Étude de la Magnitude Apparente en astronomie

1. Magnitude apparente
Magnitude absolue
Magnitude bolométrique
Le premier classement des étoiles en fonction de leur
brillance remonte à l'Antiquité : au IIe siècle av. J.-C.,
l'astronome grec Hipparque aurait réalisé un catalogue
d'un millier d'étoiles visibles à l'œil nu.
L'échelle comprend alors six « grandeurs » : les étoiles
les plus brillantes sont de première grandeur et les
étoiles les moins brillantes, encore visibles à l'œil nu,
sont de sixième grandeur.
Cette méthode de classement a été ensuite popularisée
dans Almageste de Ptolémée au IIe siècle.

2. Magnitude apparente
La magnitude apparente est une mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre.
Utilisée quasi exclusivement en astronomie, la magnitude correspondait historiquement à un classement
des étoiles visibles à l’œil nu. Au XVIIe siècle, Galilée, qui observe le ciel avec sa lunette astronomique, est
contraint de créer une septième grandeur pour classer les étoiles visibles seulement avec son instrument.
Elle est à présent définie suivant une échelle logarithmique inverse, dans laquelle la magnitude augmente
d'une unité lorsque l'irradiance est divisée par environ 2,5.
Ainsi, plus un objet céleste est brillant, plus sa magnitude est faible voire négative. Il est habituel de
définir la magnitude zéro comme étant celle de l'étoile Véga (0.03), aux erreurs d'étalonnage près.

3. Magnitude apparente
La mesure de la magnitude se fait par photométrie dans une ou plusieurs bandes spectrales (ultraviolet,
spectre visible, infrarouge).
Généralement, la magnitude est donnée dans la bande spectrale V (visuel) et se voit alors appelée
magnitude visuelle, notée mv ou simplement V.

4. Magnitude apparente
Mesure de la magnitude - Bandes spectrales
U ultraviolet 367(nm) ; B bleu 436 ; V visuel (jaune-vert) 545
R rouge 638 ; I infrarouge 797
La magnitude n'est mesurée que dans une petite partie du spectre électromagnétique appelée bande
spectrale.
La valeur est donc différente selon le choix de la bande :
U (ultraviolet), B (bleu), V (visuel), R (rouge) ou I (infrarouge).
L'indice de couleur d'une étoile désigne la différence entre les magnitudes apparentes de cette étoile obtenues
dans deux bandes spectrales différentes. Il existe plusieurs indices en fonction des bandes utilisées :
B − V, U − B, que l’on retrouve dans les catalogues d’étoiles.
Lorsque la mesure s'effectue sur la totalité du spectre électromagnétique, il s'agit d'une magnitude
bolométrique.

5. Les figures ci-contre montrent, pour la Petite Ourse, la
différence entre le magnitude visuelle et la magnitude
absolue de chaque étoile. On constate ainsi que l’étoile
polaire est bien plus puissante qu’elle ne paraît à
l’observation.
Les astronomes ont eu besoin d’adopter une autre échelle
nommée magnitude absolue (abréviation « M »), tenant
compte des caractéristiques réelles, et non plus
apparentes, des objets.
Imaginons une étoile très puissante située à une distance
telle que sa lumière nous parvienne à peine, sa
magnitude apparente sera élevée alors que sa magnitude
absolue sera faible.
Attention à la confusion que peut induire l’échelle
inversée des magnitudes, où plus l’objet est brillant, plus
sa magnitude est faible et inversement.
Magnitude apparente

6. Magnitude apparente
La magnitude apparente m est donnée par la loi de Pogson qui s’écrit :
où E est l'éclairement ou éclat de l'étoile en jansky (10−26 W m−2 Hz−1) — qui s'exprime avec la
luminosité intrinsèque de l'étoile L et la distance entre l'étoile et la Terre d — et où C est une constante
permettant de définir l'origine de l'échelle. Cette constante est fixée par l'astronome au moment de
l'observation pour accorder ses mesures de la magnitude d'étoiles standards par rapport à leurs
magnitudes connues et inscrites dans les catalogues.
Cette formule est plus couramment utilisée pour comparer les magnitudes apparentes de deux objets
célestes et ainsi déduire la magnitude de l'objet inconnu (1) par rapport à celle d'un objet connu (2),
comme l'étoile Véga dont la magnitude est fixée à 0.

