ÉTOILES POSITIONS ET MOUVEMENTS LES ÉTOILES FIXES Depuis la nuit des temps l'homme a été fasciné devant le spectacle du ciel étoilé.

ÉTOILES POSITIONS ET MOUVEMENTS LES ÉTOILES FIXES Depuis la nuit des temps l'homme a été fasciné devant le spectacle du ciel étoilé. Par les nuits froides et sans lune, il est possible de voir à l'oeil nu plusieurs milliers d'étoiles (on calcule qu'elles sont environ 5 800 sur l'ensemble du ciel visibles à l'oeil nu). Elles se trouvent à des distances énormes, distribuées en un système discoïdal appelé Galaxie, ou Voie Lactée. À cause de ces grandes distances, leurs positions relatives, observées depuis la Terre, restent pratiquement immuables. Dans l'Antiquité, les étoiles avaient été organisées en 88 constellations, groupes particulièrement brillants et reconnaissables. Les constellations ont des noms latins. Aries, Taurus, Gemini, Cancer, Leo, Virgo, Libra, Scorpius, Sagittarius, Capricornus, Aquarius, Pisces sont les 12 constellations du Zodiaque. Ursa Major, la Grande Ourse, est une constellation de sept étoiles brillantes, facilement reconnaissable dans le ciel de l'hémisphère boréal. Les étoiles les plus brillantes ont un nom arabe, qui leur a été attribué au Moyen Âge, quand l'astronomie était très étudiée dans les pays islamiques. La nomenclature moderne des étoiles consiste en une lettre de l'alphabet grec, suivie du nom latin de la constellation. Les lettres de l'alphabet grec sont attribuées aux différentes étoiles de la constellation par ordre de brillance : ? (alpha) pour la plus brillante, ? (bêta) pour la deuxième,?? (gamma) pour la troisième et ainsi de suite ?, ?, ?, ?,?... Les sept étoiles de la Grande Ourse sont Dubhe (? Ursa Major), Merak (? Ursa Major), Phecda (? Ursa Major), Megrez (? Ursa Major), Alioth (? Ursa Major), Mizar (? Ursa Major), Alkaid (?Ursa Major). Les astronomes utilisent des angles pour calculer les positions, les distances relatives et les dimensions des objets célestes. Par exemple, Merak et Dubhe sous-tendent un angle d'environ 5 degrés (les astronomes disent qu'elles " sont éloignées l'une de l'autre de 5 degrés "). Si l'on prolonge la ligne qui relie ces deux étoiles de 25 degrés environ, on trouve l'Étoile Polaire. La Grande Ourse est facilement visible et peut être utilisée comme guide pour localiser la plupart des étoiles les plus brillantes présentes dans l'hémisphère boréal (Polaire, Arcturus, Regulus, Spica...). Le catalogue d'étoiles le plus complet a été pendant très longtemps celui du Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), qui regroupe les positions et les caractéristiques d'environ 250 000 étoiles. Par la suite, a été introduit le catalogue de référence pour le Télescope Spatial Hubble, qui contient environ 2 millions d'étoiles. Ces chiffres peuvent sembler très élevés, mais rappelons que l'on estime que notre Galaxie compte plus de 100 milliards d'étoiles. LE MOUVEMENT DE LA VOÛTE CÉLESTE Au cours de la nuit, les constellations suivent un mouvement qui les fait se lever à l'est, s'élever dans le ciel en décrivant un grand arc qui culmine au sud, puis s'abaisser et se coucher à l'ouest. Ce mouvement n'est qu'apparent. En réalité, c'est la Terre qui, en tournant sur elle-même, offre à l'observateur des panoramas changeants de l'espace environnant. L'homme qui observe les étoiles depuis la 1 Terre est comme un enfant sur un grand manège qui regarde les spectateurs autour de lui. En observant toujours dans la même direction par rapport au manège, tous les spectateurs se présentent à lui en succession. Au deuxième tour, la même succession de spectateurs se représentera de nouveau, comme c'est le cas pour l'observation des étoiles, qui accomplissent approximativement le même mouvement apparent nuit après nuit. Ce n'est que s'il regarde vers le haut, vers le centre du manège, que l'enfant voit un point apparemment immobile, au niveau de