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 ÉTOILES VARIABLES
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En janvier 2002, le volume de
l’étoile V838 Mon s’est soudainement accru ce qui l’a fait devenir l’étoile
la plus brillante de notre Galaxie. Et puis, tout aussi soudainement, elle
s’est éteinte. On n’a jamais observé un tel flash stellaire ; les novas et
les supernovas expulsent de la matière dans l’espace intersidéral. On
pourrait croire en regardant cette photographie prise par Hubble que V838
Mon a effectivement expulsé de la matière dans l’espace, mais ce n’est pas
le cas. Ce que l’on voit est un écho de lumière du flash qui s’éloigne de
l’étoile. Un écho lumineux est produit par la réflexion successive du flash
sur les couches atmosphériques qui entourent déjà l’étoile. Cette étoile
étrange est située 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. (Credit: NASA and
the Hubble
Heritage Team (AURA/STScI)) |
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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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Quelle est l’origine de ces nuages cosmiques plutôt
inhabituels. Au centre de cette image captée par le télescope spatial Hubble
se trouve AG Carinae,
une étoile supergéante située à environ 20 000 années-lumière en direction
de la
constellation de la Carène. La puissance émise par cette étoile est plus
d’un million de fois supérieure à celle du Soleil.
AG Carinae est en fait l’une des
étoiles les plus
lumineuses de la
Voie
lactée. AG Carinae et sa voisine
Eta Carinae sont
deux spécimens de la classe peu peuplée des étoiles
variables
bleues lumineuses (LBV), étoiles connues pour leurs
éruptions violentes. La
nébuleuse qui entoure
AG Car
est constituée des débris d’une ou de plusieurs de ces
explosions.
L’envergure de la nébuleuse est d’environ 5 années-lumière et on estime
qu’elle renferme quelque 10 masses solaires de gaz.
Son âge serait d’au moins 10 000 ans.
Cette image
a été prise pour commémorer le 31e anniversaire du télescope Hubble. C’est
la première image qui a capté la totalité de la nébuleuse, nous permettant
ainsi d’obtenir une
nouvelle perspective de sa structure et de son contenu en poussière. Les
étoiles variables lumineuses
bleues sont la dernière et
brève étape de la vie de certaines étoiles supergéantes, mais
l’explication de leur sursaut d’activité reste un défi pour la
compréhension du
fonctionnement des étoiles massives.
(Image Credit: NASA, ESA, STScI;
Processing: Judy
Schmidt;
Text: Anders
Nyholm) |
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Entouré de nombreuses
étoiles flamboyantes, le chasseur céleste Orion est l’une des
constellations les plus reconnaissables du ciel de la Terre. Sur ce
paysage céleste,
en cette soirée du 30 décembre 2019, les étoiles du chasseur se lèvent dans
le ciel hivernal de l'hémisphère nord au travers les arbres dénudés près de
Newnan dans l’état
américain de la
Georgie. L’étoile supergéante rouge
Bételgeuse se
démarque dans ses tons jaunâtres près de
l’épaule d’Orion à gauche du centre, mais elle ne rivalise plus aussi
fortement depuis peu avec la supergéante bleue
Rigel qui se trouve au
pied du chasseur. En fait, les amateurs d’astronomie peuvent maintenant voir
une Bételgeuse étonnamment moins brillante, car sa luminosité a diminué de
plus de la moitié
au cours des derniers mois de 2019. On sait depuis longtemps que
Bételgeuse est une
étoile variable, sa luminosité ayant varié plusieurs fois sur de courtes
périodes de centaines d’années et de longues périodes de plusieurs années.
Bételgeuse est maintenant
près du minimum de
la luminosité enregistrée par les mesures photométriques de 1926/27,
probablement en partie à cause d'une quasi-coïncidence dans le minimum des
cycles à court et à long terme. On sait aussi que Bételgeuse est une étoile
supergéante rapprochée qui terminera sa vie en une supernova à effondrement
de cœur au cours du prochain millénaire. Cependant, ce cataclysme éloigné de
700 années-lumière sera
sans danger pour notre planète.
