Calculadora de magnitude estelar

A escala de magnitudes é invertida de propósito: ela vem de Hiparco, que por volta de 150 a.C. classificou as estrelas a olho nu, em que a '1ª magnitude' designava as mais brilhantes e a '6ª magnitude' as mais fracas que ele ainda conseguia ver - por isso, números menores sempre significaram mais brilho, e o sistema moderno apenas manteve essa convenção tornando-a precisa. Cada intervalo de 1 magnitude é definido como uma razão de brilho de exatamente 100^(1/5) ≈ 2,512×, de modo que uma diferença de 5 magnitudes é sempre um fator de exatamente 100 no fluxo - é daí que vêm tanto o '5' quanto o ponto de referência de '10 pc' na fórmula do módulo de distância. Isso também significa que a escala não tem limite inferior: a magnitude do Sol, -26,74, e a de Sirius, -1,46, estão na mesma régua usada para a galáxia mais fraca já registrada pelo Hubble, perto da magnitude 31.

A magnitude aparente m apenas indica quão brilhante uma estrela parece; ela mistura a luminosidade real com a distância. A magnitude absoluta M remove a distância ao perguntar como a estrela pareceria a uma distância padrão de 10 pc. A diferença, o módulo de distância m − M, é portanto uma distância disfarçada. O Sol brilha com m = −26.74, mas sua magnitude absoluta é apenas +4.83: a 10 pc, seria um ponto pálido e comum.

O módulo de distância pressupõe espaço vazio, mas a poeira interestelar atenua a luz estelar pelo caminho e faz a estrela parecer mais fraca — e portanto falsamente mais distante. Por isso os astrônomos separam o módulo de distância aparente m − M do verdadeiro, m − M − A, onde A é a extinção em magnitudes. Em direção ao centro galáctico, A pode ultrapassar 30 magnitudes: um fator de 10¹² no fluxo, suficiente para engolir campos estelares inteiros até o infravermelho os atravessar.