La magnitud de los objetos astronómicos

Todo lo que brilla en el cielo nocturno es percibido por nosotros inmediatamente por su apariencia visual, que, en cierto sentido, no es más que lo que se nos revela desde nuestra posición muy subjetiva—terrestre. Y no hay mejor ejemplo que el que nos ofrecen las estrellas. Para nuestros ojos, son solo diminutos puntos fulgurantes, la gran mayoría de los cuales resulta casi imperceptible aún cuando empleemos algún tipo de ayuda óptica, como un telescopio. Sin embargo, la realidad es que cada uno de esos puntos es tan inmenso, que nuestro propio planeta, que tan grande nos parece, no es más que un granito de arena al lado de esos colosos celestes.

Aún la luz que nos llega de las estrellas no es más que una apariencia. Sin contar la increíble distancia que existe entre ellas y nosotros —lo que provoca, de inmediato, que su verdadero tamaño se reduzca a tan insignificante proporción—, son muchos los factores que pueden interponerse en el trayecto: polvo interestelar (como, por ejemplo, las nebulosas), otros cuerpos más cercanos y, lo peor de todo, la atmósfera de nuestro propio planeta.

Uno de los recursos que ha inventado el ser humano para identificar las estrellas y conocer y estudiar el cielo nocturno ha sido un índice de clasificación, o escala de magnitudes visuales aparentes basada en el grado o intensidad de luz que de estas nos llega a la Tierra. Dicha escala nos facilita comparar y distinguir un astro de otro por su brillantez. Para el astrónomo aficionado, esta herramienta es imprescindible, pues nos anticipa si podremos observar un objeto celeste, ya sea a simple vista o con la ayuda de algún instrumento.

Un poco de historia

Hace más de 2100 años, en la Grecia del siglo II a.C., Hiparco compiló un catálogo que agrupaba alrededor de 1000 estrellas (visibles a simple vista, claro está), a las cuales organizó en seis categorías, que llamó magnitudes. Las más brillantes —algunas 20— fueron clasificadas como de primera magnitud; las que eran menos luminosas que esas, como de segunda, y así sucesivamente, hasta que todas las más tenues quedaron asociadas bajo la sexta magnitud. Este sistema se sigue utilizando en la actualidad, aunque con ciertas modificaciones. La más significativa de ellas —que es la que continúa vigente— fue introducida por Norman R. Pogson, un astrónomo inglés, en 1856.

Percatándose de que se recibe cien veces más luz de una estrella de primera magnitud que de una de sexta (según dedujo, cincuenta años antes, el también astrónomo inglés William Herschel mediante su ingenioso método de medir, con mayor precisión, las magnitudes de las estrellas), y que, por ello, una diferencia de cinco magnitudes representa una razón de 100:1, Pogson propuso que el cambio de una magnitud a otra fuera la quinta raíz de 100 (100^1/5), lo que equivale a 2.512 aproximadamente. Así pues, una estrella de quinta magnitud es 2.512 veces más brillante que una de sexta; una de cuarta magnitud es 2.512 más brillante que una de quinta y 2.512² más que una de sexta, hasta llegar a una estrella de primera magnitud, que es 2.512⁵ veces más brillante que una de sexta.

Así nació la escala logarítmica de magnitudes que manejamos hoy en día. Hoy tampoco nos valemos de nuestros ojos, como hizo Hiparco, para establecer la magnitud de los astros, sino que utilizamos la fotometría (literalmente, la medición —metría— de la luz —foto—) para obtener medidas continuas y precisas de la luminosidad de las estrellas. Usando un fotómetro, se calcula la intensidad de la luz que nos llega de determinado cuerpo astronómico. Dicha porción de luz produce cierta cantidad de corriente eléctrica, que es lo que se convierte en el valor de la magnitud. Actualmente, por ejemplo, Aldebarán, Capella, Arturo y Deneb, que antiguamente compartían la primera magnitud, ahora tienen magnitudes promedio de 0.85, 0.08, -0.05 y 1.25, respectivamente. Solo Spica, la estrella principal de la constelación de Virgo, es un lucero que promedia la primera magnitud (1.00).

Decimos que los astros anteriores tienen magnitudes “promedio” porque, en realidad, el brillo aparente de muchos de ellos no es fijo, sino que varía por diversas razones. Por ejemplo, Aldebarán es una estrella gigante roja en la constelación de Taurus, cuya magnitud aparente va de 0.75 (máxima) a 0.95 (mínima). Spica, en la constelación de Virgo, también exhibe una minúscula variabilidad, de entre 0.97 (máxima) y 1.04 (mínima). Estas diferencias, en ambos casos, son prácticamente imperceptibles visualmente, pero realimente suceden.

La adopción de la escala de magnitudes también permite que existan objetos cuya magnitud reciba un valor por debajo de 6 (el menor valor originalmente asignado por Hiparco a las estrellas más tenues), e incluso, como en uno de los ejemplos anteriores, magnitudes con valores negativos. Por eso es posible que Sirio, la estrella más brillante del cielo, tenga una magnitud de -1.46, que un planeta como Venus supere -4, que una Luna Llena promedie -12.73, y que el Sol resplandeciente brille a -26.74 de magnitud.

