Avec un peu de retard sur l’actualité astronomique, voici des images de l’éclipse totale de Lune du 28 septembre 2015.
La 1^ère est une photo de la Lune au moment de l’éclipse totale qui, comme chacun le sait, nous apparaît avec des teintes cuivrées et rougeoyantes provenant des rayons solaires rasant notre globe terrestre et diffusés par les particules microscopiques de son atmosphère. C’est ce même phénomène qui est responsable de la couleur rouge du Soleil couchant.
La 2^ème est un photo-montage montrant différentes phases de l’éclipse : l’arrivée progressive de l’ombre de la Terre (3H17 et 3H59), l’éclipse totale (4H47), et la sortie de l’ombre (5H46 et 6H04).

Ces photos ont été réalisées par Michel Tharaud (éclipse totale grand format, 3H17, 3H59) avec une lunette 80 X 480 munie d’un APN Canon EOS 350D et Michel Vampouille (4H47, 5H46 et 6H04) avec un APN Canon EOS 40D équipé d’un téléobjectif Canon de 300 mm et d’un extenseur de focale X 1,4 (focale résultante = 420 mm). La diversité du matériel et des techniques utilisés a nécessité une gymnastique particulière pour égaliser les échelles et harmoniser les teintes. Les traitements numériques ont été réalisés avec les logiciels Iris et Photoshop au cours de notre atelier astrophoto mensuel d’octobre qui, ce soir-là, a réuni une dizaine de participants.
Cliquer sur les photos pour les observer en plus grand format.

Il existe plusieurs approches pour parler d’un phénomène céleste toujours très agréable à observer : une approche contemplative, une approche technique relative type d’instrument, à la prise de vue, ou au traitement numérique, ou bien encore une approche scientifique tirant parti de l’alignement de ces 3 corps célestes ?

C’est cette 3^ème voie que nous allons explorer dans la suite de cet article en essayant de répondre à la question suivante : La Lune était-elle « super » durant la nuit de l’éclipse du 28 septembre 2015 ?
Le mot « super » attribué à la Lune signifie ici qu’on a affaire à une Lune à la fois :
– pleine ou nouvelle,
– et au plus proche de la Terre.
Le terme de Super Lune n’est pas largement accepté ou utilisé dans la communauté des astronomes, qui lui préfère « périgée-syzygie » [1]. Le périgée est le point de l’orbite lunaire où la distance de la Lune par rapport au foyer est minimale. Une syzygie correspond à un alignement de la Terre, de la Lune et du Soleil. Une Super Lune peut être vue comme une combinaison des deux événements, bien qu’ils ne coïncident pas forcément parfaitement à chaque fois.

La 1ère image montre à l’évidence que la 1ère condition est satisfaite, puisqu’on voit la lune éclipsée dans sa totalité.
Pour vérifier la 2^ème, il faut connaître la distance Terre/Lune durant cette nuit-là et la comparer à celle des autres nuits. Stellarium nous donne facilement toutes ces informations, et donc, la réponse à la question posée. Mais pour nous, le challenge constituera à les retrouver par le raisonnement, la mesure, et l’exploitation des photographies ci dessus prises durant le recouvrement partiel de la Lune par l’ombre de la Terre. Elles nous permettront de déterminer le rapport entre le diamètre de l’ombre de la Terre et celui de la Lune.
Nous aurons aussi besoin :
– d’une photo du Soleil pour déterminer l’angle apparent sous lequel on le voyait le 29 septembre au matin,
– de la connaissance exacte du rayon de la Terre : 3 472 km,
– de la supposition que la distance Terre/Lune est très inférieure (donc négligeable dans nos calculs) à la distance Terre/Soleil.

Comme ce challenge est un « Travail Personnel Encadré » (TPE) engagé avec Nicolas, Erwan, et Yassin, 3 élèves de 1^èreS du Lycée Gay Lussac, nous n’allons pas dévoiler maintenant la démarche, mais nous pouvons d’ores et déjà annoncer que les résultats obtenus sont plus que satisfaisants, le rayon de la Lune et la distance Terre/Lune approchant les valeurs réelles à moins de 2% !
La comparaison de la distance trouvée avec celles des autres nuits (données par Stellarium) montre que la Lune était bien « super » dans la nuit du 28 septembre 2015.

Rendez-vous en avril/mai 2016 sur le site Internet pour la totalité des explications, lorsque les 3 élèves auront présenté leur travail devant les examinateurs…

Rédaction : Michel Vampouille

Webographie :
[1] https://fr.wikipedia.org/wiki/Super_lune

Plongée dans ciel profond pour le mois d’octobre 2015 avec cette image contenant un groupe de trois galaxies toute différentes, curieusement alignées, connu sous le nom de Trio du Dragon.
De gauche à droite, on trouve :
– NGC 5981, une galaxie spirale barrée vue de profil,
– NGC 5982, une galaxie lenticulaire,
– NGC 5985, une galaxie spirale vue de face.
– NGC 5976, la galaxie spirale de gauche, ne fait pas partie du trio.
Cliquer sur l’image pour l’observer sans annotation.
Cette image a été réalisée à Saint Léonard de Noblat par Jean Pierre Debet sur les deux nuits su 6 et 7 juin 2014 avec un télescope Célestron C9 autoguidé, muni d’un réducteur de focale 0,66 (focale = 1560 mm), d’une roue à filtres et d’une caméra SBIG STF 8300.  Le temps de pose global atteint 5H07 et se décompose ainsi : Luminance : 2H42 en 27 poses de 6 minutes (bin 1), Bleu : 62,5 minutes en 25 poses de 2,5 minutes (bin 2), Rouge : 45 minutes (18 X 2,5, bin 2) et Vert : 37,5 minutes (15 X 2,5, bin 2). Le traitement numérique est conduit avec Pixinsight.

Localisation de ce Trio :
Ce trio de galaxies est localisé dans la constellation du Dragon.
Ainsi que l’indique le schéma ci-dessus [1], il est situé au plus creux de la courbure opposée à la Petite Ourse, à proximité du segment joignant les étoiles θ (thêta) Dra et ι (iota)Dra, dans la continuation de l’alignement : Polaire –> ζ (dzêta) UMi.
Ce groupe compte trop peu de galaxies pour être considéré comme un amas et il n’a jamais été classé comme un groupe compact, bien que les galaxies soient toutes les trois situées à environ 100 millions d’années-lumière du Système Solaire.

Galaxie NGC 5981 :
Elle est classée dans la catégorie « galaxie spirale barrée », comme notre Voie Lactée. Elle est notée : Sbc (= Spirale barrée à bras moyens longs) dans la « séquence de Hubble », une classification des différents types de galaxies, développée en 1936 par Edwin Hubble, et basée sur des critères morphologiques (plus d’infos dans [2-3]). Cette catégorie recouvre les galaxies dont les bras spiraux n’émergent pas du centre, mais d’une bande d’étoiles formant une barre et traversant ce centre [4].
Pour trouver cette propriété sur la photo présentée, il faut l’agrandir fortement et l’observer dans la pénombre. Sur la galaxie NGC 5981 vue ici de profil, on distingue alors une bande centrale légèrement plus rougeâtre que les extrémités : c’est la fameuse barre d’où partent les bras spiraux !
On découvre aussi son noyau central, plus blanchâtre que la barre.
Cette galaxie est de magnitude 13 ; sa plus grande dimension angulaire vaut 2’7″ [3].

Galaxie NGC 5985 :
Sur la photo agrandie, il apparaît clairement que NGC 5985 est une galaxie spirale (non barrée, cette fois). On voit très bien que les bras spiraux partent du centre. Elle est notée Sbb dans la séquence de Hubble.
On sait maintenant que les bras spiraux sont des régions de formation d’étoiles. Leur existence en forme de spirale est encore une question ouverte pour les astrophysiciens.

Doit-on la relier à une rotation différentielle de la galaxie autour de son noyau ? Les parties internes tournant plus vite que les parties externes feraient-elles apparaître une structure spirale tout naturellement avec le temps. ? Non ! S’il en était ainsi, les bras auraient fini par s’enrouler sur eux-mêmes et auraient peuplé toute la galaxie, ce qui est contraire à l’observation.

Une autre théorie prévoit que les bras spiraux ne sont pas liés à des étoiles données, mais à des régions où la matière, temporairement plus concentrée forme des ondes densité (de matière). Ainsi, les bras peuvent se déplacer en bloc, indépendamment de la matière, ce qui explique que leur forme ne change pas avec le temps. Dans ces régions de forte densité, le gaz interstellaire fortement comprimé favorise la formation de nombreuses étoiles massives et brillantes. Alors que les régions de faible densité restent plus sombres, car aucune étoile massive ne peut y être créée. Questions : quelle est l’origine physique de ces ondes de densité ? Pourquoi subsistent-elles alors qu’elles devraient s’évanouir avec le temps ? Pourquoi sont-elles elliptiques ?

Une 3ème théorie propose l’auto-propagation de proche en proche des zones de formations d’étoiles : la fin explosive des étoiles massives en supernova déclenche l’effondrement des nuages moléculaires et donc la naissance de nouvelles étoiles massives. Si les premières explosions ont lieu le long d’un bras spiral, les suivantes gardent la même géométrie. La forme spirale se conserve de génération en génération d’étoiles. Question : quelle est l’origine de la première spirale ? Réponse : à partir des premières étoiles nées par collisions aléatoires entre nuages moléculaires et mises en forme spirale par rotation différentielle de la galaxie.

Laquelle des deux théories est la bonne ? Il semble en fait que les deux derniers mécanismes existent et qu’ils donnent lieu à des types différents de spirales. Les ondes densité pour les galaxies possédant bras spiraux fins, nets et clairement définis. L’auto-propagation de la formation d’étoiles pour les galaxies présentant des bras spiraux incomplets, épais ou mal définis [5].
Découverte par William Herschel en 1788, de magnitude 11, cette galaxie s’étend angulairement sur 5,5′ X 3′.

Galaxie NGC 5982 :
Elle appartient à la catégorie « galaxie lenticulaire » (de type SO ici) qui regroupe les galaxies à disque sans bras spiraux. Formellement, elles ressemblent à des galaxies spirales qui auraient perdu leurs bras, mais contrairement à celles-ci, elles possèdent un bulbe galactique plus important et plus lumineux. Elles ont perdu ou transformé la majorité de leur matière interstellaire. En conséquence, on n’y observe que très peu de formation d’étoiles, mais elles en abritent de très âgées vieilles en majorité de plus d’un milliard d’années. Elles contiennent également plus d’amas globulaires que les galaxies spirales de masse et de luminosité comparables, ainsi qu’une grande quantité de poussière [6].
L’image agrandie de NGC 5982 montre clairement les caractéristiques énoncées ci-dessus.
Tout comme les galaxies spirales et elliptiques, une galaxie lenticulaire peut comporter une bande d’étoiles traversant son centre. On parle dans ce cas d’une galaxie lenticulaire barrée, voir par exemple la galaxie du Fuseau dans le Dragon [7]. Elles n’ont pas encore été beaucoup étudiées.

Il existe deux grandes hypothèses quant à la formation des galaxies lenticulaires.
Dans un premier cas, leur forme en disque, l’absence de gaz, la présence de poussière, le manque de formation stellaire récente et la rotation de ces galaxies sont tous des attributs que l’on pourrait attendre d’une galaxie spirale qui aurait épuisé à peu près tout son gaz dans la formation d’étoiles. On parle alors de galaxie en fin de vie ou de galaxie anémique [6].
Cependant, dans un second cas, la luminosité supérieure des galaxies lenticulaires par rapport aux galaxies spirales laisse plutôt croire qu’elles pourraient résulter d’une fusion galactique qui est la plus violente forme d’interaction  entre deux galaxies. Celle-ci augmente la masse totale stellaire et donne à la galaxie nouvellement formée sa forme discoïdale exempte de bras spiraux.
De magnitude 11, cette galaxie présente un « diamètre angulaire » de 3′ environ.

Quant à NGC 5976, c’est une galaxie spirale de type SO, de magnitude 14.8, s’étendant sur 50″ selon son grand axe.

