Considérant que la différence réside dans la magnitude du soleil. Échelle de grandeur. Magnitudes apparentes de certains objets

La luminosité (ou l'éclat) inégale de divers objets dans le ciel est probablement la première chose qu'une personne remarque lorsqu'elle observe ; par conséquent, à cet égard, il y a longtemps, le besoin s'est fait sentir d'introduire une valeur pratique qui permettrait de classer les luminaires par luminosité.

Histoire

Pour la première fois une telle valeur pour mes observations oeil nu utilisé par l'astronome grec antique, auteur du premier catalogue d'étoiles européen, Hipparque. Il a classé toutes les étoiles de son catalogue selon leur luminosité, désignant les plus brillantes comme étoiles de 1ère grandeur et les plus sombres comme étoiles de 6ème grandeur. Ce système a pris racine, et en. milieu du 19ème-ème siècle a été amélioré à son look moderne L'astronome anglais Norman Pogson.

Ainsi, nous avons obtenu une quantité physique sans dimension, liée de manière logarithmique à l'éclairage créé par les luminaires (la magnitude stellaire réelle) :

m1-m2 =-2,5*lg(L1/L2)

où m1 et m2 sont les grandeurs des luminaires, et L1 et L2 sont l'éclairage en lux (lx est l'unité SI d'éclairage) créé par ces objets. Si vous remplacez la valeur m1-m2 = 5 dans le côté gauche de cette équation, alors après avoir effectué un calcul simple, vous constaterez que l'éclairage dans ce cas est corrélé à 1/100, de sorte qu'une différence de luminosité de 5 magnitudes correspond à une différence d’éclairage des objets de 100 une fois.

En continuant à résoudre ce problème, nous extrayons la racine 5 de 100 et nous obtenons un changement d'éclairage avec une différence de luminosité d'une grandeur, le changement d'éclairage sera de 2,512 fois.

Il s’agit de tout l’appareil mathématique de base nécessaire à l’orientation dans une échelle de luminosité donnée.

Échelle de grandeur

Avec l’introduction de ce système, il était également nécessaire de fixer le point de départ de l’échelle de grandeur. À cette fin, la luminosité de l’étoile Vega (alpha Lyrae) a été initialement prise comme une magnitude nulle (0 m). À l'heure actuelle, le plus début exact Le point de référence est la brillance d’une étoile 0,03 m plus brillante que Véga. Cependant, l'œil ne remarquera pas une telle différence, donc pour les observations visuelles, la luminosité correspondant à la magnitude zéro peut toujours être considérée comme Vega.

Une autre chose importante à retenir concernant cette échelle est que plus la magnitude est faible, plus l’objet est brillant. Par exemple, la même Vega avec sa magnitude de +0,03 m sera presque 100 fois plus brillante qu'une étoile d'une magnitude de +5 m. Jupiter, avec sa luminosité maximale de -2,94 m, sera plus lumineuse que Véga à :

2,94-0,03 = -2,5*lg(L1/L2)
L1/L2 = 15,42 fois

Vous pouvez résoudre ce problème d'une autre manière - simplement en élevant 2,512 à une puissance égale à la différence des grandeurs des objets :

2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

Classement de grandeur

Maintenant que nous avons enfin abordé le matériel, considérons la classification des grandeurs stellaires utilisée en astronomie.

La première classification est basée sur la sensibilité spectrale du récepteur de rayonnement. A cet égard, la magnitude stellaire peut être : visuelle (la luminosité n'est prise en compte que dans la gamme du spectre visible à l'œil) ; bolométrique (la luminosité est prise en compte sur toute la gamme du spectre, non seulement la lumière visible, mais aussi les spectres ultraviolet, infrarouge et autres combinés) ; photographique (luminosité prenant en compte la sensibilité au spectre des photocellules).

Cela inclut également les magnitudes stellaires dans une partie spécifique du spectre (par exemple, dans la gamme de la lumière bleue, du jaune, du rouge ou du rayonnement ultraviolet).

