Comment mesure-t-on la luminosité en astronomie

En connaissant la luminosité d'un objet céleste, vous pouvez déterminer si cet objet est visible ou non. Mais comment mesurez-vous réellement cette luminosité ? Quelle mesure est utilisée dans quel cas ? Clarifions tout cela pour que vous puissiez observer le ciel nocturne comme un pro ! P.S. Pour découvrir rapidement la luminosité de n'importe quel objet dans le ciel, téléchargez l'application Sky Tonight.

Contenu

• Qu'est-ce que la magnitude ?
  • Magnitude absolue vs. magnitude apparente
• Comment mesure-t-on la magnitude ?
  • Échelle de magnitude
    • Comment les étoiles sont-elles distribuées par magnitude ?
  • Comment l'échelle de magnitude apparente est-elle calculée ?
  • Comment trouver la magnitude apparente ?
  • Différents systèmes de magnitude : gammes spectrales
• Luminosité de surface
• Limites des magnitudes apparentes : guide pour les observateurs
• Conclusion

Qu'est-ce que la magnitude ?

En astronomie, la magnitude est une mesure de la luminosité ou de la faiblesse perçue d'un objet dans le ciel.

Remarquez que nous avons utilisé le terme « perçu » dans la définition. C'est parce que la magnitude, telle que nous l'entendons habituellement, ne renseigne pas sur la luminosité réelle de l'objet. Elle fait référence à la façon dont elle semble être.

Il ne faut jamais confondre magnitude avec luminosité (L) — la luminosité d'un objet dans l'espace.

Magnitude absolue vs. magnitude apparente

Les astronomes divisent la magnitude en deux types généraux : apparente et absolue.

• Magnitude apparente (m, souvent simplement « magnitude » ou mag) est la luminosité d'un objet céleste vue depuis la Terre.
• Magnitude absolue (M) est la luminosité qu'aurait un objet s'il était à une distance fixe de 10 parsecs¹ de la Terre. Il semble que les astronomes ont choisi une distance de 10 parsecs parce que c'était proche de la distance moyenne des étoiles dont les distances étaient connues en 1902. La magnitude absolue des planètes et des petits corps du système solaire (H) est souvent citée sur la base d'une distance de 1 UA de l'observateur.

¹Unité de distance en astronomie, 1 parsec équivaut à 3,26 années-lumière ou 3,09 × 10¹³ km.

Il est important de souligner que la magnitude absolue d'un objet est mesurée sans extinction (ou assombrissement) de sa lumière due à l'absorption par la matière interstellaire et la poussière cosmique.

Ainsi, la magnitude apparente dépend de la luminosité intrinsèque de l'objet, de sa distance et de l'extinction réduisant sa luminosité. La magnitude absolue nous permet de comparer la luminosité intrinsèque des objets (dans une plage donnée du spectre) en plaçant hypothétiquement tous les objets à une distance de référence standard de l'observateur.

Prenons notre Soleil et Rigel. Le Soleil semble beaucoup plus lumineux que Rigel dans notre ciel, donc sa magnitude apparente est plus élevée (magnitude -26,8 et 0,18 respectivement). Cependant, si nous placions à la fois le Soleil et Rigel à 10 parsecs de la Terre, Rigel éclipserait impressionnament le Soleil. C'est parce que l'étoile lointaine a une magnitude absolue plus élevée : -6,69 contre 4,83 pour le Soleil.

Voici quelques autres exemples :

• Alpha Centauri : m = −0,3 vs M = 4,1
• Canopus : m = −0,7 vs M = −3,1
• Deneb : m = 1,26 vs M = −7,1
• Neptune : m = 7,8 (moy) vs H = −6,9

Les valeurs de magnitude apparente sont exprimées comme un nombre sans unité ; lorsque vous voyez quelque chose comme "Antares a une magnitude de 1,09", cela signifie que la magnitude apparente est sous-entendue. Ceci peut être écrit plus concisément comme "Antares (mag 1,09)", "Antares (1,09 m)" ou "Antares (m = 1,09)". Lorsqu'il s'agit d'autres types de magnitude que l'apparente, les astronomes spécifient le type en écrivant le type de magnitude avec une phrase ou une lettre abréviative : "Antares a une magnitude absolue de −5,28" ou "Antares (M = −5,28)". Ils utilisent également les lettres dans les formules.

