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En astronomie, la magnitude absolue d'un objet céleste (notamment d'une étoile ou d'une planète) est une grandeur dépendant de sa luminosité intrinsèque. Elle se différencie de la magnitude apparente, ou magnitude, qui est une mesure du flux lumineux reçu sur Terre.

La magnitude absolue correspond à la magnitude apparente de l'objet céleste s'il était placé à une distance fixée :

• 1 unité astronomique pour les objets du Système solaire ;
• 10 parsecs pour les objets situés en dehors du Système solaire.

Comme pour la magnitude apparente, il existe plusieurs magnitudes absolues en fonction du rayonnement électromagnétique mesuré :

• s'il s'agit de l'ensemble du flux électromagnétique (à toutes les longueurs d'onde, du rayonnement gamma aux ondes radio), on parle de magnitude bolométrique.
• il peut également s'agir du flux électromagnétique au voisinage d'une longueur d'onde donnée, on parle alors de la magnitude dans une bande spectrale, par exemple B (bleu, aux alentours 436 nm) ou V (visible, aux alentours de 545 nm).

Sommaire 1 Magnitude des objets du Système solaire 2 Magnitude des objets extérieurs au Système solaire 3 Objets célestes très lumineux 4 Voir aussi

[] Magnitude des objets du Système solaire

Les objets du système solaire comme les planètes, les comètes ou les astéroïdes ne font que réfléchir la lumière qu'ils reçoivent du soleil et leur magnitude apparente dépend donc, non seulement de leur distance à la Terre, mais aussi de leur distance au Soleil. La magnitude absolue de ces objets est donc définie comme leur magnitude apparente s'ils étaient situés à une unité astronomique du soleil et une unité astronomique de la terre, tout en étant avec un angle de phase de zéro degré (« plein lune », toute la surface visible depuis la terre est éclairée).

Pour un corps situé à une distance <math>r</math> de la Terre et <math>a</math> du soleil, la relation entre sa magnitude (relative) <math>m</math> et sa magnitude absolue, notée <math>H</math>, est donnée par la formule :

<math>\ m = H + 5 \log(r) + 5 \log(a) - 2,5 \log \chi </math>

où <math>\ \chi</math> représente la phase de l'objet (<math>\ \chi = 1</math> pour la pleine lune, 0,5 pour un quartier et 0 pour la nouvelle lune) ; <math>\ r</math> et <math>\ a</math> doivent être exprimées en unités astronomiques.

Il est à noter que la situation décrite par la définition de la magnitude absolue est physiquement impossible : l'angle de phase est de 30 degrés pour un astre sphérique à une unité astronomique de la Terre et du soleil. Elle doit être considérée comme une référence ? et elle se trouve donner le bon ordre de grandeur pour le résultat observé.

[] Magnitude des objets extérieurs au Système solaire

Pour une étoile ou tout objet extérieur au système solaire, la magnitude absolue est la magnitude apparente qu'aurait l'objet s'il était situé à une distance de 10 parsecs. En considérant que les magnitudes absolue <math>M</math> et apparente <math>m</math> sont reliées entre elles par la loi de décroissance de la luminosité en proportion inverse du carré de la distance :

<math>\ m = M + 5 \log \left(\frac\right) </math>

<math>\ r</math> doit être exprimée en parsecs.

[] Objets célestes très lumineux

De nombreuses étoiles visibles à l'?il nu ont une magnitude absolue telle que ces étoiles, si elles étaient effectivement éloignées de seulement 10 parsec, seraient plus brillantes que les planètes. C'est le cas des supergéantes Rigel (-7,0), Deneb (-7,2), Naos (-7,3) et Bételgeuse (-5,6). À titre de comparaison, l'objet le plus brillant du ciel est Vénus avec une magnitude apparente de -4,3 ; la pleine lune est de magnitude apparente -12.

Le dernier objet céleste dont la magnitude apparente fut comparable à la magnitude absolue des trois objets ci-dessus était une supernova qui se produisit en 1054 (et nommée SN 1054) et dont aujourd'hui il ne subsiste qu'une nébuleuse planétaire, la nébuleuse du Crabe, et un pulsar. Les astronomes de l'époque rapportèrent que la luminosité de cet objet était si grande qu'ils pouvaient lire en pleine nuit, voir les ombres portées de sa lumière et l'observer en plein jour.

Les magnitudes absolues des étoiles s'étendent généralement de -10 à +17 en fonction de leur type spectral.

[] Voir aussi

• magnitude apparente
• diagramme de Hertzsprung-Russell, montrant la répartition des étoiles en fonction de leur magnitude absolue et de leurs caractéristiques spectrales.

 

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La source est wikipedia http://fr.wikipedia.org/wiki/Magnitude bolométrique absolue