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Grosses éruptions sur UV Ceti

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Position de l’étoile UV Ceti ?

L’étoile UV Ceti est située dans la constellation de la Baleine. Dans nos régions elle est visible en octobre à une vingtaine de degrés seulement au-dessus de l’horizon.

UV Ceti

Position de l’étoile UV Ceti, sous la constellation de la Baleine (Ceti, CETUS). @Stellarium

Sa position précise est : AD = 01h 39m 01s, DEC=−17° 57′ 01″. En fait, non ! Pas précisément. Sa distance est de 8,79 années-lumière, l’étoile UV Ceti est la 12e étoile la plus proche du Soleil. A cette distance, son mouvement propre est facilement perceptible. Elle se déplace de 3,182 secondes d’arc par an. Si vous prenez une photo avec un télescope, vous pourrez la voir bouger pratiquement d’une année sur l’autre.

UV Ceti Move

Position de l’étoile UV Ceti en 1978 et en 1996. On remarque un léger déplacement de l’étoile par rapport au fond d’étoiles. @AAVSO

UC Cite

Position de l’étoile UV Céti sur une carte du ciel. @ AAVSO.

Elle ressemble à quoi cette étoile ?

C’est une étoile discrète que l’on peut voir dans un télescope de 200 mm ou plus, qui a une magnitude précise de +12,7. En fait, non ! Pas précisément. L’étoile UV Ceti est une étoile de type étoile variable à éruptions (flare star). Il se produit sur cette étoile l’analogue de nos éruptions solaires, sauf que ces éruptions stellaires peuvent être plus lumineuses que l’étoile elle-même. Parfois, elle a d’énormes éruptions que l’on peut voir depuis la Terre. Le 25 septembre 1952 par exemple, la luminosité de cette étoile a augmenté de 5 magnitudes en 20 secondes. Ça vaut donc la peine de regarder l’étoile de temps en temps, même plusieurs fois durant la même nuit, on ne sait jamais. Pour UV Ceti, en moyenne il se produit une irruption par heure, pas toujours très violente. L’observation de ces éruptions n’a montré aucune périodicité, elles arrivent de façon sporadique. La montée en luminosité est très rapide, de quelques secondes à quelques dizaines de secondes. La descente est plus longue, de quelques minutes à 30 minutes, et jusqu’à quelques heures pour certains cas. Pour les astrophotographes, je conseillerais de la photographier avec un temps de pose court, pourquoi pas essayer de faire un time-lapse ? Personne n’en a jamais fait à ma connaissance. La couleur de l’étoile devrait changer, elle devrait changer du rouge vers le blanc pendant l’éruption. C’est quand même chouette d’observer une éruption « solaire » sur une étoile lointaine ! Non ?

L’étoile UV Ceti est une belle étoile rouge. @SIMBAD

Pourquoi l’étoile est rouge ?

L’étoile UV Ceti est en vérité un système double d’étoiles, appelé Luyten 726-8 A (elle a bien d’autres noms selon les catalogues d’étoiles, BL Ceti, G 272-061, etc.) et Luyten 726-8 B (ou UV Ceti ou Gliese 65), de magnitude 12,7 et 13,2. Ces étoiles sont séparée par 5 fois la distance Terre-Soleil, et orbitent l’une autour de l’autre en 26,5 ans. Ce sont deux étoiles naines rouges. Elles ont chacune approximativement 1,4 fois la taille de Jupiter, soit un dixième de la taille du soleil, et un dixième de la masse du soleil. Elles sont rouges parce qu’elles sont relativement froides, autour de 3000 degrés. Les étoiles naines rouges sont tellement faiblement lumineuses, approximativement un dix millième de la luminosité du Soleil pour Luyten 726-8 A et B, qu’on ne peut les observer que lorsqu’elles sont relativement proches de nous, typiquement à moins de 50 années-lumière. Sur toutes les étoiles observées proches du Soleil, un bon tiers sont des étoiles du type UV Ceti. Ce sont donc des étoiles très abondantes. Les étoiles naines rouges représentent 85% des étoiles de notre Galaxie, et aucune n’est visible à l’œil nu !

Taille relative de l’étoile UV Céti, visible à gauche, comparée à celle de Jupiter visible à droite. @ NASA, Public domain, via Wikimedia Commons.

 

Eruption Solaire

Une des éruptions solaires les plus puissantes que l’on ait vu sur notre Soleil s’est produite le 4 novembre 2003, elle a été classée X45. Les éruptions solaires sont classées selon leur force avec un numéro croissant et une lettre, allant de B pour les plus faibles à X pour les plus intenses.

