Magnitudine

La "magnitudine visuale" è una scala utilizzata dagli astronomi per misurare la luminosità di una stella. Il termine "visuale" sta a significare che la luminosità è stata rilevata nella parte visibile dello spettro, la parte visibile con l'occhio umano (generalmente intorno ai 5500 ångström).

Il primo catalogo di stelle fu fatto dall'astronomo greco Ipparco circa nel 120 a.C. e comprendeva circa 1080 stelle accresciuto in seguito da Tolomeo che l'ampliò di 1022 in un catalogo divenuto famoso e noto come "Almagesto" (il magnifico).
Ipparco elencò le stelle che apparivano in ogni costellazione descrivendone la posizione e classificandone la luminosità in una scala da 1 a 6 in cui le più luminose erano nella categoria 1ecc..
Questo metodo è utilizzato ancora oggi, naturalmente Ipparco non aveva il telescopio e non poteva vedere stelle meno luminose della magnitudine 6, ma oggi possiamo vedere con i telescopi a terra, stelle della 22esima magnitudine.

Quando gli astronomi iniziarono a compiere un'analisi accurata della luminosità delle stelle utilizzando gli strumenti, notarono che il passaggio da un valore all'altro della scala comportava un aumento della luminosità di 2,5 volte. Ciò significa che una differenza di luminosità di 5 unità (per esempio dalla magnitudine 1 alla 6) corrispondeva ad una differenza di luminosità di 100 volte. Con strumentazioni più precise, gli studiosi poterono assegnare anche i valori decimali , per esempio 2,75 piuttosto che passare con imprecisione dal valore 2 al 3.

Ci sono stelle anche più luminose della magnitudine 1: Vega (alfa-Lirae) ha una magnitudine visuale pari a 0, ma ci sono alcune stelle ancora più brillanti che hanno valori negativi (il Sole ha m = -26).

Gli astronomi si riferiscono generalmente alla "magnitudine apparente", cié a quanto appare luminosa la stella osservata da Terra, questo valore viene indicato con la lettera "m" minuscola (per esempio m = 2,75).
Questa ulteriore classificazione si è resa necessaria dalla constatazione che la luminosità di una stella non dipende solo dalla sua luminosità intrinseca, ma anche da quanto si trova lontano da chi l'osserva.

Per esempio, un lampione stradale appare molto luminoso se osservato da vicino, la stessa cosa non può dirsi se lo osserviamo da 2 chilometri di distanza.

Gli astronomi hanno anche sviluppato il concetto di "magnitudine assoluta" che definisce la luminosità dell'astro se fosse osservato da una distanza standard pari a 10 parsec (circa 33 anni luce). Così il nostro Sole ha una magnitudine apparente di -26,7 (perchè è molto vicino) ma una magnitudine assoluta di +4,8. Il valore assoluto si indica con la lettera M maiuscola.

Ecco alcuni esempi di magnitudini approssimate di alcuni oggetti noti:

Oggetto	Magnitudine (m)
Sole	- 27
Luna piena	- 12
Venere (al massimo)	- 4,9
Marte, Giove e Mercurio (al massimo)	- 2,8
Sirio (la stella notturna più luminosa)	- 1,5
Vega, Arturo e alfa Centauri	~ 0,0
Saturno (al massimo)	0,2
Betelgeuse, Antares ed Aldebaran	~ 1,0
Stella polare (alfa UMa)	2,0
Limite di magnitudine dalle grandi città	~ 3 (*)
Galassia Andromeda	3,5 (**)
Urano	5,2
Ammasso globulare M13	5,6
Limite di magnitudine standard (in condizioni ideali)	6,5
Nettuno	8,2
Plutone	13,7
Oggetto più debole fotografato dai più grandi telescopi ottici	28

(**) Gli oggetti diffusi, come le galassie, appaiono meno luminosi di quanto indichi il valore della loro magnitudine perché la luminosità viene diffusa da un'area maggiore piuttosto che essere concentrata come in un oggetto puntiforme quale una stella. Questi oggetti hanno quella che viene definita una "bassa luminosità superficiale".

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