EntréeIl fut le premier à déterminer la magnitude apparente du soleil. Magnitudes apparentes de certains objets. Luminosité des étoiles et magnitude visuelle
Les étoiles sont le type le plus courant corps célestes dans l'Univers. Il y a environ 6 000 étoiles jusqu'à la 6e magnitude, environ un million jusqu'à la 11e magnitude et environ 2 milliards d'entre elles dans le ciel entier jusqu'à la 21e magnitude.
Toutes, comme le Soleil, sont des boules de gaz chaudes et auto-lumineuses, au fond desquelles une énorme énergie est libérée. Cependant, même dans les télescopes les plus puissants, les étoiles sont visibles comme des points lumineux, car elles sont très éloignées de nous.
1. Parallaxe annuelle et distances aux étoiles
Le rayon de la Terre s'avère trop petit pour servir de base à la mesure du déplacement parallactique des étoiles et à la détermination de leurs distances. Même à l’époque de Copernic, il était clair que si la Terre tournait réellement autour du Soleil, alors les positions apparentes des étoiles dans le ciel devraient changer. En six mois, la Terre se déplace du diamètre de son orbite. Les directions vers l’étoile depuis les points opposés de cette orbite devraient être différentes. En d’autres termes, les étoiles devraient avoir une parallaxe annuelle notable (Fig. 72).
La parallaxe annuelle d'une étoile ρ est l'angle sous lequel le demi-grand axe de l'orbite terrestre (égal à 1 UA) pourrait être vu depuis l'étoile s'il est perpendiculaire à la ligne de visée.
Plus la distance D à l’étoile est grande, moins sa parallaxe est grande. Le déplacement parallactique de la position d'une étoile dans le ciel tout au long de l'année se produit dans une petite ellipse ou un petit cercle si l'étoile est au pôle de l'écliptique (voir Fig. 72).
Copernic a essayé mais n'a pas réussi à détecter la parallaxe des étoiles. Il a soutenu à juste titre que les étoiles étaient trop éloignées de la Terre pour que les instruments qui existaient à cette époque puissent détecter leur déplacement parallactique.
Pour la première fois, une mesure fiable de la parallaxe annuelle de l'étoile Vega a été réalisée en 1837 par l'académicien russe V. Ya Struve. Presque simultanément avec lui, dans d'autres pays, les parallaxes de deux autres étoiles ont été déterminées, dont α Centauri. Cette étoile, non visible en URSS, s'est avérée être la plus proche de nous, sa parallaxe annuelle est ρ = 0,75". Sous cet angle, un fil de 1 mm d'épaisseur est visible à l'œil nu à une distance de 280 m Il n'est pas surprenant que pendant si longtemps, ils n'aient pas pu remarquer de telles étoiles dans les étoiles à faibles déplacements angulaires.
Distance à l'étoile 
où a est le demi-grand axe de l'orbite terrestre. Aux petits angles 
si p est exprimé en secondes d'arc. Alors, en prenant a = 1 a. Autrement dit, nous obtenons :
Distance à l'étoile la plus proche α Centauri D=206 265 : 0,75" = 270 000 UA. e. La lumière parcourt cette distance en 4 ans, alors que du Soleil à la Terre elle ne parcourt que 8 minutes et de la Lune environ 1 s.
La distance parcourue par la lumière en une année s'appelle une année-lumière.. Cette unité est utilisée pour mesurer la distance avec le parsec (pc).
Le Parsec est la distance à partir de laquelle le demi-grand axe de l'orbite terrestre, perpendiculaire à la ligne de visée, est visible sous un angle de 1".
La distance en parsecs est réciproque parallaxe annuelle, exprimée en secondes d'arc. Par exemple, la distance à l'étoile α Centauri est de 0,75" (3/4"), soit 4/3 pc.
1 parsec = 3,26 années-lumière= 206 265 a. e. = 3*10 13 km.
Actuellement, la mesure de la parallaxe annuelle est la principale méthode pour déterminer les distances aux étoiles. Les parallaxes ont déjà été mesurées pour de nombreuses étoiles.
En mesurant la parallaxe annuelle, la distance aux étoiles situées à moins de 100 pc, soit 300 années-lumière, peut être déterminée de manière fiable.
Pourquoi n’est-il pas possible de mesurer avec précision la parallaxe annuelle d’étoiles plus éloignées ?
La distance aux étoiles plus lointaines est actuellement déterminée par d'autres méthodes (voir §25.1).
2. Ampleur apparente et absolue
Luminosité des étoiles. Après que les astronomes aient pu déterminer les distances des étoiles, il a été constaté que les étoiles différaient en termes de luminosité apparente non seulement en raison de la différence de distance par rapport à elles, mais également en raison de la différence de leur luminosité.
La luminosité d'une étoile L est la puissance de l'énergie lumineuse émise par rapport à la puissance de la lumière émise par le Soleil.
Si deux étoiles ont la même luminosité, alors l’étoile la plus éloignée de nous a une luminosité apparente plus faible. Vous ne pouvez comparer les étoiles par luminosité que si vous calculez leur luminosité apparente (magnitude stellaire) pour la même distance standard. Cette distance en astronomie est considérée comme étant de 10 pc.
La magnitude apparente qu'aurait une étoile si elle était à une distance standard de nous D 0 = 10 pc est appelée magnitude absolue M.
