Note : toutes les miniatures sont dotées d’un lien conduisant vers la page du site de l’APOD qui contient les textes anglais et les photographies originales. Les textes sont quelquefois une adaptation des textes de l’APOD et ne sont donc pas une traduction fidèle. J’ai souvent ajouté mes propres commentaires, ou encore fait un résumé rapide. J’ai aussi modifié la plupart des hyperliens vers des pages françaises. Les photos les plus récentes
apparaissent en haut de la page.
LES SYSTÈMES STELLAIRES
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Le
système stellaire et
planétaire le plus proche du
Soleil
est le système Alpha Centauri, mais
Proxima Centauri
est en fait l’étoile la plus rapprochée de nous. Les étoiles Alpha Centauri
A et Alpha Centauri B forment une binaire,
car elles ne sont qu’à 23 unités astronomiques (distance moyenne entre la
Terre et le Soleil) l’une de l’autre. Cette distance
est légèrement supérieure à la distance entre
Uranus et le Soleil. Ce système n’est pas visible dans une grande partie
de l'hémisphère nord. Situé à une
déclinaison
d’environ −60°, ce système n’est visible dans l'hémisphère nord qu’à une
latitude de
30° et moins. Alpha Centauri A, également
désignée officiellement Rigil Kentaurus, est l'étoile la plus brillante
de la constellation du Centaure et la quatrième étoile
la plus brillante du ciel nocturne. Même si elle est deux fois plus
éloignée, Sirius est
l’étoile la plus brillante, exception faite du Soleil qui ne l’oublions pas
est une étoile. Par une coïncidence passionnante, Alpha Centauri A est le
même type d’étoile que notre Soleil, et Proxima Centauri est maintenant
connue pour posséder une exoplanète potentiellement habitable, désignée
comme
Proxima Centauri b.
(Image Credit & Copyright: Telescope
Live, Heaven's Mirror Observatory; Processing: Chris
Cantrell) |
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Bêta
Cygni (Albiréo)
est la cinquième étoile la plus brillante de la
constellation du Cygne
et elle est évidemment visible à l’œil nu. À environ 420 années-lumière du
Soleil, elle est au pied de la
Croix du Nord, un
astérisme bien connu de la constellation du Cygne. Cependant, lorsqu’on
regarde Albiréo à l’aide de l’oculaire d’un petit télescope, elle se
transforme
en une jolie étoile double décorant le ciel nocturne de deux points,
l’un
bleu et l’autre doré. C’est ainsi qu’on désigne plus précisément Bêta
Cygni comme Alibéro AB pour indiquer ses deux composantes. La différence
frappante de leur couleur est illustrée sur cette photographie télescopique.
Cette différence dépend de leur température de surface, plus elle est
élevée, plus la lumière émise se situe vers la gauche du spectre,
c'est-à-dire dans le violet et le bleu. L’encart à droite montre les
spectres visibles
de chacune. Albiréo A est l’étoile au sommet de l’image. C’est une étoile
géante de type
K, plus froide que le
Soleil, et la majeure partie de sa lumière est émise dans le jaune et le
rouge du spectre. Albiréo B est une étoile de la séquence principale de
type B,
beaucoup plus chaude que le Soleil, et elle émet plus de lumière dans le
bleu et le violet. On sait maintenant qu’Albiréo A est une
étoile binaire, c'est-à-dire deux étoiles qui orbitent autour d’un
centre de masse commun. Mais, Albéro A et Albiréo B sont bien séparés et ils
constituent très probablement un système double optique et non un système
binaire réel, d’autant que ces deux compagnons ont des mouvements
clairement différents dans
l’espace. (Image Credit & Copyright: Robert
Eder) |
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L'étoile
variable R Aquarii est en
réalité un système binaire d'étoiles en interaction, deux étoiles qui
présentent une
relation étroite et
symbiotique. Centré sur cette image composite réunissant des données
dans le domaine
visible et dans celui des rayons Xv, ce système binaire d’étoiles est
distant d'environ 710 années-lumière.
R Aquarii est
constitué d'une étoile
géante rouge froide et d'une chaude
naine
blanche en orbite autour de leur centre
de masse. Avec des jumelles, on peut voir les changements de luminosité
du système au cours d’une année. C'est la géante rouge qui rend le système
visible à l'œil nu et c'est une variable
à longue période de type Mira. Cependant, la matière de la géante rouge
est arrachée par la gravité de la naine blanche où elle s'accumule sur la
surface de cette dernière pour finalement
déclencher une explosion thermonucléaire produisant ainsi une autre nova
qui projettera quantité de matière dans l'espace. Les astronomes ont observé
de telles explosions au cours des dernières décennies. Des preuves
d’explosions beaucoup plus anciennes sont visibles dans
les structures spectaculaires s’étendant sur presque une année-lumière,
comme l’a observé le télescope spatial Hubble (en rouge et bleu). Les
données de l’observatoire à rayons X Chandra (en violet) montrent la lueur
des rayons X des ondes de choc créées lorsqu’un jet de la naine blanche
frappe les matériaux environnants. (Image
Credit: X-ray: NASA/CXC/SAO/R.
Montez et al.; Optical: Data: NASA/ESA/STScI,
Processing: Judy Schmidt (CC BY-NC-SA)) |
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Le système d’étoiles
triples GW Orionis
semble
démontrer que des planètes peuvent se former et orbiter dans de
multiples plans, contrairement aux planètes et aux lunes du
système solaire qui sont confinées
presque dans le même
plan, celui de
l’écliptique. Ce système renferme trois étoiles de la
préséquence principale, c'est-à-dire qu’elles sont (sur le point de
fusionner l’hydrogène comme le Soleil. Le système contient aussi un disque
déformé et des anneaux intérieurs inclinés constitués de gaz et de grains de
poussière. Cette animation du système de
GW Ori est basée
sur les observations réalisées en lumière visible à l’Observatoire
européen austral (ESO)
par le Très
Grand Télescope (VLT)
et sur celles captées en onde radio par le
grand réseau d'antennes millimétrique/submillimétrique de l'Atacama (ALMA)
au Chili. La première
partie de la vidéo
montre l’ensemble du système stellaire depuis une orbite lointaine, alors
que la deuxième partie vous transporte à l’intérieur des anneaux inclinés
d’où vous pouvez admirer la
danse orbitale des
trois étoiles centrales. Des
simulations numériques de systèmes multiples, comme celui de GW Ori,
indiquent pourraient déformer et
briser des disques pour former des systèmes planétaires dans des plans
multiples non alignés contenant des
exoplanètes.
(Animation
Illustration Credit: ESO, U. Exeter, S.
Kraus et
al., L. Calçada) 29 septembre 2020 |
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SS 433 est l’un des
systèmes stellaires les plus exotiques que l’on connait. Sa désignation un
peu banale provient de son inclusion dans un catalogue de certaines étoiles
de la
Voie lactée qui émettent un rayonnement caractéristique de
l’hydrogène atomique. Son
remarquable comportement provient d’un objet compact, un
trou noir ou une
étoile à neutrons,
qui a engendré en lui arrachant des gaz un
disque d’accrétion
présentant des jets de matière. Comme le disque et les jets de SS 433
ressemblent à ceux qui entourent les trous noirs supermassifs au centre des
galaxies, il est considéré comme un
microquasar. Comme
on peut le voir dans
cette animation basée sur les données des observations, une étoile
chaude et massive est en orbite autour d’un objet compact. Au début de
l’animation, on voit le matériel de l’étoile qui lui est arraché par la
gravité de l’objet compact et qui tombe vers le
disque d’accrétion.
L’objet compact central projette aussi des jets de gaz ionisé dans des
directions opposées à une vitesse d’environ le quart de
celle de la
lumière. La caméra virtuelle de l’animation se déplace ensuite pour nous
monter une vue depuis le dessus de jets que l’on voit s’éloigner en
produisant une spirale
en expansion. Depuis une distance plus grande, on voit le mouvement des jets
près du cœur du
rémanent
de supernova W50.