7. Magnitude apparente
Absorption interstellaire
La magnitude apparente dépend de la
luminosité intrinsèque de l'objet céleste et de
sa distance à la Terre. Cependant, un autre
phénomène entre en compte : une partie de la
lumière est absorbée par les poussières et les
gaz du milieu interstellaire.
Cette quantité absorbée est appelée
extinction ou absorption interstellaire. Ce
phénomène est moins important dans les
grandes longueurs d'onde que dans les
petites, c'est-à-dire qu'il absorbe plus les bleus
que les rouges. Cela crée un effet de
rougissement qui fait qu'un objet paraît plus
rouge que la réalité.

8. Magnitude apparente
Objets célestes particuliers
Pour les objets célestes étendus comme les galaxies ou
les nébuleuses, on parle plutôt de brillance de surface
ou brillance surfacique. Elle s'exprime comme une
magnitude par unité d'angle solide, par exemple une
magnitude par seconde d'arc au carré.
Pour les étoiles variables, c'est-à-dire les étoiles dont
l'éclat varie au cours de périodes plus ou moins
longues, on donne les magnitudes maximale et
minimale et la période de variation.
La mesure de la magnitude des étoiles doubles ou des
étoiles multiples renvoie à la magnitude totale du
système stellaire, qui n'est pas égale à la somme des
magnitudes des étoiles le composant.

9. Magnitude apparente
Limite des instruments
La magnitude limite d'un instrument
désigne la plus faible luminosité
observable dans une configuration
instrumentale et une bande
spectrale données.
La magnitude limite visuelle est la
magnitude limite dans la bande
spectrale V (visible).
La magnitude limite visuelle de l'œil nu est de 6, celle des jumelles de 10, et celle des grands
télescopes terrestres ou des télescopes spatiaux comme Hubble est de 30.
Cette limite est sans cesse repoussée, et il est prévu que le télescope géant européen (EELT) en
cours de construction au Chili ait une magnitude limite de 34.

10. • −26,7 Soleil
• −12,6 Pleine Lune
• −8,4 Flash Iridium (maximum)
• −7,5 Supernova la plus brillante : SN 1006 (en l'an 1006)
• −5,3 ISS pleinement éclairée à son périgée
• −4,6 Planète la plus brillante : Vénus (maximum)
• −2,9 Mars et Jupiter (maximums)
• −1,9 Mercure (maximum)
• −1,5 Étoile la plus brillante : Sirius
• −0,7 Deuxième étoile la plus brillante : Canopus
• 0,0 Véga par convention (en réalité +0,0324)
• 0,4 Saturne (maximum)
• 0,9 Galaxie la plus brillante : Grand Nuage de Magellan
• 1,0 Nébuleuse la plus brillante : Nébuleuse de la Carène
• 2,0 Alpha Ursae Minoris (étoile polaire de l'hémisphère Nord)
• 3,4 Galaxie d'Andromède
• 5,3 Uranus (maximum)
• 5,4 Sigma Octantis (étoile polaire de l'hémisphère Sud)
• 6 Magnitude limite de l'œil nu
• 7,8 Neptune (maximum)
• 10 Magnitude limite des jumelles
• 12,6 Quasar le plus brillant : 3C 27330
• 13,7 Pluton (maximum)
• 31 Magnitude limite du télescope spatial Hubble
• 34 Magnitude limite attendue du Télescope géant européen
• 50 Voyager 1
Magnitude apparente

11. Plus de liens sur la question :
http://www.astrosurf.com/luxorion/magnitudes.htm
http://serge.bertorello.free.fr/math/formulaire/astphy.html
http://serge.bertorello.free.fr/optique/mesure/mesure.html#energtq
http://perso.numericable.fr/benoit.robert2/astro/tutos/faire%20un%20croa.htm
https://pgj.pagesperso-orange.fr/Dark-Sky.htm
https://www.poledesetoiles.fr/blog/leclat-des-etoiles/
Magnitude apparente
Magnitude absolue
Magnitude bolométrique
Section astronomie du FLEP – Avril 2020 –Olivier B