L' ECLAT DES ETOILES - MAGNITUDE
W.Fortin - Club d'Astronomie M57 - Metz
A) Ptolémée.
II) PRINCIPE
III) LES DIFFERENTS TYPES DE MAGNITUDES
A) Magnitude absolue et apparente
B) Magnitude visuelle et Magnitude photographique
C'est Ptolémée (II ème siècle après J.C.) qui a transmis, dans l' Almageste, la première distinction des étoiles en classe d'éclat dites grandeurs. Etaient de la première grandeur les étoiles qui apparaissent les premières dans le ciel après le couché du soleil; de la deuxième , celles qui viennent par la suite quand il fait plus sombre; est ainsi jusqu'à la sixième grandeur, qui concernait les étoiles difficilement perceptibles en pleine nuit, quand le ciel est parfaitement serein
Selon une proposition faite par l' américain Norman Pogson (1809-1891) pour rationaliser la définition de l'éclat apparent d'une étoile, cet éclat se mesure en unité de magnitude (du latin « magnitudo », grandeur) : chaque fois que la magnitude diminue de 5 unités, l'éclat augmente de 100 fois.
Cette convention fut adoptée car beaucoup de mesures avaient démontré qu' à l'augmentation d'une unité dans les grandeurs de Ptolémée correspondait en moyenne une diminution de l'éclat de l'étoile de 2.5 fois, ce qui représente exactement un rapport de 100 entre l'éclat des étoiles de première grandeur et celui des étoiles de sixième grandeur.
Avec la convention de Pogson, à une différence de 1 unité de magnitude correspond un rapport d'environ 2.512 pour l'éclat; par exemple, une étoile de magnitude 4 a un éclat 2.512 fois plus grand qu'une étoile de magnitude 5, et elle brille 2.512 x 2.512 fois plus qu'une étoile de magnitude 6.
Une fois cette échelle établie, c'est-à-dire une fois convenu que la différence de 5 en magnitude doit correspondre au rapport de 100 en éclat, il convenait de fixer la magnitude d'une étoile de référence, pour ensuite en déduire celles de toutes les autres.
Pour cela, on attribua la magnitude 2.12 à l'étoile Polaire; ainsi, la magnitude de toute étoile visible à l'oeil nu restait approximativement comprise dans sa classe de grandeur traditionnelle.
Le choix de l'étoile polaire fut suggéré par le fait que celle-ci, presque immobile dans le ciel, se prête parfaitement à la comparaison avec les autres étoiles.
Actuellement, d'autres étoiles servent de références car l'éclat de l'étoile polaire n'est pas constant dans le temps et fluctue.
MAGNITUDE:
ECLAT:
Un astre peut également avoir une magnitude négative. Ainsi, Sirius (-1.46), Canopus (-0.73), sont des étoiles dont la magnitude apparente est négative. Certaines planêtes du système solaire présentent aussi des magnitudes négatives:
-Vénus : -4.4
-Jupiter : -2.6
-Mars : -2.0
Le tableau suivent donne la magnitude visuelle apparente de quelques étoiles du ciel nocturne:
| Nom Traditionnel | Magnitude Visuelle |
| Sirius | -1.46 |
| Canopus | -0.73 |
| Rigil kentarus | -0.27 |
| Arcturus | -0.06 |
| Véga | 0.03 |
| Rigel | 0.08 |
| Chèvre | 0.09 |
| Procyon | 0.35 |
| Altaïr | 0.75 |
| Bételgeuse | 0.8 |
| Antares | 1.0 |
| Deneb | 1.26 |
| Bételgeuse | 0.8 |
III) LES DIFFERENTS TYPES DE MAGNITUDES
A) Magnitude absolue et apparente
Une étoile ayant une magnitude plus grande qu'une autre nous apparaît simplement plus faible, mais peut-être émet-elle en fait plus de lumière tout en étant beaucoup plus éloignée. Par exemple, Sirius, avec sa magnitude de -1.46, semble 4 fois plus lumineuse que Rigel dont la magnitude est de +0.08. En réalité, Rigel se trouve à 800 a.l. de distance, et elle a une luminosité propre 2300 fois supérieure à celle de Sirius, laquelle ne se trouve qu'à 9 a.l. Pour cette raison, les magnitudes mesurées directement dans le ciel ou sur les clichés photographiques sont dites apparentes.
Pour comparer les luminosités intrinsèques des étoiles, c'est-à-dire pour savoir dans quelles mesure une étoile émet plus ou moins de lumière qu'une autre, il faut calculer la magnitude que ces étoiles auraient si elles étaient toutes situées à la même distance.
La quantité de lumière qui nous parvient (c'est à dire qui traverse une lunette ou la pupille de l'oeil ) diminue avec le carré de la distance de la source.
La lumière émise par l'étoile E se propage dans toutes les directions et la même quantité de lumière, au fur et à mesure qu'augmente la distance de E se répartit sur une surface qui croît proportionnellement au carré de la distance. C'est pourquoi la pupille de l'oeil (ou l'objectif de la lunette ) reçoit de moins en moins de lumière que la distance croît. Plus exactement, cette quantité de lumière reçue est inversement proportionnelle au carré de la distance.
Les astronomes ont fixé une distance standard de 10 pc (parsec), soit 32.6 a.l (année lumière).; connaissant la magnitude apparente d'une étoile, ils calculent quelle serait cette magnitude si l'étoile se trouvait à 32.6 a.l. La magnitude ainsi calculée est dite absolue.
exemple:
Le Soleil a une magnitude apparente de -26.41 et une magnitude absolue de 4.7
B) Magnitude visuelle et Magnitude photographique
Les magnitudes visuelles sont déterminées par l'oeil au télescope, grâce à des appareils de mesure appropriés appelés photomètres visuels.
Cependant, si les mesures d'éclat apparent sont faites sur des clichés photographiques, les magnitudes ne sont plus égales à celles trouvées visuellement.
Par exemple, si l'on photographie deux étoiles d'éclat comparable à l'oeil nu ( même magnitude visuelle ) mais de couleurs différentes ( une étoile bleu et l'autre rouge ) , l'étoile bleu paraîtra plus intense que l'étoile rouge sur la plaque photographique. Ceci vient du fait qu' une plaque photographique n'a pas la même sensibilité selon la couleur de la lumière incidente: certaines plaques sont plus sensibles dans le bleu, d'autres dans le jaune, etc...
D'autres types de détecteurs de lumière ( tube photomultiplicateur par exemple) ne présentent pas non plus la même sensibilité selon la couleur de la lumière incidente.
C'est pourquoi, voilà trente ans, les astronomes ont convenu d'adopter une cellule standard ayant une sensibilité maximale dans le violet, et d'y adjoindre l'un des trois filtres suivants: ultraviolet, bleu ou jaune.
· Avec le filtre ultraviolet, on mesure seulement le rayonnement ultraviolet ( entre 300 et 390 nanomètres de longueur d'onde) et on obtient les magnitudes U.
· Avec le filtre bleu, on mesure la lumière bleu et les magnitudes B.
· Avec le filtre jaune, on ne mesure que la lumière vert-jaune et on obtient les magnitudes V.
Ce système de trois couleurs s'appelle de ce fait système UBV.
On appelle indices de couleur les différences de magnitudes U-B et B-V.
On emploie également d'autres magnitudes comme la magnitude R (rouge) et I (proche infrarouge).
Pour déterminer toutes ses magnitudes, les astronomes disposent dans le ciel de plusieurs centaines d'étoiles de références.
La connaissance des magnitudes UBV et des indices de couleurs permet de déterminer la température des étoiles.