(Image Credit &
Copyright:
Jimmy Westlake
(Colorado
Mountain College) 2 janvier 2020 |
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Pourquoi la luminosité de Bételgeuse diminue-t-elle? La luminosité de
Bételgeuse, une des
étoiles parmi les plus brillantes et les plus
connues du
ciel de la Terre, est maintenant la moitié moindre de ce qu’elle était
il y a seulement cinq mois. Une telle variation est probablement un
phénomène normal pour cette
supergéante rouge
variable, mais ce récent déclin a relancé les spéculations au sujet du temps
qu’il reste à
cette étoile avant qu’elle explose en
supernova. Connue pour
sa couleur rouge,
Bételgeuse est l’une des rares étoiles à être
résolue par nos télescopes modernes, même si c’est seulement un peu. Ce
dessin artistique
nous montre ce que pourrait être l’aspect de
Bételgeuse vue de
plus près. On pense que la surface de Bételgeuse est
complexe et
tumultueuse et qu’il s’en échappe fréquemment d'impressionnantes
éruptions. Si
on remplaçait le
Soleil
par Bételgeuse, sa surface rejoindrait presque l’orbite de
Jupiter
et ses panaches de gaz jailliraient au-delà de l’orbite de
Neptune.
Puisque Bételgeuse est à environ 700 années-lumière de nous, son explosion
ne mettra pas en danger la vie sur Terre, mais
sa luminosité
rivalisera alors avec celle de la pleine lune. Les astronomes, tant
professionnels qu’amateurs, vont sûrement
continuer de surveiller Bételgeuse
durant cette nouvelle décennie. (Illustration
Credit: ESO, L.
Calcada) 1er janvier 2020 |
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Pour la cosmologie, l'étoile au centre de cette photographie est l'une des plus précieuses du ciel et c'est dû en partie à une heureuse coïncidence. En effet, l'étoile RS Puppis est située près d'une nébuleuse de réflexion et cette proximité permet de mieux estimer sa distance. RS Puppis est une étoile variable de type céphéide qui est environ 10 fois plus massive que le Soleil et dont la luminosité est en moyenne 15 000 fois plus élevée. La relation entre la période et la luminosité (fiche 4) des céphéides est utilisée pour calculer la distance des galaxies rapprochées, première étape pour calibrer les distances cosmiques plus grandes. La période de variation de luminosité de RS Puppis est d'environ 40 jours. Cette variation régulière de luminosité produit aussi une variation de l'éclat de la nébuleuse, car elle réfléchit la lumière de RS Puppis. La mesure du retard de cet écho lumineux, de la taille de la nébuleuse et de la valeur de la vitesse de lumière permettent de calculer avec une précision de 1,4 % la distance qui nous sépare de cette céphéide, soit 6500 ± 90 années-lumière, une mesure remarquablement précise. Cette amélioration de la distance mesurée par l'écho lumineux de RS Puppis permet de mieux connaitre la luminosité de cette étoile et d'ainsi utiliser avec plus de précision la relation découverte par Henrietta Leavitt entre la période des céphéides et leur luminosité. L'estimation de la distance des galaxies rapprochées devient alors plus précise. (Image Credit & Copyright: Image Data: NASA, ESA, Hubble Legacy Archive; Processing & Copyright: Rogelio Bernal Andreo (DeepSkyColors.com)) |
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Mieux connue sous le nom d'«étoile cramoisie de Hind», R Leporis est une étoile peu commune du ciel de la Terre. C'est une rare étoile qui arbore une couleur pourpre éclatante. Cette étoile a été découverte en 1845 par l'astronome britannique John Russell Hind qui a noté qu'elle est apparue dans son télescope comme «… une goutte de sang sur un champ noir». Distante d'environ 1360 années-lumière en direction de la constellation du Lièvre, R Leporis est une étoile variable de type Mira. Sa luminosité varie sur une période de 14 mois. On sait maintenant que c'est une étoile carbonée, une géante rouge très froide dotée d'une abondance extrême de carbone. Cette abondance de carbone vient de la fusion de l'hélium près du cœur stellaire de l'étoile mourante. Le carbone produit est ensuite transporté vers les couches extérieures de l'étoile en expansion. Ce processus produit une surabondance de molécules carbonées comme le CO, CH, CN et C2. S'il est vrai que les étoiles froides émettent la majeure partie de leurs radiations dans le rouge et dans l'infrarouge, ce l'est encore plus pour les étoiles carbonées. En effet, les molécules carbonées absorbent fortement ce qui reste de la couleur bleue et cela donne à ces étoiles une couleur rouge exceptionnellement profonde. R Leporis est en train d'expulser son atmosphère riche en carbone vert le milieu interstellaire en raison de son puissant vent stellaire et elle pourrait être près de la transition qui la transformera en nébuleuse planétaire. Les éditeurs de l'APOD vous souhaitent une joyeuse Halloween. (Image Credit & Copyright: Martin Pugh) |