Considérons la relation quantitative entre les magnitudes apparente et absolue d'une étoile à une distance connue D d'elle (ou sa parallaxe p). Rappelons d’abord qu’une différence de 5 grandeurs correspond à une différence de luminosité d’exactement 100 fois. Par conséquent, la différence entre les magnitudes apparentes de deux sources est égale à l'unité lorsque l'une d'elles est exactement d'un facteur plus brillante que l'autre (cette valeur est approximativement égale à 2,512). Plus la source est brillante, plus sa magnitude apparente est faible. Dans le cas général, le rapport de la luminosité apparente de deux étoiles I 1:I 2 est lié à la différence de leurs grandeurs apparentes m 1 et m 2 par un rapport simple :
Soit m la magnitude apparente d'une étoile située à une distance D. Si elle était observée à une distance D 0 = 10 pc, sa magnitude apparente m 0 serait, par définition, égale à la magnitude absolue M. Alors sa luminosité apparente changerait par
Dans le même temps, on sait que la luminosité apparente d’une étoile varie inversement au carré de sa distance. C'est pourquoi
(2)
Ainsi,
(3)
En prenant le logarithme de cette expression, on trouve :
(4)
où p est exprimé en secondes d'arc.
Ces formules donnent la grandeur absolue de M selon la valeur connue ampleur apparente je suis à distance réelleà l'étoile D. Notre Soleil à une distance de 10 pc ressemblerait approximativement à une étoile de 5ème magnitude visible, c'est-à-dire pour le Soleil M ≈5.
Connaissant la magnitude absolue M de toute étoile, il est facile de calculer sa luminosité L. En prenant la luminosité du Soleil L = 1, par définition de luminosité on peut écrire que
Les quantités M et L dans différentes unités expriment la puissance du rayonnement de l'étoile.
Une étude des étoiles montre que leur luminosité peut différer des dizaines de milliards de fois. En magnitude stellaire, cette différence atteint 26 unités.
Valeurs absolues les étoiles de très haute luminosité sont négatives et atteignent M = -9. Ces étoiles sont appelées géantes et supergéantes. Le rayonnement de l'étoile S Dorado est 500 000 fois plus puissant que le rayonnement de notre Soleil, sa luminosité est L=500 000, les naines avec M=+17 (L=0,000013) ont la puissance de rayonnement la plus faible.
Pour comprendre les raisons des différences significatives dans la luminosité des étoiles, il est nécessaire de considérer leurs autres caractéristiques, qui peuvent être déterminées sur la base d'une analyse de rayonnement.
3. Couleur, spectres et température des étoiles
Lors de vos observations, avez-vous remarqué que les étoiles ont couleur différente, clairement visible dans les plus brillants d'entre eux. La couleur d'un corps chauffé, y compris une étoile, dépend de sa température. Cela permet de déterminer la température des étoiles par la répartition de l'énergie dans leur spectre continu.
La couleur et le spectre des étoiles sont liés à leur température. Dans les étoiles relativement froides, le rayonnement dans la région rouge du spectre prédomine, c'est pourquoi elles ont une couleur rougeâtre. La température des étoiles rouges est basse. Il croît de manière séquentielle à mesure qu'il passe des étoiles rouges à l'orange, puis au jaune, jaunâtre, blanc et bleuâtre. Les spectres des étoiles sont extrêmement diversifiés. Ils sont divisés en classes, désignées par des lettres et des chiffres latins (voir page de garde au dos). Dans le spectre des étoiles rouges fraîches de classe Mà une température d'environ 3000 K, des bandes d'absorption des molécules diatomiques les plus simples, le plus souvent de l'oxyde de titane, sont visibles. Les spectres des autres étoiles rouges sont dominés par les oxydes de carbone ou de zirconium. Étoiles rouges de première classe de magnitude M - Antarès, Bételgeuse.
Dans les spectres étoiles jaunes classe G, qui comprend le Soleil (avec une température de 6000 K en surface), prédominent de fines lignes de métaux : fer, calcium, sodium, etc. Une étoile comme le Soleil en termes de spectre, de couleur et de température est la brillante Capella dans la constellation Auriga. .
Dans le spectre des étoiles blanches de classe A, comme Sirius, Vega et Deneb, les raies hydrogène sont les plus résistantes. Il existe de nombreuses lignes faibles de métaux ionisés. La température de ces étoiles est d'environ 10 000 K.
Dans le spectre des étoiles les plus chaudes et bleutéesà une température d'environ 30 000 K, des raies d'hélium neutre et ionisé sont visibles.
Les températures de la plupart des étoiles varient entre 3 000 et 30 000 K. Quelques étoiles ont des températures autour de 100 000 K.
Ainsi, les spectres des étoiles sont très différents les uns des autres et permettent de déterminer la composition chimique et la température de l'atmosphère des étoiles. Une étude des spectres a montré que l'hydrogène et l'hélium sont prédominants dans l'atmosphère de toutes les étoiles.
Les différences dans les spectres stellaires ne s'expliquent pas tant par leur diversité composition chimique, autant que la différence de température et d’autres conditions physiques dans les atmosphères stellaires. À haute température, les molécules se décomposent en atomes. À une température encore plus élevée, les atomes moins forts sont détruits, ils se transforment en ions et perdent des électrons. Les atomes ionisés de nombreux éléments chimiques, comme les atomes neutres, émettent et absorbent de l'énergie à certaines longueurs d'onde. En comparant l'intensité des raies d'absorption des atomes et des ions de ceux-ci élément chimique déterminer théoriquement leur quantité relative. C'est une fonction de la température. Ainsi, la température de leur atmosphère peut être déterminée à partir des lignes sombres du spectre des étoiles.
Les étoiles de même température et couleur, mais de luminosités différentes, ont généralement le même spectre, mais des différences dans les intensités relatives de certaines raies peuvent être observées. Cela se produit parce qu’à la même température, la pression dans leurs atmosphères est différente. Par exemple, dans l’atmosphère des étoiles géantes, la pression est moindre et elles sont plus raréfiées. Si nous exprimons graphiquement cette dépendance, alors à partir de l'intensité des lignes, nous pouvons trouver la magnitude absolue de l'étoile, puis en utilisant la formule (4), nous pouvons déterminer la distance qui nous sépare de celle-ci.
