PRESENTATION AMAS MAGNITUDE ET ALBEDO 1 MAGNITUDE Un

PRESENTATION AMAS

MAGNITUDE ET ALBEDO

1 - MAGNITUDE « Un concept qui remonte à 120 ans avant notre ère »

Les anciens grecs, observateurs contemplatifs des beautés du ciel nocturne, avaient remarqué que les étoiles ne s’allumaient pas toutes en même temps au coucher du Soleil. Les plus brillantes s’allumaient d’abord, puis celles qui l’étaient un peu moins, puis moins encore… et qu’au bout d’un certain temps, il ne s’en allumait plus de nouvelles. Ils avaient réparti les étoiles en 6 classes différentes. Celles qui s’allumaient les premières étaient appelées étoiles de première grandeur et celles qui apparaissaient en dernier, étoiles de sixième grandeur, avec bien sûr, une dénomination intermédiaire pour chacune des 4 autres classes.

Ptolémée ayant positionné les étoiles sur la «sphère des fixes» , c’est-à-dire toutes à la même distance de la Terre qui, bien sûr, occupait le centre de l’Univers, il semble probable que les anciens grecs s’imaginaient que les étoiles plus brillantes étaient les plus grosses et les plus ternes les plus petites, puisque c’était le seul critère pouvant justifier la différence de luminosité entre elles. Ceci explique certainement les appellations retenues d’étoiles de différentes grandeurs. Cette classification est restée en vigueur jusqu’au 17 eme siècle. Mais les avancées de la physique ne pouvaient plus se contenter du manque de finesse de cette méthode de classement dont les inconvénients sont multiples.

Le problème de la lumière des étoiles, a été repris de façon plus rationnelle avec les moyens que la physique a mis à la disposition des astronomes. On a distingué la luminosité de l’étoile de son éclat. La luminosité L quantifie l’énergie qu’elle rayonne. Elle est donc indépendante de la distance depuis laquelle on la regarde, alors que son éclat E est la fraction de rayonnement perçu par l’observateur à la distance où il se trouve de l’étoile Si nous voulons comparer le système des grandeurs G, inventé par les anciens grecs, et le système basé sur l’éclat E de l’astronomie moderne, on constate que l’échelle E est croissante (plus l’éclat apparent est élevé, plus le nombre qui le caractérise est grand) alors que l’échelle G est décroissante. Plus l’indice attribué à la grandeur est élevé, moins l’étoile apparaît brillante. Une étoile de première grandeur apparaît beaucoup plus lumineuse qu’une étoile à peine perceptible de sixième grandeur.

Mais il a été fait un autre constat important. La perception de l’oeil humain n’est pas linéaire, une étoile de deuxième grandeur n’est pas deux fois moins lumineuse qu’une étoile de première grandeur, et une étoile de troisième grandeur n’est pas moitié moins lumineuse qu’une étoile de deuxième grandeur…. Sirius est la plus lumineuse des étoiles visibles à l'œil nu avec une magnitude apparente de -1, 46. C'est un système binaire composé d'une étoile de la séquence principale et d'une naine blanche, près de 10. 000 fois moins lumineuse. © Mellostorm!

Si on entend des sons dont l’intensité varie selon le progression 1, 2, 4, 8, 16, notre cerveau les interprète comme s’ils étaient de progression 1, 2, 3, 4 , 5. Le dernier est perçu comme 5 fois plus fort alors qu’il se trouve en réalité 16 fois plus intense : ils sont exprimés en « bel » ou « décibel » qui suivent une loi logarithmique. C’est la même chose pour les intensités lumineuses : la magnitude d’un astre est proportionnelle au logarithme de son intensité.

La magnitude est une manière d'estimer la luminosité des étoiles. L'étude des étoiles variables est ancienne. Hipparque (II ème siècle av JC) avait déjà établi un catalogue d'étoiles classées selon leur luminosité suite à l'observation d'une "nouvelle" étoile, afin de détecter de tels changements. La magnitude est une échelle logarithmique. En gros, lorsqu'on augmente d'une magnitude, la luminosité est divisée par 2. 5. Ainsi la magnitude du soleil, notre étoile est de -26. 7, celle de la lune (pleine) -12. 6, Sirius étoile brillante, -1. 5; l'étoile polaire, c'est 2. La limite à l'oeil nu est environ de 6.