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RS Puppis, voir le texte du 17 mai 2019. (Image Credit: NASA, ESA, Hubble Heritage Team; Acknowledgement: Howard Bond (STScI & Penn State U.)) 29 aout 2018 REPRISE du texte du 9 septembre 2013. |
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Vous pouvez observer les changements de sa luminosité au cours d'une année en utilisant simplement des jumelles. L'étoile variable R Aquarii est en réalité un système binaire d'étoiles en interaction, deux étoiles qui présentent une relation étroite et 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 finalement déclencher une explosion thermonucléaire produisant ainsi une autre nova qui projettera quantité de matière dans l'espace. Cette image captée par le télescope spatial Hubble montre l'anneau de débris encore en expansion, anneau dont l'origine remonte à l'explosion observée au début des années 1770. La taille de cet anneau est actuellement d'un peu moins d'une année-lumière. Depuis l'an 2000, le télescope spatial Chandra recueille des données dans le domaine des rayons X des évènements énergétiques de R Aquarii. On comprend moins bien l'évolution de ces évènements énergétiques. (Image Credit: Hubble, NASA, ESA; Processing & License: Judy Schmidt) 11 juillet 2018 |
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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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Quelle est l'origine de la variation incohérente de la luminosité de l'étoile KIC 8462852? Personne ne le sait! Le satellite Kepler observe régulièrement KIC 8462852 pour y détecter la présence de planètes, car c'est une étoile assez semblable au Soleil. Les volontaires du projet Zooniverse, travaillant en parallèle des ordinateurs des scientifiques chasseurs d'exoplanètes, ont déniché cette étrange étoile. Sa luminosité diminue de façon inattendue jusqu'à 20 % pendant des mois, puis elle retrouve son éclat normal. Les causes habituelles de la variation de luminosité d'une étoile de ce type, comme les éclipses par une planète en orbite ou par un compagnon stellaire, ne cadrent pas avec la nature non répétitive de cette perte de luminosité. Deux explications plausibles sont envisagées : la présence d'un nuage de comètes ou les débris d'une planète fracassée par une collision. Mais ces deux hypothèses n'expliquent pas la légère perte de la luminosité de cette étoile au cours des 125 dernières années. Quoi qu'il en soit, ce dessin artistique illustre la destruction d'une planète du système stellaire NGC 2547-ID8 qui présente dans les observations infrarouges des indices d'une telle collision. Les récentes observations en infrarouge de KIC 8462852 n'ont pas détecté le rayonnement infrarouge d'un disque de débris en orbite rapprochée de l'étoile, mais ils ont révélé qu'un tel disque pourrait bien exister à une distance plus éloignée. On fera sans doute d'autres observations de ce système stellaire, mais on verra surement apparaitre des hypothèses imaginatives, comme une super structure construite par une civilisation extraterrestre telle une sphère de Dyson. (Illustration Credit: NASA, JPL-Caltech) 13 juin 2016 |