En conséquence, la magnitude visuelle est destinée à évaluer la luminosité des luminaires lors d'observations visuelles ; bolométrique - pour estimer le flux total de tout le rayonnement de l'étoile ; et quantités photographiques et à bande étroite - pour évaluer les indicateurs de couleur des luminaires dans n'importe quel système photométrique.

Ampleurs apparentes et absolues

Le deuxième type de classification des grandeurs stellaires repose sur le nombre de paramètres physiques dépendants. À cet égard, la magnitude stellaire peut être visible et absolue. La grandeur apparente est la luminosité d'un objet que l'œil (ou un autre récepteur de rayonnement) perçoit directement depuis sa position actuelle dans l'espace.

Cette luminosité dépend de deux paramètres à la fois : la puissance du rayonnement du luminaire et la distance qui le sépare. La grandeur absolue dépend uniquement de la puissance du rayonnement et ne dépend pas de la distance à l'objet, puisque cette dernière est supposée générale pour une classe spécifique d'objets.

La magnitude absolue des étoiles est définie comme leur magnitude apparente si la distance à l'étoile était de 10 parsecs (32,616 années-lumière). Magnitude absolue des objets système solaire est définie comme leur magnitude apparente s'ils étaient à une distance de 1 UA. du Soleil et montrerait sa phase complète à l'observateur, et l'observateur lui-même serait également à 1 UA. (149,6 millions de km) de l'objet (c'est-à-dire au centre du Soleil).

La magnitude absolue des météores est définie comme leur magnitude apparente s'ils étaient situés à une distance de 100 km de l'observateur et au point zénithal.

Application des grandeurs

Ces classifications peuvent être utilisées ensemble. Par exemple, la magnitude visuelle absolue du Soleil est M(v) = +4,83. et la bolométrique absolue M(bol) = +4,75, puisque le Soleil ne brille pas seulement dans le domaine visible du spectre. En fonction de la température de la photosphère (surface visible) de l'étoile, ainsi que de sa classe de luminosité (séquence principale, géante, supergéante, etc.).

Il existe des différences entre les magnitudes absolues visuelles et bolométriques d'une étoile. Par exemple, les étoiles chaudes (classes spectrales B et O) brillent principalement dans le domaine ultraviolet, invisible à l’œil nu. Leur éclat bolométrique est donc bien plus fort que leur éclat visuel. Il en va de même pour les étoiles froides (classes spectrales K et M), qui brillent principalement dans le domaine infrarouge.

La magnitude visuelle absolue des étoiles les plus puissantes (hypergéantes et étoiles Wolf-Rayet) est de l'ordre de -8, -9. La bolométrique absolue peut atteindre -11, -12 (ce qui correspond à la magnitude apparente de la pleine Lune).

La puissance de rayonnement (luminosité) est des millions de fois supérieure à la puissance de rayonnement du Soleil. La magnitude visuelle apparente du Soleil depuis l'orbite terrestre est de -26,74 m ; dans la zone de l'orbite de Neptune, elle sera de -19,36 m. La magnitude visuelle apparente de l'étoile la plus brillante, Sirius, est de -1,5 m, et la magnitude visuelle absolue de cette étoile est de +1,44, c'est-à-dire Sirius est presque 23 fois plus brillant que le Soleil dans le spectre visible.

La planète Vénus dans le ciel est toujours plus brillante que toutes les étoiles (sa luminosité visible varie de -3,8 m à -4,9 m) ; Jupiter est un peu moins brillant (de -1,6 m à -2,94 m) ; Lors des oppositions, Mars a une magnitude apparente d'environ -2 m ou plus. En général, la plupart des planètes sont la plupart du temps les objets les plus brillants du ciel après le Soleil et la Lune. Parce qu’il n’y a pas d’étoiles de forte luminosité à proximité du Soleil.

