En la "Grecia antigua" el astrónomo
Hiparco de Nicea (190-120AC) ideó una escala de medida del luminosidad de las estrellas y
para ello calificó a las estrellas visibles en seis clases de magnitud. Las más luminosas eran de primera magnitud, las que le seguían
inmediatamente (un poco menos "brillantes") fueron de segunda magnitud y así
sucesivamente, hasta englobar a las estrellas más débiles, apenas distinguibles
a simple vista (sexta magnitud). Debe prestarse atención a que las estrellas
más tenues en lumin son las de valores de magnitud más grandes.
En este sistema de magnitudes, la diferencia de brillo entre dos magnitudes
consecutivas es de 2,5 veces, lo que implica que la relación de luminosidad
entre las estrellas más brillantes y las más débiles es de alrededor de 100, es
decir, sigue una relación de tipo logarítmica.
El sistema de Hiparco de clasificación del
brillo estelar se mantuvo hasta hoy, actualizado y extendido a las estrellas
que sólo pueden verse con telescopios. Los astrónomos han medido el brillo de
algunas estrellas (llamadas stándar), a las que les han asignado un
valor de magnitud constante; con ellos, se calcula la magnitud de las restantes
estrellas por comparación.
Estas magnitudes se denominan aparentes (se trata de las que se perciben, sin corrección alguna). El Sol
tiene una magnitud aparente de -26,8m; el planeta
Venus varía entre -3m y -4,5m; y las estrellas más débiles posibles de observar
con un telescopio terrestre alcanzan +24m.
Ahora bien, la magnitud aparente no solo depende de la energía irradiada
por las estrellas, sino también de la distancia a la que se encuentran. El Sol, por ejemplo, no
resultaría muy luminosos, si se hallara a la distancia que se encuentra la
estrella más cercana después de él. (Un ejemplo de esto es "Alfa Centauro", que ha sido observada en el espacio de Observatorio Astronómico en el Liceo "Tomás Berreta").
Para eliminar el efecto de la distancia,
los astrónomos idearon el concepto de magnitud absoluta. Esta magnitud es una medida de la luminosidad que tendría para nosotros si
la estrella se encontrara a una distancia de 10 Pc (esta distancia equivale a
32,6 años luz).
Para conocer la magnitud absoluta, se debe
conocer la magnitud aparente (por ejemplo, con un fotómetro, que es un
instrumento que permite medir el brillo aparente de los astros y la distancia.
Recíprocamente, con ambas magnitudes (la aparente y la absoluta) se puede
estimar la distancia de un astro; en este caso, la magnitud aparente se obtiene
(como antes) directamente de las observaciones fotométricas y la magnitud
absoluta, por su parte, se consigue determinar a partir de consideraciones
físicas o mediante comparaciones con objetos cuyo brillo intrínseco se conoce.
Por otra parte, el diferente brillo o
luminosidad intrínseca de las estrellas depende de la reserva del componente
básico de cada una: el hidrógeno (H). La transformación
gradual del H en helio (He) da lugar a la energía
que luego observamos como el brillo de la estrella.
La masa de una estrella
nos delata la cantidad de materia que posee; es un número no muy sencillo de
obtener, ya que a través de la luz que recibimos de los astros no suministra
ninguna información acerca de su valor.
No obstante, se consigue medir la masa de una estrella siempre que se pueda
determinar el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre el movimiento
de otro cuerpo, ubicado éste a distancia conocida. Este método para calcular
masas estelares no puede aplicarse a estrellas solitarias, a causa de que su
aislamiento hace que la influencia gravitatoria sobre sus cuerpos vecinos no
sea significativa. En cambio, es aplicable para determinar la masa de aquellas
estrellas que forman sistemas binarios o dobles (e trata de dos estrellas muy
próximas moviéndose una alrededor de la otra. En esos sistemas, las estrellas
se encuentran muy próximas, afectadas mutuamente por acción de sus respectivas
fuerzas de gravedad.