Il y a deux ans, on a étonnamment découvert grâce au réseau de
détecteurs HAWC situé au
Mexique que SS 433
émettait des rayons gamma à des énergies inhabituellement élevées, dans les
téraélecton-volts. Mais la surprise ne s’est pas arrêtée à cette découverte.
En analysant les données
archivées du satellite Fermi de la NASA, les scientifiques ont découvert une
source de rayon gamma qui ne provient pas de l’objet compact central, comme
on le voit vers la fin de l’animation. La période de pulsation des rayons
gamma est de 162 jours, soit la même que la période de précession du jet de
SS 433, pour des raisons que l’on ne connait pas.
(Animation Credit: DESY, Science
Communication Lab) |
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Regil Kentaurus est l’étoile brillante dans le coin supérieur droit de ce paysage céleste de l'hémisphère sud. Cette étoile fait partie d’un système stellaire dont le nom est certes plus connu du public, car il s’agit d’Alpha Centauri, le
système stellaire le plus rapproché du Soleil. Au-dessous de cette étoile s’étale un complexe de nébuleuses obscures. Parmi ces nuages interstellaires obscurcissant notre vue, on retrouve les nuages 169 et 172 du catalogue de Sandqvist qui se détachent sur le riche champ d’étoiles du sud de la Voie lactée. Regil Kentaurus est à quelque 4,37 années-lumière de nous, mais ces nébuleuses obscures sont en bordure du nuage moléculaire Circinus-Ouest. Cette pouponnière d’étoiles est à environ 2500 années-lumière du Soleil. Cette image à large champ couvre une région de plus de 12 degrés, soit environ la taille de 24 pleines lunes. (Image Credit & Copyright: Roberto Colombari) 13 avril 2019 |
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R Aquarii, une étoile variable visible à l'œil nu connue depuis longtemps, est en fait un système binaire d'étoiles qui semble être en étroite relation symbiotique. Distant d'environ 710 années-lumière, ce système est constitué d'une étoile géante rouge froide et d'une chaude naine blanche en orbite autour de leur centre de masse. C'est la géante rouge qui rend le système visible à l'œil nu et c'est une variable à longue période de type Mira. Cependant, la matière de la géante rouge est arrachée par la gravité de la naine blanche où elle s'accumule sur la surface de cette dernière pour éventuellement déclencher l'explosion thermonucléaire qui produira une autre nova. L'image en lumière visible (en rouge) montre l'anneau de débris encore en expansion dont l'origine remonte à l'explosion observée au début des années 1770. L'évolution moins connue des événements énergétiques qui produisent des émissions de haute énergie dans le système de R Aquarii est surveillé depuis l'année 2000 par l'observatoire spatial Chandra. Ces émissions sont représentées en bleu sur l'image. Cette image couvre une région de moins d'une année-lumière. (Image Credit: X-ray - NASA,CXC,SAO, R. Montez et al.; Optical - Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, U. Arizona) |
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Qu’est qui a créé cette étrange structure spirale à gauche sur cette image? Personne n’en est vraiment certain, même si on pense que c’est relié à une étoile d’un système binaire qui vient d’entrer dans la phase d’évolution dite de nébuleuse planétaire et qui est en train d’éjecter son atmosphère. Le diamètre de cette spirale géante est d’environ un tiers d’année-lumière. Elle compte quatre ou cinq tours complets et sa régularité est sans précédent. Selon le taux d’expansion de cette spirale gazeuse, une nouvelle couche se forme à peu près chaque 800 ans, ce qui représenterait environ la période de révolution des deux étoiles autour l’une de l’autre. Ce système binaire est connu sous le nom de LL Pegasi et aussi sous la cote AFGL 3068. Cependant, la structure spirale a été cataloguée comme IRAS 23166+1655. Cette image a été captée dans le domaine du proche infrarouge par le télescope spatial Hubble. La source de la lumière provenant de la spirale est aussi un mystère. On pense cependant qu’elle est illuminée par des étoiles situées à proximité. (Image Credit: ESA, Hubble, R. Sahai (JPL), NASA) 11 décembre 2016 |
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Un système triple d’étoiles est en voie de formation emballé dans ce disque poussiéreux à quelque 750 années-lumière du système solaire. Ce système est à l’intérieur du nuage moléculaire de Persée. Cette image a été construite à partir des données captées dans le domaine des ondes millimétriques par le réseau de radiotélescopes ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) au Chili. Cette vue très rapprochée montre deux protoétoiles distance de seulement 61 UA et une troisième qui est à 183 UA de la protoétoile centrale. Le symbole UA désigne l’unité astronomique et c’est la distance entre la Terre et le Soleil. L’image radio d’ALMA révèle aussi une structure spirale qui provient d’une instabilité et d’une fragmentation qui sont à l’origine de ce système multiple dans le disque. Des astronomes pensent que ce système catalogué L1448 IRS3B a moins de 150 000 ans. Capturé dans sa phase initiale de formation, ce scénario n’a rien d’original, car presque la moitié des étoiles semblables au Soleil ont au moins un compagnon. (Image Credit: Bill Saxton, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NRAO/AUI/NSF - Publication: John Tobin (Univ. Oklahoma/Leiden) et al.) 2 décembre 2016 |
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Circinus X-1 est une binaire X réputée pour sa variabilité imprévisible. Le système étrange de Circinus X-1 est constitué d'une dense étoile à neutrons, le cadavre de l'effondrement suivant une supernova, et d'une étoile plus commune en orbite. Les observations en rayon X de cette binaire X dans le mois suivant une intense flambée en rayon X du système en 2013 ont montré que de brillants anneaux se sont formés. Ces anneaux sont constitués des échos X provenant des nuages interstellaires de poussière. Sur cette image réalisée avec des données en rayon X et en lumière visible, les andains observés par Chandra montrant une partie des anneaux sont en fausses couleurs. Une technique plutôt remarquable, les mesures du temps des échos corrélées avec les distances connues des nuages interstellaires de poussière a permis de calculer la distance de Circinus X-1, mais avec une grande incertitude, entre 13 400 et 26 000 années-lumière. (Image Credit: X-ray - NASA/CXC/Univ. Wisconsin-Madison/S.Heinz et al, Optical - DSS) 5 août 2015 |
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En janvier 2002, le volume de l’étoile V838 Mon s’est soudainement accru et elle est alors devenue l’étoile la plus brillante de notre galaxie, la Voie lactée. Et puis, tout aussi soudainement, elle s’est éteinte. On n’a jamais observé un tel flash stellaire. Les novae et les supernovae expulsent une immense quantité de matière dans l’espace intersidéral. Même si le flash stellaire de cette étoile semble avoir expulsé de la matière, on constate en examinant cette animation faite de huit photographies, travaillée numériquement pour un rendu plus souple qu'il s'agit plutôt de la propagation d'un écho lumineux qui s'éloigne de l'étoile. Un écho lumineux est produit par les réflexions successives du flash sur les couches atmosphériques poussiéreuses qui entourent déjà l’étoile. Cette animation couvre une période débutant en 2002 et se terminant en 2006. Le modèle en vogue pour expliquer le sursaut de V838 Mon fait appel à un système binaire composé de deux étoiles normales. Ces étoiles ont vu leur rayon de leur orbite décroître pour finalement fusionner. V838 Mon est à 20 000 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Licorne (Monoceros en latin, d’où le Mon du nom de l’étoile). L’écho lumineux fait 6 années-lumière de diamètre. (Image Credit: ESA, NASA, Hubble Space Telescope; Music: The Driving Force (Jingle Punks)) 17 juin 2014 |