(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.

Ampleur désigné 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 seulement lumière visible. La magnitude des objets très brillants est négative. Par exemple, Sirius, l'étoile la plus brillante du 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. 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 ; La courbe de sensibilité spectrale est sélectionnée pour mieux correspondre à la 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 du 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 visible par le télescope spatial 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

Même les personnes éloignées de l'astronomie savent que les étoiles ont des luminosités différentes. La plupart étoiles brillantes sont facilement visibles dans le ciel surexposé de la ville, et les plus faibles sont à peine visibles dans des conditions de visualisation 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.

Concept "magnitude stellaire" utilisé par les astronomes depuis plus de 2000 ans. Il a probablement été introduit pour la première fois par le célèbre astronome et mathématicien grec Hipparque au IIe siècle avant JC. Observant régulièrement le ciel étoilé depuis l'île de Rhodes dans la mer Égée, Hipparque fut un jour témoin de l'apparition d'une nouvelle étoile brillante dans la constellation du Scorpion. Impressionné par cet événement, l'astronome décide de dresser un catalogue d'étoiles afin de trouver rapidement de nouvelles étoiles si de nouvelles étoiles apparaissent dans le futur. En conséquence, l'astronome a réécrit 1025 étoiles : il a non seulement donné les coordonnées de chaque étoile, mais les a également divisées en 6 magnitudes.

Le plus brillant Hipparque assigné aux étoiles d'abord magnitude stellaire, et la plupart terne, à peine visible à l'oeil, - sixième. Dans ce cas, les étoiles de 2ème grandeur étaient considérées comme autant de fois plus faibles que les étoiles de 1ère, autant les étoiles de 3ème grandeur sont plus faibles que les étoiles de 2ème, et ainsi de suite : une progression arithmétique était obtenue. Le catalogue d'Hipparque comprenait 15 étoiles de première grandeur, 45 étoiles de seconde grandeur, 208 de troisième, 474 de quatrième, 217 de cinquième et 49 étoiles de sixième grandeur (plus plusieurs nébuleuses).

Pourquoi Hipparque a-t-il nommé les caractéristiques de la luminosité des étoiles ? taille?

Dans les temps anciens, les gens croyaient que les étoiles étaient situées sur la sphère céleste à la même distance de la Terre, de sorte que la différence de luminosité des étoiles s'expliquait par la différence de leur tailles réelles ou la taille.

Les étoiles de première grandeur devaient donc être beaucoup plus grosses que les étoiles de sixième grandeur.

Selon l'échelle introduite par Hipparque, les étoiles telles que Deneb ou Capella avaient la première magnitude (en abrégé 1 m), et c'étaient les étoiles les plus grandes et « importantes ». Étoiles du seau la Grande Ourse avaient en moyenne 2 m, c'étaient déjà des étoiles « plus petites ». Au fil du temps, les astronomes se sont rendu compte que la magnitude stellaire ne détermine pas la taille réelle de l'étoile, mais seulement son éclat, c'est-à-dire l'éclairage qu'il crée sur Terre, cependant, ils ont continué à utiliser l'échelle d'Hipparque.

Il faut rappeler que l’échelle de magnitude est inverse : plus l’étoile est brillante, plus sa magnitude est faible. À l’inverse, plus une étoile est sombre, plus sa magnitude est grande.

Au milieu du XIXe siècle, le développement de la science exigeait de déterminer plus précisément la luminosité des luminaires. Il s'est notamment avéré que vision humaine est conçu d'une manière particulière : lorsque l'éclairage change selon une progression géométrique, il nous transmet des sensations selon une progression arithmétique. Il s'est avéré que non pas 6 étoiles de 6ème magnitude créeront le même éclairage qu'une étoile de 1ère (comme supposé précédemment), mais une centaine !

