magnitùdine

Descrizione generale

sf. ant. [sec. XIII; dal latino magnitūdo-dínis]. Grandezza. Con questo significato il termine è oggi usato in astronomia per indicare la grandezza (abbreviazione m) che caratterizza lo splendore di un astro; è una quantità che aumenta al diminuire della luminosità con la relazione m=-2,5 lg S, indicando con S lo splendore e supponendo che per uno splendore unitario la magnitudine sia zero. Per primo Ipparco, nella compilazione del suo catalogo, suddivise tutte le stelle visibili a occhio nudo in sei classi di grandezze o magnitudini, riservando la prima grandezza alle stelle più brillanti e la sesta a quelle appena appena visibili. Tale scala fu perfezionata nel 1857 da N. Pogson, che fissò per la costante il valore 2,512...=10^-0,4 cosicché una stella cento volte più brillante di un'altra aveva una magnitudine esattamente cinque volte superiore. Pogson scelse lo zero della sua scala in modo che la Stella Polare fosse di magnitudine 2^m,12, e anche se in seguito la Polare fu riconosciuta come stella variabile, si mantenne la scala delle magnitudini di Pogson. Le magnitudini così definite si dicono apparenti, in quanto non stabiliscono la reale luminosità dell'astro stesso; per definire la luminosità reale si ricorre alla magnitudine assoluta M che è la magnitudine apparente che l'astro avrebbe se fosse posto alla distanza di 10 pc dalla Terra. Fra magnitudine assoluta, magnitudine apparente e distanza D dalla Terra si ha la relazione:

(valida ovviamente in assenza di assorbimento interstellare); la quantità M-m dipende solamente dalla distanza ed è chiamata modulo di distanza .

Astronomia: magnitudini visuali e fotovisuali

Le quantità di energia emesse dalle stelle alle diverse lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico sono in genere diverse, per cui l'osservazione fotometrica di stelle, destinata a fissare la relativa magnitudine, se compiuta in intervalli spettrali differenti, darà in genere risultati differenti. Precisamente, le osservazioni compiute a occhio nudo, o con strumenti che abbiano all'incirca la stessa sensibilità dell'occhio umano (massima sensibilità intorno ai 550 nm) forniranno le cosiddette magnitudini visuali, m_vis e M_vis. Se si compiono osservazioni fotografiche con emulsioni sensibili a radiazioni di lunghezza d'onda inferiore a ca. 450 nm (luce blu, violetta e ultravioletta), si parla di magnitudini fotografiche (apparenti e assolute). È possibile simulare la risposta dell'occhio usando un'emulsione pancromatica attraverso filtro giallo: le luminosità misurate in questo modo stabiliscono le magnitudini fotovisuali m_pv e M_pv. Se si usano filtri trasparenti solo a determinate lunghezze d'onda, si parla di magnitudini monocromatiche. Per esempio nel sistema fotometrico UBV a più colori, di larga adozione, proposto da Johnson e Morgan vengono scelte le seguenti bande spettrali: rosso R (6200-7400 Å), visuale V (4800-6800 Å), blu-violetto B (3600-5500 Å), ultravioletto U (3000-4000 Å), infrarosso I (centrato a 8250 Å). Il sistema consente di stabilire i cosiddetti “indici di colore” (B-V e UB), strettamente connessi alla temperatura e alla luminosità intrinseche della stella. Per un astro di tipo spettrale B che irraggia la maggior parte dell'energia nel blu-violetto, la differenza delle magnitudini B-V (o B-R) sarà negativa; mentre positiva risulterà la medesima differenza per una stella del tipo G (solare) o K (postsolare) i cui massimi di emissione si trovano spostati verso il giallo e l'aranciato. A differenza delle magnitudini, gli indici di colore offrono l'indiscusso vantaggio di essere indipendenti dalla distanza e di porre in evidenza gli effetti dovuti all'assorbimento interstellare.