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Cette structure spirale entoure l'étoile R Sculptoris, une géante rouge qui n'est qu'à 1500 années-lumière de la Terre en direction de la constellation du Sculpteur. Cette étoile a été observée avec le nouvel ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), le réseau de radiotélescopes le plus puissant du monde. Ce réseau fonctionne dans la partie millimétrique du spectre électromagnétique, domaine situé bien au-delà de la lumière rouge, mais avant celle des micro-ondes et des ondes radio. Les données recueillies par ALMA ont été utilisées pour créer une image 3D du gaz et de la poussière qui entourent R Sculptoris. Une tranche de cette représentation tridimensionnelle a révélé une structure spirale, une surprise à vrai dire. Bien que peu répandue, une semblable structure spirale a aussi été découverte récemment en lumière visible autour de l'étoile LL Pegasi. On pense que cette étoile ferait partie d'un système binaire. La géante rouge enverrait des bouffées de gaz vers une étoile compagne que l'on n'a pas encore détectée. L'analyse de la dynamique de ce système pourrait nous aider à comprendre comment les étoiles géantes se comportent vers la fin de leur vie en éjectant la matière dans le milieu interstellaire, matière qui permettra l'apparition d'une nouvelle génération d'étoiles. (Visualization Credit: ALMA Observatory (ESO/NAOJ/NRAO)) 16 octobre 2012 |
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L'éclat d'Alpha du Centaure, une des étoiles les plus brillantes du ciel, inonde la gauche de ce panorama céleste austral. Distante de 4,3 années-lumière de nous, Alpha Centauri est réalité un système de deux étoiles de taille similaire à celle du Soleil qui sont en orbite l'une autour de l'autre. Une troisième étoile, plus petite et plus froide fait partie de ce système stellaire; il s'agit de Proxima du Centaure qui est notre plus proche voisine à seulement 4,22 années-lumière. Proxima du Centaure est cependant en dehors du champ de cette image. Ce panorama céleste nous montre cependant la surpopulation du plan de la Voie lactée dans le voisinage d'Alpha du Centaure ainsi que la nébuleuse planétaire Hen 2-111 qui est à environ 7800 années-lumière de nous. L'enveloppe gazeuse de cette étoile mourante dont le noyau brillant et l'enveloppe rougeâtre de gaz ionisé de 20 années-lumière est juste à droite du centre de l'image. Encore plus à droite, on peut admirer deux amas ouverts, le compact Pismis 19 à quelque 8000 années-lumière de nous dont la lumière est rougie par la poussière et l'amas NGC 5617 qui est un peu moins dense et plus près de nous. Juste au-dessus d'Alpha du Centaure, on distingue à peine un rémanent de supernova en forme de coquille. (Image Credit & Copyright: Marco Lorenzi (Glittering Lights)) 28 juin 2012 |
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L'étoile près de la bordure supérieure de cette photographie est si brillante qu'il est parfois difficile d'apercevoir la galaxie sous elle. Cette étoile est Régulus de la constellation du Lion et la galaxie est Leo I. Elles ne sont qu'à 1° l'une de l'autre. Régulus est l'une des étoiles d'un système stellaire triple. Un système binaire visible en bas à gauche de Régulus accompagne cette jeune étoile de la séquence principale. Leo I est une galaxie naine sphéroïdale qui fait partie du Groupe local dominé par la Voie lactée et la galaxie d'Andromède (M31). On pense que Leo I est la plus éloignée de plusieurs petites galaxies en orbite autour de la Voie lactée. Régulus est à quelque 75 années-lumière de nous alors que Leo I est à environ 800 000 années-lumière. (Credit & Copyright: Chris Cook (CookPhoto.com)) 10 janvier 2012 |
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Le système stellaire d'Alpha du Centaure est celui qui est le plus près de nous. L'étoile la moins lumineuse du trio d'Alpha du Centaure est aussi celle qui est la plus près du Soleil, d'où son nom Proxima du Centaure. Les deux autres, Alpha Centauri A et Alpha Centauri B, forment un système binaire rapproché, car elles ne sont qu'à 23 unités astronomiques (la distance moyenne de la Terre au Soleil). À titre de comparaison, Uranus est en moyenne à 19,2 UA du Soleil. Sur l'image, la luminosité de ce couple d'étoiles a saturé la photo ce qui donne l'illusion d'une étoile de grande taille. En réalité, ces deux étoiles sont quasi ponctuelles comme on peut le constater en regardant les cercles jaunes de l'image de droite en haut. Puisque la déclinaison du système d'Alpha du Centaure est près de -61°, un observateur de l'hémisphère nord doit être à une latitude inférieure à 29° pour voir ce couple d'étoiles raser son horizon. Alpha Centauri A aussi appelée Rigel Kentaurus A (pied du Centaure en Arabe) est l'étoile la plus brillante de la constellation du Centaure et la 4e étoile la plus brillante du ciel nocturne. L'étoile la plus brillante, bien que deux fois plus éloignée que Rigel Kentaurus A, est Sirius. La classe spectrale d'Alpha Centauri A est G2 soit la même que celle de notre Soleil. Il y a peut-être un système planétaire autour de cette étoile et qui sait, une planète où la vie est florissante. (Image Credit: 1-Meter Schmidt Telescope, ESO) 3 juillet 2011 REPRISE du texte du 26 mai 1996 |
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L’éclat de l’étoile Epsilon
Aurigae chute tous les 27 ans pour rester à un niveau minimal
pendant environ 2 ans avant de briller à nouveau comme une étoile
normale. Ce comportement mystérieux est connu depuis le 19e siècle.
On pense que cette étoile de la constellation du Cocher est
régulièrement éclipsée par un astre sombre.
Mais, la nature de ce compagnon n’est pas mieux connue que la nature
même d’Epsilon
Aurigae. Une équipe nommée «Citizen
Sky» qui regroupe des astronomes amateurs et professionnels
suit présentement de près l’éclipse d’Epsilon
Aurigae afin de recueillir des données qui permettront de résoudre
cette énigme. L’éclipse a débuté en
août 2009 pour passer par son maximum en décembre. Pendant
toute l’année 2010, l’éclat d’Epsilon
Aurigae devrait être minimal. L’étoile retrouvera
son éclat normal en 2011. De récentes
données provenant du télescope
spatial Spitzer confirment le modèle de l’éclipse.
Epsilon Aurigae serait une grosse étoile de faible masse qui arrive
au terme de sa vie. Elle serait éclipsée périodiquement
par une étoile
qui est entourée d’un grand disque de poussière.
On estime que le diamètre de ce disque est
d’environ 4 unités astronomiques (1 UA = 149,6 millions
de kilomètres, la distance moyenne de la Terre au Soleil)
et que son épaisseur est de 75 millions de kilomètres.
(Image Credit & Copyright: Alson
Wong and Citizen
Sky) 8 janvier 2010 |
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Que reste-t-il d’une collision
entre deux étoiles? Une telle collision est rarissime dans une galaxie
comme la nôtre. La distance entre deux étoiles est en effet
des millions de fois plus grande que leur diamètre. Mais, au centre
des amas
globulaires en orbite autour de la Voie
lactée, les étoiles sont beaucoup plus rapprochées.
Pour observer une collision stellaire, les astronomes ont donc braqué leur
télescope vers le plus massif amas globulaire de la Voie lactée, Oméga
du Centaure. Au centre de cet amas (NGC
5139), la densité d’étoiles
est 10 000 fois plus grande que celle qui existe dans les bras de
la galaxie où se trouve notre Soleil. La photographie
du jour qui provient du télescope Hubble nous montre
les étoiles de cette région de l’amas. La majorité de
ces étoiles sont blanches ou jaunes et elles sont plus petites que
le Soleil. Les étoiles rouges et orangées sont des géantes
rouges, des étoiles à la fin de leur vie. On
distingue également plusieurs étoiles massives bleues. Si
deux étoiles entrent en collision, elles peuvent fusionner et former
une étoile plus massive, une jeune étoile bleue. Elles peuvent
aussi, et c’est plus probable, former un nouveau système binaire
d’étoiles. Les étoiles de ces systèmes interagissent
fortement et émettent quelquefois des radiations ultraviolettes
ou des rayons X lorsqu’une naine
blanche ou une étoile à neutrons absorbent
le gaz de sa compagne. On a déjà découvert deux systèmes
binaires de ce genre au centre de cet amas qui se trouve à 15 000
années-lumière de nous dans la constellation du Centaure. (Credit: NASA, ESA,
and the Hubble
SM4 ERO Team) 14 septembre 2009 |
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«The four
suns of HD 98800». HD 98800 est un système d’étoiles
situé à 150 années-lumière de la Terre :
il est constitué de deux paires d’étoiles doubles,
dont l’une est entourée d’un disque de poussière.
