• Couple du mois - Année 2013

    Cette rubrique présente chaque mois un couple remarquable par son aspect ou ses caractéristiques orbitales. Je l'actualise depuis mars 2013. La plupart sont des couples observables avec un télescope et une bonne habitude de son pointage. L'histoire de la découverte et de la progression de sa compréhensionest aussi exposé, avec les éléments que j'ai pu rassembler à partir des ouvrages suivants :

    • Burnham's Celestial Handbook de R. Burnham
    • Observing & mesuring visual double stars de B. Argyle
    • Catalogue des étoiles doubles et multiples de C. Flammarion
    • La revue des constellations de Sagot et Texereau

    Les illustrations ont diverses origines : outil graphique de tracé d'orbite, dessins de mon ami Michel (son site)  ou photos que j'ai pu réaliser avec un APN au foyer d'un C8.

    J'espère que cette rubrique vous donnera envie de vous intéresser aux couples célestes !

  • Curieusement, le couple du mois s'illustre grâce à sa variabilité ! Il s'agit de la célèbre binaire à éclipse Algol, deuxième étoile de la constellation de Persée. Elle appartient à la catégorie des binaires à éclipse, c'est à dire aux couples orbitaux très serrés, dans lesquels les étoiles s'éclipsent mutuellement au cours de leur rotation. Vous trouverez des explications complémentaires sur les binaires à éclipses avec de belles illustrations ici.
    Notre célèbre Algol est une binaire très serrée, la période de rotation étant seulement de 2,8 jours. Il est impossible de la séparer de manière optique. Mais l'examen des spectres par H Van Vogel, dès 1890, avait révélé la duplicité, confirmant que les éclipses mutuelles des deux composantes étaient à l'origine de la variabilité.

    Très récemment, sur la base de mesures réalisées entre 2006 et 2010, le couple a été résolu grâce à l'utilisation de l'interféromètre CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) dans le proche infrarouge. Avec 4 télescopes éloignés de plusieurs centaines de mètres, la recombinaison des faisceaux a permis d'atteindre une résolution de 0,5 millisecondes d'arc ! Une animation du phénomène est même disponible (en accéléré puisque une rotation complète dure 2,8 jours) :

     

    Décembre 2013   CSI 1Aa1,2 - WDS 03082+4057 Béta Persée - Algol    Décembre 2013   CSI 1Aa1,2 - WDS 03082+4057 Béta Persée - Algol

     

     

     

     

     

     

     

    Rendez vous compte :
    - les deux étoiles ne sont séparées que de 7,5 millions de kilomètres. Cela équivaut à 5% de la distance qui sépare la Terre du Soleil !
    - Algol A a 3,7 fois la masse du Soleil, 3,4 fois son diamètre et brille 120 fois plus fort. Quant à Algol B, elle a 0,8 fois la masse du Soleil, 5 fois son éclat, et 3,4 fois son rayon (si elle est sphérique).

    Il est probable qu'Algol B est très déformées par la proximité de sa massive voisine, et que des échanges de matière interviennent. On a constaté
    que la période avait varié de 0,017 jour en 3000 ans ! C'est peu mais révélateur de ces échanges de matières.

    Pour corser le tout, un troisième compagnon orbite autour du couple principal en 1,8 an. Cette paire répond au doux nom de LAB 2Aa,Ab.


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    Novembre 2013   STF 93AB - WDS 02318+8916 - Alpha Ursa Minor - Polaris

     

     

     

     

     

     

     

     

    La duplicité de notre célébrissime étoile polaire a été découverte par W. Herschel en 1780, grâce à un télescope qu'il avait lui-même conçu et fabriqué. On sait aujourd'hui que la réalité est plus complexe, puisque l'examen du spectre d'Alpha Umi a révélé en 1929 un second compagnon, très serré.