Webographie :
[1] https://pt.wikipedia.org/wiki/NGC_5976#/media/File:Draco_constellation_map.png
[2] https://fr.wikipedia.org/wiki/S%C3%A9quence_de_Hubble
[3] http://www.astro5000.com/Objects/Cherche/index.php3?cat=NGC&obj=5981
[4] https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_spirale_barr%C3%A9e
[5] http://www.astronomes.com/les-galaxies/bras-spiral/
[6] https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_lenticulaire
[7] https://fr.wikipedia.org/wiki/NGC_5866

Rédaction : Michel Vampouille

Restons dans l’actualité céleste pour ce mois de septembre avec une photographie de l’emblématique Triangle d’Eté traversé par la Voie Lactée. Cette image a été enregistrée en Limousin le 23 septembre 2013 à 21H44 par Michel Tharaud avec un APN Canon EOS 20D muni d’un objectif zoom 18-125 mm, réglé à la position grand angulaire de 18 mm, ouvert à F/3.5 sous une sensibilité de 400 ISO. Le temps de pose de 200 secondes a nécessité l’emploi d’une monture pour assurer le suivi.
Nous la présentons en deux versions qui diffèrent par les traitements numériques appliqués à la photographie originale enregistrée au format « RAW » :
– l’une, avec un traitement doux (réalisé par Denis Lefranc), qui révèle les nuances et les couleurs de notre galaxie,
– l’autre, traitée lors d’un de nos ateliers astrophoto avec un contraste plus grand qui permet une meilleure reconnaissance des constellations (voir image annotée plus loin).

Observation de la Voie Lactée :
Visible depuis la Terre sous la forme d’une bande blanchâtre traversant la voûte céleste, le phénomène visuel de la Voie lactée provient en majeure partie des étoiles et du gaz qui la composent. Selon les derniers relevés du télescope spatial Kepler, elle contient entre 200 et 400 milliards d’étoiles (234 milliards selon une récente estimation). Notre Soleil est l’une d’elles, tout à fait banale. Le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu est faible : quelques milliers au plus dans de bonnes conditions d’observations. Par contre, il augmente considérablement avec le diamètre des instruments, lunettes ou télescopes [1].
Comme nous sommes en son sein, et plus précisément à sa périphérie, il est difficile de connaître sa forme exacte, mais l’on sait qu’elle est assez semblable à celle de la galaxie d’Andromède, la plus proche de nous à 2,2 millions d’années-lumière.  Il s’agit donc d’une galaxie spirale barrée, avec un noyau central, dont on sait maintenant que c’est un trou noir (comme pour tous les noyaux de toutes les galaxies), entouré d’un renflement sphéroïdal appelé « bulbe », lui même entouré d’un « halo » formant une sphère d’environ 1 000 années-lumière de diamètre. Son allure générale est représentée par les deux schémas ci-dessous :
Le premier est une vue d’artiste représentant la Voie Lactée vue de face. D’un diamètre de 100 000 années-lumière, notre galaxie compte 4 bras spiraux bien dessinés : Persée, Sagittaire, Centaure,  Règle-Cygne, et un cinquième plus petit : le bras d’Orion sur lequel se trouve notre Soleil. Celui-ci est situé à 25 000 années-lumière du noyau, et donc à 25 000 années-lumière aussi de la périphérie.
Le second schéma montre la Voie Lactée vue de profil. Elle se présente alors sous la forme d’une sphère de 100 000 années-lumière de diamètre, traversée en son centre par le disque des bras spiraux d’une épaisseur de 1 000 années-lumière, soit le 1/100 de son diamètre. Toutes les étoiles qu’on voit depuis la Terre appartiennent à ce disque, et on peut affirmer qu’elles se trouvent à moins de 25 000 années-lumière de nous. Dans le halo, on compte très peu d’étoiles, isolées et très anciennes, par contre, il contient de nombreux amas globulaires [2]. L’illustration de cette situation est donnée par la carte du ciel ci dessous obtenue avec Stellarium réglé à la date d’enregistrement de la photo.
Cliquer sur l’image pour l’observer en plus grand format.
A cette date, et à la latitude de Limoges, la constellation du Sagittaire se trouve à l’horizon sud.  C’est pour nous le point de départ de la Voie Lactée. Le disque des bras spiraux vu par la tranche et de l’intérieur s’élève ensuite dans le ciel en traversant successivement les grandes constellations de l’Aigle et du Cygne qu’on distingue nettement sur la photo de Michel Tharaud annotée ci dessous :
Bien évidemment, la Voie Lactée ne s’arrête pas ici. Elle traverse ensuite les constellations de Céphée, de Cassiopée, (visibles sur l’image Stellarium ci dessus), puis celles du Cocher, de Persée, d’Orion, du Grand Chien (observables en hiver dans nos régions), et enfin celles de l’hémisphère sud : la Poupe, les Voiles, le Centaure et la Règle.
La concentration d’étoiles est maximum dans le disque. Dans le Cygne, on observe à l’œil nu des étoiles situées à plus de 12 000 années-lumière. Par contre, à gauche et à droite du disque, les étoiles qu’on voit sont en moins grand nombre et plus rapprochées, puisqu’on regarde dans l’épaisseur du disque. Encore plus éloignés de part et d’autre du disque, on trouve dans le halo des amas globulaires tels M13, le Grand Amas d’Hercule, à 22 000 AL dans la constellation du même nom, M5 à 25 000 AL dans le Serpent, ou bien M72 à 56 000 AL dans le Verseau ou encore plus loin à 67 000 AL : M75 en périphérie du Sagittaire.
Le disque de la Voie lactée n’est pas aligné avec le plan de l’écliptique, mais incliné à environ 60° par rapport à celui-ci. Les deux s’intersectent au niveau des constellations du Sagittaire et, à l’opposé, des Gémeaux. La portion la plus épaisse de la Voie lactée est située dans le Sagittaire, correspondant au renflement du bulbe, entourant le centre galactique et son trou noir.
En théorie, quand on regarde dans la direction du Sagittaire, on devrait voir l’intense luminosité de la périphérie du trou noir central, des milliers de fois supérieure à celle de notre Soleil. Il n’en est rien, celle-ci nous étant cachée par d’immenses nuages de poussière sombre et opaque qui nous rendent invisible toute la partie du ciel située derrière eux. Dans cette direction, les étoiles et les nombreux autres objets célestes qu’on observe se trouvent à moins de 15 000 années-lumière.

Observation des constellations :
Sur l’image annotée, on trouve sans difficulté les 3 étoiles qui composent le Triangle d’Eté :
– Véga, dans la Lyre, étoile de référence à 25 AL avec sa magnitude visuelle égale à 0.00. Son rayon, mesuré avec grande précision par interférométrie a été estimé à 2,73 fois le rayon solaire. Elle se présente sous la forme d’une sphère aplatie aux pôles. Sa rotation rapide est à l’origine de sa protubérance équatoriale. Le rayon à l’équateur, égal à 2,78 fois le rayon solaire, est 23 % plus grand que le rayon polaire (2,26 rayons solaires) [3].

– Deneb, la queue du Cygne (constellation appelée parfois la Croix du Nord), à 1550 AL (réévaluation de 2007 à partir des données d’Hipparcos) et de magnitude 1.25. C’est une super géante blanche variable dont le rayon vaut 110 fois celui de notre Soleil. Deneb engendre autour d’elle un très fort vent solaire qui lui fait perdre chaque année 0,8 millionième de sa masse. Ce vent correspond à un flux cent mille fois plus puissant que celui de notre Soleil [4]. Sur le 1er tirage, à gauche de Deneb, on distingue sans difficulté la nébuleuse « North America » de couleur rouge. Autre étoile intéressante : Albiréo dans la tête du Cygne : étoile double dont les composantes séparées de 34 secondes d’arc, l’une jaune (le topaze), l’autre bleu (le saphir), apparaissent nettement dans les instruments d’amateur [5]. Le Cygne contient aussi l’étoile très chaude : P Cygni (repérée par un cercle dentelé), dont le spectre lumineux contient des raies d’émission, ainsi que la nébuleuse du Voile (NGC 6960), fraction importante la fameuse nébuleuse des Dentelles du Cygne, deux objets célestes précédemment publiés dans cette rubrique [6-7].

– Altaïr, le corps de l’Aigle, à 17 AL, de magnitude 0.75, 2 fois plus grande que le Soleil. Comme Deneb, sa rotation très rapide (1 tour entre 6 et 10 heures selon les estimations) provoque sa déformation. Altaïr est aplatie aux pôles et renflée à l’équateur.
Récemment, des images de la surface d’Altaïr ont été réalisées depuis l’observatoire du Mont Wilson en Californie grâce aux techniques de l’interférométrie stellaire, mettant en œuvre 4 des 6 télescopes du site. Les images obtenues montrent une étoile de couleur bleutée, fortement oblongue ce qui confirme les observations précédentes sur sa vitesse de rotation [8].
Pour mémoire, c’est sur l’instrument CHARA de ce laboratoire, qu’en avril 2015, François Reynaud et Ludovic Grossard ont testé avec succès pour la 1ère fois au monde, une nouvelle technique de détection des étoiles dans l’infrarouge. Cette méthode consiste à changer la couleur des étoiles pour mieux les détecter, en transformant leur lumière infrarouge en lumière rouge [9].

De gauche à droite, on reconnaît aussi 3 petites constellations
– le Dauphin, avec sa forme très caractéristique. Les deux étoiles les plus brillantes de cette constellation, α et β Delphini, portent des noms traditionnels étranges : Sualocin et Rotanev. Ils ont une origine peu commune : apparaissant pour la première fois sur une catalogue d’étoiles publié par l’observatoire de Palerme en 1814, ils viennent en fait de Nicolas Venator, le nom latinisé  écrit à l’envers de l’assistant directeur de cet observatoire [10].

– la Flèche, petite constellation composée de 4 étoiles visibles à l’œil nu, facile à localiser par sa forme quand on a repéré le Dauphin et Altaïr. L’empennage de la Flèche sert de point de départ pour trouver l’amas du Cintre (pointé par une flèche verticale) aussi connu sous le nom de Collinder 399. Facilement observable aux jumelles, il est composé de 10 étoiles de magnitude comprise entre 5 et 7, arrangées selon le forme particulière qui donne son nom. Il s’agit d’un astérisme, c’est-à-dire d’un alignement d’étoiles sans rapport entre elles [11].

– le Petit Renard : petite constellation composée de 2 étoiles (Stellarium) ou de 5 (Wikipedia) dont la plus brillante, Lukida (ou anciennement Anser, l’Oie), une géante rouge forme, avec 8 Vulpeculae, une binaire optique  pouvant être séparée avec des jumelles (0,12°). C’est dans cette constellation que fut découvert en 1967 le premier Pulsar [12]. Elle renferme aussi la nébuleuse planétaire de l’Haltère, alias Dummbell ou M27, très prisée des astronomes amateurs…., et de nos adhérents [13-14].

Webographie :
[1] https://fr.wikipedia.org/wiki/Voie_lact%C3%A9e
[2] https://fr.wikipedia.org/wiki/Halo_galactique
[3] https://fr.wikipedia.org/wiki/V%C3%A9ga
[4] https://fr.wikipedia.org/wiki/Deneb
[5] https://fr.wikipedia.org/wiki/Beta_Cygni
[6] http://saplimoges.legtux.org/galerie-de-photos/…..novembre-2013&catid=34&Itemid=54
[7] http://saplimoges.legtux.org/galerie-de-photos/…..mars-2010&catid=34&Itemid=54
[8] https://fr.wikipedia.org/wiki/Alta%C3%AFr
[9] http://saplimoges.fr/mission-chara-2015/
[10] https://fr.wikipedia.org/wiki/Dauphin_%28constellation%29
[11] https://fr.wikipedia.org/wiki/Amas_du_Cintre
[12] https://fr.wikipedia.org/wiki/Petit_Renard
[13] http://saplimoges.legtux.org/galerie-de-photos/….decembre-2011&catid=34&Itemid=54
[14] http://saplimoges.legtux.org/galerie-de-photos/….decembre-2012&catid=34&Itemid=54

Rédaction : Michel Vampouille

Voici une nouvelle planète dans notre collection d’images célestes : Saturne et ses anneaux photographiés par Denis Lefranc le 11 juillet 2015 avec une caméra couleur ASI 120 MMC placée derrière une lunette 102/714 équipée d’une Barlow 2x. L’image finale résulte de la compilation des 500 meilleures photos prélevées dans un lot de 1000 au moyen du logiciel Autostakkert 2. La finition cosmétique est réalisée avec Photoshop.
Saturne constitue une cible attrayante, mais délicate à enregistrer à cause de la petitesse de l’angle apparent sous lequel on la voit depuis la Terre. En effet, celui-ci ne vaut que 41 secondes d’arc (18 sans les anneaux), soit 45 fois plus petit que celui de la Pleine Lune.
Avec une planète peu élevée au-dessus de l’horizon (25° environ), une turbulence sévère, et une focale de 1400 mm, il ne fallait pas s’attendre à une image extraordinaire. Cependant, grâce à l’efficacité de Autostakkert, les résultats sont surprenants.
Ainsi que le montre l’image annotée, on distingue très bien les bandes colorées de la planète, la division de Cassini séparant l’anneau A (à l’extérieur) de l’anneau B (à l’intérieur), ainsi que l’amorce plus sombre de l’anneau C.
Pour en savoir plus sur la localisation de Saturne, ses principales caractéristiques, son orbite, sa rotation, la nature de ses anneaux, ses satellites…, lisez la suite.

