• Couple du mois - Année 2014

    Cette rubrique présente chaque mois un couple remarquable par son aspect ou ses caractéristiques orbitales. La plupart sont des couples observables avec un télescope d'amateur et une bonne habitude de son pointage. L'histoire de la découverte et de la progression de sa compréhension est 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 étoiles doubles !

  • La double de novembre est une des étoiles principales de la constellation du Cocher, Thêta Aurigae. Son repérage est donc très facile à partir de n'importe quel atlas du ciel, même le plus simple.

    Cette double est remarquable car c'est un challenge pour un instrument moyen (disons 150mm) en raison du déséquilibre de magnitude des deux composantes. Si la principale, avec sa magnitude de 2,6 brille de mille feux, le compagnon quant à lui est seulement de magnitude 7,2. Une différence de 4,6 magnitudes, ce n'est pas rien, et la séparation de seulement 4" d'arc justifie le qualificatif de challenge ! Mais quel plaisir de découvrir cette petite tête d'épingle posée à côte du "phare" que constitue l'étoile principale.

    La première mesure connue date de 1871, elle est l’œuvre d'Otto Struve (7° et 2,1"). Depuis cette mesure, les données initiales ont fortement évolué puisque la dernière mesure du WDS donne thêta à 306° et Rho à 4,1" (le mouvement est rétrograde, elle a donc parcouru environ 60°). Si un mouvement relatif des deux composantes est donc évident, le couple est il physique pour autant ? Eh bien, rien n'est sûr à ce jour, même si la probabilité d'une liaison physique est importante.

    Si on mesure en effet un déplacement notable de B par rapport à A, on remarque également sa relative lenteur : la séparation n'a évolué que de 2" d'arc en environ un siècle et demi. Or, la composante principale a un mouvement propre important de près de 0,1" d'arc par an dans la direction du NNE. Si B était fortuitement aligné avec A, il faudrait qu'elle ait elle aussi un mouvement propre important, dans une direction proche de celle A : cela reste possible mais c'est peu probable...

    La parallaxe de A la situe à environ 170 AL de nous. Hélas, le mouvement propre et la parallaxe du compagnon sont encore inconnus.

    Les plus de 121 mesures du WDS nous montrent bien une trajectoire qui s'incurve légèrement, mais c'est encore peu notable. Il faut bien reconnaitre que la différence de magnitude des deux composantes rends difficile la réalisation de mesures précises, et les 121 mesures disponibles montrent une forte dispersion.

    L'étoile principale est souvent nommée "Silicon Star" en raison de la raie du silicium très forte. C'est une étoile de type spectral A, son rayon étant 3 fois celui du soleil pour une luminosité 263 fois plus forte. Le compagnon est comparable à notre soleil.

    Deux autres compagnons, respectivement à 55" et 135" de A, sont décrits dans le WDS. Mais on sait aujourd'hui que leurs mouvements propres sont incompatibles avec celui de A. Il s'agit donc, pour ces 2 étoiles, d'un simple alignement fortuit avec A.


  • L'astronome britannique Stephen Groombridge (1755-1832) s'est illustré entre autre par la découverte de quelques étoiles proches. Parmi son catalogue figure une seule étoile double GRB  34. Cette paire est distante de seulement 12AL du soleil, et réside dans la constellation d'Andromède. Elle est facile à pointer avec une magnitude de la principale de 8,3, une magnitude de la composante B de 11,3 et une séparation de 34" en 2012. Elle est donc accessible à un instrument modeste.

    Elle est apparu  comme physique au début du 20ème siècle en raison de l'identité des mouvements propres des composantes A & B. Un compagnon C a également été décrit mais dans ce cas, l'examen des mouvements propres montrent qu'ils sont incompatibles : cette composante C est donc indépendante du couple AB principal (beaucoup plus lointaine) et fortuitement alignée avec celui-ci.

     

     Mouvement propre AD

    (milliSeconde d'arc/an)

     Mouvement propre Dec.

    (en milliSeconde d'arc/an) 

    Composante A  289 41
    Composante B  288 34
    Composante C  -3 -2

    Un beau dessin peut être trouvé ici. Il restitue bien la belle couleur orangée de l'étoile principale.

    Des mesures sont réalisées depuis 1904 et montre une évolution de thêta de 60° en un siècle, pour une séparation passant de 40 à 34" d'arc pour la même période. Une orbite a été calculée en 1972 et pronostique une période de  2600 ans.

    Voici la position du compagnon par rapport à la principale, en comparaison des tailles des orbites de la Terre et de Neptune. Attention, cette position est donnée pour 2012, l'orbite de la paire GRB34AB étant inclinée par rapport à notre axe de visée, la distance va se réduire progressivement pour atteindre un minima aux environs de 20"... en 2400.