Algunos objetos brillantes,según vistos desde la Tierra

Magnitudes a escala

Obsérvese que a medida que un objeto sea más brillante, el número que indica su magnitud será menor, y lo opuesto: que entre más tenue (o menos brillante) sea un objeto, mayor será el número que represente dicho valor. Es decir, que contrario a lo que sucede comúnmente con otras unidades de medida, la magnitud de las estrellas está dada por una escala “invertida”. Por ejemplo, cinco centímetros representa una longitud más grande que un centímetro; en astronomía, en cambio, una estrella de quinta magnitud es mucho más tenue que una de primera.

1 cm.	1ra mag.
5 cm.	5ta. mag.

Esta forma de asignar magnitudes a las estrellas y demás cuerpos astronómicos, que tanta confusión trae a los que se inician en la astronomía —por ser, como hemos dicho, opuesta al uso convencional— no es más que una manera de continuar el sistema iniciado por Hiparco en la antigüedad. Los mismos cómputos de Pogson en el siglo XIX se ajustaron, muy a propósito, a esa idea original. Y bien, de todos modos, también ha resultado muy conveniente, puesto que según avanza la tecnología óptica aplicada a la astronomía se ha continuado descubriendo objetos cada vez más lejanos y más tenues.

Desde una ciudad moderadamente iluminada con luz artificial, el objeto más débil que se puede observar a simple vista en las noches suele ser de cuarta o quinta magnitud, dependiendo del grado de contaminación lumínica. Desde un lugar oscuro, con poca o ninguna iluminación artificial, la magnitud promedio ronda la sexta. Desde dicho lugar, un par de binoculares (o prismáticos) puede extender ese campo a la novena magnitud, y un telescopio de unas 6 pulgadas (15.24 cm) de apertura puede revelar objetos de hasta +13.4 en condiciones ideales. Actualmente, el Telescopio Espacial Hubble es uno de los instrumentos más potentes que tiene a su disposición el mundo científico profesional, y con él se han observado objetos de magnitud +31.5 mediante exposiciones fotográficas de larga duración, en el espectro de la luz visual.

Si Hiparco hubiera asignado magnitudes a los objetos más tenues partiendo del número 1 (el menor dígito para las civilizaciones antiguas—para quienes, además, la idea de que existieran números con valor negativo era, a lo menos, absurda), habría hoy día miles de millones de objetos con magnitudes negativas. Esto tampoco nos libraría de cientos de confusiones.

Que la escala sea logarítmica también la ha simplificado enormemente, puesto que, de lo contrario, sería poco práctico tener que referirnos a algún objeto cuya magnitud fuese +9,497 (lo que, en la escala actual, bien podría ser un objeto entre la novena y décima magnitud) o aún incluso significativamente mayor. Un segundo apoyo a este hecho es que, efectivamente, la respuesta del ojo humano a la percepción de la luz es, casualmente, de naturaleza logarítmica.

Los unos y los otros

Este sistema de magnitudes es aplicado a todos los cuerpos cósmicos que observamos regularmente, incluyendo cometas, asteroides, planetas, el Sol, nebulosas de todo tipo, galaxias, la Luna y hasta los meteoros que vemos entrar a la atmósfera terrestre como estrellas fugases. Con tan variada gama de individuos, cada uno de diferente composición y particular manera de emitir su brillo (unos por cuenta propia, otros por reflexión, y aún otros por aglomeración de diversas fuentes luminosas que interpretamos, para efectos prácticos, como una sola entidad), es obvio suponer que la luz que recibimos de cada uno de ellos esté lejos de ser homogénea, inclusive por el color. Antares, corazón del Escorpión y rival de Marte (de ahí su nombre, justamente), es famosa por su color rojo; nuestro Sol es una estrella amarilla; algunos observadores describen a Altair, en Aquila (el águila), como blanco-verdosa, y la Gran Nube de Magallanes (sólo visible desde el hemisferio sur) es una extensa mancha que agrupa a millones de objetos. El color que refleja cada uno de estos ejemplares es indicativo de que su luz responde a un largo de onda distinto. Esto, a su vez, tiene un efecto marcado sobre el instrumento de medición… etc., etc., etc.

Como pueden ver, a partir de aquí, el panorama se complica. Convendría discutir sobre las clases espectrales de las estrellas; las magnitudes absolutas; las propiedades físicas de los objetos, su localización y de lo que existe entre ellos y nuestra perspectiva en el universo (incluyendo la atmósfera de la Tierra si observamos desde algún lugar en la superficie de nuestro planeta); los métodos que se emplean para hacer las mediciones; al igual que sobre muchas otras consideraciones para poder obtener un cuadro completo de las magnitudes de los objetos astronómicos. Cada uno de tales tópicos es interesante por demás y merece tratamiento aparte. Pero hasta aquí llegamos… Lo demás se queda para otra ocasión.

Fotografía de Alfa <α> Centauri, la estrella más cercana a nuestro sistema solar, y sus inmediaciones. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2.