38 Lynx réside à l'extrémité sud-est de la discrète constellation du Lynx. Cette belle double fait partie des découvertes nombreuses du célèbre pionnier des couples célestes F. G. W. Struve. Il l'a observée et mesurée à son observatoire de Pulkova, près de St Pétersbourg, et en a fait la 1334ème entrée de son catalogue en 1780.

Elle a fait l'objet de 192 mesures depuis sa découverte, et sa position actuelle s'écarte de celle d'origine d'une vingtaine de degrés en angle et de 0,2" d'arc en séparation. Autrement dit elle se déplace très très lentement. Son caractère physique est très probable, mais n'a pas été encore formellement démontré : le mouvement propre de la principale est très important et la probabilité que la secondaire présente ce même mouvement propre est faible sauf à être liée à l'étoile principale. Une mesure directe du mouvement propre de la secondaire n'a pas pu être faite : elle est proche et noyée dans la forte luminosité de la principale ! Aucun calcul d'orbite n'a été effectué à ce jour, la portion de l'orbite parcourue étant encore trop faible.

Malgré ces incertitudes, STF1334 reste un couple magnifique à observer avec un instrument moyen. La séparation actuelle est de l'ordre de 2,5" d'arc, mais le déséquilibre des composantes ne facilite pas la tâche (MagA 3.92 & MagB 6.09). Un magnifique dessin du couple se situe à cette adresse. La principale est blanche éclatante et la secondaire présente une belle coloration jaune pâle.

Les mois d'hiver sont l'occasion de profiter de la présence de la constellation d'Orion une grande partie de la nuit. Il y a au bout de la jambe gauche du fameux chasseur géant, une étoile double parmi mes préférées : Rigel. Il ne faut pas y chercher de subtiles nuances colorées, mais plutôt le challenge de découvrir tout à côté de l'étoile principale éclatante, blanc bleutée, la petite secondaire presque insignifiante à coté de sa brillante voisine. L'observation n'est pas aisée mais reste bien plus accessible que de percevoir les compagnons de Sirius ou de Procyon. Un peu d'habitude et une instrument d'au moins 100mm sont néanmoins nécessaires. Mais peut être avez vous pu l'observer avec un instrument de plus petit diamètre ?

L'étoile principale est une supergéante bleue (spectre B8) de magnitude 0.12, 40000 fois plus lumineuse que notre soleil pour un diamètre 70 fois plus important : un vrai monstre, la sixième étoile la plus brillante du ciel ! Quant au compagnon de magnitude 6.8, il est situé à 9.5" d'arc de sa grande voisine.

F.G.W. Struve mesura le couple pour la première fois en 1831. Depuis les données ont peu évolué, l'angle est quasiment stable et la séparation augmente très lentement. Hipparcos place le couple aux environs de 860AL ce qui représente une distance de 2600UA entre l'étoile principale et le compagnon : cette distance importante explique la lenteur du mouvement orbital, avec une période sans doute de plusieurs millénaires.

Le modeste compagnon mérite qu'on s'y intéresse. On devrait d'ailleurs plutôt dire les compagnons car il s'agit d'une binaire spectroscopique, baptisée BU555BC. Cette désignation fait référence à S. W. Burnham qui a observé une élongation et donc suspecté optiquement sa duplicité en 1871 et en 1878. D'autres observateurs prestigieux firent la même observation par la suite (Barnard, Hussey, Van den Bos) sans ne pourvoir distinguer optiquement plus qu'une simple élongation. La séparation est de l'ordre de 0,1" d'arc. Ces deux étoiles seraient éloignées de la distance Terre-Pluton pour une période de rotation de 9.86 jours.

L'image ci contre, réalisée au C11 et APN Canon 1000D, montre le faible compagnon tout à coté de l'éclatante voisine. Le cliché n'est pas simple à obtenir : le temps de pose doit être soigneusement ajusté pour que le compagnon soit visible sans être noyé dans le halo de l'étoile principale.

Pour bien démarrer l'année, je vous propose un système passionnant tant pour son bel aspect que pour sa nature. L'étoile Omicron 2 (40 Eri) du long fleuve Eridan est une magnifique étoile triple. Plutôt qu'un long discours pour la décrire, je vous propose de vous en faire une idée en allant visiter ce magnifique dessin.

