<sect1 id="ai-magnitude">
<sect1info>
<author
><firstname
>Girish</firstname
> <surname
>V</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Escala de Magnitude</title>
<indexterm
><primary
>Escala de Magnitude</primary>
<seealso
>Fluxo</seealso
> <seealso
>Cores e Temperaturas das Estrelas</seealso
> </indexterm>
<para
>2500 anos atrás, o astrónomo e ancião Grego Hipparchus classificou o brilho das estrelas visíveis no céu numa escala de 1 a 6. Ele chamou às estrelas mais brilhantes do céu as de <quote
>primeira magnitude</quote
>, e às estrelas mais pálidas chamou de <quote
>sexta magnitude</quote
>. Incrivelmente, dois milénios e meio depois, a classificação de Hipparchus ainda é bastante usada pelos astrónomos, se bem que tem sido modernizada e quantificada desde então.</para>
<note
><para
>A escala de magnitude anda para trás no que estaria à espera: as estrelas mais brilhantes têm <emphasis
>menores</emphasis
> magnitudes que as estrelas mais pálidas. </para>
</note>
<para
>A escala moderna de magnitudes é uma medida quantitativa do <firstterm
>fluxo</firstterm
> de luz que provém de uma estrela, com uma 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
>Existem diversas escalas de magnitude diferentes em uso, onde cada uma serve um propósito diferente. A mais comum é a escala da magnitude aparente; esta é apenas a medida de quão brilhantes as estrelas (e os outros objectos) parecem ao olho humano. A escala da magnitude aparente define que a estrela Vega tem uma magnitude 0,0 e atribui as magnitudes a todos os outros objectos, usando a equação acima, e uma medida da relação do fluxo de cada objecto em relação a 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) (repare que M=m quando d=10). </para
><para
>A escala de magnitude moderna não se baseia mais no olho humano; baseia-se em placas fotográficas e em fotómetros fotoeléctricos. Com os telescópios, podem-se ver os objectos mais fracos do que o Hipparchus podia ver com os seus olhos sem nenhum auxílio, como tal a escala foi extendida para além da 6a magnitude. De facto, o Telescópio Espacial Hubble consegue registar as estrelas com uma fraqueza ao nível da 30a magnitude, o que é um <emphasis
>bilionésimo</emphasis
> do fluxo de 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>
