Ciel & Télescope
La plupart des moyens de comptage et de mesure de fonctionner les choses logiquement. Lorsque la chose que vous mesurez augmente, le nombre augmente. Lorsque vous prenez du poids, après tout, la balance ne vous dit pas un plus petit nombre de livres ou de kilogrammes. Mais les choses ne sont pas si sensées en astronomie — du moins pas quand il s’agit de la luminosité des étoiles., Entrez dans le système de Magnitude stellaire.
origines anciennes du système de Magnitude stellaire
les magnitudes des étoiles comptent en arrière, le résultat d’un ancien coup de chance qui semblait être une bonne idée à l’époque. L’histoire commence vers 129 av. j.-c., Lorsque L’astronome grec Hipparque a produit le premier catalogue d’étoiles bien connu. Hipparque a classé ses étoiles d’une manière simple. Il a appelé les plus brillants « de première grandeur, » qui signifie simplement « le plus grand. »Des étoiles pas si brillantes qu’il a appelées « de la deuxième magnitude », ou deuxième plus grande. Les étoiles les plus faibles qu « il pouvait voir, il a appelé » de la sixième magnitude., »Vers L’An 140, Claude Ptolémée a copié ce système dans sa propre liste d’étoiles. Parfois, Ptolémée ajoutait les mots « plus grand » ou « plus petit » pour distinguer les étoiles d’une classe de magnitude. Les travaux de Ptolémée sont restés les textes de base de l’astronomie pendant les 1 400 années suivantes, de sorte que tout le monde a utilisé le système des magnitudes de la première à la sixième. Il a très bien fonctionné.
Galileo a forcé le premier changement. En tournant ses nouveaux télescopes vers le ciel, Galilée a découvert qu’il existait des étoiles plus faibles que la sixième magnitude de Ptolémée., « En effet, avec le verre, vous détecterez sous les étoiles de la sixième magnitude une telle foule d’autres qui échappent à la vue naturelle que c’est à peine croyable », a-t-il exulté dans son traité Sidereus Nuncius de 1610. « Le plus grand de ces . . . nous pouvons désigner comme de la septième grandeur. »Ainsi un nouveau terme est-il entré dans le langage astronomique, et le système de magnitude stellaire est devenu ouvert. Il n’y aurait pas de retour en arrière.
Au fur et à mesure que les télescopes s’agrandissaient et s’amélioraient, les astronomes continuaient à ajouter plus de magnitudes au bas de l’échelle., Aujourd’hui, une paire de jumelles de 50 millimètres montrera des étoiles d’environ 9e magnitude, un télescope amateur de 6 pouces atteindra la 13e magnitude et le télescope spatial Hubble a vu des objets aussi faibles que la 31e magnitude.
Au milieu du 19ème siècle, les astronomes ont réalisé qu’il était urgent de définir l’échelle entière du système de magnitude stellaire plus précisément que par le jugement du globe oculaire. Ils avaient déjà déterminé qu’une étoile de 1ère magnitude brille avec environ 100 fois la lumière d’une étoile de 6ème magnitude. En conséquence, en 1856, L’astronome D’Oxford Norman R., Pogson a proposé qu’une différence de cinq magnitudes soit exactement définie comme un rapport de luminosité de 100 à 1. Cette règle pratique a été rapidement adoptée. Une magnitude correspond donc à une différence de luminosité de exactement la cinquième racine de 100, ou très proche de 2,512 — une valeur connue sous le nom de rapport de Pogson.
le système de magnitude stellaire qui en résulte est logarithmique, en accord net avec la croyance des années 1850 selon laquelle tous les sens humains sont logarithmiques dans leur réponse aux stimuli. L’échelle de décibels pour l’intensité sonore a également été rendue logarithmique.,
cinquante-huit magnitudes de luminosité apparente englobent les choses que les astronomes étudient, du soleil éblouissant aux objets les plus faibles détectés avec le télescope spatial Hubble. Cette plage équivaut à un rapport de luminosité de quelque 200 milliards de trillions.
