<sect1 id="ai-magnitude">
<sect1info>
<author
><firstname
>Girish</firstname
> <surname
>V</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Escala de magnitudes</title>
<indexterm
><primary
>Escala de magnitudes</primary>
<seealso
>Fluxo</seealso
> <seealso
>Cores e temperaturas das estrelas</seealso
> </indexterm>
<para
>Hai 2500 anos o astrónomo grego Hiparco clasificou o brillo das estrelas visíbeis do ceo nunha escala de 1 a 6. Chamoulles ás estrelas máis brillantes do ceo <quote
>primeira magnitude</quote
> e ás máis tenues que podía ver <quote
>sexa magnitude</quote
>. Sorpendentemente, dous milenios e medio máis tarde o esquema de clasificación de Hiparco ainda o utilizan comunmente os astrónomos, ainda que modernizado e cuantificado.</para>
<note
><para
>A escala de magnitudes vai ao contrario do que se podería esperar: as estrelas máis brillantes teñen magnitudes <emphasis
>menores</emphasis
> do que as estrelas máis tenues. </para>
</note>
<para
>A escala de magnitudes moderna é unha medida cuantitativa do <firstterm
>fluxo</firstterm
> da luz que provén dunha estrela nunha escala logarítmica: </para
><para
>m = m_0 - 2.5 log (F / F_0) </para
><para
>If you do not understand the math, this just says that the magnitude of a given star (m) is different from that of some standard star (m_0) by 2.5 times the logarithm of their flux ratio. The 2.5 *log factor means that if the flux ratio is 100, the difference in magnitudes is 5 mag. So, a 6th magnitude star is 100 times fainter than a 1st magnitude star. The reason Hipparchus's simple classification translates to a relatively complex function is that the human eye responds logarithmically to light. </para
><para
>Utilízanse varias escalas de magnitudes diferentes e cada unha delas responde a un propósito diferente. A máis común é a escala de magnitudes aparentes; é simplemente a medida de como de brillantes aparecen ao ollo humano as estrelas (e outros obxectos). Esta escala de magnitudes aparentes define a estrela Vega como de magnitude 0,0 e asigna magnitudes a todos os demais obxectos empregando a ecuación anterior e unha medida da relación de fluxo de cada obxecto con Vega. </para
><para
>It is difficult to understand stars using just the apparent magnitudes. Imagine two stars in the sky with the same apparent magnitude, so they appear to be equally bright. You cannot know just by looking if the two have the same <emphasis
>intrinsic</emphasis
> brightness; it is possible that one star is intrinsically brighter, but further away. If we knew the distances to the stars (see the <link linkend="ai-parallax"
>parallax</link
> article), we could account for their distances and assign <firstterm
>Absolute magnitudes</firstterm
> which would reflect their true, intrinsic brightness. The absolute magnitude is defined as the apparent magnitude the star would have if observed from a distance of 10 parsecs (1 parsec is 3.26 light-years, or 3.1 x 10^18 cm). The absolute magnitude (M) can be determined from the apparent magnitude (m) and the distance in parsecs (d) using the formula: </para
><para
>M = m + 5 - 5 * log(d) (lembra que M=m cando d=10). </para
><para
>A escala de magnitudes moderna xa non se basea no ollo humano; baséase en placas fotográficas e en fotómetros fotoeléctricos. Cos telescopios pódense ver obxectos moito máis tenues do que Hiparco podía ver a simple vista, polo que a escala de magnitudes se estendeu alén da sexta magnitude. De feito, o Telescopio Espacial Hubble pode rexistrar imaxes tan tenues como a 30ª magnitude, que é un <emphasis
>billón</emphasis
> de veces máis tenue que Vega. </para
><para
>A final note: the magnitude is usually measured through a color filter of some kind, and these magnitudes are denoted by a subscript describing the filter (&ie;, m_V is the magnitude through a <quote
>visual</quote
> filter, which is greenish; m_B is the magnitude through a blue filter; m_pg is the photographic plate magnitude, &etc;). </para>
</sect1>