Astronomie

Quelle est la différence entre l'albédo, la magnitude absolue ou la magnitude apparente ?

Quelle est la différence entre l'albédo, la magnitude absolue ou la magnitude apparente ?


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Quelle est la différence entre l'albédo, la magnitude absolue ou la magnitude apparente ? Je ne peux pas vraiment dire quelle est la différence entre eux.


Albédo est une mesure de la lumière réfléchie. Il varie entre 0 et 1, 0 étant complètement noir (reflétant aucune lumière) et 1 étant complètement blanc (reflétant toute la lumière). L'albédo du charbon est d'environ 0,04, ce qui est en fait très similaire à l'albédo de notre lune. L'albédo de la glace est d'environ 0,7. Seules les planètes et autres petits objets sont décrits à l'aide d'Albedo car ils ne peuvent pas produire leur propre lumière, et donc sa luminosité apparente est due à la réflexion de la lumière du soleil.

Magnitude absolue est une mesure de la quantité de lumière qu'une étoile émet dans l'ensemble. La magnitude absolue est liée à un tas d'autres propriétés de l'étoile, principalement à sa masse et à quel stade de sa vie elle se trouve.

Ampleur apparente peut être utilisé pour décrire à la fois les étoiles et les planètes. C'est simplement une mesure de la luminosité de l'objet à nos yeux. Un exemple illustratif est Sirius et Canopus. Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel, mais elle est brillante parce qu'elle est proche, à seulement 8 années-lumière. Canopus est la deuxième étoile la plus brillante du ciel et apparaît environ deux fois moins brillante que Sirius, mais se trouve à environ 300 années-lumière, ce qui signifie que l'étoile elle-même doit être beaucoup plus brillante que Sirius. Si nous vérifions les magnitudes absolues et faisons quelques calculs (magnitude absolue Sirius = +1,42, Canopus = -5,71, plus le nombre est négatif, plus l'étoile est brillante, différence de luminosité = 2,5^(5,71+1,42)) nous obtenons une différence de luminosité de 680 fois entre Canopus et Sirius.


Voici comment je comprends ces termes.

  • Ampleur apparente est ce que vous pouvez voir ou mesurer à partir de l'endroit où vous êtes réellement et de l'endroit où se trouve réellement l'objet.
  • Magnitude absolue est une prédiction mathématique basée sur une distance et une configuration standardisées (voir ci-dessous) afin que vous n'ayez pas à spécifier les conditions particulières. Vénus a toujours à peu près la même grandeur absolue car elle a toujours à peu près la même taille et albédo (voir ci-dessous), mais sa magnitude apparente varie considérablement en raison de changements de distance et d'angle de phase (angle soleil-vénus-terre).
  • Albédo est un peu délicat car différents objets ont des propriétés de rugosité de surface et de diffusion angulaire différentes. Si c'était une balle de ping-pong lisse et avait un profil de diffusivité bien défini, alors il est facile d'imaginer une balle de ping-pong blanche, grise ou noire représentant les transitions de 1 à 0.

Je viens de demander L'albédo est-il toujours plus grand que l'unité ? Comment est-il calculé pour diverses diffusivités de surface et réflexion spéculaire ? pour comprendre certaines de ces subtilités.

Pour les étoiles et autres objets qui produisent leur propre lumière :

Pour les planètes, astéroïdes, comètes, satellites (artificiels et naturels) et même des voitures électriques 1, 2 qui sont vus dans la lumière réfléchie du Soleil :


Quelle est la différence entre la magnitude apparente et la magnitude absolue ?

Les astronomes déterminent la luminosité des étoiles en termes de absolu et ampleur apparente Balance. Ampleur apparente mesure la luminosité de l'étoile observée depuis n'importe quel point, alors que grandeur absolue mesure la luminosité de l'étoile observée à une distance standard, qui est de 32,58 années-lumière.

On peut aussi se demander quelle est la différence entre la luminosité absolue et apparente ? Luminosité apparente c'est comme ça qu'on voit l'étoile luminosité Depuis la terre. le luminosité absolue c'est à quoi ressemblerait une étoile s'il y avait une distance standard à partir de laquelle nous regardions toutes les étoiles.

