Sky & Telescopio
Maggior parte dei metodi di conteggio e misurazione funzionano le cose in modo logico. Quando la cosa che stai misurando aumenta, il numero diventa più grande. Quando aumenti di peso, dopo tutto, la scala non ti dice un numero minore di chili o chilogrammi. Ma le cose non sono così sensate in astronomia – almeno non quando si tratta delle luminosità delle stelle., Inserisci il sistema di magnitudine stellare.
Le origini antiche del Sistema di magnitudine stellare
Le magnitudini stellari contano all’indietro, il risultato di un antico colpo di fortuna che sembrava una buona idea all’epoca. La storia inizia intorno al 129 a. C., quando l’astronomo greco Ipparco produsse il primo catalogo stellare ben noto. Ipparco classificò le sue stelle in un modo semplice. Ha chiamato i più brillanti “di prima grandezza”, semplicemente significa ” il più grande.”Stelle non così luminose ha chiamato “della seconda magnitudine”, o la seconda più grande. Le stelle più deboli che poteva vedere ha chiamato ” della sesta magnitudine.,”Intorno al 140 d.C. Claudio Tolomeo copiò questo sistema nella sua lista di stelle. A volte Tolomeo aggiunse le parole “maggiore” o “minore” per distinguere tra stelle all’interno di una classe di magnitudine. Le opere di Tolomeo rimasero i testi di astronomia di base per i successivi 1.400 anni, quindi tutti usarono il sistema dalla prima alla sesta grandezza. Ha funzionato bene.
Galileo ha forzato la prima modifica. Girando i suoi nuovi telescopi verso il cielo, Galileo scoprì che esistevano stelle più deboli della sesta magnitudine di Tolomeo., “In effetti, con il vetro si rileva sotto stelle di sesta magnitudine una tale folla di altri che sfuggono alla vista naturale che è difficilmente credibile,” esultò nel suo 1610 tratto Sidereus Nuncius. “Il più grande di questi . . . possiamo designare come di settima magnitudine.”Così un nuovo termine entrò nel linguaggio astronomico, e il sistema di magnitudine stellare divenne aperto. Non si può tornare indietro.
Man mano che i telescopi diventavano più grandi e migliori, gli astronomi continuavano ad aggiungere più grandezze al fondo della scala., Oggi un paio di binocoli da 50 millimetri mostrerà stelle di circa 9th magnitude, un telescopio amatoriale da 6 pollici raggiungerà la 13th magnitude e il telescopio spaziale Hubble ha visto oggetti deboli come 31st magnitude.
Entro la metà del 19 ° secolo, gli astronomi si resero conto che c’era una pressante necessità di definire l’intera scala del sistema di magnitudine stellare in modo più preciso rispetto al giudizio del bulbo oculare. Avevano già stabilito che una stella di 1a magnitudine brilla con circa 100 volte la luce di una stella di 6a magnitudine. Di conseguenza, nel 1856 l’astronomo di Oxford Norman R., Pogson propose che una differenza di cinque magnitudini fosse esattamente definita come un rapporto di luminosità di 100 a 1. Questa comoda regola è stata rapidamente adottata. Una magnitudine corrisponde quindi a una differenza di luminosità esattamente della quinta radice di 100, o molto vicina a 2.512-un valore noto come rapporto Pogson.
Il sistema di magnitudine stellare risultante è logaritmico, in netto accordo con la convinzione del 1850 che tutti i sensi umani siano logaritmici nella loro risposta agli stimoli. Anche la scala di decibel per la valutazione del volume è stata resa logaritmica.,
Cinquantotto magnitudini di luminosità apparente comprendono le cose che gli astronomi studiano, dal Sole abbagliante agli oggetti più deboli rilevati con il telescopio spaziale Hubble. Questa gamma è equivalente a un rapporto di luminosità di circa 200 miliardi di trilioni.
