Découvrez tout ce que vous devez savoir sur les magnitudes en astronomie : les différentes types de magnitudes, leur signification et leur utilité en observation stellaire.
Comprenez comment les facteurs tels que la distance, l’instrumentation et la bande spectrale affectent les magnitudes. Apprenez également comment estimer la magnitude limite pour l’observation des étoiles et des autres objets célestes.
Un peu d’histoire
La classification des étoiles en fonction de leur luminosité remonte à plus de deux millénaires. C’est l’astronome grec Hipparque qui créa le premier système de classification des étoiles en fonction de leur grandeur.
À l’œil nu, les étoiles les plus brillantes, apparaissent plus grandes que les étoiles moins brillantes. Hipparque a classé les étoiles en six grandeurs, allant de 1 à 6. Ainsi les premières étoiles visibles sont classées de 1ère grandeur (comme Véga ou Sirius).
Les dernières a apparaître sont de 5e grandeur. Enfin, les étoiles visible en vision décalée sont les étoiles de 6e grandeur.
Cependant, la popularisation de cette notion ne s’est produite que trois siècles plus tard avec Ptolémée et son encyclopédie Almageste.
Au XVIIe siècle, l’arrivée des premiers télescopes a posé un problème. En effet de nouvelles étoiles étaient visibles, et les étoiles semblaient rester ponctuelles malgré le grossissement de l’instrument.
Cette découverte a donné naissance à la notion d’étoiles « télescopiques », une appellation aujourd’hui disparue.
En somme, bien que la notion de grandeur ait perduré jusqu’au XIXe siècle, les nouvelles connaissances et technologies ont permis de comprendre qu’il n’y avait aucun lien entre la luminosité et la « grandeur » des étoiles.
La magnitude apparente
Au XIXe siècle, l’astronome britannique Norman Robert Pogson créé une échelle de luminosité des étoiles qui concilie la notion de « grandeur » avec une définition mathématique.
La formule de la magnitude apparente est :
m = -2,5 x log (E) + C
où E est l’éclairement de l’étoile et C une constante permettant de définir l’origine de l’échelle.
Selon cette échelle logarithmique inverse, deux étoiles séparées d’une magnitude ont un écart de luminosité d’environ 2,5.
Pour définir l’origine de l’échelle, Pogson propose que l’étoile polaire soit la référence, en la fixant à magnitude 2. Cependant, on a découvert plus tard que Polaris est une étoile variable. Certains astronomes ont suggéré Sirius, l’étoile la plus brillante du ciel, tandis que d’autres ont proposé Véga.
C’est cette dernière qui a finalement été choisie, car elle est visible une grande partie de l’année dans l’hémisphère Nord, a été la première étoile à être photographiée et dont la distance a été mesurée avec une bonne précision.
La magnitude apparente peut être négative pour des étoiles ou des corps célestes très brillants, et à l’inverse, bien supérieure à de 6 pour les objets les moins lumineux.
Pour donner quelques ordres de grandeurs :
| Corps céleste | Magnitude Apparente |
|---|---|
| Le Soleil | -27 |
| La Lune | -13 |
| La planète Vénus (la plus brillante) | -4,5 |
| L’étoile Sirius (la plus brillante après le Soleil) | -1,5 |
| L’étoile Véga (par convention) | ~ 0 (0,03) |
| L’étoile polaire | 2 |
| Les étoiles à peine visible (en théorie) | 6 |
En résumé, la magnitude apparente est une échelle de mesure logarithmique inverse sans unité de la luminosité des corps célestes. Elle est la plus largement utilisée dans les catalogues d’objets célestes. Cependant, pour être rigoureux, il convient de parler d’irradiance plutôt que de luminosité.
Magnitude absolue
Jusqu’à présent, seule la magnitude apparente a été discutée, c’est-à-dire la mesure de la luminosité d’une étoile telle qu’elle est vue depuis la Terre.
Cependant, cette mesure n’est pas le reflet de la luminosité réelle, intrinsèque de l’étoile. Celle-ci et dépend également de la distance et de l’extinction.
La magnitude absolue, est une mesure de la luminosité réelle d’une étoile, indépendamment de sa distance et de l’extinction.
Pour les objets situés en dehors de notre système solaire, la magnitude absolue est la magnitude apparente qu’aurait l’étoile si elle était située à une distance de 10 parsecs de la Terre (environ 32 années-lumière).
La formule pour calculer la magnitude absolue d’une étoile hors de notre système solaire est :
Ma = -2,5 x log ( L / ( 4 π (10pc)² ))
où L est la luminosité de l’étoile exprimée en unités de luminosité solaire et C une constante.
Avec les objets du système solaire, il s’agit de la magnitude apparente qu’ils auraient à une unité astronomique de la Terre et du Soleil, en supposant leur face visible totalement illuminée. Je n’indique pas la formule, qui est beaucoup plus complexe.
Enfin, pour les météores ou étoiles filantes, il s’agit de leur magnitude apparente s’ils étaient observés à 100 km d’altitude et au zénith.
En magnitude absolue, l’ordre de luminosité est totalement différent. Le Soleil a une magnitude absolue d’environ 5. L’étoile Sirius, la plus brillante du ciel, devient une étoile de magnitude 1,5. Tandis que Vega ne bouge pas beaucoup avec sa magnitude absolue de 0,6.
Deneb, l’une des étoiles les plus éloignées visibles à l’œil nu, a une magnitude absolue de -8, ce qui en ferait l’objet le plus brillant du ciel.
