Photométrie:

    Une grosse partie de ce que nous envoient les étoiles est de la lumière, le reste peut être des neutrinos ou des rayons cosmiques par exemple. Or, la lumière, c'est de l'énergie. Quand on étudie la lumière sous cet aspect énergétique, on fait de la photométrie.

    Nous allons donc en parler un petit peu avant d'aborder les problèmes suivants. Une notion très importante est celle de la magnitude, qui sert à caractériser l'éclat d'une étoile ou de tout autre objet émettant de la lumière. L'échelle des magnitudes est dite physiologique dans le sens où elle est basée sur les informations que donne le premier des instruments Astronomiques: l'oeil.

    C'est Hipparque qui en eut le premier l'idée, vers 150 avant J.C. Il posa que les étoiles les plus faibles visibles à l'oeil nu étaient de magnitude 6 (anciennement de 6ème grandeur) et les plus lumineuses de magnitude 0. Le principe est resté mais a été remanié: Il existe des étoiles très lumineuses dont la magnitude est négative, comme Sirius (m_v =-1,5: "v" pour visuelle); le Soleil est à -26,9 et les étoiles les plus faibles jamais observées par les télescopes modernes sont aux alentours de +27 à +28. Des appareils ont bien sûr remplacé l'oeil pour donner une valeur plus objective de ce paramètre. Ce que savent faire ces instruments, les photomètres, c'est mesurer l'énergie reçue pendant un certain temps et sur une surface donnée: c'est ce que l'on appelle l'éclat. Eclat et magnitude sont liés par la relation suivante: m_v =2,5*log(éclat) + constante.

    Les plus faibles étoiles jamais détectées ont un éclat 570 millions de fois plus petit que les étoiles les moins lumineuses visibles à l'oeil nu... Il faut aussi savoir que plus on s'éloigne d'un objet et plus son éclat décroît: Une lampe de poche ne semble bien sûr pas aussi lumineuse lorsqu'elle est à 2km de soi que lorsqu'elle se trouve près de notre oeil. L'éclat est même inversement proportionnel au carré de la distance; traduction: Si une étoile placée à 10 Al de nous a un éclat E₀ , à 30 Al, il ne sera plus que de E₀/9. Un dernier paramètre est alors nécessaire: La magnitude absolue d'un astre qui est définie comme la magnitude qu'aurait cet objet s'il se trouvait à 10 parsecs de nous. Ainsi les objets deviennent comparables entre eux, sans que la distance n'intervienne, par exemple, si le Soleil a bien m_v =-26,9, par contre Mv =+4,7 (Mag.absolue), Sirius elle est affectée de m_v =-1,5 et Mv =1,5. Sirius émet donc en réalité presque 20 fois (2,5 ^(4,7-1,5)) plus de lumière que le Soleil.

m_v et distance (Dpc ) sont liées entre elles par la relation:

m_v - Mv = 5 log(D pc) - 5 (Loi de Pogson)

    Voilà une bien jolie équation, mais sur les trois paramètres, on en connaît guère qu'un seul: La magnitude apparente (m_v). Si l'on veut pouvoir obtenir la distance de l'étoile, il nous faut connaître, par un moyen ou par un autre la valeur de Mv...

    L'objectif sera donc de déterminer cette magnitude absolue en se fiant à quelques caractéristiques observables de l'objet étudié. C'est par exemple ce que l'on fait en sentant le bord fortement crénelé d'une pièce de monnaie dans sa poche, on sait alors que sa valeur est de deux francs; une étoile, si elle nous laisse observer quelques-unes de se propriétés, nous permettra peut être d'en déduire son éclat intrinsèque pour peu que l'on ait eu la chance d'en observer une similaire à proximité du Soleil. Il "suffit" donc de se mettre en quête d'étoiles et d'objets présentant des aspects bien marqués.