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Ahimè, non è proprio così, non per luminosità, suono o qualsiasi altra cosa. Le nostre percezioni del mondo seguono le curve della legge del potere, non quelle logaritmiche. Quindi una stella di magnitudine 3.,0 non sembra infatti esattamente a metà strada nella luminosità tra 2.0 e 4.0. Sembra un po ‘ più debole di così. La stella che sembra a metà strada tra 2.0 e 4.0 sarà di magnitudine 2.8. Più ampio è il divario di grandezza, maggiore è questa discrepanza. Di conseguenza, Sky & Le mappe del cielo disegnate al computer del telescopio utilizzano punti stellari che sono dimensionati in base a una relazione di potere-legge.
Ma il mondo scientifico nel 1850 era gaga per i logaritmi, quindi ora sono bloccati nel sistema di magnitudine stellare con la stessa fermezza della numerazione arretrata di Ipparco.,
Ora che le magnitudini stellari erano classificate su una scala matematica precisa, per quanto poco adatta, un altro problema divenne inevitabile. Alcune stelle di “1a magnitudine” erano molto più luminose di altre. Gli astronomi non avevano altra scelta che estendere la scala a valori più luminosi e deboli. Quindi Rigel, Capella, Arcturus e Vega sono di magnitudine 0, un’affermazione imbarazzante che sembra non avere affatto luminosità! Ma era troppo tardi per ricominciare. La scala di magnitudine si estende più lontano in numeri negativi: Sirio brilla a magnitudine -1,5, Venere raggiunge -4,4, la Luna piena è di circa -12.,5, e il sole divampa a magnitudine -26,7.
Altri colori, altre grandezze
I passaggi di banda dei filtri di colore standard UBVRI, insieme allo spettro di una tipica stella blu-bianca.
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Alla fine del xix secolo gli astronomi stavano usando la fotografia per registrare il cielo e misurare la luminosità delle stelle, e un nuovo problema si presentò. Alcune stelle che mostravano la stessa luminosità all’occhio mostravano diverse luminosità sulla pellicola e viceversa., Rispetto all’occhio, le emulsioni fotografiche erano più sensibili alla luce blu e meno alla luce rossa. Di conseguenza, sono state ideate due scale separate per il sistema di magnitudine stellare. La magnitudine visiva, o mvis, descriveva come una stella guardava negli occhi. La magnitudine fotografica, o mpg, si riferiva alle immagini stellari su pellicola in bianco e nero sensibile al blu. Questi sono ora abbreviati mv e mp, rispettivamente.
Questa complicazione si è rivelata una benedizione sotto mentite spoglie. La differenza tra la magnitudine fotografica e visiva di una stella era una misura conveniente del colore della stella., La differenza tra i due tipi di grandezza è stata denominata “indice di colore.”Il suo valore è sempre più positivo per le stelle gialle, arancioni e rosse e negativo per quelle blu.
Ma diverse emulsioni fotografiche hanno risposte spettrali diverse! E anche gli occhi della gente sono diversi. Per prima cosa, le lenti degli occhi ingialliscono con l’età; gli anziani vedono il mondo attraverso filtri gialli. I sistemi di grandezza progettati per diverse gamme di lunghezza d’onda dovevano essere definiti più chiaramente di questo.,
Oggi, le grandezze precise sono specificate da ciò che un fotometro fotoelettrico standard vede attraverso filtri di colore standard. Diversi sistemi fotometrici sono stati ideati; il più familiare è chiamato UBV dopo i tre filtri più comunemente utilizzati. U comprende il vicino ultravioletto, B è blu e V corrisponde abbastanza strettamente alla vecchia grandezza visiva; il suo ampio picco è nella banda giallo-verde, dove l’occhio è più sensibile.
L’indice di colore è ora definito come la magnitudine B meno la magnitudine V. Una stella bianca pura ha un B-V di circa 0,2, il nostro Sole giallo è 0.,63, arancione-rosso Betelgeuse è 1,85, e la stella più blu creduto possibile è -0,4, pallido blu-bianco.