    Concernant le couple principal STF 93AB (Mag A 1,98 et Mag B 8,7), aucune orbite n'est encore calculée, malgré une évolution en angle d'environ 30° en plus de deux siècles. On le suppose physique à très longue période (plusieurs milliers d'années), en raison des mouvements propres identiques pour les deux composantes. Il est dommage que la mission Hipparcos n'ait pas fourni de données précises sur l'étoile B pour conforter cette hypothèse. La forte différence de magnitude entre les deux composantes ne facilite pas l'observation, malgré une séparation d'environ 18" d'arc.

    Le couple Aa,Ab (WRH 39Aa,Ab), quant à lui, est une orbitale rapide de période 29,59 ans. Son écartement actuel est de l'ordre de 0,2", ce qui met son dédoublement hors de portée des instruments d'amateur. Une orbite a été calculée en 2006.

    Quant au WDS catalog, il décrit deux autres compagnons nommés C et D, beaucoup plus distants (39" et 82"), pour lesquels on dispose de mesures depuis 1884. Ces mesures montrent une évolution sensible de l'angle et de la séparation des paires AC et AD. Leur dépendance physique avec les 3 étoiles précédemment décrites est incertaine.

    Pour corser le tout, Polaris est une étoile variable de type céphéide. Ses fluctuations de luminosité sont faibles (0,1 mag) et sa période d'environ 4 jours.

    Le télescope spatial Hubble a livré une belle image du trio principal, qu'on peut admirer ici
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  • Octobre 2013   STF 205A,BC - WDS 02039+4220 - Gamma Andromède  

     

     

     

     

     

     

    Gamma Andromède (Almach) est une étoile double à la fois facile à pointer (magnitudes 2,8 et 5,2) et à dédoubler (séparation 9") même dans un petit instrument. Cette belle paire offre aussi un beau contraste de couleurs, la principale étant orange et la secondaire bleue, ce qui fait d'elle une des plus belles étoiles doubles du ciel.

    Même si la probabilité que le couple soit physique soit très forte, il n'y a aujourd'hui aucune orbite calculée pour ce couple. En effet les déplacements constatés depuis la première mesure fiable de Struve (1830) et les mesures actuelles sont très faibles. Toutefois les mouvements propres des deux composantes sont cohérents, ce qui milite en faveur d'une liaison physique.

    Mais une double peut en cacher une autre , car Struve découvre en 1842 que la composante la plus faible (B) peut être séparée elle aussi. Et ce couple est cette fois avec certitude une binaire physique, pour laquelle nous avons des mesures d'une orbite complète, et dont les paramètres ont été calculés la première fois par un astronome français P. Muller en 1957. Sa séparation est aujourd'hui de 0,2" ce qui rend son dédoublement visuel inaccessible aux instruments d'amateurs. Sa période est de 64 ans. Cette découverte explique les lettres qui terminent la désignation de la première paire (A,BC). La paire BC quant à elle se nomme STT 38BC.

    Et ce n'est pas fini ! Un des membres de BC est une binaire spectroscopique (c'est à dire découverte grâce à l'examen de son spectre), extrêmement serrée, dont la période est de 2,67 jours. Imaginez deux soleils tournant autour de leur centre de masse commun à cette vitesse !

    Cette dernière paire fait de gamma Andromède un système quadruple, dont les interactions gravitationnelles sont complexes.
    En illustration, une aquarelle de mon ami Michel qui restitue bien l'impression visuelle.


  • Voilà une double orbitale serrée ! En 2013, son écartement est de 0,68" d'arc. La détection de sa duplicité a pu être faite avec mon T450 et le dessin suivant illustre l'impression visuelle obtenue (dessin de mon ami Michel   (son site). Bien sûr, aucune mesure n'était possible dans ces conditions mais la direction de l'étirement de l'image correspond sommairement à la valeur attendue (thêta = 196.23°).
     
