«Per gli antichi le stelle, a causa della loro grande distanza, formavano uno sfondo apparentemente fisso, il cosiddetto cielo delle stelle fisse. Senza quello sfondo … essi non sarebbero mai stati capaci di determinare il moto della Terra, … della Luna, del Sole e dei pianeti». – Fred Hoyle

Negli articoli precedenti abbiamo imparato a conoscere le principali costellazioni visibili nelle notti di primavera e, per orientarci, ci siamo fatti guidare dalle stelle più brillanti del cielo di questa stagione, come le sette stelle del Carro maggiore, Arturo, Regolo e Spica.

Ma che cos’è una stella?

La definizione corrente afferma che una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria, al contrario dei pianeti che riflettono la luce che ricevono da una stella attorno alla quale orbitano.

Bisognerebbe però aggiungere a questa definizione che una stella ha forma sferoidale, che genera energia attraverso processi di fusione nucleare e che irradia tale energia sotto forma di radiazione elettromagnetica. Cercheremo di illustrare questi concetti più avanti.

La stella più vicina alla Terra è il Sole, l’unica stella di cui si può apprezzare visualmente la forma grazie al suo diametro angolare di circa mezzo grado. Le stelle che popolano il cielo notturno, invece, sono così lontane che appaiono come punti luminosi, nonostante siano dei corpi celesti enormi. La loro distanza è talmente grande che esse sembrano immobili, “fisse” appunto, così che costituiscono un reticolo di riferimento sul quale proiettare le posizioni degli altri corpi celesti che si muovono rispetto alle stelle. 

Proprio questa loro caratteristica ha permesso all’uomo di determinare i moti del Sole, della Luna e dei pianeti, ma anche di orientarsi nello spazio e nel tempo. In particolare il moto apparente del Sole sullo sfondo delle stelle fisse fu utilizzato per redigere calendari necessari per regolare le pratiche agricole e le attività civili, quando l’uomo divenne stanziale e furono fondati i villaggi e le città.

La magnitudine

Quando osserviamo il cielo notiamo che le stelle mostrano una vastissima gamma di luminosità: alcune, come Arturo, sono ben visibili, altre sono molto più tenui, altre ancora non sono visibili ad occhio nudo, ma solo con l’aiuto di strumenti ottici (binocolo, telescopio). La differente luminosità delle stelle che osserviamo è dovuta a due fattori: la loro distanza e la loro luminosità intrinseca, che dipende dalle dimensioni e dalla temperatura superficiale.

La distanza: una sorgente luminosa diventa più debole quando si allontana, fino a diventare invisibile. Pensiamo ad un aereo che si allontana di notte nel cielo e le cui luci si attenuano man mano che si allontana.

Le dimensioni: se consideriamo due sorgenti con le stesse caratteristiche, ma di dimensioni diverse, produce più luce quella di dimensioni maggiori.

La temperatura: più è elevata, maggiore è la luminosità irradiata. Pensiamo al fabbro che riscalda il ferro nella fornace: dapprima il ferro è rossastro e produce una luce fioca, ma poi diventa giallo e infine tende all’azzurro e diventa molto più luminoso. 

Ipparco di Nicea (190 – 120 a.C.) fu uno dei più grandi astronomi dell’antichità. Egli compilò per primo un catalogo che comprendeva 850 stelle visibili ad occhio nudo indicandone anche la luminosità in una scala di sei grandezze che oggi conosciamo come magnitudinistellari. Quindi il termine magnitudine esprime la luminosità di una stella. Ipparco assegnò la magnitudine 1 (prima grandezza) alle stelle più luminose, la magnitudine 2 a quelle con luminosità pari alla metà di queste, e così via fino alla magnitudine 6, attribuita alle stelle appena visibili. Quindi maggiore è la luminosità della stella, minore è il valore che ne esprime la magnitudine.

Il metodo di Ipparco era basato su una stima soggettiva. Nel 1856 Pogson formalizzò il sistema delle magnitudini ipotizzando che una stella di magnitudine 1 fosse 100 volte più luminosa di una di magnitudine 6, cioè che il rapporto fra le loro luminosità fosse pari a 100. Pogson ipotizzò anche che fossero costanti i rapporti fra una delle magnitudini e quella seguente^[1]. Ne consegue che una stella di prima magnitudine sarà 2,512 volte più luminosa di una di seconda, una di seconda 2,512 volte una di terza e così via. Pogson regolò la scala delle magnitudini in modo che la Stella Polare avesse magnitudine 2. Con questo sistema le stelle più luminose, come Sirio, possono avere magnitudine negativa.

Le magnitudini così definite si dicono apparenti, in quanto non stabiliscono la reale luminosità dell’astro, che dipende anche dalla sua distanza dalla Terra, ma la luminosità come appare dalla Terra. Per definire la luminosità intrinseca della stella si ricorre alla magnitudine assoluta, che è la magnitudine apparente che l’astro avrebbe se fosse posto alla distanza di riferimento di 10 parsec (32,6 anni luce) dalla Terra.

Esiste una relazione fra magnitudine assoluta e magnitudine apparente, ma questa implica la conoscenza della distanza dell’astro dalla Terra, parametro piuttosto difficile da determinare^[2].

La misura della luminosità

La luminosità di una stellaesprime la quantità di energia che proviene dalla stella e viene misurata in modo oggettivo per mezzo di un fotometro, dispositivo fotosensibile che raccoglie il flusso di luce proveniente dalla stella e lo trasforma in un segnale elettrico. Il fotometro vien montato su potenti telescopi o su sonde spaziali, quando è necessario annullare l’assorbimento dell’atmosfera terrestre.

Ecco alcuni esempi della magnitudine apparente ed assoluta di alcune stelle e della loro distanza dalla Terra.

Magnitudine apparente	Stella	Magnitudine assoluta	Distanza [anni luce]
–1,47	Sirio, la stella più luminosa del cielo boreale	1,40	8,6
–0,74	Canopo, la seconda stella più luminosa del cielo	-5,53	312,7
–0,05	Arturo, la quarta stella più luminosa del cielo boreale	-0,38	36,7
0,03	Vega, scelta anche come definizione della magnitudine zero	0,58	25,3
1,04	Spica, la stella più luminosa della costellazione della Vergine	-3,55	250
1,07	Antares, la stella più luminosa della dello Scorpione	-5,28	604
1,40	Regolo,  la stella più luminosa della costellazione del Leone	-0,52	79,3
1,98	Stella Polare, la stella che indica il Nord	-3,64	325

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^[1]Detta M la magnitudine, Pogson ipotizzò che fossero costanti i rapporti M₁/M₂, M₂/M₃, M₃/M₄, M₄/M₅ed M₅/M₆. Quindi ognuno di questi 5 rapporti vale la radice quinta di 100 (2,512).

^[2]Detta M la magnitudine assoluta, m quella apparente e d la distanza della stella in parsec (1 parsec = 3,26 al), la relazione fra M ed m è la seguente: M=m+5-5log₁₀d.