De même, on peut se demander quelle est la différence entre la magnitude apparente et la magnitude absolue quizlet ?

Ampleur apparente est la luminosité d'une étoile depuis la Terre et dépend de la luminosité et de la distance à une étoile. Magnitude absolue est la luminosité d'une étoile à une distance standard.


Quelle est la différence entre la magnitude absolue et la magnitude apparente ?

Les astronomes définissent la luminosité des étoiles en termes de ampleur apparente &mdash la luminosité de l'étoile depuis la Terre &mdash et grandeur absolue &mdash la luminosité de l'étoile à une distance standard de 32,6 années-lumière, ou 10 parsecs.

De même, quelles sont les magnitudes absolue et apparente du soleil ? Magnitude absolue est défini comme le ampleur apparente un objet aurait s'il était situé à une distance de 10 parsecs. Ainsi par exemple, le magnitude apparente du Soleil est de -26,7 et est l'objet céleste le plus brillant que nous puissions voir depuis la Terre.

En conséquence, quelle est la différence entre la magnitude apparente et la magnitude absolue quizlet ?

Ampleur apparente est la luminosité d'une étoile depuis la Terre et dépend de la luminosité et de la distance à une étoile. Magnitude absolue est la luminosité d'une étoile à une distance standard.

Quelle est la différence entre la luminosité absolue et apparente ?

Luminosité apparente c'est comme ça qu'on voit l'étoile luminosité Depuis la terre. le luminosité absolue c'est à quoi ressemblerait une étoile s'il y avait une distance standard à partir de laquelle nous regardions toutes les étoiles.


Qu'est-ce que la magnitude apparente ?

La magnitude apparente est une mesure de la luminosité de l'étoile lorsqu'elle est vue de la Terre. La luminosité apparente est une façon d'exprimer la luminosité d'un objet céleste vu de la Terre depuis un site d'observation sombre. La magnitude et la magnitude apparente signifient la même chose, à savoir la luminosité d'un objet céleste sur Terre classé dans le système de magnitude logarithmique historique. La magnitude apparente dépend de trois choses : sa taille, sa distance par rapport à la Terre et la quantité de lumière qu'elle émane par diamètre de l'étoile. La magnitude apparente est liée au flux d'énergie observé de l'étoile. Aujourd'hui, les astronomes utilisent une version plus améliorée et plus avancée d'Hipparque. échelle de magnitude apparente pour mesurer la luminosité des étoiles par des méthodes photographiques et électroniques. Le symbole de la grandeur absolue est . mv.


Différence entre la magnitude absolue et apparente

Notions de base

– La magnitude absolue est une mesure de la luminosité de l'étoile qui fait référence à la luminosité de l'étoile si elle était vue à une distance de 10 parsecs, soit 32,58 années-lumière. En termes simples, il est défini comme la magnitude apparente à une distance de 10 parsecs de l'étoile. La magnitude apparente, quant à elle, est une mesure de la luminosité de l'étoile lorsqu'elle est vue de la Terre. La magnitude apparente d'un objet céleste est une mesure de sa luminosité vue de la Terre. La magnitude absolue est liée à la luminosité intrinsèque de l'étoile, tandis que la magnitude apparente est liée au flux d'énergie observé de l'étoile.

La mesure

– La magnitude absolue est la magnitude apparente d'un objet céleste comme s'il était vu à une distance de 10 parsecs, soit 32,58 années-lumière, sans aucune source susceptible d'interférer avec sa luminosité. Il mesure la luminosité d'un objet céleste, observé à une distance standard. Au contraire, la magnitude apparente mesure la luminosité de l'objet céleste, comme une étoile, observée depuis n'importe quel point. La magnitude apparente est la luminosité d'une étoile à l'œil nu ou à travers un télescope. Cependant, la magnitude apparente ne tient pas compte de la distance de l'étoile à la Terre.

