La magnitud absoluta és una mesura estandarditzada de la lluminositat intrínseca d'un objecte celeste. Es defineix com la magnitud aparent que tindria l'objecte si es trobés a una distància estàndard de 10 parsecs (32.6 anys llum) de la Terra.
On:
Per estrelles properes (d < 1000 pc), utilitzem el paral·laxi trigonomètric:
\[ d = \frac{1}{\pi} \]On π és el paral·laxi en segons d'arc.
Exemple: Per una estrella amb paral·laxi de 0.1 arcsec:
\[ d = \frac{1}{0.1} = 10 \text{ parsecs} \]Per objectes més llunyans, utilitzem la relació període-lluminositat de les estrelles variables Cefeides:
\[ M_V = -2.81\log_{10}(P) - 1.43 \]On P és el període de variació en dies.
On \(A_V\) és l'extinció visual en magnituds.
Per objectes molt llunyans, cal aplicar la correcció K pel desplaçament al roig:
\[ K(z) = -2.5\log_{10}(1+z) + K_c(z) \]On \(K_c(z)\) és la correcció de color depenent del tipus espectral.
Les correccions per extinció i desplaçament al roig són crucials per obtenir magnituds absolutes precises, especialment per objectes distants.
La magnitud instrumental ve donada per:
\[ m_{\text{inst}} = -2.5\log_{10}(counts/t) + C \]On:
Transformació al sistema estàndard:
\[ V = v + \epsilon(B-V) + \zeta \]On:
Fonts principals d'error:
Per una estrella amb:
Càlcul:
\[ d = \frac{1}{0.002} = 500 \text{ parsecs} \] \[ M = 15.2 - 5\log_{10}(500) + 5 - 0.3 = 5.7 \]La mesura precisa de magnituds absolutes requereix una combinació acurada de diferents tècniques i correccions. La precisió final depèn de múltiples factors, incloent la distància de l'objecte, les condicions d'observació, i la qualitat dels instruments utilitzats. Les tècniques modernes de fotometria CCD i els mètodes de calibratge avançats han millorat significativament la precisió d'aquestes mesures.