ASTRONOMIE PRATIQUE

SOMMAIRE

Conseils spécial débutant

Le système solaire

Les constellations

Les photos astro

Photographier la Voie Lactée

L’étude des étoiles

Comparaison des tailles des planètes et des étoiles

Conseils spécial débutant

Qu’est-ce qu’une étoile filante ?

« Une étoile filante est une poussière qu’une comète a laissée sur l’orbite de la Terre, ici la comète Swift-Tuttle, qui porte les deux noms de ses deux découvreurs, en 1862. Cette comète revient périodiquement, tous les 133 ans. Son dernier passage date du 11 février 1992, et le prochain est prévu pour le 12 juillet 2126. C’est d’ailleurs le nuage de 1862 que nous allons traverser. Ces poussières sont appelées des météroïdes tant qu’elles sont dans l’espace. De la taille d’un grain de sable à celle d’un petit pois, elles arrivent très vite, à plus de 20 000 km/h. Quand elles rencontrent l’atmosphère terrestre, elles sont violemment freinées et s’échauffent entre 115 et 40 km d’altitude. À ce moment, on les appelle des météores, ou étoiles filantes. Elles sont désintégrées dans le ciel. Celles qui sont plus grosses qu’un petit pois vont laisser une trace dans le ciel d’une à plusieurs secondes et, éventuellement, des morceaux tomberont au sol, qu’on appellera des météorites. Les Perséides représentent en moyenne 90 météores par heure. Mais ce n’est pas l’essaim le plus actif : les êta aquarides en janvier et les géminides en décembre, en génèrent 120 par heure. Mais c'est en hiver... et souvent la météo n'est pas favorable.»

Voilà, j'ai lu un peu de tout et surtout n'importe quoi, alors voilà un petit mot pour expliquer scientifiquement le phénomène d'hier soir !

Un message un peu long sur la super lune rose d'hier soir, 08/04/2020 . 

J'ai bien rigolé hier soir , en fait non, j'étais plutôt énervé , avec cette Super Lune Rose. Que de commentaires. Un avantage, tout le monde regarde la Lune. 
Super Lune, terme inventé par un astrologue, Richard Nolle, en 1979, pour préparer ses horoscopes ! 
1979 !  Mais, mais... Mais alors il n'y avait pas de super lune avant ? Scientifiquement ça s'appelle une lune au périgée-syzygie . Ah oui, c'est tout de suite moins accrocheur  ! Périgée car l'orbite de la Lune est au plus proche, enfin presque, de la Terre, et syzygie c'est le nom de l'alignement Soleil, Terre et Lune . Je défie quiconque de dire que c'est une super lune en ne regardant qu'une seule photo . On ne peut voir la différence qu'en comparant 2 photos, une au périgée et l'autre à l'apogée, l'endroit de l'orbite le plus éloigné de la Terre . Pourtant certains l'ont vu plus grosse et rose ! 
Parlons maintenant de la lune rose ! Jamais la Lune n'est rose, bleue ou verte ou autres. Ce ne sont que des noms donnés aux pleines lune. Les seules couleurs sont blanc, rouge et orange. Éventuellement jaune dans le passage de l'orange au blanc. 
Pourquoi le ciel est bleu le jour et noir la nuit ? Pourquoi le soleil ou la lune sont orange au lever et au coucher.? Pourquoi la Lune est rouge lors d'une éclipse de Lune ? 
Le blanc et le noir ne sont pas des couleurs. Le blanc est l'ensemble des couleurs et le noir l'absence de couleur . Première réponse, la nuit est noir car il n'y a pas de lumière, donc pas de couleur. La lumière du soleil est blanche. Le mélange des couleurs de l'arc en ciel donne du blanc. Du bleu, onde courte, jusqu'au rouge, onde longue. Le bleu traverse l'atmosphère, ciel bleu, et le rouge est réfléchi. Les autres couleurs sont dispersées dans l'atmosphère . Donc le matin ou le soir on voit les rayons solaires deviés, le rouge, ce qui nous fait voir le soleil ou la lune rouge orange. Le phénomène est identique lors d'une éclipse de lune car les rayons solaires sont deviés par l'atmosphère de la Terre qui passe entre le Soleil et la lune. Et donc la Lune devient rouge au maximum de l'éclipse. 
Alors pourquoi Lune rose ?  Les amérindiens la nomme "pink moon" car lors de cette pleine lune, c' est la floraison d'une fleur rose, le Phlox subulata ! Donc aucun lien avec l'astronomie à part la pleine lune ! 
Merci de m'avoir lu jusqu'au bout. 

Je viens de lire des absurdités sur un forum astro !

Vous venez d'acheter un télescope neuf et la vision est floue ! Pas moyen de faire la MAP (Mise Au Point) ! Forcément, vous avez lu qu'il faut faire la collimation ! STOP ! Il y a mille autres raisons d'avoir une image floue ! Peut être qu'il y a un adaptateur en trop ou pas assez, ce qui fait que votre oculaire sera trop loin ou trop près du point focal ! Peut être que cet adaptateur n'est pas bien positionné, légèrement de travers ! Bien regarder tout cela avant de toucher aux réglages du télescope ! La première fois, il est conseillé de le faire avec une personne expérimentée. C'est simple mais il faut savoir et comprendre ce qu'on fait !

Petite nouveauté cette année, une section débutants. Pourquoi ? Pour savoir choisir un bon instrument (et éviter les instruments à 3 sous du supermarché du coin de la rue), pour apprendre : le ciel, à utiliser son intrument, le règler et le mettre en station, les formules indispensables (simples, mais à connaître), pour savoir quoi et où regarder, et connaître les accessoires ! Il y aura également, quand le ciel le permettra, des sorties sur le terrain, pour mettre la théorie en pratique et, à la demande, du bricolage astro ! Pour débuter, le premier cours aura lieu le mardi 15 décembre prochain, mais plus tard ces réunions auront lieu le vendredi ou le samedi soir (pour les personnes devant travailler le mercredi par exemple) et aussi les nuits de "Nouvelle Lune" (une semaine avant à une semaine après), celle de janvier est déjà sur les tablettes, le vendredi 8 janvier 2016. Les cours sont ouvert à tous, de "7 à 77 ans", et même plus si nécessaire. La seule participation demandée, est une inscription au club. Cette année, elle reste inchangée à 15€, tout compris ! On vous attend nombreux, bienvenue à tous !

 COUP DE GUEULE !

Un ami m'a demandé de regarder son petit télescope afin de le régler. Le réglage, appelé collimation, permet d'aligner les miroirs. STOP, il ne faut pas acheter un télescope dans un supermarché ! A 15 ou 20€ ! Allez dans un magasin spécialisé. Sinon vous brisez un rêve, une passion naissante. Renseignez vous auprès d'un astronome amateur confirmé. Au club le renseignement est gratuit ! 
Ce réglage qui ne prend pas plus de 10 min, m'a pris une bonne heure en étant obligé de démonter une partie du télescope. Et je n'ai pas fini ! Je comprends pourquoi il a fini au grenier après une seule sortie ! C'est honteux de mettre de telles horreurs sur le marché !

