Calculadora de magnitude aparente de estrela

Magnitude aparente: m = −2,5·log₁₀(F/F_ref)

A magnitude aparente m mede o quão brilhante um astro parece visto da Terra, em escala logarítmica e invertida estabelecida por Hiparco (~150 a.C.) e formalizada por Pogson (1856): m = −2,5·log₁₀(F/F_ref), onde F é o fluxo observado e F_ref é o fluxo de referência (Vega ≈ 0). Uma diferença de Δm = 5 corresponde a razão de brilho de 100×, então Δm = 1 significa ~2,512× mais brilhante. Valores de referência: Sol −26,7; Lua cheia −12,7; Vênus máx −4,9; Sirius −1,46; limite a olho nu +6; limite Hubble ~+31. Números negativos são mais brilhantes — a escala é contraintuitiva mas tem raiz histórica.

Aplicações

Astronomia amadora e planejamento de observação (esse objeto será visível do meu local?), softwares de planetário como Stellarium, SkySafari e KStars, fotometria em astrofísica (estrelas variáveis, trânsitos de exoplanetas, curvas de luz de supernovas), medida de poluição luminosa (escala Bortle ligada à magnitude limite a olho nu) e rastreamento de satélites — trens de Starlink chegam a m ≈ +3 a +5 logo após o lançamento.

Perguntas frequentes

Por que a escala é invertida? Hiparco classificou as estrelas mais brilhantes como "primeira magnitude" e as mais fracas visíveis como "sexta" — Pogson manteve a ordem histórica e tornou logarítmica.

A magnitude aparente depende do filtro de cor? Sim — bandas V (visual), B (azul), R (vermelho) dão valores de m diferentes; a magnitude "bolométrica" integra todos os comprimentos de onda.

Como ela se relaciona à magnitude absoluta? Via módulo de distância: m − M = 5·log₁₀(d/10 pc), então a mesma estrela a distâncias diferentes tem m diferente mas mesmo M.