Magnitude Apparente

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Magnitude Apparente

Magnitude apparente

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√Čchelle 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 √Čtoile la plus brillante : Sirius
-0,7 Seconde √©toile la plus brillante : Canopus
‚Čą +6,0 √Čtoile la plus faible visible √† l'Ňďil 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 luminosit√© ‚ÄĒ depuis la Terre ‚ÄĒ d'une √©toile, d'une plan√®te ou d'un autre objet c√©leste. Cette grandeur a la particularit√© d'avoir une √©chelle logarithmique quadruple.

Sommaire

Origine

L'origine de l'√©chelle des magnitudes remonte √† l'Antiquit√© o√Ļ l'on pense qu'au IIe si√®cle av. J.-C. Hipparque classait d√©j√† les √©toiles en six cat√©gories (appel√©es ¬ęgrandeurs¬Ľ) selon leur grandeur apparente. Les √©toiles les plus brillantes √©taient de premi√®re magnitude, les suivantes de seconde magnitude et ainsi de suite jusqu'√† la sixi√®me magnitude pour les √©toiles les moins brillantes encore visibles √† l'Ňďil nu, ce qui explique le caract√®re invers√© de l'√©chelle par rapport √† la luminosit√© per√ßue. Cette m√©thode de classement par luminosit√© a √©t√© ensuite popularis√©e dans l'Almageste de Ptol√©m√©e.

√Čchelle des magnitudes et √©chelle des flux.

En 1856, Norman Pogson remarqua qu'une diff√©rence de 5 magnitudes dans le syst√®me traditionnel correspondait en intensit√© lumineuse √† un rapport de 100 (voir figure ci-dessus). En d'autres termes, l'√©chelle est logarithmique. L'explication vient aujourd'hui du fait que la sensibilit√© de l'Ňďil √† la lumi√®re est logarithmique. Ainsi, l'√©chelle des magnitudes n'est que la transcription math√©matique de la perception de l'Ňďil.

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}

o√Ļ F est le flux effectivement re√ßu sur Terre, qui lui s‚Äôexprime comme √©tant la luminosit√© L intrins√®que de l‚Äô√©toile, divis√©e par le carr√© de la distance d exprim√©e en parsec et ramen√©e par convention √† 10 parsecs par suite de la d√©finition de la magnitude absolue. C est une constante (en fait un flux F0 de r√©f√©rence) permettant de d√©finir l‚Äôorigine de l‚Äô√©chelle. Commun√©ment, ce flux de r√©f√©rence est bas√© sur une calibration de l‚Äô√©toile V√©ga √† 555,6 nm de 3,52.10-23 W/m¬≤/Hz pour une magnitude de 0,048[1].

Par le pass√©, la r√©f√©rence √©tait őĪ Ursae Minoris, l‚Äô√©toile polaire, de magnitude 2, mais elle a √©t√© abandonn√©e en raison de sa variabilit√©. [r√©f. n√©cessaire] De m√™me, la magnitude soi-disant nulle de V√©ga fut aussi utilis√©e, mais elle a √©t√© abandonn√©e, du moins dans l‚Äôinfrarouge, apr√®s la d√©couverte de son exc√®s en infrarouge thermique. Cette d√©couverte a √©t√© faite lors du lancement du satellite IRAS, lors de sa calibration vers l'√©toile V√©ga. On constata alors qu'elle est entour√©e de poussi√®res. La calibration actuelle est n√©anmoins bas√©e sur cette √©toile.

Différents types d'étoiles

√Čtoile √† 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 √©troite du spectre √©lectromagn√©tique appel√©e bande spectrale. La bande spectrale la plus utilis√©e en astronomie amateur est la bande V (visuelle, aux alentours de 545 nm) qui correspond grosso modo √† la sensibilit√© de l'Ňďil. Une magnitude en bande V est dite magnitude visuelle et est not√©e V. Les autres bandes courantes du spectre optique sont U (ultraviolet), B (bleu) et R (rouge).

√Čtoile 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. ‚ÜĎ IRAF, aide sur la fonction ¬ę standard ¬Ľ

Voir aussi

  • Portail de l‚Äôastronomie Portail de l‚Äôastronomie
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