En 1856, l'astronome anglais Norman Pogson proposa de construire une échelle de grandeur prenant en compte la loi psychophysique de la vision. Selon Pogson, une étoile de 1ère magnitude produit par définition exactement 100 fois l'éclairage d'une étoile de 6 mètres. Ainsi, il s’avère que l’échelle de magnitude moderne est logarithmique : une étoile de 1ère magnitude est environ 2,512 fois plus brillante qu’une étoile de 2ème magnitude, et celle-ci, à son tour, est 2,512 fois plus brillante qu’une étoile de 3ème magnitude, et ainsi de suite.

La magnitude stellaire est une caractéristique sans dimension de l'éclat d'un corps céleste. Cette image montre le célèbre double amas de la constellation de Persée. Les étoiles les plus brillantes sur la photo sont de 6ème magnitude, les plus faibles sont d'environ 17ème magnitude. Selon la formule de Pogson, les étoiles les plus brillantes sur la photo sont 25 000 fois plus brillantes que les étoiles à peine visibles. © Observatoire de la Nouvelle Forêt

Mais pourquoi signaler ? Que faut-il prendre comme point zéro ?

Comme vous le savez, l'astronomie est une science exacte et donc toute caractéristique physique doit être mesuré dans certaines quantités. Ainsi, la force est mesurée en newtons, l'énergie en joules. En ce sens, la magnitude stellaire est une caractéristique sans dimension de l’éclat des corps célestes. Pogson a suggéré de calculer la brillance Étoile du Nordégale exactement à 2 m (tout comme Celsius a pris le point de congélation de l'eau à 0°), et déterminez les magnitudes des étoiles restantes en fonction de cela. Mais plus tard, il s'est avéré que l'éclat de l'étoile polaire n'est pas constant, et Vega a ensuite été prise comme standard. Aujourd'hui, 0 m est considéré comme un éclairement bien défini, égal à la valeur énergétique E=2,48*10^-8 W/m².

En fait, exactement éclairage et est déterminé par les astronomes 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. 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. En même temps, il est beaucoup plus facile d’opérer avec des magnitudes stellaires (précisément parce qu’il s’agit d’une échelle logarithmique). Ainsi, la brillance du Soleil est de -26,73 m, et la brillance des objets les plus faibles, dont les images peuvent être obtenues à l'aide du télescope Hubble, est d'environ 31,50 m. Comme vous pouvez le constater, la différence n'est que de 58 « étapes ».

Au début, la magnitude était utilisée comme indicateur de la luminosité des étoiles observées optiquement (c'est-à-dire visuellement ou photographiquement). Plus tard, l’échelle a été étendue aux gammes de rayonnement ultraviolet et infrarouge. Il est clair que les étoiles émettent de manière inégale à différentes longueurs d'onde, la magnitude du corps céleste dépend donc de la sensibilité spectrale du récepteur de rayonnement.

Visuel ampleur mv correspond à la sensibilité spectrale de l'œil humain (le maximum se produit à la longueur d'onde lambda = 555 µm).

Photovisuel ampleur V(ou jaune) coïncide pratiquement avec celle visuelle, et actuellement c'est à l'échelle des grandeurs photovisuelles que l'éclat des étoiles et autres corps célestes est indiqué dans les catalogues destinés aux passionnés d'astronomie.

Photographique ampleur B(ou bleu) est déterminé en mesurant la luminosité de l'étoile à l'aide d'une plaque photographique sensible aux rayons bleus, ou à l'aide d'un tube photomultiplicateur avec un filtre bleu.

Enfin, bolométrique ampleur mbol correspond à la puissance totale de rayonnement de l’étoile dans toutes les plages spectrales. Par exemple, la magnitude bolométrique du Soleil n'est que légèrement inférieure à la magnitude visuelle, puisque presque tout le rayonnement de l'étoile se situe dans le domaine visible. Par contre, son bolométrique. dirigé les naines rouges sont beaucoup plus petites que leur magnitude visuelle. ampleur, puisque la majeure partie de l’énergie du rayonnement se situe dans la gamme infrarouge. La même situation est observée avec les étoiles chaudes de types spectraux O et B, qui émettent principalement dans l'ultraviolet.

