luz estelar en el camino y hace que la estrella parezca más débil, y por tanto falsamente más lejana. Por eso los astrónomos separan el módulo de distancia aparente m − M del verdadero, m − M − A, donde A es la extinción en magnitudes. Hacia el centro galáctico A puede superar 30 magnitudes: un factor de 10¹² en flujo, suficiente para tragarse campos estelares enteros hasta que el infrarrojo los atraviesa.