Notre trio commence par une belle étoile brillante de magnitude 4.5, de spectre G9, autrement dit une étoile d'une belle tonalité jaune.

On discerne rapidement un compagnon de magnitude 10, distant de 80" d'arc, et arborant quant à lui une teinte blanche. Il s'agit d'une naine blanche parmi les plus célèbres, également une des premières qui fut découverte.  Imaginez une étoile d'une taille à peine supérieure à notre Terre (rayon de B = 1,5 rayon terrestre), mais de masse moitié de celle du soleil : autrement dit cet astre est extraordinairement dense !

Une observation attentive va ensuite révéler un troisième compagnon C, séparé de B de 8" d'arc, de magnitude 11.4, et d'un orange profond. C est une naine rouge, orbitant autour de B en 252 ans.

Vous trouverez ci-après les caractéristiques de ces trois étoiles (extrait du "Burnham's  Celestial Handbook") :

On note la densité phénoménale de l'étoile B (rapportée à la densité du soleil), ainsi que la faible magnitude absolue des deux naines. J'ai noté plus haut des données de magnitude plus récentes que celles affichées par Burnham.

Ce trio constitue une magnifique spectacle coloré, le compagnon C, le plus faible, résistant néanmoins un peu à l'observation, et ce même dans un instrument moyen.

La paire AC a fait l'objet d'un calcul d'éléments orbitaux en 1974, avec un grade de 4 c'est à dire "Préliminaire". Au vu des mesures accumulées depuis 1974, une correction des éléments est sans doute possible à ce jour : avis aux calculateurs d'orbites ! C'est en tout cas un couple dont le suivi est très utile. AB est également orbitale mais de période très longue, sans doute plusieurs millénaires.

La paire AB a été découverte par Herschel en 1783. Quant à BC, c'est Otto Struve qui la repéra pour la première fois en 1851.

L'ensemble est doté d'un mouvement propre important de 0,4" d'arc/an. La distance du système est de seulement 16AL. On dénombre seulement une soixante d'étoiles plus proches de nous que 40 Eri.

Une photo complétera prochainement cet article !

A l'extrémité ouest de la ligne des étoiles principales qui dessinent la discrète constellation du bélier, se situe Gamma Arietis. C'est une belle double facile avec sa séparation de 7,5" d'arc et sa magnitude de 4.5 pour chacune des composantes. Elles brillent toutes deux d'un bel éclat blanc avec des nuances bleutées fugitives (spectres A1 & B9). Elles sont quasiment orientées nord-sud.

Son évolution est bien connue depuis sa découverte en 1779 puis que nous disposons de 376 mesures. Elle a parcourue 5° sur sa potentielle orbite tandis que son écartement perdait 3" d'arc. Une évolution lente donc, mais sensible. Hipparcos situe la distance des deux composantes à 204AL et donne un mouvement propre homogène montrant que nous avons certainement affaire à un couple orbital. A cette distance l'écartement de 7,4" d'arc correspond à un  éloignement de 15 fois la distance Terre-Neptune environ.

Voici une image du couple prise au foyer d'un C11 (soit 2800mm de focale) avec un APN Canon EOS1000D.

Cette image restitue bien la perception obtenue en observation visuelle : une jolie double équilibrée, blanche, brillante. C'est un excellent choix pour l'observation d'une étoile double facile adaptée au plus petit instrument.

C'est également une paire intéressante à observer et surtout à mesurer dans la durée pour un premier calcul d'orbite d'ici quelques années.

On peut négliger la composante C distante de 216" d'arc mais qui présente un mouvement propre complétement différent de celui des deux composante principales.

Quelques dessinateurs ont consacré un de leur croquis à ce couple : ici, ou encore  ici.

S. W. Burnham découvrit la "paire du mois de novembre" en 1877 avec le réfracteur de 18,5 pouces situé au Dearborn Observatory, à Chicago. Elle porte le numéro 547 de son catalogue. Dès l'origine, il identifie également la composante C, lointaine par rapport à la principale A.