Calcul

– Pour trouver la magnitude absolue d'une étoile, vous devez connaître sa distance et sa magnitude apparente. La formule magnitude-distance relie la magnitude apparente mv, la grandeur absolue Mv, et la distance d est parsecs :

La quantité (mv – Mv) est appelé module de distance de l'étoile. Il indique de combien la distance a atténué la lumière des étoiles. Si deux des quantités sont connues, vous pouvez calculer la troisième en utilisant l'équation ci-dessus.

Magnitude absolue vs apparente : tableau de comparaison


Qu'est-ce que la grandeur absolue et apparente?

&ndash Magnitude absolue est une mesure de la luminosité de l'étoile qui fait référence à la luminosité de l'étoile si elle était vue à une distance de 10 parsecs, soit 32,58 années-lumière. Ampleur apparente, d'autre part, est une mesure de la luminosité de l'étoile lorsqu'elle est vue de la Terre.

Sachez également qu'est-ce qu'une étoile de magnitude absolue ? le grandeur absolue d'un Star, M est le ordre de grandeur les Star aurait s'il était placé à une distance de 10 parsecs de la Terre. En considérant étoiles à une distance fixe, les astronomes peuvent comparer les luminosités réelles (intrinsèques) de différents étoiles.

Par rapport à cela, quelles sont les grandeurs absolues et apparentes du soleil ?

Magnitude absolue est défini comme le ampleur apparente un objet aurait s'il était situé à une distance de 10 parsecs. Ainsi par exemple, le magnitude apparente du Soleil est de -26,7 et est l'objet céleste le plus brillant que nous puissions voir depuis la Terre.

Comment lisez-vous la magnitude apparente?

le ampleur apparente est une mesure du flux de l'étoile que nous recevons. Voici quelques exemples grandeurs apparentes: Soleil = -26,7, Lune = -12,6, Vénus = -4,4, Sirius = -1,4, Vega = 0,00, étoile à l'œil nu la plus faible = +6,5, quasar le plus brillant = +12,8, objet le plus faible = +30 à +31.


Différence entre la magnitude absolue et apparente

La mesure

Ampleur apparente donne la luminosité d'un objet, observé de n'importe quel point.

Magnitude absolue donne la luminosité d'un objet vu à 10 parsecs de distance.

Image de courtoisie

“Cette image du télescope spatial Hubble montre Sirius A, l'étoile la plus brillante de notre ciel nocturne, ainsi que son petit compagnon stellaire faible, Sirius B…" par la NASA, l'ESA, H. Bond (STScI) et M. Barstow ( Université de Leicester) [CC BY-SA 3.0], via Wikimedia Commons


Il est étonnant de réaliser que cela a commencé il y a longtemps, à l'ère de la philosophie grecque naissante.

Il y a environ 2100 ans, Hipparque, un astronome grec, a décidé de classer les étoiles par luminosité. Tel que raconté par Terence Dickinson (auteur de NightWatch : un guide pratique pour visualiser l'univers et certains des meilleurs livres pour les astronomes débutants), l'astronome grec Hipparque a conçu un système divisant les étoiles en six niveaux de magnitude.

« Il a désigné le plus brillant comme première magnitude et le plus faible comme sixième magnitude, les autres étant dispersés entre les deux », a écrit Dickinson.

Un astronome du 19ème siècle, Sir Norman Robert Pogson, l'a modifié et a officialisé le système actuel en 1856.

Il étend l'échelle antérieure d'Hipparque pour inclure des étoiles apparentes au-delà de celles seulement vues à l'œil nu et à l'autre extrémité de l'échelle, des objets plus brillants que les étoiles originales de 1ère magnitude.

Notre système moderne de mesure de la magnitude évalue certaines des étoiles de magnitude Hipparque 1 comme nulles et des objets plus brillants avec des magnitudes négatives.

Aujourd'hui, l'échelle de magnitude représente des objets entre -30 (extrémité brillante) et +30 (extrémité faible) avec le Soleil une magnitude de -27, la pleine lune une magnitude de -13 et Sirius, l'une des étoiles les plus brillantes du ciel, une magnitude apparente de -1.