Les paires sont à 50 UA (unité astronomique,
fiche 4) l’une de l’autre, soit 10
UA de plus que la distance moyenne entre Pluton et le Soleil. Des observations
récentes du télescope spatial Spitzer ont révélé la
présence de vides dans le disque de poussière, ce qui est
compatible avec la présence de planètes. L’image du
jour est un dessin d’artiste du système. (Illustration
Credit: NASA/JPL-Caltech/T.
Pyle (SSC)) 30 juillet 2007 |
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De spectaculaires explosions se
produisent encore dans le système nommé RS du Serpentaire.
Tous les 20 ans, la géante rouge déverse suffisamment d’hydrogène à la
surface de sa compagne naine blanche pour engendrer une réaction
de fusion thermonucléaire. Située à seulement 2000
al, l’explosion qui en résulte (une nova)
produit une augmentation soudaine et très importante de la luminosité :
le système devient alors visible à l’œil nu.
Ce mécanisme est illustré par le dessin d’artiste
de l’image du jour. À chaque explosion, la masse de la naine
blanche s’accroît légèrement. On calcule que
dans environ 100 000 ans la masse de la naine blanche dépassera
la limite de Chandrasekhar et qu’elle explosera une dernière
fois en produisant une supernova. Consultez cette
section pour plus de détails. (Illustration
Credit & Copyright: David
A. Hardy & PPARC) 26 juillet 2006 |
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Illustration d’artiste montrant
un système binaire d’étoiles. La plupart des étoiles
sont membres de systèmes stellaires multiples. Les étoiles
de certains systèmes binaires sont si rapprochées que la
matière d’une étoile tombe sur l’autre en s’enroulant
dans un disque d’accrétion. Quelques rares étoiles
sont membres d’un système
polaire intermédiaire. Dans ce système, le champ magnétique
intense d’une naine blanche redirige la matière du disque
d’accrétion vers ses pôles magnétiques. C’est
ce qu’illustre le dessin d’artiste, la naine blanche est
la petite sphère brillante et l’autre étoile est
la géante rouge du système DQ
Herculis. Les systèmes polaires intermédiaires produisent
des novae lorsque la matière accumulée à la surface
de la naine entre en fusion. C’est ce qui s’est produit en
1934 avec DQ Herculis. L’origine du nom de polaire intermédiaire
vient de la lumière polarisée émise par certains
de ces systèmes dont le disque d’accrétion est absent,
l’accrétion ayant
lieu directement aux pôles. (Illustration
Crédit & Copyright: Mark
Garlick (Space-art)) 21 mai 2006 REPRISE : 10 novembre 2003 |
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L’étoile la plus près
de nous est Proxima
du Centaure, l’un des membres du système stellaire triple d’Alpha
du Centaure. C’est l’étoile rouge au centre de
l’image du jour. Proxima du Centaure est à 4,22 années-lumière
de nous. Elle n’a été découverte qu’en
1915 et elle n’est visible qu’en utilisant un télescope.
Les autres étoiles de la Voie lactée situées à l’arrière-plan
couvrent une gamme assez complète des
types spectraux. Alpha du Centaure est l’étoile la plus
lumineuse du trio et elle est assez semblable au Soleil. Elle est connue
depuis la nuit des temps, car elle est la 3e étoile la plus brillante
du ciel, mais on ne la voit que depuis l’hémisphère
sud. (Credit & Copyright: David
Malin, UK
Schmidt Telescope, DSS, AAO) 4 décembre 2005 REPRISE : 15 juillet 2002 |
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Même avec un petit télescope,
on peut parfois prendre de très belles photographies comme celle
qui nous est présentée. Il s’agit du système
d’étoiles Albireo. À l’œil
nu, Albireo semble être un point unique qui brille dans la constellation
du Cygne,
au bout
de sa queue. Mais à faible grossissement, on voit facilement
qu’il y a de deux étoiles de couleurs très différentes.
Ces deux étoiles sont à environ 380 années-lumière
de la Terre et même si elles semblent ne former qu’un étoile à l’œil
nu, elles sont passablement éloignées l’une de l’autre,
leur période orbitale étant de l’ordre de 7000 ans.
L’étoile jaune est en fait un système binaire qu’on
ne peut distinguer
même avec un télescope. (Credit & Copyright: Richard
Yandrick (Cosmicimage.com)) 30 août 2005 |
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Des images réalisées
en lumière
visible montrent que la région centrale de l’amas
globulaire 47 Tucanae (NGC
104) est très densément peuplée. La distance
entre les étoiles est inférieure à un dixième
d’année-lumière. L’image du jour montre les
résultats obtenus par le télescope
spatial Chandra en rayon X. Le centre de l’amas est donc aussi
peuplé de nombreuses étoiles qui émettent des rayons
X. La plupart de ces sources sont des systèmes binaires où une étoile
comme la nôtre, une étoile
normale qui fusionne de l’hydrogène, est en orbite autour
d’une étoile à neutrons ou encore d’un trou
noir. L’un de ces systèmes binaires le plus spectaculaires
est 47 Tuc W, l’un des spots brillants près du
centre de l’image. Ce système est constitué d’une
petite étoile et d’une étoile à neutrons dont
la période de rotation est incroyablement petite, 2,35 millisecondes.
Cette étoile à neutrons est un pulsar
milliseconde. Ce genre d’étoile atteint une vitesse
de rotation très rapide lorsque leur taille diminue de façon
incroyable, passant d’un diamètre de centaines de milliers
de kilomètres à quelques kilomètres seulement :
le même phénomène se produit pour une patineuse lorsqu’elle
ramène ses bras près de son corps. Sa vitesse augmente
considérablement, car son moment d’inertie diminue :
cette loi fondamentale de la physique porte le nom de conservation
du moment cinétique. De plus, la matière qui tombe
de l’étoile vers l’étoile à neutrons
contribue à accélérer la vitesse de rotation. (Credit:
C.Heinke (Northwestern
U.) et
al. CXC, NASA) 21 juillet 2005 |
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Des échos
lumineux provenant de la mystérieuse étoile variable V838
Monocerotis ne cessent d’illuminer les gaz qui l’entourent.
Cette étoile est située en
bordure de notre Galaxie. L’image du jour a été captée
par le télescope Hubble en octobre 2004 et elle s’ajoute à plusieurs
autres images de la même étoile prise depuis l’espace.
