La magnitude stellaire

La magnitude stellaire
I / La magnitude stellaire apparente notée m:
La magnitude apparente d'une étoile est liée à l'éclat de celle-ci tel que perçu
depuis la Terre.
Hipparque, un savant de l'Antiquité grecque (190 av JC à 120 av JC) classait
les étoiles en fonction de leur éclat apparent: les étoiles les plus brillantes
étaient de premier éclat ( ou première magnitude) , celles qui étaient un peu
moins brillantes de seconde magnitude et ainsi de suite....
L'astronome britannique Pogson ( 1829-1891), beaucoup plus tard en 1856 a
repris ce type de classement en le mathématisant mais le principe reste le
même:
-l'éclat apparent d'une étoile est représenté par une grandeur physique
mesurable appelée magnitude apparente.
-plus la magnitude apparente est grande, moins l'éclat apparent de l'étoile
dans notre ciel nocturne est grand.
En cela , la méthode de classement de Pogson reprend celle d' Hipparque:
éclat de plus en plus faible
éclat de plus en plus fort
classement selon Hipparque
1ère magnitude 2ème magnitude 3ème magnitude 4ème magnitude
classement selon Pogson ( magnitude croissante)
magnitude= 1 magnitude= 2 magnitude= 3 magnitude= 4
magnitude décroissante

La formule mathématique de Pogson implique que si l'éclat stellaire est divisé
par 2,5 ( 2,5 fois moins brillante), la magnitude stellaire augmente de une
unité.
Pour référence, l'étoile Véga de la constellation de la LYRE a une magnitude
apparente de 0,03 ( arrondie à 0)
Dans ce classement de Pogson, les étoiles plus brillantes que Véga auront
une magnitude plus faible que celle de Véga ce qui revient donc à dire que
leurs magnitudes seront négatives:
II/ La magnitude stellaire absolue notée M:
Attention: la magnitude apparente des étoiles permet uniquement d'effectuer
un classement de étoiles en fonction de leur luminosité apparente. Une étoile
A peut sembler de très faible éclat mais être en réalité beaucoup plus
lumineuse qu'une autre étoile B qui nous apparaît très brillante du fait que B
est beaucoup plus proche de nous ( observateurs terrestres) que A.
Mesurer les éclats des étoiles permet de classer celles-ci en fonction de leur
vraie luminosité à condition que ces étoiles soient toutes à la même distance
de l'observateur terrestre.

En pratique, c'est impossible ( on ne peut pas rapprocher ou éloigner les
étoiles) mais par un moyen détourné, on y parvient à partir du moment où on
connaît la distance qui nous sépare de chaque étoile.
Par des mesures effectuées depuis la Terre ou par des satellites spécialisés (
HIPPARCOS et GAIA), on connaît avec précision les distances qui nous
séparent d'un très grand nombre d'étoiles de la voie lactée. Grâce à cela, on
peut calculer la magnitude qu'aurait une étoile si on l'observait à une distance
différente de celle à laquelle elle se trouve réellement.
Par définition, la Magnitude stellaire absolue est la magnitude qu'aurait l' étoile
si elle était distante de 10 parsec de l'observateur.
Les étoiles étant ramenées à la même distance de l'observateur, comparer
leurs éclats revient à comparer leurs vraies luminosités. L'étoile qui aura la
magnitude absolue la plus faible est l'étoile qui est réellement la plus
lumineuse.
Ainsi, le classement des étoiles en fonction de leurs magnitudes apparentes
ne donne pas du tout le même résultat si on les classe en fonction de leurs
magnitudes absolues:

En effet, prenons l'étoile Deneb dans la constellation du Cygne:
telle que vue dans notre ciel, elle semble être la 19 ème étoile la plus brillante
( classement en fonction de la magnitude apparente) alors qu'en réalité elle
est la neuvième étoile la plus lumineuse ( classement en magnitude absolue,
les étoiles étant toutes ramenées à 10 pc de l'observateur)
Ou encore, l'étoile Arcturus de la constellation du Bouvier qui est la 3ème
étoile la plus brillante de notre ciel ( magnitude apparente) mais qui en réalité
n'est que la 44 ème étoile la plus lumineuse, toutes les étoiles étant ramenées
à la même distance de l'observateur ( classement en magnitude absolue)
On passe de la magnitude apparente m à la magnitude absolue M par le module
de distance:
module de distance = m - M = 5x Log (d) - 5
où d est la distance de l'étoile en parsec. ( il faut donc connaître d)
Remarque:
A l'inverse, si la magnitude absolue M de l'étoile a été déterminée par une
autre méthode et si la magnitude apparente m est connue ( faisable par
photométrie d'ouverture) , on peut en déduire la distance d de l'étoile.