l'axe de rotation du manège. Dans le cas des étoiles, l'Étoile Polaire se trouve à environ 1 degré de la direction de l'axe de rotation terrestre, et apparaît donc immobile pendant toute la nuit. Toutes les autres étoiles apparaissent en revanche en rotation autour d'elle, comme cela ressort de façon évidente dans la photo prise en pose très longue. Le mouvement des astres dû à la rotation terrestre est appelé mouvement horaire. En réalité, la Terre a, outre son mouvement de rotation journalier, un mouvement de révolution autour du Soleil, qui dure un an, et dont la vitesse est donc d'environ 1 degré par jour. À cause du mouvement de révolution terrestre, nuit après nuit les constellations semblent se lever, culminer et se coucher environ 1 degré plus à l'ouest et environ 4 minutes en avance par rapport à la nuit précédente. Cela signifie que, mois après mois, au milieu de la nuit, des constellations toujours différentes seront observables. Il existe par conséquent des constellations observables en hiver (Orion, Taurus, Gemini...) parce qu'elles culminent au milieu des nuits hivernales, tandis qu'elles ne le sont pas en été, quand elles culminent au milieu du jour hivernal. Les constellations observables en été sont Lyra, Cygnus, Aquila... Le mouvement de révolution terrestre n'est pas seulement responsable de l'alternance des constellations nocturnes. Il est responsable aussi (en raison de l'inclinaison de l'axe de rotation terrestre par rapport au plan orbital) des saisons et du mouvement apparent du Soleil dans le Zodiaque. Les saisons sont dues à l'inclinaison différente selon laquelle les rayons du soleil parviennent sur Terre en différents points de l'orbite terrestre. En été, l'hémisphère boréal est éclairé par le Soleil de façon plus perpendiculaire, et par conséquent de façon plus efficace qu'en hiver. Dans le système de référence terrestre, le Soleil semble décrire au cours de l'année un cercle maximum, dit écliptique, incliné de 23,5 degrés par rapport à l'équateur terrestre, l'autre cercle maximum important. Ces deux cercles se recoupent en deux points, l'équinoxe d'hiver (ou point gamma), et l'équinoxe d'automne. À ces deux mouvements de rotation et de révolution, relativement rapides, il convient d'ajouter un mouvement très lent, dit mouvement de précession, de l'axe de rotation terrestre. La Terre n'est pas parfaitement sphérique (elle présente un léger renflement à la hauteur de l'équateur) et son axe de rotation est incliné de 23,5 degrés par rapport à la perpendiculaire au plan du Système solaire. Elle se présente ainsi comme une sorte de gigantesque toupie inclinée. Lentement, la force de gravité fait décrire un cône à l'axe de rotation. Ici, la force de gravité est due à l'action du Soleil et de la Lune, et l'axe terrestre accomplit son mouvement de précession en 26 000 ans environ. L'axe de rotation terrestre, qui est actuellement dirigé vers l'Étoile Polaire, sera dans 13 000 ans dirigé vers la constellation de la Lyra, à environ 47 degrés de distance. SYSTÈME DE COORDONNÉES ÉQUATORIALES Pour spécifier les positions d'un astre quelconque dans le ciel, les astronomes utilisent deux angles : l'ascension droite et la déclinaison, qui forment le système 2 des coordonnées équatoriales. L'équateur céleste est le plan fondamental. Ce système est semblable à celui qui est utilisé en géographie pour localiser un point sur la surface terrestre. L'ascension droite correspond à la latitude, mesurée le long des parallèles à l'équateur, en partant du point vernal gamma, et positive vers l'est ; la déclinaison correspond à la longitude, mesurée de l'équateur le long des méridiens, et positive vers le nord. L'ascension droite est mesurée en heures, minutes et secondes (chaque heure correspond à 15 degrés d'angle), tandis que la déclinaison est mesurée en degrés, minutes et secondes d'arc. Ces deux coordonnées caractérisent de façon