Calculadora de magnitude absoluta de estrela

Magnitude absoluta: M = m − 5·log₁₀(d/10 pc)

A magnitude absoluta M responde a uma pergunta direta: quão brilhante a estrela pareceria se a colocássemos a uma distância fixa de 10 parsecs (~32,6 anos-luz)? A conta é M = m − 5·log₁₀(d/10 pc). Como todos passam a estar à mesma distância, o que sobra é a luminosidade intrínseca do astro. Veja o Sol: ele tem m = −26,7 a d ≈ 5×10⁻⁶ pc, o que resulta em M = +4,83, uma estrela G2V bem comum. Para comparar, Vega tem M = +0,58; Sirius +1,42; Polaris −3,6; Betelgeuse ~−5,8; e supernovas Tipo Ia ~−19,3. Cada 5 unidades de M continuam valendo um fator de 100 em luminosidade, como na magnitude aparente, só que agora com a distância travada.

Aplicações

É a base do diagrama Hertzsprung–Russell (HR), o gráfico de M versus tipo espectral que está no centro da evolução estelar, onde a sequência principal, as gigantes e as anãs brancas se encaixam. Ordenar estrelas pela luminosidade intrínseca também alimenta a paralaxe espectroscópica, em que o M lido a partir do tipo espectral entrega a distância. A mesma ideia sustenta a escada cósmica de distâncias por meio de velas-padrão como Cefeidas, RR Lyrae e SNe Ia, e ajuda a caracterizar estrelas-hospedeiras de exoplanetas e as populações estelares dentro de aglomerados.

Perguntas frequentes

Por que 10 parsecs como referência? É uma convenção que vem de Hertzsprung (1913). A d = 10 pc o termo logarítmico vai a zero, então m = M. A escolha fica no meio do caminho entre estrelas próximas, cuja paralaxe dá para medir, e valores razoáveis para estrelas típicas.

M é o mesmo que magnitude bolométrica? Não. O M_V visual está preso à banda V, enquanto o M_bol soma todos os comprimentos de onda, o que o torna a melhor opção quando se quer comparar a luminosidade total entre tipos estelares diferentes.

M pode ser negativa? Sim, e isso acontece o tempo todo. Supergigantes, quasares e supernovas ficam entre M = −5 e −20, bem acima do Sol em brilho.