Un conseil important, on voit sur une photo (sortie à Errouville) un jeune homme consultant une carte avec une lampe blanche ! Pour voir les objets du ciel profond, il faut un oeil préparé ! Cela prend au minimum 20 à 30 min, voire plus. Or la moindre lumière blanche détruit cette préparation en quelques secondes, et nous voilà reparti pour 20 à 30 min de préparation de l'oeil. Ce qui veut dire que si vous cherchez un objet faible après avoir utilisé une lampe blanche, vous risquez de passer à côté ! Donc on utilise de préférence un éclairage rouge et pas trop violent ! C'est sûr que l'on voit mieux la carte avec du blanc mais il faut faire un choix et là si on ne trouve pas l'objet, on reste déçu ! Cela signifie également qu'il faut éviter les nuits avec la Lune ! 

La vision décalée : Les objets du ciel profond sont petits, faibles et en noir et blanc ! La couleur, c'est pour les photos du télescope Hubble ! Ou pour un télescope d'au moins 80 cm de diamètre (800mm ou 32", 32 pouces en anglais). Mon télescope fait 300 mm ou 12" ! Lorsque l'on cherche un objet, il faut utiliser un petit grossissement et avancer lentement. Dès que l'on croit voir quelque chose, on s'arrête et on regarde légèrement à côté de l'objet. S'il y a vraiment quelque chose, celui ci va apparaitre et on pourra le détailler ! 

De nouveau je suis obligé de vous parler de l'achat d'un télescope.

Beaucoup d'entre vous souhaitent faire ce pas !

Attention aux petits télescopes de focale 1000 ou 1400 ! Il font respectivement 50 cm ou 70 cm avec comme publicité le fait qu'ils soient compacts ! Ces télescopes sont à fuir absolument ! Les miroirs sont sphériques,  mauvaise qualité, et il y a une lentille de barlow en plastique,  mauvaise qualité, dans le porte oculaire !

Pensez aussi qu'acheter un télescope pas cher, au cas où on ne serait pas intéressé, n'est pas une bonne idée ! Ce télescope finira par prendre la poussière dans un grenier car inutilisable et invendable ! Il y en a plein sur des sites de ventes ! Par contre si on achète un instrument de qualité d'une marque reconnue, il se revendra sans problème si on n'est pas intéressé, ou si on vise l'achat d'un plus gros diamètre ! Je pense qu'en dessous d'un diamètre de 150, ce n'est pas une bonne idée, déjà pour la qualité du miroir et ensuite pour le nombre d'objets visibles limités !

Beaucoup souhaitent acheter un télescope sur monture équatoriale dans le but, plus tard, de faire de l'astrophotographie ! Attention, l'astrophotographie coûte un bras et un rein minimum ! Sans compter les heures de prise de vue pour un seul sujet puis les heures de traitement sur ordinateur ensuite ! Les montures vendues pour les petits télescopes genre 150/750 ne sont pas adaptées à la photo, trop instables !

Le meilleur rapport qualité et simplicité / prix, ce sont les télescopes Newton sur monture Dobson ! On n'a pas besoin d'une monture équatoriale si on ne fait pas de photo, et pour le même prix on peut avoir un diamètre plus important, ce qui est primordial en astronomie ! Ce n'est pas pour rien que les professionnels font des télescopes de plus en plus gros ! Et avec un Dobson il est toujours possible de faire une petite photo souvenir d'une planète avec un smartphone sur l'oculaire. Des photos de la Lune, sur ce site, ont été faites de cette manière ! Mon choix pour les débutants c'est un Dobson 200/1200, autour de 500€ ! Les marques, Skywatcher, Meade, Celestron, Orion, Kepler ou GSO, Bresser ! Evitez Omegon dont les prix bas sont en accord avec la qualité du matériel !!!

Bonnes observations !

Saturne

Oui, je vous ai dit que Saturne était dans le Scorpion !

Alors il faut regarder plein Sud légèrement au dessus de l'horizon. Peu après le coucher du Soleil, le premier point lumineux dans le ciel, c'est Saturne ! Il faut un grossissement d'au moins 20X pour bien distinguer la planète et ses anneaux. Les anneaux sont déjà visibles dans une lunette de 60 mm de diamètre ! Actuellement nous voyons la face nord des anneaux. Peu après on pourra voir alpha du Scorpion qui n'est autre que Antarès une étoile de couleur rouge-orange.

  un dessin explicatif tiré d' "Astronomie Magazine N°180". La meilleur revue pour les débutants et les obsevateurs !

 En direction ouest, on voit Vénus, très brillante, puis après lorsqu'il fait plus sombre, Jupiter !

Allez voir sur internet les dernières images de New Horizon, qui vient de passer à coté de Pluton ! Images magnifiques de cette planète encore inconnue !

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Le systeme solaire

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Les constellations

Bonjour vous trouverez ci-dessous une liste de PDF concernant les constellations à bien connaître (ces documents peuvent contenir quelques erreurs ; merci de les indiquer au webMaster) : Je vous souhaite une bonne lecture !!

Un guide pour observer les constellations suivantes : Observation constellations ap (1.24 Mo)

• Petite ourse   (constellation circumpolaire)
• Grande ourse (constellation circumpolaire)
• Le dragon (constellation circumpolaire)
• Cassiopée (constellation circumpolaire)
• Céphée (constellation circumpolaire)
• Le triangle d'été
• La lyre
• L'aigle
• Le cygne
• La Couronne boréale
• Hercule
• Pégase et Andromède
• Orion
• Le cocher
• Les gémeaux

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Cassiopée, reine du ciel d’automne

C’est par la présentation de Cassiopée, constellation circumpolaire, de l’espèce de celles qui ne se couchent jamais comme la Grande et la Petite Ourse, Céphée et le Dragon que nous poursuivons notre leçon de géométrie céleste. C’est un groupement d’étoiles dont les cinq plus brillantes forment deux triangles côte à côte. Ces triangles évoquent la lettre M lorsqu’ils se trouvent au-dessus du pôle nord céleste, ou la lettre W, quand ils sont au-dessous.

Des rennes et une reine

Et si dans la mythologie scandinave, ces 5 étoiles étaient censées figurer un attelage de 5 rennes, dans la mythologie grecque, elles figurent une reine assise sur son trône. Reine vaniteuse qui prétendait qu’elle et sa fille Andromède étaient plus belles que les filles du Dieu Poséidon au point que celui-ci, contrarié et en colère la condamna à tourner sans fin sur la voûte étoilée. De cette reine, on ne discerne que le trône, c’est d’ailleurs pourquoi, parfois la constellation de Cassiopée est appelée la Chaise.

En début de nuit, en seconde partie du mois d’octobre et en novembre, on peut l’observer très haute au-dessus de l’horizon, telle la souveraine du ciel boréal. Ses étoiles ont un éclat similaire à celui des étoiles de la Grande Ourse et du Carré de Pégase. Elle est facilement identifiable même si elle se superpose aux myriades d’étoiles de la voie lactée. Elle se situe, par rapport à l’étoile polaire, à l’opposé de la constellation de la Grande Ourse, qui à cette saison, pareille à une feuille d’automne, semble glisser sur l’horizon. Dos au Sud, votre regard en bas de l’horizon, repérez l’étoile Megrez située à la charnière de la queue et du corps de la Grande Ourse, puis tracez une ligne imaginaire partant de cette étoile et passant par l’étoile polaire. En la prolongeant encore, vous arrivez sur l’étoile Caph, la plus au Nord du W de Cassiopée et tête du trône de la reine.