univoque la position de l'astre sur la sphère céleste. Tous les catalogues d'étoiles, de galaxies ou d'autres objets célestes indiquent les coordonnées équatoriales. Pour assurer la plus grande précision, il est nécessaire de référer le système de coordonnées équatoriales à une date bien précise, de façon à spécifier exactement la direction de l'axe terrestre (normalement 1950 ou 2000). Les astronomes se fondent sur ces données et sur des formules de transformation de coordonnées appropriées pour pointer exactement les télescopes. SYSTÈME DE COORDONNÉES HORIZONTALES Il s'agit d'un système solidaire avec la Terre et spécifique du lieu d'observation. La position de l'astre est localisée en donnant l'azimut et la hauteur. Le premier est mesuré en degrés parallèlement à l'horizon, en partant du nord et en allant vers l'est ; la seconde est mesurée en degrés perpendiculairement à l'horizon. Les astres se lèvent, culminent et se couchent dans leur mouvement horaire. Il est évident que leurs positions dans un système de référence horizontal ne sont pas constantes dans le temps. Étant donné l'ascension droite et la déclinaison de l'astre, le temps et les coordonnées géographiques du lieu, des formules mathématiques appropriées, dites transformations de coordonnées, permettent de calculer les coordonnées horizontales de l'astre et donc de diriger le télescope dans la direction voulue par rapport à la Terre. Si les observations durent un certain temps, le télescope doit être repointé régulièrement, de façon à " poursuivre " l'astre durant son mouvement horaire. MESURES DE DISTANCES ASTRONOMIQUES Les coordonnées astronomiques définissent la position des astres sur la sphère céleste, mais ne fournissent aucune information sur la distance des astres par rapport à nous. En effet, les étoiles apparaissent toutes infiniment éloignées, et seules des mesures plutôt sophistiquées permettent d'en établir la distance. Puisque les distances astronomiques exprimées en mètres ou en kilomètres deviennent énormes, les astronomes utilisent des unités de mesure spécifiques. La première, utile dans le cadre du Système solaire, est l'unité astronomique, définies comme la distance entre la Terre et le Soleil, et égale par conséquent à 149,6 millions de kilomètres. Pour définir les distances entre les étoiles, qui sont bien supérieures, on utilise l'année-lumière (distance parcourue par la lumière en une année, c'est-à-dire 9 460 milliards de kilomètres) ou, plus souvent, le parsec. Sa définition est liée à la mesure de parallaxe annuelle au cours de l'observation des étoiles les plus proches. En effet, lorsque l'on observe une de ces étoiles (par exemple la plus proche, Proxima Centauri) à des moments différents de l'année, on 3 remarque qu'elle se déplace par rapport aux étoiles les plus éloignées, en parcourant en un an un petit cercle de 0,762 seconde d'arc de diamètre. Cet effet est une simple conséquence de la différente position de la Terre aux différents moments de l'année. À cause de cet écart observé, l'étoile semble projetée dans différentes positions de la sphère céleste, parcourant en apparence un cercle au fur et à mesure que la Terre parcourt son orbite autour du Soleil. Si l'on considère des étoiles de plus en plus éloignées, l'effet de parallaxe est de plus en plus réduit, et le diamètre du cercle diminue. Le parsec (contraction de parallaxe seconde) est l'unité de longueur égale à la distance d'un astre dont la parallaxe annuelle serait de 1 seconde d'angle. La distance en parsecs est définie comme l'inverse du diamètre du cercle de parallaxe annuelle en secondes d'arc. Par exemple, Proxima Centauri se trouve à 1/0,762 = 1,31 parsec de la Terre. L'étoile 61 Cygni, dont la parallaxe de 0,33 seconde d'arc fut mesurée pour la première fois par Friedrich Wilhelm Bessel en 1838, et se trouve donc à 3 parsecs de nous. Il est pratiquement impossible de