L'image présentée ci contre illustre la publication de cette découverte, assortie des mesures qui suivirent la découverte de quelques années. Elle est extraite des "Publications du Yerke Observatory" datée de 1900. Burnham lui même la mesura 4 fois entre 1877 et 1898 (symbole Béta à droite). D'autres astronomes s’emparèrent de la découverte et la mesurèrent également. En conclusions Burnham constate qu'un mouvement est perceptible mais très faible. La physicité du couple semble par contre pouvoir résulter de mouvements propres faibles mais proches pour les deux composantes.

Aujourd'hui, nous disposons au total de 58 mesures dans le WDS Catalog. Le mouvement se précise lentement,  la dernière mesure date de 2009 et donne T341° et R1,2". On voit que le mouvement décelé initialement par Burnham se précise avec un angle qui décroit sensiblement et une séparation en augmentation. Aucune orbite n'a encore pu être calculée, la portion d'orbite parcourue étant trop faible. L'identité des mouvements propres est confirmée par des mesures plus récentes, confirmant la haute probabilité d'avoir là une paire AB physique.

Par contre, la composante C n'a pas fait l'objet d'une mesure de mouvement propre. Rien n'est donc certain la concernant et la suivre est un travail utile. Une lente augmentation d'angle est perceptible de même qu'une baisse de séparation entre 1877 et 2000.

Hipparcos nous aide à situer la distance du couple AB avec une mesure de parallaxe de 8,78 mas ce qui la place à 370 AL. Un couple distant donc, ce qui confirme un mouvement perçu très lent.

C'est un beau challenge, car la différence de magnitude des deux composantes (MagA 5.05 et MagB 7.32) ne rend pas la séparation facile !

Pour ce mois d'octobre, la double que je vous propose est située au nord de la constellation du bélier, tout près de celle du triangle. C'est une orbitale de période estimée à 309 ans. Sa séparation est de 1,4" en ce moment ce qui la rend difficile à séparer compte tenu d'une différence de magnitude de 2 environ (MagA 5.8 et MagB 7.9). Il vous faudra un instrument moyen, un T200 par exemple, par une nuit aussi calme que possible. La principale est blanc jaunâtre, la secondaire franchement jaune.

Voici une représentation de son orbite :

Son mouvement est direct, c'est à dire dans le sens contraire des aiguille d'une montre. Sa séparation va donc croitre lentement , pour atteindre un maximum au alentour de 2,1" en 2100 environ.

Distante de 172AL de nous, elle évolue donc lentement. Les composantes sont aujourd'hui distantes de  2,5 fois la distance Soleil - Neptune.

C'est un challenge intéressant, elle est est bien placée dans le ciel de soirée en ce moment !

Un troisième membre est décrit dans le WDS catalog à 95" de AB. Cette étoile présente un mouvement propre très différent de ceux des étoiles composants la paire principale : il n'y a aucune chance qu'elle leur soit physiquement rattachée.

La constellation d'Andromède est observable dans de bonnes conditions en fin d'été. Outre la célèbre Gamma Andromède, elle contient également STF73 ou 36 And, une paire plus discrète située au sud, tout près d'Eta And, en bordure des Poissons. Elle a été découverte en 1836 par F.G.W. Struve, et nous disposons à ce jour de 718 mesures. Assez pour qu'une orbite ait été calculée en 1957 puis révisée en 2010. Le couple l'a parcourue un peu plus d'une fois depuis la découverte. La période est de 168 ans.

Sa séparation est aujourd'hui de 1,12" d'arc, ce qui en fait une paire plutôt difficile. C'est une belle observation dédiée aux instruments d'au moins 150mm. Les magnitudes des deux composantes sont proches ce qui facilite la séparation (MagA 6.12 et MagB 6.54). L'étoile principale du couple est de classe spectrale K1 donc d'un beau jaune doré. Il faut en profiter, la paire est de nos jours très proche de sa séparation maximale !

Hipparcos nous a donné une valeur de parallaxe de 26,3 mas soit une distance de 124 AL. A cette distance, la séparation de 1,12" d"arc place les deux composantes à une distance d'environ 43UA, soit un peu au delà de l'orbite de Neptune comme représentée ci-après.