Exemple de solution de problème
Tâche. Quelle est la luminosité de l'étoile ζ Scorpii si sa magnitude apparente est de 3 et la distance qui la sépare est de 7 500 ly. années?
Exercice 20
1. Combien de fois Sirius est-il plus brillant qu'Aldébaran ? Le soleil est-il plus brillant que Sirius ?
2. Une étoile est 16 fois plus brillante que l’autre. Quelle est la différence entre leurs grandeurs ?
3. La parallaxe de Vega est de 0,11". Combien de temps faut-il à sa lumière pour atteindre la Terre ?
4. Combien d'années faudrait-il pour voler vers la constellation de la Lyre à une vitesse de 30 km/s pour que Véga soit deux fois plus proche ?
5. Combien de fois une étoile de magnitude 3,4 est-elle plus faible que Sirius, qui a une magnitude apparente de -1,6 ? Quelles sont les magnitudes absolues de ces étoiles si la distance qui les sépare est de 3 pc ?
6. Nommez la couleur de chacune des étoiles de l’annexe IV selon leur type spectral.
Même les personnes éloignées de l'astronomie savent que les étoiles ont des luminosités différentes. Les étoiles les plus brillantes sont facilement visibles dans le ciel surexposé de la ville, tandis que les étoiles les plus faibles sont à peine visibles dans des conditions d'observation idéales.
Pour caractériser la luminosité des étoiles et autres corps célestes (par exemple les planètes, les météores, le Soleil et la Lune), les scientifiques ont développé une échelle de grandeurs stellaires.
ampleur apparente(m; souvent appelé simplement « grandeur ») indique le flux de rayonnement à proximité de l'observateur, c'est-à-dire la luminosité observée de la source céleste, qui dépend non seulement de la puissance de rayonnement réelle de l'objet, mais également de la distance qui le sépare.
Il s'agit d'une grandeur astronomique sans dimension qui caractérise l'éclairage créé par un objet céleste proche de l'observateur.
Éclairage– quantité lumineuse égale au rapport du flux lumineux incident sur une petite surface à sa surface.
L'unité de mesure de l'éclairage en Système international L'unité (SI) est le lux (1 lux = 1 lumen par mètre carré) et l'unité CGS (centimètre-gramme-seconde) est la photo (une photo équivaut à 10 000 lux).
L'éclairage est directement proportionnel à l'intensité lumineuse de la source lumineuse. Au fur et à mesure que la source s'éloigne de la surface éclairée, son éclairement diminue en proportion inverse du carré de la distance (loi du carré inverse).
La magnitude stellaire subjectivement visible est perçue comme la luminosité (pour les sources ponctuelles) ou la luminosité (pour les sources étendues).
Dans ce cas, la luminosité d'une source est indiquée en la comparant avec la luminosité d'une autre, prise comme standard. De tels étalons servent généralement d'étoiles fixes spécialement sélectionnées.
La magnitude a d'abord été introduite comme indicateur de la luminosité visible des étoiles dans le domaine optique, mais s'est ensuite étendue à d'autres domaines de rayonnement : infrarouge, ultraviolet.
Ainsi, la grandeur apparente m ou luminosité est une mesure de l'éclairage E créé par la source sur la surface perpendiculaire à ses rayons au lieu d'observation.
Historiquement, tout a commencé il y a plus de 2000 ans, lorsque l'astronome et mathématicien grec ancien Hipparque(IIe siècle avant JC) divisait les étoiles visibles à l'œil nu en 6 magnitudes.
Le plus étoiles brillantes Hipparque a attribué la première grandeur, et les plus faibles étaient à peine visible à l'oeil, – le sixième, le reste était réparti uniformément entre les valeurs intermédiaires. De plus, Hipparque a fait la division en grandeurs stellaires de telle sorte que les étoiles de 1ère grandeur semblaient autant plus brillantes que les étoiles de 2ème grandeur qu'elles semblaient plus brillantes que les étoiles de 3ème grandeur, etc. étoiles changées d’une seule et même taille.
Comme il s'est avéré plus tard, le lien entre une telle échelle et la réalité grandeurs physiques logarithmique, puisqu'un changement de luminosité le même nombre de fois est perçu par l'œil comme un changement du même montant - loi psychophysiologique empirique de Weber – Fechner, selon lequel l'intensité de la sensation est directement proportionnelle au logarithme de l'intensité du stimulus.
Cela est dû aux particularités de la perception humaine, par exemple, si 1, 2, 4, 8, 16 ampoules identiques sont allumées séquentiellement dans un lustre, alors il nous semble que l'éclairage dans la pièce augmente constamment du même montant. C'est-à-dire que le nombre d'ampoules allumées doit augmenter du même nombre de fois (dans l'exemple, deux fois) pour qu'il nous semble que l'augmentation de la luminosité est constante.
La dépendance logarithmique de la force de la sensation E sur l'intensité physique du stimulus P est exprimée par la formule :
E = k log P + a, (1)
où k et a sont certaines constantes déterminées par un système sensoriel donné.
Au milieu du 19ème siècle. L'astronome anglais Norman Pogson a formalisé l'échelle de magnitude, qui tenait compte de la loi psychophysiologique de la vision.
Basé sur de vrais résultats observations, il a postulé que
UNE ÉTOILE DE PREMIÈRE MAGNITUDE EST EXACTEMENT 100 FOIS PLUS BRILLANTE QU’UNE ÉTOILE DE SIXIÈME MAGNITUDE.
Dans ce cas, conformément à l'expression (1), la grandeur apparente est déterminée par l'égalité :
m = -2,5 log E + a, (2)
2,5 – Coefficient de Pogson, signe moins – un hommage à la tradition historique (les étoiles les plus brillantes ont une magnitude plus faible, voire négative) ;
a est le point zéro de l'échelle de grandeur, établi par un accord international relatif au choix du point de base de l'échelle de mesure.