Éruption solaire X45 de novembre 2003. @ NASA Goddard Space Flight Center

Eruption stellaire

Dans cette échelle de magnitude, les éruptions stellaires peuvent être beaucoup plus intenses, et atteindre même le niveau X100 000 ! Une telle intensité s’explique par la grande vitesse de rotation des étoiles sur elles-mêmes. En effet, on observe qu’il y a 20 fois plus d’éruptions sur des étoiles tournant rapidement que sur des étoiles tournant lentement. De plus, beaucoup de ces étoiles sont des étoiles jeunes, quelques dizaines de millions d’années, ce qui explique leur grande vitesse de rotation. On pense que toutes les étoiles naines rouges connaissent dans leur évolution une phase avec des éruptions. En vérité, on ne comprend pas bien l’origine de ces éruptions.

On a observé que la majorité de ces étoiles naines rouges possédaient des planètes. On peut soupçonner que c’est un biais observationnel, simplement parce qu’on peut détecter plus facilement les planètes du fait de la faible masse et de la faible luminosité de ces étoiles. Et puisque les éruptions solaires sont à l’origine de l’éjection de radiations, et donc des aurores polaires sur Terre, imaginez un peu la beauté des aurores polaires sur ces planètes extrasolaires ! Mortelles !

 

Quelques références :

ROQUES, Paul E. Observations of Flares of the dMe Star, L726-8. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1953, vol. 65, no 382, p. 19-23.

http://adsabs.harvard.edu/full/1953PASP…65…19R

Mirzoian, L. V. (1984). Flare stars. Vistas in Astronomy, 27(1), 77-109.

À la découverte de l’Univers. Introduction à l’astronomie et de l’astrophysique

Neil Comins. Traducteur : Richard Taillet, Loïc Villain

https://www.deboecksuperieur.com/ouvrage/9782807302945-la-decouverte-de-l-univers

https://fr.wikipedia.org/wiki/Luyten_726-8

http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=UV+Ceti

https://www.aavso.org/vsots_uvcet

https://www.aavso.org/animations-six-uv-ceti-stars

https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=9105

https://www.google.com/sky/#latitude=-17.938388127793367&longitude=204.72702805075224&zoom=11&Spitzer=0.00&ChandraXO=0.00&Galex=0.00&IRAS=0.00&WMAP=0.00&Cassini=0.00&slide=1&mI=-1&oI=-1

https://stellarium-web.org/

https://www.aavso.org/LCGv2/index.htm?DateFormat=Julian&RequestedBands=&view=api.delim&ident=UV+Cet&fromjd=2432000&tojd=2459434.010556&delimiter=@@@

https://app.aavso.org/vsp/chart/?star=UV+Cet&scale=E&orientation=visual&type=chart&fov=30.0&maglimit=16.5&resolution=150&north=up&east=left&P=on&Z=on

https://www.futura-sciences.com/sciences/definitions/astronomie-naine-rouge-31/

http://www.solstation.com/stars/luy726-8.htm

https://en.wikipedia.org/wiki/Luyten_726-8

https://www.youtube.com/watch?v=hL9OHXw_-A8&ab_channel=NASAGoddard

 

Médaille d’or pour US 708. L’étoile la plus rapide de la Galaxie.

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Elle s’appelle US 708. Non, ce n’est pas une nouvelle autoroute américaine, comme son nom pourrait nous le faire croire. Il s’agirait plutôt d’une formule 1 de l’espace. Aux jeux galactiques, elle aurait la médaille d’or. En effet, US 708 est le nom de l’étoile la plus rapide de notre Galaxie. Ce bolide file à 998 km par seconde. Oui, par seconde ! A cette vitesse, rien ne peut la retenir, pas même l’attraction gravitationnelle de la Galaxie tout entière. Cette étoile finira par disparaître dans l’espace intergalactique.

Aujourd’hui, cette étoile se trouve déjà très loin de nous, un peu trop loin pour être mesuré directement avec le satellite GAIA par le principe de la parallaxe. On estime sa distance à plus de 27 000 années-lumière, c’est-à-dire 3 fois plus loin que Rho Cassiopée, l’étoile la plus lointaine visible à l’œil nu.

Vue de notre Galaxie par la tranche. Le point jaune représente notre Soleil à l’intérieur de notre Galaxie, et le point bleu l’étoile US 708, qui déjà s’échappe de la Galaxie. Simulation via le logiciel Celestia @ F. de Oliveira.