Il sistema UBV ha avuto un tale successo che è stato esteso in rosso con filtri R e I per definire le magnitudini standard del rosso e del vicino infrarosso. Quindi è talvolta chiamato UBVRI. Gli astronomi dell’infrarosso lo hanno portato a lunghezze d’onda ancora più lunghe, raccogliendo in ordine alfabetico dopo I per definire le bande J, K, L, M, N e Q. Questi sono stati scelti per abbinare le lunghezze d’onda delle “finestre” infrarosse nell’atmosfera terrestre — lunghezze d’onda in cui il vapore acqueo non assorbe completamente la luce delle stelle.,
In tutte le bande d’onda, la stella luminosa Vega è stata scelta (arbitrariamente) per definire la magnitudine 0.0. Poiché Vega è più debole alle lunghezze d’onda infrarosse che nella luce visibile, le magnitudini infrarosse sono, per definizione e abbastanza artificialmente, “più luminose” delle loro controparti visive.
Aspetto e realtà
Qual è, allora, la luminosità reale di un oggetto? Quanta energia totale ci sta inviando a tutte le lunghezze d’onda combinate, visibili e invisibili? La risposta è chiamata magnitudine bolometrica, mbol, perché una volta la radiazione totale veniva misurata con un dispositivo chiamato bolometro., La grandezza bolometrica è stata chiamata la vista dall’occhio di Dio della vera lucentezza di un oggetto. Gli astrofisici lo valutano come la vera misura dell’emissione totale di energia di un oggetto vista dalla Terra. La correzione bolometrica indica quanto più luminosa è la magnitudine bolometrica rispetto alla magnitudine V. Il suo valore è sempre negativo, perché qualsiasi stella o oggetto emette almeno una certa radiazione al di fuori della porzione visiva dello spettro elettromagnetico.
Fino ad ora abbiamo avuto a che fare solo con magnitudini apparenti — come appaiono le cose luminose dalla Terra., Non sappiamo quanto sia intrinsecamente luminoso un oggetto finché non teniamo conto anche della sua distanza. Così gli astronomi hanno creato la scala di magnitudine assoluta. La magnitudine assoluta di un oggetto è semplicemente quanto luminosa apparirebbe se posta a una distanza standard di 10 parsec (32,6 anni luce).
Sulla mappa a sinistra del Canis Major, le dimensioni dei punti indicano le magnitudini apparenti delle stelle; i punti corrispondono alle luminosità delle stelle come li vediamo., La versione a destra indica la magnitudine assoluta delle stesse stelle: quanto apparirebbero luminose se fossero tutte poste alla stessa distanza (32,6 anni luce) dalla Terra. La magnitudine assoluta è una misura della vera luminosità stellare.
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Visto da questa distanza, il Sole brillerebbe ad una magnitudine visiva insignificante 4.85. Rigel sarebbe fiammata ad un abbagliante -8, quasi brillante come il quarto di luna. La nana rossa Proxima Centauri, la stella più vicina al sistema solare, sembrerebbe essere di magnitudine 15.,6, il più piccolo piccolo barlume visibile in un telescopio da 16 pollici! Conoscere le grandezze assolute rende chiaro quanto siano molto diversi gli oggetti che casualmente raggruppiamo sotto la singola parola “stella.”
Le magnitudini assolute sono sempre scritte con una M maiuscola, le magnitudini apparenti con una m minuscola. Qualsiasi tipo di magnitudine apparente-fotografica, bolometrica o qualsiasi altra cosa — può essere convertita in una magnitudine assoluta.
(Per comete e asteroidi, viene utilizzata una “magnitudine assoluta” molto diversa., Lo standard qui è quanto luminoso l’oggetto apparirebbe a un osservatore in piedi sul Sole se l’oggetto fosse a un’unità astronomica di distanza.)
Quindi, il sistema di magnitudine stellare è troppo complicato? Affatto. È cresciuto e si è evoluto per soddisfare ogni esigenza di misurazione della luminosità esattamente come richiesto. Ipparco ne sarebbe entusiasta.