Magnitude apparente - Apparent magnitude

En 1856, Norman Robert Pogson a officialisé le système en définissant une étoile de première magnitude comme une étoile 100 fois plus brillante qu'une étoile de sixième magnitude, établissant ainsi l'échelle logarithmique toujours utilisée aujourd'hui. Cela implique qu'une étoile de magnitude m est environ 2,512 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude m + 1 . Ce chiffre, la cinquième racine de 100 , est devenu le rapport de Pogson. Le point zéro de l'échelle de Pogson a été défini à l'origine en attribuant à Polaris une magnitude d'exactement 2. Les astronomes ont découvert plus tard que Polaris est légèrement variable, ils sont donc passés à Vega comme étoile de référence standard, attribuant la luminosité de Vega comme définition de la magnitude zéro à toute longueur d'onde spécifiée.

La mesure

Calculs

Graphique de la luminosité relative en fonction de la magnitude

Plus un objet apparaît plus sombre, plus la valeur numérique donnée à sa magnitude est élevée, avec une différence de 5 magnitudes correspondant à un facteur de luminosité d'exactement 100. Par conséquent, la magnitude m , dans la bande spectrale x , serait donnée par

${\ displaystyle m_ {x} = - 5 \ log _ {100} \ left ({\ frac {F_ {x}} {F_ {x, 0}}} \ right),}$

qui est plus communément exprimé en termes de logarithmes communs (base 10) comme

${\ displaystyle m_ {x} = - 2,5 \ log _ {10} \ left ({\ frac {F_ {x}} {F_ {x, 0}}} \ right),}$

${\ displaystyle {\ frac {F_ {2}} {F_ {1}}} = 100 ^ {\ frac {\ Delta m} {5}} = 10 ^ {0,4 \ Delta m} \ environ 2,512 ^ {\ Delta m}.}$

Exemple: Soleil et Lune

Quel est le rapport de luminosité entre le soleil et la pleine lune ?

La magnitude apparente du Soleil est de -26,74 (plus clair) et la magnitude moyenne de la pleine lune est de -12,74 (plus faible).

Différence de grandeur:

${\ displaystyle x = m_ {1} -m_ {2} = (- 12,74) - (- 26,74) = 14,00.}$

Facteur de luminosité:

${\ displaystyle v_ {b} = 10 ^ {0,4x} = 10 ^ {0,4 \ fois 14,00} \ environ 398 \, 107.}$

Le soleil apparaît sur 400 000 fois plus lumineux que la pleine lune.

Addition de magnitude

Parfois, on peut souhaiter ajouter des luminosités. Par exemple, la photométrie sur des étoiles doubles étroitement séparées peut seulement être en mesure de produire une mesure de leur rendement lumineux combiné. Comment pourrions-nous évaluer la magnitude combinée de cette étoile double en ne connaissant que les magnitudes des composants individuels? Cela peut être fait en ajoutant les luminosités (en unités linéaires) correspondant à chaque grandeur.

${\ displaystyle 10 ^ {- m_ {f} \ fois 0,4} = 10 ^ {- m_ {1} \ fois 0,4} +10 ^ {- m_ {2} \ fois 0,4}.}$

Résoudre les rendements ${\ displaystyle m_ {f}}$

${\ displaystyle m_ {f} = - 2,5 \ log _ {10} \ left (10 ^ {- m_ {1} \ times 0.4} +10 ^ {- m_ {2} \ times 0.4} \ right),}$

où m _f est la grandeur résultante après addition des brillances désignées par m ₁ et m ₂ .

Magnitude bolométrique apparente

Alors que la magnitude fait généralement référence à une mesure dans une bande de filtre particulière correspondant à une certaine plage de longueurs d'onde, la magnitude bolométrique apparente ou absolue (m _bol ) est une mesure de la luminosité apparente ou absolue d'un objet intégrée sur toutes les longueurs d'onde du spectre électromagnétique (également connue comme irradiance ou puissance de l'objet , respectivement). Le point zéro de l'échelle de magnitude bolométrique apparente est basé sur la définition qu'une magnitude bolométrique apparente de 0 mag équivaut à une irradiance reçue de 2,518 × 10 ^-8 watts par mètre carré (W · m ^-2 ).

