Magnitudine apparente

La magnitudine apparente è una misura della irradianza di un oggetto celeste osservato dalla Terra . Usata quasi esclusivamente in astronomia , la magnitudine storicamente corrispondeva a una classificazione delle stelle, essendo la più luminosa di "prima magnitudine", la seconda e la terza magnitudine essendo inferiori, fino alla sesta magnitudine, stelle appena visibili ad occhio nudo. Ora è definito su una scala logaritmica inversa, dove la magnitudine aumenta di uno quando l' irradianza è divisa per circa 2,5. Pertanto, più luminoso è un oggetto celeste, più debole o addirittura negativa è la sua grandezza. Si è soliti definire la magnitudine zero come quella della stella Vega , salvo errori di calibrazione.

L'ampiezza viene misurata mediante fotometria in una o più bande spettrali ( ultravioletto , spettro visibile , infrarosso ) utilizzando sistemi fotometrici come il sistema UBV . Di solito, la magnitudine è data nella banda spettrale V (visiva) e viene quindi vista chiamata magnitudine visiva, indicata m vo semplicemente V. I telescopi più grandi possono rilevare oggetti celesti fino a una magnitudine limite AB di 31,2 ( campo di Hubble estremamente profondo ); il telescopio spaziale James-Webb dovrebbe raggiungere 34 nella luce visibile.

Storico

La prima classificazione delle stelle in base alla loro luminosità risale ai tempi antichi , quando il II ° secolo aC. DC l'astronomo greco Ipparco avrebbe prodotto un catalogo di mille stelle visibili ad occhio nudo . La scala comprende quindi sei “dimensioni”: le stelle più luminose sono di prima magnitudine e le stelle meno luminose ancora visibili ad occhio nudo sono di sesta magnitudine. Questo metodo di classifica è stato poi diffuso in Almagesto di Tolomeo, nel II ° secolo.

Nel XVII ° secolo, Galileo , che osservò il cielo con il suo telescopio , è stato costretto a creare una settima stella magnitudine per categorizzare visibili solo con il suo strumento. Fino al XIX ° secolo, nuovi livelli e livelli intermedi sono aggiunti gradualmente in scala con strumenti di osservazione migliori. Nel 1860, ad esempio, il catalogo Bonner Durchmusterung contava 324.188 stelle classificate in nove dimensioni. Ma questa classificazione può variare molto a giudizio degli osservatori e, di fronte alla proliferazione delle stelle e dei loro cataloghi , diventa necessario trovare un processo di osservazione meno soggettivo. Sono state sviluppate diverse tecniche, una delle più utilizzate è il fotometro : converte la luminosità in corrente elettrica che viene poi confrontata con i valori standard. Nonostante ciò, le differenze rimangono troppo grandi - l'undicesima magnitudine di Friedrich Georg Wilhelm von Struve corrispondeva alla diciottesima di John Herschel - e dobbiamo trovare una legge di variazione della luminosità delle stelle.

Nel 1856 Norman Robert Pogson propose una nuova classificazione in cui sostituì la parola " taglia ", che evocava troppo fortemente l'idea di taglia, con quella di " grandezza " (che è un sinonimo dotto). Nota che una stella di prima magnitudine è 100 volte più luminosa di una stella di sesta magnitudine. Quindi un calo di una grandezza rappresenta un calo di luminosità pari a 5 √ 100 o circa 2,512. Questa nuova scala logaritmica rispetta una proprietà fisiologica dell'occhio sulla sua sensibilità alla luce ( legge di Weber-Fechner ). Questa scala porta alla riclassificazione di una ventina di stelle di prima magnitudine ( Sirius , Véga , Betelgeuse ...) i cui lampi sono troppo diversi e alla creazione di magnitudini negative. Pogson sceglie come punto zero per la sua scala la stella polare (α Ursae Minoris) la cui magnitudine fissa a 2. Ma successivamente gli astronomi si rendono conto che la stella polare è una stella variabile e scelgono l come nuovo riferimento stella Vega con magnitudine 0. Ma ancora una volta, sembra che Vega è leggermente variabile e dal momento che il XXI ° secolo, gli astronomi utilizzano sorgenti luminose stabili come laboratorio di sistema di Gunn, sistema STMAG o AB grandezza .