Dans celui-ci, une étoile de première magnitude est 100 fois la luminosité d'une 6ème, la limite de l'œil humain sans aide (changement de magnitude = 5). Et, la luminosité du Soleil (-27) est 16 trillions de fois celle d'une étoile +6 (limite à l'œil nu) &mdash La différence entre leurs magnitudes est de 33, donc la luminosité est de (2,512) 33 .

Le graphique ci-joint montre comment le changement de magnitude est lié au rapport de luminosité.

Cette échelle de grandeur est logarithmique. Chaque étape de la magnitude suivante sur l'échelle indique un changement moyen de luminosité d'un facteur de 2,512. Cela se compare à l'échelle d'Hipparque, qui a été conçue avec un facteur de 2.


Limitations de grandeur absolue

Bien que l'échelle de magnitude absolue soit le meilleur effort des astronomes pour comparer la luminosité des étoiles, il existe quelques limitations principales liées aux instruments utilisés pour la mesurer.

Tout d'abord, les astronomes doivent définir la longueur d'onde de la lumière qu'ils utilisent pour effectuer la mesure. Les étoiles peuvent émettre des radiations sous des formes allant des rayons X à haute énergie aux radiations infrarouges à basse énergie. Selon le type d'étoile, elles pourraient être brillantes dans certaines de ces longueurs d'onde et plus sombres dans d'autres.

Pour résoudre ce problème, les scientifiques doivent spécifier la longueur d'onde qu'ils utilisent pour effectuer les mesures de magnitude absolue.

Une autre limitation clé est la sensibilité de l'instrument utilisé pour effectuer la mesure. En général, à mesure que les ordinateurs ont progressé et que la technologie des miroirs de télescope s'est améliorée au fil des ans, les mesures effectuées ces dernières années ont plus de poids parmi les scientifiques que celles effectuées il y a longtemps.

Paradoxalement, les étoiles les plus brillantes sont parmi les moins étudiées par les astronomes, mais il existe au moins un effort récent pour cataloguer leur luminosité. Une constellation de satellites appelée BRITE (BRight Target Explorer) mesurera la variabilité de la luminosité entre les étoiles. Les participants au projet de six satellites sont l'Autriche, le Canada et la Pologne. Les deux premiers satellites ont été lancés avec succès en 2013.


Magnitude apparente vs magnitude absolue

L'étoile Zeta Puppis se trouve à une distance de 460$ pc de la Terre. Sa magnitude visuelle apparente $m_V$ est de $2.25$ , sa magnitude absolue bolométrique $M_>$ vaut $-9.9$ , et son diamètre angulaire est $4.3 imes 10^<−4>$ secondes d'arc.

(Vous pouvez prendre pour le Soleil $M_> = +4.8$ )

a) Calculez la magnitude visuelle absolue $M_V$ de Zeta Puppis.

b) Calculer la luminosité de Zeta Puppis en unités solaires $L_<igodot>$

Pour la partie a) je trouve que $M_V=m_V-5log_ <10>d +5=2.25-5log_ <10>460 + 5approx-6.06$

C'est la bonne réponse.

Pour la partie b) j'utilise les relations

Où $L$ est la luminosité, $d$ est la distance de l'étoile à la terre en parsecs, $F_$ , $F_<igodot>$ sont les flux reçus à la Terre de Zeta Puppis et du Soleil respectivement . Je sais déjà que la magnitude apparente du Soleil, $m_<igodot>=-26.7$ (vu de la Terre) d'une partie précédente de la fiche de problème.

