| Luminosità di alcuni astri | ||||
|---|---|---|---|---|
| Stella | Magnitudine apparente | Magnitudine assoluta | Classe spettrale |
|
| Sole | -26.7 | 4.4 | G | |
| Sirio | -1.46 | 1.4 | A1 | |
| Canopo | -0.72 | -8.5 | F0 | |
| Arturo | -0.04 | -0.2 | K2 | |
| Vega | 0.03 | 0.5 | A0 | |
| Betelgeuse | 0.5v | -5.6 | M2 | |
| Aldebaran | 0.85 | -0.3 | K5 | |
| Pianeta | Magnitudine massima | |||
| Luna | -12.5 | |||
| Venere | -4.4 | |||
| Giove | -2.6 | |||
| Marte | -2.8 | |||
| Saturno | -0.3 | |||
Nell'antichità la luminosità delle stelle non potendo essere misurata con precisione veniva semplicemente classificata in sei classi di grandezza, secondo un sistema ideato da Ipparco per il suo catalogo stellare.
Le stelle più luminose erano classificate come stelle di prima grandezza, seguivano quelle di seconda grandezza ecc.ecc. fino alla sesta grandezza che è quella delle stelle appena percepibili a occhio nudo.
Questo sistema adottato anche nel catalogo di Tolomeo, rimase l'unico fino a quando all'inizio del '600 Galileo con il suo cannocchiale osservò stelle non visibili all'occhio umano.
Nell'Ottocento al sistema di classificazione degli antichi si è sostituito un sistema di misurazione fotometrico della luminosità apparente. Per mantenere un minimo di compatibilità con l'antico concetto di grandezza, si è definita anche una magnitudine apparente delle stelle m con la seguente formula logaritmica (i logaritmi qui sono sempre decimali) basata sul fatto che una differenza di 5 grandezze tra due stelle equivale a un rapporto di luminosità di 100 (102).
$$m = m_0 - \frac{5}{2} \log \left( \frac{I}{I_0} \right)$$
dove $m_0$ e $I_0$ sono la magnitudine e la luminosità di una stella di riferimento; per convenzione si è scelta Vega, una luminossisima stella dell'emisfero boreale, la cui magnitudine sarebbe quindi per definizione $m=0$; in questo modo la scala delle magnitudini resta vicina all'antica scala delle grandezze di Ipparco.
La luminosità apparente di una stella dipende da due fattori, la luminosità assoluta della stella e la distanza da cui viene osservata.
Occorre quindi definire anche una magnitudine assoluta M delle stelle; per convenzione questa è definita come la magnitudine alla quale la stella apparirebbe se osservata alla distanza di 10 parsec; ovviamente questo richiede che si conosca con sufficiente precisione la distanza della stella.
Il rapporto tra M e m è dato dalla formula:
$$M = m + 5 - 5 \log d$$
dove d è la distanza in parsec. Viceversa per passare dalla magnitudine assoluta a quella relativa, basta invertire la formula:
$$m = M - 5 + 5 \log d$$
Come riferimento si usa spesso la luminosità assoluta del Sole posta uguale a 1. La magnitudine assoluta del Sole è 4.4. Nella tabella a lato sono riportate le magnitudini dei principali pianeti e di alcune stelle.
La luminosità assoluta di una stella è strettamente correlata al suo colore come risulta evidente dal diagramma di Hertzsprung-Russell.