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Luminosité
Laluminosité est la quantité de rayonnement électromagnétique qu'un corps émet par unité de temps.
Dans cette quantité, toutes les fréquences du spectre électromagnétique sont incluses, ce qui signifie que nous devons prendre en compte d'autres régions que le spectre visible. Dans le cadre astronomique, la luminosité est une quantité difficile à mesurer en raison de :
L'étalement de la luminosité : le rayonnement électromagnétique se propage de façon sphérique et s'étale sur les surfaces. Le rayonnement que nous obtenons en un point précis n'est qu'une petite partie du total émis, nous devons donc connaître la distance du corps émetteur pour extrapoler. Voir la figure 1 pour une explication intuitive.
Extinction: l'espace n'est pas vide. Sur de grandes distances, comme celles qui séparent les planètes, les étoiles, les galaxies, etc., le rayonnement peut être perdu en raison de l'absorption par des obstacles tels que la poussière et les nuages de gaz. Cette perte d'intensité du rayonnement électromagnétique est connue sous le nom d'extinction, qui affecte les hautes fréquences de manière plus importante que les basses.
La luminosité est mesurée en watts (W) et, en supposant que les étoiles émettent comme des corps noirs, elle dépend de la surface du corps et de sa température. Supposer que les étoiles émettent comme des corps noirs signifie que nous considérons que les propriétés d'émission et d'absorption sont parfaites et qu'il n'y a pas de pertes. Cette hypothèse s'avère être très précise pour les étoiles.
Magnitude apparente
Dès le 1er siècle avant notre ère, Hipparque a classé les étoiles en fonction de leur luminosité dans le ciel. Il l'a fait selon une échelle allant de un pour les étoiles les plus brillantes à six pour les plus sombres.
En 1865, il a été établi que les étoiles de magnitude 1 sont 100 fois plus lumineuses que les étoiles de magnitude 6, ce qui signifie qu'une magnitude équivaut à un facteur de 2,512 de luminosité. Cela a suggéré l'utilisation d'une échelle logarithmique pour calculer la luminosité apparente que nous mesurons sur la terre, ce qui peut être fait puisqu'il s'agit juste d'une échelle artificielle créée par les scientifiques pour se référer à des quantités communes.
Un autre avantage des échelles est qu'une fois qu'un point fixe (une étoile) est déterminé, nous pouvons définir le reste en fonction de lui. Habituellement, on attribue à l'étoile Véga une magnitude absolue de 0 (2,512 plus brillante qu'une étoile de magnitude un).
La pertinence du caractère "apparent" vient du fait que nous mesurons la luminosité depuis la terre. Cela signifie que nous n'avons pas à nous préoccuper de l'extinction ou de la propagation des radiations. Nous pouvons simplement travailler avec le flux de rayonnement par unité de surface et comparer nos résultats sur une échelle logarithmique.
La formule standard pour la magnitude apparente, la valeur 0 étant attribuée à Véga, est la suivante :
\[m = 2,5 \cdot \log_{10} \Big( \frac{F}{F_V} \Big)\]
Ici, le logarithme est en base 10, m est la magnitude apparente, F est le flux de rayonnement reçu par unité de temps et de surface du corps, et FV est le flux de rayonnement reçu par unité de temps de Vega.
L'utilisation d'une échelle logarithmique inclut la possibilité d'avoir des magnitudes négatives. Par exemple, Sirius, l'étoile la plus brillante de notre ciel, a une magnitude apparente de -1,46, ce qui signifie qu'elle est plus de 2,512 fois plus brillante que Vega.
Les avantages d'une échelle logarithmique
Comme nous l'avons vu, il y a des raisons historiques à l'utilisation d'une échelle logarithmique lorsque l'on considère les magnitudes : une quantité linéaire (la magnitude) était liée à une échelle multiplicative (la luminosité). Il s'avère que lorsque nous considérons des phénomènes de ce type (où les effets multiplicatifs génèrent de grands nombres), l'utilisation d'une échelle logarithmique permet de retrouver un comportement linéaire. Cela nous permet également de travailler avec des nombres relativement petits (une sorte d'"apprivoisement" des données).
Il existe une mesure utile de l'intensité d'une étoile qui ne dépend pas de la position de la terre dans l'espace et qui tente de répondre au problème de l'extinction. Ce concept implique l'utilisation des distances par rapport aux objets étudiés et conduit à l'apparition de grands nombres, qui sont à nouveau apprivoisés par une échelle logarithmique.
Grandeur absolue
La magnitude apparente a une valeur limitée en raison de la subjectivité qui lui est associée. Elle correspond à des quantités mesurées par différents observateurs et renseigne sur la distance qui les sépare de certaines sources, mais n'offre que des informations limitées sur les propriétés réelles de ces sources. C'est cette limitation qui conduit à la définition de la magnitude absolue.
Lamagnitude absolue est la magnitude apparente d'un objet lorsqu'il est observé à une distance de 10 parsecs. 1 parsec équivaut à 3,09⋅1016 m, soit plus de 200 000 fois la distance entre le soleil et la terre.
Cette définition a l'avantage d'être très étroitement liée à la luminosité des étoiles. Elle mesure le flux de luminosité par unité de temps pour une même unité de surface (l'étalement de la distance est le même sur une même distance d'observation).
Cependant, la définition largement utilisée n'inclut pas d'informations sur les facteurs d'extinction ; elle ne prend en compte que la distance de l'objet. Par conséquent, il ne s'agit pas d'une mesure complètement exacte de la luminosité.
La formule de la magnitude absolue est la suivante :
\[M = m -5 \cdot \log_{10}(d) + 5\].
Ici, M est la magnitude absolue, m est la magnitude apparente et d est la distance entre la Terre et l'objet en parsecs.
Les différences entre la magnitude absolue et la magnitude apparente
Les principales différences entre ces types de magnitudes sont saisies par leurs significations. La magnitude apparente fait référence à la façon dont nous voyons les objets astronomiques et, en particulier, les étoiles depuis la terre. La magnitude absolue fait référence à une mesure réelle, a-dimensionnelle, de la luminosité des étoiles et des objets astronomiques mais, à moins d'être corrigée, elle ne prend pas en compte les facteurs d'extinction.
Prenons les exemples de Sirius et d'Antarès. Sirius, l'étoile la plus brillante de notre ciel, a une magnitude apparente plus élevée qu'Antarès, une étoile géante intermédiaire à la luminosité énorme qui se trouve très loin de la terre. Leurs magnitudes apparentes sont respectivement de -1,46 et 1,09.
Cependant, leurs magnitudes absolues sont de 1,42 et -5,28, ce qui correspond au fait qu'Antarès a une luminosité beaucoup plus élevée.
Ce qu'il faut retenir
La luminosité est la quantité de rayonnement électromagnétique émise par un corps par unité de temps.
Comme, dans l'espace, la luminosité est difficile à mesurer, nous devons considérer d'autres quantités connues sous le nom de magnitudes.
La magnitude apparente est une mesure logarithmique de la densité de flux de la luminosité des objets vus de la terre.
La magnitude absolue vise à éliminer la dépendance de la magnitude apparente par rapport à la distance à la terre et se définit comme la magnitude apparente d'un objet mesurée à 10 parsecs de celui-ci.
Les deux magnitudes présentent des biais, comme la distance à la terre ou l'absence de correction de l'extinction, mais sont néanmoins des quantités utiles dans les études astronomiques.
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