STF2474AB constitue une paire facile avec sa séparation de 15,9" d'arc et la belle magnitude des composantes (6,8 et 7,9). Elle est située à l'est de la constellation de la Lyre. Sa voisine STF2470 a des caractéristiques comparables, juste un peu moins lumineuse et légèrement plus serrée. L'ensemble fait penser à une version agrandie de la célèbre double double de Lyre, j'ai nommé Epsilon de la Lyre. Les deux paires sont écartées de 10' d'arc, ce qui les rend suffisamment proches pour être dans le même champ oculaire. il faut choisir le grossissement adapté pour séparer les deux couples tout en les voyant ensemble, car c'est bien cette "paire de paire" qui est particulièrement esthétique.

STF2474AB présente toutes les caractéristiques d'un couple très probablement orbital : les mouvements propres et les parallaxes des deux composantes sont quasi identiques. Concernant la parallaxe celle ci vaut environ 20mas, ce qui place le couple à 160AL de nous. A cette distance, la séparation de 15.9" d'arc les positionnent à une distance de 800UA , soit 26 fois environ la distance Soleil - Neptune. Ce couple a donc une attraction très ténue, et également une période orbitale très grande, de plusieurs millénaires sans doute. Depuis 1823, date de la première mesure, elle n'a parcouru que 3° sur cette orbite ! La composante A est une double spectroscopique très serrée, sa séparation est au alentours de 0,1" d'arc. Une composante C est décrite dans le WDS à un peu moins de 100 " d'arc, probablement indépendante du couple principal.

STF2470 est par contre certainement optique. La parallaxe des deux composantes sont respectivement de 2,5 et 6,7mas, mais les incertitudes de mesures à ces faibles valeurs de parallaxe sont de l'ordre de la moitié de ces valeurs. On peut en tout cas conclure que ce couple est très éloigné de nous (de l'ordre de 1000AL sans doute), ce qui positionne les composantes très loin l'une de l'autre (3000UA environ) et réduit drastiquement les chances qu'elles constituent une paire physique.

Sur l'image suivante le Nord est à gauche et l'Est en bas.

Delta du Serpent, Serpent Caput plus précisément, est éclatante avec sa magnitude combinée de 3,8. Ce n'est pas moins de 4 étoiles qui concourent à cette luminosité remarquable, les composantes A (Mag4,17) et B (Mag5,16) y tenant la vedette. Cette paire orbitale est facilement séparable puisqu'elle présente en ce moment un écartement de 4" d'arc. La première mesure de 1782 les avaient trouvées séparées de seulement 2,7" d'arc. Un morceau de choix pour qui aime les étoiles doubles, avec leur couleur jaune pâle d'étoile de type spectral F. Elles sont situées à 210 AL. L'orbite calculée en 2004 donne une période de 1038 ans, dont le couple a parcouru une faible portion.

Les composantes C et D se situent à 66" d'arc de la paire principale. Elle sont très faibles comparativement à la paire principale, avec leurs magnitudes respectives de 13,6 et 14,3 et sont elles aussi séparées de 4" d'arc. Il pourrait bien s'agir d'une seconde paire orbitale, vraisemblablement indépendante de la première. Rien n'est encore certain à ce sujet.

Il est intéressant de chercher à observer les 4 étoiles dans le champ de son oculaire, avec un instrument puissant et un bon ciel bien sûr.

Une image photographique de ce couple est visible sur ce site. Pour faire apparaitre C et D , la pose longue a hélas brouillé l'image éclatante de A et B. Mais une seconde image montre le couple principal... sans C et D !

Si le repérage d’Epsilon Bootis est aisé avec sa magnitude de 2,37, sa séparation est par contre beaucoup moins facile. L'écartement du couple est à ce jour de l'ordre de 2,9" d'arc, mais c'est surtout la différence de magnitude qui rend cette double difficile (MagA 2,47 - MagB 5,04). Pour autant, cela reste une des plus belle double du ciel... à condition bien sûr de parvenir à l'observer ! Un instrument d'au moins 150mm est nécessaire et de bonnes conditions de turbulence sont indispensables. La primaire brille dans les tonalités jaune orange, la secondaire, beaucoup plus discrète, apparait bleutée.

