Calculateur de magnitude stellaire

L'échelle des magnitudes fonctionne à l'envers, et c'est voulu : elle vient d'Hipparque, qui vers 150 av. J.-C. classait les étoiles à l'œil nu, où la '1ère magnitude' désignait les plus brillantes et la '6e magnitude' les plus faibles qu'il pouvait encore voir - les nombres plus petits ont donc toujours signifié plus brillant, et le système moderne a simplement conservé cette convention en la rendant précise. Chaque écart d'une magnitude correspond par définition à un rapport de luminosité de exactement 100^(1/5) ≈ 2,512×, si bien qu'un écart de 5 magnitudes représente toujours un facteur exactement 100 en flux - c'est de là que viennent à la fois le '5' et le point de référence '10 pc' de la formule du module de distance. Cela signifie aussi que l'échelle n'a pas de limite inférieure : la magnitude du Soleil, -26,74, et celle de Sirius, -1,46, se trouvent sur la même règle que la galaxie la plus faible jamais photographiée par Hubble, proche de la magnitude 31.

La magnitude apparente m indique seulement l'éclat perçu d'une étoile ; elle mêle sa luminosité réelle et sa distance. La magnitude absolue M retire la distance en demandant quel serait son éclat vue d'une distance standard de 10 pc. Leur écart, le module de distance m − M, est donc une distance déguisée. Le Soleil brille à m = −26.74, mais sa magnitude absolue n'est que +4.83 : à 10 pc, il ne serait qu'un point pâle et quelconque.

Le module de distance suppose un espace vide, mais la poussière interstellaire atténue la lumière stellaire en chemin et fait paraître l'étoile plus faible — donc faussement plus lointaine. Les astronomes distinguent donc le module de distance apparent m − M du vrai, m − M − A, où A est l'extinction en magnitudes. Vers le centre galactique, A peut dépasser 30 magnitudes : un facteur 10¹² en flux, de quoi engloutir des champs d'étoiles entiers jusqu'à ce que l'infrarouge les traverse.