Ciel & Télescope
Hélas, ce n’est pas tout à fait aussi, pas pour la luminosité, le son, ou quoi que ce soit d’autre. Nos perceptions du monde suivent des courbes de loi de puissance, pas des courbes logarithmiques. Donc une étoile de magnitude 3.,0 ne semble en fait pas exactement à mi-chemin dans la luminosité entre 2.0 et 4.0. Il semble un peu plus faible que cela. L’étoile qui semble à mi-chemin entre 2.0 et 4.0 sera d’environ magnitude 2.8. Plus l’écart de magnitude est grand, plus cet écart est important. En conséquence, Sky & les cartes du ciel dessinées par ordinateur du télescope utilisent des points d’étoiles qui sont dimensionnés selon une relation de loi de puissance.
Mais le monde scientifique dans les années 1850 était gaga pour les logarithmes, alors maintenant ils sont enfermés dans le système de magnitude stellaire aussi fermement que la numérotation arriérée D’Hipparque.,
maintenant que les magnitudes des étoiles étaient classées sur une échelle mathématique précise, même si elles ne convenaient pas, un autre problème devenait inévitable. Certaines étoiles de « 1ère magnitude » étaient beaucoup plus brillantes que d’autres. Les astronomes n’avaient pas d’autre choix que d’étendre l’échelle à des valeurs plus brillantes ainsi qu’à des valeurs plus faibles. Ainsi, Rigel, Capella, Arcturus et Vega sont de magnitude 0, une déclaration maladroite qui semble ne pas avoir de luminosité du tout! Mais il était trop tard pour recommencer. L’échelle de magnitude s’étend plus loin dans les nombres négatifs: Sirius brille à une magnitude de -1,5, Vénus atteint -4,4, La Pleine Lune est d’environ -12.,5, et le soleil flambe à une magnitude de -26,7.
autres couleurs, autres grandeurs
Les bandes passantes des filtres de couleur UBVRI standard, ainsi que le spectre d’une étoile bleu-blanc typique.
Sky& Telescope
à la fin du 19ème siècle, les astronomes utilisaient la photographie pour enregistrer le ciel et mesurer la luminosité des étoiles, et un nouveau problème est apparu. Certaines étoiles montrant la même luminosité à l’œil ont montré des luminosités différentes sur le film, et vice versa., Par rapport à l’œil, les émulsions photographiques étaient plus sensibles à la lumière bleue et moins à la lumière rouge. En conséquence, deux échelles distinctes pour le système de magnitude stellaire ont été conçues. La magnitude visuelle, ou mvis, a décrit comment une étoile regardait l’œil. Magnitude photographique, ou mpg, fait référence à des images d’étoiles sur un film noir et blanc sensible au bleu. Ceux-ci sont maintenant abrégés mv et mp, respectivement.
cette complication s’est avérée être une bénédiction déguisée. La différence entre la magnitude photographique et visuelle d’une étoile était une mesure pratique de la couleur de l’étoile., La différence entre les deux types de magnitude a été nommée « indice de couleur. »Sa valeur est de plus en plus positive pour les étoiles jaunes, oranges et rouges, et négative pour les étoiles bleues.
Mais différentes émulsions photographiques ont spectrales différentes réponses! Et les yeux des gens diffèrent aussi. D’une part, vos lentilles oculaires jaunissent avec l’Âge; Les personnes âgées voient le monde à travers des filtres jaunes. Les systèmes de Magnitude conçus pour différentes gammes de longueurs d’onde devaient être plus clairement définis que cela.,
Aujourd’hui, les grandeurs précises sont spécifiées par ce qu’un photomètre photoélectrique standard voit à travers des filtres de couleur standard. Plusieurs systèmes photométriques ont été conçus; le plus familier est appelé UBV après les trois filtres les plus couramment utilisés. U englobe le proche ultraviolet, B est bleu, et V correspond assez étroitement à l’ancienne grandeur visuelle; son large Pic est dans la bande jaune-vert, où l’œil est le plus sensible.