Échelle de grandeur. Dessin: Grand Univers

Jusqu'à présent, lorsque nous parlions de magnitude stellaire, nous parlions ampleur apparente , c'est-à-dire celui qui est enregistré directement lors de l'observation du corps céleste. La grandeur apparente signifie « observable », « apparente » et ne dit rien sur la grandeur. luminosité réelle d'un corps céleste. Par exemple, Vénus dans le ciel semble beaucoup plus brillante que n’importe quelle étoile ; sa luminosité maximale atteint -4,67 m. Cependant, cela ne signifie pas que la planète « émet » plus de lumière que les étoiles ; Le grand éclat de Vénus s’explique par sa proximité avec la Terre.

Pour comparer les flux réels d'énergie lumineuse provenant des corps célestes, les astronomes les placent classiquement à une distance standard de 10 parsecs de la Terre. Magnitude absolue (M) montre quelle ampleur apparente aurait-il ? corps céleste dans le cas où la distance jusqu'à lui était de 10 parsecs.

Magnitudes apparentes de certains corps célestes

Soleil: -26,73
Lune (pleine lune) : -12,74
Vénus (à luminosité maximale) : -4,67
Jupiter (à luminosité maximale) : -2,91
Sirius : -1,44
Véga : 0,03
Les étoiles les plus faibles visibles à l'œil nu : environ 6,0
Soleil à 100 années-lumière : 7,30
Proxima du Centaure : 11,05
Le quasar le plus brillant : 12,9
Les objets les plus faibles photographiés par le télescope Hubble : 31,5

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 été introduite pour la première fois comme indicateur éclat visibleétoiles dans le domaine optique, mais étendu plus tard 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 à l'œil le plus sombre et à peine visible, la sixième, et a réparti le reste également entre les grandeurs 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 ne se limite plus à six magnitudes ou à la seule 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

Chacune de ces étoiles a une certaine magnitude qui permet de les voir

La magnitude stellaire est une quantité numérique sans dimension qui caractérise la luminosité d'une étoile ou d'un autre corps cosmique par rapport à la zone visible. En d'autres termes, cette valeur reflète le montant ondes électromagnétiques, corps, qui sont enregistrés par l'observateur. Par conséquent, cette valeur dépend des caractéristiques de l'objet observé et de la distance qui le sépare de l'observateur. Le terme couvre uniquement les spectres visible, infrarouge et ultraviolet. rayonnement électromagnétique.

Le terme « brillance » est également utilisé pour désigner les sources lumineuses ponctuelles, et « luminosité » pour les sources étendues.

Un ancien scientifique grec qui vivait en Turquie au IIe siècle avant JC. e., est considéré comme l'un des astronomes les plus influents de l'Antiquité. Il en a compilé un volumétrique, le premier en Europe, décrivant l'emplacement de plus d'un millier de corps célestes. Hipparque a également introduit une caractéristique telle que la magnitude stellaire. En observant les étoiles à l'œil nu, l'astronome a décidé de les diviser selon leur luminosité en six magnitudes, la première magnitude étant l'objet le plus brillant et la sixième le plus sombre.

Au XIXe siècle, l'astronome britannique Norman Pogson a amélioré l'échelle de mesure des magnitudes stellaires. Il a élargi la gamme de ses valeurs et introduit une dépendance logarithmique. Autrement dit, avec une augmentation de la magnitude de un, la luminosité de l'objet diminue de 2,512 fois. Alors une étoile de 1ère magnitude (1 m) est cent fois plus brillante qu'une étoile de 6ème magnitude (6 m).

