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Magnitudine apparente

La magnitudine apparente (m) di una stella, pianeta o di un altro oggetto celeste Ŕ una misura della sua luminosit├á apparente; cioŔ, senza prendere in considerazione la distanza dell'oggetto dal punto d'osservazione. Pi¨ un oggetto appare debole, pi¨ Ŕ alta la sua magnitudine apparente. È importante notare che la luminosit├á apparente spesso non corrisponde alla luminosit├á reale: un oggetto estremamente luminoso pu├▓ apparire molto debole, se si trova ad una grande distanza. Il modo in cui cambia la magnitudine apparente al variare della distanza Ŕ calcolato usando la legge del quadrato inverso. La magnitudine assoluta M di un oggetto Ŕ la magnitudine apparente che esso avrebbe se si trovasse ad una distanza di 10 parsec.

Scala delle magnitudini apparenti
Mag. app.Oggetto celeste
-26,8Sole
-12,6Luna piena
-4,4Luminosità di Venere al suo massimo
-2,8Luminosità di Marte al suo massimo
-1,5Sirio, la stella pi¨ luminosa
-0,7Canopo, la seconda stella pi¨ luminosa
+6,0Le stelle pi¨ deboli osservabili ad occhio nudo
+12,6Il quasar pi¨ luminoso
+30Gli oggetti pi¨ deboli osservabili
col Telescopio Spaziale Hubble
(vedi anche Lista delle stelle pi¨ luminose)

La scala con cui sono misurate le magnitudini affonda le sue radici nella pratica ellenistica di dividere le stelle visibili ad occhio nudo in sei magnitudini. Le stelle pi¨ luminose erano dette di prima manitudine (m = +1), quelle brillanti la met├á di queste erano di seconda magnitudine, e cos├Č via fino alla sesta magnitudine (m = +6), al limite della visione umana (senza un telescopio o altri aiuti ottici). Questo metodo piuttosto crudo di indicare la luminosit├á delle stelle fu reso popolare da Tolomeo nel suo Almagesto, e si pensa che sia stato inventato da Ipparco. Il sistema prendeva in considerazione solo le stelle, e non considerava la Luna, il Sole o altri oggetti celesti non stellari.

Nel 1856, Pogson formalizz├▓ il sistema definendo una stella di prima magnitudine come una stella che fosse 100 volte pi¨ luminosa di una stella di sesta magnitudine. Perci├▓, una stella di prima magnitudine si trova ad essere 2,512 volte pi¨ luminosa di una stella di seconda. La quinta radice di 100 (2,521) Ŕ conosciuta come rapporto di Pogson. La scala di Pogson fu fissata in origine assegnando alla stella Polare una magnitudine di 2. Gli astronomi hanno in seguito scoperto che la Polare Ŕ leggermente variabile, e non Ŕ quindi all'altezza del compito. Oggi Vega viene usata come stella di riferimento.

Il sistema moderno non Ŕ pi¨ limitato a sei magnitudini. Oggetti molto luminosi hanno magnitudini negative. Per esempio Sirio, la stella pi¨ brillante della sfera celeste, ha una magnitudine apparente posta tra -1,44 e -1,46. La scala moderna include la Luna e il Sole. La prima, quando Ŕ piena, Ŕ di magnitudine -12, mentre il secondo raggiunge la magnitudine -26,7. Il Telescopio Spaziale Hubble e il Telescopio Keck hanno registrato stelle di magnitudine +30.

La magnitudine apparente nella banda x pu├▓ essere definita come:

mx = -2,5 * log10(Fx) + C

dove Fx Ŕ il flusso osservato nella banda x, e C Ŕ una costante che dipende dalle unit├á usate per il flusso e la banda.

La seconda cosa da notare Ŕ che la scala Ŕ logaritmica: la luminosit├á relativa di due oggetti Ŕ determinata dalla differenza delle loro magnitudini. Per esempio, una differenza di 3,2 significa che un oggetto Ŕ circa 19 volte pi¨ luminoso di un altro, perch├ę il rapporto di Pogson elevato alla potenza di 3,2 Ŕ 19,054607... La natura logaritmica della scala Ŕ dovuta al fatto che l'occhio umano ha esso stesso una risposta logaritmica. Vedi anche legge di Weber-Fechner.

La misura della magnitudine viene complicata dal fatto che la luce non Ŕ monocromatica. La sensibilit├á di un sensore varia a seconda della lunghezza d'onda della luce, e il modo in cui varia dipende dal tipo di sensore. Per questa ragione, Ŕ necessario specificare come la magnitudine Ŕ stata misurata perch├ę il valore abbia un senso. È molto usato il sistema UBV, in cui la magnitudine viene misurata in tre differenti bande di lunghezza d'onda: U (centrata attorno a 350 nm, nell'ultravioletto vicino), B (circa 435 nm, nel blu) e V (circa 555 nm, nel mezzo dell'intervallo di sensibilit├á dell'occhio umano). La banda V Ŕ stata scelta perch├ę fornisce magnitudini molto simili a quelle viste dall'occhio umano, e quando un valore di magnitudine apparente Ŕ fornito senza altre spiegazioni, si tratta in genere di una magnitudine V, chiamata anche magnitudine visuale. La banda B Ŕ pi¨ rappresentativa della sensibilit├á delle pellicole fotografiche.

Poich├ę le stelle pi¨ fredde, come le giganti rosse e le nane rosse, emettono poca energia nelle parti blu ed UV del loro spettro, la loro luminosit├á viene spesso sotto-stimata nella scala UBV. In effetti, alcune stelle di tipo L e T avrebbero una magnitudine UBV superiore a 100 perch├ę emettono pochissima luce visibile, ma sono molto pi¨ luminose nell'infrarosso.

La magnitudine Ŕ un campo minato dove Ŕ estremamente importante effettuare misure congruenti. Su di una pellicola fotografica, le luminosit├á relative della supergigante blu Rigel e della supergigante rossa Betelgeuse sono rovesciate rispetto a quanto vede l'occhio umano, perch├ę le pellicole sono assai pi¨ sensibili alla luce blu che a quella rossa. Il contrario succede quando si usano i CCD.


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