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Si vous possédez une imprimante 3D et si vous cherchez quelque chose à construire, essayez de copier la nébuleuse de l'Homuncule qui entoure l'étoile Eta Carinae, une étoile très massive reconnue pour son instabilité et faisant partie d'un système binaire. Ce poussiéreux nuage cosmique bipolaire situé à quelque 7 500 années-lumière de nous fait environ une année-lumière et vous devez donc le réduire considérablement à une dimension équivalente à 1/4 de nanoseconde lumière, soit 80 mm. Entre les années 1838 et 1845, Eta Carinae a connu une grande éruption devenant alors la deuxième étoile la plus brillante du ciel de notre planète. C'est cet événement cataclysmique qui a engendré la nébuleuse Homuncule. Ce nouveau modèle de la nébuleuse qui continue de s'éloigner d'Eta Carinae a été créé en se basant sur les informations du spectrographe X-Shooter installé sur un des télescopes du VLT de l'ESO. Cet instrument a la capacité de mesurer la grandeur et la direction de la vitesse à laquelle se déplace l'hydrogène moléculaire dans la poussière de la nébuleuse avec une grande précision. Le X-Shooter nous révèle les fosses, les mottes et les saillies même dans les régions poussiéreuses obscures de face opposée à la Terre. L'étoile Eta Carinae connait encore de violents soubresauts et c'est une excellente candidate pour une supernova spectaculaire d'ici quelques millions d'années. (Science Credit: W. Steffen (UNAM), M. Teodoro, T.I. Madura, J.H. Groh, T.R. Gull, A. Mehner, M.F. Corcoran, A. Damineli, K. Hamaguchi Image Credit: NASA, Goddard Space Flight Center/SVS - Inset: NASA, ESA, Hubble SM4 ERO Team) 17 juillet 2014 |
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La grande nébuleuse de la Carène. Un joyau de l’hémisphère sud, la grande nébuleuse de la Carène (NGC 3372) s’étend sur 300 al. C’est l’une des plus grandes pouponnières d’étoiles de notre Galaxie. Comme la nébuleuse d’Orion, celle de la Carène est facilement visible à l’œil nu même si elle est 5 fois plus éloignée (7500 al). Ce somptueux portrait cosmique présente de remarquables détails des filaments lumineux de gaz interstellaire et des nuages obscurs de poussière de cette région. La région couverte plus grande que le diamètre angulaire de la Lune s'étend plus de 300 années-lumière. La nébuleuse de la Carène renferme de jeunes étoiles extrêmement massives dont l'énigmatique étoile variable Eta Carinae, une étoile dont la masse est cent fois supérieure à celle du Soleil. Eta Carinae est l'étoile brillante près du centre de l'image, juste à gauche de la poussiéreuse nébuleuse du Trou de la Serrure (NGC 3324). Alors qu'Eta Carinae est sur le point d'exploser en supernova, des images en rayons X nous indiquent que la nébuleuse de Carène est une véritable usine de production de supernovae. (Image Credit & Copyright: Lóránd Fényes) 15 octobre 2013 |
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RS Puppis. Voit le texte du 29 aout 2018. Cette image a été captée par le télescope Hubble et traitée numériquement par Stephen Byrne. (Image Credit: Hubble Legacy Archive, NASA, ESA - Processing: Stephen Byrne) 9 septembre 2013 |
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C’est gamma Cassiopée qui
est la vedette de la photographie du jour avec ses jolis pics de diffraction. Gamma
Cassiopée est située au sommet central du W que forme
cette constellation dans le ciel. C’est une étoile variable
et chaude dont la rotation sur elle-même est rapide, environ
300 km/s à l’équateur. Cette étoile est à quelque
600 années-lumière de nous. Les radiations intenses de Gamma
Cassipée ionisent les gaz stellaires qui l’entourent, dont
les filaments rouges de la nébuleuse d’émission IC 63
que l’on voit à sa gauche. La nébuleuse de réflexion
bleutée IC 59 est aussi visible juste au-dessus de Gamma Cassiopée.
Ces deux petites nébuleuses asses d’intensité lumineuse
faible ne sont séparées de l’étoile que par
quelques années-lumière seulement. L’image du jour
couvre un champ d’environ 2° de la voûte céleste. (Credit & Copyright: Processing
- Noel
Carboni, Imaging - Greg Parker, New
Forest Observatory) 24 décembre 2009 |
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Cette nébuleuse de réflexion
entoure l’étoile variable RS Pup. Cette étoile est
10 fois plus massive que le Soleil et en moyenne 15 000 fois plus
lumineuse. En fait, RS Pup est une céphéide dont la variation
de luminosité est périodique (fiche
3). Henrietta Leavitt a découvert que la luminosité des
céphéides est directement proportionnelle à la période
de variation de leur luminosité. Il suffit alors de mesurer leur
période pour calculer leur luminosité. Comme on peut mesurer
leur intensité lumineuse, on peut alors calculer leur distance : la
méthode est décrite sur la fiche 4 de cette section.
