MAGNITUD TEÓRICA
VISUAL DE UN COMETA
1. Introducción
Hiparco de Nicea (194-120 AC) fue el primer
astrónomo que ideó un sistema de clasificación de
los astros en función de su brillo. Estableció una escala
de “magnitudes”, asignando la primera a los astros más brillantes
y la sexta a los más débiles visibles a simple vista.
William Herschel (1738-1822), refinó
la definición de Hiparco, al aplicar el descubrimiento de que la
respuesta del ojo ante el estímulo luminoso es logarítmica,
y determinó que el brillo de una estrella de primera magnitud es
100 veces superior a una de sexta.
El sistema actual de magnitudes fue establecido
por Norman Pogson en 1856, al dar forma matemática a la definición
de Herschel, concretando que la razón de brillo entre dos astros
con una diferencia de una magnitud es igual a 1001/5
, es decir, 2.512 veces.
La consecuencia, es que quedó definida
la expresión que relaciona el brillo de dos astros con sus respectivas
magnitudes:
m1-m2 = -2.512 log (b1/b2)
Con la elección de la estrella Vega
como origen de la escala de magnitudes, al asignarle la magnitud 0.0 en
todos los colores, quedó completamente definido el sistema.
2. Magnitud absoluta
La magnitud absoluta o m(0), se define como
la que se observaría con el cometa situado a una Unidad Astronómica
del observador y del Sol.
3. Magnitud aparente de un cometa.
Está determinada de una parte por el
brillo real del mismo, y de otra, por su distancia al observador. El brillo
aparente de cualquier astro varía de forma proporcional al cuadrado
de la distancia al observador: b(d1)/b(d2) = (d1/d2)2.
Si establecemos que la distancia base es la Unidad Astronómica,
podemos expresar esta variación de brillo en magnitudes como una
función de la distancia, así: m(d)=m(0)+5 log d.
4. Exponente fotométrico
El exponente fotométrico (n), se establece
como un parámetro que recoge la variación intrínseca
del brillo de los cometas conforme cambia la distancia de estos al Sol:
m(r)=m(0)+ 2.5 n log(r).
5. Magnitud teórica visual.
Es la combinación de las dos expresiones
anteriores, y recoge la variación de la magnitud observada como
una función de la distancia del cometa al observador y al Sol:
m(1)=m(0)+5 log(d)+2.5 n log(r).
Para el cálculo de la magnitud absoluta
y el exponente fotométrico, se construye una gráfica con
las observaciones del cometa, en la que se expresa la magnitud como función
del logaritmo de su distancia al Sol. Se ajustan las observaciones a una
recta, cuya pendiente es el exponente fotométrico, y en la que el
punto correspondiente a una U.A. define la magnitud absoluta.
Julio Castellano Roig – Obs 939 Rodeno.