Puisque les distances sont en parsecs $d_<igodot>=frac<1.5 imes 10^<11>mathrm,mathrm><3.1fois 10^<16>mathrm>environ 4,84fois 10^<-6>mathrm$

Donc, en remplaçant les valeurs données par $(3)$ et en simplifiant

Le problème est que la bonne réponse est $7.6 imes 10^5 L_<igodot>$

La solution de l'auteur indique que

Pour calculer la luminosité, nous devons utiliser la magnitude absolue bolométrique car seules les quantités bolométriques rendent compte de la puissance émise sur toute la gamme de longueurs d'onde. Comme $M = −2.5 log L+c$ , où $c$ est une constante, on peut relier la luminosité de $zeta$ Pup $L_$ à la luminosité solaire $L_<igodot>$ $M_ -M_<igodot>=-2.5log_<10>left(frac>> ight)$ et donc $frac>>=10^<-4 left(M_-M_<igodot> ight)>=10^<0.4(4.8+9.9)>=7.6 imes 10^5$

Bon, alors je comprends pourquoi la solution de l'auteur est correcte. Mais je ne comprends pas pourquoi ma solution est incorrecte. C'est parce que d'après mes notes de cours, j'ai que

Magnitude bolométrique

La magnitude totale, $color< exte>$ , d'une étoile représente le flux de l'étoile additionné sur toutes les longueurs d'onde. C'est ce qu'on appelle la magnitude bolométrique, $m_>$ ou $M_>$ pour $couleur< exte>$ . La différence entre la magnitude bolométrique d'une étoile et sa magnitude dans une bande passante donnée, par exemple $V$ , est appelée la correction bolométrique, $BC$ . Pour un type d'étoile et une classe de luminosité donnés, vous pouvez passer de la magnitude mesurée dans une bande passante donnée, disons $V$ , à la magnitude bolométrique en ajoutant la correction bolométrique. Ainsi $m_> = m_V + BC$

Ainsi, d'après ce qui précède, il est clairement indiqué que les magnitudes apparentes peuvent également être utilisées (c'est ce que j'ai utilisé dans ma solution), mais l'auteur utilise des magnitudes absolues.

Je ne comprends pas vraiment ce qui me manque ici (probablement quelque chose de simple). En termes simples, pourquoi ma solution est-elle erronée ?


Contenu

L'astronome grec Hipparque a produit un catalogue qui a noté la luminosité apparente des étoiles au deuxième siècle avant notre ère. Au deuxième siècle de notre ère, l'astronome alexandrin Ptolémée a classé les étoiles sur une échelle de six points et a créé le terme magnitude. [1] À l'œil nu, une étoile plus importante telle que Sirius ou Arcturus apparaît plus grande qu'une étoile moins importante telle que Mizar, qui à son tour apparaît plus grande qu'une étoile vraiment faible telle qu'Alcor. En 1736, le mathématicien John Keill décrivit ainsi l'ancien système de magnitude à l'œil nu :

le étoiles fixes semblent être de grandeurs différentes, non parce qu'elles le sont vraiment, mais parce qu'elles ne sont pas toutes également éloignées de nous. [note 1] Ceux qui sont les plus proches excelleront dans Lustre et Bigness les plus éloignés Étoiles donnera une lumière plus faible et apparaîtra plus petit à l'œil. D'où la distribution de Étoiles, selon leur Ordre et Dignité, en Des classes la première classe contenant ceux qui sont les plus proches de nous, sont appelés Étoiles de la première Magnitude ceux qui sont à côté d'eux, sont Étoiles de la seconde Magnitude. et ainsi de suite, jusqu'à ce que nous arrivions au Étoiles de la sixième Magnitude, qui comprennent le plus petit Étoiles que l'on peut discerner à l'œil nu. Pour tous les autres Étoiles, qui ne sont vus qu'à l'aide d'un télescope, et qui sont appelés Télescopiques, ne sont pas comptés parmi ces six Ordres. Bien que la distinction de Étoiles en six degrés de grandeur est communément reçu par Astronomes pourtant nous ne devons pas juger, que chaque particulier Star est exactement à classer selon une certaine Grossesse, qui est l'une des Six mais plutôt en réalité il y a presque autant d'Ordres de Étoiles, comme il y a Étoiles, peu d'entre eux étant exactement de la même Bigness et Lustre. Et même parmi ceux Étoiles qui sont comptés de la classe la plus brillante, il apparaît une variété de grandeur pour Sirius ou alors Arcturus sont chacun plus brillant que Aldébaran ou la Taureau Oeil, ou même que le Star dans Spica et pourtant tous ces Étoiles sont comptés parmi les Étoiles du premier Ordre : Et il y a quelques Étoiles d'un tel arrêté intermédiaire, que le Astronomes ont différé dans le classement d'entre eux certains mettant le même Étoiles dans une classe, d'autres dans une autre. Par exemple : le petit Chien était par Tycho placé parmi les Étoiles de la seconde Magnitude, qui Ptolémée compté parmi les Étoiles de la première classe : Et donc il n'est vraiment ni du premier ni du second Ordre, mais doit être rangé dans une Place entre les deux. [2]

