Notions de magnitude  
 


Nos ancêtres voyaient les étoiles petites ou grosses, non pas à cause de leur taille, mais à cause de leur luminosité. Les premières tentatives de classifications, apparurent avec Ptolémée (v. 90-v. 168 après J.-C.), astronome, mathématicien et géographe grec.

Ptolémée avait classé dans son catalogue 1 028 étoiles en six groupes, les plus brillantes étant de première grandeur, les moins brillantes, appartenant a la dernière grandeur.

Les astronomes ont inventé un système de mesure plus précis grâce à l'arrivée de nouveaux appareils photométriques (vers la fin du siècle dernier) et l'élaboration du premier grand catalogue stellaire.
La notion de magnitude, telle qu'elle est connue aujourd'hui, fut introduite par Norman Pogson.


Elle est définie par la formule :


m = -2,5 log E
où m est la magnitude, et E, l'éclairement en lux produit par l'étoile. Entre deux astres séparés par une unité de magnitude, le coefficient est de 2,512 fois. Ainsi, une étoile de première magnitude est 2,512 fois plus lumineuse qu'une étoile de seconde magnitude ,qui est elle même 2,512 fois plus lumineuse qu'une étoile de troisième magnitude, etc.
Instrument utilisé Magnitude limite Objets visibles
    Etoiles Galaxies
Oeil nu 6 6 000 3
Jumelles Æ 50 mm 10 300 000 300
Lunette Æ 60 mm 11 600 000 1 000
Télescope Æ 115 mm 12,4 2 300 000 1 800
Télescope Æ 200 mm 13,6 5 700 000 4 000
Télescope Æ 400 mm 15,1 30 000 000 10 000


 Le rapport entre une étoile de première magnitude et une autre de sixième magnitude (dernières étoiles visibles a l'oeil nu) est de :

2,512 puissance 5=100
Nous parlons ici de magnitude visuelle apparente. Plusieurs symboles peuvent être utilisés pour désigner la magnitude visuelle : "mv", aussi abrégé "m" ou "mag". Il s'agit en effet :

- d'une magnitude "visuelle" car c'est l'oeil qui reçoit la lumière qui nous parvient des étoiles.

- d'une magnitude "apparente" car c'est la magnitude de l'éclat proprement dit, qui est prise ne compte, et non pas la "vraie" magnitude.

Certains catalogues d'étoiles fourniront aussi la magnitude photographique des objets : "mp"parfois "mphg". Cette notion est définie par un système standardisé connu sous le non de système UBV (proche de l'ultraviolet, bleu et visuel).

 
Quelques magnitudes visuelles apparentes

Objets

Magnitude

Remarque(s)

Soleil

-27

 

Lune

-12

Plein Lune

Vénus

-4,1

Lors de l'élongation maximale

Jupiter

-2,4

En opposition

Sirius

-1,6

L'étoile la plus brillante

Arcturus

0

 

Polaris

+2,1

Etoile Polaire

1° carré de ciel nocturne

+3,5

Valeur moyenne, au zénith et sans Lune

M 31

+4,8

Galaxie d'Andromède

Pluton

+14,7

En opposition


Le système de magnitudes UBV est utilisé par les astronomes pour mesurer l'éclat et définir les magnitudes pour une longueur d'onde précise, et, par extension, définir l'indice de couleur de l'astre étudié. Ces indices de couleur sont très importants pour notre compréhension de la population stellaire. C'est en partie, grâce à ceci, que les astrophysiciens sont capables de dire combien d'énergie émet un corps à un stade bien précis de son évolution.

La magnitude absolue : M nous renseigne sur l'éclat apparent qu'aurait les astres si nous les ramenions tous à la même distance de la Terre. Cette distance est fixée a 10 parsecs.

Le parsec est une unité de mesure. 1 parsec = 3,26 années lumières; soit 206 265 unités astronomiques.

Néanmoins, le système UBV est très peu employé par les amateurs, je ne développerait donc pas plus cette partie.