Localisation de Saturne :
Ainsi que le montre le schéma ci-contre réalisé avec Stellarium, à cette époque de l’année vers 23H , Saturne se trouve facilement en regardant vers le Sud dans la constellation de la Balance. C’est l’objet céleste le plus lumineux à cet endroit avec une magnitude visuelle égale à 0,5. Il apparaît en premier vers 22H, quinze minutes avant la géante rouge pulsante  Antarès de magnitude 1,05. A 23H30, sa hauteur au dessus de l’horizon était de 24° 30′, hauteur un peu trop faible pour la photographier dans d’excellentes conditions.

Distance au Soleil, révolution, rotation :
Saturne est la sixième planète du Système Solaire par ordre de distance au Soleil et la deuxième après Jupiter, tant par sa taille que par sa masse. C’est la plus lointaine des planètes du Système solaire observable à l’œil nu dans le ciel nocturne depuis la Terre. On peut même distinguer ses anneaux avec une paire de jumelles.
Saturne est une planète géante gazeuse, au même titre que Jupiter, Uranus et Neptune.
Sa période de révolution autour du Soleil est d’environ 29 ans. Elle était au périhélie le 26 juillet 2003 à 10,05 UA, et sera à l’aphélie le 17 avril 2018 à 9,02 UA.
Elle tourne rapidement sur elle-même en 10H 44min 32s ou 0,448 jour terrestre (période sidérale par rapport au Soleil). En fait Saturne, tout comme Jupiter, présente une rotation différentielle définissant plusieurs systèmes avec des périodes de rotation propres.
En 1981, la sonde Voyager 1 avait mesuré 3 systèmes :
– 10H 14min 00s pour la zone équatoriale,
– 10H 39min 24s pour toutes autres zones,
– 10H 39min 22s pour un autre système basé sur la rotation des émissions de la planète.
En 2004, la sonde Cassini mesura un léger accroissement de 6 minutes de la période de rotation radio, atteignant 10 h 45 min 45 s. Bien que plusieurs explications aient été proposées en 2007, la cause exacte du changement n’est pas connue.
En fait, il apparaît qu’on ne connaît aucune méthode fiable pour déterminer la période de rotation réelle du noyau de Saturne.

Forme, constitution et masse :
Elle a la forme d’une sphère aplatie aux pôles et renflée à l’équateur. Ses diamètres équatoriaux et polaires diffèrent de près de 10% (120 536 km pour le 1^er, 110 449 km pour le 2^nd), conséquence de sa rapide rotation sur elle-même et d’une composition interne extrêmement fluide. Son diamètre étant environ 9 fois plus grand que celui de la Terre (12 720 km) , on pourrait caser 760 corps de la taille de cette dernière dans le volume occupé par la géante gazeuse. En comparaison avec la Terre, elle est 95 fois plus massive.
Mais caractéristique unique : Saturne est la seule planète du Système Solaire dont la masse volumique moyenne est inférieure à celle de l’eau : 0,7 g/cm³ (1 pour l’eau). Cela vient à dire que si on trouvait un océan assez grand pour contenir Saturne, celle-ci flotterait. Ce chiffre masque d’énormes disparités dans la répartition de la masse à l’intérieur de la planète : son atmosphère, essentiellement composée d’hydrogène -75%- et d’hélium -25%- (les gaz les plus légers) est beaucoup moins dense que l’eau, mais son noyau rocheux recouvert d’une nappe d’hydrogène métallique liquide, puis d’une autre d’hydrogène gazeux mêlé à de la glace, l’est considérablement plus.

Température :
Étant donné sa distance au Soleil, Saturne est une planète très froide en surface : sa température maximale est de -139 °C, sa température moyenne atteint -180 °C et sa température minimale est de l’ordre de -201°C. Cette température serait beaucoup plus froide si elle n’était pas réchauffée par son noyau dont la température s’élève à 12 000 °C !
La chaleur interne de Saturne lui permet de dégager plus d’énergie qu’elle n’en reçoit du Soleil. Ceci explique notamment sa grande luminosité. La majeure partie de cette énergie provient d’un effet de compression gravitationnelle, mais celui-ci ne suffit pas à lui seul à expliquer la production thermique. Une hypothèse, proposée mais non confirmée, serait une « pluie » de gouttelettes d’hélium dans les profondeurs de Saturne, dégageant de la chaleur par friction en tombant dans une mer d’hydrogène plus léger.

Atmosphère de Saturne :
Tout comme Jupiter, l’atmosphère de Saturne est organisée en bandes parallèles, même si ces bandes sont moins visibles et plus larges près de l’équateur. Ce sont elles qu’on voit sur la photographie.
Plus on monte en altitude, plus la teneur en hydrogène, plus léger que l’hélium, augmente. Elle passe de 75% à 93,2 % d’hydrogène et de 25% à 6,7 % d’hélium en haute atmosphère. Des traces de méthane, d’éthane, d’ammoniac, d’acétylène, et de phosphine ont également été détectées. Les nuages les plus en altitude sont composés de cristaux d’ammoniac, tandis que les nuages plus bas semblent être constitués soit d’hydrosulfure d’ammonium, soit d’eau.

Enorme orage : sonde Cassini, été 2011

A partir de 1990, les télescopes terrestres ont été suffisamment puissants pour observer l’atmosphère de Saturne en continu. Ils ont alors relevé de violents orages à longue durée de vie. Ceux-ci se reproduisent environ tous les 30 ans (c’est-à-dire à chaque année saturnienne). Des grandes taches blanches, dont la cause était inconnue à l’époque, ont été observées en 1876, 1903, 1933, 1960. Si la périodicité se maintient, une autre tempête devrait se produire vers 2020.  Les astronomes amateurs pourront peut-être la photographier.

De 2004 à 2009, la sonde Cassini a également pu observer la formation, le développement et la fin de 9 violents orages. Les orages de Saturne sont particulièrement longs, jusqu’à 8 mois. Ce sont les plus longs orages observés jusque-là dans le Système Solaire. Ils peuvent s’étendre sur plus de 3 000 km de diamètre. Les décharges électriques provoquées par ces orages émettent des ondes radio dix mille fois plus fortes que celles des orages terrestres.

De vastes ouragans ont aussi été observés sur Saturne, tel celui de 2013 dont l’œil de 2 000 kilomètres de diamètre, était 20 fois plus large que celui des ouragans terrestres, avec des vents supérieurs à 530 km/h.
La vitesse du vent  sur Saturne peut atteindre 1 800 km/h, une valeur supérieure à celles relevées sur Jupiter, mais moindre que sur Neptune.

Les anneaux de Saturne :
Pendant plus de 300 ans, Saturne a été considérée comme « l’unique planète aux anneaux ». Ce n’est plus le cas aujourd’hui. Mais, à la différence de ceux des autres planètes gazeuses qui ont été découverts ces 20 dernières années, ils sont extrêmement brillants avec un albédo (pouvoir réfléchissant d’une surface, comprise entre 0 et 1) de 0,2 à 0,6.
Les astronomes amateurs peuvent en distinguer 4 :
Les 2 les plus visibles sont l’anneau A, traversé par la division d’Encke (I) et l’anneau B, séparé du A par la division de Cassini (J). Le rayon extérieur de l’anneau A mesure 136 800 km, alors que celui de la planète en vaut 60 000. La division de Cassini est large de 4 700 km, celle de Enckle 325 seulement.
Les 2 moins visibles parce que peu réfléchissants, les anneaux C et D, difficiles à séparer, sont les plus proches de la planète. Le bord interne du D à 67 000 km passe à 7 000 km de la planète.
Beaucoup moins larges (500 et 5 000 km) et peu réfléchissants, les anneaux F et G (rayon 175 000 km) sont difficilement observables.

Vus de loin, les anneaux semblent formés d’une matière continue. En réalité, ils sont constitués de débris solides, poussières, grains et gros blocs de roches et de glaces en rotation permanente. Ces blocs, d’une taille variant entre celle d’un grain de sable et celle d’une maison, sont constamment agités par des vagues, des collisions, des accumulations et des destructions de matière.
Leur épaisseur est bien inférieure au kilomètre, valeur communément admise jusque vers les années 1990. Au fil des observations, elle n’a cessé de diminuer. Les derniers relevés donnés par la sonde Cassini conduisent à des épaisseurs de 5 à 40 m pour les anneaux les plus visibles.
Aussi étendus soient-ils, les anneaux de Saturne ne sont pas très concentrés en matière. En effet, si on pouvait les agglomérer pour en faire une sphère, celle-ci ne dépasserait pas les 100 km de diamètre, soit 35 fois moins que le diamètre de la Lune !

Toute cette matière proviendrait-elle d’une ancienne Lune géante désintégrée ?
C’est la théorie la plus plausible pour expliquer la présence de ces anneaux.
On constate en effet que tous les anneaux jusqu’au G sont à l’intérieur de « la limite de Roche » de la planète. La limite de Roche est la distance théorique en dessous de laquelle un satellite commence à se disloquer sous l’action des forces de marée (gravitation) causées par le corps céleste autour duquel il orbite, ces forces dépassant la cohésion interne du satellite. Autrement dit, il ne peut pas exister de satellites homogènes orbitant trop près autour d’une planète. Ils seraient désagrégés et transformés en débris tournant autour de la planète. Si, pour une raison quelconque, la Lune se rapprochait de la Terre et franchissait cette limite, elle se disloquerait en multiples débris qui formeraient un grand anneau orbitant autour de la Terre. C’est ainsi que se sont formés les anneaux de toutes les planètes gazeuses….
Une variante de cette première théorie envisage qu’une grosse comète ou un astéroïde en provenance du système solaire extérieur aurait violemment pulvérisé la Lune géante, répartissant alors toute sa matière en orbite autour de Saturne …
Selon une deuxième théorie, les anneaux ne sont pas les débris d’une Lune géante mais les restes du disque d’accrétion de la nébuleuse à partir de laquelle Saturne s’est formée. Selon les lois de la physique, ces restes  s’agglomèrent et s’aplatissent en anneaux de matière perpendiculaires à l’axe de rotation de la planète.

Un 7ème anneau, l’anneau E, au delà de la limite de Roche, présente des caractéristiques différentes des autres. Sa largeur énorme de 300 000 km porte le rayon global de la planète à 483 000 km. Son épaisseur s’accroît avec sa distance au centre : elle passe de 1 à 60 000 km. Sa distribution de matière est très ténue et il est surtout composé de particules, essentiellement d’eau gelée, microscopiques plutôt que macroscopiques. Il semblerait que l’apport de particules dans cet anneau soit très récent et témoigne d’une activité quasiment contemporaine à la nôtre, à l’échelle planétaire bien sûr.

Enfin, dernier anneau découvert en 2009 grâce à la vision infrarouge du télescope spatial Spitzer, l’anneau Phoebe : immense anneau de poussière, très éloigné de la planète, très large et très épais, qui suit l’orbite de Phoebé, l’un des satellites de Saturne. Large de presque deux millions et demi de kilomètres, l’anneau de Phoebé commence à environ six millions de kilomètres de la planète et s’étend jusqu’à plus de 12 millions de kilomètres. Ce qui en fait, et de loin, le plus grand anneau de Saturne. L’anneau E, qui avant 2009 était considéré comme le plus majestueux, est en fait plus de dix fois plus petit. Si on pouvait le voir depuis la Terre, l’anneau géant occuperait dans notre ciel l’équivalent d’une double pleine Lune.  Il est constitué en majorité de très petites particules de poussière, et non de glace, comme tous les autres. Cela signifie qu’il a une origine différente et qu’il aurait pu se former à partir de matériaux éjectés de Phoebe.

