• Les constellations de printemps deviennent maintenant observables en début de nuit. Dans  l'encolure du Lion se situe gamma Leo, une belle double orbitale, brillante et colorée, baptisée Algieba. Elle est facilement accessible même aux petits instruments, avec sa séparation  aux alentours de 4,6" d'arc en 2015. Le couple a été découvert par W. Herschel en 1782.
    La principale, orangée, de magnitude apparente 2,28 est une géante de type K. Elle a une luminosité égale à 180 fois celle du  Soleil pour un diamètre 23 fois plus important. L'étoile compagnon, quant à elle jaune ou  jaune/verdâtre, a une magnitude apparente de 3,51. C'est une géante de type G, pour une  luminosité égale à 50 fois celle du Soleil, et un diamètre 10 fois plus important.
    La paire principale (AB) est bien connue puisqu'on dispose aujourd'hui de 818 mesures couvrant entre  1/4 et 1/3 de son orbite, malheureusement loin du périastre, ce qui la classe dans les orbite dites "préliminaires" c'est à dire pouvant encore sensiblement évoluer lorsque les mesures  couvriront une partie plus importante de l'orbite. La période est estimée à 510 ans. On peut aujourd'hui l'observer au voisinage de sa séparation maximale; profitons-en, d'autant qu'elle offre un magnifique spectacle !
    D'autre paires ont été décrites dans le WDS, mais les composantes secondaires ont des mouvements propres très différents de celui de la principale : il est plus que probable que ces couples sont simplement optiques.

    Mars 2015 STF1424  WDS 10200+1950  Gamma Leo

     Mars 2015 STF1424  WDS 10200+1950  Gamma Leo

     

     

     

     


  • Notre double hivernale habite la constellation des Gémeaux et en est même un brillant représentant puisque il s'agit d'Eta Gem située au Nord-Est de la constellation. C'est une belle double orbitale , un peu serrée mais qui mérite d'être pointée car elle se présente en séparation maximum en ce moment aux alentours de 1,7" d'arc.
    La composante principale de mag 3,5 est une géante rouge qui nous offre sa belle coloration orangée, le compagnon de magnitude 6,2 est plus discret, sans coloration notable. La différence d'éclat entre les deux composantes rend la séparation assez difficile, nécessitant un instrument d' au moins 150mm, et un ciel bien stable.
    Le couple porte le numéro 1008 du catalogue de Burnham. Il a été mesuré pour la première fois en 1881. Il a fait l'objet de 102 mesures depuis, et une orbite préliminaire a été calculée par un français, P. Baize, en 1980.

    L'étoile principale est remarquable, car elle est à la fois variable, binaire spectroscopique et binaire à éclipse. Ces deux dernières dénominations ne s'opposent pas bien sûr : c'est l'étude des spectres des composantes qui a montré dans un premier temps son caractère binaire, puis l'étude des variations de luminosité liées aux éclipses du compagnon a ensuite confirmé son statut d'étoile double.
    Les mesures de luminosité ont été compliquées par la variabilité de l'étoile (une chute de 0,5 magnitude tous les 233 jours) qui se superpose à l'éclipse du compagnon  de 0,5 magnitude également qui dure 30 jours environ tous 8 ans.

    La courbe présentée ci-après montre la baisse de luminosité constatée en 1979 - 1980 en lien avec le phénomène d'éclipse, mais aussi la variabilité : en effet notre étoile ne revient pas à sa magnitude d'origine après l'éclipse.

    Février 2015  BU 1008  WDS 06149+2230    Eta Gemini 

     


     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

    Le trio réside à 350 AL et brille comme 2400 soleils, la géante rouge étant bien sûr la contributrice la plus importante.

     

  • La première double de l'année 2015 est un régal pour les yeux. La première description en est attribuée à W. Herschel en 1781 qui a écrit "One of the most beautiful sights in the heavens". C'est vous dire ! Toutefois la postérité a retenu les première mesures réalisées par Struve, avec la position 919 de son catalogue.

    Je devrais d'ailleurs parler d'étoile triple et non double puisqu'il s'agit bien d'un système à trois composantes, toutes très brillantes (MagA 4,62, MagB 5, MagC 5). Le repérage est facile, puisqu'il s'agit de Beta Monoceros.

    Les mouvements propres des trois composantes sont les mêmes, ce qui oriente vers une forte probabilité que le couple soit physique. Toutefois le relevé des positions respectives depuis environ 2 siècles montre une très faible évolution en Thêta comme en Rho. La mesure de parallaxe réalisée par HIpparcos nous permet d'en déduire un fort éloignement du trio : 4,8mas soit 676 AL ! Dans ces conditions, il n'est pas étonnant que les mouvements constatés soient très lents.

    Le couple AB est séparé aujourd'hui de 7" d'arc , ce qui a cette distance représente quand même 1450UA. Quant au couple AC, il montre un écartement à peine supérieur de 9,8" d'arc, selon un angle proche de celui de AB. Le couple BC est donc serré, avec un écartement de seulement 3" d'arc.

    La couleur du trio est homogène, blanche ou jaune pâle selon les observateurs. Le type spectral des trois étoiles est très homogène : B2V ou B3V selon les composantes.

    Un magnifique dessin du trio figure sur ce site, parmi beaucoup d'autres couples.

     Janvier 2015  STF 919  WDS 06288-0702    Beta Monoceros


  • 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.


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  • 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