Après avoir assisté à un soudain sursaut d’énergie
de l’étoile en 2002, les astronomes ont suivi le flash
lumineux qui s’éloignait de l’étoile à la
vitesse de 300 000 km/s à travers les nuages poussiéreux
qui l’entourent. La lumière peut alors se réfléchir
sur les nuages situés à l’arrière et revenir
vers nous : c’est ce que l’on nomme un écho
lumineux. En étudiant ces échos, les astronomes cherchent à savoir
quel est le stade
d’évolution de V838
Monocerotis. Ces études indiquent que V838 Mon est
un jeune système binaire et que le sursaut provient de l’étoile
massive. Le champ couvert par l’image du jour est d’environ
15 années-lumière. V838 Mon est à quelque
20 000 années-lumière de nous. (Credit: Hubble
Heritage Team, ESA, NASA) 4 février 2005 |
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L’astre principal de cette photographie prise depuis Port Elizabeth en Afrique du Sud est la Lune alors que la Terre lui cachait la lumière solaire. L’étoile juste au-dessus du limbe lunaire est Zuben Elgenubi, la deuxième étoile la plus brillante de la constellation de la Balance. Ce nom rigolo vient de l’arabe et signifie «la pince sud du Scorpion». Zuben Elgenubi est dotée d’une compagne moins lumineuse que l’on voit aussi sur cette photographie. L’astronome François du Toit a rapporté que l’on pouvait voir à l’œil nu les deux étoiles lors de la totalité de l’éclipse lunaire du 4 mai 2004. Ces deux étoiles sont en orbite l’une autour de l’autre avec une période d’environ 200 000 ans. La distance entre ces deux étoiles est d’environ 730 heures-lumière, soit 5266 UA ou 133 fois la distance moyenne entre Pluton et le Soleil. Zuben Elgenubi avait son équivalent boréal, la pince nord du Scorpion : Zuben EsChamali. Cette étoile fait maintenant aussi partie de la constellation de la Balance, c’est l’étoile Beta Librae. (Credit & Copyright: Francois du Toit) 14 mai 2004 |
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Il y a sur notre étoile, le Soleil, des taches qui sont des endroits où son champ magnétique perce sa surface abaissant ainsi la température à ces endroits, ce qui les fait paraître sombres. Mais ces taches sont relativement petites et elles se déplacent lentement. L'étoile HD 12545 cependant présente la plus grande tache stellaire jamais observée. On a utilisé l'effet Doppler pour créer cette image en fausse couleur de cette étoile. On voit l'échelle de température associée aux couleurs sur la barre verticale à droite. Cette étoile géante fait partie d'un système binaire de type RS CVn aussi connu sous le nom de XX Triangulum. On peut la voir avec des jumelles dans la constellation du Triangle. On ne connait pas l'origine d'une tache aussi énorme. (Credit & Copyright: K. Strassmeier (U. Wien), Coude Feed Telescope, AURA, NOAO, NSF) 2 novembre 2003 REPRISE du 12 juillet 2000 |
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On a découvert quelque chose de très nouveau dans l'amas globulaire géant M4 situé à environ 5600 années-lumière de nous : un système triple constitué de trois astres en orbite, une planète, une naine blanche et une étoile à neutrons. En lumière visible, on peut apercevoir la naine blanche en utilisant le télescope Hubble, l'image de droite. L'étoile à neutrons est un pulsar que l'on peut détecter dans le domaine des ondes radio, l'image de gauche. Quant à la planète, on ne peut pas la voir! On a déduit sa présence en analysant les données recueillies par Hubble. Il s'agit d'une planète dont la masse est d'environ 2,5 fois celle de Jupiter. Puisque les deux étoiles de ce système ont eu le temps de se rendre à leur stade final d'évolution, elles sont âgées de quelque 13 milliards d'années, ce qui est aussi l'âge de cette planète. Il s'agit à ce jour de la plus vieille planète connue dans notre voisinage, en fait presque aussi vieille que l'Univers. Il y a probablement beaucoup d'autres planètes dans les amas globulaires qui attendent d'être découvertes. (Credit: H. Richer (Univ. British Columbia), et al. NASA, NOAO) 18 juillet 2003 |
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Le système stellaire Alpha Centauri est celui qui est le plus rapproché du Soleil. Des trois étoiles de ce système, Proxima Centauri est la moins lumineuse et la plus près de nous. Les étoiles A et B d'Alpha Centauri forment un système binaire serrée, car elles sont à peine à 23 unités astronomiques (la distance de la Terre au Soleil, 149,5 Mkm) l'une de l'autre, soit un peu plus que la distance entre Uranus et le Soleil. L'étoile la plus brillante forme un cercle sur cette photo parce qu'elle est surexposée. En réalité, les étoiles vues de la Terre ne sont que des points de lumière. Le système Alpha Centauri n'est pas visible dans la plupart des régions de l'hémisphère nord. Alpha Centauri A, aussi connue sous le nom de Rigil Kentaurus, est l'étoile la plus brillante de la constellation du Centaure et la quatrième étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sirius, dans le Grand Chien, même située deux fois plus loin que Centauri A est l'étoile la plus brillante du ciel. Alpha Centauri A est du même type stellaire que le Soleil et pourrait donc contenir une planète qui, sait-on jamais, abrite la vie. (Credit: 1-Meter Schmidt Telescope, ESO) 23 mars 2003 |
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He oui, c'est la Saint-Valentin aujourd'hui et l'image qu'on nous présente n'est pas une attrape style poisson d'avril! En utilisant les données recueillies par le satellite astronomique Chandra dans le domaine des rayons X pour étudier l'amas d'étoiles NGC 346 situé dans le Petit Nuage de Magellan, les astronomes ont remarqué ce nuage en forme de cœur. Ce nuage constitué de gaz chaud émettant des rayons X est situé dans la région centrale de l'amas d'étoiles. Le point très lumineux situé juste au-dessus du cœur correspond au système binaire stellaire HD 5980. Le système HD 5980 a connu des variations d'intensité remarquables, surpassant même en éclat pendant une brève période toutes les autres étoiles du Petit Nuage de Magellan en 1994. On peut comparer cette variation à celle de l'étoile variable éruption Eta Carinae située dans notre galaxie, la Voie lactée. Le diamètre de ce nuage en forme de cœur est d'environ 100 années-lumière et il provient peut-être d'une supernova ou du système stellaire HD 5980, comme la nébuleuse associée à Eta Carinae. (Credit: Y.Nazé (Université de Liège) et al., CXC, NASA) 14 février 2003 |
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Que se passe-t-il dans le nuage moléculaire BHR-71? On pense qu'un système binaire d'étoiles est en formation à l'intérieur de BHR-71. La plupart des étoiles de la Voie lactée font partie de systèmes multiples d'étoiles, mais peu ont été étudiées alors qu'elles sont en formation. Des observations récentes du globule de Bok BHR-71 quoique obscurcies par la poussière nous ont donné de sérieux indices que deux jeunes étoiles se forment profondément à l'intérieur du nuage. Elles seraient suffisamment rapprochées pour donner naissance à un système binaire. Le globule BHR-71 s'étend sur environ une année-lumière et il est à 600 années-lumière de nous. L'étoile la plus lumineuse dans cette nébuleuse n'est pas visible sur cette image; elle est 10 fois plus lumineuse que le Soleil et son jet de matière émerge de la zone sombre. Cette image captée dans quatre couleurs du spectre visible provient du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO situé au Chili. (Credit & Copyright: J. Alves (ESO), E. Tolstoy (Groningen), R. Fosbury (ST-ECF), & R. Hook (ST-ECF), VLT) 27 janvier 2003 |
