Vá para um local público onde as pessoas se reúnem, como uma calçada na hora do rush ou um shopping de fim de semana e você notará rapidamente que cada pessoa é um indivíduo com diversas características com base em sua altura, peso e semblante, por exemplo. Cada um é distinto por tamanho, forma, idade e cor. Há também uma outra característica que é imediatamente perceptível à primeira vista: cada estrela tem um brilho único.
Já em 120 aC, os astrônomos gregos classificaram as estrelas em categorias de acordo com seu esplendor - o primeiro a fazer isso foi Hiparco. Embora saibamos muito pouco sobre sua vida, ele é considerado um dos astrônomos mais influentes da Antiguidade. Mais de dois mil anos atrás, ele calculou a duração de um ano em 6,5 minutos. Ele descobriu a precessão dos equinócios, previu o local e o momento dos eclipses lunar e solar e mediu com precisão a distância da Terra à Lua. Hiparco também era o pai da trigonometria e seu catálogo representava entre 850 e 1.100 estrelas, identificadas cada uma por posição e classificando-as de acordo com seu brilho em uma escala que varia de uma a seis. As estrelas mais deslumbrantes foram descritas como de primeira magnitude e as que pareceram mais fracas a olho nu foram designadas como sexta. Suas classificações foram baseadas em observações a olho nu; portanto, era simples, mas depois foi incorporado e ampliado nas pesquisas de Ptolomy. Almagest que se tornou o padrão usado pelos próximos 1.400 anos. Copérnico, Kepler, Galileu, Newton e Halley eram todos familiares e aceitaram, por exemplo.
Obviamente, não havia binóculos ou telescópios na época de Hiparco e é necessária uma visão aguçada e boas condições de observação para discernir estrelas na sexta magnitude. A poluição luminosa generalizada na maioria das grandes cidades e áreas metropolitanas limita a visualização de objetos fracos no céu noturno hoje. Por exemplo, observadores em muitos locais suburbanos podem ver apenas estrelas de terceira a quarta magnitude - nas melhores noites, a quinta magnitude pode ser visível. Embora a perda de uma ou duas magnitudes não pareça muito, considere que o número de estrelas visíveis aumenta rapidamente a cada movimento na escala. A diferença entre um céu poluído claro e um céu escuro é de tirar o fôlego!
Em meados do século XIX, a tecnologia alcançou um ponto de precisão: o antigo método de medir o brilho das estrelas por aproximação era um impedimento para a pesquisa. A essa altura, o conjunto de instrumentos usados para estudar os céus incluía não apenas um telescópio, mas também um espectroscópio e uma câmera. Esses dispositivos proporcionaram uma enorme melhoria em relação às anotações escritas à mão, esboços da ocular e inferências extraídas das lembranças de observações visuais anteriores. Além disso, como os telescópios são capazes de captar mais luz que o olho humano pode reunir, a ciência sabia, desde as primeiras observações telescópicas de Galileu, que havia estrelas muito mais fracas do que as pessoas suspeitavam quando a escala de magnitude foi inventada. Portanto, tornou-se cada vez mais aceito que as atribuições de brilho transmitidas da Antiguidade eram subjetivas demais. Mas, em vez de abandoná-lo, os astrônomos escolheram ajustá-lo diferenciando matematicamente o brilho das estrelas.
Norman Robert Pogson era um astrônomo britânico nascido em Nottingham, Inglaterra, em 23 de março de 1829. Pogson exibiu suas proezas com cálculos complexos desde tenra idade, computando as órbitas de dois cometas quando tinha apenas 18 anos. Durante sua carreira como astrônomo em Oxford e mais tarde na Índia, ele descobriu oito asteróides e vinte e uma estrelas variáveis. Mas sua contribuição mais memorável para a ciência foi um sistema de atribuir brilho estelar preciso quantificável. Pogson foi o primeiro a notar que estrelas da primeira magnitude eram cerca de cem vezes mais brilhantes que estrelas da sexta magnitude. Em 1856, ele propôs que isso fosse aceito como um novo padrão, para que cada declínio de magnitude diminuísse o valor do anterior a uma taxa igual à quinta raiz de 100 ou cerca de 2.512. Polaris, Aldebaran e Altair foram designados magnitude 2.0 por Pogson e todas as outras estrelas foram comparadas com estas em seu sistema e, das três, Polaris foi a estrela de referência. Infelizmente, os astrônomos descobriram mais tarde que Polaris é um pouco variável, então substituíram o brilho de Vega como base para o brilho. Obviamente, deve-se notar que o Vega foi substituído por um ponto zero matemático mais complicado.