réussir à mesurer des parallaxes inférieures à 1/20 de seconde d'arc (ce qui correspond plus ou moins à la résolution maximale que l'on peut obtenir avec un télescope), et il est donc impossible de mesurer selon cette méthode des distances stellaires supérieures à 20 parsecs. En se fondant sur le fait que l'angle sous-tendu par l'orbite terrestre (en radians) est égal au rapport entre le diamètre de l'orbite terrestre et la distance à laquelle on regarde, on peut calculer qu'un parsec vaut 30 900 milliards de kilomètres, ou 3,26 années-lumière. La lumière qui provient de l'étoile la plus proche met par conséquent 1,31 x 3,26 = 4,2 années pour arriver jusqu'à nous. Nous indiquons dans le schéma qui suit la liste des étoiles qui se trouvent à une distance maximum de 12 années-lumière de notre planète, soit 3,7 parsecs. Étoile Parallaxe (secondes d'arc) Distance Magnitude (années- apparente lumière) Vitesse radiale (km/s) Proxima 0,760 4,2 10,7 -16 ? Centauri a 0,760 4,2 0,0 -25 ? Centauri b 0,760 4,2 1,7 -21 Barnard 0,552 5,8 9,5 -108 Wolf 359 0,431 7,6 13,5 +13 Lalande 21185 0,402 8,1 7,5 -87 Sirius A 0,377 8,7 -1,4 -8 Sirius B 0,377 8,7 11,4 -8 UV Ceti A 0,365 8,9 12,5 +29 UV Ceti B 0,365 8,9 13,0 +29 Ross 154 0,345 9,5 10,6 - Ross 248 0,317 10,3 14,7 -81 e Eridani 0,305 10,7 3,8 +15 Ross 128 0,301 10,8 11,1 -1 Luyten789-6 0,302 10,8 11,3 -60 4 61 Cygni A 0,292 11,2 5,2 -64 61 Cygni B 0,292 11,2 6,0 -64 e Indi 0,291 11,2 4,7 -40 Procyon A 0,287 11,4 0,4 -3 Procyon B 0,287 11,4 10,8 -3 S 2393 A 0,284 11,5 8,9 +1 S 2393 B 0,284 11,5 9,7 +1 Groonbr,34 A 0,282 11,6 8,1 +14 Groonbr,34 B 0,282 11,6 11,0 +21 Lacaille 9352 0,279 11,7 7,4 +10 t Ceti 0,273 11,9 3,5 -16 Pour des distances encore supérieures, les astronomes utilisent le kiloparsec (millier de parsecs, par exemple les étoiles les plus éloignées de nous mais situées dans notre Galaxie se trouvent à environ 25 kiloparsecs) ou le mégaparsec (million de parsecs : un million de parsecs est la distance typique entre deux galaxies). Les distances supérieures à 20 parsecs peuvent être mesurées suivant d'autres méthodes. L'une de celles-ci est la méthode consistant à utiliser les mouvements des étoiles dans un amas ouvert. En effet, toutes les étoiles sont en mouvement, à cause de l'attraction de gravité qui les lie entre elles en une sorte de toile d'araignée invisible à l'intérieur de la Galaxie. En outre, notre Galaxie est en rotation, si bien que, en plus des mouvements dus à l'attraction gravitationnelle des étoiles les plus proches, les étoiles parcourent des orbites approximativement circulaires autour du centre de la Galaxie (voir Voie Lactée). Pour les étoiles les plus proches, il est possible d'en mesurer le mouvement propre. En effet, certaines d'entre elles se meuvent par rapport aux étoiles éloignées de plusieurs secondes d'arc en une année. Bien souvent, les étoiles sont regroupées en amas ouverts, groupes d'étoiles liées gravitationnellement (au moins plusieurs dizaines) qui sont " nées " toutes ensemble de la même nébuleuse originelle. Les amas ouverts les plus proches de nous comprennent des étoiles séparées de la voûte céleste de plusieurs degrés l'une de l'autre mais se reconnaissent parce qu'à cause de leur origine commune, elles ont toutes des vitesses propres semblables, et presque parallèles. En réalité, les étoiles du groupe se déplaçant vers une même direction, semblent par un effet de perspective, toutes converger vers une seule position de la sphère céleste. La convergence est plus ou moins prononcée selon la distance du groupe d'étoiles par rapport à nous. Les astronomes déterminent la position de convergence du groupe ainsi que les vitesses radiales et tangentielles des étoiles. À partir de ces paramètres, ils calculent la distance du groupe. Cette méthode est applicable à une dizaine d'amas ouverts. Pour d'autres amas, on utilise des méthodes de détermination