    Novembre 2014 GRB  34AB WDS 00184+4401


  • Cette célèbre double orbitale a été découverte par W. Herschel en 1779. Elle reste accessible à un instrument moyen puisque sa séparation est aujourd'hui de 2,5" d'arc environ avec deux composantes de quasi égale magnitude (5,66 & 5,69). Cette magnitude importante la rend très facile à pointer. Son mouvement orbital est lent puisque la dernière estimation des éléments orbitaux, datant de 2012, lui attribue une période de 812 ans.

    La portion d'orbite mesurée permet de décrire le passage au périastre, qui se situe en 1946. La distance entre les composantes était alors aux alentours de 70 unités astronomiques.

    Les deux composantes sont de même nature avec un spectre F6, ce qui leur donne une coloration jaune pâle. Décidément, ce couple est équilibré à tous les points de vue !

    Un troisième compagnon de magnitude 13,7 a été découvert en 1889 par S. W. Burnham en 1889 à 12" de l'étoile A et porte la désignation de BU 1088 (le WDS décrit les couples BU 1088AC et BU 1088BC). Il est certainement lié physiquement au couple principal, car les mouvements propres du trio sont cohérents. La période orbitale de C autour de AB est très longue et impossible à estimer avec précision à ce jour.

    Octobre 2014  STF2130AB WDS 17053+5428 Mu Draco


  • Le couple du mois est le 86ème du catalogue de W. Milburn, découvert en 1898. C'est un couple bien modeste, fort de ses deux composantes de magnitude 12 environ. A ce niveau de luminosité bien difficile d'essayer de déceler une différence de couleur. Pour quoi en faire alors le couple du mois ? Simplement pour vous faire partager mon expérience de "mesureur" d'étoiles doubles.

    J'ai mesuré ce couple un peu par hasard en 2013, et je me suis posé, comme souvent, la question suivante : est ce que ma mesure est utile ou non ? Autrement dit : ai-je mesuré un couple orbital ou un couple optique ? Pour mémoire en effet, le WDS catalog recense un grand nombre de couples dont la nature est incertaine.

    Si le mouvement propre de la primaire est connu, celui de la secondaire est inconnu d'après les différents catalogues que j'ai pu consulter. L'outil Aladin est venu à mon secours grâce aux plaques du Digital Sky Survey qu'il permet d'afficher. Deux versions sont disponibles pour la zone : le POSS1 datant de 1952 et le POSS2 datant de 1989. Sur chacune des images, notre double apparait comme un tiret allongé, car la résolution modeste des plaques ne permet pas de  séparer distinctement les composantes qui sont distantes de 5" environ. La superposition des deux plaques, par contre est intéressante (en orange 1952 et en bleu 1989) : notre tiret a bougé, mais il reste un tiret, autrement dit primaire et secondaire sont entrainées dans un même mouvement. Ce dernier est d'ailleurs assez important pour être nettement discernable en 37 ans. CQFD, si primaire et secondaire avancent ensemble, c'est qu'elles sont liées : notre couple est donc probablement physique. Le mouvement orbital existe mais il n'est pas discernable sur la photo car il est trop faible, c'est le mouvement propre du couple qui est prépondérant (c'est plus exactement le centre de gravité du couple qui se déplace en ligne droite, les deux étoiles orbitant autour de celui ci).

    Voici l'image superposant les positions de 1952 (bleu) et de 1989 (orange) et les mesures disponibles à ce jour (la mienne est la plus récente) :

    Septembre 2014  MLB  86  WDS 20495+5728 dans Céphée

    Date Thêta Rho
    1898 142.7 7.2
    1918 144 6.8
    2000 149 5
    2013.5 148.6 4.6

    Je ne dispose que de la valeur arrondie de la mesure de 2000, il est possible que cette mesure et la mienne restent cohérentes si elle vaut 148.5 arrondi à 149.

    Le recul est trop faible pour un calcul d'orbite ... mais dans un siècle ou deux oui !


  • Krueger 60AB est un couple remarquable dont la caractéristique principale est sa grande proximité au soleil. En effet, le couple figure au 29ème rang des étoiles les plus proches de nous, avec un éloignement de 13,1AL. Une aubaine puisque son mouvement orbital nous apparait dans de meilleure conditions, avec un écartement significatif de l'ordre de 2 secondes d'arc en moyenne, pour une période de seulement 44,7 ans. Autant dire qu'entre deux observations distantes de quelques années sont mouvement est nettement perceptible. On estime aujourd'hui bien connaitre son orbite (Grade 2), celle ci étant observée depuis 1890, soit un peu moins de trois révolutions complètes.