Les satellites de Saturne :
Saturne possède un grand nombre de satellites naturels. Il est difficile de dire combien, dans la mesure où tout morceau de glace des anneaux est techniquement un satellite et qu’il n’est pas possible de faire la distinction entre une grande particule et une petite lune.
À l’heure actuelle, environ 200 corps naturellement en orbite autour de Saturne ont été observés, mais 53 seulement ont été confirmés et nommés.
La plupart des lunes connues sont petites : 44 mesurent moins de 50 km de diamètre. Seules sept sont suffisamment massives pour avoir pu prendre une forme sphéroïde sous l’action de leur propre gravité (leurs noms sont notés sur le schéma suivant).
Les deux satellites les plus notables de Saturne sont Titan et Encelade. Titan, plus grand que la planète Mercure, possède une atmosphère dense constituée principalement de diazote, de méthane et d’éthane. Sa surface est recouverte de lacs d’hydrocarbures. Quant à Encelade, il émet des geysers de gaz et de poussières et pourrait contenir de l’eau liquide sous son pôle Sud.
Ci-dessus, une photomontage réalisée par l’Agence Spatiale Européenne représente la position respective des anneaux et des principaux satellites de Saturne. La limite de Roche de la planète se situe à 140 000 km, entre Mimas et Janus, sur la bordure extérieure de l’anneau F. Titan orbitant au-delà de l’anneau E, n’est pas représenté sur le schéma du bas.
Depuis 10 ans, la sonde Cassini-Huyghens (collaboration : Jet Propulsion Laboratory, Agence Spatiale Européenne, Agence Spatiale Italienne) explore Saturne et son environnement… De plus amples informations sur ses satellites sont données dans le dernier article de la webographie.

Webographie :
https://fr.wikipedia.org/wiki/Saturne_%28plan%C3%A8te%29
http://www.20minutes.fr/sciences/1586403-20150414-sait-plus-origine-tempetes-monstrueuses-saturne
https://cnes.fr/fr/web/CNES-fr/525-focus-saturne.php
http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/actu/d/astronomie-video-surprises-anneaux-saturne-11898/
http://beaulieu.free.fr/symbolisme/astronomie/saturne.html
https://fr.vikidia.org/wiki/Saturne_%28plan%C3%A8te%29
http://www.astropolis.fr/espace-culture/foire-aux-questions/De-quoi-sont-faits-les-anneaux-de-Saturne.htmlhttps://fr.wikipedia.org/wiki/Anneau_E
https://fr.wikipedia.org/wiki/Anneaux_de_Saturne
https://fr.wikipedia.org/wiki/Limite_de_Roche
https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellites_naturels_de_Saturne
http://planete.gaia.free.fr/astronomie/planetes/monde.saturne.htm
https://fr.wikipedia.org/wiki/Satellites_naturels_de

Rédaction : Michel Vampouille

Retour au ciel profond pour le mois de juillet 2015 avec cette image contenant trois superbes galaxies : la super-géante spirale NGC 4725 au centre, accompagnée de NGC 4712 à sa droite et de NGC 4747 en haut et à gauche. Cliquer sur l’image pour observer NGC 4725  et 4712 agrandies.
Cette photo a été enregistrée durant deux nuits d’avril 2015 par Jean Pierre Debet avec un télescope C9 muni d’un réducteur (focale résultante : 1580 mm), d’un diviseur optique, d’un autoguidage Lodestar, et d’une caméra SBIG STF 8300. Le temps de pose global de 5 heures 42 minutes se décompose ainsi : luminance : 32 poses de 6 minutes en binning 1, chaque couleur : 25 poses de 2 minutes en binning 2. Le traitement numérique est réalisé avec Pixinsight.

Informations sur NGC 4725 :
NGC 4725 est une galaxie spirale barrée de magnitude apparente 9.20, située à 41 millions d’années-lumière environ de la Terre, dans la direction de la constellation de la Chevelure de Bérénice. Vue depuis la Terre sous un angle de 11 minutes (soit 1/3 de la Pleine Lune) correspondant à un diamètre de 130 000 années-lumière (identique à celui de la Voie Lactée), elle se trouve aux instruments avec les coordonnées célestes : D = 25° 25′ et AD = 12h 51min.

Quand on observe cette galaxie avec soin, on remarque qu’elle ne possède qu’un seul bras en spirale. La plupart des galaxies, telle la Voie Lactée, sont composées de deux ou plusieurs bras spiralés tournant autour d’un noyau central. Sur l’image agrandie, on distingue très bien que l’unique « spira mirabilis » [1] (bras merveilleux) enroulé autour d’un noyau allongé est ponctué d’amas de jeunes étoiles bleues. Cette disposition particulière la fait considérer par les astronomes comme le modèle d’une galaxie spirale barrée baguée [2], la barre étant ici l’arête contenant le noyau, inclinée à 45° environ et la bague constituée des étoiles jeunes du bras spiralé. Opposée à la couleur bleue des étoiles naissantes de l’anneau, le région centrale de la galaxie et la barre brillent ici de couleur blanche, révélant qu’ils contiennent des étoiles plus âgées [3].
La luminosité de la région centrale, plus élevée que la normale, indique que NGC 4725 est une galaxie active. Ce phénomène est probablement causé par un disque d’accrétion gravitant autour d’un trou noir supermassif situé au centre de la galaxie [3].

NGC 4725 appartient à la catégorie des « galaxies de Seyfert » [4]. Les galaxies de Seyfert sont des galaxies actives, spirales ou irrégulières, contenant un noyau extrêmement brillant. Ce nom leur a été donné en hommage à Carl Seyfert, astronome américain qui étudia ces objets durant les années 1940. Les variations de la luminosité du noyau central s’effectuent en moins d’un an, ce qui implique que la région émettant cette lumière doit être plus petite qu’une année-lumière, un objet ne pouvant changer plus rapidement que le temps mis par la lumière pour le parcourir.
Les galaxies de Seyfert sont aussi caractérisées par un spectre présentant des raies d’émission très brillantes pour l’hydrogène, l’hélium, l’azote et l’oxygène. Ces raies d’émissions présentent un fort élargissement Doppler correspondant à des vitesses linéaires de rotation de la périphérie du noyau de l’ordre de 500 à 4 000 km/s. On pense que ces lignes sont produites dans un disque d’accrétion entourant un trou noir.
NGC 4725 est classée dans le type 2 des galaxies actives de Seyfert : son spectre ne contient que des raies fines (non élargies par effet Doppler), car on la voit de face. Le type 1 présente des spectres contenant à la fois des raies fines et larges : ce type correspond à des galaxies actives vues de profil ou peu inclinées.

Il peut aussi arriver que des galaxies vues de face présentent un spectre fort différent : on parle alors de « blazar » [5] : blazing quasi-stellar radiosource qu’on peut traduire par « source radio éclatante quasi-stellaire ». Ce sont des quasars très compacts associés à un trou noir supermassif au centre d’un noyau actif de galaxie souvent très éloigné. Avec las quasars et les radio-galaxies, ils font partie des objets les plus puissants de l’Univers.

Informations sur NGC 4712 [3] :
Extraite de la photographie ci-dessus, voici NGC 4712. De magnitude visuelle 12.4, c’est une galaxie spirale classique plus éloignée que la précédente, puisqu’elle se trouve à 200 millions d’années-lumière de la Terre. Ses dimensions angulaires de 2,3′ X 0,9′ correspondent à une taille réelle de 155 000 x 60 000 années-lumière.
Malgré sa distance énorme, sa structure peut être clairement vue dans l’image : région centrale petite et blanchâtre avec des bandes de poussière, et tout autour, des bras spiraux bleus parsemés d’étoiles de la même couleur. La répartition des étoiles jeunes et vieilles dans cette galaxie est la même que dans NGC 4725 : les  plus âgées au centre, les plus jeunes dans les régions extérieures.

Informations sur NGC 4747 [3] :
Toujours extraite de la photo initiale, voici NGC 4747 une galaxie spirale vue de profil et présentant une certaine ressemblance avec la galaxie du Cigare M82.
Située à 45 millions d’années-lumière de nous, un peu plus loin que NGC 4725, elle présente les caractéristiques d’une galaxie spirale avec des bandes de poussière épaisses, et plusieurs boucles de marée.
La direction des boucles peut être directement reliée à celle de la barre de la supergéante NGC 4725, ce qui rend très probable que ces deux galaxies sont en interaction gravitationnelle. Cette interaction pourrait être la cause du bras unique de NGC 4725.
Comme sa voisine, NGC 4747 possède un noyau blanchâtre composé de vieilles étoiles, et des bras spiraux bleus avec de jeunes étoiles. En supplément, on distingue une tache rouge et deux noires correspondant aux boucles de marée.
De magnitude 12.4, d’extension angulaire 3.3′ X 1.3′, sa taille représente 43 000 X 17 000 années-lumière.

Ces trois galaxies ont été abondamment et superbement photographiées par les astronomes amateurs durant ces derniers mois. Alors, pourquoi pas vous ….?

Webographie :
[1] http://www.cidehom.com/apod.php?_date=150416
[2] http://www.spitzer.caltech.edu/images/2355-sig05-011-NGC-4725
[3] http://astro.i-net.hu/node/19
[4] https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_de_Seyfert
[5] https://fr.wikipedia.org/wiki/Blazar

Rédaction : Michel Vampouille

Cliquer sur l’image pour l’observer en grand format

Pour le mois de juin 2015, nous présentons une image que tout amateur peut réaliser avec un minimum de matériel. Il s’agit d’un gros plan sur un « parhélie » : phénomène atmosphérique relativement courant provoqué par des cristaux de glace plats et hexagonaux contenus dans certains nuages d’altitude, (habituellement, les cirrus). Le parhélie, également appelé « faux soleil », « soleil double », ou « sundog », est un phénomène optique consistant en l’apparition de deux répliques de l’image du soleil, placées horizontalement de part et d’autre de celui-ci et à même hauteur. Ici, on n’en voit qu’une seule, le Soleil étant très loin à droite en dehors de l’image.
Cette photo a été prise par Jean Claude Fayemendy en Charente le 15 décembre 2013 à 16h44 (date et heure importantes pour la suite) au coucher du Soleil avec un APN Canon EOS 70D équipé d’un objectif réglé à la focale de 135mm. Les principales couleurs rouge, jaune et verte de l’arc en ciel (le bleu est difficilement visible) apparaissent nettement sur le faux-soleil se détachant sur le ciel rougeoyant. En cliquant sur l’image pour l’observer avec une résolution supérieure, on distingue même le début du halo parhélique : grand cercle centré sur le Soleil et passant par le 2ème faux-soleil, à droite de celui-ci.

Les différents phénomènes optiques dus à des cristaux de glace ont déjà été évoqués dans l’article du mois de février 2015. Le lecteur intéressé pourra s’y reporter. Pour comprendre la suite, nous retiendrons qu’ici, les cristaux de glace de forme « galettes hexagonales » sont tous orientés parallèles au sol.

IDENTIFICATION CERTAINE DU PHÉNOMÈNE :
Le parhélie est relativement facile à identifier : c’est une double réplique du Soleil située de part et d’autre à 22°, à même hauteur, décomposée en ses différentes couleurs par la  double réfraction sur 2 des 6 faces latérales du cristal.
L’image colorée au centre de l’image avec le rouge du côté du soleil constitue un excellent indice pour prédire un parhélie. Pour être certain à 100%, il faut vérifier que celui-ci se trouve bien à la hauteur du Soleil (que nous n’avons pas sur la photo).
Au moyen de Stellarium, ajusté au bon lieu, à la bonne date et à la bonne heure, il est facile de retrouver la hauteur angulaire du Soleil au dessus de l’horizon : 3° 04′ ou encore 3,07°.
Reste maintenant à mesurer la hauteur angulaire du parhélie sur la photo. Pour cela, nous faisons appel à un petit calcul dont le principe, déjà donné en janvier 2011, est rappelé ici.
Le schéma ci-dessus représente le trajet des rayons lumineux dans l’appareil photo. On simplifie ce schéma en remplaçant le télé-objectif par une lentille simple et on suppose que l’image H’ de l’horizon H (à l’infini) se trouve au milieu de la photo.
Les rayons lumineux provenant du parhélie P à l’infini et passant par le centre optique O de la lentille ne sont pas déviés. L’image du parhélie se retrouve donc en P’ sur le capteur.
On voit tout de suite que la hauteur angulaire du Soleil, notée α, est mesurable à partir des relations trigonométriques dans le triangle OH’P’.
Évaluons la longueur réelle du segment H’P’ sur le capteur :
Sur l’image agrandie, il est facile de constater avec une règle graduée que le segment H’P’ représente 0,48 fois la hauteur totale de la photo. Or, celle-ci est entière ; elle n’a pas été recoupée. D’après le constructeur, la hauteur du capteur est de 15 mm.
Donc, le segment H’P’ mesure réellement : 15 X 0,48 = 7,16 mm.
La distance OH’, c’est la distance focale du téléobjectif, notée f, et égale à 135 mm.
On a donc : tan α  = H’P’/f = 7,16/135 = 0.053,
d’où on tire l’angle α = 3,04°.
Cette valeur est en excellent accord avec celle (3,07°) trouvée sur Stellarium.
Conclusion : l’objet photographié est bien à la même hauteur que le Soleil. C’est un parhélie.