des distances se fondant sur le diagramme HR ou sur la présence de variables céphéides ou RR-Lyrae. DIMENSIONS ET MESURES 5 DIMENSIONS STELLAIRES Les étoiles sont tellement éloignées de nous que, malgré leurs dimensions énormes, elles apparaissent ponctuelles même quand elles sont observées au moyen de puissants télescopes. En outre, la turbulence de l'atmosphère terrestre empêche d'observer au télescope des détails plus petits qu'une demi seconde d'arc, limite que seul le Télescope Spatial Hubble peut actuellement dépasser. Les dimensions des disques stellaires ont été évaluées grâce à deux instruments particuliers : l'interféromètre stellaire de Michelson et Pease (jusqu'aux années 20) et l'interféromètre d'intensité de J. Handbury Brown (années 50 et 60). Voici quelques diamètres mesurés : 115 millions de kilomètres pour Canopus (? Carinae), 12,4 millions de kilomètres pour ? Carinae, 7,7 millions de kilomètres pour Vega, 4,8 millions de kilomètres pour Sirius (? Canis Majoris), 2,2 millions de kilomètres pour Spica (? Virginis). Ces étoiles sont toutes relativement normales. Pour les étoiles supergéantes comme Bételgeuse, on estime des diamètres d'environ 400 millions de kilomètres. MAGNITUDE APPARENTE Les étoiles apparaissent plus ou moins brillantes selon leur distance et leur luminosité intrinsèque. Dès l'Antiquité, les étoiles ont été classées sur la base de leur luminosité apparente (c'est-à-dire mesurée par les observateurs terrestres, sans tenir compte de leur distance). L'astronome Hipparque, dans la Grèce antique, avait classé les étoiles visibles à l'oeil nu en cinq classes : première grandeur pour les plus brillantes, deuxième grandeur pour les étoiles ayant approximativement la moitié de la luminosité de la première grandeur, troisième grandeur quand la luminosité est environ la moitié de la deuxième, et ainsi de suite. Par la suite, grâce à l'introduction du télescope et donc à l'observation d'étoiles de plus en plus faibles, la classification d'Hipparque fut étendue à des classes de plus en plus hautes. Au XVIIIe siècle, se développa la photométrie, c'est-à-dire la science qui permet d'évaluer la luminosité de façon objective sur la base de mesures (et non pas " à l'oeil " comme on l'avait fait jusqu'alors). C'est alors que fut créée une mesure de luminosité dite magnitude stellaire apparente, semblable à la grandeur d'Hipparque, autrement dit fondée sur des rapports de luminosité. On avait remarqué en effet que les étoiles de première grandeur sont d'environ 100 fois plus lumineuses que les étoiles de sixième grandeur. On imposa donc qu'une différence de 5 magnitudes correspondait exactement à un facteur 100 en luminosité. Cela signifie qu'une différence de 1 magnitude correspond à un facteur 2,512 en luminosité - en effet (2,512)5 = 100. L'échelle des magnitudes est donc une échelle logarithmique de luminosité, et inverse, parce que des magnitudes élevées correspondent à des luminosités plus faibles. Dans les formules, la relation de Pogson lie la différence m1-m2 entre les magnitudes apparentes de deux étoiles au rapport des flux lumineux F1/F2 correspondants : m1-m2 = -2,5 log10(F1/F2) En outre, on définit par convention la magnitude apparente d'une étoile de référence brillante et facilement visible (habituellement on choisit Véga). La 6 magnitude de n'importe quelle étoile peut alors être définie en en mesurant le flux et en le comparant avec le flux mesuré pour l'étoile de référence avec le même appareil expérimental. En utilisant la relation de Pogson, on obtient alors la magnitude de l'étoile en question. L'étoile la plus brillante, Sirius, a une magnitude apparente de -1,46. À l'oeil nu, on arrive à voir des étoiles d'une magnitude apparente de valeur 6, tandis qu'avec une lunette astronomique, on peut observer des étoiles d'une magnitude apparente 10. Avec un grand télescope, on arrive à la vingtième mag...