Si E 1 et E 2 correspondent aux grandeurs m 1 et m 2, alors de (2) il résulte que :
E 2 /E 1 = 10 0,4(m 1 - m 2) (3)
Une diminution de l'amplitude d'un m1 - m2 = 1 entraîne une augmentation de l'éclairement E d'environ 2,512 fois. Lorsque m 1 - m 2 = 5, ce qui correspond à la plage de la 1ère à la 6ème grandeur, le changement d'éclairement sera E 2 / E 1 = 100.
La formule de Pogson dans sa forme classique établit une relation entre les magnitudes stellaires visibles :
m 2 - m 1 = -2,5 (logE 2 - logE 1) (4)
Cette formule permet de déterminer la différence des magnitudes stellaires, mais pas les magnitudes elles-mêmes.
Pour l'utiliser pour construire une échelle absolue, vous devez définir point nul– la luminosité, qui correspond à une magnitude nulle (0 m). Au début, la brillance de Vega était estimée à 0 m. Ensuite, le point nul a été redéfini, mais pour les observations visuelles, Vega peut toujours servir d'étalon de magnitude visible nulle (selon le système moderne, dans la bande V du système UBV, sa luminosité est de +0,03 m, ce qui ne se distingue pas de zéro à l'oeil).
Habituellement, le point zéro de l'échelle de magnitude est pris conditionnellement en fonction d'un ensemble d'étoiles dont la photométrie minutieuse a été réalisée à l'aide de diverses méthodes.
De plus, un éclairement bien défini est pris comme 0 m, égal à la valeur énergétique E = 2,48 * 10 -8 W/m². En fait, c'est l'éclairage que les astronomes déterminent lors des observations, et ce n'est qu'alors qu'il est spécialement converti en grandeurs stellaires.
Ils le font non seulement parce que « c’est plus courant », mais aussi parce que l’ampleur s’est avérée être un concept très pratique.
l'ampleur s'est avérée être un concept très pratique
Mesurer l'éclairement en watts par mètre carré est extrêmement fastidieux : pour le Soleil, la valeur est grande, et pour les étoiles télescopiques faibles, elle est très petite. Dans le même temps, il est beaucoup plus facile d'opérer avec des magnitudes stellaires, car l'échelle logarithmique est extrêmement pratique pour afficher de très larges plages de valeurs de magnitude.
La formalisation de Pogson est ensuite devenue la méthode standard pour estimer la magnitude stellaire.
Certes, l'échelle moderne n'est plus limitée à six magnitudes ou seulement lumière visible. Les objets très brillants peuvent avoir une magnitude négative. Par exemple, Sirius, l'étoile la plus brillante sphère céleste, a une magnitude de moins 1,47 m. L'échelle moderne permet également d'obtenir des valeurs pour la Lune et le Soleil : la pleine lune a une magnitude de -12,6 m, et le Soleil de -26,8 m. Le télescope orbital Hubble peut observer des objets dont la luminosité peut atteindre environ 31,5 m.
Échelle de grandeur
(l'échelle est inversée : les valeurs plus faibles correspondent à des objets plus lumineux)
Magnitudes apparentes de certains corps célestes
Soleil : -26h73
Lune (pleine lune) : -12,74
Vénus (à luminosité maximale) : -4,67
Jupiter (à luminosité maximale) : -2,91
Sirius : -1,44
Véga : 0,03
Étoiles les plus faibles visibles à l'œil nu : environ 6,0
Soleil à 100 années-lumière : 7h30
Proxima Centauri : 11h05
Quasar le plus brillant : 12,9
Les objets les plus faibles photographiés par le télescope Hubble : 31,5
(noté m - de l'anglais. Ampleur) - une grandeur sans dimension qui caractérise l'éclat d'un corps céleste (la quantité de lumière qui en émane) du point de vue d'un observateur terrestre. Plus l’objet est brillant, plus sa magnitude apparente est faible.
Le mot « apparent » dans le nom signifie simplement que la magnitude est observée depuis la Terre et est utilisé pour la distinguer de la magnitude absolue. Ce nom ne s’applique pas uniquement à la lumière visible. La quantité perçue par l'œil humain (ou un autre récepteur ayant la même sensibilité spectrale) est appelée visuel.
La magnitude est indiquée par une petite lettre m en exposant avant la valeur numérique. Par exemple, 2 m signifie la deuxième grandeur.
Histoire
Le concept de magnitude stellaire a été introduit par l’astronome grec Hipparque au IIe siècle avant JC. Il a réparti toutes les étoiles visibles à l'œil nu en six grandeurs : il a appelé les étoiles brillantes la première grandeur et les étoiles sombres la sixième. Pour les magnitudes intermédiaires, on pensait que, par exemple, les étoiles de troisième magnitude étaient tout aussi plus sombres que les étoiles de la seconde qu'elles étaient plus brillantes que les étoiles de la quatrième. Cette méthode de mesure de la luminosité s'est répandue grâce à l'Almageste, le catalogue des étoiles de Claude Ptolémée.
Cette échelle de classification a été utilisée presque inchangée jusqu'au milieu du XIXe siècle. La première personne à traiter la magnitude stellaire comme une caractéristique quantitative plutôt que qualitative fut Friedrich Argelander. C'est lui qui a commencé à utiliser avec confiance les fractions décimales des grandeurs stellaires.
1856 Norman Pogson formalise l'échelle de magnitude, établissant qu'une étoile de première magnitude est exactement 100 fois plus brillante qu'une étoile de sixième magnitude. Puisque, conformément à la loi de Weber-Fechner, le changement d'éclairement le même nombre de fois perçu par l'œil comme un changement du même montant alors une différence d'une grandeur correspond à un changement d'intensité lumineuse de ≈ 2,512 fois. Ce nombre irrationnel qui s'appelle Numéro Pogson.