FORMATION DES PARHÉLIES :
L’explication se déroule en 3 étapes :
– calcul de la déviation des rayons solaires après traversée d’un cristal de glace hexagonal
– concentration de l’intensité lumineuse dans certaines directions
– décomposition de la lumière autour de ces directions privilégiées.

1) Calcul de la déviation des rayons solaires :
On suppose que les cristaux de glace de forme « galette hexagonale » sont horizontaux et parallèles au sol terrestre. Leur orientation autour d’un axe vertical est quelconque.
Les parhélies se forment à partir de rayons solaires qui entrent par une des faces latérales du cristal, la face n par exemple, et ressortent après une double réfraction par la face n + 2.
Isolons un des cristaux et dessinons le trajet optique des rayons lumineux.
Le cristal de glace, de forme hexagonale, est représenté vu de dessus. On s’intéresse aux rayons solaires qui frappent les faces latérales. On a représenté un de ces rayons qui, entrant par la face numéro n au point d’incidence I, va donner un rayon réfracté ressortant par la face numéro (n + 2) au point I’.
Remarquons tout de suite que pour ce rayon, tout se passe comme s’il avait été réfracté par un prisme (amputé) d’angle au sommet A = 60°.
Au point d’entrée I, l’angle d’incidence est quelconque.
Le trajet du rayon lumineux dans le prisme est gouverné par les 4 formules du prisme données ci dessous :
– au point d’incidence I : sin i = n sin r, avec n l’indice de réfraction de la glace,
– au point d’émergence J : sin i’ = n sin r’,
– l’angle au sommet du prisme :  A = r + r’,
– l’angle de déviation D entre le rayon incident et le rayon émergent : D = i + i’ – A.
On remarque que cet angle dépend de l’angle d’incidence i, qui selon l’orientation du cristal, peut prendre toutes les valeurs comprises entre 0 et 90°.
Pour aller plus loin, il nous faut donc calculer numériquement la variation de l’angle de déviation D en fonction de l’angle d’incidence i, sachant que l’indice de réfraction de la glace n vaut 1,3115 pour la couleur verte.
Pour alléger la lecture, nous donnons uniquement les résultats sans les calculs intermédiaires.
On obtient alors le graphique suivant :
L’analyse de cette courbe révèle 2 propriétés importantes qu’on développe dans le paragraphe suivant.

2) Concentration de l’intensité lumineuse dans certaines directions :
On observe tout d’abord que la plage de variation de D ne s’étend que sur 13° [de 22° à 35°], alors celle de l’angle i couvre un domaine de 62° [de 18° à 80°]. Ceci signifie que les rayons sortant des cristaux de glace sont concentrés dans un domaine angulaire restreint. Autrement dit, le parhélie à gauche du Soleil ne peut exister que dans des directions comprises entre 22° et 35° par rapport à celle du Soleil. Dans les autres directions, il n’y a pas de rayons réfractés 2 fois dans le cristal.
Ensuite, on remarque qu’au voisinage du minimum, de coordonnées Dm et im, la courbe est très peu incurvée. Ainsi, lorsque l’angle d’incidence i varie de 30° à 52°, l’angle de déviation conserve une direction pratiquement constante de 22/23°. C’est cette particularité qui est responsable du parhélie.

Expliquons pourquoi en replaçant le cristal de glace dans son environnement au milieu des milliards d’autres qui sont tous éclairés par les rayons solaires provenant  de la même direction.
Supposons dans le schéma ci-contre que nous puissions isoler un petit volume de nuage contenant 90 cristaux orientés de telle sorte que chaque angle d’incidence diffère de son voisin de 1°. Autrement dit, il y a un cristal avec un angle i = 1°, un autre et un seul avec i = 2°, un autre avec i = 3°, et ainsi de suite jusqu’à 90°.
Comment se répartissent les directions des 90 rayons réfractés par ce petit volume de glace ?
Tout d’abord, les 18 premiers (i de 1 à 18°) ne ressortent pas à la 2ème réfraction (en J). Ils sont emprisonnés dans le cristal et ressortent après une ou deux réflexions internes au cristal. Ils sont donc perdus pour le parhélie.
Il reste les 72 autres qui sont répartis inégalement dans un secteur angulaire compris entre 22° et 45° par rapport à la direction du Soleil. Ils sont très serrés dans la plage [22°-23°] située autour de Dm, 22 exactement, et beaucoup plus espacés ensuite.
Si l’œil d’un 1^er observateur est exactement placé dans la direction Dm = 22/23°, il reçoit un grand nombre de rayons dont l’intensité cumulée devient supérieure à celle issue du nuage lui-même : il voit donc une zone lumineuse de grosseur équivalente ou presque à celle du Soleil : le parhélie.

Un 2^ème observateur, à droite du 1^er (disons 1 ou 2 km), placé en dehors de cette direction, c’est-à-dire dans le secteur angulaire [D = 23 à 45°], reçoit bien quelques rayons provenant du volume éclairé dessiné sur le schéma, mais leur intensité est trop faible pour dépasser celle provenant du nuage environnant : il ne voit rien de spécial dans la direction de ce volume.
Par contre, si le nuage de cristaux est assez grand, et si on suppose (à juste titre) que l’orientation des cristaux est également répartie dans le nuage selon tous les angles d’incidence possibles, il verra un autre volume de cristaux, identique au 1^er, mais translaté à droite dans le ciel de 1 ou 2 km.

Autrement dit, différents observateurs sur Terre, verront un parhélie dans le ciel dans la direction Dm = 22/23° par rapport au Soleil, à condition que dans cette direction, le nuage contienne des cristaux de glace hexagonaux. Ils observent tous des parhélies, mais ceux-ci ne sont pas situés au même endroit dans le nuage. Bien évidemment, le parhélie gauche a son jumeau à 22° à droite du Soleil.

3) Existence d’un spectre coloré autour du parhélie.
Reste maintenant à expliquer pourquoi le parhélie présente plusieurs taches colorées, comme une fraction d’arc en ciel.
La raison vient du fait qu’on a affaire à un phénomène de réfraction et que l’indice de réfraction n de la glace, qui gouverne la valeur de l’angle de déviation minimum Dm, varie très légèrement avec la couleur des rayons lumineux solaires qui traversent le nuage.
La valeur de l’indice n de la glace est donnée dans le tableau suivant :
rouge     orange      jaune      vert       bleu      violet
1,3070   1,3085,    1,3095   1,3115   1,3150   1,3170

La valeur de Dm pour chaque couleur se calcule à partir d’une propriété mathématique des minimums d’une courbe qui, dans notre cas, conduit aux 2 relations suivantes :
Dm = 2 im – A,
sin im = n sin(A/2).
En injectant les différentes valeurs de n pour toutes les couleurs, on obtient :
Couleur : rouge     orange      jaune      vert       bleu      violet
Dm :        21,61°    21,72°      21,80°    21,95°   22,21°   22,34°

On constate donc que les rayons réfractés rouges sont moins déviés que les jaunes, les verts ou les bleus, ce qui sur un schéma, se traduit par la disposition ci-dessus. Cette disposition est exactement celle qui est photographiée, à ceci près que les zones bleue et violette n’apparaissent pas. Le parhélie ne doit pas être assez intense.

Les parhélies sont relativement fréquents, 1 par semaine environ en Europe…
Il y en a plus en hiver quand le soleil est bas sur l’horizon qu’en été.
Ils deviennent invisibles quand ils sont situés au dessus de 45/50°.

Alors, si ce phénomène atmosphérique vous intéresse : bonne chasse !

Webographie :
http://www.atoptics.co.uk/halo/crhal.htm

Rédaction : Michel Vampouille

Pour l’image du mois de mai 2015, voici la première photo du Soleil que Jean Pierre Debet et Daniel Debord ont prise le 21 avril dernier avec la Lunette Lunt H-alpha LS60 B1200 que notre association vient d’acquérir. Cette photo résulte de la compilation avec le logiciel gratuit « Autostakkert » des meilleures images enregistrées avec une caméra monochrome DMK 31 AU03 AS placée derrière la lunette.
Il nous reste encore beaucoup à apprendre, mais le résultat est prometteur..
On distingue très bien une protubérance, des filaments, des facules, une tache sombre, et la granulation. Cliquer sur la photo pour afficher les annotations.
Avant de passer en revue ces différents phénomènes, il peut s’avérer utile de décrire les différentes couches de l’atmosphère solaire.

L’atmosphère solaire :
– La photosphère est la première couche de l’atmosphère solaire. C’est partie « visible à l’œil nu » du Soleil. Elle émet dans tout le spectre des ondes électromagnétiques, depuis l’infra-rouge lointain jusqu’aux rayons X. C’est une zone d’environ 500 km d’épaisseur où la température décroît avec l’altitude de 5 800° K à 4 200° K. 99% de la lumière émise par le Soleil provient de la photosphère.
ATTENTION : ne regardez jamais le Soleil sans des moyens de protection adéquats pour les yeux.
Les structures les plus typiques de la photosphère sont les granules et les taches qui apparaissent sombres car plus froides que leur environnement. Ce sont des zones où des irrégularités de champ magnétique modifient la convection. Ces structures ont déjà fait l’objet de l’article du mois de mai 2014.
– La chromosphère s’étend de 500 à 2 000 km d’altitude. Visible comme un fin liseré rougeâtre autour du Soleil lors des éclipses totales de Soleil, la chromosphère peut aussi être observée au-dessus du disque solaire grâce à des filtres spectraux qui coupent l’intense lumière de la photosphère. Le filtre typique est centré sur la raie dite « Halpha » de l’Hydrogène (à 656,3 nm), mais on peut aussi choisir des filtres centrés autour des longueurs d’onde des raies du Calcium.
La particularité essentielle de cette couche de l’atmosphère du Soleil est que la température croît avec l’altitude, passant de 4 200° K à près de 10 000° K. Cette croissance de la température avec la distance au Soleil reste l’un des grands mystères de la physique solaire actuelle.
Tout comme dans la photosphère, le champ magnétique joue un rôle particulièrement important pour structurer et conditionner l’évolution à court terme de la chromosphère. Les structures caractéristiques sont : les plages, les fibrilles, les filaments/protubérances. Nous y reviendrons plus loin.
– La couronne est le nom que l’on donne à l’ensemble de l’atmosphère extérieure du Soleil qui s’étend jusque dans le milieu interplanétaire. C’est un milieu très peu dense. La température y atteint quelques millions de degrés Kelvin.
Dans la couronne, les lignes de champ magnétique, au lieu de se refermer sur le Soleil, s’ouvrent vers l’espace, favorisant ainsi l’émission rapide de particules dans le milieu interplanétaire. De ce fait, elle est souvent le siège de phénomènes violents comme les éruptions et les éjections de masse coronale.
A cause  de sa très faible densité, la couronne solaire n’est observable en longueur d’onde visible qu’au cours d’une éclipse naturelle (disque solaire caché par la Lune), ou artificielle (disque solaire caché par un masque mis à l’intérieur du télescope). Dans ces cas-là, la couronne solaire devient visible car ses particules diffusent vers nous une très faible partie de la lumière émise par la photosphère [1].

Nous pouvons maintenant analyser les différentes structures observables sur la photo qui, rappelons-le, appartiennent toutes à la chromosphère.