Cette méthode a permis à Hubble de mesurer la distance des
galaxies et de découvrir l’expansion de l’Univers. Les
travaux de Mme Leavitt sont donc très importants et sa contribution à la
cosmologie moderne n’est pas reconnue à sa juste valeur. À quand
un télescope spatial portant son nom? La période de RS Pup
est de 40 jours. On observe la même période de variation lumineuse
pour la nébuleuse, mais avec un délai, une espèce
d’écho lumineux. Les astronomes ont utilisé la grandeur
de ce délai, la grandeur de la nébuleuse et la vitesse de
la lumière pour calculer géométriquement la distance
qui nous sépare de RS Pup, soit 6500 années-lumière
avec une précision de plus ou moins 90 années-lumière.
Cette méthode a permis de raffiner la méthode des céphéides,
soit une précision plus grande de la constante qui relie leur période à leur
luminosité. On pourra donc obtenir une meilleure précision
de la distance qui nous sépare des galaxies. (Credit: Pierre
Kervella (Obs.
de Paris), Antoine Mérand (CHARA), et
al., ESO) 12 février 2008 |
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L’amas
globulaire M3.
L’animation présentée montre des fluctuations d’intensité lumineuse
qui se produisent au cours d’une seule nuit. La plupart des étoiles
dont l’intensité lumineuse varie sont du type
RR de Lyr. (Credit & Copyright: J.
Hartman & (Harvard
CfA) & K.
Stanek (Ohio
State U.)) 15 avril 2007 REPRISE : 12 octobre 2004 |
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Vue panoramique de
la nébuleuse de la Carène prise par HST. La nébuleuse
de la Carène est le domicile de l’étoile super
massive Eta Carinae. Cette étoile était l’une des
plus brillantes du ciel dans les années 1830, mais son éclat
a diminué considérablement depuis. La nébuleuse
du Trou de la Serrure visible à gauche au centre de l’image
contient aussi plusieurs étoiles massives et son apparence change
rapidement. L’ensemble de la nébuleuse de la Carène
s’étend sur environ 300 al à environ 7,5 kal de
nous dans la constellation de la Carène.
L’image présentée est une composition de 48 photographies à haute
résolution réalisées par HST. On peut également
obtenir une photographie
annotée et vous pouvez vous amuser avec une
version que l’on peut déplacer et zoomer à l’aide
du logiciel Flash Player. (Credit: NASA, ESA, N.
Smith (U.
California, Berkeley) et
al., and The Hubble
Heritage Team (STScI/AURA)) 24 mai 2009 REPRISE DU 25 avril 2007 |
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Photographie de l’étoile
variable Mira (dans la constellation de la Baleine) dans le ciel de l’Allemagne.
Mira est juste au-dessus de l’arbre à droite. En mettant
le curseur au-dessus de l’image, les dessins des constellations
de même que leur nom et ceux des étoiles apparaissent. Mira
est une étoile
variable dont la période est 330 jours. D’étoile
brillante, elle devient invisible à l’œil nu. Sa magnitude maximale
atteint la valeur 2 ce qui lui confère une luminosité 10
000 fois supérieure à celle du Soleil. (Credit & Copyright:
Stefan Seip (AstroMeeting.de)) 21 février 2007 |
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L’étoile variable V838
de la Licorne se trouve près de la bordure de la Voie lactée à environ
20 kal du Soleil. Cette étoile a connu soudaine augmentation de
sa luminosité en janvier 2002. Depuis, elle fait l’objet
d’une surveillance accrue. La lumière émise lors
de ce sursaut d’énergie se répand dans l’environnement
gazeux de l’étoile, illuminant des régions de plus
en plus lointaines. Cette photographie a été réalisée
par le télescope Hubble. L’image couvre une distance de
14 années-lumière. On pense que les effets du sursaut sur
les gaz environnants devraient durer encore une dizaine d’années
grossissant ainsi la zone illuminée autour de l’étoile.