Cadwell 18, NGC 185, . Galaxie elliptique dans la constellation de Cassiopée. (magnitude apparente 10. 16)

Photo Magnitudes Source : Redshift 6

ORIGINE DE LA MAGNITUDE Comme indiqué précédemment, nous la devons à l'astronome grec Hipparque (IIe siècle av J-C). Il fut l'un des premiers astronomes de l'Antiquité à collecter des informations pour bâtir des catalogues stellaires donnant la position et l'éclat des étoiles visibles à l'oeil nu. Son plus grand catalogue comprenait un peu plus de 1000 étoiles. Les vingt plus brillantes étaient classées dans la catégorie "étoiles de première grandeur", les autres se répartissaient ensuite sur cinq échelons, jusqu'aux "étoiles de sixième grandeur" qui étaient les plus faibles visibles à l'oeil nu. Après avoir pointé vers le ciel sa première lunette astronomique, Galilée fut contraint d'inventer la 7 e magnitude pour désigner les étoiles invisibles à l'oeil nu mais révélées par son instrument. Jusqu'au milieu du XIXe siècle, les astronomes ajoutèrent peu à peu de nouveaux échelons mais sans vraiment modifier la logique du système inventé près de 2000 ans plus tôt

Du temps d‘Hipparque de Nicée et jusqu'à une période récente, les astres ne se signalaient que par leur seule lumière visible. Mais en étendant leurs observations à l'intégralité du spectre électromagnétique (c'est-à-dire à tous les rayonnements invisibles), les astronomes ont dû préciser un peu plus la notion de magnitude. Ainsi est-il aujourd'hui nécessaire de spécifier dans quel domaine de longueur d’onde une magnitude, absolue ou apparente, a été déterminée (puisque, par exemple, un astre très discret en lumière visible peut s'avérer très lumineux en infrarouge). De même, les astronomes parlent de magnitude visuelle, photographique ou photométrique selon le type de récepteur utilisé (œil, plaque photographique ou photomètre), car tous n'offrent pas la même sensibilité à une longueur d’onde donnée. Les différentes échelles sont raccordées entre elles grâce à l’observation d’étoile de référence.

Il devint alors urgent, pour faire face à l'inflation des catalogues stellaires, de ne pas laisser la classification des magnitudes à la seule perception de l'oeil humain, et de mettre en évidence une loi de variation de luminosité des astres.

Le premier qui formalisa le passage d'une magnitude à une autre fut l'astronome anglais Norman Robert Pogson (23 mars 1829 – 23 juin 1891). Il a formalisé cette remarque en définissant l'échelle des éclats stellaires employée aujourd'hui et dans laquelle le mot "magnitude" succède au mot "grandeur" qui était trop ambigu. Il est parti du constat que les étoiles de sixième magnitude ont un éclat cent fois plus faible que celles de première magnitude. En 1856, il proposa de considérer qu'une différence de 5 magnitudes était égale à une différence d'éclat de 100 fois. Le rapport entre deux échelons de magnitude devenait alors égal à la racine cinquième de 100 soit 2, 512 fois.

La loi de Pogson relie la différence des magnitudes apparentes de deux étoiles au rapport de leurs éclats apparents. Elle indique qu'une différence d'éclat dans un rapport de 1 à 100 correspond à un écart de 5 magnitudes : m 2 -m 1 = -2, 5 log (e 2/e 1) avec : m 1 et m 2 = magnitudes deux étoiles e 1 et e 2 = éclats apparents deux étoiles Une autre façon d'écrire cette relation, en considérant cette fois une seule étoile : m = -2, 5 log (e) + k avec : m = magnitude de l'étoile e = éclat apparent de l'étoile k = constante

Pour Hipparque et pour tous les savant jusqu'au XIXe siècle, les étoiles plus brillantes étaient toutes de 1 re grandeur, sans qu'il soit fait aucune distinction dans ce groupe. Pourtant, il était manifeste à l'oeil nu que Sirius était nettement plus brillante que Véga, alors que les deux astres se trouvaient sur le même échelon de magnitude. La création d'appareils capables de mesurer précisément des éclats (photomètres) permit de dépasser cette limite et d'appliquer la formule de Pogson à tous les astres. photomètre Optec SSP-3 fixé sur un Celestron C 8.

Photométrie automatique

Véga Sirius La magnitude apparente de Véga est 3, 9 fois moindre que celle de Sirius (2, 512(0, 03+1, 46)).

L'échelle des magnitudes débutant initialement à l'unité, les astres plus brillants furent dotés de magnitudes plus petites, voire négatives. La magnitude apparente de Sirius devint ainsi égale à -1, 46 et celle de Véga à + 0, 03. Point de référence Par le passé, la référence était α Ursae Minoris, l’étoile polaire, de magnitude 2, mais elle a été abandonnée en raison de sa variabilité. De même, la magnitude soi-disant nulle de Véga fut aussi utilisée, mais elle a été abandonnée, du moins dans l’infrarouge, après la découverte de son excès en infrarouge thermique. Cette découverte a été faite lors du lancement du satellite IRAS, lors de son étalonnage vers l'étoile Véga. On constata alors qu'elle est entourée de poussières. L’étalonnage actuel est néanmoins basé sur cette étoile. Aujourd'hui, l'échelle de magnitudes s'étend de -26, 74 (Soleil) à +30 (galaxies photographiées par le télescope spatiale Hubble en 18 heures de pose !).

