Magnitude fotográfica - Photographic magnitude

Magnitude fotográfica ( m ph ou m p ) é uma medida do brilho relativo de uma estrela ou outro objeto astronômico como imageado em uma emulsão de filme fotográfico com uma câmera acoplada a um telescópio . A magnitude fotográfica aparente de um objeto depende de sua luminosidade intrínseca , de sua distância e de qualquer extinção de luz por matéria interestelar existente ao longo da linha de visão do observador.

As observações fotográficas foram substituídas pela fotometria eletrônica, como câmeras CCD de dispositivo de acoplamento de carga, que convertem a luz que entra em corrente elétrica pelo efeito fotoelétrico. A determinação da magnitude é feita usando um fotômetro .

Método

Antes dos métodos fotográficos para determinar a magnitude, o brilho dos objetos celestes era determinado por métodos fotométricos visuais . Isso foi alcançado simplesmente com o olho humano, comparando o brilho de um objeto astronômico com outros objetos próximos de magnitude conhecida ou fixa: especialmente em relação a estrelas , planetas e outros objetos planetários no Sistema Solar , estrelas variáveis e objetos do céu profundo .

No final do século 19, uma medida melhorada da magnitude aparente de objetos astronômicos foi obtida por fotografia, muitas vezes acoplada como uma câmera de placa dedicada no foco principal do telescópio. As imagens foram feitas em filme ou placas fotoemulsivas ortocromáticas . Essas fotografias foram criadas a partir da exposição do filme em um curto ou longo período de tempo, cuja duração total da exposição acumula fótons e revela estrelas mais fracas ou objetos astronômicos invisíveis ao olho humano . Embora as estrelas vistas no céu sejam fontes pontuais aproximadas, o processo de coleta de sua luz faz com que cada estrela apareça como um pequeno disco redondo, cujo brilho é aproximadamente proporcional ao diâmetro do disco ou à sua área. A medição simples do tamanho do disco pode ser julgada opticamente por um microscópio ou por um microdensitômetro astronômico especialmente projetado .

As primeiras placas fotográficas em preto e branco usavam emulsões de haleto de prata que eram mais sensíveis à extremidade azul do espectro visual . Isso fez com que estrelas mais azuis tivessem uma magnitude fotográfica mais brilhante em comparação com a magnitude visual equivalente : aparecendo mais brilhante na fotografia do que o olho humano ou os fotômetros eletrônicos modernos. Por outro lado, estrelas mais vermelhas parecem mais escuras e têm uma magnitude fotográfica mais fraca do que sua magnitude visual. Por exemplo, a estrela supergigante vermelha KW Sagittarii tem uma magnitude fotográfica de 11,0p a 13,2p, mas na magnitude visual de cerca de 8,5p a 11,0p. Também é comum que os mapas de estrelas variáveis ​​apresentem várias estrelas de comparação de magnitude azul (B). por exemplo, S Doradus e WZ Sagittae .

Métodos fotométricos fotográficos definem magnitudes e cores de objetos astronômicos usando imagens fotográficas astronômicas visualizadas por meio de filtros de passagem de banda coloridos padrão ou selecionados . Isso difere de outras expressões de magnitude visual aparente observadas pelo olho humano ou obtidas pela fotografia: que geralmente aparecem em catálogos e textos astronômicos mais antigos. As primeiras imagens fotográficas inicialmente empregavam qualidade inconsistente ou filtros amarelos instáveis, embora sistemas de filtro posteriores adotassem filtros passa-banda mais padronizados, que ainda são usados ​​com os fotômetros CCD de hoje.

Magnitudes e índices de cor

A magnitude fotográfica aparente é geralmente dada como m pg ou m p , ou magnitudes fotovisuais m p ou m pv . A magnitude fotográfica absoluta é M pg . Eles são diferentes dos sistemas fotométricos comuns (UBV, UBVRI ou JHK) que são expressos com uma letra maiúscula. por exemplo, 'V "(m V )," B "(m B ), etc. Outras magnitudes visuais estimadas pelo olho humano são expressas usando letras minúsculas. Por exemplo," v "ou" b ", etc. v . Portanto, uma estrela de 6ª magnitude pode ser declarada como 6,0 V, 6,0B, 6,0 V ou 6,0p. Como a luz das estrelas é medida em uma faixa diferente de comprimentos de onda em todo o espectro eletromagnético e é afetada por diferentes sensibilidades fotométricas instrumentais à luz, eles não são necessariamente equivalentes em valor numérico.

Veja também

Referências