Les astronomes ont déterminé que V838 est fort probablement
un système binaire, mais l’origine du sursaut énergétique
est encore totalement inconnue. (Credit: NASA, ESA,
and H. Bond (STScI)) 3 novembre 2006 REPRISE du texte du 5 mars 2004 |
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Aux yeux des astronomes du 17e
siècle, Mira (dans la constellation de la Baleine) était
une étoile merveilleuse, une étoile dont la luminosité variait
dramatiquement sur une période de 11 mois : sa magnitude
apparente augmente d’une valeur de 10 (invisible à l’œil
nu) jusqu’à 2 (étoile très brillante) (voir
fiche 2 de
cette section). Nous savons maintenant que Mira en compagnie de
plusieurs autres étoiles forme une classe (type Mira justement)
d’étoiles variables à longue période. Ces étoiles
sont des géantes rouges froides dont le diamètre est
700 fois plus grand que celui du Soleil. Située à 420
al de nous, Mira fait partie d’un système binaire. Sa
compagne est une naine blanche (Mira B). Mira B est entouré d’un
disque d’accrétion de matière qu’elle draine
de la géante rouge. Il est naturel de s’attendre à ce
que Mira B, étoile chaude, émette des rayons X. Cette
image, en fausses couleurs, provenant du satellite Chandra (un
télescope spatial en rayon X) montre que Mira elle-même
est aussi une forte source de rayon X, et cela est étonnant,
car la surface de Mira, une géante rouge, est plutôt froide.
En glissant le curseur au-dessus de l’image de la page d’accueil
de l’APOD, on voit apparaître le dessin d’artiste
du système binaire reproduit par la miniature ci-contre. (Credit:
X-ray Image: M. Karovska (Harvard-Smithsonian
CfA) et
al., CXC / NASA Illustration:
M.Weiss(CXC)) |
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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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V838
de la Licorne. Voir le texte du 3 novembre 2006. La photo est ici différente. (Credit: NASA and the Hubble Heritage Team (AURA/STScI)) 5 mars 2004 |
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L'étoile V838 Monocerotis a surpris les astronomes en janvier 2002 alors que son éclat a augmenté comme on ne l'avait jamais observé pour une étoile variable, un genre d'éruption soudaine. Les scientifiques ont depuis suivi l'évolution de V838 Mon autant avec des instruments basés sur le sol qu'avec le télescope Hubble. La nébuleuse poussiéreuse qui entoure l'étoile change d'aspect très rapidement. On s'est rendu compte que la nébuleuse entourant V838 Mon est visible grâce à l'écho lumineux issu de l'éruption. La lumière qui s'amuse à faire des aller-retour entre les couches gazeuses qui entouraient déjà l'étoile produit une illusion assez remarquable, nous laissant croire que la nébuleuse prend de l'expansion à une vitesse supérieure à celle de la lumière. Le diamètre de la nébuleuse est d'environ 6 années-lumière. Les astrophysiciens n'ont pas encore trouvé une explication convaincante du comportement éruptif de V838 Mon, mais en continuant d'étudier son comportement, on espère y arriver. L'image du jour a été réalisée à partir des données enregistrées le 21 octobre 2003 par le télescope de 1,55 m du US Naval Observatory. L'image est en fausses couleurs, le même modèle de palette de couleurs que celle utilisée sur le précédentes images d'Hubble pour rendre la comparaison plus simple. (Credit: Arne Henden (US Naval Observatory, Flagstaff) Image Processed by Al Kelly) 5 décembre 2006 |
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Pour des raisons que l'on ignore, la surface de l'étoile V838 Mon s'est soudainement accrue et elle est ainsi devenue l'étoile la plus brillante de la Voie lactée. Et puis, tout aussi soudainement, son éclat a faibli. On n'avait jamais vu un flash stellaire comme celui-là. Les supernovae et les novae expulsent de la matière dans l'espace, mais bien que le flash de V838 Mon semble le faire aussi dans cette animation construire à partir de 4 photos, ce que nous voyons est en réalité un écho de la lumière émise par l'étoile. La durée véritable de l'animation est de huit mois et cela s'est produit en 2002. La réflexion de la lumière par des anneaux successifs de la poussière interstellaire qui entoure V838 Mon produit cet effet d'écho. V838 Mon est à quelque 20 000 années-lumière de la Terre en direction de constellation de la Licorne. Le diamètre de l'écho lumineux est d'environ 6 années-lumière. (Credit: H. Bond (STScI), A. Henden (USNO Flagstaff), Z. Levay (STScI), et al., ESA, NASA) 2 avril 2003 |