Vue par-dessus de notre Galaxie. Le point jaune représente notre Soleil et le point bleu l’étoile US 708. La zone en rouge est la position d’origine de l’étoile dans le plan galactique. A droite de notre Galaxie, le grand et le petit nuage de Magellan. Simulation via le logiciel Celestia @ F. de Oliveira.

L’étoile US 708 est donc totalement invisible à l’œil nu, sa magnitude apparente est de +18,7. C’est 30 millions de fois moins lumineux que l’étoile Véga. Il faudrait un télescope de 8 mètres pour la voir ! Cependant, il est possible de la photographier avec un télescope de 200 mm et un long temps de pose. En effet, dans un bon ciel et avec ce télescope il est possible de photographier des étoiles de magnitude +19 en 10 minutes d’exposition. Avis aux amateurs ! Une photo de cette étoile nous montre que c’est une très jolie étoile bleue perdue au milieu d’un champ de galaxies lointaines. C’est sa couleur bleue qui a attiré l’attention, d’où son nom de US 708, pour Ultra violet excess Starlike 708 (étoile avec un excès en ultra-violet).

L’étoile US 708 est un tout petit point bleu perdu au milieu d’un champ de galaxies lointaines. L’étoile est de magnitude +18,7, positionnée aux coordonnées : AD=9h33’21’’, DEC=+44°17’6’’. Elle est située à 10’ d’arc de l’étoile de 8e magnitude HIP 46820 (Hipparcos Star Catalogue).  Photo de @ https://www.google.com/sky/

Elle est située dans la constellation de la Grande Ourse, en bas à droite de la casserole. Le meilleur moment pour la photographier est en février, quand elle est au plus haut dans le ciel, quasiment au zénith en plein milieu de nuit.

Position de l’étoile US 708 dans la constellation de la Grande Ourse. Image simulée avec le logiciel Stellarium. @F. de Oliveira

Cette étoile est très bizarre. C’est une étoile naine, d’un tiers de la masse du Soleil. En surface, elle est constituée d’hélium, quasiment pur, chauffé à plus de 47 000 degrés. Des étoiles naines il y en a beaucoup dans notre Galaxie, on pense que 85% des étoiles sont des étoiles de masse inférieure à 0,4 fois la masse du Soleil. L’étoile US 708 ne fait donc pas figure d’exception. Dans le cœur de ces étoiles naines, l’hydrogène est transformé en hélium par réaction de fusion nucléaire. L’hélium ainsi produit au cœur de l’étoile, chaud, est transporté par convection thermique jusqu’à la surface de l’étoile. Ces étoiles finissent donc par être constituée entièrement d’hélium, y compris en surface. On pourrait donc penser que US 708 est une de ces étoiles classiques. Deux choses ne collent pas. D’une part la température, l’étoile US 708 est bien trop chaude. Elle devrait être rouge à 3 000 degrés, et non bleue à 47 000 degrés. D’autre part, la fusion nucléaire est si lente dans ces étoiles naines que cela prend des centaines de milliards d’années pour transformer tout l’hydrogène en hélium, c’est-à-dire une période de temps bien plus grande que l’âge de l’Univers.

Les modèles astrophysiques montrent que plus l’étoile est massive et plus cette transformation de l’hydrogène en hélium est rapide. Cela peut donc se passer en quelques millions ou milliards d’années si l’étoile est suffisamment massive. L’étoile US 708 est donc forcément le reste d’une étoile plus massive, qui a transformé son hydrogène initial en hélium, et dont une partie de la masse a été éjectée pour ne laisser que le cœur de l’étoile initiale, une étoile naine, dense, riche en hélium et très chaude comme observée. Ce scénario astrophysique est assez classique.

Vous vous demandez sûrement comment une étoile de cette masse a-t-elle pu être accélérée jusqu’à la vitesse folle d’un millième de la vitesse de la lumière ? Les chercheurs également ! Le scénario proposé est le suivant. Au départ il y avait deux étoiles massives tournant rapidement l’une autour de l’autre. L’étoile la plus massive s’est transformée en étoile naine après avoir expulsée son enveloppe. L’autre étoile a aussi perdu son enveloppe d’hydrogène, ne laissant que le cœur chaud d’hélium. Le gaz expulsé a été en partie absorbé par l’étoile naine compagnon, ce qui l’a rendue plus massive, ce qui a provoqué régulièrement des « mini » explosions appelées novae, jusqu’à ce que la masse totale de l’étoile dépasse la masse critique, dite « masse de Chandrasekhar », de 1,4 fois la masse du soleil, limite théorique de stabilité de ces étoiles, ce qui l’a fait exploser totalement.  C’est ce qu’on appelle une explosion « supernova de type Ia », une « supernova thermonucléaire ».

