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LES MAGNITUDES
© Erquy-Nox mai 2013
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Afin de caractériser la luminosité des étoiles et des objets que l’on observe on utilise la notion de magnitude.
C’est Hipparque qui a introduit cette notion, au II siècle av. JC pour classer les étoiles, il parlait alors de « grandeur ».
Il avait classé les étoiles en 6 grandeurs, une étoile de grandeur 2 étant 2.5 fois plus brillante qu’une étoile de
grandeur 1, et ainsi de suite.
Au XIX siècle une échelle plus précise a été définie par Norman Pogson.
En astronomie on utilise trois types de magnitudes :
 La magnitude apparente : c’est la plus connue et la plus utilisée par les astronomes amateurs. Elle qualifie
les étoiles et les objets du ciel profond.
 La magnitude absolue : elle qualifie les étoiles et les objets du ciel profond.
 La magnitude surfacique : elle est seulement utilisée pour les objets du ciel profond.
La magnitude apparente : elle est notée m.
Elle définit l’éclat de l’objet (étoiles ou objet du ciel profond) vu depuis la Terre. Plus le chiffre est petit, plus la
magnitude est grande, plus l’objet est lumineux.
Quelques exemples d’étoiles à classer de la plus brillante à la moins brillante :
Liste :
Etoile
Magnitude apparente
Etoile polaire : m = 1.95
Sirius
-1.4
Régulus : m = 1.35
Arcturus
-0.05
Cor Caroli : m = 2.85
Véga
0
Véga : m = 0
Altaïr
0.75
Spica : m = 0.95
Spica
0.95
Deneb : m = 1.25
Antarès
1.05
Arcturus : m = - 0.05
Deneb
1.25
Sirius : m = -1.4
Régulus
1.35
Antarès : m = 1.05
Etoile polaire
1.95
Altaïr : m = 0.75
Cor caroli
2.85
Chaque saut de magnitude correspond à une variation d’éclat de 2.512.
Ainsi :
 Une étoile de magnitude 0 est 2.512 fois plus brillante qu’une étoile de magnitude 1.
 Une étoile de magnitude 0 est 2.5122 = 6.3 fois plus brillante qu’une étoile de magnitude 2.
 Une étoile de magnitude 0 est 2.5213 = 16 fois plus brillante qu’une étoile de magnitude 3.
 Une étoile de magnitude 0 est 2.5124 = 40 fois plus brillante qu’une étoile de magnitude 4.
 Une étoile de magnitude 0 est 2.5125 = 100 fois plus brillante qu’une étoile de magnitude 5.
 Une étoile de magnitude 0 est 2.5126 = 251 fois plus brillante qu’une étoile de magnitude 6.
On note que la progression est exponentielle.
Luminosité décroissante

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La magnitude absolue : elle est notée M.
Elle définit l’éclat intrinsèque, c’est à dire réel, de l’objet. A la différence de la magnitude apparente elle ne dépend
donc pas de la distance. Par convention elle correspond à l’éclat qu’aurait un objet s’il était situé à 10 parsecs (32.6
années-lumière).
Quelques exemples d’étoiles à classer selon la magnitude absolue :
Liste :
Etoile
Magnitude absolue
Etoile polaire : M = -3.66
Deneb
-8.73
Régulus : M = -0.53
Antarès
-5.29
Cor Caroli : M = 0.21
Etoile Polaire
-3.66
Véga : M = 0.55
Spica
-3.58
Spica : M = -3.58
Régulus
-0.53
Deneb : M = -8.73
Arcturus
-0.11
Arcturus : M = - 0.11
Cor Caroli
0.21
Sirius : M = 1.4
Véga
0.55
Antarès : M = -5.29
Sirius
1.4
Altaïr : M = 2.19
Altaïr
2.19
Comparer le tableau des magnitudes apparentes et des magnitudes absolues.
Il existe une relation entre la magnitude absolue et la magnitude apparente :
m - M = 5log(d) - 5
d : est la distance en parsec de l’objet, 1 parsec = 3.26 a.l.
Applications :
 Calculer la magnitude apparente d’Albiréo : magnitude absolue -2.01 - distance : 385.53 a.l.
m - (-2.01) = 5.log(385.53/3.26) - 5
m = 5.log(385.53/3.26) - 5 - 2.01 = 3.35
 Calculer la magnitude absolue de Denebola : magnitude apparente : 2.1 - distance : 36.18 a.l.
2.1 - M = 5.log(36.18/3.26) - 5
M = 2.1 + 5 - 5.log(36.18/3.26) = 1.87
 Calculer la distance de Deneb sachant que pour extrait le terme d’un log on peut utiliser la relation :
log(x)=y <=> x=10y
1.25 - (-8.73) = 5.log(d) - 5
(1.25 + 8.73 + 5)/5 = log(d)
2.996 = log(d)
d = 101.996 = 99.08 parsecs, soit 990.8 x 3.26 = 3230 a.l.

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La magnitude surfacique : elle est notée ms.
La magnitude est à l’origine utilisée pour définir l’éclat d’objets ponctuels, c'est-à-dire les étoiles, or les objets du ciel
profond (galaxie, amas, nébuleuses…) ne le sont pas, ils peuvent même être très étendus. On a donc introduit la
notion de magnitude surfacique pour les objets étendus. Elle correspond à l’éclat moyen d’un objet par minute
d’arc, elle s’exprime en minute d’arc carré (arcmin2).
Il existe une relation entre la taille de l’objet, sa magnitude apparente et sa magnitude surfacique :
ms = m + 2.5 x log (πab/4)
a et b sont le demi-grand axe (ou grand rayon) et demi-petit axe (ou petit rayon) d’une ellipse. On considère en effet
que la forme de l’objet est une ellipse, le cercle n’étant qu’une ellipse particulière.
Quelques exemples :
 Calcul de la magnitude surfacique de M104 => ms = 8.3 + 2.5 x log [(3.14x9x4)/4] = 11.9 arcmin2
 Calcul de la magnitude surfacique de M33 = > ms = 5.7 + 2.5 x log [(3.14x69x42)/4] = 14.1 arcmin2
 Calcul de la magnitude surfacique de M13 => ms = 5.8 + 2.5 x log [(3.14x20x20)/4] = 12 arcmin2
 Calcul de la magnitude surfacique de M57 => ms = 9.7 + 2.5 x log [(3.14x1.4x1)/4] = 9.8 arcmin2
Si on ne tient compte que de la magnitude apparente l’objet le plus facile devrait être M33, et le plus difficile M57,
cependant en observation ce sera plutôt l’inverse. En fait pour M33 qui est une galaxie, la luminosité est diluée, alors
que M57 est une nébuleuse planétaire, elle a un aspect plus ponctuel.
Donc pour l’observation on peut conclure en disant que les objets qui ont une forte magnitude surfacique (chiffre
bas) sont plus faciles à observer et tolèrent le grossissement. A l’inverse les objets qui ont une faible magnitude
surfacique (chiffre haut) supportent moins bien les forts grossissements.
a
b