La magnitude

Je vous propose de compléter l’encyclopédie avec une nouvelle notion de base en astronomie qu’est la magnitude.

 

Comment comparer les intensités lumineuses des astres ?

Lorsque l’on regarde un ciel étoilé, on remarque rapidement que toutes les étoiles ne brillent pas de la même manière, avec la même « intensité ».
Une étoile émet une lumière qui dépend de caractéristiques qui lui sont propres, et en particulier de sa masse : plus une étoile est massive, et plus l’énergie qu’elle émet (donc sa luminosité) est importante. Cette luminosité émise est différente de celle que nous percevons, du fait de la distance nous séparant de l’étoile.

Prenons un exemple : une étoile A est plus massive qu’une étoile B, elle est donc logiquement plus lumineuse. Cependant, si l’étoile A se trouve à une distance de nous bien plus importante que l’étoile B, cette première pourra nous apparaître comme étant moins brillante ! En effet, l’intensité lumineuse diminue avec le carré de la distance. Ainsi, si on multiplie par deux la distance, on divise par quatre l’intensité lumineuse reçue.

Afin de caractériser la luminosité des astres (étoiles, planètes, galaxies, etc.), nous utilisons la notion de magnitude. Il en existe deux types :

  • l’absolue, qui représente la luminosité intrinsèque d’un astre (émise par celui-ci suivant ses caractéristiques qui lui sont propres)
  • l’apparente, qui est liée à sa luminosité que nous percevons sur Terre (qui est fonction de l’éloignement)
Une question de logarithme !

Echelle Linéaire

La magnitude utilise une échelle logarithmique (de manière similaire aux décibels, permettant de mesurer une intensité sonore). Pour expliquer le fonctionnement d’une telle échelle, commençons par prendre le cas simple d’une échelle linéaire : si on prend une règle graduée en centimètres, il y a toujours la même distance entre deux graduations : 1 cm entre la graduation 1 et 2, 1 cm entre la graduation 2 et 3, etc. On dit que l’échelle linéaire fonctionne avec une différence constante entre deux graduations consécutives. Si on passe de la graduation 1 à 3, on « augmente » alors la distance de 2 cm (1 + 1).

 

Echelle logarithmiqueL’échelle logarithmique fonctionne, elle, avec un rapport constant entre deux graduations consécutives. Cela donne le raisonnement suivant : la grandeur mesurée en 2 est (par exemple) dix fois plus grande que celle en 1, la grandeur en 3 est dix fois plus grande que celle en 2, etc. Dans ce cas, si on passe de la graduation 1 à 3, on multiplie la grandeur par 100 (10*10).

 

 

Que donne l’échelle logarithmique pour la magnitude ?

Pour la magnitude, le rapport entre deux graduations est de 2,5, et le fonctionnement est le suivant :

  • Elle peut prendre des valeurs (entières ou non) positives ou négatives
  • Plus la magnitude est faible et plus l’astre est brillant (une étoile d’une magnitude de -1 est plus brillante qu’une étoile dont la magnitude est de 2)
  • Une étoile de magnitude 1 est donc 2,5 fois moins brillante qu’une étoile de magnitude 0
  • Une étoile de magnitude 0 est quant à elle 6,25 fois (2,5 x 2,5) plus brillante qu’une étoile de magnitude 2

Echelle des magnitudes

 

Classification des astres par magnitude

Historiquement (dans l’Antiquité Grecque, -2 siècles avant JC), la classification des étoiles fut réalisée (par l’astronome Hipparque) en se référant uniquement à leur luminosité relative. Les étoiles les plus brillantes étaient dites de « première magnitude », celles à peu près deux fois moins brillantes furent nommées de « deuxième magnitude », etc… jusqu’aux étoiles les moins brillantes qui furent de « sixième magnitude ». Ainsi, environ mille étoiles visibles à l’œil nu furent répertoriées.

Aujourd’hui, le principe stipulant que les astres les plus brillants ont les magnitudes les plus faibles a été conservé. L’astronome britannique Norman Robert Pogson a introduit l’échelle logarithmique en 1856. Il remarqua qu’une étoile de première magnitude était environ 100 fois plus brillante qu’une étoile de sixième magnitude. C’est à ce moment qu’est défini que la baisse d’une magnitude (par exemple d’une magnitude 3 à 2) représente une hausse de luminosité d’un rapport 2,5 (racine cinquième de 100).

Véga a une magnitude nulle (m = 0). Comme certains astres sont plus brillants que Véga, ils prennent alors des valeurs négatives. Nous pouvons citer quelques valeurs de magnitudes remarquables :

 

Magnitude Description
-26,7 le Soleil
-12,6 la Lune
-4,4 Vénus
-1,44 Sirius (étoile la plus brillante)
0 Véga
+6 Limite de l’œil nu
+10 Limite avec des jumelles
+15,1 Pluton
+30 Limite du télescope spatial Hubble

 

 

 

Relation entre magnitude apparente, absolue et distance

Nous l’avons vu précédemment, la magnitude apparente caractérise l’intensité lumineuse à laquelle nous apparaît un astre, sans tenir compte de la distance qui nous sépare de lui. Pour déterminer son énergie réelle émise, il faut tenir compte de son éloignement. Comme tous les astres se trouvent à des distances différentes de la Terre, on considère que la magnitude absolue (notée « M ») est l’éclat apparent qu’aurait celui-ci s’il se trouvait à une distance de 10 pc (pc = parsecs) de nous.

La formule mathématique reliant magnitude apparente (m), absolue (M) et distance (d) est la suivante :

M = m – 5 log (d/10)

Si on prend comme exemple le cas de Proxima du Centaure (étoile la plus proche de nous) :

  • Elle se situe à une distance de 1,3 pc
  • Sa magnitude apparente est de 11,1

A partir de ces données, nous pouvons déterminer sa magnitude absolue.
Elle vaut alors : M = 11,1 – 5log(1,3/10) soit une magnitude de + 15,5.

 

Ce qu’il y a à retenir

La magnitude apparente permet de caractériser la luminosité d’un astre telle que nous la percevons sur Terre. Elle ne renseigne en rien sur la luminosité réelle émise par l’astre et sur ses caractéristiques.

La magnitude absolue caractérise la luminosité qu’émettrait un astre s’il était placé à une distance de 10pc de la Terre. Il est en lien direct avec l’énergie réelle émise.

Plus la magnitude est faible, plus la luminosité est importante.

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