La magnitudine delle stelle

La magnitudine stellare è una misura usata in astronomia per classificare le stelle in base alla loro luminosità. È divisa in due tipi: magnitudine apparente e magnitudine assoluta.

• Magnitudine apparente
  La magnitudine apparente riguarda quanto luminosa appare una stella da un punto di vista specifico, come la Terra. È un'osservazione soggettiva e può variare a seconda della distanza e della posizione dell'osservatore. Questo concetto risale all'astronomo greco Ipparco (150 a.C.) che ha diviso le stelle in sei categorie, da più luminose a meno luminose.

  Gli antichi greci avevano un metodo semplice ma efficace per classificare le stelle in base a quanto sembravano luminose a occhio nudo. Questo metodo era suddiviso in sei gruppi o "magnitudini". Le stelle che sembravano le più luminose venivano chiamate stelle di "prima magnitudine", con una classificazione di m = +1. Se una stella sembrava metà luminosa rispetto a una stella di prima magnitudine, veniva classificata come stella di "seconda magnitudine". Questo processo di classificazione proseguiva fino a includere le stelle a malapena visibili a occhio nudo, che venivano chiamate stelle di "sesta magnitudine" (m = +6). Questo sistema è stato reso popolare da Tolomeo, un famoso astronomo dell'antichità, nel suo lavoro Almagesto. Tuttavia, si ritiene che sia stato Ipparco a inventarlo per primo. È interessante notare che questo sistema si concentrava solo sulle stelle, senza includere altri corpi celesti come la Luna o il Sole.

  Però, con l'avanzamento della tecnologia, la scala si è allargata per includere stelle ancora più luminose, a cui sono assegnate magnitudini negative, e altre magnitudini superiori a 6 per classificare anche le stelle non visibili a occhio nudo. Con l'ausilio di potenti telescopi come l'Hubble o il Keck, si possono rilevare stelle con magnitudini positive fino a +30. Il sistema di magnitudine stellare moderno fu formalizzato da Pogson nel 1856. In questo sistema, una stella di prima magnitudine è definita come 100 volte più luminosa di una stella di sesta magnitudine. Questo significa che una stella di prima magnitudine è 2,512 volte più luminosa di una stella di seconda magnitudine. Questo numero, 2,512, è ottenuto come la radice quinta di 100 e viene chiamato "rapporto di Pogson". È importante notare che la scala di Pogson è logaritmica, non lineare. Questo significa che la percezione della luminosità da parte dell'occhio umano non è direttamente proporzionale all'energia effettivamente ricevuta dalla luce, ma aumenta in modo logaritmico. La formula per misurare la magnitudine apparente è $$ m_2 – m_1 = – 2,5 \log \frac{F_2}{F_1} $$ dove m₁ e m₂ sono le magnitudini delle due stelle e F₁ e F₂ sono i loro flussi luminosi. Un punto importante da notare è che la scala di magnitudine è relativa e non ha un riferimento assoluto di energia luminosa. Originariamente, la stella Polare venne usata come riferimento per questa scala, ma poi gli astronomi hanno scoperto che la sua luminosità variava leggermente, quindi ora si usa la stella Vega come riferimento.
  
  

  Visibile a occhio nudo	Magnitudine apparente	Luminosità relativa a Vega
  Sì	-1,0	250%
  	0,0	100%
  	1,0	40%
  	2,0	16%
  	3,0	6,3%
  	4,0	2,5%
  	5,0	1,0%
  	6,0	0,40%
  Visibii solo nei cieli particolarmente bui	7,0	0,16%
  	8,0	0,063%
  No	9,0	0,025%
  	10,0	0,010%

• Magnitudine assoluta
  La magnitudine assoluta è una misura più oggettiva della luminosità di una stella. Questo valore ci dice quanto luminoso apparirebbe l'oggetto se potessimo osservarlo da una distanza precisa di 10 parsec, o 32,6 anni luce. Il calcolo si fa assumendo che non ci sia nulla tra noi e l'oggetto che possa oscurare o diminuire la sua luce, come polvere o materia interstellare. Questo permette di confrontare le luminosità effettive di diverse stelle, senza doversi preoccupare della distanza dell'osservatore. Immaginando tutti gli oggetti a questa distanza standard ci permette di fare confronti diretti tra la loro luminosità. Importante notare che la scala di magnitudine è inversa e logaritmica, il che significa che un oggetto più luminoso avrà una magnitudine assoluta minore, anche negativa, e viceversa. Inoltre, quando parliamo di oggetti nel nostro sistema solare che riflettono la luce, usiamo una definizione leggermente diversa di magnitudine assoluta, basata sulla distanza media tra la Terra e il Sole ossia 1 unità astronomica (UA).

  Le magnitudini assolute possono essere calcolate per diverse lunghezze d'onda o bande di luce. Ad esempio, la magnitudine assoluta visuale (MV) è basata sulla luce visibile. Se volessimo considerare la luminosità totale di un oggetto attraverso tutte le lunghezze d'onda, parleremmo di magnitudine bolometrica assoluta. Per convertire tra queste diverse magnitudini, possiamo usare ciò che è noto come una correzione bolometrica.

Entrambi i tipi di magnitudine sono misurati utilizzando un dispositivo chiamato fotometro o attraverso l'oscuramento di una lastra fotografica esposta per un periodo di tempo specifico. Sapendo la magnitudine apparente e la distanza di una stella, si può calcolare la magnitudine assoluta, e viceversa, con una formula appropriata.