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Monocerotis V838 découverte récemment est une sérieuse candidate au titre de l'étoile la plus mystérieuse connue. Située à quelque 8000 années-lumière, V838 Mon a été découverte en janvier 2002 alors que sa luminosité avait considérablement augmenté. On a d'abord cru qu'il s'agissait d'une nova, mais on a vite réalisé qu'il s'agissait d'un phénomène que l'on devait ajouter à ce que l'on connait du comportement des étoiles. Les données recueillies montrent que cette étoile a évolué en quelques mois du stade d'une étoile à peine plus chaude que le Soleil à celui d'une supergéante froide très lumineuse qui subit des changements d'éclats complexes et rapides. Ces changements ne font tout simplement pas partie des comportements prévus par le modèle d'évolution des étoiles. On ne comprend pas non plus d'où vient la nébuleuse qui entoure maintenant cette étoile et qui continue à prendre de l'expansion. Les deux images présentées proviennent du télescope de 1 mètre de l'observatoire astronomique sud-africain. On pense que la nébuleuse est un écho lumineux produit par des coquilles gazeuses éjectées de l'étoile lors de son évolution passée. Ces coquilles dont le diamètre atteint plusieurs années-lumière réfléchissent la lumière des sursauts d'éclat de V838 Mon, nous offrant ainsi la chance de retracer l'histoire de l'évolution de cette étrange étoile. (Credit: Lisa Crause (Univ. Cape Town), Warrick Lawson (Australian Defence Force Academy)) 3 octobre 2002 |
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L'une des étoiles de cette photographie clignote. Cette étoile fait partie de l'amas globulaire NGC 6397. Plusieurs étoiles clignotent, mais celle de NGC 6397 est remarquable parce que ses clignotements sont très rapides et aussi parce que son étoile compagne est très étrange. On pense qu'il pourrait s'agir d'une étoile à neutrons dont la vitesse de rotation a été portée à une fréquence de 274 rotations par seconde par sa compagne géante rouge. La matière arrachée à la géante rouge par la gravité du pulsar milliseconde s'écrase sur sa surface et le fait tourner de plus en plus rapidement. Cet étrange système stellaire pourrait provenir de la capture d'une étoile par l'étoile à neutrons lorsqu'elle est passée près du centre de l'amas globulaire. On pense aussi que ce genre de collision pourrait donner naissance à de nouvelles étoiles dites trainardes bleues au centre de NGC 6397. Cette image provient du télescope Hubble. (Credit: Francesco Ferraro (Bologna Observatory), ESA, NASA) 20 février 2002 |
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BZ Cam est un système stellaire binaire que l'on ne comprend pas très bien. Pour la plupart de variables cataclysmiques, la matière d'une étoile normale ou d'une géante rouge est transférée par gravité à la surface de sa compagne, une naine blanche. Éventuellement, la densité et la température de la matière accumulée deviennent assez grandes pour déclencher la fusion nucléaire à la surface de la naine blanche. C'est ce que l'on appelle une nova, un bref éclair lumineux qui envahit l'espace. Cependant, l'intensité lumineuse du système BZ Cam vacille de façon imprévisible. De plus, le système éjecte une grande quantité de matière sous forme de vent stellaire. On voit sur cette image que BZ Cam est à l'origine d'une grande onde de choc en forme d'arc. BZ Cam est à environ 2500 années-lumière de nous en direction de la constellation de la Girafe. (Credit: R. Casalegno, C. Conselice et al., WIYN, NOAO, MURST, NSF) 28 novembre 2000 |
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En lumière visible, Sirius A (Alpha Canis Majoris) est l'étoile la plus brillante du ciel, un repère céleste utilisé de tout temps dans l'histoire connue de l'humanité. Sirius A fait partie d'un système binaire qui n'est qu'à 8 années-lumière de nous. Sa compagne, Sirius B, est une étoile plus petite et surtout beaucoup moins brillante. Elle est d'ailleurs si près de Sirius A qu'elle ne fût observée qu'en 1862 par Alvan Clark alors qu'il testait une grosse lunette astronomique. Cependant, pour les télescopes en orbite qui opèrent dans le domaine des rayons X, la situation du système binaire est l'inverse. Même si Sirius B est plus petite que Sirius A, elle est beaucoup plus chaude et son intensité en rayon X est très largement supérieure, comme le montre d'ailleurs cette image provenant de l'observatoire Chandra (les lignes partant de Sirius B sont des artéfacts produits par l'imagerie). La source qui correspond à la position de Sirius A doit son éclat en grande partie à la lumière ultraviolette de l'étoile qui est parvenue au détecteur de Chandra. Avec une température de 25 000 K, une masse pratiquement égale à celle du Soleil et un rayon juste un peu inférieur à celui de la Terre, Sirius B est la naine blanche connue la plus rapprochée de la Terre. Savez-vous qu'ont en commun Sirius B et Neptune, la géante gazeuse la plus éloignée du Soleil? On a prédit l'existence de ces deux astres grâce à leur influence gravitationnelle avant de les observer au télescope, deux exemples anciens de matière sombre! (Credit: NASA/ CXC/ SAO) 6 octobre 2000 |
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Une grosse bulle de gaz chaud en expansion est rejetée dans l'espace par le système binaire d'étoiles XZ Tauri. Comme on ne connait pas vraiment l'origine de cette bulle, on a étudié attentivement ce système au cours des cinq dernières années en utilisant le télescope spatial Hubble. Ces trois photographies proviennent de ces observations. Cette séquence de photos montre qu'il existe une zone où le gaz se refroidit, ce refroidissement permettant aux ions de capturer des électrons libres et d'ainsi émettre de la lumière. Le système binaire XZ Tauri est à environ 500 années-lumière de nous en direction de la constellation du Taureau. Il est constitué de deux jeunes étoiles séparées d'une distance semblable à la distance moyenne entre le Soleil et Pluton. Cette bulle est en expansion depuis environ 30 ans et elle s'étend maintenant sur environ 600 UA. (Credit: John Krist (STScI) et al., WFPC2, HST, NASA) 21 septembre 2000 |
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Une étoile rayon X disparaît derrière la Lune comme nous le montre ce tableau avant (à gauche) et après l'occultation d'une source galactique de rayon X connue désignée GX5-1. Ces images en fausses couleurs proviennent des données du satellite ROSAT (ROentgen SATellite). Le jaune représente des rayons X de haute énergie en provenance surtout de GX5-1, alors que le rouge correspond à des rayons X de basse énergie provenant du Soleil et réfléchis par la Lune. GX5-1 est un système binaire X constitué d'une étoile à neutrons et d'un compagnon en orbite mutuelle autour de leur centre de masse. La forte gravité de l'étoile à neutrons attire la matière de sa compagne. Tombant en spirale vers l'étoile à neutron, la vitesse des gaz augmente énormément ce qui engendre des rayons X. (Credit: ROSAT Mission, MPE, ESA) 9 septembre 2000 REPRISE du 27 février 1996 |
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Sirius située dans la constellation du Grand Chien est l'étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sur cette photographie grand-angle, Sirius est à l'extrême gauche et à gauche de la constellation d'Orion. À droite, c'est la comète Hale-Bopp (C/1995 O1). La luminosité de Sirius, c'est-à-dire sa puissance intrinsèque, est 22 fois plus grande que celle du Soleil et sa masse est 2,1 fois plus grande. Le système stellaire de Sirius n'est qu'à 8,7 années-lumière de nous, mais ce n'est pas le plus rapproché, car c'est au système d'Alpha du Centaure que revient ce titre. Ce n'est qu'en 1862 que l'on a découvert Sirius B le compagnon de Sirius. Sirius B est une naine blanche dont l'intensité lumineuse est 10 000 fois plus petite que celle de Sirius A. C'est Subrahmanyan Chandrasekhar qui a compris en 1930 l'origine de ce type d'étoile et comment elle peut en dépassant une masse critique, la masse de Chandrasekhar, s'effondrer pour donner naissance à une étoile à neutrons. En observant Sirius en 1718, Edmond Halley a découvert que les étoiles se déplaçaient légèrement et très lentement les unes par rapport aux autres. Des observations contestées révèlent que Sirius paraissait plus rouge il y a seulement 2000 ans. La comète Hale-Bopp est une comète périodique découverte en 1995 qui a illuminé le ciel pendant 18 mois. On lui donne souvent le nom de «grande comète de 1997». (Credit & Copyright: Juan Carlos Casado) 11 juin 2000 Reprise du texte du 2 septembre 1996, mais la comète n'était pas sur la photo. |