Amas ouverts

Du fait de la localisation de Cassiopée dans la direction des bras spiraux de notre galaxie, rien de surprenant qu’autour d’elle, le ciel regorge d’amas ouverts. Ce sont des concentrations d’étoiles proches et souvent très jeunes (moins d’une centaine de millions d’années pour la plupart d’entre elles) dont le nuage de gaz qui leur a donné naissance peut rester perceptible à l’œil nu près des étoiles les plus brillantes. Par exemple, le double amas de Persée, petit nuage d’étoiles, visible à l’œil nu : situé à mi-chemin entre l’étoile Segin, pied du trône de Cassiopée et de l’étoile Miram de la constellation de Persée. Ou encore, l’amas de la Chouette (NGC 457*) ou E.T. nommé ainsi en raison de sa forme rappelant l’oiseau nocturne ou le célèbre personnage du film de Steven Spielberg. Cet amas peut-être facilement aperçu avec un petit télescope. Il fut découvert pour la première fois par William Herschell*. Il contient 80 étoiles. Pour le pointer, reliez les étoiles de Segin à Ruchbah puis prolongez en ajoutant la moitié de la distance qu’il y a entre ces deux étoiles.

L’Etoile de Tycho

Fin 1572, une naine blanche* explose dans la direction de la constellation de Cassiopée, un peu au Nord-Ouest de l’étoile Kappa. Ce phénomène connu sous le nom de supernova, laisse penser qu’une nouvelle étoile apparait alors dans le ciel. Elle est d’une telle luminosité qu’on peut même l’observer en plein midi lorsque le ciel est sans nuages. « La Pélerine» c’est ainsi qu’on la nomme, reste visible au même point du ciel pendant plus d’un an, puis au début de l’année 1573, elle commence à perdre de son éclat et finalement disparait à la fin du mois de mars 1574. Les deux premiers mois, sa couleur est blanche, puis jaune et dans les derniers temps, elle vire au rouge pour ensuite disparaître totalement. Les observateurs tournent tous leur regard vers elle et croient voir une comète, mais Tycho Brahé, observateur danois sera le seul à contredire cette hypothèse. Cette observation marque un tournant en astronomie puisque pour la première fois on observe un objet situé au-delà de l’orbite de la lune qui ne soit pas immuable. Cette immuabilité du monde au-delà de la Lune et en particulier, l’immuabilité des étoiles est une théorie forte à l’époque et c’est Tycho Brahé qui la remettra en cause, notamment à travers son ouvrage « De nova stella anni ». Aujourd’hui, les restes du gaz dispersé par ce cataclysme se sont dilués et sont presque imperceptibles, même par les grands télescopes.

Cassiopée A : radio source et rémanent de supernova

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Céphée (constellation)

Céphée est une constellation circumpolaire de l'hémisphère nord. Elle est reconnaissable à sa forme de pentagone irrégulier, ou de dessin enfantin d'une maison à toit pointu.

Cette constellation fait partie du groupe de constellations rattachées au mythe d'Andromède. Céphée était l’une des 48 constellations identifiées par Ptolémée.

Observation des étoiles

Constellation de Céphée.

Visibilité nocturne de la constellation.

Situation de la constellation

Dans son ensemble, la constellation de Céphée se situe immédiatement au Nord de l'axe Cassiopée - α Cygni (Déneb), grand axe de repérage céleste qui se prolonge au-delà de Cassiopée vers Capella, et de l'autre côté, au-delà du Cygne à travers le Serpentaire jusqu'à Antarès du Scorpion.

Sur l'image, Cassiopée est à gauche, et Déneb est en bas. La constellation de Céphée est voisine des pieds du Dragon (en haut à droite sur la figure), mais cette constellation est elle-même difficile à situer, et ne sert donc pas au repérage direct.

Forme de la constellation

Céphée est une constellation faible, sa femme Cassiopée est beaucoup plus brillante que lui. Dans de bonnes conditions de visibilité (mag 4) on peut en retrouver la forme générale : une sorte de rectangle marquant la tête (avec un petit œil au milieu), surmontée d'une sorte de chapeau pointu en direction de α Ursae Minoris (l'étoile polaire), et à la base duquel côté sud un vague alignement dessine une bouche (côté Cassiopée) et une natte (côté opposé).

Il est facile de trouver Céphée à partir du « W » de Cassiopée et en traçant une ligne partant de α Cassiopeiae vers β Cassiopeiae. Cette ligne se dirige droit vers α de Céphée.

Le bord de la bouche (δ Cep) est situé sur l'alignement Cassiopée - Déneb. L'alignement entre δ Cep et α Cep marque la base du « quadrilatère ».

La pointe du chapeau (γ Cep) peut être repérée par l'alignement qui permet de trouver l'étoile polaire à partir de la Grande Ourse : en le prolongeant sur ~25° on tombe sur γ Cep, seule étoile brillante de la région. Cet alignement est visible sur l'illustration du Dragon, dont il constitue la limite inférieure.

Étoiles principales:

ldéramin (α Cephei)

L'étoile la plus lumineuse de la constellation est Aldéramin (α Cephei) et n'est que de deuxième magnitude (2,45), mais est nettement plus brillante que toutes les autres étoiles de la constellation. Située au pied occidental de la « maison », Aldéramin, dont le nom signifie « le Bras droit » en arabe, est une étoile blanche deux fois plus grande que le Soleil. Elle tourne très rapidement sur elle-même, à près de 250 km/s à l'équateur, en une demi-journée.

Par le fait du phénomène de précession des équinoxes, Aldéramin sera l'étoile la plus proche du pôle nord céleste dans 5 500 ans, à moins de 3°.

δ Cephei

δ Cephei est le prototype des variables céphéides et leur a donné son nom. Elle passe de la magnitude 3,5 à la magnitude 4,3 sur une période extrêmement régulière de 5 jours 8 heures 47 minutes et 32 secondes.

C'est également une supergéante jaune-blanche. Elle possède un compagnon de magnitude 6,3, distant de 12 000 ua et les deux étoiles tournent l'une autour de l'autre en plus de 500 000 ans.

Elle est située sur la voûte céleste près de Zeta Cephei, au pied gauche de la « maison ».

Autres étoiles

Gamma Cephei, la pointe du « toit », se trouve à 13° seulement de l'étoile polaire.

μ Cephei est parfois nommée l'étoile Grenat à cause de sa couleur rouge éblouissante, qui n'est cependant pas visible, sauf avec un télescope. Par une coïncidence intéressante, c'est l'étoile polaire de Mars, la planète rouge (elle est à moins de 8° du pôle nord céleste, situé dans le Cygne). C'est une supergéante rouge, l'une des étoiles visibles les plus grandes d'un diamètre de 15 ua, qui, si elle remplaçait le Soleil, s'étendrait à mi-chemin des orbites de Jupiter et Saturne.

VV Cephei est encore plus grande que μ Cephei (mais moins brillante à l'œil nu) et dépasserait, elle, l'orbite de Saturne à la place du Soleil. V354 Cephei, RW Cephei sont d'autres supergéantes rouges.

WZ Cephei est une étoile binaire.

Objets célestes

Puisque la Voie lactée la traverse, la constellation de Céphée contient plusieurs amas stellaires et nébuleuses. On peut citer la nébuleuse de la Grotte, la nébuleuse planétaire NGC 40, l'amas ouvert NGC 188 dont les étoiles sont très vieilles (environ 6 milliards d'années), la nébuleuse rouge NGC 7023 qui est illuminée par une étoile variable ou l'amas ouvert et la nébuleuse IC 1396, en forme de trompe d'éléphant.