Imaginez un couple de deux patineurs se tenant par la main et tournant rapidement l’un autour de l’autre, et d’un coup, l’un des patineurs disparait. Le second patineur est donc lâché, expulsé à grande vitesse vers l’extérieur, comme par une fronde. C’est ce qui s’est passé pour cette étoile US 708. Son étoile compagne a soudainement explosé, disparu en un nuage de gaz, et l’étoile US 708 s’est trouvée éjectée à grande vitesse. La vitesse mesurée aujourd’hui étant très grande, la vitesse de rotation des étoiles était très élevée, le couple d’étoiles était donc très proche l’une de l’autre, à seulement 0,2 fois le rayon solaire. L’explosion s’est passée il y a 17 millions d’années. C’est dingue ce qu’on peut comprendre d’un tout petit point bleu perdu dans le ciel !

 

Références :

  1. GEIER, S., FÜRST, F., ZIEGERER, E., et al. The fastest unbound star in our Galaxy ejected by a thermonuclear supernova. Science, 2015, vol. 347, no 6226, p. 1126-1128.  Article
  2. Simbad
  3. Google
  4. Wiki
  5. Universguide

 

 

 

Hélios, Hélium, Alpha, Zeta Puppis

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Non, ce n’est pas la nouvelle formule magique de Harry Potter. Encore que… De voir le Soleil se lever le matin est comme un miracle chaque jour renouvelé. Hélios était le dieu du Soleil dans la mythologie grecque. Et si Gaia, la déesse Terre, n’avait pas eu un accès de colère en l’an -227, nous aurions été émerveillés de visiter l’île de Rhodes et son immense statue d’Hélios, le célèbre Colosse de Rhodes, l’une des Sept Merveilles du monde.

C’est à ce dieu du Soleil que l’astronome français Jules Janssen pensait peut-être, lorsque le 18 août 1868 il observa une éclipse de Soleil et, pour la première fois dans le spectre de lumière, les raies (lignes sombres ou lumineuses dans le spectre de lumière) caractéristiques d’un nouvel élément chimique encore inconnu sur Terre. Hélium ! C’est le nom que lui donna l’astronome britannique Norman Lockyer.

L’hélium est le second élément chimique le plus abondant dans l’Univers. Il constitue à peu près 23% en masse de tout l’Univers observé. Pourtant, sur Terre, on n’en trouve quasiment pas. C’est un gaz trop léger pour rester dans l’atmosphère de notre planète. Saviez-vous que l’hélium que l’on utilise dans les ballons de baudruche est extrait de mines ? Et qu’il provient de la radioactivité alpha ? En effet, c’est un des produits de la désintégration de l’uranium. Un déchet nucléaire en quelque sorte.

Radioactivité alpha, ça vous parle ? Alpha est aussi grecque que Hélios, c’est la première lettre de l’alphabet grec. C’est cette lettre que les physiciens ont choisie en 1898 pour désigner l’une des 3 sortes de radioactivité (alpha, beta, gamma). Et c’est dans l’étude de cette radioactivité alpha que le physicien néo-zélando-britanique Ernest Rutherford parvint à comprendre la structure des atomes. Ils sont constitués d’un noyau lourd, central, et de particules légères, les électrons. Les électrons tournent autour du noyau comme les planètes tournent autour du Soleil. Le monde du très petit ressemble au monde du très grand, encore une sublime découverte scientifique !

Oui mais, comment comprendre les différentes lumières émises par ces atomes ? L’hydrogène par exemple, émet des raies de différentes énergies qui varient comme la suite mathématique 1, 1/4, 1/9, 1/16, 1/25… L’histoire des découvertes et de la compréhension des lois des atomes est racontée dans un excellent livre que je vous recommande vivement : « De l’atome au noyau : Une approche historique de la physique atomique et de la physique nucléaire » de Bernard Fernandez. En 1913, le physicien danois Niels Bohr propose une nouvelle physique avec de nouvelles règles, qu’on appellera « la physique quantique ». Contrairement au système solaire, le modèle planétaire de Bohr ne fonctionne que pour certaines trajectoires des électrons. Niels Bohr calcule les énergies lumineuses émises par l’atome d’hydrogène, et il trouve que ses résultats sont en parfait accord avec les observations. L’énergie E est proportionnelle à 1 divisé par n*n, avec n un entier, on a donc n=1 E=1, n=2 E=1/4, n=3, E=1/9 etc…  C’était le premier succès de cette physique quantique naissante. L’importance et l’intérêt de cette découverte atomique allait être confirmés par la résolution d’un problème astrophysique ! Le « mystère de Zeta Puppis ».