A atribuição de um valor de intensidade às estrelas entre o primeiro e o sexto níveis de magnitude foi baseada na crença predominante de que o olho percebia diferenças de brilho em uma escala logarítmica - os cientistas, na época, acreditavam que a magnitude de uma estrela não era diretamente proporcional à quantidade real de energia que o olho recebeu. Eles assumiram que uma estrela de magnitude 4 pareceria estar a meio caminho entre o brilho de uma estrela na magnitude 3 e uma na magnitude 5. Agora sabemos que isso não é verdade. A sensibilidade do olho não é exatamente logarítmica - segue a curva da Lei de Potência de Steven.
Independentemente disso, a razão de Pogson se tornou o método padrão de atribuição de magnitudes com base no brilho aparente das estrelas vistas da Terra e ao longo do tempo, à medida que os instrumentos foram aprimorados, os astrônomos foram capazes de refinar ainda mais suas designações para que magnitudes fracionárias também se tornassem possíveis.
Como mencionado anteriormente, sabia-se que o Universo estava cheio de estrelas mais fracas do que os olhos podiam perceber desde os tempos de Galileu. Os cadernos do grande astrônomo estão cheios de referências às estrelas da sétima e oitava magnitude que ele descobriu. Portanto, a razão de Pogson foi estendida para abranger também aqueles que eram mais fracos que a sexta magnitude. Por exemplo, o olho não assistido tem acesso a cerca de 6.000 estrelas (mas poucas pessoas vêem isso devido ao brilho noturno e à necessidade de observar ao longo de um período de meses a partir do equador). Os binóculos comuns de 10X50 aumentam o alcance da luz do olho em cerca de cinquenta vezes, ampliam o número de estrelas visíveis para cerca de 50.000 e permitem que o observador localize objetos da nona magnitude. Um modesto telescópio de seis polegadas aumentará a visão ainda mais, revelando estrelas até a décima segunda magnitude - cerca de 475 mais fracas do que os olhos sem ajuda podem detectar. Aproximadamente 60.000 alvos celestes são observáveis com um instrumento como este.
O grande telescópio Hale de 200 polegadas no Monte Palomar, o maior telescópio da Terra até a superação de novos instrumentos nos últimos vinte anos, poderia oferecer visuais visuais até a vigésima magnitude - que é cerca de um milhão de vezes mais fraca que a visão não assistida. Infelizmente, este telescópio não está equipado para observação direta - ele não vem com um suporte para ocular e, como todos os outros grandes telescópios de hoje, é essencialmente uma lente de câmera gigantesca. O Telescópio Espacial Hubble, em baixa órbita terrestre, pode fotografar estrelas com a vigésima nona magnitude. Isso representa o limite atual da humanidade do universo visível - cerca de 25 bilhões de vezes mais fraco que a percepção humana normal! Incrivelmente, enormes telescópios estão na prancheta e estão sendo financiados, com a coleta de luz espelha o tamanho dos campos de futebol, o que permitirá a observação de objetos na trigésima oitava magnitude! Especula-se que isso possa nos levar ao início da criação!
Com Vega representando o ponto de partida para determinar magnitudes, algo tinha que ser feito com objetos que eram mais brilhantes também. Oito estrelas, vários planetas, a Lua e o Sol (todos) ofuscam Vega, por exemplo. Como o uso de números mais altos representava objetos mais fracos do que os olhos nus, parecia apropriado que números zero e negativos pudessem ser usados para absorver aqueles que eram mais brilhantes que o Vega. Portanto, diz-se que o Sol brilha na magnitude -26,8, a Lua cheia em -12. Sirius, a estrela mais brilhante vista em nosso planeta, recebeu uma magnitude de -1,5.