Formulazione analitica

La grandezza apparente è data dalla legge di Pogson che è scritta: $m$

${\ displaystyle m = -2,5 \ log _ {10} (E) + C = -2,5 \ log _ {10} \ sinistra ({\ frac {L} {4 \ pi d ^ {2}}} \ destra) + C}$

dov'è l' illuminazione o luminosità della stella in jansky (10 −26 W m −2 Hz −1 ) - che è espressa con la luminosità intrinseca della stella e la distanza tra la stella e la Terra espressa in metri - e dove si trova una costante utilizzata per definire l'origine della scala. Questa costante è fissata dall'astronomo al momento dell'osservazione per accordare le sue misurazioni della magnitudine delle stelle standard in relazione alle loro magnitudini note e registrate nei cataloghi. $E$ $L$ $d$ $VS$

Nel caso in cui la luminosità intrinseca della stella sia bolometrica , applichiamo la legge di Stefan-Boltzmann permettendoci di arrivare alla seguente espressione:

${\ displaystyle m = -2,5 \ log _ {10} \ sinistra ({4 \ pi R ^ {2} \ sigma T ^ {4} \ oltre 4 \ pi d ^ {2}} \ destra) + C}$

dove è il raggio della stella in metri , la temperatura effettiva della stella in Kelvin e la costante di Stefan-Boltzmann . $R$ $T$ $\ sigma$

La formula è più comunemente usata per confrontare le magnitudini apparenti di due oggetti celesti e quindi dedurre la magnitudine dell'oggetto sconosciuto (1) rispetto a quella di un oggetto noto (2), come la stella Vega la cui magnitudine è impostata a 0.

${\ displaystyle m_ {1} -m_ {2} = - 2,5 \ log _ {10} \ left ({\ frac {E_ {1}} {E_ {2}}} \ right)}$

Misurazione della magnitudine

Bande spettrali

Bande spettrali e loro lunghezze d'onda medie

Banda spettrale		Lunghezza d'onda media ( nm )
U	ultravioletto	367
B	blu	436
V	visivo ( giallo - verde )	545
R	rosso	638
io	infrarossi	797

La magnitudine viene misurata solo in una piccola parte dello spettro elettromagnetico chiamato banda spettrale . Il valore è quindi diverso a seconda della scelta della banda: U ( ultravioletto ), B ( blu ), V (visivo), R ( rosso ) o I ( infrarosso ). Quando la misura viene effettuata sull'intero spettro elettromagnetico, è una grandezza bolometrica . Può essere ottenuto applicando una correzione bolometrica BC alla grandezza assoluta o apparente.

La grandezza visiva, indicata m vo direttamente V, è l'ampiezza nella banda spettrale V che meglio corrisponde alla sensibilità dell'occhio . È questa grandezza che viene generalmente utilizzata quando non viene fornita alcuna precisione sulla banda spettrale osservata.

La grandezza fotografica , indicata m pg , è misurata da una lastra fotografica più sensibile nel blu. Pertanto, la magnitudine fotografica differisce dalla magnitudine visiva: mostra stelle blu più luminose e stelle gialle meno luminose. Al contrario, la magnitudine fotovisiva, indicata con m pv , è misurata da una piastra ortocromatica più sensibile nel tuorlo. Con filtri adeguati si ottiene quindi una grandezza corrispondente alla grandezza visiva. Questi due metodi sono considerati obsoleti e sono stati sostituiti da sistemi fotometrici che misurano le grandezze su diverse bande spettrali. Il più utilizzato è il sistema fotometrico UBV (o Johnson) creato negli anni '50 da Harold Johnson e William Wilson Morgan .

Oggetti celesti speciali

Per grandi oggetti celesti come galassie o nebulose , si parla più di luminosità superficiale o luminosità superficiale . È espresso come una magnitudine per unità di angolo solido , ad esempio una magnitudine al secondo di arco quadrato.

Per le stelle variabili , vale a dire le stelle la cui luminosità varia in periodi più o meno lunghi, vengono fornite le magnitudini massime e minime e il periodo di variazione.