Pendant longtemps, cette dernière constante était choisie de façon à ce qu'on obtienne une magnitude apparente de l'étoile Véga (α Lyrae) égale à zéro. Aujourd'hui, on utilise un pont de référence photométrique plus rigoureux mais qui fournit des résultats très voisins. Les astres qui sont plus brillants que la magnitude zéro ont une magnitude négative. La magnitude d'un astre dépend du capteur utilisé pour la mesurer. C'est pour cela qu'on peut parler de magnitude visuelle, de magnitude photographique ou même de magnitude bolométrique.

MAGNITUDE APPARENTE , ABSOLUE , BOLOMETRIQUE Il ne faut pas confondre magnitude apparente et magnitude absolue La magnitude apparente s'applique aux étoiles et aux planètes et fait référence à leur éclat apparent depuis la Terre. La magnitude absolue indique l'éclat qu'auraient les étoiles si on les plaçait à la même distance de la Terre (en l'occurrence à 32, 6 années-lumière, soit 10 parsecs) Les magnitudes bolométriques apparente (mbol) ou absolue (Mbol) intègrent la totalité de l’énergie rayonnée par l’étoile sur toutes longueurs d’ondes. Pour la mesurer, il faut s’affranchir de l’absorption atmosphérique qui ne permet pas à certaines longueurs d’ondes de parvenir jusqu’à nous (en UV, IR…). La mesure des magnitudes bolométriques nécessite des capteurs spécialisés chacun dans son domaine spectral, et pour certains, embarqués dans des satellites artificiels.

Magnitude des objets non ponctuels Les objets non ponctuels comme les nébuleuses ou les galaxies sont également caractérisés par leur luminosité. On peut ainsi en déduire une magnitude apparente, comme il a été fait pour les étoiles. La différence est que les objets non ponctuels émettent cette luminosité sur une surface non nulle. Une galaxie très faible mais étendue peut avoir la même magnitude apparente qu’une étoile brillante. Pour les objets étendus comme les galaxies, on utilise la magnitude surfacique, c'est-à-dire la magnitude atteinte par une seconde d’arc carrée de l'objet.

Le tableau suivant donne la correspondance entre les magnitudes et les éclats. Co: Serge Bertorello Exemples : Magnitude apparente du Soleil = -26, 7 Magnitude absolue du Soleil = 4, 8 Magnitude apparente des plus faibles étoiles visibles à l'œil nu = 6 (environ)

Relation entre l'éclat apparent d'une étoile et sa distance Ce schéma montre comment la même quantité de radiation illumine une surface de plus en plus importante au fur et à mesure que la distance augmente. La surface augmentant comme le carré de la distance à la source, l’intensité décroît donc comme le carré de la distance D.

2 – ALBEDO

L'albédo est le pouvoir réfléchissant d'une surface, soit le rapport de l'énergie lumineuse réfléchie à l'énergie lumineuse incidente. C'est une grandeur sans dimension, comparable à la réflectance, mais d'application plus spécifique, utilisée notamment en astronomie.

L'albédo est utilisé en astronomie pour avoir une idée de la composition d'un corps trop froid pour émettre sa propre lumière, en mesurant la réflexion d'une source lumineuse externe, comme le Soleil . On peut différencier ainsi facilement les planètes gazeuses, qui ont un fort albédo, des planètes telluriques qui ont, elles, un albédo faible.

L'albédo de Bond ou albédo bolométrique est le rapport entre l'énergie radiante qui tombe sur une planète, et la totalité de l'énergie radiante réfléchie par la planète. Cette énergie peut être intégrée sur tout le spectre (cas bolométrique) ou n'être comptée que sur un domaine spectral restreint (par exemple visuel). Dans ce type d'albédo, on tient donc compte de la manière dont la lumière est réfléchie dans toutes les directions. Les astronomes ont affiné cette définition en distinguant d'une part l’albédo de Bond, correspondant à la réflectivité globale d'un objet céleste pour toutes longueurs d’onde et tous angles de phase confondus, et d'autre part l’albédo géométrique , correspondant au rapport entre l'intensité électromagnétique réfléchie par un astre à angle de phase nul et l'intensité électromagnétique réfléchie à angle de phase nul par une surface équivalente à réflectance idéalement lambertienne (c'est-à-dire isotrope quel que soit l'angle de phase) : conséquences de ces définitions, l'albédo de Bond est toujours compris entre 0 et 1, tandis que l'albédo géométrique peut être supérieur à 1.

L'albédo géométrique est le rapport de l'intensité lumineuse réfléchie vers l'observateur à celle reçue par la planète, pour un angle de phase nul, c'est-à-dire lorsque la planète est en opposition (soleil, observateur et planète alignés, donc phase pleine). On le définit aussi comme le rapport de la brillance du disque planétaire à l'angle de phase nul, à la brillance d'un disque parfaitement diffusant (agissant donc comme un écran blanc) et de même taille. On peut aussi le définir dans une bande passante restreinte ou au contraire sur tout le spectre. Lumière cendrée