• Magnitudine

La Magnitudine

Con il termine magnitudine s’intende la misura della quantità di luce che ci arriva da un corpo celeste, che sia esso una stella, una galassia, una nebulosa, ecc. Questa quantità di luce dipende da molti fattori come la distanza dell’astro in questione, la sua grandezza, la sua temperatura ecc.

Che le stelle non appaiano tutte ugualmente brillanti è un fatto così evidente che tutti possono notare al primo sguardo. La luce che la stella emette, durante il tragitto verso la Terra, deve attraversare una quantità di materia interstellare che ne assorbe una parte e per cui, una stella che magari è più luminosa ma più lontana di un’altra, ci appare più debole.

Nasce quindi la necessità di avere un metro valido per misurare la luminosità di un astro, ed è proprio per questo motivo che sono state create delle scale che misurano la luminosità degli astri.

Magnitudine Apparente (m)

Nel II secolo d.C. l’astronomo Tolomeo, divise tutte le stelle visibili in sei ordini di grandezza, le più brillanti vennero classificate nel primo ordine, quelle al limite della visibilità ad occhio nudo vennero incluse nel sesto, mentre alle altre vennero assegnati valori intermedi.

Nel XIX secolo, grazie all’utilizzo di strumenti scientifici più raffinati dell’occhio umano, fu adottato un sistema standard e fu determinato un “punto zero” nella scala delle magnitudini. Questo riferimento venne scelto nella stella polare alla quale le fu assegnata una magnitudine di 2,0. Una volta precisata la scala, si vide che, alcune stelle particolarmente luminose, sbordavano dalla prima grandezza tanto che, Sirio, la stella più brillante, divenne di magnitudine -1,5.

La magnitudine apparente di un corpo celeste è quindi una misura della sua luminosità rilevabile dalla Terra senza tener conto della sua distanza e delle sue dimensioni.

Magnitudine Assoluta (M)

La magnitudine assoluta è una grandezza che, oltre alla luminosità del corpo celeste, contiene anche informazioni sulla distanza e quindi anche sulle sue proprietà fisiche.

E’ definita come la luminosità che una stella avrebbe se fosse posta a una distanza standard dalla Terra, fissata a 10 parsec, cioè 32,6 anni luce, ove il nostro Sole apparirebbe appena visibile ad occhio nudo. Il Sole, infatti, ha una magnitudine assoluta di 4,7.

La relazione che lega la magnitudine apparente (m) a quella assoluta (M) è la seguente:

M = m + 5 – 5*log(d)

dove d è la distanza della stella in Parsec.

Da questa relazione si vede che se si conosce la distanza di una stella se ne può determinare la magnitudine assoluta; viceversa se si conosce la magnitudine assoluta si può risalire alla distanza, e questo è quello che ci permettono di fare le variabili cefeidi.

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