Qu’est-ce que la magnitude en astronomie ?

La magnitude en astronomie est un concept fondamental pour quantifier la luminosité des objets célestes. Elle permet aux astronomes de comparer la brillance apparente et intrinsèque des étoiles, planètes, galaxies et autres corps célestes. Mais comment cette échelle influence-t-elle nos observations ? Quels astres peut-on réellement voir selon les conditions d’observation ? Et surtout, comment la photographie astronomique permet-elle d’aller bien au-delà des limites de l’œil humain ?

Origine historique de la magnitude

Le concept de magnitude trouve ses racines dans l’Antiquité. L’astronome grec Hipparque, au IIe siècle av. J.-C., a classé les étoiles visibles à l’œil nu en six catégories de luminosité, appelées magnitudes. Les étoiles les plus brillantes étaient de première magnitude, tandis que les plus faibles étaient de sixième magnitude. Cette classification reposait sur des estimations visuelles subjectives de la luminosité stellaire.

Au XIXe siècle, l’astronome britannique Norman Pogson a formalisé cette échelle en introduisant une relation logarithmique précise. Il a établi qu’une différence de cinq magnitudes correspond à un facteur de 100 en termes de luminosité. Ainsi, une étoile de magnitude 1 est 100 fois plus lumineuse qu’une étoile de magnitude 6. Cette relation logarithmique signifie qu’une différence d’une magnitude correspond à un facteur d’environ 2,512 en luminosité.

Pourquoi la magnitude est-elle importante ?

La magnitude astronomique est un concept essentiel pour comparer la luminosité d’objets célestes très différents entre eux, allant des étoiles proches aux galaxies lointaines. La magnitude apparente – qui correspond à la luminosité telle qu’elle est perçue depuis la Terre – aide à déterminer si un objet peut être observé à l’œil nu ou si des instruments spécialisés sont nécessaires. Enfin, en introduisant la notion de magnitude absolue, les astronomes peuvent corriger l’effet de la distance et ainsi comparer la luminosité intrinsèque des objets, indépendamment de leur éloignement relatif.

Qu’est-ce que la magnitude apparente ? 

La magnitude apparente désigne la luminosité d’un objet céleste telle qu’elle est perçue depuis la Terre. Plus un objet est lumineux, plus sa magnitude apparente est faible, voire négative dans certains cas extrêmes. Par exemple, le Soleil, qui est l’astre le plus brillant du ciel, possède une magnitude d’environ -26,7, tandis qu’une étoile faible observable uniquement avec des instruments peut avoir une magnitude supérieure à +20. Sirius, l’étoile la plus brillante du ciel nocturne, dispose quant à elle d’une magnitude apparente d’environ -1,46.

La relation logarithmique entre la magnitude apparente et le flux lumineux introduit par Pogson peut s’exprimer par la formule suivante :

m1 – m2 = – 2,5 log (F1/F/2)

où m1 et m2 sont les magnitudes apparentes de deux objets, et F1 et F2 leurs flux lumineux respectifs. Cette formule permet de traduire la différence de flux en une différence de magnitude, rendant possible la comparaison quantitative de la luminosité entre divers objets célestes.

Qu’est-ce que la magnitude absolue ?

Si la magnitude apparente nous renseigne sur la luminosité perçue depuis la Terre, elle est fortement influencée par la distance qui sépare l’objet de notre planète. Pour pallier cet effet, les astronomes utilisent la notion de magnitude absolue (notée M), qui correspond à la luminosité intrinsèque d’un objet telle qu’elle serait perçue s’il était situé à une distance standard de 10 parsecs (environ 32,6 années-lumière). Cette mesure permet de comparer directement la luminosité réelle des étoiles, indépendamment de leur distance réelle par rapport à la Terre.

La relation entre la magnitude apparente (m), la magnitude absolue (M) et la distance (d, en parsecs) s’exprime par la formule dite du module de distance : 

m − M = 5 log (d) − 5

où d est la distance à l’objet en parsecs. Cette relation permet aux astronomes de déduire la distance d’un objet céleste lorsque sa magnitude apparente et absolue sont connues, ou inversement, de déterminer la magnitude absolue si la distance est mesurée par d’autres moyens (comme le décalage spectral ou la parallaxe).

Qu’est-ce que la magnitude bolométrique ? 

L’introduction de la photographie astronomique a marqué une révolution dans la mesure des magnitudes. Les plaques photographiques, puis les capteurs CCD, ont permis d’obtenir des mesures plus précises et de détecter des objets plus faibles que jamais. Cela a également permis d’introduire le concept de magnitude bolométrique qui prend en compte la luminosité totale d’un objet sur l’ensemble du spectre électromagnétique, de l’ultraviolet à l’infrarouge lointain. Elle offre une mesure plus complète de l’énergie totale émise par un objet céleste. Cependant, en pratique, les magnitudes sont souvent mesurées dans des bandes spectrales spécifiques (comme les bandes U, B, V), et des corrections bolométriques sont appliquées pour estimer la magnitude bolométrique à partir de ces mesures.

