Girish V Échelle de magnitude Flux Couleurs des étoiles et température Il y a 2 500 ans, l'astronome grec Hipparque classifia la luminosité des étoiles visibles dans le ciel sur une échelle de 1 à 6. Il qualifia les étoiles les plus brillantes du ciel de première magnitude, et les plus pâles sixième magnitude. Étonnamment, deux millénaires et demi plus tard, la classification d'Hipparque est toujours largement utilisée par les astronomes, bien qu'elle ait été depuis modernisée et quantifiée. L'échelle de magnitudes fonctionne à l'envers de ce qu'on attend : les étoiles les plus brillantes ont une magnitude plus petite que les étoiles pâles. L'échelle moderne des magnitudes est une mesure quantitative du flux de lumière venant d'une étoile, avec une échelle logarithmique : m = m_0 - 2.5 log (F / F_0) Si vous ne comprenez pas les mathématiques, cela dit juste que la magnitude d'une étoile donnée (m) est différente d'une étoile standard (m_0) d'un facteur 2,5 fois le logarithme de leur rapport de flux. Le facteur 2,5*log signifie que si le rapport de flux est 100, la différence est magnitude 5. Ainsi, une étoile de 6ème magnitude est 100 fois plus pâle qu'une étoile de 1ère magnitude. La raison pour laquelle la simple classification d'Hipparque se traduit en une fonction relativement complexe est que l'œil humain réagit de manière logarithmique à la lumière. Il y a plusieurs échelles de magnitude différentes en usage, chacune d'entre elles pour un but différent. La plus commune est l'échelle de magnitude apparente, qui est juste la mesure de comment les étoiles brillent (ainsi que les autres objets) pour l'œil humain. L'échelle de magnitude apparente définit l'étoile Vega comme magnitude 0,0, et assigne des magnitudes à tous les autres objets en utilisant l'équation ci-dessus, et une mesure du rapport de flux de chaque objet par rapport à Vega. Il est difficile de comprendre les étoiles en utilisant simplement les magnitudes apparentes. Imaginez deux étoiles dans le ciel avec la même magnitude apparente, c'est-à-dire apparemment de même luminosité. Vous ne pouvez pas savoir simplement en regardant si elles ont la même luminosité intrinsèque ; il est possible qu'une des deux étoiles soit bien plus brillante, mais bien plus loin. Si nous connaissions les distances aux étoiles (voyez l'article parallaxe), nous pourrions en tenir compte et assigner des magnitudes absolues qui refléteraient la réalité, la luminosité intrinsèque. La magnitude absolue est définie comme la luminosité apparente que l'étoile aurait si elle était observée d'une distance de 10 parsecs (1 parsec=3,26 années-lumière, soit 3,1 x 10^18 cm). La magnitude absolue (M) peut être déterminée à partir de la magnitude apparente (m) et de la distance en parsecs (d) en utilisant la formule : M = m + 5 - 5 * log(d) (notez que M=m quand d=10). L'échelle moderne des magnitudes n'est plus basée sur l'œil humain, elle est basée sur des plaques photographiques et des photomètres photoélectriques. Avec les télescopes, nous pouvons voir des objets bien plus pâles qu'Hipparcus ne pouvait voir à l'œil nu, ainsi, l'échelle de magnitude a été étendue au-delà de 6. En fait, le télescope spatial Hubble peut voir des images d'étoiles proches d'une magnitude 30, qui est un trillion de fois plus pâle que Vega. Note finale : la magnitude est habituellement mesurée à travers un filtre de couleur d'une certaine sorte et ces magnitudes sont notées avec un indice décrivant le filtre (&cad; que m_V est la magnitude à travers un filtre visuel, qui est vert, m_B est la magnitude à travers un filtre bleu, m_pg est la magnitude de plaque photographique, &etc;).