Rendez-vous dans un lieu public où les gens se rassemblent, comme un trottoir aux heures de pointe au centre-ville ou un centre commercial le week-end, et vous remarquerez rapidement que chaque personne est une personne aux caractéristiques diverses en fonction de sa taille, de son poids et de son visage, par exemple. Chacun est distinct par sa taille, sa forme, son âge et sa couleur. Il y a aussi un autre trait qui est immédiatement perceptible à première vue: chaque étoile a une brillance unique.
Dès 120 avant JC, les astronomes grecs ont classé les étoiles en catégories en fonction de leur splendeur - le premier à le faire a été Hipparque. Bien que nous en sachions très peu sur sa vie, il est néanmoins considéré comme l'un des astronomes les plus influents de l'Antiquité. Il y a plus de deux mille ans, il a calculé la durée d'un an à 6,5 minutes. Il a découvert la précession des équinoxes, a prédit où et quand des éclipses lunaires et solaires et a mesuré avec précision la distance de la Terre à la Lune. Hipparque était également le père de la trigonométrie et son catalogue représentait entre 850 et 1 100 étoiles, identifiées chacune par leur position et les classant en fonction de leur luminosité avec une échelle allant de un à six. Les étoiles les plus éblouissantes ont été décrites comme de première magnitude et celles qui semblaient les plus faibles à l'œil nu ont été désignées comme sixième. Ses classifications étaient basées sur des observations à l'œil nu, donc c'était simple, mais il a ensuite été incorporé et élargi dans Ptolomy's Almagest qui est devenu la norme utilisée pour les 1400 prochaines années. Copernic, Kepler, Galileo, Newton et Halley étaient tous familiers et l'ont accepté, par exemple.
Bien sûr, il n'y avait pas de jumelles ou de télescopes à l'époque d'Hipparque et il faut une bonne vue et de bonnes conditions d'observation pour discerner les étoiles à la sixième magnitude. La pollution lumineuse qui est omniprésente dans la plupart des grandes villes et des régions métropolitaines environnantes limite aujourd'hui la visualisation d'objets faibles dans le ciel nocturne. Par exemple, les observateurs de nombreux endroits suburbains ne peuvent voir que des étoiles de troisième à quatrième magnitude - les meilleures nuits, une cinquième magnitude peut être visible. Bien que la perte d'une ou deux grandeurs ne semble pas beaucoup, considérez que le nombre d'étoiles visibles augmente rapidement à chaque mouvement vers le haut de l'échelle. La différence entre un ciel légèrement pollué et un ciel sombre est à couper le souffle!
Au milieu du XIXe siècle, la technologie avait atteint un point de précision selon lequel l'ancienne méthode de mesure de la luminosité des étoiles par approximation était un obstacle à la recherche. À cette époque, l'éventail d'instruments utilisés pour étudier le ciel comprenait non seulement un télescope mais aussi un spectroscope et une caméra. Ces appareils ont considérablement amélioré les notes manuscrites, les croquis d'oculaires et les inférences tirés des souvenirs des observations visuelles précédentes. De plus, comme les télescopes sont capables de recueillir plus de lumière que l'œil humain peut en rassembler, la science savait, depuis les premières observations télescopiques de Galileo, qu'il y avait des étoiles beaucoup plus faibles que ce que les gens soupçonnaient lorsque l'échelle de grandeur a été inventée. Par conséquent, il est devenu de plus en plus admis que les attributions de luminosité transmises par l'Antiquité étaient trop subjectives. Mais au lieu de l'abandonner, les astronomes ont choisi de l'ajuster en différenciant mathématiquement la luminosité des étoiles.