Crédit : STELLARIUM

Zeta est aussi une lettre grecque, la sixième de l’alphabet. Puppis est le nom latin de la constellation de la Poupe, une constellation située sous la constellation du Grand Chien et l’étoile Sirius. Zeta Puppis est donc une des étoiles de cette constellation, c’est même la plus brillante avec une magnitude 2,1. Selon la règle de Bayer, un astronome du 16e siècle, elle aurait dû prendre le nom de Alpha Puppis, puisque c’est la plus brillante. Elle porte aussi les noms de Naos (du grec Temple) et Suhaïl Hadar qui signifie littéralement « l’étoile brillante du sol » en arabe. En fait, elle est difficilement observable depuis nos régions car elle est située très bas sur l’horizon. Du coup, elle paraît moins brillante, parce que sa lumière est très affaiblie par la traversée des épaisses couches de l’atmosphère, d’où son nom de Zeta, et non Alpha. C’est au sud de la France, ou même mieux, dans l’hémisphère sud, qu’on pourra l’observer plus facilement, pensez-y la prochaine fois que vous voyagerez.

Crédit : WIKISKY.ORG

L’étoile est située très loin, à plus de 1000 années-lumière. Zeta Puppis est une des étoiles les plus chaudes que l’on puisse voir à l’œil nu. Sa température de surface est de 42 000 degrés, à comparer aux 5 600 degrés de notre Soleil qui fait pâle figure. C’est une étoile d’un bleu extrême. Dans cette lumière, dès 1896, les astronomes avaient observé des raies spectrales mystérieuses. Cela ressemblait beaucoup aux lumières émises par les atomes d’hydrogène, avec des énergies suivant la série 4, 1, 4/9, 4/25…, donc avec un décalage systématique en énergie par un facteur 4 par rapport à l’hydrogène. De quel atome encore inconnu provenaient ces raies ? Un hydrogène survitaminé ? Bohr n’eut guère de peine à interpréter ces observations. Dans sa formule de l’atome d’hydrogène, l’énergie est proportionnelle à  Z*Z divisé par n*n, Z=2 pour l’hélium, on a donc 4 divisé par n*n, d’où 4, puis 1, puis 4/9 etc… Il suffisait donc simplement de remplacer la charge de l’hydrogène (Z=1, c’est le nombre d’électrons) par la charge de l’hélium (Z=2, deux électrons dans un atome d’hélium) ! L’énergie calculée allant comme le carré de la charge Z, on obtient un facteur 4. Les raies observées dans les lumières de Zeta Puppis étaient donc celles d’atomes d’hélium ionisés (excités) dans l’atmosphère ultra chaude de cette étoile, raies encore inconnues en laboratoire à l’époque mais prédites par Bohr.

 

Oh, histoire merveilleuse,

Des différents mondes,

Celui des dieux,

Des atomes et des cieux,

Qui parlent et se répondent,

Dans une langue lumineuse !

 

 

Une enquête astro-aéronautique – Où est Charlie ?

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Cela commence par un message d’un membre du club, Jeanne : « Tu as vu cette photo ? Très jolie mais… Trop belle pour être vraie, non ? » La photo avait été postée sur Facebook par Romain de Bellescize (je n’ai malheureusement pas réussi à le contacter). On y voit un avion rose dans la nuit, passant devant la Lune. C’est net, c’est beau. Selon son auteur, la photo a été prise 10 minutes après le coucher du soleil, depuis le sud de Mâcon, le 23 juillet 2018. Vrai ou faux ? Enquêtons !

Un avion, ça turbule énormément ! Cela est dû à l’effet de réfraction sur la lumière. En effet, la trajectoire de la lumière varie avec la densité de l’air. Si la densité de l’air varie, la lumière ne se propage pas tout droit. Et puisque la densité de l’air dépend de la température de l’air, qui varie rapidement avec les gaz chauds éjectés par les réacteurs, on devrait voir une image floue de la Lune derrière l’avion. Effectivement, sur un zoom on voit très bien le flou laissé par l’avion.

Cet avion est en train de tomber, non ? On a l’impression que l’avion est en train de tomber. On peut simuler le ciel observé depuis le sud de Mâcon. Si l’avion vole horizontalement, le fuselage de l’avion devrait suivre une ligne d’altitude constante. Effectivement, on peut voir sur la simulation ci-dessous que l’avion semble effectivement suivre une trajectoire parallèle à la ligne verte d’altitude constante de 22°. Autrement dit, l’angle entre la Lune et l’avion est correct, même si l’avion paraît penché il n’est pas en train de tomber, c’est l’appareil photo qui est penché.

