La magnitude des étoiles

Auteurs: Alain Vienne, Stéphane Erard

Auteur: Alain Vienne

Les anciens classaient les étoiles suivant leur "grandeur". Cette grandeur correspond à l'éclat tel que le percevaient les anciens: ils observaient des étoiles de "première grandeur", de "deuxième grandeur", etc ... On appelle aussi ces grandeurs magnitudes et on la note : m=0 pour l'étoile la plus brillante du ciel (Véga de la constellation de la Lyre) et m=5 est souvent considéré comme la limite des étoiles visibles à l'oeil nu. Avec les plus grands télescopes actuels, on peut voir jusqu'à la magnitude 30. A l'inverse, le Soleil qui est très "éclatant" a une magnitude -27.

Voir aussi le cours AMC

En fait, la perception visuelle suit une échelle logarithmique par rapport au phénomène physique correspondant. Pour conserver la classification des anciens, la magnitude ou magnitude apparente (puisque que c'est la magnitude qui nous "apparaît" de l'endroit où on observe) est définie par: $m=-2,5 \log \frac{e}{e_0}$ où est l'éclat de l'astre que l'on observe. e_0 est l'éclat de l'étoile Véga qui est ainsi prise en référence (pour assurer que sa magnitude apparente est 0). On rappelle que la notation $\log$ désigne le logarithme en base 10.

Il est clair que l'éclat est d'autant plus important que l'observateur est proche de la source lumineuse. Plus précisément, on a $e=\frac{P}{4\pi d^2}$ où est la puissance totale émise par l'astre et est sa distance.

Pour caractériser la brillance intrinsèque d'un astre, on utilise la magnitude absolue, notée . C'est la magnitude qu'aurait cet astre si il était observé à la distance de 10 parsecs. On a donc pour un même astre : $m=-2,5 \log \frac{P}{d^2} + C$ et $M=-2,5 \log \frac{P}{d_0^2} + C$ avec d_0=10pc

On rappelle que le parsec est la distance pour laquelle on voit le rayon de l'orbite de la Terre (1 UA) sous l'angle de 1" de degré. Ainsi 1pc=206265UA (de la même manière qu'il y a 206265 " dans un radian).