Quelle est la magnitude observable ?

La magnitude observable dépend du type d’instrument utilisé pour l’observation et des conditions d’observation. À l’œil nu et avec un observateur doté d’une bonne acuité visuelle, il est possible de distinguer des étoiles jusqu’à une magnitude apparente d’environ +6. Cela représente environ 5000 étoiles visibles à travers toute la voûte céleste. Toutefois, en milieu urbain, la pollution lumineuse réduit cette capacité à une magnitude +2 ou inférieure. 

L’utilisation d’instruments optiques permet d’observer des objets de magnitude plus faible en collectant davantage de lumière. Les jumelles et petits télescopes permettent de voir des objets jusqu’à des magnitudes de +9 à +11, rendant visibles des galaxies comme NGC 7331 et certaines nébuleuses. Les grands télescopes amateurs de 250 mm ou plus offrent une magnitude de +14 à +15, permettant l’observation des objets plus éloignés comme certaines galaxies du catalogue de Messier et des astéroïdes. Enfin, les plus grands télescopes professionnels et spatiaux, tels que Hubble ou James Webb, peuvent détecter des objets jusqu’à une magnitude de +30, ce qui correspond à des galaxies extrêmement distantes.

Quelle magnitude avec un appareil photo ? 

Les appareils photo modernes, équipés de capteurs sensibles et capables de réaliser des poses longues, permettent d’aller encore plus loin que l’œil humain ou certains télescopes amateurs. Contrairement aux observations à l’œil nu, où l’image est captée instantanément, la photographie en pose longue accumule la lumière sur une durée prolongée, augmentant ainsi la captation de la lumière. 

Un appareil photo reflex ou hybride avec un objectif standard (50 mm f/1.8) peut capter des étoiles jusqu’à une magnitude +10 en quelques secondes d’exposition sous un ciel sombre. Avec un objectif grand-angle lumineux (24 mm f/1,4), il est possible d’enregistrer la Voie lactée en détail et d’atteindre des magnitudes de +12 à +14 avec une exposition de 10 à 20 secondes. En utilisant un suivi équatorial (monture motorisée qui compense la rotation terrestre), on peut prolonger les poses jusqu’à plusieurs minutes sans flou de mouvement stellaire. Cela permet de photographier des galaxies et nébuleuses de magnitude +18. 

Comparaison des magnitudes accessibles : 

Méthode d’observation	Magnitude limite
Œil nu (ciel noir)	+6 à +6,5
Jumelles 10×50	+9
Télescope amateur (100 mm)	+12
Télescope amateur (250 mm)	+14 à +15
Appareil photo (pose longue 10s)	+12
Appareil photo (suivi équatorial, empilement)	+18 à +20
Télescope spatial Hubble	+30

Les magnitudes des objets et planètes du système solaire

Dans le Système solaire, la luminosité des astres varie considérablement en fonction de leur distance à la Terre, de leur taille et de leur capacité à réfléchir la lumière du Soleil. Ce dernier est l’objet le plus brillant du ciel, avec une magnitude apparente de -26,74. Il est ensuite suivi par la Lune dont la magnitude varie de -12,7 pour une pleine lune à -2,5 pour les premiers et derniers croissants. 

Les comètes sont imprévisibles en termes de magnitude. Certaines, comme la comète Hale-Bopp en 1997, ont atteint une magnitude de -1,0, alors que d’autres restent à des magnitudes supérieures à +10, nécessitant un instrument optique pour être visibles. Les astéroïdes, comme Cérès (le plus grand de la ceinture principale), peuvent atteindre une magnitude de +7,0, restant invisibles à l’œil nu mais détectables avec des jumelles ou un petit télescope. Enfin, la magnitude des planètes dépend de la période d’observation : 

Planète	Magnitude maximale apparente	Magnitude minimale
Vénus	-4,6 (l’astre le plus brillant après la Lune)	-3,0
Jupiter	-2,9	-1,6
Mars	-2,9 (lors des oppositions)	+1,8
Saturne	-0,4	+1,2
Mercure	-2,0	+5,5
Uranus	+5,7 (limite visible à l’œil nu)	+6,0
Neptune	+7,8 (nécessite un télescope)	+8,0

Conclusion

La notion de magnitude est essentielle en astronomie pour quantifier et comparer la luminosité des objets célestes. De l’échelle historique de Hipparque à la définition moderne logarithmique, la magnitude permet aux astronomes de mesurer la brillance apparente et intrinsèque des étoiles, planètes et autres corps célestes. Une compréhension approfondie de ce concept est cruciale pour interpréter les observations astronomiques. Ainsi, vous pouvez facilement savoir si un objet céleste sera visible à l’œil nu ou nécessitera des optiques de précision.