Ainsi, l'échelle de magnitude est logarithmique : la différence entre les magnitudes de deux objets est déterminée par l'équation :
, , — Magnitudes stellaires des objets, , — Éclairement créé par eux.Cette formule permet de déterminer uniquement la différence des grandeurs stellaires, mais pas les grandeurs elles-mêmes. Afin de construire une échelle absolue avec son aide, il est nécessaire de définir le point zéro - l'éclairage, qui correspond à la magnitude zéro (0 m). Au début, Pogson a utilisé l'étoile polaire comme étalon, supposant qu'il s'agissait exactement de la deuxième magnitude. Après avoir découvert que Polaris était une étoile variable, l'échelle a commencé à être liée à Vega (à qui on a attribué une magnitude nulle), puis (lorsque la variabilité a également été suspectée dans Vega), le point zéro de l'échelle a été redéfini en utilisant plusieurs autres étoiles. Cependant, pour les observations visuelles, Vega peut continuer à servir d'étalon de magnitude nulle, puisque sa magnitude en lumière visible est de 0,03 m, ce qui ne diffère pas de zéro à l'œil nu.
L’échelle de magnitude moderne ne se limite pas à six magnitudes ou simplement à la lumière visible. La magnitude des objets très brillants est négative. Par exemple, Sirius, le plus étoile brillante ciel nocturne, a une magnitude apparente de -1,47 m. Technologie moderne Il permet également de mesurer la luminosité de la Lune et du Soleil : pleine lune a une magnitude apparente de -12,6 m et le Soleil mesure -26,8 m. Le télescope orbital Hubble peut observer des étoiles jusqu'à 31,5 m dans le domaine visible.
Dépendance spectrale
La magnitude de l'étoile dépend de la plage spectrale dans laquelle l'observation est effectuée, car le flux lumineux de tout objet est différent selon les plages.
- Magnitude bolométrique montre la puissance de rayonnement totale de l'objet, c'est-à-dire le flux total dans toutes les plages spectrales. Mesuré par un bolomètre.
Le système photométrique le plus courant, le système UBV, possède 3 bandes (gammes spectrales dans lesquelles les mesures sont effectuées). En conséquence, il y a :
- magnitude ultraviolette (U)— déterminé dans le domaine ultraviolet;
- Magnitude "bleue" (B) — déterminé dans la plage bleue ;
- magnitude visuelle (V)— déterminé dans le domaine visible ; courbe de sensibilité spectrale sélectionnée pour mieux correspondre vision humaine. L’œil est le plus sensible à la lumière jaune-verte d’une longueur d’onde d’environ 555 nm.
La différence (U-B ou B-V) entre les magnitudes du même objet dans différentes voies montre sa couleur et s’appelle l’indice de couleur. Plus l'indice de couleur est élevé, plus l'objet est rouge.
Il existe d'autres systèmes photométriques, chacun ayant des bandes différentes et, par conséquent, différentes quantités peuvent être mesurées. Par exemple, l'ancien système photographique utilisait les quantités suivantes :
- grandeur photovisuelle (m pv)- une mesure de l'image assombrie d'un objet sur une plaque photographique avec un filtre orange ;
- grandeur photographique (m p.)- mesuré sur une plaque photographique ordinaire, sensible aux plages bleues et ultraviolettes du spectre.
Magnitudes apparentes de certains objets
| Objet | m |
|---|---|
| Soleil | -26,73 |
| Pleine lune | -12,92 |
| Flash Iridium (maximum) | -9,50 |
| Vénus (maximum) | -4,89 |
| Vénus (minimum) | -3,50 |
| Jupiter (maximum) | -2,94 |
| Mars (maximum) | -2,91 |
| Mercure (maximum) | -2,45 |
| Jupiter (minimum) | -1,61 |
| Sirius (l'étoile la plus brillante du ciel) | -1,47 |
| Canopus (2ème étoile la plus brillante du ciel) | -0,72 |
| Saturne (maximum) | -0,49 |
| Alpha Centauri combine la luminosité A, B | -0,27 |
| Arcturus (3ème étoile la plus brillante du ciel) | 0,05 |
| Alpha Centauri A (4ème étoile la plus brillante du ciel) | -0,01 |
| Vega (5ème étoile la plus brillante du ciel) | 0,03 |
| Saturne (minimum) | 1,47 |
| Mars (minimum) | 1,84 |
| SN1987A - supernova 1987 dans le Grand Nuage de Magellan | 3,03 |
| Nébuleuse d'Andromède | 3,44 |
| Des étoiles faibles visibles dans les mégalopoles | 3 … + 4 |
| Ganymède est un satellite de Jupiter, le plus gros satellite système solaire(maximum) | 4,38 |
| 4 Vesta (astéroïde brillant), au maximum | 5,14 |
| Uranium (maximum) | 5,32 |
| La Galaxie du Triangle (M33), visible à l'œil nu par beau ciel | 5,72 |
| Mercure (minimum) | 5,75 |
| Uranium (minimum) | 5,95 |
| Trouvez les plus petites étoiles visibles à l'œil nu dans zones rurales | 6,50 |
| Cérès (maximum) | 6,73 |
| NGC 3031 (M81), visible à l'œil nu sous un ciel parfait | 6,90 |
| Trouver les plus petites étoiles visibles à l'œil nu dans un ciel parfait (Observatoire du Mauna Kea, Désert d'Atacama) | 7,72 |
| Neptune (maximum) | 7,78 |
| Neptune (minimum) | 8,01 |
| Titan est un satellite de Saturne, le 2ème plus grand satellite du système solaire (maximum) | 8,10 |
| Proxima du Centaure | 11,10 |
| Le quasar le plus brillant | 12,60 |
| Pluton (maximum) | 13,65 |
| Makemake en opposition | 16,80 |
| Haumea dans l'opposition | 17,27 |
| Éris dans l'opposition | 18,70 |
| Étoiles faibles visibles sur une image d'un détecteur CCD sur un télescope de 24" à 30 min. | 22 |
| Trouvez le plus petit objet visible avec un télescope au sol de 8 mètres | 27 |
| Trouvez le plus petit objet disponible sur télescope orbital Hubble | 31,5 |
| Trouvez le plus petit objet qui sera accessible au télescope au sol de 42 mètres | 36 |
| Trouver le plus petit objet qui sera accessible au télescope orbital OWL (lancement prévu en 2020) | 38 |
Imaginez que quelque part en mer, dans l’obscurité de la nuit, une lumière vacille doucement. À moins qu’un marin expérimenté ne vous explique de quoi il s’agit, vous ne le saurez souvent pas : il s’agit soit d’une lampe de poche placée sur la proue d’un bateau qui passe, soit d’un puissant projecteur provenant d’un phare lointain.