L’avion semble trop petit par rapport à la Lune, non ? Il s’agit d’un avion probablement de type airbus A321 (forme particulière des ailes) ou Boeing 737. La taille de ces avions est de 45 et 35 mètres. Comparé à la Lune, l’avion est quasiment 6 fois plus petit. Sa taille angulaire apparente est donc de 0.5° (taille de la Lune) divisé par 6 = 0,083°. Après un petit calcul trigonométrique, on en déduit que l’avion était situé à une distance comprise entre 24 et 31 km (selon sa taille). Cela semble vraisemblable.

L’avion vole beaucoup trop bas, non ? La Lune était à 22° de hauteur. Un « petit » calcul permet de déterminer l’altitude de l’avion. Elle était comprise entre 9 km et 11,6 km (selon l’angle d’observation et les incertitudes). Cela est vraisemblable, les avions volent à une altitude proche de 10 km.

Un avion rose dans la nuit c’est étrange, non ? Eh ben non… Vu depuis le sol, le soleil s’est couché depuis 10 minutes, mais vu depuis l’avion, le soleil n’est pas encore couché et les passagers observent certainement un super coucher de soleil, d’où la couleur rose de l’avion. L’avion étant à une altitude typique de 10 km, on calcule que le coucher de soleil va se produire approximativement 13 minutes après le coucher de soleil vu depuis le sol, autrement dit, pour les passagers, le soleil va disparaître dans 3 minutes.

L’ombre des ailes de l’avion semble avoir un angle beaucoup trop grand, non ?  On voit que l’ombre de l’aile sur le fuselage fait un angle de 11 degrés par rapport au fuselage. L’ombre est placée vers le haut, c’est dans la bonne direction, le soleil étant en train de se coucher, l’ombre doit être dirigée vers le haut par rapport au fuselage. Un programme de simulation du ciel montre que le soleil est à 3 degrés sous l’horizon. L’angle mesuré de 11° semble trop grand, on s’attendrait à voir l’ombre à 3° par rapport à l’horizontale, c’est-à-dire par rapport au fuselage. C’est sans compter sur la forme des ailes de l’avion !

L’angle des ailes d’un Boeing 737 est de 7,3°. Si on ajoute 3° (angle du Soleil) aux 7,3° de l’angle des ailes, on obtient 10,3°, très proche de l’angle mesuré de l’ombre de l’avion. Autrement dit, l’angle de l’ombre observée correspond bien à l’angle théorique (en vérité, il y a d’autres effets à prendre en compte, mais ils sont négligés ici).

La Lune et l’avion sont éclairés différemment ! L’ombre de l’avion est dirigée vers le haut, mais l’ombre de la Lune est dirigée vers le bas ! Sur la figure ci-dessous, la direction des rayons du Soleil est indiquée avec les flèches jaunes.

En fait oui, et c’est normal ! L’ombre de la Lune ne doit pas être dans la même direction que celle de l’avion, c’est un effet de perspective. Pour un observateur au sol, le Soleil est couché, la lumière va du Soleil en bas vers le haut (ligne bleue ci-dessous, le Soleil est à droite, à l’ouest). Dans l’espace, les planètes et le Soleil sont pratiquement dans le même plan, et la lumière va tout droit du Soleil vers les planètes. La projection de ce plan sur la sphère de notre ciel donne une ligne courbée (ligne jaune ci-dessous), c’est la ligne de l’écliptique. La lumière du Soleil doit suivre cette ligne jaune (flèche rouge). On voit donc que l’ombre de la Lune est placée différemment par rapport à l’ombre de l’avion. Étonnant, non ?

Où est Charlie ? On peut regarder sur un site web comme flightradar24 si un avion est passé ce jour-là dans le sud de Mâcon, se dirigeant vers le sud ! (La photo de la Lune n’est pas renversée, l’avion se dirigeait donc vers le sud). Bingo !  Un seul avion passa à cette heure un peu plus au sud de Mâcon.

On remarque que les couleurs de l’avion photographié sont exactement les mêmes (arcs bleus) que celles de cette compagnie aérienne.

Il s’agissait donc du vol E47935, Poznan (Pologne) vers Faro (Portugal) de la compagnie polonaise EnterAir. C’est un avion de type Boeing 737 (40 mètres de longueur). Si la photo a été prise à 21H30, on en déduit la position de l’observateur (la position de l’observateur dépend de l’heure précise)

Effectivement, on est au sud de Mâcon. Flightradar24 nous dit que l’avion volait à 37 000 pieds, soient 11,3 km, c’est en accord avec nos calculs.

