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Accueil/Astronomie et le ciel/Magnitude apparente et absolue

Magnitude apparente et absolue

m = M + 5 log₁₀(d/10 pc) ; module de distance ; rapports de flux.

Étoile et distance

4.83 mag
1

Mesures

Distance d10.000 pc
Magnitude apparente m4.830 mag
Module de distance m−M0.000 mag
Flux relativement à 10 pc1.000e+0

À propos du modèle

La magnitude apparente et la magnitude absolue : le système des magnitudes comprime d’énormes rapports de flux en un logarithme. Selon Pogson, cinq échelons correspondent à un facteur 100 en flux, Δm = 2,5 log₁₀(F₁/F₂). La magnitude apparente m est ce que l’on mesure ; la magnitude absolue M fixe, par définition, la luminosité à 10 pc. Le module de distance m − M = 5 log₁₀(d/10 pc) (d en parsecs) relie la géométrie et l’éclat, sans absorption. Le disque lumineux à l’écran est une métaphore (« plus loin, plus faible »), ce n’est pas une fonction d’étalement du point.

Public : TP d’astronomie : des observations à l’échelle des distances.

Notions clés

  • magnitude apparente
  • magnitude absolue
  • module de distance
  • parsec
  • échelle de Pogson
  • rapport de flux
  • absorption interstellaire

Comment ça marche

La magnitude apparente m et la magnitude absolue M sont liées par le module de distance : m − M = 5 log₁₀(d/10 pc) avec d en parsecs (sans absorption). Le curseur fixe log₁₀(d/pc) ; le panneau affiche d, m, le module et le rapport de flux 100^(Δm/5). Le disque lumineux est une métaphore : plus loin, plus faible.

Formules

m = M + 5 log₁₀(d/10 pc) · F₁/F₂ = 100^{(m₂−m₁)/5}

Questions fréquentes

Pourquoi définit-on la magnitude absolue à 10 pc ?
C’est une norme historique : un éclat « intrinsèque » de référence, pour comparer les étoiles indépendamment de la distance.
Et les corrections bolométriques ?
Aux étoiles réelles il faut des filtres (UBVRI…) et des corrections bolométriques ; ici une seule bande conventionnelle.