etoiles - LaCaverneD`AliBaba

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ÉTOILES
POSITIONS ET MOUVEMENTS
LES ÉTOILES FIXES
Depuis la nuit des temps l’homme a été fasciné devant le spectacle du ciel étoilé.
Par les nuits froides et sans lune, il est possible de voir à l’œil nu plusieurs milliers
d’étoiles (on calcule qu’elles sont environ 5 800 sur l’ensemble du ciel visibles à
l’œil nu). Elles se trouvent à des distances énormes, distribuées en un système
discoïdal appelé Galaxie, ou Voie Lactée. À cause de ces grandes distances, leurs
positions relatives, observées depuis la Terre, restent pratiquement immuables.
Dans l’Antiquité, les étoiles avaient été organisées en 88 constellations, groupes
particulièrement brillants et reconnaissables. Les constellations ont des noms latins.
Aries, Taurus, Gemini, Cancer, Leo, Virgo, Libra, Scorpius, Sagittarius,
Capricornus, Aquarius, Pisces sont les 12 constellations du Zodiaque. Ursa Major,
la Grande Ourse, est une constellation de sept étoiles brillantes, facilement
reconnaissable dans le ciel de l’hémisphère boréal. Les étoiles les plus brillantes
ont un nom arabe, qui leur a été attribué au Moyen Âge, quand l’astronomie était
très étudiée dans les pays islamiques. La nomenclature moderne des étoiles
consiste en une lettre de l’alphabet grec, suivie du nom latin de la constellation. Les
lettres de l’alphabet grec sont attribuées aux différentes étoiles de la constellation
par ordre de brillance :
,... Les sept
Ursa Major), Alkaid (Ursa Major). Les astronomes utilisent des angles pour
calculer les positions, les distances relatives et les dimensions des objets célestes.
Par exemple, Merak et Dubhe sous-tendent un angle d’environ 5 degrés (les
astronomes disent qu’elles “ sont éloignées l’une de l’autre de 5 degrés ”). Si l’on
prolonge la ligne qui relie ces deux étoiles de 25 degrés environ, on trouve l’Étoile
Polaire. La Grande Ourse est facilement visible et peut être utilisée comme guide
pour localiser la plupart des étoiles les plus brillantes présentes dans l’hémisphère
boréal (Polaire, Arcturus, Regulus, Spica...). Le catalogue d’étoiles le plus complet
a été pendant très longtemps celui du Smithsonian Astrophysical Observatory
(SAO), qui regroupe les positions et les caractéristiques d’environ 250 000 étoiles.
Par la suite, a été introduit le catalogue de référence pour le Télescope Spatial
Hubble, qui contient environ 2 millions d’étoiles. Ces chiffres peuvent sembler très
élevés, mais rappelons que l’on estime que notre Galaxie compte plus de
100 milliards d’étoiles.
LE MOUVEMENT DE LA VOÛTE CÉLESTE
Au cours de la nuit, les constellations suivent un mouvement qui les fait se lever à
l’est, s’élever dans le ciel en décrivant un grand arc qui culmine au sud, puis
s’abaisser et se coucher à l’ouest. Ce mouvement n’est qu’apparent. En réalité,
c’est la Terre qui, en tournant sur elle-même, offre à l’observateur des panoramas
changeants de l’espace environnant. L’homme qui observe les étoiles depuis la

