En aquest text tancarem les entrades dedicades als avenços en les tècniques observacionals que van permetre l’eclosió de l’Astrofísica i la Cosmologia al llarg del segle XX. Hem vist com es va descobrir que la llum ens aporta informació dels objectes lluminosos, i també com es van mesurar les distàncies a estrelles relativament properes.
La combinació de la informació sobre la distància a què es troben les estrelles i la mesura de la intensitat de la llum que ens n’arriba seria la tercera pota necessària per començar l’exploració de l’Univers basada en dades. Efectivament, com que sabem que la intensitat de la llum minva amb el quadrat de la distància a la font, és senzill saber quina és la quantitat de llum emesa per l’objecte si podem mesurar-ne la distància i la intensitat de la llum rebuda (fotometria).
Les primeres passes de la fotometria també es van fer al segle XIX, amb l’aparició de la fotografia. Prèviament, la classificació de la brillantor de les estrelles es feia a ull, de manera subjectiva, mitjançant l’assignació de magnituds als objectes celestes, fixant-ne Vega (constel·lació de la Lira) com referència. Vega té magnitud 0; els objectes menys lluminosos tenen magnituds majors que zero, mentre que els més brillants tenen magnituds negatives.
Va ser Hiparc de Nicea qui va establir la base d’aquesta escala visual en el segle II a.C., que va ser fixada després per Ptolomeu, en el II d.C.. L'escala va ser usada al llarg dels segles amb petits canvis. Un avenç significatiu va ser l’establiment d’una relació matemàtica per a l’escala relativa, proposada per Norman Pogson a mitjans del segle XIX.
La magnitud d'una estrella X respecte una estrella de referència Y, vindria determinada per l'expressió m(X) = m(Y) + 2.5 [log(I_Y) - log ( I_X)], on I és la intensitat estimada (a ull o de qualsevol altra manera) de les estrelles. Així, si fixem la magnitud de Vega a 0, per ser l'estrella de referència, tenim que la magnitud de l'estrella X serà m(X) = 2.5 [log(I_Vega) - log ( I_X)]. Si m(X) és menor que zero, significa que l'estrella és més brillant que Vega, com és el cas d'alguns planetes o l'estrella Sirius, visible al sudest de la constel·lació d'Orió en les nits de tardor i hivern. Efectivament, Sirius és una estrella més propera i més brillant que Vega.
Compte per tant, perquè la magnitud ens indica la brillantor que observem. No obstant això, una estrella pot semblar més brillant que una altra per ser-ho i estar a una distància semblant, o, sent menys brillant intrínsecament, per estar més a prop. La clau per fer física, aleshores, està en saber-ne les distàncies.
És interessant destacar que l'escala de magnituds que encara es fa servir s'adapta a l'escala visual usada al llarg dels segles; es tracta d'una escala logarítmica. El motiu és que la nostra visió (que ens permet detectar un interval ampli d'intensitats) es pot assimilar a aquesta escala.
Amb les plaques fotogràfiques encara no s’aconseguia una mesura quantitativa absoluta. Tanmateix, ja permetien tindre unes referències tangibles i donar valors més fiables de les magnituds relatives. El camí va ser llarg, des de les primeres plaques fotogràfiques en 1857 (George Bond), fins que les aportacions d’astrònoms com Henrietta Leavitt i Edward Pickering varen contribuir a consolidar criteris ferms de comparació entre estrelles.
Entre les millores observacionals que es van desenvolupar en paral·lel, cal esmentar l’ús de filtres per tal de mesurar la llum que ens arriba de les estrelles en un interval concret de longituds d’ona, ço és, en un color determinat.
Amb els criteris establerts en la segona meitat del segle XIX sobre les magnituds relatives de les estrelles, se'n van fer els primers estudis comparatius de magnituds amb diferents filtres. Usant un filtre per a la zona del blau (magnitud b) i un altre en la del verd-groc (magnitud v) es van generar els primers diagrames de color-magnitud. Aquests diagrames van tindre una rellevància cabdal en el desenvolupament de l'Astrofísica. En parlarem, clar.
Al llarg del segle XX, l’ús de cèl·lules fotosensibles, primer, i de fotomultiplicadors més tard, ha permès quantificar la mesura de la llum, en tant que s’aconsegueix una resposta elèctrica mesurable que depèn de la intensitat de la llum rebuda. L’astrònom Richard Miles, en un article publicat per la revista de la Societat Astronòmica Britànica, presenta un resum d’aquests desenvolupaments, per a qui en vulga conèixer els detalls (https://adsabs.harvard.edu/full/2007JBAA..117..172M).
