La magnitude stellaire est une grandeur numérique sans dimension qui caractérise la luminosité d’une étoile ou d’un autre corps cosmique par rapport à la zone visible. En d’autres termes, elle représente la quantité d’ondes électromagnétiques émises par le corps et détectées par un observateur. Cette quantité dépend donc des caractéristiques de l’objet observé et de la distance qui le sépare de l’observateur. Le terme ne couvre que les spectres visible, infrarouge et ultraviolet du rayonnement électromagnétique.
Le terme «luminosité» est également utilisé pour les sources lumineuses ponctuelles, et «éclat» pour les sources lumineuses étendues.
Table des matières
L’histoire
Le scientifique grec Hipparque de Nicée, qui vivait en Turquie au IIe siècle avant J.-C., est considéré comme l’un des astronomes les plus influents de l’Antiquité. Il a compilé un volumineux catalogue d’étoiles, le premier en Europe, décrivant l’emplacement de plus d’un millier de luminaires célestes. Hipparque a également introduit une caractéristique appelée magnitude stellaire. En observant les étoiles à l’œil nu, l’astronome a décidé de les diviser en six magnitudes, la première magnitude correspondant à l’objet le plus brillant et la sixième à l’objet le plus sombre.
Au XIXe siècle, l’astronome britannique Norman Pogson a amélioré l’échelle des mesures de la magnitude stellaire. Il a étendu l’éventail de ses valeurs et a introduit une dépendance logarithmique. En d’autres termes, lorsque la magnitude stellaire augmente de 1, la luminosité de l’objet diminue d’un facteur de 2,512. Ainsi, une étoile de première magnitude (1 m ) est cent fois plus lumineuse qu’un luminaire de sixième magnitude (6 m ).
Véga est l’étalon de la magnitude stellaire
La luminosité de Véga, le point le plus brillant de la constellation de la Lyre, a d’abord été prise comme étalon du luminaire céleste de magnitude stellaire nulle. Un peu plus tard, une définition plus précise de l’objet de magnitude stellaire nulle a été énoncée : son éclairement doit être égal à 2,54-1 0-6 lux, et le flux lumineux dans le domaine visible à 10 6 quanta/(cm²-s).
Magnitude stellaire visible
La caractéristique décrite ci-dessus, qui a été définie par Hipparque de Nicée, a ensuite été appelée «visible» ou «visuelle». Cela signifie qu’elle peut être observée à la fois avec des yeux humains dans le domaine visible et avec divers instruments tels qu’un télescope, y compris dans les domaines de l’ultraviolet et de l’infrarouge. La magnitude stellaire de la constellation de la Grande Ourse est de 2 m . Cependant, nous savons que Véga, avec une luminosité nulle (0 m ), n’est pas l’étoile la plus brillante du ciel (cinquième en luminosité, troisième pour les observateurs du territoire de la CEI). Par conséquent, les étoiles les plus brillantes peuvent avoir une magnitude stellaire négative, par exemple Sirius (-1,5 m ). On sait aujourd’hui que parmi les luminaires célestes, il peut y avoir non seulement des étoiles, mais aussi des corps qui réfléchissent la lumière des étoiles — planètes, comètes ou astéroïdes. La magnitude stellaire de la pleine lune est d e-12,7 m .
Magnitude stellaire absolue et luminosité
Afin de pouvoir comparer la luminosité réelle des corps cosmiques, une caractéristique telle que la magnitude stellaire absolue a été développée. Selon cette caractéristique, la valeur de la magnitude stellaire apparente d’un objet est calculée si cet objet était situé à 10 parsecs (32,62 années-lumière) de la Terre. Dans ce cas, la comparaison entre différentes étoiles ne dépend pas de la distance à l’observateur.
La magnitude stellaire absolue des objets spatiaux du système solaire utilise une distance différente entre le corps et l’observateur. Il s’agit d’une unité astronomique, alors qu’en théorie, l’observateur devrait se trouver au centre du Soleil.
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Une quantité plus moderne et plus utile en astronomie est devenue la «luminosité». Cette caractéristique définit l’énergie totale émise par un corps cosmique pendant une certaine période de temps. Pour la calculer, on utilise la magnitude stellaire absolue.
Dépendance spectrale
Comme indiqué précédemment, la magnitude stellaire peut être mesurée pour différents types de rayonnement électromagnétique, et a donc des valeurs différentes pour chaque gamme du spectre. Pour obtenir une image d’un objet cosmique, les astronomes peuvent utiliser des plaques photographiques qui sont plus sensibles à la partie haute fréquence de la lumière visible, et les étoiles apparaissent en bleu sur l’image. Une telle magnitude stellaire est appelée «magnitude photographique», mPv. Pour obtenir une valeur proche de la valeur visuelle («photovisuelle», m .P), la plaque photographique est recouverte d’une émulsion orthochromatique spéciale et un filtre de lumière jaune est utilisé.
Image du Soleil à travers un filtre de lumière sombre
Les scientifiques ont mis au point un système de bandes photométriques qui permet de déterminer les principales caractéristiques des corps cosmiques, telles que la température de surface, le degré de réflexion de la lumière (albédo, pas pour les étoiles), le degré d’absorption de la lumière interstellaire, etc. Pour ce faire, le luminaire est photographié dans différents spectres de rayonnement électromagnétique, puis les résultats sont comparés. Les filtres les plus populaires pour la photographie sont l’ultraviolet, le bleu (magnitude stellaire photographique) et le jaune (proche de la gamme photovisuelle).
Une photographie avec des énergies capturées dans toutes les gammes d’ondes électromagnétiques détermine la magnitude stellaire bolométrique (mb). Grâce à elle, les astronomes, connaissant la distance et le degré d’absorption interstellaire, calculent la luminosité d’un corps cosmique.
Magnitudes stellaires de quelques objets
- Soleil = -26,7 m
- Pleine Lune = -12,7 m
- Flash Iridium = -9,5 m . Iridium est un système de 66 satellites en orbite autour de la Terre, utilisés pour la transmission de la voix et d’autres données. Périodiquement, la surface de chacun des trois véhicules principaux fait rebondir la lumière du soleil vers la Terre, créant ainsi l’éclair le plus brillant dans le ciel pendant 10 secondes.
- L’explosion de supernova la plus brillante, en 1054, qui aurait formé la nébuleuse du Crabe = -6,0 m . Selon les archives des astronomes chinois et arabes, la supernova a pu être observée pendant 23 jours, même en plein jour, à l’œil nu.
- Vénus au maximum = -4,4 m
- Terre, pour un observateur sur le Soleil = -3,84 m
- Mars au (max.) = -3,0 m
- Jupiter (max.) = -2,8 m
- ISS (max.) = -2 m
Trajectoire de la station spatiale internationale sur fond de constellation de la Grande Ourse
- α Centauri = -0,27 m
- Véga = +0,03 m
- Galaxie d’Andromède = +3,4 m
- Étoiles faibles encore détectables par l’œil humain = +6 m — +7 m
- Proxima Centauri = +11,1 m
- Quasar le plus brillant = +12,6 m
- Objets détectés par les télescopes terrestres (télescopes de 8 mètres) = +27 m
- Objets repérés par le télescope spatial Hubble = +30 m
Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023