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Les interactions complexes entre trois étoiles du nuage moléculaire Orion B sont à l'origine de ce jet de particules dont la longueur fait environ douze années-lumière. Une des étoiles du système HH111 a apparemment été aussi éjectée, laissant ainsi deux étoiles liées fortement sur une orbite binaire. Ce jet spectaculaire provient de l'une de ces étoiles. Dans son ensemble, ce système est passablement complexe, car un autre jet moins lumineux ainsi qu'un disque de gaz en rotation rapide en font partie. Sur l'image du haut captée en lumière visible et provenant du télescope Hubble, plusieurs bulles de gaz sont présentes sur le jet. L'image du bas provient des données recueillies dans l'infrarouge. On peut y observer un tore obscur de poussières et de gaz qui a donné naissance il y a quelques millions d'années à des étoiles. Des protons et des électrons circulent à des vitesses approchant les 500 km/s dans ce jet qui est à quelque 1500 années-lumière de nous. (Credit: Bo Reipurth (CASA/U. Colorado) et al., HST, NASA) 21 mars 2000 |
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Les télescopes optiques sont normalement incapables de voir l'étoile NGC2264 IRS, car elle est tapie au centre de la nébuleuse du Cône (NGC 2264), une région de formation d'étoiles remplie de gaz et de poussière qui bloquent la lumière visible. Mais si vous équipez un télescope avec un capteur infrarouge et encore mieux le télescope Hubble, vous pouvez jeter un œil inquisiteur à l'intérieur d'une telle région, car l'infrarouge est moins absorbé par les poussières. Par exemple, cette image provient de l'instrument NICMOS du télescope Hubble. Cette jeune étoile massive est entourée de six bébés étoiles du même type que le Soleil qui sont tous à moins d'un dixième d’année-lumière de leur grande sœur. Le pic et les anneaux de diffraction entourant l'étoile principale sont des artéfacts produits par le télescope. Comme le prévoient les modèles de la naissance des étoiles, on pense que les vents stellaires intenses de l'étoile massive compriment la matière et déclenchent la formation de petites étoiles. D'ailleurs, ces jeunes étoiles semblent alignées sur une frontière invisible où les gaz de l'étoile massive sont entrés en collision avec le mur d'un nuage moléculaire plus dense. De plus, il se pourrait que NGC2264 IRS soit la source de l'écoulement qui a créé la forme conique impressionnante de la nébuleuse du Cône visible sur les photos optiques. (Credit: R. Thompson, M. Rieke and G. Schneider (Univ. Arizona), NASA) 19 février 2000 REPRISE du 11 juin 1997 |
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Les étoiles fugitives sont des étoiles massives qui se déplacent rapidement dans le milieu interstellaire. Tel un bateau se déplaçant dans le milieu interstellaire, l'étoile fugitive HD 77581 a laissé en comprimant les gaz sur son sillage cette gracieuse onde de choc en forme d'arc. Cette étoile est située près du centre de cette photographie qui provient de l'ESO (European Southern Observatory). Elle est si brillante que sa lumière a saturé l'appareil photo produisant ainsi cette figure en forme de croix. HD 77581 est à plus de 6000 années-lumière de nous en direction de la constellation des Voiles. Elle se déplace à plus de 80 km/s. Quelle est donc l'origine d'une si grande vitesse? La réponse réside sans doute dans le compagnon invisible de cette étoile, un pulsar X connu sous la désignation Vela X-1. Ce pulsar vient sans aucun doute d'une supernova, explosion qui aurait donné une poussée formidable à cette étoile et son compagnon. (Credit: L. Kaper et. al. (ESO)) 27 novembre 1999 REPRISE du 3 décembre 1997 |
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Un pâle système stellaire double catalogué Gliese 623 est à environ 25 années-lumière de la Terre en direction de la constellation d'Hercule. Sur cette image captée par Hubble, les deux étoiles de ce système ont été résolues pour la première fois par l'instrument FOC (Faint Object Camera) en juin 1994. Ces deux étoiles ne sont qu'à 320 millions de kilomètres l'une de l'autre, un peu plus de deux fois la distance entre la Terre et le Soleil. À droite, Gliese 623b est 60 000 fois moins lumineuse que le Soleil et à peu près 10 fois moins massive. Les anneaux lumineux autour de la plus grosse étoile, Gliese 623a, proviennent de la diffraction inhérente à toute image. La plus petite étoile, une naine rouge, est assez massive pour réaliser la fusion de l'hydrogène dans son cœur et ainsi envoyer dans le cosmos un faible faisceau lumineux. Les astres encore moins massifs, les naines brunes, ne brillent que grâce à la contraction gravitationnelle et non par la fusion nucléaire. Les mesures actuelles placent la masse de Gliese 623b à la frontière entre les naines rouges et les naines brunes, mais des mesures plus précises devraient clarifier la nature de cette petite étoile de notre galaxie. Difficiles à détecter en raison de leur faible luminosité, certains pensent que des astres comme Gliese 623b pourraient rendre compte de l'abondance de la matière noire dans l'Univers. (Credit: C. Barbieri (Univ. of Padua), NASA, ESA) 20 novembre 1999 REPRISE du 5 juin 1997 |
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Eta Carinae est l'un des systèmes stellaires les plus lumineux de notre galaxie, la Voie lactée, une puissance des millions de fois plus grande que celle du Soleil. Eta Carinae est un système des plus étranges. Sa luminosité ne cesse de varier de façon importante depuis le début du 19e siècle. Récemment, on a scruté Eta Carinae dans le domaine des rayons X en utilisant le télescope spatial Chandra et on a ajouté encore plus de pièces à ce puzzle énigmatique. Cette image montre l'anneau d'environ 2 années-lumière d'épaisseur et en forme de fer à cheval qui entoure un noyau chaud qui s'étend sur 3 années-lumière. Un fait semble presque certain : ces structures proviennent des collisions entre la matière expulsée du centre à des vitesses supersoniques et le milieu ambiant. Les spéculations continuent sur l'explosion possible d'Eta Carinae dans le prochain millénaire. (Credit: Chandra X-ray Observatory, NASA) 11 octobre 1999 |
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On sait avec certitude quelle est la plus grosse étoile de ce système binaire. Ce dessin artistique est basé sur de récentes données sur le système de Phi Persei qui est à 720 années-lumière de nous. Un disque de gaz entoure Phi Persei, la plus grosse étoile, et sa petite compagne est à quelque 160 millions de kilomètres d'elle. La masse de Phi Persei est d'environ 9 masses solaires. Les caractéristiques de ce système ont cependant changé drastiquement. En effet, il y a 10 millions d'années, la petite compagne de Phi Persei était l'étoile la plus massive. Elle a donc évolué plus rapidement, se transformant en géante rouge. Elle a alors perdu son enveloppe externe gonflée au profit de Phi Persei et tout ce qui en est resté est un noyau dense et chaud d'environ une masse solaire. Dans 10 millions d'années, les rôles pourraient bien s'inverser alors que Phi Persei se transformera en géante rouge retournant la matière volée à sa compagne. Est-ce que Phi Persei finira sa vie en naine blanche ou en supernova? Difficile de le dire. La masse minimum d'une étoile de la séquence principale qui se transforme en supernova n'est pas connue avec précision. Trop de facteurs restent inconnus, comme la quantité de matière perdue par les vents stellaires durant la vie d'une étoile dans le stade de la séquence principal. La petite étoile de ce système pourrait aussi se transformer en nova en accumulant de la matière à sa surface. L'évolution d'un système binaire est un sujet d'intérêt pour l'astronomie moderne. (Credit: Douglas Gies (CHARA, GSU) et. al.Illustration: William Pounds) 2 octobre 1999 REPRISE du 12 décembre 1997 |
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Les deux étoiles au centre de cette nébuleuse sont très différentes. L'une est une naine blanche dont la masse est semblable à celle du Soleil, mais dont le diamètre est aussi petit que celui de la Terre. L'autre étoile est une géante rouge, une étoile dont la masse est aussi semblable à celle du Soleil, mais dont le rayon est si grand qu'elle pourrait s'étendre jusqu'à l'orbite de la Terre. L'étrange relation symbiotique entre ces deux étoiles du système He2-104 a donné naissance à une nébuleuse planétaire qui a l'apparence d'un sablier enfermé dans un autre sablier. La matière de la géante rouge, une étoile du même type que l'étoile variable Mira de la constellation de la Baleine, est transférée vers le disque d'accrétion qui entoure la naine blanche qui voit alors sa masse augmenter. Lorsque suffisamment de matière se sera accumulée à la surface de la naine blanche, une explosion thermonucléaire se produira créant probablement un autre nuage en forme de sablier. Cette image a été captée par la caméra planétaire à large champ WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera) du télescope spatial Hubble. Les deux sabliers formés par les deux dernières explosions sont visibles sur la photographie. (Credit: R. Corradi (Instituto de Astrofisica de Canarias) et al., NASA) 31 août 1999 |