Esse arranjo persistiu porque combina precisão e flexibilidade para descrever com alta precisão o brilho aparente de tudo o que podemos ver no céu.
No entanto, o brilho das estrelas pode enganar. Algumas estrelas parecem mais brilhantes porque estão mais próximas da Terra, liberam quantidades incomumente grandes de energia ou têm uma cor que nossos olhos percebem com maior ou menor sensibilidade. Portanto, os astrônomos também têm um sistema separado que descreve o brilho das estrelas com base em como elas apareceriam a uma distância padrão - cerca de 33 anos-luz - chamada magnitude absoluta. Isso remove os efeitos da separação da estrela do nosso planeta, seu brilho intrínseco e sua cor da equação de magnitude aparente.
Para deduzir a magnitude absoluta de uma estrela, os astrônomos devem primeiro entender sua distância real. Existem vários métodos que se mostraram úteis, sendo que o paralaxe é o mais usado. Se você segurar um dedo para cima no comprimento dos braços, mova a cabeça de um lado para o outro e perceberá que o dedo parece mudar de posição em relação aos objetos em segundo plano. Essa mudança é um exemplo simples de paralaxe. Os astrônomos o usam para medir distâncias estelares, medindo a posição de um objeto em relação às estrelas de fundo quando a Terra está de um lado da sua órbita versus o outro. Ao aplicar a trigonometria, os astrônomos podem calcular a distância do objeto. Uma vez entendido, outro cálculo pode estimar seu brilho aparente em 33 anos-luz.
Mudanças curiosas nas atribuições de magnitude resultam. Por exemplo, a magnitude absoluta do nosso Sol diminui para apenas 4,83. Alpha Centauri, um dos nossos vizinhos estelares mais próximos, é semelhante com uma magnitude absoluta de 4,1. Curiosamente, Rigel, a estrela azul-branca brilhante que representa o pé direito do caçador na constelação de Orion, brilha com uma magnitude aparente de cerca de zero, mas uma magnitude absoluta de -7. Isso significa que Rigel é dezenas de milhares de vezes mais brilhante que o nosso Sol.
Esta é uma maneira de os astrônomos aprenderem sobre a verdadeira natureza das estrelas, mesmo sendo muito remotas!
Galileu não foi o último grande astrônomo italiano. Embora ele seja indiscutivelmente o mais famoso, a Itália moderna está movimentada com milhares de astrônomos profissionais e talentosos, de classe mundial, envolvidos na pesquisa e fotografia do Universo. Por exemplo, a magnífica imagem que acompanha essa discussão foi produzida por Giovanni Benintende com um telescópio Ritchey-Chretien de dez polegadas e uma câmera astronômica de 3,5 mega pixels de seu local de observação na Sicília em 23 de setembro de 2006. A imagem retrata uma nebulosa etérica , designado Van den Bergh 152. Está na direção da constelação de Cepheus, localizada a cerca de 1.400 anos-luz da Terra. Como apenas brilha em uma magnitude fraca 20 (que você deve considerar agora como extremamente fraca!), Giovanni levou 3,5 horas de exposição para capturar essa cena maravilhosa.
A bela tonalidade da nuvem é produzida pela estrela brilhante, perto do topo. Os grãos microscópicos de poeira dentro da nebulosa são pequenos o suficiente para refletir os comprimentos de onda mais curtos da luz das estrelas, que tendem para a parte azul do espectro de cores. Comprimentos de onda mais longos, que tendem a vermelho, simplesmente passam. Isso também é análogo à razão pela qual nossos céus terrestres são azuis. O impressionante efeito de luz de fundo é muito real e vem da luz das estrelas combinada de nossa galáxia!
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Escrito por R. Jay GaBany
