Image de lanébuleuse de la Tarentule prise par le télescopeVISTA de l'ESO. La nébuleuse a une magnitude apparente de 8 et est entourée d'objets célestes aux magnitudes diverses.
Lamagnitude apparente est unemesure de l'irradiance d'unobjet céleste observé depuis laTerre. Utilisée quasi exclusivement enastronomie, la magnitude correspondait historiquement à un classement des étoiles, les plus brillantes étant de « première magnitude », les deuxièmes et troisièmes magnitudes étant plus faibles, jusqu'à la sixième magnitude, étoiles à peine visibles à l'œil nu. Elle est à présent définie suivant uneéchelle 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'étoileVéga, aux erreurs d'étalonnage près.
Le premier classement desétoiles en fonction de leur brillance remonte à l'Antiquité, où auIIe siècle av. J.-C. l'astronome grecHipparque a réalisé un catalogue[2] 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[3],[4],[5]. Cette méthode de classement a été ensuite popularisée dansAlmageste dePtolémée auIIe siècle[6].
En 1856,Norman Robert Pogson propose une nouvelle classification où il remplace le mot « grandeur », qui évoque trop fortement l'idée de taille, par celui de « magnitude » (qui en est un synonyme savant). Il remarque qu'une étoile de première magnitude est100 fois plus brillante qu'une étoile de sixième magnitude. Ainsi une baisse d'une magnitude représente une baisse de luminosité égale à5√100 soit environ 2,512. Cette nouvelleéchelle logarithmique respecte une propriétéphysiologique de l'œil sur sa sensibilité à la lumière (loi de Weber-Fechner). Cette échelle entraîne la reclassification de la vingtaine d'étoiles de première magnitude (Sirius,Véga,Bételgeuse...) dont les éclats sont trop différents et la création de magnitudes négatives[4],[5]. Pogson choisit comme point zéro pour son échelle l'étoile Polaire (α Ursae Minoris) dont il fixe la magnitude à 2. Mais par la suite les astronomes se rendent compte que l'étoile Polaire est uneétoile variable et ils choisissent comme nouvelle référence l'étoileVéga avec une magnitude de 0. Mais de nouveau, il apparait que Véga est légèrement variable et depuis leXXIe siècle, les astronomes utilisent des sources lumineuses stables en laboratoire[7] telles que le système Gunn, le système STMAG ou lamagnitude AB[8].
Correspondance entre l'échelle des magnitudes et l'échelle des flux (éclairement).
La magnitude apparente est donnée par laloi de Pogson[9],[10] qui s’écrit[4],[11] :
où est l'éclairement ou éclat de l'étoile enjansky (10–26Wm–2Hz–1) — qui s'exprime avec la luminosité intrinsèque de l'étoile et la distance entre l'étoile et la Terre exprimée enmètre — et où 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.
Dans le cas où la luminosité intrinsèque de l'étoile estbolométrique, nous appliquons laloi de Stefan-Boltzmann nous permettant d'aboutir à l'expression suivante :
La 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[11],[12].
La magnitude n'est mesurée que dans une petite partie duspectre électromagnétique appeléebande spectrale. La valeur est donc différente selon le choix de la bande :U (ultraviolet),B (bleu),V (visuel),R (rouge) ouI (infrarouge). Lorsque la mesure s'effectue sur la totalité du spectre électromagnétique, il s'agit d'unemagnitude bolométrique. Elle peut être obtenue en appliquant une correction bolométrique BC à la magnitude absolue ou apparente[4],[12].
La magnitude visuelle, notée mv ou directement V, est la magnitude dans la bande spectraleV qui correspond le mieux à la sensibilité de l'œil. C'est cette magnitude qui est généralement utilisée lorsqu'il n'est donné aucune précision sur la bande spectrale observée[4],[12].
Lamagnitude photographique, notée mpg, est mesurée à partir d'uneplaque photographique plus sensible dans le bleu. Ainsi, la magnitude photographique diffère de la magnitude visuelle : elle montre les étoiles bleues plus brillantes et les étoiles jaunes moins brillantes. Au contraire, la magnitude photovisuelle, notée mpv, est mesurée à partir d'une plaqueorthochromatique plus sensible dans le jaune. Avec des filtres adéquats, on obtient alors une magnitude correspondant à la magnitude visuelle. Ces deux méthodes sont considérées comme obsolètes et ont été remplacées par dessystèmes photométriques mesurant les magnitudes sur plusieurs bandes spectrales. Le plus utilisé est lesystème photométrique UBV (ou de Johnson) créé dans les années 1950 parHarold Johnson etWilliam Wilson Morgan[4],[12].
Pour lesétoiles 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[13].
La mesure de la magnitude desétoiles doubles ou desétoiles multiples renvoie la magnitude totale du système stellaire, qui n'est pas égale à la somme des magnitudes des étoiles le composant. Si on connait le nombre d'étoiles du système, il est possible de différencier les magnitudes[13]. Elles sont liées par la formule :
où est la magnitude totale du système et et les magnitudes des étoiles le composant[15].
Lamagnitude limite d'un instrument désigne la plus faible luminosité observable dans une configuration instrumentale et une bande spectrale données. Lamagnitude limite visuelle est la magnitude limite dans la bande spectraleV (visible). Elle est donnée par la formule[16]dans laquelleD est le diamètre d'ouverture de l'instrument exprimé en millimètre.La magnitude limite visuelle de l'œil nu est de 6, celle desjumelles de 10, et celle des grandstélescopes terrestres ou destélescopes spatiaux commeHubble est de 30[3]. Cette limite est sans cesse repoussée et il est prévu que leTélescope géant européen en cours de construction ait une magnitude limite de 34[17].
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 lespoussières et lesgaz dumilieu interstellaire. Cette quantité absorbée est appelée extinction ouabsorption interstellaire notée A. Ce phénomène est moins important dans les grandeslongueurs 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 parait plus rouge que la réalité[13].
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[4],[12]...
Lamagnitude absolue est une mesure de l'irradiance intrinsèque d'un objet céleste, au contraire de la magnitude apparente qui dépend de la distance à l'astre et de l'extinction dans la ligne de visée. Pour un objet situé à l'extérieur duSystème solaire, elle est définie par la magnitude apparente qu'aurait cet astre s'il était placé à une distance de référence fixée à 10 parsecs (environ 32,6 années-lumière).
La comparaison de la magnitude absolue avec la magnitude apparente permet une estimation de la distance de l'objet.
où est la magnitude apparente, la magnitude absolue et la distance exprimée en parsecs. La valeur, appeléemodule de distance, est d'une certaine manière une unité de mesure de la distance comme l'année-lumière et le parsec.
