LES OBJETS LES PLUS BRILLANTS DU SYSTEME SOLAIRE

  Ce tableau, à droite, donne, les objets du système solaire par ordre décroissant de leur magnitude absolue au sens des magnitudes absolues astéroïdales ou cométaires (sauf pour le Soleil). Seuls les objets plus brillants que m_v = 10 sont donnés. Le tableau donne également les magnitudes visuelles apparentes de ces objets. Les astéroïdes géocroiseurs sont exclus de cette liste. 

Définition de la magnitude:

La luminosité des objets du système solaire, hormis le Soleil, caractérise la capacité de leur surface à réfléchir la lumière solaire, ou celle de leur atmosphère à l'absorber et à la diffuser. 

La magnitude permet de chiffrer cette luminosité des objets : la magnitude apparente mesure l'éclat apparent des objets et dépend donc de leur distance à la Terre. On définit la magnitude m d'un astre de luminosité L par :  
  
m = -2,5 log (L/L₀)  
  
où L₀ est une constante définissant la luminosité d'un astre de magnitude 0 (cas de l'étoile Véga). Deux astres dont les éclats sont, entre eux, dans un rapport de 100 à 1, auront 5 magnitudes d'écart. Les valeurs élevées de la magnitude correspondent aux astres les moins brillants. Les corps les plus brillants peuvent avoir une magnitude négative (par exemple le Soleil, -27, la Pleine Lune, -12, Vénus, -4, Jupiter à l'opposition, -2 et Sirius, -1,4). 

La magnitude visuelle se rapporte à un récepteur dont la sensibilité est celle de l'oeil. L'oeil nu permet de distinguer les astres jusqu'à la magnitude 6. 

La magnitude photographique se rapporte à un récepteur photographique sensible surtout au bleu et au violet. La différence entre la magnitude photographique et la magnitude visuelle est l'indice de couleur. Pour le Soleil et pour les corps qui réfléchissent sa lumière, il est de +0,8 et varie selon le type spectral des étoiles. 

La magnitude absolue, elle, mesure la luminosité intrinsèque. Pour les objets autres que ceux du système solaire, elle se réfère à l'éclat de l'objet tel qu'on le mesurerait depuis une distance de 10 parsecs (le parsec est la distance d'où l'on verrait la Terre sous l'angle de 1" du Soleil, soit 206 265 unités astronomiques). On a la relation :  

M = m + 5 - 5 log D 

où m est la magnitude visuelle, M la magnitude absolue, D la distance de l'objet exprimée en parsecs.   

Une définition différente est admise pour les objets du système solaire. Les astéroïdes et les comètes sont ainsi caractérisés par une magnitude absolue que l'on pose égale à la magnitude qu'aurait l'objet placé à une distance de 1 unité astronomique. On a alors la relation : 

H = m - 5 log(rD) + g 

où m est la magnitude visuelle, H la magnitude absolue, D la distance de l'objet à la Terre et r sa distance au Soleil exprimées en unités astronomiques. g est un terme complémentaire représentant les effets de phase.    

Ci-dessus l'étoile double m du Bouvier. On voit ainsi le problème posé par l'observation d'astres proches et de magnitudes très différentes: l'étoile centrale a une magnitude de 4,5, la seconde étoile une magnitude de 7,2 et les petites étoiles du fond du ciel une magnitude comprise entre 15 et 18.

Correspondance entre magnitude absolue et taille pour les astéroïdes : cliquez ici.

 Cliquez sur les titres de colonne pour ordonner selon le paramètre voulu.