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     Qu'est ce que la magnitude?

     Pour mesurer la luminosité ou brillance des astres, les astronomes utilisent une unité appelée magnitude.

     Il existe deux types de magnitude :
- La magnitude apparente
- La magnitude absolue

     La magnitude apparente, en astronomie, mesure la luminosité — depuis la Terre — d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste. Cette grandeur a la particularité d'avoir une échelle logarithmique inverse, celle ci fait référence à leur éclat apparent depuis la Terre. Il ne faut pas confondre les deux car la magnitude absolue indique l'éclat qu'auraient les étoiles si on les plaçait à la même distance de la Terre (en l'occurrence à 32,6 années-lumière, soit 10 parsecs)

Différents types de magnitudes

    La magnitude apparente ne nous renseigne en rien sur l'éclat réel de l'astre et ne donne aucune indication sur sa nature physique, ce que fait en revanche la magnitude absolue. Ainsi, lorsque vous découvrez un beau ciel, les étoiles les plus brillantes, celles qui possèdent la luminosité apparente la plus forte, ne sont pas forcément les plus grosses et les plus lumineuses !
     Magnitude et bande spectrale
Lorsque la luminosité mesurée concerne l'ensemble des longueurs d'onde du spectre électromagnétique, il s'agit d'une magnitude bolométrique. Cependant, dans la plupart des cas, la magnitude ne mesure qu'une partie étroite du spectre électromagnétique appelée bande spectrale. La bande spectrale la plus utilisée en astronomie amateur est la bande V (visuelle, aux alentours de 545 nm) qui correspond grosso modo à la sensibilité de l'œil. Une magnitude en bande V est dite magnitude visuelle et est notée V. Les autres bandes courantes du spectre optique sont U (ultraviolet), B (bleu) et R (rouge).
     Magnitude surfacique
Pour les objets étendus comme les galaxies, on utilise la magnitude surfacique, c'est-à-dire la magnitude atteinte par une seconde d'arc carrée de l'objet.

Pour aller plus loin

Histoire de la magnitude

     L'origine de l'échelle des magnitudes remonte à l'Antiquité où l'on pense qu'au II^e siècle av. J.-C. Hipparque classait déjà les étoiles en six catégories (appelées «grandeurs») selon leur luminosité apparente. Les étoiles les plus brillantes étaient de première magnitude, les suivantes de seconde magnitude et ainsi de suite jusqu'à la sixième magnitude pour les étoiles les moins brillantes encore visibles à l'œil nu, ce qui explique le caractère inversé de l'échelle. Cette méthode de classement par luminosité a été ensuite popularisée dans l'Almageste de Ptolémée. Après avoir pointé vers le ciel sa première lunette astronomique, Galilée fut contraint d'inventer la 7^e magnitude pour désigner les étoiles invisibles à l'oeil nu mais révélées par son instrument. Jusqu'au milieu du XIX^e siècle, les astronomes ajoutèrent peu à peu de nouveaux échelons mais sans vraiment modifier la logique du système inventé près de 2000 ans plus tôt ! Il devint alors urgent, pour faire face à l'inflation des catalogues stellaires, de ne pas laisser la classification des magnitudes à la seule perception de l'oeil humain, et de mettre en évidence une loi de variation de luminosité des astres. Pour Hipparque et pour tous les savant jusqu'au XIX^e siècle, les étoiles les plus brillantes étaient toutes de 1re grandeur, sans qu'il soit fait aucune distinction dans ce groupe. Pourtant, il était manifeste à l'oeil nu que Sirius était nettement plus brillante que Véga, alors que les deux astres se trouvaient sur le même échelon de magnitude.

Echelle magnitude et échelle des flux

     En 1856, Norman Pogson remarqua qu'une différence de 5 magnitudes dans le système traditionnel correspondait en intensité lumineuse à un rapport de 100 (voir figure ci-dessus). En d'autres termes, l'échelle est logarithmique. L'explication vient aujourd'hui du fait que la sensibilité de l'œil à la lumière est logarithmique. Ainsi, l'échelle des magnitudes n'est que la transcription mathématique de la perception de l'œil.
    La création d'appareils capables de mesurer précisément des éclats (photomètres) permit de dépasser cette limite et d'appliquer la formule de Pogson à tous les astres. L'échelle des magnitudes débutant initialement à l'unité, les astres plus brillants furent dotés de magnitudes plus petites, voire négatives. La magnitude apparente de Sirius devint ainsi égale à -1,46 et celle de Véga à + 0,03. La magnitude apparente de Véga est donc 3,9 fois moindre que celle de Sirius (2,512^(0,03+1,46)).
Aujourd'hui, l'échelle de magnitudes s'étend de -26,74 (Soleil) à +30 (galaxies photographiées par le télescope spatiale Hubble en 18 heures de pose !).

Formulation analytique

La magnitude apparente m s’écrit:

où F est le flux effectivement reçu sur Terre, qui lui s’exprime comme étant la luminosité L intrinsèque de l’étoile, divisée par le carré de la distance d, exprimée par convention en unités de 10 parsecs. La constante dans l’équation (qui n’est qu’un flux F₀ de référence) permet de définir l’origine de l’échelle. Communément, ce flux de référence est basé sur une calibration de l’étoile Véga à 555,6 nm de 3,52.10^-23 W/m²/Hz pour une magnitude de 0,048. Par le passé, la référence était α Ursae Minoris, l’étoile polaire, de magnitude 2, mais elle a été abandonnée en raison de sa variabilité. De même, la magnitude soi-disant nulle de Véga fut aussi utilisée, mais elle a été abandonnée, du moins dans l’infrarouge, après la découverte de son excès en infrarouge thermique. La calibration actuelle est néanmoins basée sur cette étoile.

source: Wikipédia