Calculadora de magnitude absoluta de estrela

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

A magnitude absoluta M é a magnitude aparente que uma estrela teria se estivesse à distância padrão de 10 parsecs (~32,6 anos-luz): M = m − 5·log₁₀(d/10 pc). Ela remove o efeito da distância e revela a luminosidade intrínseca do astro. Exemplo: o Sol tem m = −26,7 a d ≈ 5×10⁻⁶ pc, dando M = +4,83 — uma modesta estrela G2V. Valores de referência: Vega M = +0,58; Sirius +1,42; Polaris −3,6; Betelgeuse ~−5,8; supernovas Tipo Ia ~−19,3. Cada passo de 5 em M corresponde a fator de 100 em luminosidade, igual à magnitude aparente mas em distância fixa.

Aplicações

Construção do diagrama Hertzsprung–Russell (HR) (M vs tipo espectral) — gráfico fundamental da evolução estelar que mostra sequência principal, gigantes e anãs brancas, classificação por luminosidade intrínseca para paralaxe espectroscópica (usar M do tipo espectral para derivar distância), escada cósmica de distâncias via velas-padrão (Cefeidas, RR Lyrae, SNe Ia) e caracterização de estrelas-hospedeiras de exoplanetas e populações estelares em aglomerados.

Perguntas frequentes

Por que 10 parsecs como referência? Convenção de Hertzsprung (1913) — a d = 10 pc o termo logarítmico zera, fazendo m = M. É compromisso entre estrelas próximas (com paralaxe medível) e valores razoáveis para estrelas típicas.

M é o mesmo que magnitude bolométrica? Não exatamente — M_V visual usa banda V; M_bol integra todos os comprimentos de onda e é preferida para comparar luminosidade total entre tipos estelares.

M pode ser negativa? Sim, e com frequência — supergigantes, quasares e supernovas alcançam facilmente M = −5 a −20, muito mais brilhantes que o Sol.