El brillo aparente de un astro no nos da información sobre el astro, sino sólo de cómo lo vemos desde la Tierra. Esto es lo que se llama magnitud relativa o aparente (m). Para comparar objetivamente la luminosidad de las estrellas se usa la magnitud absoluta (M), que es aquella que tendría a una distancia fija de 10 parsec ( 32,6 años luz).

M = m + 5 - 5. log P

siendo P la distancia expresada en parsec.

He aquí algunas de las estrellas más brillantes y sus magnitudes aparentes y absolutas:

Para determinar la luminosidad de una estrella variable sin usar instrumentos muy sofisticados, hay un método llamado el "Método de Argelander", que está basado en la comparación de la luminosidad de la estrella en cuestión con la de otras dos de referencia. Argelander y sus colegas Schönfeld y Krüger, conocido este último como B.D. (Bonner Durchmusterung), terminó en 1863 un catálogo que contenía la posición de 457.848  estrellas hasta la novena magnitud. Bessel, en 1818, publicó el "Fundamenta Astronomiae", con 3.222 estrellas observadas con mucha exactitud y precisión.

Otro catálogo es el GSC, el Guide Star Catalog , que contiene cerca de 19 millones de posiciones estelares entre las magnitudes 6 y 15. La necesidad de mediciones más precisas hizo que la ESA(Agencia Espacial Europea) tuviera que construir un satélite con esta finalidad, el HIPPARCOS (High Precision Parallax Collecting Satellite). El satélite se lanzó en agosto de 1989, pero tuvo una avería en los motores que le obligó a cambiar las observaciones. Sin embargo, la operación fue un éxito y estuvo mandando información hasta el 15 de agosto de 1993, fecha en que las comunicaciones quedaron interrumpidas. El catálogo se publicó en 1997. 

El proyecto GAIA de la ESA, prevé el lanzamiento de un satélite para el 2009 o 2014 de un satélite que podrá medir, con la precisión de 10 microsegundos de arco, la posición y el movimiento propio de unos 50 millones de estrellas de la Vía Láctea.

A simple vista puede apreciarse que hay unas estrellas que son más brillantes que otras. Los antiguos griegos ya intentaron clasificar las estrellas según su brillo, y fue precisamente Hiparco el que introdujo la base del sistema de magnitudes que se utiliza hoy en día. Hiparco clasificó las estrellas en categorías, que denominó magnitudes. A las estrellas más brillantes que eran visibles poco después de la puesta de Sol, les asignó la primera categoría o primera magnitud. Las estrellas que eran aproximadamente la mitad de brillantes las denominó de segunda magnitud, y así sucesivamente hasta encontrarnos que las estrellas más débiles visibles a simple vista en un cielo negro y transparente son las de sexta magnitud.

En el siglo XIX, en un intento de cuantificar mejor la escala de magnitudes, se atendió al hecho de que las estrellas de sexta magnitud son unas 100 veces más débiles que las estrellas de primera magnitud, lo que supone que entre dos magnitudes sucesivas hay una diferencia de brillo de aproximadamente 2,5, o más exactamente, igual a la raíz quinta de 100. Por último se tomaron algunas estrellas de referencia a partir de las cuales se podían medir los brillos del resto de las estrellas. Puesto que la relación de brillo entre dos estrellas podía medirse, era entonces muy fácil asignar una magnitud. Si queremos saber pues cuál es la diferencia de brillo entre dos estrellas, sólo debemos multiplicar 2,5 por si mismo tantas veces como diferencias de magnitud halla entre las estrellas. Por ejemplo, una estrella de magnitud 10, es aproximadamente 2,5x2,5x2,5x2,5=40 veces más débil que una de sexta magnitud (exactamente 39,81 veces). Puesto que las estrellas también pueden adquirir brillos intermedios, el cálculo de magnitudes incluye fracciones de magnitud o decimales, por lo que directamente diremos que por ejemplo una estrella posee un brillo de 8,77 magnitudes, ó 5,02 magnitudes, etc.

Una de las características curiosas de la escala de magnitudes es que la magnitud aumenta cuando el brillo disminuye y viceversa, la magnitud disminuye cuando el brillo aumenta. Por ejemplo, las estrella de 1ª magnitud, fácilmente visibles a simple vista son 100 veces más brillantes que las de de 6ª magnitud, apenas visibles a simple vista. La consecuencia de todo ello es que los objetos muy brillantes adquieren magnitudes negativas. Por ejemplo, una estrella que sea aproximadamente 2,5 veces más brillante que otra de 1ª magnitud, tendrá una magnitud menos, por lo que al restar 1 a 1, quedará magnitud 0. Si tenemos otra estrella que a su vez sea 2,5 veces más brillante que otra de magnitud 0, como que su brillo en magnitudes es una unidad inferior, resultará un brillo de -1 magnitudes, y así sucesivamente. El astro más brillante del cielo es el Sol con una magnitud de -27, después le sigue la Luna llena con una magnitud de -12, y a continuación Venus con una magnitud máxima de -4,5. Hasta hace unos años, antes de la llegada de las nuevas tecnologías de registro digital de imágenes, las estrellas más débiles que podían fotografiarse eran de magnitud 23, es decir, unos 631 millones de veces más débil que una estrella de 1ª magnitud.

                                                                                                                   Javier de Lucas