Découverte en 1829 par F.G.W. Struve, elle est régulièrement observée depuis cette date : le WDS recense 455 mesures à ce jour. Hipparcos attribue à chaque composante une parallaxe identique de 15,55mas ce qui positionne la paire à 210AL de nous. Une paire physique, bien entendu, puisque les deux composantes sont situées à la même distance de nous.

Le couple n'a parcouru que 43° sur son orbite et aucun calcul d'orbite préliminaire n'a encore été réalisé à ce jour. Ce sera sans doute le cas dans les années à venir, mais on peut d'ores et déjà escompter une période de plusieurs milliers d'années ! La grande distance du couple explique ce mouvement très lent.

Ce site présente un remarquable dessin d'Epsilon Bootis.

Une composante C est décrite dans le WDS et a été mesurée 10 fois sans présenter un mouvement significatif : cette composante est très probablement optique car elle ne partage pas le mouvement propre de la paire principale.

Le printemps voit arriver la constellation de la Vierge en bonne place pour une observation du soir. Cette constellation héberge une vedette parmi les étoiles doubles, Gamma de la Vierge. Elle a été identifiée comme double très tôt, par Bradley en 1718 et la première orbite a été calculée par John Herschel en 1833. Elle est décrite comme l'une des plus remarquable étoile double du ciel.

Son passage au périastre a eu lieu mi 2005 avec une séparation de seulement 0,38" d'arc la rendant inaccessible à un instrument d'amateur. Depuis la paire s'écarte progressivement et elle atteint aujourd'hui 2,3" ce qui en fait une cible de choix. Les deux composantes sont équilibrées (Mag 3,5) et de même type spectral F. Elle apparaissent comme blanches voire légèrement jaunes pour certains observateurs.

Voici le système représenté quand elles sont le plus proche c'est à dire au périastre, comparativement à la dimension de l'orbite terrestre

D'autres composantes voisines ont été décrites et mesurées, mais aucunes ne semblent connectées au système principal, leurs mouvements par rapport à l'étoile A de référence n'étant dû qu'au mouvement propre important du couple principal.

Son mouvement est relativement rapide puisque sa période orbitale est de "seulement" de 169 ans. Son orbite est extrêmement excentrique (e=0,88), ce qui veut dire qu'elle a une forme très allongée ou aplatie. Cela signifie aussi qu'elle parcoure son orbite avec une grande différence de vitesse entre le périastre (7° en 1 mois) et l'apoastre (0.3° en 1 an). Actuellement, elle se déplace à une vitesse d'environ deux degrés par an, ce qui permet à un observateur de se rendre aisément compte de son mouvement sur la base de mesures réitérées annuellement.

Voici son orbite apparente, tracée à partir des calculs les plus récents réalisés en 2007

STF1487 est situé à l’extrémité Nord Ouest de la constellation du Lyon. C'est une paire brillante dont les composantes sont respectivement de magnitude 4.5 et 6.3, séparées de 6,4" d'arc. Elle est donc accessible à un instrument modeste, le déséquilibre des deux composantes ajoutant un challenge supplémentaire.

Elle a été découverte par F.G.W. Struve en 1777. Depuis, elle a été mesurée à 246 reprises. Hipparcos nous donne la même parallaxe (11,37 mas) pour les deux composantes, ce qui atteste d'une même distance de 287 AL : on peut donc conclure que  STF1487 est une binaire orbitale. Pour autant, le calcul de l'orbite est loin d'être réalisé à ce jour car elle n'a "tourné" que de 8° en 236 ans !

Voilà bien un exemple d'étoile double très lointaine et donc très lente, ce qui est particulièrement frustrant : on sait démontrer le caractère orbital de STF1487, mais on connaitra ses secrets .... dans seulement un ou deux millénaires !

C'est presque une exception, mais aucune autre paire n'a été décrite dans son voisinage immédiat, ce qui explique sa désignation sans l'habituelle extension "AB".

Cela reste une belle double brillante, qui vaut le détour, dans des tonalités blanches, avec un soupçon de bleu ou de vert selon les observateurs. Elle a été croqué par plusieurs astro-artiste ici et ici.