Misure di luminosità  -  Magnitudine

Le scale tuttora impiegate per la misura della luminosità delle stelle si possono far risalire ad Hipparcos. Egli divise le stelle i 6 classi di grandezza che oggi vengono indicate 1^m, 2^m, ecc. dove m significa magnitudine (dal latino grandezza). Questi numeri non sono relativi alla dimensione delle stelle. Poi la scala fu ampliata oltre la 6^m. Con i più potenti telescopi e con tempi di esposizione sufficientemente lunghi, si possono fotografare stelle sino a 30^m. La base di potenza è il Sole (-26^m,86.). L'occhio umano può rilevare differenze di magnitudine sino a 0,1 m. Nel secolo XIX, la differenza di magnit. fra due classi contigue di luminosità fu definita esattamente in 10^0,4 = 2,512, ossia una stella di 1 magnit. è 2,512 volte più luminosa di una stella di 2 magnit. Una differenza di 5^m è pari ad una differenza di 1:10^0,4x5=1:100. Così tra il Sole e le stelle più deboli c'è una differenza di ca. 67^m, pari ad un rapporto di luminosità di 1:10²⁷. Se due stelle hanno magnitudini m₁ e m₂, il rapporto tra le rispettive luminosità I₁ e I₂ è dato da: LOG (I₁/I₂) = -0,4 (m₁-m₂).

Una differenza di magnitudine 5 è definita come una differenza di splendore di 100 volte. Ogni variazione di 1 magnitudine, corrisponde ad una variazione di splendore pari alla radice 5^a di 100 che è ca. 2,5.

La magnitudine limite per gli oggetto "globulari" è 1 magnit. in meno di quella delle stelle, ossia, invece di m = 6,8 + 5LOG D (diam. obiettivo in cm) si ha [5,8 + 5LOG D]. Ma ciò dipende anche dalla limpidezza del cielo e dall'estensione della nebulosità. Con un Seeing eccezionale, la magnitudine limite della nebulosa eguaglia quella delle stelle. Talvolta è invece inferiore di 2 valori. Una galassia di magnitudine 9 ha la stessa (ma è una modalità di paragone) luminosità di una stella di magnit.9 osservata "fuori fuoco", la cui luce è sparsa su un 'area uguale a quella della galassia.

Il Sole ha una magnitudine di -26^m,86. La luna piena ha quasi -13^m. Venere ha quasi -5^m. La Polare = +2,12^m. Urano poco più di +5^m. Il limite di osservazione ad occhio nudo è ca. +5,5^m. Nettuno poco più di +7^m. Plutone quasi +15^m.

-La magnitudine apparente esprime la luminosità osservata, senza tenere conto della distanza dell'oggetto

-La magnitudine assoluta è quella di un qualsiasi oggetto posto alla distanza standard di 10 parsec (32,6 a.l.). Questa esprime la reale luminosità intrinseca dell'oggetto. La magnitudine apparente, quella assoluta e la distanza sono legate dalla relazione:

M = m + 5 - 5 log r (se r è la distanza in parsec), oppure: M = m + 5 + 5 log "p greco" (se "p greco" è la parallasse annua in secondi). Mediante una di queste formule si può dunque ricavare la distanza di una stella se si conosce la sua magnitudine assoluta (metodo delle parallassi spettroscopiche).

Parsec:

Significa Parallasse per secondo: 1 parsec è uguale a 3,262 anni luce. Un parsec è la distanza dalla quale il raggio dell'orbita terrestre è visto sotto l'angolo di un secondo. Poiché la Terra in 1 anno compie una rivoluzione attorno al sole, una stella sembra compiere uno spostamento sulla volta celeste, la cui entità diminuisce con l'aumentare della distanza. Tali spostamenti angolari apparenti sono chiamati "parallasse trigonometrica annua di una stella". Parallasse (P greco) è uguale al semiasse maggiore dell'ellisse descritta apparentemente dalla stella sulla volta celeste ed è legata alla distanza "delta" della stella. La parallasse è espressa in secondi d'arco e la distanza in parsec o parallasse per sec.d'arco. Ad es. Toliman (o Alpha Centauri) ha una parallasse di soli 0",750 (o 1,33 parsec); Proxima Centauri ha 0",762 (o 1,31 parsec o 4,3 anni luce). Le prime determinazioni di parallasse furono compiute da F.W.Bessel (1837-38) sulla stella "61 Cygni" (0",292) e da W. Struve (1835-38) sulla stella "Vega" (0",123). Tale metodo è valido sino alle stelle che distano 300 anni luce dalla Terra.

Osservazioni astronomiche:

Per nebulose e galassie è meglio il Riflettore (buone aperture a prezzi accessibili), ottimo il Newtoniano, apertura 15 cm. Con strumenti amatoriali, per le nebulose angolarmente meno estese come le planetarie (e non solo per tali oggetti) l'ingrandimento consigliabile (con un buon Seeing) è quello che eguaglia il diametro dell'obiettivo in millimetri; ad esempio 30 x per un 60 mm.
La fotografia di nebulose e galassie, contrariamente a quanto si verifica con i pianeti e le stelle doppie, grazie al suo potere di accumulare luce, registra più dettagli che non l'osservazione visuale. In considerazione della debolissima brillanza (ca.1/milionesimo di quella di Marte), questi astri richiedono grandi aperture, bassi ingrandimenti e, soprattutto, un cielo limpido e scuro.
Per la fotografia astronomica, oggi si hanno a disposizione i "Dispositivi ad accoppiamento di carica" o CCD, che montano un chip di silicio contenente ca. 250 mila elementi - immagine (pixel). Quando ne colpisce la superficie, la luce incidente attiva degli elettroni che vengono rilevati da un microprocessore e trasformati in immagine.

Seeing:

Ovvero le condizioni di osservazione astronomica, essenzialmente attraverso la misura della massima riduzione angolare ottenibile. A terra il seeing è condizionato pesantemente dalla turbolenza atmosferica, nello spazio dipende esclusivamente dal diametro e dall'accuratezza di lavorazione delle ottiche del telescopio. Per un telescopio terrestre un seeing di 1 sec. d'arco (che equivale a vedere un cratere di 1,9 Km di diam.sulla Luna) è buono, quello di 0,5 sec. d'arco è ottimo, quello di 0,2 - 0,3 sec. d'arco è eccellente. Il telescopio spaziale raggiunge mediamente una risoluzione di 0,05 sec. d'arco, come distinguere sulla Luna un cratere di 100 metri di diametro; oppure distinguere una moneta da 500 lire posta alla distanza Roma Milano.