L’indice de couleur est maintenant défini comme la magnitude B moins la magnitude V. Une étoile blanche pure a un B-V d’environ 0,2, notre Soleil jaune est 0.,63, Bételgeuse orange-Rouge est de 1,85, et l’Étoile la plus bleue que l’on croit possible est de -0,4, bleu-blanc pâle.
le système UBV a connu un tel succès qu’il a été étendu vers le rouge avec des filtres R et I pour définir les magnitudes rouge et proche infrarouge standard. Par conséquent, il est parfois appelé UBVRI. Les astronomes infrarouges l’ont porté à des longueurs d’onde encore plus longues, reprenant par ordre alphabétique après I pour définir les bandes J, K, L, M, N et Q. Ceux — ci ont été choisis pour correspondre aux longueurs d’onde des « fenêtres » infrarouges dans l’atmosphère terrestre-longueurs d’onde auxquelles la vapeur d’eau n’absorbe pas entièrement la lumière des étoiles.,
dans toutes les bandes d’ondes, L’étoile brillante Vega a été choisie (arbitrairement) pour définir la magnitude 0.0. Étant donné que Vega est plus faible aux longueurs d’onde infrarouges qu’en lumière visible, les grandeurs infrarouges sont, par définition et tout à fait artificiellement, « plus lumineuses » que leurs homologues visuelles.
apparence et réalité
Quelle est donc la luminosité réelle d’un objet? Combien d’énergie totale nous envoie-t-il à toutes les longueurs d’onde combinées, visibles et invisibles? La réponse s’appelle la magnitude bolométrique, mbol, car le rayonnement total était autrefois mesuré avec un dispositif appelé bolomètre., La grandeur bolométrique a été appelée la vue de L’Œil de Dieu du véritable lustre d’un objet. Les astrophysiciens la considèrent comme la véritable mesure de l’émission d’énergie totale d’un objet vu de la Terre. La correction bolométrique indique combien la magnitude bolométrique est plus brillante que la magnitude V. Sa valeur est toujours négative, car toute étoile ou objet émet au moins un rayonnement en dehors de la partie visuelle du spectre électromagnétique.
jusqu’à présent, nous n’avons eu affaire qu’aux magnitudes apparentes — à quel point les choses brillantes semblent de la Terre., Nous ne savons pas à quel point un objet est intrinsèquement brillant tant que nous ne prenons pas également en compte sa distance. Ainsi, les astronomes ont créé l’échelle de magnitude absolue. La magnitude absolue d’un objet est simplement la luminosité à laquelle il apparaîtrait s’il était placé à une distance standard de 10 parsecs (32,6 années-lumière).
sur la carte de gauche de Canis Major, les tailles de points indiquent les magnitudes apparentes des étoiles; les points correspondent aux luminosités des étoiles telles que nous les voyons., La version de droite indique les magnitudes absolues des mêmes étoiles-à quel point elles apparaîtraient si elles étaient toutes placées à la même distance (32,6 années-lumière) de la Terre. La magnitude absolue est une mesure de la luminosité stellaire réelle.
Ciel & Télescope
Vu à partir de cette distance, le Soleil allait briller un peu impressionnant visual ampleur de 4,85. Rigel flamberait à un éblouissant -8, presque aussi brillant que le quart de lune. La naine rouge Proxima Centauri, l’Étoile la plus proche du système solaire, semble être de magnitude 15.,6, la plus petite lueur visible dans un télescope de 16 pouces! Connaître les grandeurs absolues montre clairement à quel point les objets que nous regroupons avec désinvolture sous le seul mot « étoile » sont très divers. »
les magnitudes absolues sont toujours écrites avec une majuscule M, les magnitudes apparentes avec une minuscule M. tout type de magnitude apparente-photographique, bolométrique ou autre — peut être converti en magnitude absolue.
(pour les comètes et les astéroïdes, une « magnitude absolue » très différente est utilisée., La norme ici est la luminosité de l’objet apparaîtrait à un observateur debout sur le soleil si l’objet était à une unité astronomique.)
alors, le système de magnitude stellaire est-il trop compliqué? Pas le moins du monde. Il a grandi et évolué pour répondre à tous les besoins de mesure de la luminosité exactement comme requis. Hipparque serait ravie.