Notez que plus l'étoile est brillante, plus la magnitude est petite : les étoiles brillantes de "première magnitude" sont des étoiles de "1ère classe", tandis que les étoiles à peine visibles à l'œil nu sont de "sixième magnitude" ou de "6ème classe". Le système était une simple délimitation de la luminosité stellaire en six groupes distincts, mais ne tenait pas compte des variations de luminosité au sein d'un groupe.

Il n'y a pas d'autre règle pour classer les étoiles que l'estimation de l'observateur et c'est pourquoi certains astronomes comptent les étoiles de la première grandeur que d'autres estiment être de la seconde. [6]

Cependant, au milieu du XIXe siècle, les astronomes avaient mesuré les distances par rapport aux étoiles via la parallaxe stellaire, et ont ainsi compris que les étoiles sont si éloignées qu'elles apparaissent essentiellement comme des sources ponctuelles de lumière. Suite aux progrès réalisés dans la compréhension de la diffraction de la lumière et de la vision astronomique, les astronomes ont parfaitement compris à la fois que les tailles apparentes des étoiles étaient fausses et comment ces tailles dépendaient de l'intensité de la lumière provenant d'une étoile (il s'agit de la luminosité apparente de l'étoile, qui peut être mesurée en unités telles que les watts/cm 2 ) de sorte que les étoiles les plus brillantes paraissent plus grosses.

Définition moderne Modifier

Les premières mesures photométriques (effectuées, par exemple, en utilisant une lumière pour projeter une « étoile » artificielle dans le champ de vision d'un télescope et en l'ajustant pour qu'elle corresponde à la luminosité des étoiles réelles) ont démontré que les étoiles de première magnitude sont environ 100 fois plus lumineuses que les étoiles de sixième magnitude. .

Ainsi, en 1856, Norman Pogson d'Oxford a proposé qu'une échelle logarithmique de 5 100 2,512 soit adoptée entre les magnitudes, de sorte que cinq étapes de magnitude correspondaient précisément à un facteur 100 de luminosité. [7] [8] Chaque intervalle d'une magnitude équivaut à une variation de luminosité de 5 100 ou environ 2,512 fois. Par conséquent, une étoile de magnitude 1 est environ 2,5 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 2, 2,5 2 plus brillante qu'une étoile de magnitude 3, 2,5 3 plus brillante qu'une étoile de magnitude 4, et ainsi de suite.

C'est le système de magnitude moderne, qui mesure la luminosité, et non la taille apparente, des étoiles. En utilisant cette échelle logarithmique, il est possible qu'une étoile soit plus brillante que la "première classe", donc Arcturus ou Vega sont de magnitude 0 et Sirius est de magnitude -1,46. [ citation requise ]

Comme mentionné ci-dessus, l'échelle semble fonctionner «à l'envers», les objets de magnitude négative étant plus brillants que ceux de magnitude positive. Plus la valeur est négative, plus l'objet est brillant.

Les objets apparaissant plus à gauche sur cette ligne sont plus lumineux, tandis que les objets apparaissant plus à droite sont plus sombres. Ainsi, zéro apparaît au milieu, avec les objets les plus brillants à l'extrême gauche et les objets les plus sombres à l'extrême droite.

