Comment un astronome amateur pourrait-il déterminer l'ampleur apparente d'une étoile?

L'amplitude apparente est un moyen assez complexe de déterminer la luminosité d'une étoile. Citant le texte d'introduction de la page liée à Wikipedia:

La magnitude apparente (m) d'un corps céleste est une mesure de sa luminosité telle que vue par un observateur sur Terre, ajustée à la valeur qu'elle aurait en l'absence de l'atmosphère. Plus l'objet apparaît brillant, plus la valeur de sa magnitude est faible. Généralement, le spectre visible (vmag) est utilisé comme base pour la magnitude apparente, mais d'autres régions du spectre, telles que la bande J proche infrarouge, sont également utilisées. Dans le spectre visible, Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel nocturne, tandis que dans la bande J proche infrarouge, Betelgeuse est la plus brillante.

Bien que ce soit bien sûr également une mesure utile pour l'observateur non scientifique un peu plus occasionnel d'aider à déterminer l'étoile observée à partir de son amas voisin, ou l'identification en général, je me suis toujours demandé s'il y avait un moyen de mesurer l'ampleur apparente avec enthousiasme. équipement de classe, et quelles seraient ces procédures?

                              ^{Échelle de magnitude apparente et limites d'observation (Source: ESA Science )}

Il serait également intéressant de décrire le niveau de précision et d'enthousiasme que peut obtenir un tel équipement tout en mesurant la magnitude apparente d'une étoile éloignée. Si vous avez besoin de détails pour répondre à la question, comme un équipement disponible précis ou un sujet d'observations, n'hésitez pas à choisir à volonté celui qui correspondrait largement aux capacités d'un équipement de niveau amateur.

La façon la plus simple de déterminer la magnitude d'une étoile donnée est probablement d'utiliser la relation de Pogson. L'idée est de déterminer la magnitude d'une étoile connaissant la magnitude d'une étoile de référence; c'est donc assez facile, en utilisant une référence bien connue comme Vega ou Sirius.

La relation de Pogson est donnée par:

où et sont les magnitudes de l'étoile 1 et de l'étoile 2 (votre étoile de référence), et la luminosité et (qui pourrait être en unités arbitraires, ce qui est une bonne nouvelle pour vous).$m_1$$m_2$$E_1$$E_2$

Avec un détecteur CCD, la luminosité est facile à déterminer car ce n'est que le flux d'un pixel. Vous n'avez pas besoin de le convertir en unités physiques (en watts par mètre carré) car vous avez un rapport , donc l'intensité brute est suffisante pour déterminer l'amplitude .$\left({\frac{E_1}{E_2}}\right)$

Comme pour toute autre mesure avec une caméra CCD, vous devez bien sûr déterminer le biais, le noir et le champ plat et réduire vos données avant d'estimer toute amplitude. La précision dépendra du nombre d'observations effectuées et, comme toujours, il est préférable d'effectuer plusieurs images à exposition courte qu'une seule à exposition longue.