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In astronomia, la luminosità è la quantità di energia elettromagnetica emessa da una stella per unità di tempo, ovvero la sua potenza. Si misura pertanto in watt, in erg/secondo oppure in luminosità solare.^[1]

Radiazione emessa |

Tutte le stelle irradiano in un'ampia gamma di frequenze dello spettro elettromagnetico, dalle onde radio fino ai raggi gamma, di alta energia. Una stella che emette prevalentemente nella regione ultravioletta dello spettro produce una quantità totale di energia maggiore di una stella che emette principalmente nell'infrarosso a parità di dimensioni. In genere quando si parla di luminosità senza ulteriori specificazioni ci si riferisce alla potenza totale emessa da una stella, in tutto lo spettro.

In astronomia si parla di luminosità in una data banda spettrale (es. luminosità nel B, luminosità nel V, ecc.) quando si considera solo la potenza emessa in un certo intervallo fissato di frequenze, di solito corrispondente a quello selezionato da un dato filtro fotometrico.

La relazione tra frequenza ed energia è stata quantificata da Planck come

E=hν{displaystyle E=hnu }

dove ν{displaystyle nu } è la frequenza, h{displaystyle h} la costante di Planck ed E{displaystyle E} l'energia del fotone in joule (J).

In altre parole, a lunghezze d'onda minori (e quindi a frequenze più alte) corrispondono energie maggiori.

Per esempio, una lunghezza d'onda lambda (λ{displaystyle lambda }) = 10 metri, appartiene alla regione radio dello spettro elettromagnetico, e corrisponde a una frequenza

ν=cλ=3×108m/s10m=30MHz{displaystyle nu ={c over lambda }={3times 10^{8}m/s over 10m}=30MHz} (dove 1 MHz = 10⁶Hz)

dove c{displaystyle c} è la velocità della luce.

L'energia del fotone è

E=hν=6,625×10−34J×s×30MHz=1,988×10−26J{displaystyle E=hnu =6,625times 10^{-34}Jtimes stimes 30MHz=1,988times 10^{-26}J}.

Al contrario, la luce visibile ha lunghezze d'onda molto minori e frequenze molto più alte. Un fotone con lunghezza d'onda λ=500×10−9{displaystyle lambda =500times 10^{-9}} metri (più o meno nel verde) ha un'energia E=3,975×10−19J{displaystyle E=3,975times 10^{-19}J}, oltre un miliardo di volte maggiore rispetto all'energia di un fotone radio. Analogamente, un fotone di luce rossa (lunghezza d'onda λ = 700 nm) ha meno energia di un fotone di luce violetta (lunghezza d'onda λ = 400 nm).

La luminosità di una stella dipende sia dalla temperatura che dall'area superficiale. Ciò ha senso perché un ceppo ardente irraggia più energia di un fiammifero, sebbene entrambi abbiano la stessa temperatura. Allo stesso modo, una sbarra di ferro scaldata a 2 000 °C emette più energia di quando è scaldata a soli 200 °C.

La luminosità è una grandezza fondamentale in astronomia e astrofisica. Molto di ciò che si sa sui corpi celesti si è appreso analizzando la loro luce. La ragione è che i processi fisici che avvengono nelle stelle vengono per la maggior parte registrati e trasmessi dalla luce.

Note |

Voci correlate |

• Magnitudine apparente


• Magnitudine assoluta


• Classificazione stellare

Collegamenti esterni |

• 
  


• 
  Luminosità, su thes.bncf.firenze.sbn.it, Biblioteca Nazionale Centrale di Firenze.
  


• 
  (EN) Luminosità, su Enciclopedia Britannica, Encyclopædia Britannica, Inc.
  

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