Les protubérances :
C’est le phénomène principal qu’un astronome amateur cherche à distinguer les premières fois qu’il utilise une lunette solaire pour observer la chromosphère. La protubérance photographiée ici n’a duré que quelques minutes, mais elle est bien reconnaissable.
Une protubérance, c’est un jet de plasma dense, d’une température de l’ordre de 10 000° Kelvin (équivalente à celle de la chromosphère), lancé à grande vitesse dans la couronne solaire bien plus chaude (mais invisible à cause de sa très faible densité), et confiné par le champ magnétique coronal [2].

Le plasma, tout comme le solide, le liquide, ou le gaz, est un autre état de de la matière (on dit parfois le 4^ème). Il n’est visible sur Terre qu’à très haute température, quand l’énergie est telle qu’elle réussit à arracher des électrons (chargés négativement) aux atomes. Ceux-ci deviennent des ions (chargés positivement). On observe alors une sorte de « soupe » d’électrons extrêmement actifs dans laquelle « baignent » des noyaux d’atomes. En présence d’un champ électromagnétique, les particules chargées du plasma donnent naissance à des comportements particuliers.
Le plasma est l’état le plus commun dans l’univers. On le trouve dans les étoiles, le milieu interstellaire, le vent solaire, et aussi l’ionosphère terrestre [3].

Le plasma des protubérances solaires est composé principalement d’Hydrogène et d’Hélium, avec en plus faible quantité, certains autres éléments plus lourds comme le Calcium ou le Sodium. Dans les domaines visible et infra-rouge, on observe les protubérances aux longueurs d’onde qui correspondent aux raies spectrales de l’Hydrogène (raie Hα = 656,28nm), de l’Hélium (raie D3 = 587,6 nm) et parfois du Calcium (raie K = 383,38 nm et raie H = 396,85 nm). La photo présentée ici a été réalisée avec un filtre qui sélectionne uniquement la lumière de la raie Hα.  Sans lui, nous aurions été éblouis par l’intense lumière visible de la photosphère, et la protubérance serait restée invisible à nos yeux.

Si on admet que le diamètre du Soleil représente 110 fois celui de la Terre, on voit de suite que le volume occupé par la protubérance correspond à 3 ou 4 fois celui de la Terre. L’énergie contenue dans une protubérance est donc considérable.

Parfois, la géométrie magnétique ne parvient plus à confiner le plasma des protubérances. Celui-ci est alors éjecté violemment, donnant lieu à un phénomène éruptif qu’on appelle éjection de matière coronale. Ses effets peuvent affecter notre environnement terrestre (en particulier notre magnétosphère), perturber nos systèmes de télécommunications, ou produire des aurores boréales [2].

Les filaments solaires :
Ce sont les lignes sombres plus ou moins courbes qu’on voit sur la photo à la surface du Soleil. Les filaments solaires ne sont rien d’autre que des protubérances vues de dessus. Ayant la même origine, ils sont composés d’Hydrogène et de Calcium éjectés sous forme de  plasma.
Les filaments solaires peuvent être vus en émission lorsqu’ils se produisent près du limbe (bord) solaire, ils se détachent alors sur le fond de ciel (la couronne) et prennent le nom de protubérances. La durée de telles formations s’étend de quelques minutes à plusieurs semaines [4].
Comme pour les taches, ces filaments sont des régions où le plasma est piégé. Elles nous apparaissent sombres à cause de leur température plus faible que celle du milieu environnant.

Les fibrilles :
Ce sont des tubes de plasma confinés magnétiquement qui apparaissent dans les régions actives du Soleil. Les régions actives correspondent aux zones de regroupement de plusieurs taches solaires. Les fibrilles peuvent ou bien, émerger radialement du disque solaire (on voit alors leurs pointes) ou bien dessiner une multitude de lignes courbes « horizontales ». On en devine en bas et à gauche de la tache solaire (point sombre au milieu et en haut), mais le grossissement n’est pas suffisant. Une belle photo de fibrilles avec explications est donnée dans [5].
Quand ils se détachent depuis le limbe solaire, ces gigantesques tubes de plasma sont appelés spicules  et quand on les observe dans des régions calmes, ce sont des marbrures. Leur durée de vie est de l’ordre de 5 à 10 minutes.

Les plages :
Contreparties des facules photosphériques, les plages sont de grandes régions brillantes de la chromosphère. Le champ magnétique local y est assez important, mais cette fois la température de ces zones est supérieure au milieu environnant [6]. On en voit plusieurs ici qui sont concentrées, ainsi que les filaments, autour de la tache sombre.

La super-granulation :
Attention, la granulation qu’on voit ici trouve son origine dans les fluctuations du champ magnétique qui règnent en permanence dans la chromosphère. Elle n’a donc rien à voir avec celle de la photosphère qui provient de la poussée par convection de cellules de gaz chaud vers l’extérieur. Pour la distinguer, on lui donne le nom de super-granulation chromosphérique. La taille des super granules avoisine les 30 000 km et leur durée de vie se compte en dizaine d’heures (1 000 km et quelques minutes pour les granules photosphériques) [7].

A bientôt pour une nouvelle image du Soleil dans sa totalité et avec plus de détails…

Webographie :

[1] https://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_introduction-soleil/atmosphere-solaire_impression.html
[2] http://fr.wikipedia.org/wiki/Protub%C3%A9rance_solaire
[3] http://fr.wikipedia.org/wiki/Physique_des_plasmas
[4] http://fr.wikipedia.org/wiki/Filament_solaire
[5] http://www.cidehom.com/apod.php?_date=150217
[6] http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_introduction-soleil/so-chromosphere.html
[7] http://www.astrosurf.com/luxorion/sysol-soleil-ha2.htm

Rédaction : Michel Vampouille

Pour le mois d’avril 2015, voici une image que tous les astronomes amateurs connaissent bien : l’amas ouvert des Pléiades, dans la constellation du Taureau, répertorié en mars 1769 par Charles Messier dans son catalogue sous le numéro 45.
Ce magnifique amas, facilement observable depuis notre hémisphère nord durant les mois d’hiver, est connu depuis les temps les plus reculés. Homère (l’Iliade, l’Odyssée), Hésiode, autour de 700 avant notre ère, le signalaient déjà !
Au moins 7 étoiles sont visibles à l’œil nu, nombre pouvant atteindre 9 par conditions moyennes et dépasser la douzaine lorsque le ciel est clair et bien noir. Kepler (1600), en compte jusqu’à 14 !
Les méthodes modernes d’observation ont révélé qu’au moins 500 étoiles, la plupart faibles, appartiennent à l’amas des Pléiades, réparties sur un champ angulaire de 2 degrés, soit quatre fois le diamètre de la Lune. La concentration est donc plutôt faible comparée à celle des autres amas ouverts.
Cette image a été réalisée en février 2015 depuis les environs de Limoges par Michel Vampouille et Francis Petitcoulaud, avec un APN Canon EOS 40 D muni d’un ensemble [téléobjectif Canon 300 mm  + extender x 1.4 produisant une focale de 420 mm et un nombre d’ouverture de 5.6). Le temps de pose global de 30 minutes résulte de l’empilement sous Pixinsight de 40 photos de 45 secondes enregistrées avec une sensibilité de 800 ISO.
Cliquer sur l’image pour l’observer en résolution supérieure.

Un peu de mythologie autour des Pléiades
Dans la mythologie grecque, les Pléiades sont sept sœurs : Alcyone (mag = 2.86), Electre (3.7), Maïa (3,86), Mérope (4.17), Taygète (4.29), Célanoé (ou Sélène, 5.44) et Astérope (étoile double : 5.64 et 6.41), filles du Titan Atlas (3.62) et de l’Océanide Pléione (5,09), d’où le nom « Les 7 Soeurs » donné parfois à cet amas. La position de ces 9 étoiles est repérée sur la photo ci dessous.

Leur présence dans le ciel est expliquée par plusieurs versions :
– Le guerrier Orion, attiré par leur grande beauté, les pourchassa. Pour les sauver, Zeus les transforma en colombes. A leur mort, elles furent placées dans le ciel pour former l’astérisme des Pléiades. À sa mort, Orion fut aussi représenté dans le ciel, poursuivant les sept sœurs.
– Dans une autre version, elles se suicidèrent après la mort de leurs sœurs : les Hyades.
– Selon une autre, Zeus les aurait changées en colombes pour les soulager de leur chagrin, car elles étaient inconsolables du châtiment de leur père Atlas, condamné par Zeus à porter la voûte céleste sur ses épaules pour toute l’éternité.

Astérisme ou amas ouvert ?
– Les Pléiades forment-elles un astérisme avec des étoiles indépendantes ou un amas ouvert avec des étoiles liées entre elles ? La réponse a nécessité du temps pour apparaître clairement.
En 1767, le Révérend John Michell, physicien, astronome et géologue britannique, utilisa les Pléiades pour calculer la probabilité de trouver, n’importe où dans le ciel, par le hasard des alignements, des étoiles disposées de telle sorte qu’elles formeraient un groupe apparent. Il aboutit à une chance sur 496 000. Une simple observation nocturne lui dévoila que de tels groupes existaient en plus grand nombre que celui obtenu par son calcul. Il en déduisit très justement que les amas qu’on voyait dans le ciel étaient des groupes physiques.
– Charles Messier entra (sans justification) les Pléiades sous le N° 45 dans sa première liste des nébuleuses et amas d’étoiles, publiée en 1771.
– Aux environs de 1846, l’astronome allemand Mädler (installé en Estonie)  remarqua que les étoiles des Pléiades n’ont pas de mouvement propre mesurable les unes par rapport aux autres. Il en conclut hâtivement qu’elles constituaient la partie centrale fixe d’un système stellaire plus vaste, avec l’étoile Alcyone au centre. Cette conclusion fut rejetée par d’autres astronomes dont en particulier Friedrich Georg Wilhelm Struve (Estonie, 1793-1864). Mais le mouvement propre commun aux étoiles des Pléiades prouvaient qu’elles se déplaçaient en groupe dans l’espace. Cette remarque constitua un indice supplémentaire pour les considérer comme un amas physique à faible concentration d’étoiles.

L’amas est situé dans la constellation du Taureau, à proximité de l’axe dessiné par Sirius, le Baudrier d’Orion, et Aldébaran.
En plus d’être un bel objet, c’est aussi un excellent test d’acuité visuelle ! On distingue rapidement 5 étoiles, puis, au fur et à mesure que l’œil s’accommode, d’autres étoiles apparaissent. Ainsi, jusqu’à 10-11 étoiles sont visibles si les conditions météo sont bonnes.
Avec des jumelles, on verra plus d’étoiles qui se détachent comme des diamants dans le fond du ciel. C’est de cette manière que l’amas donnera plus de satisfaction. Avec des lunettes ou des télescopes, seule une partie de l’amas sera visible. Les nuages de gaz bleu entourant les étoiles n’apparaissent qu’en photographie.

Observation des étoiles et des nébulosités
Les nébulosités de couleur bleutée qui commencent à apparaître sur la photo, sont caractéristiques des nébuleuses par réflexion, réfléchissant la lumière des étoiles brillantes situées près d’elles, ou à l’intérieur.
La plus brillante de ces nébuleuses se trouve autour de l’étoile Mérope. Elle a été découverte visuellement en 1859 par Wilhelm Tempel à Venise avec une lunette de 4 pouces (10 cm). John Herschel, dans son New General Catalogue (NGC) paru en 1864, l’inscrit sous le numéro 1435 en la décrivant comme une très faible nébuleuse de la taille de la Pleine Lune (diamètre angulaire de 30′ environ). Elle est aussi connue sous le nom de « Nébuleuse de Mérope » ou de « Tempel’s Nebula ». Sa magnitude apparente se situe autour de 13. L’extension à Maïa a été trouvée en 1875 (NGC1432 ou Nébuleuse de Maïa), et les nébuleuses entourant Alcyone, Electra, Célaéno et Taygète en 1880.