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V838 Monocerotis est sans aucun doute la meilleure candidate dans la catégorie des étoiles mystérieuses de la Voie lactée. Elle est en effet devenue brièvement l'étoile la plus lumineuse de notre Galaxie. Depuis son éruption découverte en janvier 2002, les observations de V838 indiquent qu'elle passe d'un état de faible luminosité à peine plus intense que le Soleil à une étoile très lumineuse de type supergéante rouge et froide en quelques mois seulement. Ce comportement est peu compatible avec le modèle d'évolution des étoiles et avec la compréhension que nous avons des étoiles éruptives. Cette image provient d'une série de photos captées par le télescope Hubble. La luminosité de V838 est plutôt faible et elle est encerclée d'une nébuleuse gazeuse en expansion. Cette nébuleuse est le résultat de plusieurs échos lumineux sur des coquilles de poussière dont le diamètre atteint des années-lumière. Ces coquilles gazeuses qui ont été éjectées par V838 réfléchissent la lumière qui les atteint vers l'étoile : les coquilles s'illuminent alors tour à tour. On pense que les échos produits par des enveloppes encore plus lointaines seront visibles jusqu'en 2010 environ. Selon de récents estimés, V838 Mon serait à environ 20 000 années-lumière de la Terre. (Credit: H. Bond (STScI), A. Henden (USNO Flagstaff), Z. Levay (STScI), et al., ESA, NASA) 27 mars 2003 |
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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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On vous a déjà dit que toutes les étoiles apparaissent comme des petits points de lumière, même dans les plus gros télescopes? Eh bien, c'était peut-être vrai à l'époque. En 1995, Bételgeuse est devenue la deuxième étoile, après le Soleil évidemment, dont la surface a été résolue. En 1997, Mira s'est ajoutée à la liste. Mira est une géante rouge dont l'intensité lumineuse change radicalement sur une période de 330 jours (fiche 2), voyant son éclat multiplié par un facteur 100. Elle passe d'une magnitude apparente de 10, donc non visible à l'œil nu, à une magnitude de 2 devenant alors une étoile très brillante. Mira est d'ailleurs la première étoile variable qui a été découverte en août 1596 par David Fabricius. Mira peut devenir 700 fois plus grosse que le Soleil et elle n'est qu'à 400 années-lumière de nous. Cette photographie a été réalisée par le télescope spatial Hubble et elle nous montre vraiment la surface de Mira. Mais qu'y voit-on? On ne connait pas la nature du prolongement en bas à gauche. Il se pourrait que Mira subisse une perturbation gravitationnelle de sa compagne naine blanche, Mira B, ou que ce soit cette naine blanche. (Credit: M. Karovska (Harvard-Smithsonian CfA) et al., FOC, ESA, NASA) 21 janvier 2001 REPRISE DU 11 octobre 1998 et du 13 août 1997 |
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La jeune étoile R Coronae Australis (R CrA) est située dans un environnement très poussiéreux. En fait, la poussière est si dense dans le coin gauche supérieur de cette photographie que peu de lumière des étoiles situées à l'arrière nous parvient. Un nuage de poussière un peu plus dilué près de l'étoile réfléchit la lumière de R CrA (en haut à droite) et de sa voisine TY Coronae Australis. Si ces étoiles étaient plus massives, elles émettraient des radiations capables d'ioniser l'hydrogène invisible qui les entourent et on verrait alors une nébuleuse d'émission teintée de rouge. La structure au-dessus du centre à gauche de R CrA est un objet Herbig-Haro, un grumeau de gaz chaud éjecté de l'étoile qui est entré en collision avec le gaz environnant. R Coronae Australis est à environ 500 années-lumière de nous et la région couverte par cette image fait quelque 4 années-lumière. (Credit: F. Comeron, WFI, MPG, La Silla Observatory, ESO) 16 octobre 2000 |
