Hipparque de Nicée (190 av. J.-C.-125 av. J.-C.), deux siècles avant notre ère, répertorie environ 850  étoiles visibles à l'œil nu en six classes de grandeur. À cette époque, les « astres fixes » (comprendre les étoiles, distinguées des « astres errants » que sont les planètes) sont tous considérés comme étant à la même distance. Il est logique de penser que les plus lumineux sont tout simplement les plus grands. Les étoiles de « première grandeur » sont donc celles qui sont visibles juste après le couchant et celles à la limite de la perception sont classées à la sixième.

Cette échelle fut reprise par Ptolémée (entre 87 et 100-vers 170) en 137 de notre ère dans son Mathematike Synthasis qui nous est parvenu sous le nom d'Almageste. Cette vaste compilation du savoir scientifique accumulé depuis l'Antiquité intègre également un catalogue de 1022 étoiles. Les moyens d'observation se perfectionnant, il devint nécessaire d'élargir et surtout de préciser la mesure de l'intensité lumineuse des étoiles. Ce domaine de l'astronomie s'appelle la photométrie.

Luminosité et distance

La luminosité d'une étoile est la quantité d'énergie lumineuse totale émise par unité de temps, elle est notée \( L \). Les photons se propagent à la vitesse d'environ 300 000 km·s⁻¹. À une distance \( d \) de l'étoile, ils se répartissent sur une sphère de même rayon dont la surface vaut \( 4\pi d^{2} \). À une distance plus importante, notée \( D \), la surface de la sphère devient \( 4\pi D^{2} \), le rapport du nombre de photons reçus par une même unité de surface suit la relation \( d^{2}/D^{2} \). Pour une étoile située à une distance \( D \), l'énergie reçue par seconde \( E \) par unité de surface est proportionnelle à \( L \) et inversement proportionnel au carré de la distance : \( E = L/4\pi D^{2} \).

En 1729, le physicien et mathématicien français Pierre Bouguer (1698-1758) démontre que la différence perceptible entre deux sources lumineuses n'est dépendante que du rapport de leurs intensités. En 1859, le psychologue allemand Gustav Fechner (1801-1887) précise que la sensation varie comme le logarithme de l'intensité de la stimulation.

Magnitude apparente (ou visuelle)

Norman Pogson (1829-1891) proposa en 1856 qu'à une différence de 5 grandeurs corresponde un rapport de 100/1 afin de retrouver entre les étoiles les mêmes différences de luminosité que dans l'ancienne classification. L'appellation fut remplacée par magnitude (notée \( m \) ; du latin magnitudo = grandeur, puissance), ce terme ne devant plus créer de confusion avec le concept de dimension. Ainsi pour une différence de 1 magnitude, leur luminosité diffère d'un facteur égal à la racine cinquième de 100, soit 2,512 (2,512⁵ = 100,02). Les éclats apparents sont donc mesurés dans cette échelle logarithmique selon la loi de Pogson, soit : \( m = -2,5log_{10}E + k \) (où \( E \) est l'éclat stellaire et \( k \) une constante).

Pour les magnitudes apparentes, le niveau zéro de cette échelle a été arbitrairement attribué à une série d'étoiles étalons et le rapport entre chaque magnitude est donc d'un facteur 2,5. Plus l'éclat d'un astre est faible, plus la valeur de sa magnitude augmente. Autrement dit : à une augmentation de magnitude correspond une diminution de l'intensité lumineuse. L'usage est donc contraire aux magnitudes d'un séisme sismique utilisées en géophysique où la magnitude augmente avec l'intensité. Une étoile de magnitude 6 est ainsi 100 fois plus faible que celle de magnitude 1 ; une étoile de magnitude 0 est 2,5 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 1 ; de même, elle est 2,5 fois moins brillante qu'une étoile de magnitude −1.

Ainsi pour deux étoiles \( A \) et \( B \) on a : \( mA - mB = -2,5log_{10}(\frac{EA}{EB}) \) et à une différence de n magnitudes correspond un rapport de 2,512ⁿ. Cette échelle a permis d'attribuer à certaines étoiles très brillantes des magnitudes négatives : Sirius a une magnitude de −1,46. Elle est évidemment applicable aux planètes, astéroïdes, comètes… La magnitude apparente du Soleil est de −26,75 ; celle de la Lune (lors d'une Pleine Lune) vaut −12,7 et Vénus à son maximum se voit attribuer celle de −4,4. À l'œil nu, il est théoriquement possible de distinguer les étoiles jusqu'à la magnitude 6,5. Dans la réalité, l'absorption atmosphérique (et la pollution lumineuse !) limite cette perception à la magnitude 3 près de l'horizon, en périphérie des villes la magnitude est d'environ 3,5 au zénith, une bonne paire de jumelles permet d'accéder à la magnitude 10 environ. Les grands télescopes terrestres permettent d'atteindre la magnitude 27 ; le télescope spatial Hubble atteint la magnitude 30.

Magnitude absolue

La magnitude apparente, comme son nom l'indique, ne donne d'indication que sur l'éclat apparent et non l'intensité réelle de la lumière émise. En effet, elle ne tient pas compte de la distance qui nous sépare du corps observé et ne permet pas de comparer ses propriétés à celles d'autres astres, tous situés à des distances différentes. Afin de comparer la luminosité des étoiles, il a été nécessaire de définir une échelle de magnitude absolue \( M \) qui correspond à la magnitude qu'aurait l'astre s'il était placé conventionnellement à une distance de 10 parsecs. L'éclat absolu caractérise une étoile et c'est une véritable donnée physique, il peut être déduit de son spectre. On peut également le déterminer à partir de la parallaxe, méthode qui devient totalement inapplicable pour les distances supérieures à environ 300 années lumière.

La magnitude apparente \( m \), la magnitude absolue \( M \) et la distance \( d \) (exprimée en parsecs) sont liées par la relation : \( m - M = 5log_{10}d - 5 \).

La quantité \( m - M \) est appelé le module de distance de l'étoile, il ne dépend pas de sa luminosité intrinsèque mais uniquement de sa distance. L'éclat d'une source lumineuse perçue par notre œil dépend à la fois de sa luminosité intrinsèque et de sa distance. Quand la distance double, pour une même luminosité, l'éclat est quatre fois moindre ; ainsi une lampe de 50 watts située à 20 mètres est perçue avec le même éclat qu'une lampe de 200 watts située à 40 mètres. L'éclat apparent (pour une étoile on parle de magnitude apparente) est le paramètre observable, mais il ne renseigne en rien sur la luminosité propre. Si l'on veut mesurer la distance d'une lampe il faudrait connaître le nombre de watts. Deux étoiles de même type spectral ont les mêmes caractéristiques physiques et la même magnitude absolue. À partir de sa magnitude apparente, il est donc possible de retrouver la distance d'une étoile.