Dans la même position dans nuit noire Nous regardons également les étoiles scintillantes. Leur éclat apparent dépend aussi de leur véritable intensité lumineuse, appelée luminosité, et de leur distance avec nous. Seule la connaissance de la distance à l'étoile permet de calculer sa luminosité par rapport au Soleil. Par exemple, la luminosité d’une étoile qui est en réalité dix fois moins brillante que le Soleil sera exprimée par 0,1.
La véritable intensité de la lumière d'une étoile peut être exprimée encore différemment en calculant quelle magnitude elle nous apparaîtrait si elle se trouvait à une distance standard de 32,6 années-lumière de nous, c'est-à-dire à une distance telle que la lumière se déplace à une vitesse de 300 000 km /sec, l'aurait dépassé dans ce temps.
L’adoption d’une telle distance standard s’est avérée pratique pour divers calculs. La luminosité d’une étoile, comme de toute source de lumière, varie inversement au carré de la distance qui la sépare. Cette loi nous permet de calculer les magnitudes ou luminosités absolues des étoiles, en connaissant leur distance.
Lorsque les distances aux étoiles ont été connues, nous avons pu calculer leurs luminosités, c'est-à-dire les aligner et les comparer entre elles dans les mêmes conditions. Il faut admettre que les résultats étaient étonnants, car on supposait auparavant que toutes les étoiles étaient « semblables à notre Soleil ». Les luminosités des étoiles se sont révélées incroyablement diverses et, dans notre lignée, elles ne peuvent être comparées à aucune lignée de pionniers.
Nous ne donnerons que des exemples extrêmes de luminosité dans le monde des étoiles.
La plus faible connue depuis longtemps était une étoile 50 000 fois plus faible que le Soleil, et sa valeur de luminosité absolue : +16,6. Cependant, plus tard, des étoiles encore plus faibles ont été découvertes, dont la luminosité, comparée à celle du soleil, est des millions de fois inférieure !
Les dimensions dans l'espace sont trompeuses : Deneb depuis la Terre brille plus fort qu'Antarès, mais le pistolet n'est pas visible du tout. Cependant, pour un observateur de notre planète, Deneb et Antares semblent être des points tout simplement insignifiants par rapport au Soleil. À quel point c'est faux peut être jugé par simple fait: Le canon produit autant de lumière par seconde que le Soleil en un an !
De l'autre côté de la ligne d'étoiles se dresse "S" de poisson doré, visible uniquement dans les pays de l'hémisphère sud de la Terre sous forme d'astérisque (c'est-à-dire même pas visible sans télescope !). En fait, il est 400 000 fois plus lumineux que le Soleil et sa valeur de luminosité absolue est de -8,9.
Absolu La valeur de luminosité de notre Soleil est de +5. Pas tellement ! A une distance de 32,6 années-lumière, on aurait du mal à le voir sans jumelles.
Si la luminosité d'une bougie ordinaire est considérée comme la luminosité du Soleil, alors en comparaison avec elle, le « S » de Dorado sera un projecteur puissant, et l'étoile la plus faible est plus faible que la luciole la plus pitoyable.
Ainsi, les étoiles sont des soleils lointains, mais leur intensité lumineuse peut être complètement différente de celle de notre étoile. Au sens figuré, remplacer notre Soleil par un autre devrait être fait avec prudence. À la lumière de l’un nous deviendrions aveugles, à la lumière de l’autre nous errerions comme au crépuscule.
Ampleurs
Puisque les yeux sont le premier instrument de mesure, il faut savoir règles simples, qui régissent nos estimations de la luminosité des sources lumineuses. Notre évaluation des différences de luminosité est relative plutôt qu’absolue. En comparant deux étoiles faibles, nous voyons qu'elles sont sensiblement différentes l'une de l'autre, mais pour deux étoiles brillantes, la même différence de luminosité nous passe inaperçue, car elle est insignifiante par rapport à nombre total lumière émise. En d’autres termes, nos yeux évaluent relatif, pas absolu différence de brillance.
Hipparque fut le premier à diviser les étoiles visibles à l'œil nu en six classes, selon leur luminosité. Plus tard, cette règle a été quelque peu améliorée sans changer le système lui-même. Les classes de magnitude ont été réparties de manière à ce qu'une étoile de 1ère magnitude (la moyenne de 20) produise cent fois plus de lumière qu'une étoile de 6ème magnitude, qui est à la limite de visibilité pour la plupart des gens.