Palomar 1 est l'amas globulaire de la constellation, découvert par George Abell en 1954.

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Chevelure de Bérénice

Vue de la constellation

Désignation

Nom latinComa Berenices

GénitifComae Berenices

AbréviationCom

Observation

(Époque J2000.0)

Ascension droiteEntre 11h 58m 25.0885s et 13h 36m 06.9433s1

DéclinaisonEntre 33.3074303° et 13.3040485°1

Taille observable386 deg2 (42e)

VisibilitéEntre 90° N et 56° S

Méridien15 mai, 21h00

Étoiles

Brillantes (m≤3,0)0

À l’œil nu69

Bayer / Flamsteed44

Proches (d≤16 al)1

La plus brillanteβ Com (4,23)

La plus procheβ Com (30 al)

Objets

Objets de Messier8 (M53, M64, M85, M88, M91, M98, M99, M100)

Essaims météoritiquesComa bérénicides

Constellations limitrophesBouvier
Chiens de chasse
Grande Ourse
Lion
Vierge

La Chevelure de Bérénice est un ancien astérisme du ciel boréal qui a été défini comme l'une des 88 constellations modernes. Elle est localisée entre le Lion à l'ouest et le Bouvier à l'est, et est visible des deux hémisphères. Son nom fait référence à la reine Bérénice II, qui sacrifia sa longue chevelure pour en faire une offrande votive à Aphrodite. Elle aurait été introduite dans l'astronomie occidentale durant le troisième siècle av. J.-C. par Conon de Samos, bien qu'elle ne soit pas visible sur l'Atlas Farnèse. Elle est décrite comme une constellation à partir du XVIe siècle par Gérard Mercator puis par Tycho Brahé notamment. La Chevelure de Bérénice est l'une des seules des constellations modernes avec l'Écu de Sobieski qui est nommée d'après un personnage historique.

Les principales étoiles de cette faible constellation sont α Comae Berenices, β Comae Berenices et γ Comae Berenices. Elles forment un triangle rectangle, duquel les tresses imaginaires de Bérénice, formées par l'amas d'étoiles de la Chevelure de Bérénice, pendent. L'étoile la plus brillante de la constellation est β Comae Berenices, une étoile de la séquence principale similaire au Soleil de magnitude apparente 4,2. La Chevelure de Bérénice abrite le pôle nord galactique et l'un des amas de galaxies les plus riches connus, l'amas de la Chevelure de Bérénice, lui-même contenu au sein du superamas de la Chevelure de Bérénice. La galaxie Malin 1, située dans la constellation, est la première galaxie à faible brillance de surface géante connue. La supernova SN 2005ap, découverte dans la Chevelure de Bérénice, est la seconde plus brillante jamais observée, et SN 1940B fut le premier exemple de supernova de type II observé. L'étoile FK Comae Berenices est le prototype d'une classe éponyme d'étoiles variables. La constellation abrite le radiant d'une pluie de météores, les Coma bérénicides, dont les météores ont une vitesse parmi les plus rapides, jusqu'à 65 km/s.

Caractéristiques

La Chevelure de Bérénice partage une frontière avec le Bouvier à l'est, les Chiens de chasse au nord, le Lion à l'ouest et la Vierge au sud. Couvrant 386,5 deg2, soit 0,937 % du ciel, cela la classe comme la 42e des 88 constellations modernes en termes de taille . Les trois lettres de son abréviation adoptées par l'Union astronomique internationale en 1922, sont Com, et dérivent de son nom latin, Coma Berenices. Les frontières officielles de la constellation, telles que délimitées par l'astronome belge Eugène Delporte en 1930 dessinent un polygone de douze segments (illustré dans l'infobox). Dans le système de coordonnées équatoriales, les coordonnées d'ascension droite de ses frontières se trouvent entre 11h 58m 25.09s et 13h 36m 06.94s, et leurs coordonnées de déclinaison entre +13.30° et +33.31°1.

Observation des étoiles

Constellation de la Chevelure de Bérénice.

La Chevelure de Bérénice ne compte aucune étoile particulièrement lumineuse. Elle est localisée dans la direction du pôle nord galactique, situé à 0,5° au sud de l'étoile  Comae Berenices, ce qui explique le petit nombre d'étoiles et d'amas stellaires. En fait, c'est avec un instrument qu'elle devient intéressante pour l'observation. Des jumelles à grand champ permettent de détailler l'amas stellaire de la Chevelure, visible en entier dans cet instrument et un télescope révèle les nombreuses galaxies lointaines visibles dans cette direction du pôle nord galactique.

La Chevelure de Bérénice est entièrement visible dans les régions situées au nord de 56°S et la constellation culmine à minuit (en heure solaire) le 2 avril.

Localisation de la constellation

Visibilité nocturne de la constellation.

Les trois étoiles principales de la constellation sont faibles (mag 4,5) et la « chevelure » n'est visible sous forme d'une poussière d'étoiles que par de très bonnes conditions de luminosité (mag 5 à 6).

La constellation est située au sud du manche de la « Grande Casserole » que forme la Grande Ourse. Partant du manche, on trouve ~15° au sud les deux étoiles brillantes qui forment les Chiens de chasse, et encore ~15° dans la même direction l'amas stellaire.

Quand on a déjà repéré dans cette zone la forme de la Grande Ourse et Arcturus du Bouvier, le repérage de la zone est assez facile : le gros de l'amas stellaire est à mi-distance entre Arcturus et les deux étoiles qui marquent la patte avant de la Grande Ourse. Une autre méthode est de partir de la constellation du Lion : l'amas stellaire de la Chevelure se situe au nord-est de la brillante Denebola (β Leonis) ; la Chevelure de Bérénice semble poursuivre le Lion dans sa course à travers le ciel.

Étoiles

 Liste d'étoiles de la Chevelure de Bérénice.

Les principales étoiles de la Chevelure de Bérénice.

La Chevelure de Bérénice n'est pas particulièrement lumineuse, puisque aucune de ses étoiles ne dépasse la quatrième magnitude 31. On dénombre cependant soixante-six étoiles dont la magnitude apparente est inférieure ou égale à 6,5 dans la constellation. Ses trois étoiles les plus brillantes, toutes de quatrième magnitude, se sont vu attribuer les lettres grecques Alpha, Beta, et Gamma par Francis Baily en 1845 dans son Catalogue of 8377 Stars.

Étoiles principales

L'étoile la plus lumineuse de la constellation est β Comae Berenices (Comae Berenices dans la désignation de Flamsteed, et parfois appelée Al-Dafira), de magnitude 4,2 et de mouvement propre élevé. Localisée dans le nord-est de la Chevelure de Bérénice, elle est située à 29,95±0,10 a.l. (∼9,18 pc) de la Terre. Étoile analogue au Soleil, c'est une étoile jaune-blanc de la séquence principale de type spectral F9.5V, à la frontière entre les étoiles de type F et les étoiles de type G. β Comae Berenices est environ 36 % plus lumineuse et 15 % plus massive que le Soleil, et son rayon est 10 % plus large que celui du Soleil.