    Le couple AB a été découvert en 1890 par S. W. Burnham à la grande lunette de 36 inchs de l'observatoire de Lick. Cette découverte est postérieure à une première découverte du couple AC par A. Krueger, peu de temps avant, dans un instrument plus modeste à Helsinki. La postérité à retenu l'appellation "KR" pour les deux paires.

    Notre paire principale KR   60AB est animée d'un mouvement propre remarquable de 0,86 secondes d'arc par an dans la direction PA 246°. Ce mouvement propre est parmi les plus élevé connu. Un véritable bolide dans le ciel, ou plutôt un double bolide puisque, bien sûr, ce sont les deux composantes A&B qui "voyagent" ensemble à cette vitesse apparente élevée. La composante C ne partage pas avec A&B ce mouvement propre important, ce qui demontre qu'elle n'est pas rattachée à la paire principale.

    KR   60AB mérite qu'on la détaille encore en comparant la distance des deux composantes à l'échelle du système solaire. La figure ci-après nous aide dans cette comparaison. Si l'on imagine KR   60B orbiter autour du soleil, elle se situerait juste en deçà de l'orbite se Saturne.

    Août 2014   KR   60   WDS 22280+5742 Céphée

     

     

     

     

     

     

     

     

     

    Notre paire est constituée de deux naines rouges , étoiles intrinsèquement peu lumineuses dont les magnitude apparentes sont respectivement de 9.8 et 11.4

    L'étoile B est une variable, qui montre des sursauts de luminosité brusques et violents. L'illustration proposée ci après est extraite de l'ouvrage "Burnham's Celestial Handbook" écrit par Robert Burnham (à ne pas confondre avec S. W. Burnham, le grand observateur américain d'étoiles doubles évoqué plus haut dans l'article).

     Août 2014   KR   60   WDS 22280+5742 Céphée

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

    En 2014, le couple ne se présente pas de la meilleure manière puisque l'écartement est de 1,4" d'arc. Il reste néanmoins séparable dans un instrument puissant.


  • Le couple du mois de juin est une vedette du ciel d'été ! Qui ne connait pas Albireo , deuxième étoile de la constellation du Cygne, souvent montrée en exemple aux débutants qui découvrent les étoiles doubles. Elle est accessible aux plus petits instruments (L60) et séduit pas son contraste de couleur, la principale (Mag 3,19) étant orangée et la secondaire (Mag 4,68) étant nettement bleutée.

    Si l'aspect esthétique de ce couple est reconnu de tous, sa nature physique reste, par contre, incertaine. Ce couple est en effet décrit dans certains ouvrages comme immobile, c'est à dire que son angle et sa séparation ne changent pas dans le temps. C'est ce que confirme (ou presque !) le WDS , qui contient des données sur cette paire depuis 1847 : l'angle semble décroître très lentement (1° en presque deux siècles), la séparation croître tout aussi lentement (1 seconde d'arc dans la même période). Les mouvements propres des deux composantes principales sont par contre semblables, ce qui suggère un lien physique. Hipparcos a fourni des mesures proches de la parallaxe donc de la distance de chaque composante de ce couple (8.46mas = 385AL et 8.67mas = 376AL), la différence entre les deux mesures étant de l'ordre de l'incertitude de mesure. S'il s'agit d'une paire orbitale, celle-ci nous montrerait un mouvement très très lent...

    La compréhension de la nature physique du système centré sur la binaire principale est, comme souvent, plus riche que supposée. L'étoile principale comme la secondaire sont des étoiles multiples très serrées (binaires spectroscopiques). La composante A est même un système à 3 composantes !

    Comme le montre le tableau du système extrait du WDS Catalog , les composantes C, D et E ont également été décrites et mesurées par rapport à A, sans que leur rattachement physique au système principal ne soit établi à ce jour. La photo, quant à elle, n'a pas la résolution suffisante pour séparer les composantes serrées ; elle illustre seulement la célèbre paire principale du système avec son beau contraste de couleurs.