Une différence d’une grandeur est égale au carré de 2,512. Une différence de deux grandeurs correspond à 6,31 (2,512 au carré), une différence de trois grandeurs correspond à 15,85 (2,512 à la troisième puissance), une différence de quatre grandeurs correspond à 39,82 (2,512 à la quatrième puissance) et une différence de cinq les magnitudes correspondent à 100 (2,512 au carré cinquième degré).
Une étoile de 6e magnitude nous donne cent fois moins de lumière qu’une étoile de 1re magnitude, et une étoile de 11e magnitude en produit dix mille fois moins. Si nous prenons une étoile de 21e magnitude, sa luminosité sera alors inférieure à 100 000 000 fois.
Comme cela est déjà clair - la valeur motrice absolue et relative,
les choses sont complètement incomparables. Pour un observateur « relatif » de notre planète, Deneb dans la constellation du Cygne ressemble à ceci. Mais en réalité, l’orbite entière de la Terre suffirait à peine à contenir entièrement la circonférence de cette étoile.
Pour classer correctement les étoiles (et elles sont toutes différentes les unes des autres), vous devez soigneusement vous assurer que tout au long de l'intervalle entre les magnitudes stellaires voisines, un rapport de luminosité de 2,512 est maintenu. Il est impossible d'effectuer un tel travail à l'œil nu ; vous avez besoin d'outils spéciaux, comme photomètres Pickering, en utilisant comme standard l’étoile polaire ou même une étoile artificielle « moyenne ».
Aussi, pour la commodité des mesures, il est nécessaire d'affaiblir la lumière des étoiles très brillantes ; cela peut être réalisé soit avec un dispositif polarisant, soit à l'aide d'un coin photométrique.
Les méthodes purement visuelles, même avec l’aide de grands télescopes, ne peuvent pas étendre notre échelle de magnitude aux étoiles faibles. De plus, les méthodes de mesure visuelle ne devraient (et ne peuvent) être effectuées que directement au télescope. Par conséquent, à notre époque, la classification purement visuelle a déjà été abandonnée et la méthode de photoanalyse est utilisée.
Comment comparer la quantité de lumière reçue par une plaque photographique provenant de deux étoiles de brillance différente ? Pour qu’elles paraissent identiques, il est nécessaire d’atténuer la lumière de l’étoile la plus brillante d’une quantité connue. Le moyen le plus simple de procéder consiste à placer l’ouverture devant la lentille du télescope. La quantité de lumière entrant dans le télescope varie en fonction de la zone de la lentille, de sorte que l'atténuation de la lumière de n'importe quelle étoile puisse être mesurée avec précision.
Choisissons une étoile standard et photographions-la avec toute l'ouverture du télescope. Nous déterminerons ensuite quelle ouverture doit être utilisée à une exposition donnée afin d'obtenir la même image lors de la prise de vue d'une étoile plus brillante que dans le premier cas. Le rapport des surfaces des trous réduits et pleins donne le rapport de la luminosité des deux objets.
Cette méthode de mesure donne une erreur de seulement 0,1 magnitude pour toute étoile comprise entre la 1ère et la 18ème magnitude. Les grandeurs ainsi obtenues sont appelées photovisuel.
Ampleur
© La connaissance, c'est le pouvoir
Ptolémée et l'Almageste
La première tentative de dresser un catalogue d'étoiles, basé sur le principe de leur degré de luminosité, a été réalisée par l'astronome hellénique Hipparque de Nicée au IIe siècle avant JC. Parmi ses nombreuses œuvres (malheureusement, presque toutes sont perdues), figurait "Catalogue Étoiles", contenant une description de 850 étoiles classées par coordonnées et luminosité. Les données recueillies par Hipparque, qui découvrit en outre le phénomène de précession, furent traitées et reçues développement ultérieur grâce à Claude Ptolémée d'Alexandrie (Egypte) au IIe siècle. ANNONCE Il a créé un opus fondamental "Almageste" en treize livres. Ptolémée a rassemblé toutes les connaissances astronomiques de cette époque, les a classées et les a présentées sous une forme accessible et compréhensible. L'Almageste comprenait également le catalogue Star. Elle était basée sur des observations faites par Hipparque il y a quatre siècles. Mais le « Catalogue des étoiles » de Ptolémée contenait déjà environ un millier d’étoiles supplémentaires.
Le catalogue de Ptolémée fut utilisé presque partout pendant un millénaire. Il a divisé les étoiles en six classes selon leur luminosité : les plus brillantes étaient classées dans la première classe, les moins brillantes dans la seconde, et ainsi de suite. La sixième classe comprend des étoiles à peine visibles à l'œil nu. Le terme « pouvoir de luminescence des corps célestes », ou « ampleur", est encore utilisé aujourd'hui pour déterminer la mesure de la luminosité des corps célestes, non seulement des étoiles, mais aussi des nébuleuses, des galaxies et d'autres phénomènes célestes.
Luminosité des étoiles et magnitude visuelle
En regardant ciel étoilé, vous pouvez remarquer que les étoiles diffèrent par leur luminosité ou par leur luminosité apparente. Les étoiles les plus brillantes sont appelées étoiles de 1ère magnitude ; les étoiles dont la luminosité est 2,5 fois plus faible que les étoiles de 1ère magnitude ont la 2ème magnitude. Celles-ci sont classées comme étoiles de 3ème magnitude. qui sont 2,5 fois plus faibles que les étoiles de 2e magnitude, etc. Les étoiles les plus faibles visibles à l’œil nu sont classées comme étoiles de 6e magnitude. Il faut rappeler que l’appellation « magnitude stellaire » n’indique pas la taille des étoiles, mais seulement leur éclat apparent.
