Magnitude absoluta

A magnitude absoluta (M) é uma medida da luminosidade de um objeto astronômico em uma escala de magnitude astronômica logarítmica inversa. A magnitude absoluta de um objeto é definida como igual à magnitude aparente que o objeto teria se fosse visto de uma distância de exatamente 10 parsecs (32.6 anos-luz), sem extinção (ou escurecimento) de sua luz devido à absorção pela matéria interestelar e poeira cósmica. Ao colocar hipoteticamente todos os objetos a uma distância de referência padrão do observador, suas luminosidades podem ser comparadas diretamente entre si em uma escala de magnitude.

Assim como todas as magnitudes astronômicas, a magnitude absoluta pode ser especificada para diferentes faixas de comprimento de onda correspondentes a bandas de filtro ou bandas passantes especificadas; para estrelas, uma magnitude absoluta comumente citada é a magnitude visual absoluta, que usa a banda visual (V) do espectro (no sistema fotométrico UBV). As magnitudes absolutas são indicadas por um M maiúsculo, com um subscrito representando a faixa de filtro usada para medição, como M_V para magnitude absoluta na banda V.

Quanto mais luminoso um objeto, menor o valor numérico de sua magnitude absoluta. Uma diferença de 5 magnitudes entre as magnitudes absolutas de dois objetos corresponde a uma razão de 100 em suas luminosidades, e uma diferença de n magnitudes em magnitude absoluta corresponde a uma razão de luminosidade de 100^n/5. Por exemplo, uma estrela de magnitude absoluta M_V = 3.0 seria 100 vezes mais luminosa que uma estrela de magnitude absoluta M_V = 8.0 medida na banda do filtro V. O Sol tem magnitude absoluta M_V = +4.83.^[1] Objetos altamente luminosos podem ter magnitudes absolutas negativas: por exemplo, a Via Láctea tem uma magnitude B absoluta de cerca de −20.8.^[2]

A magnitude bolométrica absoluta (M_bol) de um objeto representa sua luminosidade total em todos os comprimentos de onda, em vez de em uma única faixa de filtro, conforme expresso em uma escala de magnitude logarítmica. Para converter de uma magnitude absoluta em uma banda de filtro específica para magnitude bolométrica absoluta, uma correção bolométrica (BC) é aplicada.^[3]

Para corpos do Sistema Solar que brilham na luz refletida, uma definição diferente de magnitude absoluta (H) é usada, com base em uma distância de referência padrão de uma unidade astronômica.