Deux des principaux types de magnitudes distingués par les astronomes sont :

  • Magnitude apparente, la luminosité d'un objet tel qu'il apparaît dans le ciel nocturne.
  • La magnitude absolue, qui mesure la luminosité d'un objet (ou la lumière réfléchie pour les objets non lumineux comme les astéroïdes) c'est la magnitude apparente de l'objet vue à une distance spécifique, conventionnellement 10 parsecs (32,6 années-lumière).

La différence entre ces concepts peut être vue en comparant deux étoiles. Bételgeuse (magnitude apparente 0,5, magnitude absolue -5,8) apparaît légèrement plus sombre dans le ciel qu'Alpha Centauri (magnitude apparente 0,0, magnitude absolue 4,4) même si elle émet des milliers de fois plus de lumière, car Bételgeuse est beaucoup plus loin.

Magnitude apparente Modifier

Sous l'échelle de magnitude logarithmique moderne, deux objets, dont l'un est utilisé comme référence ou ligne de base, dont les intensités (luminosités) mesurées depuis la Terre en unités de puissance par unité de surface (comme les watts par mètre carré, W m −2 ) sont je1 et jeréf , aura des grandeurs m1 et mréf lié par

En utilisant cette formule, l'échelle de magnitude peut être étendue au-delà de l'ancienne gamme de magnitude 1 à 6, et elle devient une mesure précise de la luminosité plutôt qu'un simple système de classification. Les astronomes mesurent maintenant des différences aussi petites qu'un centième de magnitude. Les étoiles qui ont des magnitudes comprises entre 1,5 et 2,5 sont appelées de deuxième magnitude. Il existe une vingtaine d'étoiles plus brillantes que 1,5, qui sont des étoiles de première magnitude (voir la liste des étoiles les plus brillantes). Par exemple, Sirius est de magnitude -1,46, Arcturus est de -0,04, Aldebaran est de 0,85, Spica est de 1,04 et Procyon est de 0,34. Sous l'ancien système de magnitude, toutes ces étoiles auraient pu être classées comme "étoiles de première magnitude".

Les magnitudes peuvent également être calculées pour des objets beaucoup plus brillants que les étoiles (comme le Soleil et la Lune) et pour des objets trop faibles pour que l'œil humain puisse les voir (comme Pluton).

Magnitude absolue Modifier

Souvent, seule la magnitude apparente est mentionnée car elle peut être mesurée directement. La magnitude absolue peut être calculée à partir de la magnitude apparente et de la distance de :

C'est ce qu'on appelle le module de distance, où d est la distance à l'étoile mesurée en parsecs, m est la magnitude apparente et M est la magnitude absolue.

Si la ligne de visée entre l'objet et l'observateur est affectée par l'extinction due à l'absorption de la lumière par les particules de poussière interstellaires, alors la magnitude apparente de l'objet sera proportionnellement plus faible. Pour les grandeurs d'extinction A, la relation entre les grandeurs apparentes et absolues devient

Les grandeurs absolues stellaires sont généralement désignées par un M majuscule avec un indice pour indiquer la bande passante. Par exemple, MV est la magnitude à 10 parsecs dans la bande passante V. Une grandeur bolométrique (Mbol) est une magnitude absolue ajustée pour tenir compte du rayonnement sur toutes les longueurs d'onde, elle est généralement plus petite (c'est-à-dire plus lumineuse) qu'une magnitude absolue dans une bande passante particulière, en particulier pour les objets très chauds ou très froids. Les magnitudes bolométriques sont formellement définies en fonction de la luminosité stellaire en watts, et sont normalisées pour être approximativement égales à MV pour les étoiles jaunes.