Au fait, la magnitude apparente peut être mesurée à l'œil nu et avec un télescope ; à la fois dans la gamme visuelle du spectre et dans d'autres gammes (photographique, UV, IR). Dans ce cas, "apparent" signifie "observable" et ne se réfère pas spécifiquement à l'œil humain. Si nous ne considérons que ce que l'œil humain peut voir, alors nous mesurons la magnitude visuelle. Cependant, de nombreuses sources scientifiques populaires utilisent ces termes de manière interchangeable.

Comment mesure-t-on la magnitude ?

Échelle de magnitude

En 137 ap. J.-C., l'astronome antique Ptolémée a classifié les étoiles sur une échelle à six points de un (le plus lumineux) à six (le plus faible, à peine visible à l'œil nu) et a inventé le terme magnitude. Initialement, ce système regroupait les étoiles en six groupes distincts sans distinguer la luminosité au sein d'un groupe. Aujourd'hui, nous utilisons une version raffinée de cette échelle de magnitude.

L'échelle de Ptolémée est un système qui indique à quel point les objets célestes semblent lumineux. Un tel système nécessite un point zéro ou une étoile de référence. Traditionnellement, Véga, avec une magnitude apparente de 0,0, était prise comme cette étoile de référence.

Bien sûr, avec le développement des télescopes, nous avons étendu cette échelle pour inclure des corps célestes beaucoup plus sombres, tels que des nébuleuses faibles et des galaxies lointaines.

Nous avons également étendu l'échelle pour couvrir des objets plus lumineux dans le ciel, comme le Soleil, la Lune et certaines planètes. Puisque Véga était considérée comme l'étoile de magnitude zéro, les astronomes ont attribué des valeurs négatives aux objets plus lumineux que Véga. Voici quelques exemples de valeurs de magnitude apparente pour des objets lumineux :

• Soleil : –26,5
• Pleine Lune : –12,5 (moy)
• Vénus : –4,3 (moy)
• Jupiter : –2,7 (moy)
• Sirius : –1,44
• Véga : 0,0
• Deneb : 1,25

Ainsi, cette échelle de magnitude peut être déroutante, mais souvenez-vous simplement que plus le nombre est grand, plus l'objet est sombre. Les objets les plus lumineux ont des magnitudes négatives.

Comment les étoiles sont-elles distribuées par magnitude ?

Vous avez peut-être remarqué qu'il y a beaucoup plus d'étoiles plus sombres que d'étoiles plus lumineuses dans notre ciel nocturne. Voici une répartition simplifiée du nombre d'étoiles par leurs magnitudes :

• Magnitude de –1,5 à –0,5 : 2 étoiles
• Magnitude de –0,5 à 0,5 : 6 étoiles
• Magnitude de 0,5 à 1,5 : 14 étoiles
• Magnitude de 1,5 à 2,5 : 71 étoiles
• Magnitude de 2,5 à 3,5 : 190 étoiles
• Magnitude de 3,5 à 4,5 : 610 étoiles
• Magnitude de 4,5 à 5,5 : 1 929 étoiles
• Magnitude de 5,5 à 6,5 : 5 946 étoiles

Notez que ces nombres représentent toutes les étoiles visibles à l'œil nu dans l'ensemble du ciel. Puisque nous ne pouvons voir que la moitié du ciel à un moment donné, le nombre réel d'étoiles que vous pouvez voir en une fois est différent.

Comment l'échelle de magnitude apparente est-elle calculée ?

Nous savons qu'une étoile de magnitude 1 est plus lumineuse qu'une étoile de magnitude 2. Mais de combien ?

L'échelle de magnitude est logarithmique, où une différence de 5 magnitudes correspond toujours à un changement de luminosité par un facteur de 100. Cela signifie qu'une étoile de magnitude 1 est 100 fois plus lumineuse qu'une étoile de magnitude 6, et de même, une étoile de magnitude 2 est 100 fois plus lumineuse qu'une étoile de magnitude 7.

Voici comment fonctionne l'échelle :

• Une différence d'une magnitude (comme de 1 à 2) change la luminosité d'environ 2,5 fois.
• Ce facteur se cumule à chaque étape, ce qui signifie qu'une étoile de magnitude 3 est 6,25 fois plus sombre qu'une étoile de magnitude 1 (2,5 x 2,5 = 6,25).