      Ce couple présente la particularité de parcourir son orbite en seulement 41,6ans. Cette orbite est donc bien connue puisque les mesures enregistrées couvrent plusieurs révolutions depuis sa découverte en 1826 par Struve. Cette période très courte s'explique par la relative proximité du couple (parallaxe de 0,056" soit une distance de 17,9 parsecs ou 58AL).
    Les caractéristiques des deux étoiles sont très proches de celles de notre soleil.
     


  • Voilà un couple très intéressant visuellement, puisque cette double - double est composée de STF2382AB, assez serrée (2,2") et de STF2383AB, de séparation voisine (2,3"), les deux couples étant distants de 209". Curieusement l'orientation des deux couple serrés diffère d'environ 90°.
    En voici une représentation qui concilie les aspects artistiques et scientifiques, faite par mon ami Michel (son site). Le télescope que Michel a croqué est mon T450, avec lequel nous avons observé ce couple².

     

     

     

     

     

     

     

    Le système constitue un ensemble orbital complexe, les deux binaires serrées orbitant respectivement en 1800 ans (STF2382AB) et 724 ans (STF2383AB), d'après les orbites les plus récemment calculées. Le "couple de couple", quant à lui répond à la désignation de STFA 37AB,CD. La similitude des parallaxes (aux alentours de 20mas, soit une distance d'environ 175AL) tendrait à prouver que STFA 37AB,CD est aussi une binaire physique mais les données orbitales ne sont pas connues à ce jour.
    Cette double-double, en plus d'être un étonnant spectacle, est un challenge pour les optiques de faible diamètre (<150mm).


  • Qui ne connait pas Antares la belle supergéante rouge, étoile principale de la constellation du Scorpion qui brille de sa belle couleur orangée dans nos soirées d'été. On sait moins que c'est une étoile double. Elle forme pourtant un couple avec Antares B, une géante bleue, 370 fois moins brillante qu'Antares A (Mag A : 0.96 et Mag B : 5.4).
    La découverte du compagnon date de 1819 (JT. Bürg) et c'est une des première découverte d'étoile double par occultation lunaire (autrement dit quant la lune a masqué Antares A, notre découvreur autrichien a pu détecter Antares B, n'étant plus "ébloui" par l'étoile principale).
    Les paramètres de l'orbite restent incertains à ce jour, la plus récente estimation date de 2005 et donne une période de 1273 ans environ. Une orbite calculée en 1978 par P Baize, célèbre dupliciste français, est particulière car elle prédit une inclinaison d'exactement 90°, ce qui en fait une orbite vue par la tranche. Voici ce que donnerait cette orbite particulière vue de la terre. Les observations futures d'Antares nous montreront si P. Baize a vu juste !


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    Juin 2013   STF1692 - WDS 12560+3819 - Alpha CVn - Cor Caroli

     Cor Caroli est une superbe étoile double , un grand classique, accessible dès les faibles ouvertures (60mm par exemple) en raison de  son écartement d'environ 20" d'arc. C'est l'étoile principale de la constellation des chiens de chasse, et à ce titre sa luminosité  importante (Mag 2,8 et 5,52) la rend facilement repérable. Les deux étoiles sont donc de luminosité déséquilibrée mais de tonalités  de  couleur proches. La principale est connue comme étant blanche, la couleur du compagnon variant de "pale lilac" pour R. H. Allen,  à  "pale copper" pour T. W. Webb.
     Elle aurait été nommée Cor Caroli "Coeur de Charles" par Halley en honneur du roi Charles II d'Angleterre, ou un peu plus tôt pour  honorer Charles 1er.
     La première mesure connue date de 1830 et est l'oeuvre de F. G. W. Struve. Depuis elle a très peu évolué aussi bien en angle qu'en  séparation (230° & 19,2").
     Dans les notes du WDS Catalog on trouve le commentaire suivant : "Proper motion or other technique indicates that this pair is physical". Toutefois les données de parallaxe  fournies par Hipparcos sont quant à elles assez distinctes (A : 39,95 & B: 29,60 en millisecondes d'arc) et donnent une différence de distance de 8,75 parsecs (28,5AL) entre  les deux composantes, ce qui les situent en limite de zone d'attraction mutuelle.