Conclusion La photo est authentique et Charlie était bien au sud de Mâcon.

W Orionis : L’ABC des AGB

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Les étoiles rouges fascinent les astronomes amateurs, mais pas seulement. L’étoile rouge est un des symboles les plus utilisés dans le monde (politique, religion…). Les étoiles rouges que l’on peut voir dans le ciel sont souvent apolitiques et dans une phase instable de leur « vie », elles intéressent beaucoup les astrophysiciens. Je vais vous parler aujourd’hui de W Orionis, une discrète étoile rouge de 5e magnitude, distante de 1300 années-lumière de nous. Elle est localisée à droite de la constellation d’Orion, dans le prolongement de l’arc d’Orion.

Mais laissez-moi tout d’abord vous rappeler l’évolution générale des étoiles de masse comprise entre 0,4 et 8 fois la masse du soleil, donc de notre Soleil aussi.

Attention, il faut se concentrer ! Aidez-vous de l’image ci-dessus. Dans la phase (1), les étoiles « brûlent » l’hydrogène dans le cœur de l’étoile pour en faire de l’hélium. Il s’agit de réactions nucléaires de fusion, les étoiles sont des réacteurs nucléaires naturels. Cette phase est appelée « Séquence Principale ». C’est la phase de la « vie » d’une étoile qui dure le plus longtemps, le Soleil est actuellement dans cette phase, cela fait 5 milliards d’années que cela a commencé, et cela va durer encore autant de temps. Dans la phase (2), appelée phase « Géante Rouge », qui ne durera que 300 millions d’années pour le Soleil, il n’y a plus d’hydrogène dans le cœur de l’étoile qui est composé maintenant d’hélium. L’hydrogène « brûle » sur une couche en surface du cœur d’hélium. L’étoile devient beaucoup plus lumineuse, jusqu’à 2000 fois pour le soleil, ce qui repousse les couches de gaz externes de l’étoile, elle se gonfle considérablement, le Soleil sera jusqu’à 200 fois plus grand, d’où son nom de « Géante », et elle se refroidit en surface, d’où son nom de « Rouge » (contrairement aux robinets, bleu c’est chaud et rouge c’est froid). Dans la phase (3) appelée « Branche Horizontale », l’hélium dans le cœur de l’étoile brûle pour produire du carbone et de l’oxygène. Dans la phase (4), quand l’hélium du cœur est épuisé, la combustion de l’hélium se poursuit en surface du cœur. Cela se produit en même temps que la combustion de l’hydrogène sur une couche plus éloignée du cœur. L’étoile gonfle considérablement, jusqu’à 300 fois sa taille actuelle pour le Soleil, c’est la phase « AGB » pour « Asymptotic Geant Branch » (branche asymptotique des géantes). Cela se produit peu de temps avant que l’étoile éjecte une grande partie de son atmosphère, et que cela finisse par une jolie « Nébuleuse Planétaire » (5). L’étoile « meurt ». Il ne reste que son cœur, une étoile naine, très chaude, c’est une étoile blanche (chauffée à blanc), c’est donc une « Naine Blanche ».

W Orionis est une étoile ressemblant beaucoup au Soleil, mais elle est beaucoup plus âgée, elle a plus de 10 milliards d’années, elle est dans la phase AGB. Elle est donc en train de brûler de l’hydrogène et de l’hélium dans deux couches séparées. Elle a énormément enflé, elle éjecte beaucoup de gaz dans l’espace et dans relativement peu de temps, entre demain et dans 50 millions d’années, elle formera une superbe nébuleuse planétaire. Je suis impatient de la voir !! Comparée à M57 (nébuleuse de la Lyre située au double de distance), la nouvelle nébuleuse sera 2 fois plus grande et 4 fois plus lumineuse. W Orionis est aussi une étoile carbonée. Est-ce que cela veut dire que toutes les étoiles AGB sont des étoiles carbonées ? Non. On observe que certaines AGB sont « polluées » par du carbone. Pourquoi ? On ne sait pas vraiment ! Peut-être le signe que la fin est proche ? On sait qu’il y a beaucoup de carbone dans le cœur de l’étoile. L’observation de ce carbone en surface signifie évidemment qu’il y a eu un mélange entre les couches profondes de l’étoile et sa surface. Oui mais voilà, en principe cela n’est pas possible. Il y a deux solides barrières entre ces zones, les deux couches de combustion de l’hélium et de l’hydrogène. Allez traverser deux réacteurs nucléaires vous ! Pourtant cela se produit ! Un sérieux indice qu’il se passe des choses intéressantes dans ces étoiles ! D’ailleurs, W Orionis est aussi une étoile variable. Je vous en reparlerai… En attendant, je lance un nouveau défi aux amateurs. Qui fera d’aussi belles observations, dessin ou photo, que celles montrées ci-dessous ?

