Les anciens voyaient les étoiles grosses ou petites. Non pas à cause de leurs dimensions, mais de leur luminosité. Les premières tentatives de classifications subjectives apparurent avec l'astronome grec Hipparque de Nicée. Au II^e siècle avant notre ère, Hipparque de Nicée avait classé dans son catalogue 1.028 étoiles en six groupes ou grandeurs, les plus brillantes étant de première grandeur, les dernières visibles à l'oeil nu appartenant à la sixième grandeur.

Cette classification est l'ancêtre de l'échelle actuelle des magnitudes. Par la suite, les astronomes ont affiné cette classification et l'ont étendue aux étoiles invisibles à l'oeil nu, en mesurant l'éclat d'abord grâce à des plaques photographiques sensibles à différentes longueurs d'onde, ensuite grâce à des détecteurs de plus en plus performants.

La magnitude apparente

L'apparition des instruments photométriques vers la fin du siècle dernier et l'élaboration du premier grand catalogue stellaire ont amené les astronomes à élaborer un système de mesure plus précis. La notion de magnitude, telle qu'elle est utilisée aujourd'hui, fut introduite en 1856 par l'anglais Norman Pogson. Elle est définie par la formule :

m = -2,5 log E + k
où m est la magnitude apparente, E l'éclairement en lux produit par l'étoile et k une constante arbitraire qui disparaît dès que l'on s'intéresse à la différence de magnitude entre deux astres.

De ce fait, si m1 = -2,5 log E1 + k et m2 = -2,5 log E2 + k,
Alors, E1 / E2 = 10 ^{log ( E1 / E2 )} = 10 ^{log E1 - log E2} = 10 ^{( m2 - m1 ) / 2,5}
Et on a alors E1 / E2 = 10 ^{0,4 ( m2 - m1 )}
De plus, comme 10 ^0,4 = 2,512 et donc log ( 2,512 ) = 0,4
Alors, E1 / E2 = 10 ^{0,4 ( m2 - m1 )} = 10 ^{( m2 - m1 ) log ( 2,512 )} = 10 ^{log ( 2,512 m2 - m1 )}
Et on a alors E1 / E2 = 2,512 ^{m2 - m1}

En effet, si m2 - m1 = 1, E1 / E2 = 10 ^0,4 = 2,512
Et si m2 - m1 = 5, E1 / E2 = 10 ^{0,4 . 5} = 10 ² = 100

Plus le chiffre caractérisant la magnitude apparente d'un astre est grand, plus l'astre en question est faible. A l'inverse, certains astres particulièrement brillants se sont vu attribuer une magnitude apparente nulle ou négative.

• d'une magnitude "visuelle" car nous tenon l'oeil pour récepteur de la lumière qui nous parvient des étoiles;
• d'une magnitude "apparente" car elle caractérise l'éclat apparent de l'astre observé sans tenir compte de son éclat intrinsèque.

La magnitude absolue

La magnitude apparente caractérise l'éclat d'un astre tel qu'il est perçu depuis la Terre, et dépend donc à la fois de la luminosité intrinsèque de l'astre et de la distance qui le sépare de nous. Or une étoile peu brillante mais proche nous paraîtra plus lumineuse qu'une étoile très brillante mais très lointaine. D'où la nécessité de recourir à une échelle plus absolue pour pouvoir comparer entre elles les luminosités réelles des étoiles ou des galaxies. La magnitude absolue : M nous renseigne sur l'éclat apparent qu'auraient les astres si nous les ramenions tous à la même distance de la Terre. Cette distance arbitraire est de 10 parsecs (32,6 années-lumière).

La magnitude photographique

Du temps d'Hipparque de Nicée et jusqu'à une période récente, les astres ne se signalaient que par leur seule lumière visible. Mais en étandant leurs observations à l'intégralité du spectre électromagnétique (c'est-à-dire à tous les rayonnements invisibles), les astronomes ont dû préciser un peu plus la notion de magnitude. Ainsi est-il aujourd'hui nécessaire de spécifier dans quel domaine de longueurs d'onde une magnitude, absolue ou apparente, a été déterminée (puisque, par exemple, un astre trés discret en lumière visible peut s'avérer très lumineux en infrarouge). De même, les astronomes parlent de magnitudes visuelle, photographique ou photométrique selon le type de récepteur utilisé (oeil, plaque photographique ou photomètre), car tous n'offrent pas la même sensibilité à une longueurs d'onde donnée. Les différentes échelles sont raccordées entre elles grâce à l'observation d'étoiles de référence.

Les catalogues d'étoiles indiquent fréquemment en guise de complément d'informations la magnitude photographique des objets : "mp" parfois abrégé "mphg". Cette notion est définie par un système standardisé connu sous le nom de système UBV (proche de l'ultraviolet, bleu et visuel).

Le système de magnitudes UBV est utilisé par les astronomes pour mesurer l'éclat et définir les magnitudes pour une longueur d'onde bien déterminée et, par extension, définir l'indice de couleur de l'astre étudié. Ces indices de couleur sont très importants pour notre compréhension des populations stellaires. Ce sont eux, en particulier, qui renseignent les astrophysiciens sur l'énergie émise par un corps à un stade de son évolution (voir la fiche du mois dernier).

La magnitude bolométrique

Seule la magnitude bolométrique caractérise la luminosité globale d'un astre, sur l'ensemble du spectre éléctromagnétique. Elle ne se mesure que pour un petit nombre d'étoiles, et vaut +4,75 dans le cas du Soleil. Pour les autres étoiles, il faut procéder de façon indirecte par comparaison avec la magnitude visuelle. La différence entre la magnitude bolométrique et la magnitude visuelle d'une étoile s'appelle la correction bolométrique.

Pour résumer ...

La magnitude est un nombre qui caractérise soit la luminosité apparente soit la luminosité intrinsèque d'un astre. Dans le premier cas, on parle de magnitude apparente; dans le second cas, on parle de magnitude absolue.