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Les étoiles aussi peuvent avoir des bras spiraux. En effet, on a récemment découvert dans la constellation de Pégase un disque de gaz entourant une compacte étoile naine blanche qui présente cet aspect. Cette naine blanche fait partie du système binaire IP Pegasi. Le disque gazeux est formé de la matière arrachée par la naine blanche à sa compagne. Ce disque est plus petit que le Soleil et on ne peut donc voir directement au télescope la spirale. On a plutôt déduit la forme du disque en utilisant la tomographie obtenue par la spectrographie Doppler. L'image de gauche est le tomographe qui représente la répartition des vitesses des gaz mesurées par un spectromètre Doppler. L'éclat de cette image correspond à l'intensité de la lumière émise par l'hydrogène qui se déplace à la vitesse indiquée sur les axes. La position centrale de ce panneau indique la vitesse du centre de masse du système binaire. Le panneau central montre un modèle compatible avec les mesures réalisées. Le panneau de droite est une carte de la position calculée du disque d'accrétion d'IP Pegasi. Le disque comporte deux bras spiraux évidents. (Credit: D. Steeghs, E. Harlaftis, K. Horne, Astronomy Group, Univ. St.Andrews) 22 août 1997 |
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SS 433 est l'un des systèmes solaires les plus exotiques connus. Son nom banal vient de son addition à un catalogue d'étoiles qui émettent de la lumière caractéristique de l'atome d'hydrogène. Son comportement très remarquable vient d'un objet compact, un trou noir ou une étoile à neutrons, entouré d'un disque d'accrétion et de deux jets perpendiculaires à ce disque. Ce dessin artistique de SS 433 basé sur des observations montre le fonctionnement de ce système qu'on nomme un microquasar. L'étoile massive à droite est en orbite mutuelle avec un objet compact dont la gravité arrache de la matière à cette dernière. La matière transférée à l'objet compact forme un disque d'accrétion avec deux jets perpendiculaires de gaz ionisés qui se déplacent en direction opposée à une vitesse atteignant le quart de la vitesse de la lumière. Les radiations du jet penché vers l'observateur sont décalées vers le bleu, alors que celles de l'autre jet sont décalées vers le rouge, d'où les couleurs du dessin. La période de révolution de ce système binaire est d'environ 13 jours, mais le mouvement de précession (fiche 2) du jet emporté comme une toupie est beaucoup plus long, environ 164 jours. Est-ce que les jets de SS 433 sont apparentés à ceux des trous noirs supermassifs au centre de certaines galaxies? (Credit: Artist's Visualization (NASA)) 13 avril 1997 REPRISE du 6 mars 1996 |
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Mizar, l'étoile située au milieu de la poignée de la Grande Casserole, est en réalité un système binaire. D'ailleurs, la majorité des étoiles appartiennent à des systèmes stellaires et les systèmes binaires sont les plus répandus. Dans un système binaire, chaque étoile est en orbite elliptique autour de l'autre étoile. Leur gravité mutuelle les déplace comme si elles étaient attachées à un élastique passant par un point d'équilibre entre elles. Ce point est le centre de masse du système. Aussi connue sous le nom de Zeta Ursae Majoris, Mizar est à environ 88 années-lumière de nous et c'est sans doute cette proximité qui fait que c'est le premier système binaire découvert au télescope probablement par Benedetto Castelli qui demanda en 1617 à Galilée de l'observer. Des analyses spectroscopiques de Mizar révèlent des décalages doppler périodiques pour les deux étoiles Mizar A et Mizar B. Ces décalages périodiques ne sont possibles que si Mizar A et Mizar B sont elles-mêmes des systèmes binaires. Ces systèmes binaires sont cependant si rapprochés que même les plus gros télescopes ne peuvent les voir séparés. Cependant, en développant un nouvel interféromètre optique (fiche 7) capable d'une très haute résolution même à travers la turbulence de l'atmosphère (optique adaptative), les astronomes de l'USNO (observatoire naval des États-Unis) et du NRL (Naval Research Laboratory) ont pu détecter l'étoile compagne de Mizar A. Cette image montre le mouvement relatif de cette compagne. Les systèmes binaires sont d'une importance capitale pour les astronomes, car on peut à partir de la troisième loi de Kepler et des paramètres orbitaux des étoiles calculer leur masse. La connaissance de la masse des étoiles est en effet essentielle pour comprendre leur évolution. (Credit: J. Benson et al., NPOI Group, USNO, NRL) 19 février 1997 |
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Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel. Voir le texte du 11 juin 2000. (Credit: ROSAT, MPE, NASA, Courtesy Skyview ; Copyright: University of Leicester) 2 septembre 1996 |
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Alpha Centauri, le système stellaire le plus rapproché du Soleil. Voir le texte du 3 juillet 2011. (Credit and Copyright: STSci Digitized Sky Survey, Anglo-Australian Observatory) 26 mai 1996 |
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De formidables explosions près du centre de notre galaxie ont été découvertes en décembre 1995. Cette découverte a été annoncée aujourd'hui dans la revue Nature et aussi lors d'une conférence de presse de la NASA. Des explosions comme celle-ci n'ont jamais été observées. Leur origine est donc inconnue et elle sera sans doute la source de spéculations et d'observations pendant les prochaines années. Énormément plus puissante que n'importe quelle explosion que les humains peuvent produire, cette éruption se produit sans doute dans des conditions extrêmes que l'on ne peut retrouver qu'à la surface d'une étoile à neutrons d'un système binaire, peut-être semblable à la binaire X illustrée sur ce dessin. En raison du satellite (GRO) qui l'a découvert et de sa position, cette source a été appelée GRO J1744-28. Cette source produit chaque jour plusieurs explosions qui durent plusieurs secondes. Les rayons X dominent le spectre de ces explosions. (Drawing Credit: J. Schoemer (NASM)) 28 février 1996 |
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Quelquefois, des étoiles unissent leurs efforts pour créer un spectacle extraordinaire. C'est le cas du système binaire R Aquarii, un système binaire symbiotique. Dans le système de R Aquarii, la variable géante et sa compagne naine blanche ont créé une nébuleuse et un jet de matière. La lumière en provenance de la géante rouge et de la nébuleuse est visible sur cette image. Les deux coquilles de la nébuleuse proviennent de deux éruptions séparées. On connait peu de choses sur les systèmes binaires symbiotiques. (Credit: Anglo-Australian Telescope photograph by David Malin ; Copyright: Anglo-Australian Telescope Board) 4 janvier 1996 |
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La source la plus intense de rayon X dans le Grand Nuage de Magellan est un système stellaire binaire inhabituel classifié LMC X-1. On pense que LMC X-1 est constitué d'une étoile normale et d'une étoile compacte en orbite l'une autour de l'autre. Le gaz arraché à l'étoile normale tombe sur l'étoile compacte, se réchauffe et émet ainsi des rayons X. Les radiations X du système ionisent les atomes à des années-lumière de celui-ci produisant ainsi des rayons X de ces mêmes atomes lorsqu'ils capturent un électron libre. Le mouvement du système binaire indique que l'étoile compacte est probablement un trou noir, car sa masse est environ cinq fois plus grande que celle du Soleil, une masse largement supérieure à la limite admise pour une étoile à neutrons. (Credit: ROSAT, MPE, NASA) 30 décembre 1995 |
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