La grande complexité des nébuleuses des Pléiades n’a été véritablement révélée qu’avec l’apparition des premiers appareils de photographie astronomique, c’est à dire ceux des frères Henry à Paris et Isaac Roberts en Angleterre, entre 1885 et 1888. En 1890, E.E. Barnard découvrit une concentration d’apparence stellaire de matière nébuleuse très proche de Mérope, qui la fit admettre dans Index Catalogue of Nebulae (ou catalogue IC), publié pour la 1^ère fois en 1895, sous la référence IC 349. La nature de nébuleuse par réflexion fut prouvée en 1912 par Vesto M. Slipher qui montra que leur spectre était la copie exacte de celui des étoiles qui les éclairent. IC 349 est contenue dans NGC 1435.
Il a été prouvé que l’ensemble des nébuleuses (appelé parfois « Nébuleuse des Sept Soeurs) n’est pas un reste du nuage de poussières dans laquelle l’amas des etoiles s’est formé. En effet, la nébuleuse et l’amas n’ont pas la même vitesse apparente (leurs deux vitesses radiales diffèrent de 11 km/s), ce qui laisse supposer que la Nébuleuse aurait croisé tout à fait par hasard la route de l’amas d’étoiles (qui elles, ont toutes la même vitesse).

Le spectaculaire amas des Pléiades est surtout connu pour la couleur bleutée de ses étoiles (et de ses nébulosités). Cette couleur indique qu’on est en présence d’étoiles jeunes très chaudes possédant toutes un profil spectral de type B, c’est à dire avec des températures de surface comprises entre 15 et 25 000°K. Bien évidemment, cette couleur se retrouve dans les nébulosités.
Les étoiles les plus brillantes sont en rotation rapide, avec des vitesses de 150 à 300 km/sec à leur surface, ce qui est courant pour des astres de la séquence principale de type B. Cette rotation peut être détectée par les amateurs au moyen de la mesure des raies spectrales d’absorption et d’émission qui sont élargies par effet Doppler (un côté de la surface stellaire s’approche de nous, alors que celle du côté opposé s’en éloigne, relativement à la vitesse radiale moyenne de l’étoile). L’exemple le plus marquant d’une étoile en rotation rapide dans cet amas est Pléione. Ce sera une de nos cibles durant les observations spectroscopiques de l’été prochain.

La distance de l’amas des Pléiades à la Terre pose encore des problèmes. La mesure directe par la méthode de la parallaxe au moyen du satellite Hipparcos a donné 380 années-lumière. Cependant, des mesures ultérieures de parallaxe faites par le télescope spatial Hubble et par les observatoires du Mont Palomar et du Mont Wilson ont finalement placé cet amas à une distance de 440 ± 6 années-lumière. La sonde Gaïa viendra peut-être confirmer l’une ou l’autre de ces valeurs.

Selon les derniers résultats publiés en 1993, l’âge de l’amas des Pléiades serait de 100 millions d’années. Il a été calculé que les Pléiades, en tant qu’amas d’étoiles à faible densité, ont une espérance de vie de seulement 250 autres millions d’années, les forces de gravitation étant insuffisantes pour maintenir leur cohésion ; à ce moment les étoiles se seront éparpillées et suivront leurs orbites comme des astres isolés ou multiples.

La présence de quelques étoiles « Naines Blanches » a été signalée dans les Pléiades. Ces étoiles soulèvent un problème spécifique d’évolution stellaire : comment des Naines Blanches, à qui il faut des milliards d’années pour arriver à ce stade final, peuvent-elles exister dans un amas aussi jeune ? Comme il n’y en a pas qu’une, il est certain qu’elles sont d’authentiques membres de l’amas et non pas des étoiles capturées dans le champ stellaire, par ailleurs très ténu. L’explication retenue semble être que ces étoiles étaient massives à l’origine, de sorte qu’elles ont évolué rapidement. Mais pour une raison quelconque : violents vents stellaires, transfert de masse à de proches voisines, rotation rapide…, elles ont perdu rapidement la plus grande partie de leur masse, sans doute transformée en nébuleuse planétaire. Ce qui reste alors de l’étoile, et qui auparavant était son noyau, est devenu une Naine Blanche stable, état dans lequel on la voit aujourd’hui.
Dans une Naine Blanche, les forces de gravitation sont compensées, non plus par celles provenant de la fusion thermonucléaire (l’étoile ayant épuisé tout son combustible), mais par la pression qu’exercent les électrons qui refusent de se comprimer à l’infini. Le cœur de l’étoile se contracte, les électrons se plaquent les uns contre les autres, mais jusqu’à une certaine limite. Au-delà, ils exercent une pression vers l’extérieur appelée « pression de dégénérescence des électrons ». Celle-ci s’oppose à la gravité et l’effondrement est stoppé. Le cœur effondré devient stable : c’est une naine blanche.

Depuis 1995, de nouvelles observations ont révélé plusieurs étoiles candidates au titre de « Naines Brunes » (telle Teide 1). Ces étoiles possèdent une masse intermédiaire entre celle des planètes géantes (comme Jupiter) et celle de petites étoiles ayant une masse d’au moins 6 à 7% de celle du Soleil, soit 60 à 70 fois celle de Jupiter. En d’autres termes, il s’agit d’un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu’une planète géante. C’est en quelque sorte une étoile avortée qui se refroidit lentement. La chaleur émise par une naine brune provient uniquement de sa contraction gravitationnelle.
Elles sont classées en différents types spectraux selon leur température de surface qui est comprise entre 2 800°K pour les plus chaudes (type M : naine rouge) et 500°K pour les plus froides (type Y). Elles rayonnent principalement dans le domaine infrarouge.

Observation contemplative des Pléiades :
Comme les Pléiades sont situées à 4 degrés seulement de l’écliptique, leur occultation par la Lune se produit assez souvent : c’est toujours un spectacle captivant, même pour des amateurs chevronnés. A cette occasion, on peut surveiller la nuit où la Lune vient s’inscrire dans le quadrilatère formé par Alcyone, Electra, Mérope et Taygète. Les planètes, comme Vénus, Mars et Mercure, peuvent également se rapprocher, voire traverser l’amas des Pléiades et offrir alors un spectacle de choix…

Webographie :

http://messier.obspm.fr/f/m045.html
http://fr.wikipedia.org/wiki/Pl%C3%A9iades_%28astronomie%29
http://www.jmmasuy.net/grands_noms/noms_1_chandra.html
http://fr.wikipedia.org/wiki/Naine_brune
http://fr.wikipedia.org/wiki/Teide_1

Rédaction : Michel Vampouille

Pour le mois de mars 2015, retour dans le ciel profond avec NGC 457 (ou Caldwell 13), un amas ouvert plus connu sous le nom « d’amas de la Chouette » (voir dessin suggérant le contour de ce rapace nocturne en cliquant sur l’image) ou parfois « amas de la Libellule » (Stellarium) ou encore « ET » (au vu des deux étoiles rappelant les yeux d’un extra-terrestre de cinéma.

Situé dans la constellation de Cassiopée à 8 ou 9 000 années-lumière de nous, ce groupement de 80 étoiles, géantes et super géantes pour la plupart, fut découvert en 1787 par William Herschel. Cassiopée étant une constellation circumpolaire, il est observable toute l’année. Mais la saison la plus propice est l’automne où il culmine à plus de 75° au dessus de l’horizon [1]
Réalisée en Haute Vienne au mois de novembre 2014 par Jean Pierre Debet avec un télescope C9 autoguidé muni d’un réducteur (focale résultante 1550 mm) et d’une caméra Sbig STF 8300, cette photo a nécessité un temps d’exposition de 5H 17min 30s qui se décompose ainsi : Luminance : 40 poses de 4 minutes en binning 1, Rouge, Vert, Bleu : respectivement : 35, 30, 40 poses de 1,5 min en binning 2. Le traitement numérique a été effectué au moyen de Pixinsight.

Situation de l’amas dans le ciel :
Ainsi que le montre le schéma ci dessous réalisé à partir de Stellarium, l’amas ouvert NGC 457 est situé

 à l’extrémité d’un segment qui prolonge celui qui joint les étoiles ε Cas et δ Cas (Ruchbah) et de longueur moitié. Avec une magnitude apparente de 6,4 et une taille de 30 années lumière correspondant à un champ angulaire de 13′, il apparaît comme une tache floue dans des jumelles 10X50, avec un bon ciel.

Conditions d’observation :
Un œil exercé remarquera que le ciel de Cassiopée apparaît bien plus riche que ceux de Persée ou de Céphée qui sont assombris par des nuages de poussières contenus dans le bras galactique d’Orion. Dans le ciel de Cassiopée, il n’y a pas ces nuages opaques. Par cette ouverture, qu’on appelle « la fenêtre de Cassiopée » [2], on peut observer une grande quantité d’objets, en particulier les amas stellaires de notre Voie Lactée, certains très proches : NGC 225 (2 150 AL), Stock 2, d’autres plus éloignés : Messier 52 (distance mal connue : 3 000, 5 000, 7 000 AL ???) ou NGC 7789 (6 000 AL), et enfin, d’autres encore plus lointains comme NGC 457 à 8 ou 9 000 années-lumière de notre Soleil [3]. Par rapport aux galaxies et aux nébuleuses, cette distance est évidemment très proche. Les lecteurs intéressés par par la position de NGC 457 au milieu des différents bras de notre galaxie consulteront avec profit l’excellent article [2] sur ce sujet.

Constitution de l’amas :
Son âge est estimé à 21 millions d’années [4]. A l’échelle de l’Univers, c’est un objet céleste très très jeune…, d’où la présence des étoiles super géantes à vie brève qui le constituent. Pour les identifier, nous utilisons les scripts « Imagesolver » et AnnotateImage » de Pixinsight qui conduisent à l’image ci-dessous :

• On remarque tout d’abord que le cercle dessinant le contour de NGC 457 est trop petit pour englober la totalité des étoiles composant la silhouette de la chouette. Certains auteurs n’hésitent pas à faire passer le nombre d’étoiles de l’amas des 80 initiales à 204 [2]. Dès lors, la chouette, la libellule, ou ET logent largement.
• La paire d’étoiles brillantes représente les yeux de la chouette.
• La plus brillante est HIP 6242, aussi nommée  φ Cas. C’est une super géante blanche de magnitude 5, de type spectral F, avec une température de surface de 6 à 7 000°K, tout comme Procyon qui est l’étoile de type F la plus représentative. La mesure de sa distance pose encore des problèmes : la plupart des auteurs la situe dans l’amas à 12 000 années-lumière, mais d’autres, comme [2] et Jim Kaler [5] pensent qu’elle est beaucoup plus proche vers 4 500 années lumière et donc en premier plan hors de l’amas. L’imprécision de la mesure provient du fait qu’au delà de la limite de 3 000 années-lumière, la méthode de la parallaxe devient très imprécise…et que la mesure donnant 12 000 années-lumière résulte d’une autre méthode…
• L’autre œil de la chouette, c’est HIP 6229, de magnitude 7, une étoile à émission de type B, avec une température effective de 10 à 20 000°K (du même ordre que Rigel et Spica, les plus connues de type B). Dans une étoile à émission comme HIP 6229, le spectre présente des raies brillantes d’Hydrogène et parfois d’Hélium. Sa distance est évaluée à 5 400 années-lumière avec une grande plage d’incertitude.
• A proximité se trouve HIP 6231, une étoile qui apparaît jaune sur la photo. C’est une super géante rouge variable pulsante de type spectral M, dont la magnitude oscille autour de 8,7. Sa couleur, son type spectral, son indice de couleur (B – V) égal à 2,11 indiquent que c’est une étoile « froide », avec une température superficielle comprise entre 2 500 et 3 500°K. Sa distance est évaluée à 10 000 années-lumière. Antarès et Bételgeuse sont les plus connues des étoiles de type M.
• En bas du cercle, avec des magnitudes voisines de 10, on voit HIP 6170 et 6171, deux étoiles à émission de type B. Il est donc normal qu’elles nous apparaissent blanches sur la photo.
• Toutes les autres étoiles de l’amas ont des magnitudes comprises entre 9 et 12.
• Comme indiqué plus haut, on note la présence de nombreuses galaxies, repérées ici par leur numéro précédé du sigle PGC (Principal Galaxies Catalogue). Trois d’entre elles : PGC 4831, PGC 137730 et PGC 137696 sont nettement discernables sur la photo par leur tache légèrement floue.
  

Il y a encore beaucoup d’autres cibles intéressantes dans la fenêtre de Cassiopée.
Alors, bonne chasse…

Webographie :

[1] http://fr.wikipedia.org/wiki/NGC_457
[2] http://www.starobserver.eu/openclusters/ngc457.htm
[3] http://www.backyard-astro.com/deepsky/top100/14.html
[4] http://en.wikipedia.org/wiki/NGC_457
[5] http://stars.astro.illinois.edu/sow/phicas.html

Rédaction : Michel Vampouille

Pour le mois de février 2015, voici deux nouveaux phénomènes atmosphériques dus à des cristaux de glace plats hexagonaux illuminés par les rayons solaires. Il s’agit du « cercle parhélique » (à ne pas confondre avec le halo parhélique à 22°) accompagné d’une « paranthélie ».

