28 Nov Magnitudine apparente e assoluta

“Ma quanto é luminosa quella stella! Eh, l’altra molto meno”
Un momento. Quella luminosa.. é davvero luminosa per una sua caratteristica oppure si trova molto vicino alla Terra e la sua osservazione é particolarmente facilitata? E la seconda, si trova tanto distante che la sua luce risulta a noi fioca oppure é davvero una stellina di debole intensità?
Ecco, abbiamo in sostanza definito due concetti: quelli di magnitudine apparente e di magnitudine assoluta.
Per magnitudine apparente (m), quando ci si occupa di stelle oppure di un corpo celeste (ad esempio un pianeta) si intende la “misura della sua luminosità rilevabile da un punto di osservazione (la Terra) “. Se però vogliamo valutare la luminosità di un corpo celeste in base alla sua luminosità intrinseca, ossia in base all’energia emessa (e quindi non dipendente dalla distanza) si parla di magnitudine assoluta (M). La magnitudine assoluta è calcolata sulla base di un’astro posto ad una distanza “standard” che gli astronomi pongono a 10 parsec (1 parsec= 3.26 anni luce).
Non avendo i mezzi per poter misurare la magnitudine assoluta, diciamo grazie! come al solito ai nostri lontani predecessori (in questo caso, i Greci) i quali classificarono le stelle visibili in base alla loro magnitudine (apparente) dividendole in 6 classi: la prima (+1) per le stelle più luminose fino alla sesta (+6) per le più deboli. Ogni classe raggruppava stelle che brillavano la metà della classe precedente.
Dobbiamo arrivare al 1856, con l’astronomo inglese Pogson, per una più corretta classificazione: le stelle di prima magnitudine erano circa cento volte più luminose delle stelle di sesta magnitudine, dunque la diminuzione di luminosità per ogni classe era nell’ordine della radice quinta di 100, ossia 2,512 (rapporto di Pogson). Con tale classificazione fu assegnato alla stella Polare la magnitudine 2, una sorta di punto di riferimento. Le magnitudini di Pogson sono in scala logaritmica, per cui ciò determinò l’introduzione di valori anche negativi per i corpi celesti particolarmente brillanti.
Un esempio? Prendiamo il Sole: ha una magnitudine apparente -26,8 mentre la sua magnitudine assoluta é 4,83 (e non risulterebbe così splendente 😉 ); Rigel, con la sua m 0,13 e M -7,92 sarebbe brillantissima.
Con la formula M = m-5log d+5 (dove d é la distanza in parsec), conoscendo la distanza di una stella se ne può determinare la magnitudine assoluta; parimenti, se si conosce la magnitudine assoluta si può risalire alla distanza.
Ma quante di queste stelle possiamo realmente osservare, in una notte serena e con le condizioni ottimali del cielo (inquinamento luminoso, assenza di turbolenze atmosferiche ecc..)? E’ stato calcolato che il nostro occhio ne può vedere al massimo 3000. Numero che cala drasticamente a poche decine se non a poche unità avvicinandosi ai centri abitati a causa dell’inquinamento luminoso che ne impedisce l’osservazione. Probabilmente riusciremo a vedere:
Alfa Centauri A, m -0,01, distante 4,4 anni luce (ed é la più vicina)
Canopo, m -0,62, distante 310 anni luce;
Sirio, la stella più luminosa del cielo, con la sua m pari a -1,47 ma distante 8,7 anni luce
Poche decine di stelle osservabili, con la possibilità di poterne vedere migliaia, é certamente un peccato. Non ci resta che confidare nei cieli delle periferie scarsamente abitate o quelli di montagna per poter apprezzare in modo ottimale le luminosità stellari.

Roberta Gori