Magnitude apparente visuelle

Magnitude apparente

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Échelle des magnitudes apparentes
Magnitude	Objet céleste
-26,73	Soleil
-12,6	Pleine Lune
-4,4	magnitude maximale de Vénus
-2,8	magnitude maximale de Mars
-1,5	Étoile la plus brillante : Sirius
-0,7	Seconde étoile la plus brillante : Canopus
≈ +6,0	Étoile la plus faible visible à l'œil nu
+12,6	Quasar le plus lumineux
+30	Objets les plus faibles visibles par le télescope spatial Hubble
Voir aussi Liste des étoiles les plus brillantes

La magnitude apparente, en astronomie, mesure la luminosité — depuis la Terre — d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste. Cette grandeur a la particularité d'avoir une échelle logarithmique quadruple.

Origine

L'origine de l'échelle des magnitudes remonte à l'Antiquité où l'on pense qu'au II^e siècle av. J.-C. Hipparque classait déjà les étoiles en six catégories (appelées «grandeurs») selon leur grandeur apparente. Les étoiles les plus brillantes étaient de première magnitude, les suivantes de seconde magnitude et ainsi de suite jusqu'à la sixième magnitude pour les étoiles les moins brillantes encore visibles à l'œil nu, ce qui explique le caractère inversé de l'échelle par rapport à la luminosité perçue. Cette méthode de classement par luminosité a été ensuite popularisée dans l'Almageste de Ptolémée.

Échelle des magnitudes et échelle des flux.

En 1856, Norman Pogson remarqua qu'une différence de 5 magnitudes dans le système traditionnel correspondait en intensité lumineuse à un rapport de 100 (voir figure ci-dessus). En d'autres termes, l'échelle est logarithmique. L'explication vient aujourd'hui du fait que la sensibilité de l'œil à la lumière est logarithmique. Ainsi, l'échelle des magnitudes n'est que la transcription mathématique de la perception de l'œil.

Formulation analytique

La magnitude apparente m s’écrit:

$m \,=\, -2.5 \log_{10}( F ) + \text{C} = -2.5 \log_{10} [ L (d/10)^{-2}] + \text{C}$

où F est le flux effectivement reçu sur Terre, qui lui s’exprime comme étant la luminosité L intrinsèque de l’étoile, divisée par le carré de la distance d exprimée en parsec et ramenée par convention à 10 parsecs par suite de la définition de la magnitude absolue. C est une constante (en fait un flux F₀ de référence) permettant de définir l’origine de l’échelle. Communément, ce flux de référence est basé sur une calibration de l’étoile Véga à 555,6 nm de 3,52.10^-23 W/m²/Hz pour une magnitude de 0,048^[1].

Par le passé, la référence était α Ursae Minoris, l’étoile polaire, de magnitude 2, mais elle a été abandonnée en raison de sa variabilité. ^{[réf. nécessaire]} De même, la magnitude soi-disant nulle de Véga fut aussi utilisée, mais elle a été abandonnée, du moins dans l’infrarouge, après la découverte de son excès en infrarouge thermique. Cette découverte a été faite lors du lancement du satellite IRAS, lors de sa calibration vers l'étoile Véga. On constata alors qu'elle est entourée de poussières. La calibration actuelle est néanmoins basée sur cette étoile.

Différents types d'étoiles

Étoile à bande spectrale

Lorsque la luminosité mesurée concerne l'ensemble des longueurs d'onde du spectre électromagnétique, il s'agit d'une magnitude bolométrique.

Cependant, dans la plupart des cas, la magnitude ne mesure qu'une partie étroite du spectre électromagnétique appelée bande spectrale. La bande spectrale la plus utilisée en astronomie amateur est la bande V (visuelle, aux alentours de 545 nm) qui correspond grosso modo à la sensibilité de l'œil. Une magnitude en bande V est dite magnitude visuelle et est notée V. Les autres bandes courantes du spectre optique sont U (ultraviolet), B (bleu) et R (rouge).

Étoile surfacique

Pour les objets étendus comme les galaxies, on utilise la magnitude surfacique, c'est-à-dire la magnitude atteinte par une seconde d'arc carrée de l'objet.

Notes et références

1. ↑ IRAF, aide sur la fonction « standard »

Voir aussi

• Bande spectrale
• Excès de couleur et extinction
• Liste des étoiles les plus brillantes
• Magnitude absolue

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