Les magnitudes absolues des objets du système solaire sont fréquemment citées sur la base d'une distance de 1 UA. Ceux-ci sont désignés par un symbole H majuscule. Étant donné que ces objets sont éclairés principalement par la lumière réfléchie du soleil, une magnitude H est définie comme la magnitude apparente de l'objet à 1 UA du soleil et 1 UA de l'observateur. [9]

Exemples Modifier

Ce qui suit est un tableau donnant les magnitudes apparentes pour les objets célestes et les satellites artificiels allant du Soleil à l'objet le plus faible visible avec le télescope spatial Hubble (HST) :

Apparent
ordre de grandeur
Luminosité
relatif à
grandeur 0
Exemple Apparent
ordre de grandeur
Luminosité
relatif à
grandeur 0
Exemple Apparent
ordre de grandeur
Luminosité
relatif à
grandeur 0
Exemple
−27 6.31 × 10 10 Soleil −7 631 Supernova SN 1006 13 6.31 × 10 −6 quasar 3C 273
limite de télescopes de 4,5 à 6 pouces (11 à 15 cm)
−26 2.51 × 10 10 −6 251 ISS (max.) 14 2.51 × 10 −6 Pluton (max.)
limite de télescopes de 8 à 10 pouces (20 à 25 cm)
−25 10 10 −5 100 Vénus (max.) 15 10 −6
−24 3.98 × 10 9 −4 39.8 Objets les plus faibles visibles pendant la journée à l'œil nu lorsque le soleil est haut [10] 16 3.98 × 10 −7 Charon (max.)
−23 1.58 × 10 9 −3 15.8 Jupiter (max.) , Mars (max.) 17 1.58 × 10 −7
−22 6.31 × 10 8 −2 6.31 Mercure (max.) 18 6.31 × 10 −8
−21 2.51 × 10 8 −1 2.51 Sirius 19 2.51 × 10 −8
−20 10 8 0 1 Véga, Saturne (max.) 20 10 −8
−19 3.98 × 10 7 1 0.398 Antarès 21 3.98 × 10 −9 Callirrhoe (satellite de Jupiter)
−18 1.58 × 10 7 2 0.158 Polaris 22 1.58 × 10 −9
−17 6.31 × 10 6 3 0.0631 Cor Caroli 23 6.31 × 10 −10
−16 2.51 × 10 6 4 0.0251 Acubens 24 2.51 × 10 −10
−15 10 6 5 0.01 Vesta (max.) , Uranus (max.) 25 10 −10 Fenrir (satellite de Saturne)
−14 3.98 × 10 5 6 3.98 × 10 −3 limite typique à l'œil nu [note 2] 26 3.98 × 10 −11
−13 1.58 × 10 5 pleine lune 7 1.58 × 10 −3 Cérès (max.) étoiles à l'œil nu les plus faibles visibles depuis les zones rurales "sombres" [11] 27 1.58 × 10 −11 limite de lumière visible des télescopes de 8 m
−12 6.31 × 10 4 8 6.31 × 10 −4 Neptune (max.) 28 6.31 × 10 −12
−11 2.51 × 10 4 9 2.51 × 10 −4 29 2.51 × 10 −12
−10 10 4 10 10 −4 limite typique de jumelles 7×50 30 10 −12
−9 3.98 × 10 3 Fusée Iridium (max.) 11 3.98 × 10 −5 Proxima Centauri 31 3.98 × 10 −13
−8 1.58 × 10 3 12 1.58 × 10 −5 32 1.58 × 10 −13 limite de lumière visible de la TVH

Autres échelles Modifier

Dans le système de Pogson, l'étoile Vega était utilisée comme étoile de référence fondamentale, avec une magnitude apparente définie comme étant nulle, quelle que soit la technique de mesure ou le filtre de longueur d'onde. C'est pourquoi les objets plus brillants que Vega, comme Sirius (magnitude Vega de -1,46. ou -1,5), ont des magnitudes négatives. Cependant, à la fin du vingtième siècle, la luminosité de Vega variait, ce qui la rendait impropre à une référence absolue, de sorte que le système de référence a été modernisé pour ne pas dépendre de la stabilité d'une étoile particulière. C'est pourquoi la valeur moderne de la magnitude Vega' est proche, mais plus exactement de zéro, mais plutôt de 0,03 dans la bande V (visuelle). [12] Les systèmes de référence absolus actuels comprennent le système de magnitude AB, dans lequel la référence est une source avec une densité de flux constante par unité de fréquence, et le système STMAG, dans lequel la source de référence est plutôt définie pour avoir une densité de flux constante par unité de longueur d'onde . [ citation requise ]