Norman Robert Pogson était un astronome britannique né à Nottingham, en Angleterre, le 23 mars 1829. Pogson a montré ses prouesses avec des calculs complexes à un âge précoce en calculant les orbites de deux comètes alors qu'il n'avait que 18 ans. Au cours de sa carrière d'astronome à Oxford puis en Inde, il a découvert huit astéroïdes et vingt et une étoiles variables. Mais sa contribution la plus mémorable à la science a été un système d'attribution quantifiable d'une luminosité stellaire précise. Pogson a été le premier à remarquer que les étoiles de la première magnitude étaient environ cent fois plus brillantes que les étoiles de la sixième magnitude. En 1856, il a proposé que cela soit accepté comme une nouvelle norme afin que chaque baisse d'amplitude décrémente la valeur de la précédente à un taux égal à la cinquième racine de 100 ou environ 2,512. Polaris, Aldebaran et Altair ont été désignés magnitude 2,0 par Pogson et toutes les autres étoiles ont été comparées à celles-ci dans son système et des trois, Polaris était l'étoile de référence. Malheureusement, les astronomes ont découvert plus tard que Polaris est légèrement variable, ils ont donc substitué la brillance de Vega comme ligne de base à la luminosité. Bien sûr, il convient de noter que Vega a depuis été remplacé par un point zéro mathématique plus compliqué.
L'attribution d'une valeur d'intensité aux étoiles entre les premier et sixième niveaux de magnitude était basée sur la croyance alors répandue que l'œil détectait des différences de luminosité sur une échelle logarithmique - les scientifiques, à l'époque, pensaient que la magnitude d'une étoile n'était pas directement proportionnelle à la quantité réelle d'énergie reçue par l'œil. Ils ont supposé qu'une étoile de magnitude 4 semblerait être à mi-chemin entre la luminosité d'une étoile de magnitude 3 et celle d'une magnitude 5. Nous savons maintenant que ce n'est pas vrai. La sensibilité de l'œil n'est pas exactement logarithmique - elle suit la courbe de la loi de puissance de Steven.
Quoi qu'il en soit, le rapport de Pogson est devenu la méthode standard d'attribution des magnitudes en fonction de la luminosité apparente des étoiles vues de la Terre et au fil du temps, à mesure que les instruments s'amélioraient, les astronomes ont pu affiner davantage leurs désignations afin que des magnitudes fractionnaires soient également devenues possibles.
Comme mentionné précédemment, on savait que l'Univers était rempli d'étoiles plus faibles que l'œil seul pouvait percevoir depuis l'époque de Galilée. Les cahiers du grand astronome regorgent de références aux étoiles de septième et huitième magnitudes qu’il a découvertes. Le ratio de Pogson a donc été étendu pour englober ceux qui étaient plus faibles que la sixième magnitude également. Par exemple, l'œil sans aide a accès à environ 6 000 étoiles (mais peu de gens en voient jamais en raison de la lueur nocturne sournoise et de la nécessité d'observer sur une période de plusieurs mois depuis l'équateur). Les jumelles 10X50 communes augmenteront la portée de la lumière de l'œil d'environ cinquante fois, augmenteront le nombre d'étoiles visibles à environ 50 000 et permettront à l'observateur de repérer des objets de neuvième magnitude. Un modeste télescope de six pouces augmentera encore la vision en révélant des étoiles jusqu'à la douzième magnitude, soit environ 475 plus faibles que l'œil nu peut détecter. Environ 60 000 cibles célestes sont observables avec un instrument comme celui-ci.
Le grand télescope Hale de 200 pouces sur le mont Palomar, longtemps le plus grand télescope sur Terre jusqu'à ce que de nouveaux instruments le dépassent au cours des vingt dernières années, pourrait offrir des aperçus visuels jusqu'à la vingtième ampleur - c'est environ un million de fois plus faible que la vision sans assistance. Malheureusement, ce télescope n'est pas équipé pour l'observation directe - il n'est pas venu avec un support d'oculaire et, comme tous les autres grands télescopes aujourd'hui, c'est essentiellement un objectif de caméra gigantesque. Le télescope spatial Hubble, en orbite terrestre basse, peut photographier des étoiles à la vingt-neuvième magnitude. Cela représente le bord actuel de l'humanité de l'Univers visible - environ vingt-cinq milliards de fois plus faible que la perception humaine normale! Incroyablement, d'énormes télescopes sont sur la planche à dessin et sont financés, avec des miroirs de collecte de lumière de la taille des terrains de football, qui permettront de voir des objets à la trente-huitième magnitude! On suppose que cela pourrait nous amener à l'aube même de la création!
