Come determinare la distanza di un corpo celeste?
Un metodo è già stato affrontato nella precedente pubblicazione (“PARSECS – Parallasse – Secondi d’arco” – Album “Astronomical Pi”), oggi ne vedremo un secondo basato sulla magnitudine della stella.

Qualsiasi stella possiede una luminosità intrinseca dovuta alla propria emissione, ed una apparente ovvero percepita dall’osservatore in funzione del quadrato della sua distanza (eq. 1).
In campo astronomico non si parla di luminosità quanto di “magnitudine apparente”, distinguendole per lunghezza d’onda (es: la magnitudine per la banda del giallo non può esser confrontata con quella del blu).
In figura ne è mostrata la formula (Eq. 2 – 1856 – Pogson), dove F ed m sono rispettivamente la luminosità e la magnitudine apparente, mentre i pedici “0” indicano le grandezze di una stella di riferimento (per esempio Vega).

Introduciamo adesso un’altra grandezza: la magnitudine assoluta, definita come la magnitudine apparente di una stella osservata a 10 pc (Parsecs) di distanza (Eq. 3).
Ed eccoci arrivati al succo del discorso! Dalla funzione inversa, conoscendo magnitudine assoluta ed apparente della stella, possiamo ricavare la distanza che ci separa dall’astro (Eq. 4).

Ma, come troviamo la magnitudine assoluta?
Avendone la possibilità strumentale, il modo più preciso è quello di misurarla per mezzo di un fotometro, “per tutto il resto c’è Argelander” (astronomo tedesco nato nel 1799), metodo basato su osservazione e confronto di quelle chiamate “Candele standard” ovvero oggetti celesti della quale conosciamo distanza e magnitudine assoluta (costante nel tempo).
Tale metodo sfrutta la capacità del nostro occhio di distinger differenze di luminosità tra due oggetti campione, categorizzandoli in:
– Gradino 0: Le due stelle appaiono uguali, anche dopo una lunga osservazione;
– Gradino 1: Le due stelle dopo una lunga osservazione iniziano a mostrare una differenza di luminosità;
– Gradino 2: Le due stelle a primo impatto uguali mostrano poco dopo una differenza di luminosità;
– Gradino 3: Le due stelle risultano differenti già al primo colpo d’occhio;
– Gradino 4: Le due stelle risultano notevolmente differenti già al primo colpo d’occhio;
– Gradino 5: Le due stelle sono sproporzionatamente differenti.

Per quanto questo metodo possa sembrare molto soggettivo, un occhio allenato è in grado di arrivare a precisioni pari al decimo di magnitudine.

Metodologia:
1) Cercare due candele standard possibilmente vicine all’oggetto da analizzare e necessariamente con la stessa lunghezza d’onda, una più luminosa (chiamiamola “High”) ed una meno luminosa (“Low”);
2) Assegnare il gradino corrispondente al confronto delle singole candele con l’oggetto da valutare (chiamiamo “x” il gradino assegnato alla Low ed “y” quello assegnato alla High).
3) Utilizzare l’equazione in figura (eq. 5) per determinare la magnitudine assoluta della stella.

Per un calcolo approssimativo il metodo finisce qui! Tramite questo semplice confronto è possibile individuare magnitudine, e quindi distanza, di una stella!

Per un calcolo più preciso, al fine di omogeneizzare i dati rilevati da diversi osservatori, si procede con una serie di aggiustamenti, includendo tre o più stelle di confronto. Dettagli reperibili nell’ultima fonte riportata al fondo di questo articolo.

Oggi il metodo Argelander è molto utilizzato dagli astrofili (privi di fotometro) per lo studio delle stelle variabili, ovvero corpi che presentano una magnitudine variabile.
Caratterizzate da un periodo non necessariamente costante, esse trovano la loro variabilità in un fenomeno fisico di “respirazione”, o “pulsazione”, ma ancora meglio di “espansione e contrazione”. Tale fenomeno è associato ad alcuni corpi gassosi con una instabilità tra forze di gravità e nucleari. Quando la prima vince sulla seconda avviene una contrazione che porta al riscaldamento dei gas ed alla conseguente vittoria della forza nucleare su quella di gravità. Quest’ultimo scenario si traduce in una espansione che porta al raffreddamento dei gas e ad un ulteriore ribaltamento della situazione.

I periodi possono esser anche di 300 giorni, molto difficili da misurare a causa della annuale traslazione degli astri (quindi la scomparsa della stella dal proprio emisfero).

#CelestiaTaurinorum

Fonti: http://divulgazione.uai.it/images/AA_Magnitudini_stellari.pdf
https://lco.global/spacebook/what-apparent-magnitude/
https://www.nasa.gov/externalflash/skyspy/html/targets/mag_menu.html
http://stellevariabili.uai.it/images/3/3f/ARGELANDER.pdf