La deuxième étoile la plus lumineuse de la constellation est l'étoile bleutée de magnitude 4,3 α Comae Berenices (42 Comae Berenices), qui porte également le nom propre de Diadème, car elle représente la gemme de la couronne portée par Bérénice. Elle est localisée dans la partie sud-est de la constellation. Malgré sa désignation de Bayer Alpha, l'étoile est légèrement plus faible que β Comae Berenices. C'est une étoile binaire, dont les composantes sont de type spectral F5V et F6V. Elles orbitent à une faible distance l'une de l'autre, celle-ci étant en effet comprise entre six ua au périhélie et dix-neuf ua à l'aphélie. Le système est distant de 58,1±0,9 a.l. (∼17,8 pc) de la Terre.

γ Comae Berenices (15 Comae Berenices) est une étoile géante de teinte orangée de magnitude 4,4 et de type spectral K1III. Localisée dans le nord-ouest de la constellation, elle est distante de 169±2 a.l. (∼51,8 pc) de la Terre. D'une masse estimée à 165 % celle du Soleil, elle s'est étendue jusqu'à douze fois son rayon. Elle apparaît comme l'étoile la plus brillante de l'amas d'étoiles de la Chevelure de Bérénice, bien qu'elle n'en fasse physiquement pas partie, puisqu'elle est plus proche de nous d'environ cent années-lumière que ne l'est l'amas. Avec α Comae Berenices et β Comae Berenices, γ Comae Berenices forme une triangle rectangle isocèle, duquel les tresses imaginaires de Bérénice pendent.

Étoiles binaires et multiples

Les systèmes stellaires de la Chevelure de Bérénice comprennent des étoiles binaires, doubles et triples. L'amas Melotte 111 contient au moins huit binaires spectroscopiques43, dont 12 Comae Berenices, où le compagnon orbite autour de l'étoile principale avec une période de 396,5 jours et avec une excentricité de 0,56644. Le système est distant de 276±5 a.l. (∼84,6 pc)45. La constellation contient également sept binaires à éclipses : CC, DD, EK, RW, RZ, SS et UX Comae Berenices.

Il y a plus de trente étoiles doubles dans la Chevelure de Bérénice, dont 24 Comae Berenices, une double dont les composantes ont des couleurs contrastées. Sa composante primaire est une étoile géante de teinte orangée de magnitude 5,0, à 610 années-lumière de la Terre, et sa composante secondaire semble être une étoile blanc-bleue de magnitude 6,6. Il s'agit en réalité d'un système triple : sa composante secondaire s'est avérée être une binaire spectroscopique, formée par deux étoiles qui sont de type A similaires. 17 Comae Berenices, KR Comae Berenices et Struve 1639 sont d'autres exemples d'étoiles triples.

Objets du ciel profond

Bien que relativement peu étendue, la Chevelure de Bérénice héberge de nombreux objets du ciel profond, dont un superamas de galaxies, un amas de galaxies, un amas ouvert et trois amas globulaires, et qui incluent huit objets de Messier. Ces objets sont peu obscurcis par la poussière interstellaire qui est en avant-plan car la constellation est localisée dans la direction du pôle nord galactique (PNG), à l'opposé du plan de la Voie lactée où elle est abondante. Le PNG est d'ailleurs situé dans la Chevelure, aux coordonnées d'ascension droite 12h 51m 25s et de déclinaison +27° 07′ 48″ (époque J2000.0). Cela explique pourquoi il y a peu d'amas ouverts (à l'exception de Melotte 111, qui domine la partie au nord de la constellation), et pourquoi les nébuleuses diffuses ou les nébuleuses planétaires sont absentes.

Amas stellaires

Melotte 111

Position de Melotte 111 par rapport à γ Comae Berenices.

L'amas d'étoiles de la Chevelure de Bérénice (ou Melotte 111) est un amas ouvert visible à l’œil nu et donc connu depuis l'Antiquité, apparaissant par exemple dans l’Almageste de Ptolémée. Il représente les tresses que Bérénice a sacrifiées. Il n'a pas d'entrée dans les catalogues de Messier ou du NGC, mais il a été inclus dans le catalogue d'amas ouverts de Melotte, sous la désignation de Melotte 111 et il est également catalogué en tant que Collinder 256. Sa véritable nature d'amas ne fut prouvée qu'en 1938 par R.J. Trumpler.

C'est un amas ouvert large et diffus qui forme un groupe triangulaire d'environ quarante-cinq étoiles comprises entre les magnitudes 5 et 10, incluant de nombreuses étoiles de la constellation visibles à l’œil nu. L'amas s'étend sur une large région, de plus de cinq degrés dans le ciel, près de γ Comae Berenices. Si sa taille apparente est aussi importante c'est parce qu'il est proche de nous, à seulement ∼280 a.l. (∼85,8 pc) de la Terre.

Amas globulaires

M53 (NGC 5024) est un amas globulaire qui a été découvert indépendamment par Johann Elert Bode en 1775 et Charles Messier en février 1777 ; William Herschel fut le premier à le résoudre en étoiles. Cet amas de magnitude 7,7 est situé à ∼56 000 a.l. (∼17 200 pc) de la Terre, ce qui en fait un des amas globulaires parmi les plus lointains de nous et du centre galactique. À seulement 1° est localisé NGC 5053, un amas globulaire au centre moins dense et moins brillant. Sa luminosité totale est équivalente à celle d'environ 16 000 Soleils, ce qui en fait l'un des amas globulaires les moins lumineux de la Voie lactée. Il a été découvert par William Herschel en 1784. NGC 4147 est un amas globulaire un peu plus faible que M53, et dont le diamètre apparent est bien plus petit.

Galaxies

Superamas et amas de la Chevelure de Bérénice

Image en champ profond de l'amas de galaxies de la Chevelure de Bérénice. NGC 4889 est la galaxie lumineuse à gauche. La galaxie à droite est NGC 4874.

Le superamas de la Chevelure de Bérénice (ou superamas de Coma), lui-même inclus dans le filament de la Chevelure de Bérénice, contient l'amas de galaxies de la Chevelure de Bérénice (ou amas de Coma) et l'amas du Lion. L'amas de la Chevelure de Bérénice (Abell 1656) est distant de 230 à 300 millions d'années-lumière. C'est l'un des amas de galaxies les plus grands connus, contenant au moins 10 000 galaxies ; la plupart sont elliptiques, et quelques-unes sont spirales. En raison de sa distance à la Terre, la plupart de ses galaxies ne sont visibles qu'avec de grands télescopes. Ses membres les plus brillants sont NGC 4874 et NGC 4889, tous deux de magnitude 13 ; la plupart des autres membres de l'amas sont de magnitude 15 ou plus faible. NGC 4889 est une galaxie elliptique géante, qui possède l'un des trous noirs les plus massifs connus avec 21 milliards de masses solaires, et NGC 4921 est l'une des galaxies spirales les plus brillantes de l'amas.

En observant l'amas de Coma, l'astronome Fritz Zwicky émit l'hypothèse de l’existence de la matière noire pour la première fois durant les années 1930. La galaxie massive Dragonfly 44 découverte en 2015 se révéla être presque entièrement constituée de matière noire. Sa masse est très similaire à celle de la Voie lactée80, mais elle émet à peine 1 % de sa lumière. NGC 4676, parfois appelée la galaxie des Souris, est une paire de galaxies en interaction localisée à 300 millions d'années-lumière de la Terre. Ses galaxies progénitrices étaient spirales, et les astronomes estiment qu'elles sont passées au plus près l'une de l'autre il y a environ 160 millions d'années. Cette approche déclencha la formation d'étoiles dans de vastes régions des deux galaxies, avec de longues « queues » de poussière, d'étoiles et de gaz. Les deux galaxies devraient interagir significativement au moins une fois de plus avant qu'elles ne fusionnent en une probable galaxie elliptique, plus grande.