Vega représentant le point de départ pour déterminer les grandeurs, il fallait aussi faire quelque chose avec des objets plus brillants. Par exemple, huit étoiles, plusieurs planètes, la Lune et le Soleil (tous) surpassent Vega. Étant donné que l'utilisation de nombres plus élevés représentait des objets à l'œil plus faible que l'œil nu, il semblait approprié d'utiliser des nombres nuls et négatifs pour capturer ceux qui étaient plus brillants que Vega. Par conséquent, le Soleil brillerait à la magnitude -26,8, la pleine Lune à -12. Sirius, l'étoile la plus brillante vue de notre planète, a reçu une magnitude de -1,5.
Cet arrangement a persisté car il combine précision et flexibilité pour décrire avec une grande précision la luminosité apparente de tout ce que nous pouvons voir dans les cieux.
Cependant, l'éclat des étoiles peut être trompeur. Certaines étoiles semblent plus brillantes parce qu'elles sont plus proches de la Terre, libèrent des quantités d'énergie inhabituellement importantes ou ont une couleur que nos yeux perçoivent avec une sensibilité plus ou moins grande. Par conséquent, les astronomes ont également un système distinct qui décrit l'éclat des étoiles en fonction de leur apparence à une distance standard - environ 33 années-lumière - appelée magnitude absolue. Cela supprime les effets de la séparation de l'étoile de notre planète, sa luminosité intrinsèque et sa couleur de l'équation de magnitude apparente.
Pour déduire la magnitude absolue d’une étoile, les astronomes doivent d’abord comprendre sa distance réelle. Il existe plusieurs méthodes qui se sont révélées utiles, dont la parallaxe est la plus fréquemment utilisée. Si vous tenez un doigt vers le haut à bout de bras, puis déplacez votre tête d'un côté à l'autre, vous remarquerez que le doigt semble changer de position par rapport aux objets en arrière-plan. Ce décalage est un exemple simple de parallaxe. Les astronomes l'utilisent pour mesurer les distances stellaires en mesurant la position d'un objet par rapport aux étoiles de fond lorsque la Terre est d'un côté de son orbite par rapport à l'autre. En appliquant la trigonométrie, les astronomes peuvent calculer la distance de l'objet. Une fois cela compris, un autre calcul peut estimer sa luminosité apparente à 33 années-lumière.
Il en résulte de curieux changements dans les affectations de magnitude. Par exemple, la magnitude absolue de notre Soleil se réduit à seulement 4,83. Alpha Centauri, l'un de nos voisins stellaires les plus proches, est similaire avec une magnitude absolue de 4,1. Fait intéressant, Rigel, l'étoile brillante bleu-blanc qui représente le pied droit du chasseur dans la constellation d'Orion, brille avec une magnitude apparente d'environ zéro mais une magnitude absolue de -7. Cela signifie que Rigel est des dizaines de milliers de fois plus lumineux que notre Soleil.
C'est une façon pour les astronomes de découvrir la vraie nature des étoiles même si elles sont très éloignées!
Galileo n'était pas le dernier grand astronome italien. Bien qu'il soit sans doute le plus célèbre, l'Italie moderne regorge de milliers d'astronomes professionnels et amateurs de classe mondiale impliqués dans la recherche et la photographie de l'Univers. Par exemple, la magnifique photo qui accompagne cette discussion a été produite par Giovanni Benintende avec un télescope Ritchey-Chretien de dix pouces et une caméra astronomique de 3,5 mégapixels depuis son site d'observation en Sicile le 23 septembre 2006. L'image représente une nébuleuse éthérée , désigné Van den Bergh 152. Il est en direction de la constellation de Céphée, située à environ 1 400 années-lumière de la Terre. Parce qu'il ne brille qu'à une faible magnitude 20 (que vous devriez maintenant apprécier comme étant extrêmement faible!), Il a fallu à Giovanni 3,5 heures d'exposition pour capturer cette scène merveilleuse.
La belle teinte du nuage est produite par l'étoile brillante, près du sommet. Les grains de poussière microscopiques à l'intérieur de la nébuleuse sont suffisamment petits pour refléter les longueurs d'onde plus courtes de la lumière des étoiles, qui tendent vers la partie bleue du spectre des couleurs. Les longueurs d'onde plus longues, qui tendent vers le rouge, passent simplement à travers. Ceci est également analogue à la raison pour laquelle nos cieux terrestres sont bleus.L'effet de rétro-éclairage saisissant est très réel et provient de la lumière des étoiles combinée de notre galaxie!
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Écrit par R. Jay GaBany