Magnitude de surface
Les deux magnitudes précédentes, absolue et apparente, fonctionnent très bien pour des objets ponctuels, mais pas pour les objets diffus. En effet, la magnitude apparente correspond à la luminosité totale de l’objet ramenée en un point.
La conséquence de cela, c’est qu’à magnitude apparente égale, plus un objet est grand et plus on a l’impression qu’il est faiblement lumineux. Un peu comme un point de peinture étalé sur une feuille de papier.
Prenons un exemple, assez parlant, pour illustrer ce problème de perception des objets étendus. Pointons un télescope sur la galaxie, M51. De magnitude 8,4, elle est assez facilement observable dans des télescopes d’amateur.
Pointons ensuite la galaxie M101, de magnitude apparente 7,9, soit un peu plus brillante en théorie. Dans les faits, vous vous apercevrez qu’elle est en réalité beaucoup moins lumineuse que M51.
La galaxie M101 étant trois fois plus étendue en surface que M51, en ramenant toute sa luminosité en un point, elle sera donc d’apparence plus brillante que sa voisine M51.
La formule pour calculer la magnitude de surface est :
S = m + 2,5 x log (A)
où m est la magnitude apparente et A la surface de l’objet (en minute d’arc au carré).
C’est une définition loin d’être parfaite, car la brillance d’un objet peut varier fortement à sa surface. Par exemple, le cœur des galaxies est bien plus brillant que le reste.
Et surtout, la magnitude de surface, a une unité et s’exprime en magnitude par minute d’arc au carré. En effet, les tailles apparentes des objets dans le ciel s’expriment en angle. On aurait pu dire magnitude par degré (d’angle) au carré.
Par ailleurs, les valeurs obtenues sont très éloignées des autres magnitudes dont nous avons parlé jusqu’à maintenant. C’est donc un bon indicateur de comparaison des objets entre eux, mais absolument pas pour le comparer aux magnitudes apparentes
Magnitude limite
La magnitude limite dépend de plusieurs facteurs tels que l’acuité visuelle, la qualité du ciel et l’instrument utilisé.
En général, on considère que la magnitude visuelle limite de l’œil nu est de 6. Du moins dans un ciel parfaitement noir, avec une vue dénuée de tout défaut et après s’être accoutumé à l’obscurité. Cependant, la magnitude visuelle limite sera plus proche de 5 pour la plupart des observateurs entre 20 et 50 ans. En effet avec l’âge le diamètre maximal de la pupille diminue et la magnitude visuelle limite aussi.
La formule de la magnitude limite en fonction du diamètre instrumental :
Ml = 2 + 5 x log (D)
avec D le diamètre de l’instrument.
Voici quelques exemples (en ordre de grandeur) :
- Jumelles de 10×50 : magnitude 10
- Télescope de 200mm : magnitude 13
- Télescope de 500mm : magnitude 15
Cependant, en pratique, il est souvent nécessaire de soustraire 1 à 2 magnitudes en fonction de la qualité du ciel et de la vue de l’observateur.
Il est important de noter que ces valeurs se réfèrent à la magnitude apparente pour des objets ponctuels tels que les étoiles, et non pour des objets diffus tels que les comètes, nébuleuses, galaxies, etc.
Dans ce cas, la magnitude de surface, associé à la magnitude apparente vont permettre de se donner une idée. Il n’y a cependant pas de formule magique, cela dépend beaucoup du type d’objets et de la répartition de la lumière à la surface de l’objet. Seule l’expérience sera votre meilleure amie.
L’influence du domaine spectral
Il est important de noter que les magnitudes précédentes (apparentes, absolues et surfaciques) diffèrent en fonction de la bande spectrale. Par exemple, la magnitude visuelle ne s’applique qu’au domaine visible, où la réponse spectrale est similaire à celle de l’œil. En revanche, la magnitude photographique s’obtient à l’aide de moyens photographiques, tels que des plaques photographiques ou capteurs numériques. Étant donné que la sensibilité de l’œil humain varie selon les couleurs, la magnitude obtenue sera différente.
En outre, la magnitude bolométrique est la magnitude totale d’un objet en intégrant l’ensemble du spectre électromagnétique (des rayons gamma aux ondes radios). Il est important de noter que certains logiciels pour la magnitude apparente peuvent en réalité donner le chiffre de la magnitude apparente photographique plutôt que la magnitude apparente visuelle. De plus, les nouveaux catalogues se basent souvent sur des observations effectuées par satellite, donc en dehors de notre atmosphère. L’absorption atmosphérique n’est donc pas systématiquement prise en compte.
Enfin, il existe de nombreuses autres définitions de la magnitude utilisées dans des domaines spécifiques de l’astronomie professionnelle. Mais pour nos besoins d’amateurs, nul besoin d’en parler
Sources
- Magnitude apparente : https://fr.wikipedia.org/wiki/Magnitude_apparente
- Magnitude absolue : https://fr.wikipedia.org/wiki/Magnitude_absolue
- Magnitude de surface : https://fr.wikipedia.org/wiki/Brillance_de_surface
- Magnitude limite : https://fr.wikipedia.org/wiki/Magnitude_limite_visuelle
- Diamètre pupille de l’œil : https://www.gatinel.com/recherche-formation/pupille-irienne/
Quelques autres sources moins cruciales (souvent en anglais) m’ont également servies et que je n’ai malheureusement pas notées !