Amas de la Vierge

M100 capturée par la caméra à large champ de Hubble (WFC 3).

La Chevelure de Bérénice héberge la partie nord de l'amas de la Vierge (également appelé, pour cette raison, l'amas Coma–Virgo), distant d'environ 60 millions d'années-lumière. Cela inclut six galaxies de Messier. M85 (NGC 4382), considérée comme elliptique ou lenticulaire, est l'un des membres les plus brillants de l'amas avec sa magnitude de 9. M85 interagit avec la galaxie spirale NGC 4394, et la galaxie elliptique MCG-3-32-3868. M88 (NGC 4501) est une galaxie spirale composée de plusieurs bras vue de côté selon une angle d'environ 30°. Elle possède une forme très régulière avec des bras spiraux bien développés et symétriques. Elle figure parmi les premières galaxies reconnues en tant que spirale et elle possède un trou noir supermassif en son centre. M91 (NGC 4548), une galaxie spirale barrée ayant un noyau brillant et diffus, est l'objet le plus faible du catalogue Messier avec une magnitude de +10.285. M98 (NGC 4192) est une galaxie spirale brillante, allongée, et presque vue par la tranche, qui apparaît elliptique en raison de cet angle inhabituel. La galaxie de magnitude 10 n'est pas affectée par le redshift86. M99 (NGC 4254) est une galaxie spirale vue de face. Comme M98, elle est de magnitude 10 mais elle est asymétrique et possède un bras inhabituellement long dans sa partie ouest. M100 (NGC 4321), une galaxie spirale de magnitude 9 vue de face, est l'une des plus brillantes de l'amas. Les photographies lui révèlent un noyau brillant, deux bras spiraux proéminents, un ensemble de bras secondaires et plusieurs bandes de poussière.

Autres galaxies

Image de M64 (la galaxie de l'Œil noir) prise par Hubble.

M64 (NGC 4826) est appelée la galaxie de l'Œil noir, en raison de son immense nuage interstellaire sombre qui domine à l'avant du noyau brillant de la galaxie. Également connue comme la galaxie de l'Œil poché ou la Beauté endormie, elle est distante d'environ 24 millions d'années-lumière. Des études récentes ont montré que le gaz interstellaire des régions externes de la galaxie tourne dans la direction opposée par rapport au gaz des régions internes, ce qui conduit les astronomes à penser qu'au moins une galaxie satellite est entrée en collision avec M64 il y a moins d'un milliard d'années. Mais depuis, tout autre indice de la présence de ce petit satellite a disparu. À l'interface entre les régions qui tournent dans le sens horaire et les régions qui tournent dans le sens anti-horaire, il y a de nombreuses nébuleuses et de nombreuses jeunes étoiles.

NGC 4314 est une galaxie spirale barrée vue de face distante de 40 millions d'années-lumière. Elle est unique en raison de sa région de formation stellaire intense, qui a créé un anneau tout autour de son noyau et qui a été découvert par le télescope spatial Hubble. Cette prodigieuse formation d'étoiles dans la galaxie aurait débuté il y a 5 millions d'années, dans une région ayant un diamètre de 1 000 années-lumière. La structure de son bulbe est également unique parce que la galaxie possède des bras spiraux qui nourrissent la barre en gaz.

NGC 4414 est une galaxie spirale régulière cotonneuse distante d'environ 62 millions d'années-lumière. C'est l'une des galaxies cotonneuses les plus proches de nous.

NGC 4565 est une galaxie spirale vue par la tranche qui apparaît surimposée à l'amas de la Vierge. Elle a reçu le surnom de galaxie de l'Aiguille car quand elle est vue en entier, elle apparaît comme un bâton étroit de lumière. Tout comme de nombreuses galaxies vues par la tranche, elle est caractérisée par une importante bande de poussières qui cache quelque peu son bulbe central.

NGC 4651, qui fait environ la moitié de la taille de la Voie lactée, possède des courants d'étoiles gravitionnellement arrachées à une galaxie satellite plus petite, désormais disparue. Elle est localisée à environ 62 millions d'années-lumière.

La galaxie spirale Malin 1, découverte en 1986, est la première galaxie à faible brillance de surface géante connue91. Avec UGC 1382, c'est l'une des galaxies à faible brillance de surface les plus grandes connues.

En 2006, une galaxie naine, la galaxie naine de la Chevelure de Bérénice, a été découverte dans la constellation. C'est un faible satellite de la Voie lactée, qui est situé à environ 144 000 années-lumière du Soleil.

La galaxie naine irrégulière NGC 4789A93.

NGC 4565, la galaxie de l'Aiguille.

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Photos Astro

Formation lunaire, le Mur Droit (Rupes Recta)

Saturne, la planète aux anneaux (image brute)

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Conseils pour photographier et traiter une photo de la Voie Lactée

Dans ce dossier je vais essayer de vous transmettre tous les conseils possible pour réussir vos clichés de la Voie Lactée. Je commencerais par un tuto que j'ai écrit sur mon site à cette adresse :

Ce tuto a pour but de vous préparer en amont pour mettre tout de votre côté pour réussir vos photos : Conseils pour bien photographier la Voie Lactée

Aprés ce tuto je vous invite à regarder ces vidéos qui traitent très bien du sujet (environ 1h30 de vidéo)

Pour aller plus loin : EMPILER DES IMAGES DE LA VOIE LACTÉE AVEC DEEP SKY STACKER

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L’étude des étoiles

Mouvement et distance des étoiles

Du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, la position apparente d’une étoile proche par rapport aux étoiles lointaines varie légèrement. En mesurant le déplacement angulaire, on peut déterminer la distance à l’étoile. Auteur : Olivier Esslinger

Jusqu’au milieu du XVIIIe siècle, l’étude des étoiles autres que le Soleil était très limitée. Au contraire des planètes qui se déplaçaient dans le ciel et dont quelques détails étaient visibles dans un télescope, les étoiles étaient parfaitement immobiles et restaient ponctuelles même dans les meilleurs instruments. Leur étude se limitait à des mesures de coordonnées et à l’établissement de catalogues. Il semblait à cette époque que ces objets resteraient pour toujours inaccessibles et hors du champ de la science.

Le mouvement des étoiles

Un premier pas en avant fut accompli en 1718 lorsque Edmond Halley – le découvreur de la comète – mit en évidence que les étoiles n’étaient pas fixes dans le ciel. L’astronome s’était appliqué à mesurer la position précise de nombreuses étoiles et à comparer ses résultats avec des observations plus anciennes. Il se rendit alors compte que certaines positions ne correspondaient pas, ce qui ne pouvait s’expliquer que si les étoiles concernées s’étaient déplacées entre temps.

Le dogme de l’immuabilité des cieux perdait ainsi le peu de respectabilité qui lui restait. Les étoiles n’étaient pas fixées sur une immense sphère mais pouvaient librement se mouvoir les unes par rapport aux autres. Depuis la Terre, cela se traduisait par de légères modifications de leur position dans le ciel, de l’ordre d’une seconde d’arc par an pour les étoiles les plus proches.

L’étape suivante consistait à déterminer la distance qui les séparait de la Terre. Se trouvaient-elles juste aux limites du système solaire ou mille fois plus loin ou peut-être un million de fois plus loin ? Il s’agissait là d’une question fondamentale puisque qu’elle portait de manière plus générale sur la taille de l’Univers. Celui-ci était-il limité au système solaire ou s’étendait-il beaucoup plus loin ?