Au total, le ciel compte 20 des étoiles les plus brillantes, généralement considérées comme des étoiles de première magnitude. Mais cela ne veut pas dire qu’ils ont la même luminosité. En fait, certaines d’entre elles sont un peu plus brillantes que la 1re magnitude, d’autres sont un peu plus faibles, et une seule d’entre elles est une étoile exactement de 1re magnitude. La même situation s'applique aux étoiles de 2e, 3e et suivantes magnitudes. Par conséquent, pour indiquer plus précisément la luminosité d'une étoile particulière, ils utilisent valeurs fractionnaires. Ainsi, par exemple, les étoiles dont la luminosité se situe entre les étoiles de 1ère et 2ème magnitude sont considérées comme appartenant à la 1,5ème magnitude. Il existe des étoiles de magnitude 1,6 ; 2.3 ; 3.4 ; 5.5, etc. Plusieurs étoiles particulièrement brillantes sont visibles dans le ciel, dont la brillance dépasse celle des étoiles de 1ère grandeur. Pour ces étoiles, zéro et magnitudes négatives. Ainsi, par exemple, l'étoile la plus brillante de l'hémisphère nord du ciel - Vega - a une magnitude de 0,03 (0,04), et l'étoile la plus brillante - Sirius - a une magnitude de moins 1,47 (1,46), dans l'hémisphère sud. plus l'étoile est brillante Canopus(Canopus est situé dans la constellation de la Carène. Brillance visibleétoiles moins 0,72, Canopus a la luminosité la plus élevée de toutes les étoiles dans un rayon de 700 années-lumière du Soleil. En comparaison, Sirius n’est que 22 fois plus brillant que notre Soleil, mais il est beaucoup plus proche de nous que Canopus. Pour de nombreuses étoiles parmi les plus proches voisines du Soleil, Canopus est l’étoile la plus brillante de leur ciel.)
Ampleur dans la science moderne
DANS milieu du 19ème V. astronome anglais Normand Pogson amélioré la méthode de classification des étoiles basée sur le principe de luminosité, qui existait depuis l'époque d'Hipparque et de Ptolémée. Pogson a pris en compte que la différence de luminosité entre les deux classes est de 2,5 (par exemple, l'intensité lumineuse d'une étoile de troisième classe est 2,5 fois supérieure à celle d'une étoile de quatrième classe). Pogson a introduit une nouvelle échelle selon laquelle la différence entre les étoiles des première et sixième classes est de 100 pour 1 (une différence de 5 magnitudes correspond à un changement de la luminosité des étoiles d'un facteur 100). Ainsi, la différence en termes de luminosité entre chaque classe n’est pas de 2,5, mais de 2,512 pour 1.
Le système développé par l'astronome anglais a permis de conserver l'échelle existante (division en six classes), mais lui a donné une précision mathématique maximale. Tout d'abord, le point zéro du système de magnitude a été choisi Étoile du Nord, sa magnitude, conformément au système ptolémaïque, a été déterminée à 2,12. Plus tard, lorsqu'il est devenu clair que l'étoile polaire est une étoile variable, les étoiles aux caractéristiques constantes ont été attribuées de manière conditionnelle au rôle de point zéro. À mesure que la technologie et l'équipement se sont améliorés, les scientifiques ont pu déterminer les magnitudes stellaires avec une plus grande précision : au dixième, puis au centième d'unité.
La relation entre les magnitudes stellaires apparentes est exprimée par la formule de Pogson : m 2 -m 1 =-2,5log(E 2 /E 1) .
Nombre n d'étoiles de magnitude visuelle supérieure à L
L | n | L | n | L | n |
| 1 | 13 | 8 | 4.2*10 4 | 15 | 3.2*10 7 |
| 2 | 40 | 9 | 1.25*10 5 | 16 | 7.1*10 7 |
| 3 | 100 | 10 | 3.5*10 5 | 17 | 1.5*10 8 |
| 4 | 500 | 11 | 9*10 5 | 18 | 3*10 8 |
| 5 | 1.6*10 3 | 12 | 2.3*10 6 | 19 | 5.5*10 8 |
| 6 | 4.8*10 3 | 13 | 5.7*10 6 | 20 | 10 9 |
| 7 | 1.5*10 4 | 14 | 1.4*10 7 | 21 | 2*10 9 |
Ampleur relative et absolue
La magnitude stellaire, mesurée à l'aide d'instruments spéciaux montés dans un télescope (photomètres), indique la quantité de lumière provenant d'une étoile qui atteint un observateur sur Terre. La lumière parcourt la distance qui sépare l’étoile de nous et, par conséquent, plus l’étoile est éloignée, plus elle apparaît faible. En d’autres termes, le fait que la luminosité des étoiles varie ne fournit pas encore d’informations complètes sur l’étoile. Une étoile très brillante peut avoir une grande luminosité, mais être très éloignée et donc avoir une très grande magnitude. Pour comparer la luminosité des étoiles, quelle que soit leur distance à la Terre, le concept a été introduit "ampleur absolue". Pour déterminer la magnitude absolue, vous devez connaître la distance à l'étoile. La magnitude absolue M caractérise la luminosité d'une étoile située à une distance de 10 parsecs de l'observateur. (1 parsec = 3,26 années-lumière.). Relation entre la magnitude absolue M, la magnitude apparente m et la distance à l'étoile R en parsecs : M = m + 5 – 5 log R.
Pour les étoiles relativement proches, distantes d'une distance n'excédant pas plusieurs dizaines de parsecs, la distance est déterminée par parallaxe d'une manière connue depuis deux cents ans. Dans ce cas, des déplacements angulaires négligeables des étoiles sont mesurés lorsqu'elles sont observées depuis différents points de l'orbite terrestre, c'est-à-dire à différents moments de l'année. Les parallaxes même des étoiles les plus proches sont inférieures à 1". Le concept de parallaxe est associé au nom de l'une des unités de base de l'astronomie - le parsec. Le parsec est la distance à une étoile imaginaire dont la parallaxe annuelle est égale à 1".