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La technique qui a permis à Hubble de découvrir l'expansion de l'Univers a été mise au point par Henrietta Leavitt, une astronome peu connue du grand public. Alors qu'elle travaillait au Harvard College Observatory (HCO), elle a observé et catalogué au-delà de 1500 étoiles variables des nuages de Magellan. Ces données lui ont permis de découvrit un type d'étoiles variables dont la période est directement proportionnelle à leur luminosité (fiche 3 et 4), les céphéides. La luminosité d'une étoile est sa puissance. Si on mesure l'intensité lumineuse d'une source dont on connait la puissance, on peut calculer la distance qui nous en sépare. La découverte de Leavitt a permis aux astronomes, dont Edwin Hubble, de déterminer la distance qui nous sépare des galaxies. Hubble a utilisé la relation d'Henrietta Leavit lorsqu'il a découvert que la galaxie d'Andromède était bien au-delà des limites de notre galaxie. Sa contribution à l'astronomie moderne est donc très importante et il est étonnant qu'aucun satellite astronomique ne porte son nom. (Credit: AAVSO) 3 septembre 2000 REPRISE du 27 octobre 1998 |
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Les étoiles de la nébuleuse du Trou de la Serrure (NGC 3324) ont commencé à se former il y a environ trois millions d'années. Cette image de la nébuleuse du Trou de Serrure qui fait partie de la Nébuleuse d'Eta Carinae (NGC 3372) a été captée dans le domaine de l'infrarouge. Elle nous montre plusieurs détails de cette pouponnière d'étoiles qui est à quelque 9000 années-lumière de nous. De fines poussières réfléchissent la lumière des étoiles, s'échauffent et émettent à leur tour de la lumière infrarouge. Les amas ouverts Trumpler 14 et Trumpler 16 sont visibles dans le coin inférieur gauche et le coin supérieur droit de cette photographie. L'étoile très brillante près de Trumpler 14 est Eta Carinae, l'une des plus étranges étoiles connues. Candidate possible pour produire une supernova d'ici quelques milliers d'années, Eta Carinae pâlit après avoir été l'une des étoiles les plus brillantes du ciel durant les années 1800. Malgré des études approfondies, on ne sait pas encore de façon sure si Eta Carinae fait partie d'un système binaire. (Credit: 2MASS Collaboration, U. Mass., IPAC) 13 juin 2000 |
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Polaris n'est pas une étoile comme les autres. C'est d'abord l'étoile brillante la plus rapprochée du pôle Nord céleste. Ainsi, les étoiles semblent tourner autour de cette étoile en raison de la rotation de la Terre sur elle-même. C'est pour cette raison qu'on lui donne le nom d'étoile polaire de l'hémisphère nord. Comme il n'y a pas d'étoile brillante à proximité du pôle Sud céleste, il n'y a pas d'étoile polaire pour l'hémisphère sud. L'axe de rotation de la Terre se déplace cependant lentement sur la sphère céleste en raison de la précession. La période de ce mouvement est de 25 800 ans. Ainsi, il y a des milliers ans, l'axe de rotation de la Terre pointait vers un point situé près de Véga qui était alors l'étoile Polaire. Même si l'éclat de Polaris n'est pas si grand, elle est facile à localiser parce qu'elle est alignée avec deux étoiles du bord externe (Merak et Dubhe) de la «grande casserole» et qu'elle est la dernière étoile de la poignée de la «petite casserole».Sur cette image, Polaris est l'étoile brillante à droite au-dessus de la fin de la trace éphémère d'un météorite de la pluie des Perséides. Une autre particularité de Polaris est le changement lent de sa luminosité qui varie peu sur une période de quelques jours. Polaris est une céphéide, mais sa courbe de variation lumineuse est elle-même changeante, ce qui est assez étrange. (Credit & Copyright: Wally Pacholka) 6 octobre 1999 |
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La nébuleuse sombre et poussiéreuse du Trou de la Serrure tient son nom de sa forme peu commune. Dans le New General Catalogue, cette nébuleuse porte le numéro 3324. En fait, il s'agit d'une petite région superposée à la Grande nébuleuse de la Carène (NGC 3372). Le Trou de la Serrure a été créé par l'étoile mourante Eta Carinae qui est passée par des phases violentes d'éruption durant ce dernier siècle. Remarqué et étudié aussi tôt que 1840 alors qu'une spectaculaire explosion l'a rendu visible, le système d'Eta Carinae subit actuellement des changements inhabituels. Le trou de Serrure, une nébuleuse d'émission qui contient de la poussière, est situé à environ 9000 années-lumière de nous. On a aussi découvert récemment qu'elle contient des nuages moléculaires. (Credit: NOAO, NSF; Copyright: AURA) 23 mai 1999 |
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