MAGNITUDINE APPARENTE ED ASSOLUTA
LUMINOSITA'
Una delle caratteristiche più evidenti di una stella è la sua luminosità.
Già gli antichi Greci avevano classificato le stelle in base al loro splendore dividendole in sei gruppi, da quelle più luminose a quelle meno luminose.
Oggi disponiamo di strumenti molto più sofisticati per misurare la luminosità delle stelle: essa viene determinata impiegando dei fotometri fotoelettrici, cioè degli strumenti che servono a misurare l'intensità della luce.
La luminosità delle stelle viene espressa usando una unità di misura che prende il nome di magnitudine.
Date due stelle, una più luminosa dell'altra, la prima avrà una magnitudine minore rispetto alla seconda. Quindi, maggiore è la luminosità di un corpo celeste, minore è la sua magnitudine.
Una stella con un certo grado di magnitudine è 2,5 volte più luminosa di una stella avente un grado di magnitudine maggiore. Ad esempio: una stella di grado di magnitudine 2 è 2,5 volte più luminosa di una stella avente grado di magnitudine 3. La stessa stella è 6,25 (2,5 x 2,5) volte più luminosa di una stella avente grado di magnitudine 4. Sempre la nostra stella è 15,625 (2,5 x 2,5 x 2,5) volte più luminosa di una stella avente grado di magnitudine 5, e così via.
La scala presenta anche magnitudine zero e magnitudini negative. Le stelle con un grado di magnitudine negativa hanno una maggiore luminosità rispetto a quelle con magnitudine positiva.
LUMINOSITA' DELLE STELLE
La luminosità delle stelle è molto varia.
Ad occhio nudo possiamo vedere stelle con magnitudine di 6,5, ma le apparecchiature più moderne ci dicono che esistono stelle con magnitudine fino a 30.
Ci sono, però, anche stelle molto luminose: Il Sole ha magnitudine -26,8.
La ragione di queste differenze nella luminosità delle stelle dipende da due fattori:
- la quantità di luce effettivamente emessa dalla stella;
- la sua distanza dalla Terra.
MAGNITUDINE APPARENTE E MAGNITUDINE ASSOLUTA
La luminosità da noi percepita di una stella, non ci indica la quantità di luce effettivamente emessa da essa.
Se due stelle, situate a distanze diverse dalla Terra, ci sembrano ugualmente luminose, non significa che esse lo sono realmente, ma la distanza dal nostro punto di osservazione ce le fa apparire come ugualmente luminose. Per questa ragione, questa luminosità, è detta magnitudine apparente. Essa viene indicata con la lettera m minuscola.
La luminosità propria della stella è detta magnitudine assoluta e viene indicata con la lettera M maiuscola.
La magnitudine assoluta rappresenta la luminosità che le stelle avrebbero se si trovassero tutte alla stessa distanza da noi, distanza che viene fissata a 10 parsec, ovvero 32,60 anni luce.
Il legame che esiste tra magnitudine apparente e magnitudine assoluta è la seguente:
M = m + 5 - 5 log d
dove
M è la magnitudine assoluta
m è la magnitudine apparente
d è la distanza espressa in parsec.
La magnitudine apparente di un corpo può sempre essere misurata, quindi è un dato a noi noto.
La distanza di una stella può essere determinata direttamente solamente per un numero limitato di corpi celesti. Ma è possibile risalire a questo dato, infatti, le stelle, grazie agli spettri, possono essere divise in classi, ognuna delle quali è caratterizzata, in media, da una stessa magnitudine assoluta.
Di conseguenza, se per ogni classe si individua una stella di cui è nota la distanza, è possibile determinare la magnitudine assoluta di ciascuna classe.
Una volta individuata la magnitudine assoluta di una stella, grazie alla sua appartenenza ad una classe spettrale, è possibile determinare la sua distanza.
VARIABILI PULSANTI
Esistono delle stelle la cui magnitudine non è costante, ma varia ad intervalli regolari. Queste stelle sono dette variabili pulsanti.
CEFÈIDI
Un tipo particolare di variabili pulsanti, è rappresentato dalle Cefèidi, nome che viene dalla Costellazione Cefèo.
Le Cefèidi variano la loro luminosità periodicamente, ad intervalli regolari compresi tra i 2 e i 50 giorni: questo periodo può essere diverso da stella a stella. Tale variazione di luminosità è dovuta ad una variazione delle dimensioni: nei periodi in cui la stella raggiunge la massima estensione la sua luminosità è minima, mentre quando le sue dimensioni si riducono la luminosità aumenta.
Le Cefèidi ci permettono di determinare la distanza delle galassie: più è lungo il periodo che intercorre tra la massima e la minima luminosità della stella, maggiore è la sua luminosità. Determinando la lunghezza di tale ciclo si può stabilire la magnitudine assoluta della stella e, data la sua magnitudine apparente, si può determinarne la distanza.