La misurazione della magnitudine delle stelle doppie o multiple restituisce la magnitudine totale del sistema stellare, che non è uguale alla somma delle magnitudini delle stelle in esso contenute. Se conosciamo il numero di stelle nel sistema, è possibile differenziare le magnitudini. Sono collegati dalla formula:

${\ displaystyle m_ {f} = - 2 {,} 5 \ log _ {10} (10 ^ {- 0 {,} 4 m_ {1}} + 10 ^ {- 0 {,} 4 m_ {2}})}$

dov'è la magnitudine totale del sistema e le magnitudini delle stelle che lo compongono. $m_f$ $m_1$ $m_ {2}$

Limite di strumenti

La grandezza limite di uno strumento si riferisce alla luminosità più bassa osservabile in una data configurazione dello strumento e banda spettrale. La grandezza limite visiva è la grandezza limite nella banda spettrale V (visibile).

La magnitudine limite visivo dell'occhio nudo è 6, quella del binocolo è 10 e quella dei grandi telescopi terrestri o telescopi spaziali come Hubble è 30. Questo limite viene costantemente respinto e si prevede che il telescopio gigante europeo in costruzione abbia una grandezza limite di 34.

Assorbimento interstellare

La magnitudine apparente dipende dalla luminosità intrinseca dell'oggetto celeste e dalla sua distanza dalla Terra. Tuttavia, si tiene conto di un altro fenomeno: parte della luce viene assorbita dalla polvere e dai gas del mezzo interstellare . Questa quantità assorbita è chiamata estinzione o assorbimento interstellare denotato A. Questo fenomeno è meno importante nelle lunghezze d'onda lunghe che in quelle piccole, cioè assorbe più blu che rossi. Questo crea un effetto di rossore che fa apparire un oggetto più rosso di quello reale.

L' indice di colore di una stella è la differenza tra le magnitudini apparenti di quella stella ottenute in due diverse bande spettrali. Esistono diversi indici a seconda delle bande utilizzate: B - V , U - B ...

Relazione con la grandezza assoluta

La magnitudine assoluta è una misura dell'irraggiamento intrinseco di un oggetto celeste, contrariamente alla magnitudine apparente che dipende dalla distanza dalla stella e dall'estinzione nella linea di vista. Per un oggetto situato al di fuori del Sistema Solare , è definito dalla magnitudine apparente che questa stella avrebbe se fosse posta a una distanza di riferimento fissata a 10 parsec (circa 32,6 anni luce ).

Il confronto della magnitudine assoluta con la magnitudine apparente consente una stima della distanza dall'oggetto.

${\ displaystyle \ mu = mM = 5 \ log _ {10} (d) -5}$

dove è la magnitudine apparente, la magnitudine assoluta e la distanza espressa in parsec. Il valore , chiamato modulo di distanza , è in un certo senso un'unità di misura della distanza come anno luce e parsec. $m$ $M$ $d$ $\ mu$

Magnitudo di oggetti notevoli

Magnitudini visive apparenti di oggetti celesti notevoli

V	Oggetto celeste
−26,7	Sole
−12.6	Luna piena
−8.4	Iridium flash (massimo)
−7,5	Brightest Supernova : SN 1006 (nell'anno 1006)
−5.3	Stazione spaziale internazionale completamente illuminata al suo perigeo
−4.6	Pianeta più luminoso : Venere (massimo)
−2,9	Marte e Giove (massimi)
−2.4	Mercurio (massimo, non osservabile)
−1,5	Stella più brillante: Sirius
−0,7	Seconda stella più brillante: Canopo
0.0	Veg per convenzione (in realtà +0,03)
0.4	Saturno (massimo)
0.9	Brightest Galaxy : Large Magellanic Cloud
1.0	Nebulosa più luminosa : Nebulosa Carina (NGC 3372)
2.0	Alpha Ursae Minoris ( stella polare dell'emisfero settentrionale)
3.4	Galassia di Andromeda (M 31 / NGC 224)
5.3	Urano (massimo)
5.4	Sigma Octantis (stella polare dell'emisfero australe)
6	Limite di grandezza dell'occhio nudo
7.8	Nettuno (massimo)
10	Limite di magnitudine del binocolo
12.6	Quasar più brillante : 3C 273
13.7	Plutone (massimo)
31	Limite di magnitudine del telescopio spaziale Hubble
34	Magnitudo limite prevista per il telescopio gigante europeo (in costruzione)
50	In viaggio 1

Note e riferimenti

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Vedi anche

Bibliografia

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