Magnitud absoluta

La magnitud absoluta, de símbol M,^[1] és una mesura de la brillantor intrínseca d'un astre,^[2] correspon a la magnitud aparent que tindria si estigués situat a una distància de 10 parsecs de la Terra, equivalent aproximadament a 32,6 anys llum.^[3] El Sol té una magnitud aparent o visual de -26,8 mentre que la seva magnitud absoluta és de +4,74.^[4]

La magnitud aparent depèn de la distància i, per tant, no ens pot aportar informació vàlida sobre la brillantor real dels astres, d'aquí la necessitat d'un concepte com la magnitud absoluta que permeti comparar-los i classificar-los.^[2] La magnitud absoluta es pot calcular a partir de la mesura de la magnitud visual^[5] o a partir de la paral·laxi.^[6]

Com més lluminós és un objecte, menor és el valor numèric de la seva magnitud absoluta. Una diferència de 5 magnituds entre les magnituds absolutes de dos objectes correspon a una relació de 100 en les seves lluminositats, i una diferència de n magnituds en magnitud absoluta correspon a una relació de lluminositat de 100^n/5. Per exemple, una estrella de magnitud absoluta M_V = 3.0 seria 100 vegades més lluminosa que una estrella de magnitud absoluta M_V = 8.0 mesura en la banda del filtre V. El Sol té magnitud absoluta M_V = +4.83.^[7] Els objectes molt lluminosos poden tenir magnituds absolutes negatives: per exemple, la galàxia Via Làctia té una magnitud B del sistema fotomètric UBV absolut d'aproximadament −20,8.^[8]

La magnitud bolomètrica absoluta d'un objecte (M_bol) representa la seva lluminositat total sobre totes les longituds d'ona, en lloc d'en una sola banda de filtre, com s'expressa en una escala de magnitud logarítmica. Per a convertir una magnitud absoluta en una banda de filtre específica a una magnitud bolométrica absoluta, s'aplica una correcció bolométrica (BC).^[9]

Per als cossos del Sistema Solar que brillen amb llum reflectida, s'usa una definició diferent de magnitud absoluta (H), basada en una distància de referència estàndard d'una unitat astronòmica.