     On sait aujourd'hui que chaque composante est une binaire spectroscopique dont les orbites ne sont pas encore connues.


  • Avril 2013   STF2272AB - WDS 18055+0230 - 70 Oph Cette étoile double a été découverte en 1779 par W. Herschel, et a depuis été observée un grand nombre de fois puisque le WDS catalog recense pas moins de 1714 mesures !
    Ce couple s'est très vite fait remarquer comme une orbitale à faible période (88,4 ans), ce qui nous permet aujourd'hui de disposer de mesures qui décrivent plusieurs parcours de son orbite. Cette dernière est donc à ce jour bien connue

    Sa proximité au soleil (parallaxe de 196,62mas d'après Hipparcos soit 16,6AL) la rend observable dans des instruments moyens d'amateur puisque sa séparation évolue de 1,5" à 6,5". Elle se situe en 2013 à proximité de son maximum aux alentours de 6,2", donc en posture favorable pour être séparée.
    Voici une représentation de son orbite obtenue à partir des données les plus récentes (2008). Le tag "Today" représente sa position actuelle.

     

    Avril 2013   STF2272AB - WDS 18055+0230 - 70 Oph L'étoile principale est une naine jaune-orange (Spectre K1, Mag 4,22) et la secondaire est une naine orange (spectre K5, Mag 6,17). Dans la revue des constellation (SAF 1956) la binaire est décrite comme "jaune et violacée" ou "jaune et mauve vif" ; en conclusion , c'est une "observation recommandée aux amateurs de spectacles célestes !"

    Un troisième corps a longtemps été suspecté, mais sans pouvoir être démontré. Il est probable que 70 Oph reste simplement une magnifique étoile double.

     

     

     


  • Mars 2013   STF2758AB - WDS 21069+3845 - 61 CygniSituée dans la constellation Cygne, cette magnifique étoile double est célèbre pour son mouvement propre, parmi les plus importants connus, et qui lui a valu le surnom de "Flying star" (Piazzi 1792). Il faut dire que ce couple est très proche de nous, à seulement 11,4AL, ce qui le place au 15ème rang des étoiles les plus proches. A ce mouvement rectiligne, s'ajoute le mouvement orbital des deux composantes de période 659 ans.
    61 Cygni est de magnitude 5.2 ce qui la rend visible à l'oeil nu sous un bon ciel.
    L'image ci-contre montre le déplacement du couple à 50 ans d'intervalle, la position en orange datant de 1951, celle en bleu datant de 1991. Elle est constituée de deux plaques du DSS, colorisées de manière différente et superposées précisément grâce aux étoiles du fond de ciel restées fixes sur la période. Elle a été réalisée grâce au programme Aladin du Centre de données Astronomiques de Strasbourg
      Les composantes ne sont pas séparées mais le doublement des aigrettes les révèlent.
    Cette image de 61 Cygni montre à l'évidence qu'un couple orbital est animé d'un mouvement propre commun dans l'espace. Plus exactement c'est le centre de masse du système qui suit une trajectoire rectiligne, les deux étoiles en mouvement orbital oscillant autour de cette droite avec une période 659 ans.
    Le couple a fait l'objet de 1652 mesures recensées dans le WDS Catalog, pourtant les éléments de son orbite restent encore incertains. Depuis 1753, date de la première mesure disponible (James Bradley), elle n'a en effet parcouru qu'une partie de son orbite.
    Les deux étoiles sont légèrement orangées (spectres K5V et K7V) et sont respectivement de 0,5 et 0,6 masses solaires.

    Le schéma ci dessous illustre compare le diamètre du système solaire (orbite de Neptune) avec la distance entre les deux composantes de la double.

    Mars 2013   STF2758AB - WDS 21069+3845 - 61 Cygni





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