La méthode de la parallaxe

La première méthode que les astronomes développèrent pour mesurer la distance des étoiles reposait sur des mesures précises de position et sur le phénomène de parallaxe.

Pour comprendre celui-ci, vous pouvez faire une expérience très simple. Placez-vous à quelques mètres d’un mur. Allongez votre bras droit, levez un doigt et observez sa position par rapport au mur. Déplacez maintenant votre tête alternativement vers la gauche et la droite sans bouger le bras. La position apparente de votre doigt par rapport au mur doit changer. Cet effet, un changement de la position apparente d’un objet lointain dû à un déplacement de l’observateur, s’appelle la parallaxe.

Les astronomes furent amenés très tôt à essayer d’utiliser la parallaxe pour mesurer la distance des étoiles. En effet, si nous remplaçons votre doigt par une étoile proche et le mur par un fond d’étoiles très éloignées, le même phénomène se produit.

Du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, les observateurs terrestres sont en mouvement. La position apparente d’une étoile proche par rapport au fond constitué par les étoiles plus lointaines doit donc varier légèrement. Si le petit déplacement angulaire est mesurable, on peut à partir de quelques connaissances géométriques calculer la distance à l’étoile.

La distance des étoiles

La difficulté majeure pour cette technique réside dans le fait que même les étoiles les plus proches sont très distantes. Leur parallaxe, c’est-à-dire l’angle défini par leur mouvement apparent, est extrêmement faible. C’est pourquoi il fallut attendre 1837 pour qu’une première mesure soit réalisée.

Cette année là, l’astronome allemand Wilhelm Bessel détermina que l’étoile 61 Cygni présentait une parallaxe d’un tiers de seconde d’arc. Connaissant la valeur du rayon de l’orbite terrestre, 150 millions de kilomètres, il fut en mesure de calculer la distance à l’étoile, 100 000 milliards de kilomètres, soit 680 000 unités astronomiques ou 11 années-lumière.

Avec cette valeur, les astronomes prenaient enfin la mesure de l’immensité des espaces interstellaires et de la taille négligeable du système solaire par rapport à l’Univers. Les observations de ce type allaient aussi permettre de calculer la luminosité absolue des étoiles et de commencer à mieux comprendre leur vraie nature.

Le satellite d’astrométrie Hipparcos

La principale limitation à la méthode de la parallaxe est la présence de l’atmosphère. En effet, la turbulence atmosphérique déforme les images du ciel et impose une limite à la précision avec laquelle on peut mesurer la position d’une étoile, de l’ordre de quelques fractions de seconde d’arc. A cause d’elle, les mesures de distance par la méthode de la parallaxe ne donnent de bons résultats que jusqu’à une centaine d’années-lumière.

La solution moderne pour remédier à ce problème est de placer un instrument d’observation au-delà de l’atmosphère terrestre. C’est ce qui fut réalisé avec le lancement en 1989 d’un satellite d’astrométrie baptisé Hipparcos. Débarrassé des problèmes de turbulence atmosphérique, celui fut en mesure de déterminer la position des étoiles à quelques millièmes de seconde d’arc près et d’observer ainsi des parallaxes jusqu’à 1500 années-lumière du Soleil.

Luminosité et température des étoiles

Luminosité apparente et luminosité absolue

Imaginez-vous perdu en pleine nuit au milieu du désert. Un point lumineux apparaît soudain au loin. S’agit-il d’une lampe de poche à 100 mètres ou d’un puissant projecteur à 10 kilomètres ? En pleine nuit, sans aucun son, il est impossible de déterminer la distance d’un point lumineux. Le problème est le même pour les corps célestes. Une étoile peu lumineuse mais proche de la Terre peut dépasser en éclat une étoile très lumineuse mais lointaine.

Il faut donc bien distinguer deux concepts : la luminosité apparente qui mesure l’éclat d’une étoile mesuré depuis la Terre et la luminosité absolue qui mesure la véritable quantité de lumière émise par l’étoile. La luminosité apparente dépend de la distance de l’astre et n’apporte pas directement d’information sur la nature de celui-ci. La luminosité absolue ne dépend que de l’objet lui-même et peut donc nous renseigner sur la nature du corps considéré et c’est elle qu’il faut chercher à déterminer.

La luminosité absolue des étoiles

C’est ici qu’interviennent les mesures de distance des étoiles. Les physiciens savent depuis longtemps que l’intensité d’un rayonnement suit une loi bien déterminée : elle décroît comme l’inverse du carré de la distance parcourue par la lumière. Avec cette loi, il est très simple d’établir le lien qui existe entre luminosité absolue, distance et éclat apparent d’une étoile. De plus, si deux des paramètres peuvent être mesurés, le troisième pourra être calculé facilement. Donc, si l’on peut déterminer la distance à une étoile, il suffit de mesurer son éclat apparent et d’appliquer une relation mathématique pour accéder à sa luminosité absolue.

Des mesures de ce type commencèrent dès que les données sur les distances furent disponibles. Elles mirent en évidence un énorme éventail dans les luminosités absolues possibles. Certains astres n’émettaient qu’un dix-millième de la luminosité  du Soleil. D’autres émettaient un million de fois plus d’énergie que notre étoile. La gamme des luminosités se révélait énorme, avec un facteur dix milliards entre les luminosités absolues minimale et maximale.

La température des étoiles

Il est possible de déterminer facilement la température d’une étoile grâce à l’analyse spectrale. Il suffit de trouver la longueur d’onde à laquelle l’intensité lumineuse de l’étoile est maximale et d’appliquer la loi qui relie cette longueur d’onde à la température. Notons que la température ainsi mesurée est celle qui règne à la surface de l’étoile. La température à l’intérieur n’est pas directement mesurable et il n’est possible de l’estimer qu’à l’aide de modèles théoriques.

Les observations spectroscopiques ont montré que les étoiles les plus froides sont rouges et ont une température de l’ordre de 3000 degrés. Les étoiles les plus chaudes sont bleues et atteignent 50.000 degrés. Le rapport entre températures maximale et minimale n’est donc que légèrement supérieur à 10.

Les types spectraux

L’état des différents gaz à la surface d’une étoile est fortement dépendant de la température qui y règne. Ainsi les spectres de deux étoiles de températures différentes présentent des caractéristiques qui permettent de les distinguer facilement. Cette propriété a amené les astronomes du XIXe siècle dernier à classer les étoiles en différentes catégories, suivant l’aspect de leur spectre.

Ces groupes, appelés types spectraux, sont désignés par les lettres suivantes : O, B, A, F, G, K et M. Les types O et B correspondent à des températures de surface supérieures à 10.000 degrés et leurs spectres sont dominés par les raies de l’hélium. Le type A, un peu en dessous de 10.000 degrés, présente des raies de l’hydrogène. Les types F, G et K, avec des températures entre 3500 et 7500 degrés, exhibent des raies du calcium. Enfin, les étoiles de type M, à moins de 3500 degrés, offrent un spectre dominé par des bandes, c’est-à-dire des raies très larges dues à quelques molécules, en particulier l’oxyde de titane.

Le pas suivant dans la compréhension de la nature des étoiles consiste ensuite à analyser toutes ces nouvelles informations, en particulier à établir une possible relation entre luminosité absolue et température de surface, la raison d’être du diagramme de Hertzsprung-Russell.

