Magnitude

Les astronomes utilisent la notion de magnitude pour caractériser l'éclat apparent d'un astre (magnitude apparente) ou son éclat absolu (magnitude absolue). Sa définition répond à une préoccupation très ancienne. Un système d'évaluation a ainsi été été mis en place dès l'Antiquité (disons, à partir d'Hipparque, et dont les principes seront repris par Ptolémée) qui permettait de comparer ces éclats en rangeant les étoiles visibles à l'oeil nu en six classes : les plus brillantes étaient dites de première grandeur, les plus faibles de sixième grandeur. L'utilisation des télescopes qui conduit à observer des astres plus faibles que ceux accessibles à l'oeil nu, le recours à la photographie, puis, au XX^e siècle, à des détecteurs électroniques chaque jour un peu plus précis, a fait abandonner cet ancien système.

L'appréciation objective de l'éclat des étoiles a préoccupé les astronomes depuis l'Antiquité. Un système d'évaluation a été mis en place dès cette époque (disons, à partir d'Hipparque) qui permettait de comparer ces éclats en rangeant les étoiles visibles à l'oeil nu en six classes : les plus brillantes étaient dites de première grandeur, les plus faibles de sixième grandeur. L'utilisation des télescopes qui conduit à observer des astres plus faibles que ceux accessibles à l'oeil nu, le recours à la photographie, puis, au XX^e siècle, à des détecteurs électroniques chaque jour un peu plus précis, a fait abandonner cet ancien système.

Le système actuel dérive du précédent. Ill utilise la notion de magnitude, dont la définition permet de donner un sens physique plus objectif que celui de grandeur auquel elle se substitue. 
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La formule de Pogson

Pour définir la magnitude, les astronomes sont partis du constat déjà fait par W. Herschel, selon lequel les étoiles de 6e grandeur étaient pratiquement 100 fois moins lumineuses que celles de première grandeur. Cela peut se traduire en terme de magnitudes par le tableau suivant : - Magnitude Éclat 1 2 3 4 5 6 100 100 x 0,4 = 40 40 x 0,4 = 16 16 x 0,4 = 6,4 6,4 x 0,4 = 2,56 0,256 x 0,4 = 1,024 On peut exprimer cela de façon synthétique tout en permettant d'étendre la notion de magnitude au-delà de la seule fourchette donnée par les étoiles visibles à l'oeil nu. Cela se fait grâce à la formule de Pogson, qui donne la relation entre l'éclat et la magnitude : log (E/E') = 0,4 x (m'-m), qui peut aussi s'écrire : m-m' = - 2,512 x log E/E' où E et E' représentent les éclats de deux étoiles à comparer, et m et m' leurs magnitudes respectives. La formule se simplifie lorsqu'on choisi une unité : par définition, l'éclat d'Aldébaran (Taureau) correspond ainsi à la magnitude 1. Comme on le constate, les étoiles (et les autres astres) ont des magnitudes d'autant plus élevées que leur éclat est faible (ce qui peut être parfois source de confusion). De la même façon qu'il existe des séismes de magnitude nulle (et qui secouent cependant la Terre!), il peut également exister pour l'éclat des astres des magnitudes nulles (étoiles plus brillantes qu'Aldébaran) ou négatives pour les astres les plus brillants. Le Soleil a ainsi une magnitude (apparente) de -26, la Lune de -12. les grands télescopes sont capables de détecter des astres si faibles que leur magnitude peut dépasser la valeur 30. Par ailleurs, les plus puissants télescopes peuvent observer des objets dont la magnitude dépasse 30.

De la même façon que l'on distingue entre luminosité apparente et luminosité absolue, on parle de la magnitude apparente d'un astre, qui correspond à son éclat observé depuis la Terre, et de sa magnitude absolue, qui représente une mesure de la luminosité intrinsèque. Par définition, la magnitude absolue d'un astre est la magnitude (apparente) qu'il aurait s'il était placé à 10 parsecs (soit 32,6 années-lumière) de la Terre.

Module de distance* - La comparaison de la magnitude apparente m et de la magnitude absolue M d'une étoile fournit une indication de sa distance. Plutôt que d'évaluer celle-ci en unités habituelles, telles que le parsec (ou éventuellement l'année-lumière), il est ainsi possible de ne considérer que la différence entre magnitude absolue (connue au termes de calculs divers justifiés de façon théorique) et la magnitude apparente (directement mesurée). Cette quantité (µ = m-M) est appelée le module de distance. On la relie à la distance p mesurée en parsecs par la formule : µ = 5.log p - 5.