Crédit : Image de (Sky Map) sur http://www.unsaltonelcielo.it/w-orionis-la-stella-di-natale-2014/

Crédit : Aquarelle. Avec l’aimable autorisation de Michel Deconinck – Aquarellia Observatory – https://astro.aquarellia.com/

 

 

 

Le fer c’est bien, mais le faire, c’est mieux. SN1572 : Un défi pour les astronomes amateurs

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Aujourd’hui, petit clin d’œil à Bourvil et à Popeye. Soutenant la tour Eiffel, vous protégeant dans votre voiture, armant le béton des bâtiments, colorant la planète Mars, retenant l’oxygène dans l’hémoglobine de votre sang, le fer est un des éléments chimiques les plus abondants dans l’Univers. Rappelez-vous que le centre de la Terre est composé principalement de fer. Parfois même il nous tombe des météorites de fer ! Mais jamais d’or malheureusement… Nous pensons aujourd’hui que les atomes de fer ont été forgés dans des explosions d’étoiles appelées « Supernovae de type Ia ».

Supernova est un terme que vous connaissez certainement, rien à voir avec la super mamie du même nom. Il existe principalement deux types de supernovae, le type 1 (I) et le type 2 (II). Quelle est la différence ? La seconde correspond à l’effondrement d’une étoile massive sur elle-même. Pour la première, à l’opposé, il s’agit d’une étoile légère, naine, sur laquelle « tombe » petit à petit de la matière provenant généralement d’une étoile compagnon. Lorsque la masse totale de l’étoile naine atteint une certaine limite théorique, appelée masse de Chandrasekhar, du nom du physicien indien qui calcula cette limite pour la première fois, des réactions nucléaires s’emballent, l’étoile explose brusquement. Les éléments chimiques composant l’étoile, principalement de l’oxygène et du carbone, sont transformés en éléments plus lourds, principalement du fer, le tout est éjecté à très grande vitesse dans l’espace, à plus de 10 000 km par seconde !! (Le tour de la Terre en 4 secondes)

Oui mais voilà, nous ne sommes pas certains de ce scénario, c’est la Science. Il pourrait aussi s’agir d’un scénario complètement différent, la collision de deux étoiles naines blanches. Nous l’apprendrons certainement bientôt dans de nouvelles observations astronomiques. Mais le résultat est le même, le fer que nous utilisons chaque jour sur Terre a été synthétisé principalement dans une supernova de type I. La prochaine fois que vous toucherez du fer, essayez d’imaginer un morceau d’une étoile naine et l’extrême violence de l’explosion.

Il y a beaucoup d’étoiles naines blanches dans notre ciel, mais elles sont très faiblement lumineuses et aucune n’est visible à l’œil nu. En fait le ciel est composé essentiellement d’étoiles invisibles, blanches ou rouges. Si nous regardons l’étoile la plus brillante du ciel, Sirius, juste à côté d’elle se trouve une étoile naine blanche, qui peut être observée avec un grand télescope. Peut-être qu’un jour nous verrons une supernova se produire sur cette étoile.

Crédit: NASA, ESA, H. Bond (STScI) and M. Barstow (University of Leicester)

En 1572 l’astronome danois Tycho Brahe a eu la chance d’en voir une. Il publie sa découverte dans un livre, « De Stella Nova », la « nouvelle étoile », une révolution scientifique puisque l’on pensait le ciel immuable. Aujourd’hui, les restes de cette explosion historique (SN1572) sont malheureusement très difficiles à observer. Ils ont été retrouvés en 1952 sous la forme d’un signal radio, situé dans la constellation de Cassiopée à plus de 7 500 années-lumière. En photo, c’est une très faible nébuleuse (nuage) qui ressemble à une assiette de spaghettis à la sauce ferrugineuse.

Crédits : X-ray: NASA/CXC/SAO; Infrared: NASA/JPL-Caltech; Optical: MPIA, Calar Alto, O. Krause et al.

Grandeur et décadence. Pour la trouver, il vous faudra un très grand télescope et un long temps de pose avec un capteur photo. Rien ne vous interdit de pointer l’objet et d’imaginer qu’il y eu là une explosion aussi lumineuse que la Galaxie toute entière.