Apparence de chaque type spectral, depuis les étoiles bleues de type O jusqu’aux géantes rouges de type M. Crédit : Renbin Yan (University of Kentucky)/SDSS collaboration

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Le diagramme de Hertzsprung-Russell. En traçant la luminosité absolue en fonction de la température de surface des étoiles connues, quatre grandes catégories d’étoiles apparaissent : les naines blanches, la séquence principale (dont fait partie notre Soleil), un ensemble comprenant les géantes, sous-géantes et géantes lumineuses, et, enfin, les supergéantes. Crédit : Richard Powell/Leovilok/Wikimedia Commons

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Grâce aux mesures de luminosité absolue et de température de surface, les astronomes tenaient l’une des clefs de la compréhension des étoiles. Au début du siècle, le Danois Ejnar Hertzsprung et l’Américain Henry Russell découvrirent indépendamment qu’il existait une corrélation très forte entre luminosité absolue et température de surface des étoiles. Ils utilisèrent les données disponibles à l’époque et eurent l’idée de tracer un diagramme montrant ces deux propriétés.

Hertzsprung et Russell se rendirent alors compte que la grande majorité des étoiles se plaçaient sur une grande diagonale, appelée la séquence principale, qui allait des étoiles froides et peu lumineuses aux étoiles chaudes et très lumineuses. En plus de cette bande, trois autres regroupements apparaissaient. Deux groupes se trouvaient au-dessus de la séquence principale, à des luminosités plus fortes, le groupe des géantes et celui des supergéantes. Le troisième groupe était placé sous la séquence principale, à des luminosités plus faibles, celui des naines blanches. Ces quatre groupes correspondent à des étapes bien définies de la vie des étoiles.

La taille des étoiles

En 1879, le physicien autrichien Josef Stefan qui s’intéressait au rayonnement des corps chauds découvrit que l’énergie totale émise par un objet était proportionnelle à la quatrième puissance de sa température absolue. Cela signifiait par exemple qu’un corps à 6000 degrés émettait 16 fois plus d’énergie qu’à 3000 degrés. Stefan établit également une loi plus générale qui donnait l’intensité émise par un corps de surface donnée à une certaine température.

Pour les astronomes, la loi de Stefan fournit un moyen relativement simple de calculer la taille d’une étoile, une fois sa température de surface et sa luminosité absolue déterminées. Connaissant la température de surface de l’étoile, on peut utiliser cette loi pour calculer la luminosité totale émise par une portion de surface donnée. Il suffit alors de comparer ce résultat à la luminosité absolue, émise par le corps dans son ensemble, pour obtenir la surface de l’étoile, donc également sa taille.

Cette méthode a permis d’obtenir de très bons résultats. Elle a d’abord montré que les étoiles de la séquence principale n’ont pas toutes la même taille, mais présentent néanmoins une gamme relativement restreinte. Les étoiles chaudes ont ainsi 10 fois la taille du Soleil, alors que les étoiles froides n’atteignent qu’un dixième de cette valeur.

Les autres groupes du diagramme de Hertzsprung-Russell présentent des tailles très différentes. Les géantes ont entre une dizaine et une centaine de fois la taille du Soleil. Les supergéantes peuvent quant à elles être mille fois plus grosses que notre étoile. L’énorme luminosité de ces étoiles est donc liée à leur dimension. Enfin, les naines blanches sont de manière générale une centaine de fois plus petites que le Soleil, ce qui leur donne une taille similaire à celle de la Terre et explique leur faible luminosité.

Pour aller plus loin dans la compréhension du  diagramme de Hertzsprung-Russell, il fallait encore déterminer un autre paramètre : la masse des étoiles.

La masse des étoiles

Observations de l’étoile double Zéta d’Hercule, dont la période est d’environ 34 ans, entre 1826 et 1873. Crédit : Camille Flammarion, Les Etoiles Doubles/Wikisource

Les étoiles binaires

Pour espérer atteindre une compréhension de la nature et de l’évolution des étoiles, les astronomes devaient essayer de déterminer un important paramètre : leur masse. Celle-ci est difficile à déterminer car ni les mesures de luminosité, ni l’analyse spectrale ne sont d’aucun secours. La seule solution est de recourir à l’astrométrie, la mesure précise des positions stellaires, et de l’appliquer à ce que l’on appelle les systèmes binaires, c’est-à-dire des couples d’étoiles liées par leur attraction gravitationnelle mutuelle et en orbite l’une autour de l’autre.

Il existe dans le système solaire une loi, appelée la troisième loi de Kepler, qui relie la taille et la période de chaque orbite planétaire et qui fait intervenir la masse du Soleil. Cette loi peut se généraliser à tous les corps en orbite, en particuliers aux membres d’un système binaire. Au lieu de la masse du Soleil, c’est la masse totale du couple qui compte. Ainsi, s’il était possible de mesurer par l’observation la période et la taille d’un système binaire, il suffirait d’appliquer cette loi pour pouvoir calculer la masse totale du couple.

Les astronomes des siècles passés devaient donc trouver dans le ciel des étoiles binaires et mesurer leur période et leur orbite. Ceci était malheureusement très difficile en pratique. Le mouvement apparent des étoiles est extrêmement lent, les périodes peuvent atteindre la centaine d’années et plusieurs générations d’astronomes pouvaient se révéler nécessaires pour une étude complète. Une fois l’orbite apparente mesurée, il fallait encore en déduire l’orbite réelle. Là encore des difficultés apparaissaient car les orbites sont la plupart du temps inclinées par rapport à notre ligne de visée, ce qui fausse les estimations de dimension.

Lorsque les observations se passaient bien, la méthode basée sur la loi de Képler pouvait fournir la masse totale du couple stellaire. Pour déterminer la masse de chaque étoile, pas seulement celle du couple, l’astronome devait encore étudier plus en détail le mouvement relatif des deux membres. Ceci lui permettait de déterminer la proportion de chaque étoile dans le total du couple et finalement d’obtenir la masse de chaque corps.

La masse des étoiles

Des études de ce type ont été menées sur de nombreuses étoiles. Elles ont d’abord révélé que chaque groupe du diagramme de Hertzsprung-Russell a des propriétés différentes. Dans la séquence principale, l’éventail de masse est assez étendu, depuis moins d’un dixième de la masse solaire jusqu’à plusieurs dizaines de fois celle-ci. Les autres groupes ont une gamme plus limitée. Les supergéantes sont très massives, avec des valeurs de l’ordre de 20 masses solaires, alors que les naines blanches ont une masse similaire à celle du Soleil.

La deuxième conclusion importante de ce genre d’étude est la mise en évidence d’une relation entre la masse et la luminosité absolue pour les étoiles de la séquence principale : plus une étoile est massive, plus elle brille. Ainsi, le paramètre principal qui dicte aux étoiles de la séquence principale leur position dans le diagramme de Hertzsprung-Russell est la masse. C’est elle qui détermine des propriétés telles que la luminosité absolue et la température de surface.

Cette relation entre masse et luminosité est assez naturelle. Plus une étoile est massive, plus le poids de ses couches externes est grand. La pression au centre de l’astre, qui doit résister à ce poids, doit être plus forte. En conséquence, les réactions nucléaires se font à un rythme plus élevé, d’où une libération d’énergie plus intense et une luminosité supérieure.

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comparaison des tailles des planètes et des étoiles

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