Magnitude absolue

Alors que la magnitude apparente est une mesure de la luminosité d'un objet vue par un observateur particulier, la magnitude absolue est une mesure de la luminosité intrinsèque d'un objet. Le flux diminue avec la distance selon une loi du carré inverse , de sorte que la magnitude apparente d'une étoile dépend à la fois de sa luminosité absolue et de sa distance (et de toute extinction). Par exemple, une étoile à une distance aura la même magnitude apparente qu'une étoile quatre fois plus brillante à deux fois cette distance. En revanche, la luminosité intrinsèque d'un objet astronomique, ne dépend pas de la distance de l'observateur ou de toute extinction .

La magnitude absolue M , d'une étoile ou d'un objet astronomique est définie comme la magnitude apparente qu'elle aurait vue à une distance de 10 parsecs (33  ly ). La magnitude absolue du Soleil est de 4,83 dans la bande V (visuel), 4,68 dans la bande G du satellite Gaia (vert) et 5,48 dans la bande B (bleu).

Dans le cas d'une planète ou d'un astéroïde, la magnitude absolue H signifie plutôt la magnitude apparente qu'elle aurait si elle était à 1 unité astronomique (150000000 km) à la fois de l'observateur et du Soleil, et entièrement éclairée à l'opposition maximale (une configuration qui est seulement théoriquement réalisable, avec l'observateur situé à la surface du Soleil).

Valeurs de référence standard

L'échelle de magnitude est une échelle logarithmique inversée. Une idée fausse courante est que la nature logarithmique de l'échelle est due au fait que l'œil humain lui-même a une réponse logarithmique. À l'époque de Pogson, on pensait que c'était vrai (voir la loi de Weber-Fechner ), mais on croit maintenant que la réponse est une loi de puissance (voir la loi de puissance de Stevens ).

L'ampleur est compliquée par le fait que la lumière n'est pas monochromatique . La sensibilité d'un détecteur de lumière varie en fonction de la longueur d'onde de la lumière, et la façon dont elle varie dépend du type de détecteur de lumière. Pour cette raison, il est nécessaire de spécifier comment la grandeur est mesurée pour que la valeur soit significative. À cette fin, le système UBV est largement utilisé, dans lequel la magnitude est mesurée dans trois bandes de longueurs d'onde différentes: U (centré à environ 350 nm, dans le proche ultraviolet ), B (environ 435 nm, dans la région bleue) et V ( environ 555 nm, au milieu de la portée visuelle humaine à la lumière du jour). La bande V a été choisie à des fins spectrales et donne des magnitudes correspondant étroitement à celles vues par l'œil humain. Lorsqu'une grandeur apparente est discutée sans autre précision, la grandeur V est généralement comprise.

Parce que les étoiles plus froides, telles que les géantes rouges et les naines rouges , émettent peu d'énergie dans les régions bleue et UV du spectre, leur puissance est souvent sous-représentée par l'échelle UBV. En effet, certaines étoiles de classe L et T ont une magnitude estimée bien supérieure à 100, car elles émettent extrêmement peu de lumière visible, mais sont plus puissantes dans l' infrarouge .

Les mesures de grandeur nécessitent un traitement prudent et il est extrêmement important de mesurer comme avec le même. Sur les pellicules photographiques orthochromatiques (sensibles au bleu) du début du XXe siècle et plus anciennes , les luminosités relatives de la supergéante bleue Rigel et de l'étoile variable irrégulière supergéante rouge Bételgeuse (au maximum) sont inversées par rapport à ce que les yeux humains perçoivent, car ce film archaïque est plus sensible à la lumière bleue qu'à la lumière rouge. Les magnitudes obtenues à partir de cette méthode sont connues sous le nom de magnitudes photographiques et sont maintenant considérées comme obsolètes.

Pour les planètes et autres corps du système solaire, la magnitude apparente est dérivée de sa courbe de phase et des distances au Soleil et à l'observateur.

Liste des grandeurs apparentes

Certaines des grandeurs énumérées sont approximatives. La sensibilité du télescope dépend du temps d'observation, de la bande passante optique et de la lumière parasite de la diffusion et de la lueur de l'air .

Voir également

• Module de distance
• Liste des étoiles brillantes les plus proches
• Liste des étoiles les plus proches
• Luminosité en astronomie
• Luminosité de la surface

Références

Liens externes

• "L'échelle de magnitude astronomique" . International Comet Quarterly .