     Juillet 2014   STFA 43AB  WDS 19307+2758 Béta Cygni Albireo
     

    Nom Description Date MagP MagS NbMesures Theta Rho
    BNU 10Aa,Ab Composante A triple 1995 3,37 5 2 160 0
    MCA 55Aa,Ac 2008 3,37 5,16 58 101 0,4
    STFA 43AB Binaire principale 2012 3,19 4,68 268 55 35,4
    WAL 114AC C,D & E : composantes éloignées 2012 3,19 10,99 5 340 67,2
    CTT 17AD 2012 3,2 11 5 32 108,5
    CTT 18AE 2012 3,2 11 5 206 76,7
    RBR 12Ba,Bb Composante B double 2002 5,1 9,2 1 108 0,4

     

     


  • Alpha Hercule (RAS ALGHETI) est une des plus belles étoiles doubles colorée. Si la primaire (Mag 3,48) est universellement reconnue orange, la secondaire (Mag 5,4) est qualifiée de vert émeraude à bleu-vert voire bleue selon les observateurs. Il est intéressant de comparer notre perception de la couleur de cette étoile avec d'autres observateurs.

    L'étoile primaire est une supergéante rouge et une étoile variable irrégulière d'amplitude 0,8.

    Ce couple est une paire orbitale dont l'angle de position décroit lentement d'environ 7° par siècle, la séparation demeurant voisine de 4,5". La période est estimée à 3600 ans.

    Juin 2014  STF2140 WDS 17146+1423 Alpha Hercule

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

    Si l'étoile secondaire apparait simple, elle est en fait elle-même une binaire serrée de période 51,5 jours.

     


  • Le couple du mois n'est pas une vedette du ciel puisque les deux composantes ont toutes deux une magnitude relativement modeste (8,70 & 9,95). Il s'est néanmoins illustré en avril dernier, à proximité immédiate de la comète PannStarrs C/2012 K1.

      Mai 2014 STF1758 WDS 13329+4908Mai 2014 STF1758 WDS 13329+4908

     

     

     

     

     

     

     

     

     

    Mon ami Michel a croqué se rapprochement. Quelle effet de perspective entre notre voisine la comète et cette paire distante de 280 AL.

    Je l'ai également photographié au C8 quelques jours après.... sans la comète qui avait poursuivi sa route

    Nous disposons de données Hipparcos pour ce couple, qui nous confirme que les deux composantes sont exactement à la même distance de nous (parallaxe de 12,86mas d'où la distance de 280AL donnée plus haut). Ce couple est donc très probablement physique à période relativement lente puisque les plus anciennes mesures disponibles montre une évolution de seulement 15° en 180 années. Elles sont à ce jour distantes de 3,4" d'arc.

    C'est une bien jolie paire équilibrée en magnitude comme en coloration blanche, accessible à un instrument de diamètre moyen (150mm)

     




  • Alcor et Mizar constituent sans nul doute le couple visible à l’œil nu le plus célèbre. Il est connu depuis l'antiquité. Sa séparation de plus de 11 minutes d'arc le rend aisément séparable. En 1647, Castelli, élève de Galilée, observe Mizar (la plus brillante des deux, Zêta UMa) avec un télescope et découvre qu'elle est également double : cela constitue la première découverte d'une étoile double avec un télescope A cette époque, cette découverte est seulement descriptive, la nature orbitale du couple n'est pas encore imaginée.
    Bradley, en 1755, sera le premier à mesurer la position du couple. Depuis le couple principal, STF 1744AB, a été mesuré 468 fois et montre un déplacement de 10° environ pour une séparation qui passe de 13 à 15 sec. d'arc. Cette séparation, ainsi que la luminosité des deux étoiles (2,23 et 3,88) font de Mizar une cible de choix pour les petits instruments.
    Alcor et Mizar ont le même mouvement propre et la même parallaxe, ce qui démontre le caractère physique du système qui évolue lentement à une distance d'environ 24 parsecs soit 86 AL.
    Mizar A va être la première binaire spectroscopique à être découverte en 1889. Ce couple porte le nom de PEA 1Aa,Ab et a une période de 20 jours environ. En 1906, Mizar B se révèle aussi être une binaire spectroscopique, de période 175,5 jours.
    Pour ne pas être en reste, Alcor sera aussi identifiée comme binaire spectroscopique en 2010.
    Finalement, le système sextuple Alcor-Mizar ressemble à celui de Castor en plus étendu.


  • Un tour dans la constellation du Cancer en ce mois de mars où elle est bien visible. Le couple du mois, ou plutôt l'étoile multiple du mois est centrée sur la brillante Zeta Cnc. Dès 1680, Flamsteed mentionne cette étoile comme double, mais à cette époque cette "découverte" n'est que descriptive, sans que l'idée du mouvement orbital de deux étoiles n'émerge. W. Herschel (en 1781) la redécouvre et la baptise H 1 24. Mais c'est l'appellation de F.G.W. Struve, STF1196, publiée en 1837, qui sera retenue par l'histoire.
    Au fil des mesures STF1196AB se révèle une double rapide puisque sa période de rotation est de seulement 59,56 années.
    La composante C est rapidement découverte et sa période de rotation autour de la paire principale est de 1151 ans. O. Struve va constater très tôt que son mouvement autour de la paire principale AB est perturbé par un 4ème corps. Il suppose l'existence d'un compagnon à C qui ne sera confirmé qu'en 1983 par D. W. McCarthy.
    Le schéma suivant illustre les positions respectives des 4 étoiles (échelle en secondes d'arc), accompagné des données issues du WDS catalog.