Cliquer sur l’image pour l’observer en résolution supérieure.
Le « cercle parhélique », c’est une ligne blanche horizontale qui part du Soleil et qui fait un tour complet en restant à la même hauteur angulaire que le Soleil. Ici, c’est l’objectif grand angulaire de l’appareil photographique et la direction inclinée de prise de vue qui transforment la ligne horizontale en une ligne courbe s’élevant aux deux extrémités. Il est constitué de millions de cristaux de glace plats, hexagonaux et orientés qui réfléchissent la lumière du Soleil sur leurs faces verticales. L’éclat du cercle parhélique dépend de l’altitude du Soleil et de l’épaisseur des cristaux.

Quant à la « paranthélie », c’est la tache lumineuse blanche non colorée située ici au centre de l’image et traversée par le cercle parhélique. Cette tache présente la particularité d’être toujours située à 120° du Soleil en azimut. Il peut donc y en avoir deux, une chaque côté du Soleil. Elles résultent des rayons lumineux provenant du Soleil et réfléchis 2 fois sur les faces internes des cristaux de glace hexagonaux.
Ces deux phénomènes atmosphériques sont relativement rares : on en compte une moyenne de 4 chaque année [1-2].

Cette photographie a été prise en Vendée le 11 juin 2011 à 11H14 par David Hémon, fils de Serge, avec un appareil Sony Cyber-Shot.

Parmi les nombreuses formes de glace que peuvent contenir les nuages d’altitude, voir schéma ci-contre [3], ce sont les cristaux hexagonaux « galettes » (notés 1 et 2) qui interviennent dans la formation du cercle parhélique et des paranthélies. Quant aux cristaux « colonnes », ils sont responsables, entre autres, des halos parhéliques et de l’arc circumzénithal qui ont déjà fait l’objet d’articles dans cette rubrique.

Les phénomènes lumineux présentés appartiennent à la classe des phénomènes peu fréquents (moins de 5 par an). Ces derniers sont recensés sur le schéma de droite.

Quand on observe des parhélies dans le ciel, il faut penser à regarder à 120° de chaque côté du Soleil. Si les conditions météo s’y prêtent, les paranthélies sont visibles.

Formation du Cercle Parhélique

Le Cercle Parhélique résulte de la réflexion des rayons lumineux provenant du Soleil sur une des faces externes verticales des cristaux de glace contenus dans les nuages d’altitude. Dès que l’œil de l’observateur reçoit un rayon réfléchi par un cristal de glace, il voit un point lumineux blanc s’inscrire dans le ciel dans la direction du cristal. S’il y a des millions de cristaux de glace répartis tout autour de l’observateur, la juxtaposition des points lumineux forme une ligne blanche continue faisant un tour complet à la même hauteur que celle du Soleil.

Pourquoi l’observateur voit-il une ligne à la même hauteur que celle du Soleil ?
Pour répondre à cette question, commençons par examiner le trajet d’un rayon lumineux réfléchi au niveau d’un cristal de glace.

Les grandes faces hexagonales du cristal sont horizontales. Le rayon solaire incident xI tombe en I sur une des faces verticales. La perpendiculaire In à la face et la direction xI du rayon incident définissent un plan particulier qui s’appelle le plan d’incidence. Les lois de Snell-Descartes sur la réflexion nous apprennent que le rayon réfléchi Iy est contenu dans ce plan d’incidence avec l’angle de réflexion yIn égal à l’angle d’incidence nIx. Pour un observateur, ce rayon réfléchi sur ce cristal particulier semblera provenir de la direction yz. Le rayon incident xI et son rayon réfléchi Iy, tous deux contenus dans le plan d’incidence, forment donc le même angle avec un plan horizontal.

Conclusion 1 : la direction d’observation yIz donnée par un rayon réfléchi par un cristal frappe le ciel en un point situé à la même hauteur angulaire que le Soleil.

Examinons maintenant l’influence de tous les cristaux de glace.
Supposons que le ciel soit rempli de millions de cristaux « galettes » tous horizontaux, mais avec leurs faces latérales orientées de manière quelconque.

La vue de dessus de cette configuration « naturelle » est représentée sur la figure de droite. Nous n’avons dessiné que 5 cristaux judicieusement placés, mais il faut imaginer qu’il y en partout tournés dans tous les sens.

Les rayons incidents xI1, xI2, xI3, xI4, et xI5 provenant du Soleil sont évidemment tous parallèles. Ils frappent les cristaux sur leurs faces latérales.

Parmi tous les rayons réfléchis dans tous les sens par les différentes faces de tous ces cristaux, il y en a toujours qui arrivent dans l’œil de l’observateur. Ainsi, le cristal 1, dessiné avec une orientation convenable, envoie un rayon réfléchi en I1 vers l’œil. L’œil « voit » alors un point dans le ciel dans la direction œil/I1. De même, le cristal 2, légèrement tourné par rapport au cristal 1, envoie un rayon réfléchi en I2 vers l’œil. L’œil voit alors un nouveau point dans la direction I2. Le même phénomène se reproduit pour les cristaux 3, 4 et 5. L’œil voit des points lumineux dans les directions œil/I3, œil/I4, œil/I5…

Comme les cristaux sont tout petits et qu’ils remplissent tout l’espace, l’ensemble des points lumineux vus par l’observateur forme une ligne horizontale continue dans le ciel dont on a déjà dit plus haut (conclusion 1) qu’elle était à la même hauteur angulaire que le Soleil : c’est le cercle parhélique.

Si les nuages de cristaux sont discontinus, alors le cercle parhélique s’arrête là où il n’y a plus de nuages, comme c’est le cas ici sur la droite de la photo.

Le faible coefficient de réflexion sur chacune des faces de glace, de l’ordre de 1 %, et la petitesse de toutes les surfaces réfléchissantes orientées dans les bonnes directions, expliquent la faible intensité du cercle parhélique.

Formation des Paranthélies à 120°

Les deux paranthélies proviennent de deux réflexions dans le cristal de glace sur deux de ses faces latérales consécutives.

Le schéma ci-dessous illustre le trajet des rayons lumineux conduisant à la paranthélie située à 120° à gauche de la direction du Soleil.

Un des rayons solaires pénètre en M dans le cristal par sa face horizontale supérieure où il est réfracté vers l’intérieur. Ce rayon est ensuite réfléchi une première fois au point I sur une des faces latérales et une deuxième fois au point J, sur la face latérale adjacente. A partir du point J, il est dirigé vers le point N de la face horizontale inférieure sur laquelle il subit une réfraction qui le fait ressortir du cristal. Un observateur placé loin à droite sur le prolongement du rayon Ny verra à la fois, le rayon réfracté provenant du cristal et les rayons solaires directs venant de sa droite.

Il nous faut maintenant expliquer 2 points :

1. Pourquoi le rayon sortant Ny pointe-t-il dans le ciel vers un point situé à la même hauteur angulaire que le Soleil ? Autrement dit, pourquoi la paranthélie est-elle située sur le cercle parhélique ?
2. Pourquoi le rayon sortant est-il toujours orienté à 120° en azimut par rapport à la direction du Soleil ?

Pour répondre à la question 1, il faut revenir à la conclusion 1 donnée plus haut : les 3 rayons internes MI, IJ et JN appartiennent tous au même plan d’incidence défini par MI et la perpendiculaire en I à la face latérale verticale sur laquelle MI va se réfléchir. Autrement dit, la hauteur angulaire de ces 3 rayons par rapport à l’horizontale est la même. On peut donc affirmer que s’il n’y avait pas eu de réflexions aux points I et J (par exemple, avec une galette de grande surface), le rayon MN serait rectiligne. On se retrouve alors dans le cas classique du passage d’un rayon lumineux à travers une lame de glace à faces parallèles dont le schéma est représenté ci-dessous.

Un rayon solaire xM frappe la face horizontale supérieure du cristal en faisant un angle d’incidence i avec la perpendiculaire en M à la face. Il est réfracté dans le plan d’incidence (celui de la page) selon la direction MN en faisant un angle de réfraction r conformément à la loi de Snell-Descartes :
sin i = n sin r, où n est l’indice de réfraction de la glace.

Ce rayon intérieur est ensuite réfracté en N par la face horizontale inférieure selon la loi :
n sin r’ = sin i’, avec r’ : angle d’incidence sur la face et i’ : angle de réfraction (ou d’émergence).
Finalement, le rayon lumineux ressort du cristal de glace selon la direction Ny.

Il est évident que les angles r et r’ sont égaux. On en déduit de suite que l’angle d’incidence i est égal à l’angle d’émergence i’. Par conséquent, les rayons incident xM et émergent Ny sont parallèles. Autrement dit, un observateur qui reçoit le rayon émergent Ny verra le Soleil à la même hauteur angulaire que s’il n’y avait pas de cristal de glace.

Ceci est aussi vrai sur le schéma de départ pour le trajet réel du rayon lumineux ayant subi deux réflexions internes dans le cristal.

Pour répondre à la question 2, il nous faut un nouveau schéma représentant un cristal de glace vu de dessus.

L’œil de l’observateur regarde à la fois les rayons solaires x/Œil provenant du Soleil, et ceux J/Œil résultant d’une double réflexion interne dans le cristal de glace. Compte-tenu des démonstrations précédentes, nous n’avons pas fait figurer les points M et N d’entrée et de sortie sur les faces horizontales qui n’ont aucun effet sur les directions des rayons lumineux quand on les regarde de dessus. Ce qu’il nous faut expliquer c’est pourquoi l’angle A entre les rayons directs et les rayons en provenance du cristal vaut toujours 120° et ceci quelle que soit son orientation.

On remarque :
– Angle réfléchi I2 = angle incident I1. L’angle I3, ayant pour complément I2, est égal à l’angle I4, car celui-ci a pour complément I1, égal à I2.
– De même : J1 = J2 et J3 = J4.
– Dans le triangle IDJ, l’angle D vaut 180° – (I3 + I4 + J3 =J4), ou encore, d’après les remarques ci-dessus, D = 180° – 2(I3 + J3).
– Dans le triangle CIJ, la somme des angles (I3 + J3) = 180° – C, avec C = 120°,  car angle entre 2 côtés adjacents d’un hexagone.
– Il vient donc : (I3 + J3) = 180° – 120 = 60°.
– En reportant ce résultat dans la ligne du dessus, on obtient : D = 180° – 2×60° = 60°.

– Et enfin, le résultat cherché : A = 180° – D = 180° – 60° = 120°, quel que soit l’angle d’incidence I1.

Conclusion : dans une direction à 120° des rayons solaires directs, l’observateur voit une tache blanche fixe qu’on appelle une paranthélie. En présence de nuages renfermant des cristaux de glace de forme « galette », une  tache symétrique existe aussi de l’autre côté.

Retour sur le cercle parhélique : en toute rigueur, il faut noter que les rayons réfléchis une seule fois sur une face interne contribuent aussi à la formation du cercle parhélique. Dans cette configuration, les rayons solaires pénètrent dans le cristal par la face horizontale supérieure où ils sont réfractés. Ils sont ensuite réfléchis par une seule des faces latérales internes, et ressortent après une nouvelle réfraction par la face horizontale inférieure. Contrairement aux deux paranthélies, les directions des rayons émergents sont quelconques, car cette fois, elles dépendent de l’angle d’incidence I1 et de l’orientation de la face réfléchissante.

Bonne chasse aux phénomènes atmosphériques « rares »…

Note du photographe : la petite trace blanche qu’on voit à gauche, au dessus de la paranthélie est celle d’un avion Airbus 380.

Bibliographie et Webographie :

[1] http://fr.wikipedia.org/wiki/Cercle_parh%C3%A9lique
[2] http://la.climatologie.free.fr/pheno-optique/optique2.htm#4
[3] http://www.atoptics.co.uk/halo/platcol.htm
[4] Häckl Hans : « Farbatlas Wetterphänomene », Ulmer, 1999.
[5] http://fr.wikipedia.org/wiki/Parh%C3%A9lie#mediaviewer/File:Halo_overview.svg

Rédaction : Michel Vampouille.