Si nous étendons cette échelle à cinq magnitudes, le facteur devient 2,5, élevé à la cinquième puissance, soit environ 100. Mais si vous utilisez une calculatrice, vous verrez que les chiffres ne correspondent pas exactement. C'est parce que 2,5 est une simplification ; le nombre précis est 100^(1/5) ≈ 2,51188643150958. Dans la plupart des sources, vous verrez ce nombre raccourci à 2,5 ou 2,512. Voici le changement de magnitude entre les étoiles avec des différences de 1, 2, 3, 4 et 5 magnitudes :

• Différence de 1 magnitude : 2,512 ≈ 2,5
• Différence de 2 magnitudes : 2,512 x 2,512 ≈ 6,3
• Différence de 3 magnitudes : 2,512 x 2,512 x 2,512 ≈ 15,8
• Différence de 4 magnitudes : 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 ≈ 39,8
• Différence de 5 magnitudes : 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 ≈ 100

Maintenant, nous pouvons calculer à quel point la Pleine Lune est plus lumineuse que Vénus, l'objet le plus lumineux suivant dans le ciel nocturne. Leurs magnitudes varient légèrement, prenons donc les magnitudes –12,7 pour la Pleine Lune et –4,6 pour Vénus.

La différence de magnitudes entre la Pleine Lune et Vénus est de –4,6 – (–12,7) = 8,1 unités.

Une différence de magnitude de 1 augmente la luminosité d'environ 2,512 fois, donc une augmentation de magnitude de 8,1 fois augmentera la luminosité de (2,512)^8.1 fois, soit ≈1 700.

Ainsi, la Pleine Lune est environ 1 700 fois plus lumineuse que Vénus ! Si nous utilisons l'équation générale pour comparer la luminosité basée sur les magnitudes, cela peut être exprimé comme suit :

Iᴬ / Iᴮ ≈ 2.512^(mᴮ – mᴬ)

Ici Iᴬ et Iᴮ représentent les intensités (ou luminosités) des objets A et B, respectivement, et mᴮ, mᴬ sont leurs magnitudes.

Comment trouver la magnitude apparente ?

Pour déterminer la magnitude apparente précise d'un objet, les astronomes mesurent le flux ou l'intensité de cet objet (la quantité totale d'énergie par unité de surface arrivant sur le détecteur du télescope par seconde). Ensuite, ils comparent à quel point la source semble lumineuse en la comparant avec l'étoile de référence, en utilisant la formule suivante :

m₁ – m₀ = –2.5 × log₁₀ (F₁ / F₀)

où m représente la magnitude (comme nous le savons déjà) et F le flux. I est utilisé au lieu de F dans de nombreuses sources, car les astronomes utilisent le terme "flux" pour ce qui est souvent appelé "intensité" en physique.

Comme nous l'avons déjà mentionné, l'étoile de référence (le point zéro) a été choisie comme étant l'étoile Véga (c'est-à-dire que F₀ est le flux de Véga, et m₀ est la magnitude de Véga).

Avec l'avènement de photomètres et de caméras précis, les astronomes ont réalisé que même Véga n'était pas une étoile de référence parfaite. Sa luminosité variait dans le temps d'environ 0,03 magnitudes. Ainsi, pour des raisons de précision, les astronomes ont établi un point zéro basé sur une source théorique à flux constant. Cependant, pour les observations visuelles, Véga peut encore servir de norme de magnitude zéro.

Il existe toute une branche de la science dédiée à la mesure de la luminosité des étoiles et d'autres objets célestes — la photométrie.

Différents systèmes de magnitude : gammes spectrales

La magnitude dépend de la sensibilité spectrale du récepteur (œil, détecteur photoélectrique, plaque photographique, etc.).

Il existe de nombreux systèmes de magnitudes par rapport aux gammes spectrales, chacun différant dans le choix d'une gamme de mesure particulière.

Magnitude visuelle (mᵥ) décrit l'apparence d'une étoile à l'œil.

Magnitude photographique (mₚ) est mesurée à partir d'une image d'une étoile sur une plaque photographique obtenue sans filtres de lumière supplémentaires. Étant donné que l'émulsion photo est sensible aux rayons bleus et insensible aux rayons rouges, les étoiles bleues apparaissent plus lumineuses (que ce qu'elles semblent à l'œil) sur la plaque photographique.

En comparant les luminosités d'une source mesurées dans différentes bandes du spectre, les astronomes peuvent connaître sa couleur, estimer sa température de surface (si c'est une étoile) ou l'albédo (si c'est une planète), déterminer le degré d'absorption de la lumière interstellaire, et d'autres caractéristiques importantes.

Ainsi, des systèmes photométriques standard, principalement déterminés par le choix des filtres de lumière, ont été développés. Le plus populaire est le système à trois couleurs UBV : ultraviolet (U), bleu (B) et visuel (V). La gamme visuelle est très proche de la gamme photovisuelle, et la gamme bleue est proche de la gamme photographique.