Étalon de grandeur

La norme d'un corps céleste de magnitude nulle était initialement considérée comme la luminosité du point le plus brillant de . Un peu plus tard, il a été dit plus définition précise un objet de magnitude nulle - son éclairement doit être de 2,54·10 −6 lux et le flux lumineux dans le domaine visible doit être de 10 6 quanta/(cm²·s).

ampleur apparente

La caractéristique décrite ci-dessus, définie par Hipparque de Nicée, a ensuite commencé à être appelée « visible » ou « visuel ». Cela signifie qu'il peut être observé à la fois à l'aide de l'œil humain dans le domaine visible et à l'aide de divers instruments comme un télescope, incluant les gammes ultraviolette et infrarouge. La magnitude de la constellation est de 2 m. Cependant, on sait que Vega de magnitude nulle (0 m) n'est pas l'étoile la plus brillante du ciel (cinquième en luminosité, troisième pour les observateurs de la CEI). Par conséquent, les étoiles les plus brillantes peuvent avoir une magnitude négative, par exemple (-1,5 m). On sait également aujourd'hui que parmi les corps célestes, il peut y avoir non seulement des étoiles, mais aussi des corps qui reflètent la lumière des étoiles - planètes, comètes ou astéroïdes. La magnitude totale est de −12,7 m.

Magnitude et luminosité absolues

Afin de pouvoir comparer la vraie luminosité corps cosmiques, une caractéristique telle que la grandeur absolue a été développée. Selon celui-ci, la valeur de la magnitude apparente d'un objet est calculée si cet objet était situé à 10 (32,62) de la Terre. Dans ce cas, la distance à l'observateur ne dépend pas de la comparaison de différentes étoiles.

La magnitude absolue des objets spatiaux utilise une distance différente entre le corps et l'observateur. Soit 1 unité astronomique, alors qu’en théorie l’observateur devrait être au centre du Soleil.

Une quantité plus moderne et utile en astronomie est devenue la « luminosité ». Cette caractéristique détermine le rayonnement total émis par un corps cosmique sur une certaine période de temps. La grandeur absolue est utilisée pour le calculer.

Dépendance spectrale

Comme indiqué précédemment, l'ampleur peut être mesurée pour différents types rayonnement électromagnétique, et a donc différentes significations pour chaque gamme de spectre. Pour obtenir une photo de n'importe quel objet spatial Les astronomes peuvent utiliser des étoiles , qui sont plus sensibles à la partie haute fréquence de la lumière visible, et les étoiles apparaissent en bleu sur l'image. Cette grandeur est dite « photographique », m Pv. Pour obtenir une valeur proche du visuel (« photovisuel », m P), la plaque photographique est recouverte d'une émulsion orthochromatique spéciale et un filtre jaune est utilisé.

Les scientifiques ont élaboré un système de plages dit photométrique, grâce auquel il est possible de déterminer les principales caractéristiques des corps cosmiques, telles que : la température de surface, le degré de réflexion de la lumière (albédo, pas pour les étoiles), le degré d'absorption de la lumière et autres. Pour ce faire, des photographies du luminaire sont prises dans différents spectres de rayonnement électromagnétique et une comparaison ultérieure des résultats. Les filtres les plus populaires pour la photographie sont l'ultraviolet, le bleu (magnitude photographique) et le jaune (proche de la plage photovisuelle).

Une photographie avec les énergies capturées de toutes les gammes d'ondes électromagnétiques détermine la magnitude dite bolométrique (mb). Avec son aide, connaissant la distance et le degré d'absorption interstellaire, les astronomes calculent la luminosité d'un corps cosmique.

Magnitudes de certains objets

• Soleil = −26,7 m
• Pleine Lune = −12,7 m
• Éruption d'iridium = −9,5 m. Iridium est un système de 66 satellites en orbite autour de la Terre et servant à transmettre la voix et d'autres données. Périodiquement, la surface de chacun des trois appareils principaux brille soleil vers la Terre, créant le flash lisse le plus brillant du ciel pendant 10 secondes maximum.