    Le couple HUT 1Ca,Cb a une période d'environ 17ans.
    Au vu de son interaction avec C qui suggère une étoile de masse équivalente, on suppose, sans l'avoir observé, que Ca,Cb est en fait un couple d'étoiles naines. En 2000, une cinquième étoile naine à 64mas de C est mise en évidence par occultation.

    Et nous, que pouvons nous observer avec nos instruments d'amateurs ?
    Le couple AB, actuellement séparé par 1,1", est difficile. Il doit apparaitre comme une étoile allongée dès 250mm, mais cette observation exige une excellente stabilité atmosphérique. Quant à la composante C, elle est assez facilement visible à environ 6" à l'ENE du couple principal. Les autres composantes exigent des moyens hors de portée des amateurs pour être visibles !


  • La double de février occupe la position la plus à l'est dans la ceinture d'Orion. Elle est nichée entre NGC2024 et IC434 sur laquelle se découpe la célèbre "tête de cheval".
    C'est une intéressante étoile triple (ou quadruple si l'on inclut dans le système la composante C la plus éloignée)
    La paire principale AB est serrée (2,6") et constitue un challenge sympa pour un T150mm, d'autant que les magnitudes sont déséquilibrées (1,88 et 3,7). C'est une orbitale au mouvement lent , sa période est de 1508 ans dans un premier calcul d'orbite estimé "préliminaire" c'est à dire certainement imprécis.
    Cette paire principale est complétée par une composante lointaine (à 58") formant avec A le couple STF 744AC. Ce couple n'a que très peu évolué depuis sa découverte en 1781. Il est probable que C n'est pas en relation avec la paire principale.
    L'étoile primaire A s'est récemment vu attribuer le titre de double spectroscopique, ce nouveau couple répondant au doux nom de NOI 1Aa,Ab. Il est actuellement séparé de 0,05" ce qui le prive sans doute définitivement de figurer dans la liste des étoiles doubles visuelles ! L'étoile Aa est une supergéante bleue, 28 fois plus massive que le soleil et 100 000 fois plus lumineuse. L'étoile Ab est une naine de type spectral O.
    Quant à l'étoile B c'est une géante de type B2, plus lumineuse, massive et chaude que Sirius.


  • Notre étoile double du mois mérite davantage le qualitatif de "système multiple" puisque 6 composantes ont été identifiées depuis sa découverte en 1719 par J. Bradley.
    Il s'agit de la célèbre Castor, seconde étoile au rang de la luminosité de la constellation des Gémeaux.
    La binaire principale (STF1110AB) est bien connue puisqu'on relève 1394 mesures dans le WDS Catalog. Son orbite étant aujourd'hui qualifiée de quasi certaine. La période est de 467 ans, la séparation variant au fil du temps entre 2" et 7" d'arc. Elle est accessible à un instrument modeste (100mm) en raison des magnitudes à peu près équilibrées des deux composantes (1.9 et 2,9).

    Avril 2014   STF1110AB - WDS 07346+3153 Alpha Gem - Castor Voici une représentation de son orbite apparente (échelle en seconde d’arc), mentionnant la position actuelle (tag "today"). 

    Cette paire principale est complétée par un troisième compagnon, présentant un mouvement propre et une parallaxe proches. Il est probablement en rotation autour de la paire principale sur une orbite lointaine, avec une période estimée d‘au moins 10000 ans. Elle aussi est observable visuellement (m9.8) et située en ce moment à 70" d'arc de l'étoile A selon un angle de 164°.

    Plus récemment, la paire principale s'est révélée plus complexe puisque chacune des composantes est une binaire spectroscopique. Castor est donc à ce stade un système serré quadruple, avec un compagnon lointain.
    Enfin le compagnon éloigné (C) se révèle lui aussi une binaire spectroscopique, dont le plan orbital est quasiment aligné avec notre axe de visée, ce qui amène les deux naines rouges qui la composent à s’éclipser mutuellement .
    Nous voilà donc avec un système sextuple, aux interactions évidemment complexes. Imaginez le spectacle depuis une planète gravitant autour d'une de ces d’étoiles (ou paire d'étoiles) !

     





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