En plus des récepteurs sensibles aux spectres, il existe des bolomètres qui mesurent la magnitude bolométrique — le flux de rayonnement cumulé sur toutes les gammes du spectre. La magnitude bolométrique permet de calculer la luminosité d'un objet si la distance à la source et le degré d'absorption interstellaire sont connus.

Luminosité de surface

Jusqu'à présent, nous avons principalement discuté de sources de lumière ponctuelles, telles que les étoiles et les planètes. Mais tous les objets dans le ciel nocturne ne sont pas aussi compacts que les étoiles.

Certains objets célestes s'étendent sur une vaste zone, comme les galaxies et les nébuleuses. Prendre tout le flux lumineux d'un objet et en déterminer une magnitude peut être trompeur.

Dans ce cas, la magnitude apparente ne répond pas vraiment à la question principale : à quel point cet objet est-il lumineux pour l'observateur sur Terre ?

Par exemple, la Galaxie d'Andromède a une magnitude apparente de 3,4, ce qui devrait être visible à l'œil nu même dans une zone polluée par la lumière ! Cependant, cela ne correspond pas à ce que nous voyons dans le ciel nocturne.

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Les astronomes abordent ce problème en utilisant la luminosité de surface, une mesure de la luminosité par unité de surface. Cela moyenne la luminosité de l'objet sur l'ensemble de l'objet.

Luminosité de surface (SB) quantifie la luminosité apparente ou la densité de flux par unité de surface angulaire d'un objet spatial étendu tel qu'une galaxie ou une nébuleuse ou du fond du ciel nocturne.

La luminosité de surface d'un objet est souvent exprimée soit en magnitudes par seconde d'arc carré (mag/arcsec²) soit en magnitudes par minute d'arc carré (mag/arcmin²). Voici quelques objets avec la magnitude apparente et la luminosité de surface la plus faible (la plus lumineuse) :

• Nébuleuse d'Orion : 4 m vs 17 mag/arcsec²
• Galaxie d'Andromède : 3,4 m vs 11 mag/arcsec²
• Galaxie du Triangle : 5,7 m vs 14,2 mag/arcsec²
• Galaxie de Bode : 6,9 m vs 25 mag/arcsec²

Cependant, la luminosité de surface d'un objet est rarement mentionnée, bien qu'elle soit importante pour les observations visuelles.

Fait intéressant : les yeux détectent mieux la lumière d'une source diffuse, ou étendue, (comme les galaxies) que d'une source ponctuelle (comme une étoile).

Cela signifie qu'il est plus facile de voir des objets avec une luminosité diffuse que des objets avec une source ponctuelle. Le noyau de la Galaxie d'Andromède est à ~11 mag/arcsec² mais est encore visible à l'œil. Le bord extérieur de la galaxie peut être vu avec des télescopes à 22 mag/arcsec², une cible beaucoup plus sombre !

Limites des magnitudes apparentes : guide pour les observateurs

La magnitude limite est la magnitude apparente de l'objet le plus faible visible dans le ciel. Voici une feuille de triche utile pour tout astronome amateur. Elle vous aidera dans vos observations.

• Limite à l'œil nu pour les comètes : 4
• Limite à l'œil nu pour les planètes et les étoiles : 6,5
• Limite des jumelles 7×50 : 10
• Limite du télescope à ouverture de 35mm : 11,3
• Limite du télescope à ouverture de 60mm : 12,3
• Limite du télescope à ouverture de 102mm : 13,3

Notez que la pollution lumineuse a un énorme effet sur la gamme de magnitudes que vous pouvez voir ! Nous avons fourni des chiffres pour des conditions d'observation proches de l'idéal, mais ils peuvent être différents pour votre localisation. Apprenez à indiquer à quel point votre ciel est sombre ou lumineux avec notre échelle pratique.

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Au fait, pour trouver la magnitude limite de votre télescope (la magnitude la plus faible que vous pouvez voir avec sous des conditions parfaites), vous pouvez utiliser le Calculateur de magnitude limite du télescope.

Conclusion

La magnitude est l'un des concepts les plus importants en astronomie observationnelle car elle répond à l'une des questions les plus importantes : "Quelle est la luminosité de cet objet ?". Pour classer les objets par luminosité, les astronomes utilisent l'échelle de magnitude logarithmique, où les objets les plus lumineux ont les valeurs les plus basses. En comprenant les magnitudes, les observateurs amateurs peuvent améliorer leur capacité à identifier et comparer la luminosité des objets célestes.

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