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Terre est comme un enfant sur un grand manège qui regarde les spectateurs
autour de lui. En observant toujours dans la même direction par rapport au manège,
tous les spectateurs se présentent à lui en succession. Au deuxième tour, la même
succession de spectateurs se représentera de nouveau, comme c’est le cas pour
l’observation des étoiles, qui accomplissent approximativement le même
mouvement apparent nuit après nuit. Ce n’est que s’il regarde vers le haut, vers le
centre du manège, que l’enfant voit un point apparemment immobile, au niveau de
l’axe de rotation du manège. Dans le cas des étoiles, l’Étoile Polaire se trouve à
environ 1 degré de la direction de l’axe de rotation terrestre, et apparaît donc
immobile pendant toute la nuit. Toutes les autres étoiles apparaissent en revanche
en rotation autour d’elle, comme cela ressort de façon évidente dans la photo prise
en pose très longue. Le mouvement des astres dû à la rotation terrestre est appelé
mouvement horaire. En réalité, la Terre a, outre son mouvement de rotation
journalier, un mouvement de révolution autour du Soleil, qui dure un an, et dont la
vitesse est donc d’environ 1 degré par jour. À cause du mouvement de révolution
terrestre, nuit après nuit les constellations semblent se lever, culminer et se coucher
environ 1 degré plus à l’ouest et environ 4 minutes en avance par rapport à la nuit
précédente. Cela signifie que, mois après mois, au milieu de la nuit, des
constellations toujours différentes seront observables. Il existe par conséquent des
constellations observables en hiver (Orion, Taurus, Gemini...) parce qu’elles
culminent au milieu des nuits hivernales, tandis qu’elles ne le sont pas en été,
quand elles culminent au milieu du jour hivernal. Les constellations observables en
été sont Lyra, Cygnus, Aquila... Le mouvement de révolution terrestre n’est pas
seulement responsable de l’alternance des constellations nocturnes. Il est
responsable aussi (en raison de l’inclinaison de l’axe de rotation terrestre par
rapport au plan orbital) des saisons et du mouvement apparent du Soleil dans le
Zodiaque. Les saisons sont dues à l’inclinaison différente selon laquelle les rayons
du soleil parviennent sur Terre en différents points de l’orbite terrestre. En été,
l’hémisphère boréal est éclairé par le Soleil de façon plus perpendiculaire, et par
conséquent de façon plus efficace qu’en hiver. Dans le système de référence
terrestre, le Soleil semble décrire au cours de l’année un cercle maximum, dit
écliptique, incliné de 23,5 degrés par rapport à l’équateur terrestre, l’autre cercle
maximum important. Ces deux cercles se recoupent en deux points, l’équinoxe
d’hiver (ou point gamma), et l’équinoxe d’automne. À ces deux mouvements de
rotation et de révolution, relativement rapides, il convient d'ajouter un mouvement
très lent, dit mouvement de précession, de l’axe de rotation terrestre. La Terre n’est
pas parfaitement sphérique (elle présente un léger renflement à la hauteur de
l’équateur) et son axe de rotation est incliné de 23,5 degrés par rapport à la
perpendiculaire au plan du Système solaire. Elle se présente ainsi comme une
sorte de gigantesque toupie inclinée. Lentement, la force de gravité fait décrire un
cône à l'axe de rotation. Ici, la force de gravité est due à l’action du Soleil et de la
Lune, et l’axe terrestre accomplit son mouvement de précession en 26 000 ans
environ. L’axe de rotation terrestre, qui est actuellement dirigé vers l’Étoile Polaire,
sera dans 13 000 ans dirigé vers la constellation de la Lyra, à environ 47 degrés de
distance.
SYSTÈME DE COORDONNÉES ÉQUATORIALES
Pour spécifier les positions d’un astre quelconque dans le ciel, les astronomes
utilisent deux angles : l’ascension droite et la déclinaison, qui forment le système

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des coordonnées équatoriales. L’équateur céleste est le plan fondamental. Ce
système est semblable à celui qui est utilisé en géographie pour localiser un point
sur la surface terrestre. L’ascension droite correspond à la latitude, mesurée le long
des parallèles à l’équateur, en partant du point vernal gamma, et positive vers l’est ;
la déclinaison correspond à la longitude, mesurée de l’équateur le long des
méridiens, et positive vers le nord. L’ascension droite est mesurée en heures,
minutes et secondes (chaque heure correspond à 15 degrés d’angle), tandis que la
déclinaison est mesurée en degrés, minutes et secondes d’arc. Ces deux
coordonnées caractérisent de façon univoque la position de l’astre sur la sphère
céleste. Tous les catalogues d’étoiles, de galaxies ou d’autres objets célestes
indiquent les coordonnées équatoriales. Pour assurer la plus grande précision, il est
nécessaire de référer le système de coordonnées équatoriales à une date bien
précise, de façon à spécifier exactement la direction de l’axe terrestre
(normalement 1950 ou 2000). Les astronomes se fondent sur ces données et sur
des formules de transformation de coordonnées appropriées pour pointer
exactement les télescopes.
SYSTÈME DE COORDONNÉES HORIZONTALES
Il s’agit d’un système solidaire avec la Terre et spécifique du lieu d’observation. La
position de l’astre est localisée en donnant l’azimut et la hauteur. Le premier est
mesuré en degrés parallèlement à l’horizon, en partant du nord et en allant vers
l’est ; la seconde est mesurée en degrés perpendiculairement à l’horizon. Les
astres se lèvent, culminent et se couchent dans leur mouvement horaire. Il est
évident que leurs positions dans un système de référence horizontal ne sont pas
constantes dans le temps. Étant donné l’ascension droite et la déclinaison de
l’astre, le temps et les coordonnées géographiques du lieu, des formules
mathématiques appropriées, dites transformations de coordonnées, permettent de
calculer les coordonnées horizontales de l’astre et donc de diriger le télescope dans
la direction voulue par rapport à la Terre. Si les observations durent un certain
temps, le télescope doit être repointé régulièrement, de façon à “ poursuivre ” l’astre
durant son mouvement horaire.
MESURES DE DISTANCES ASTRONOMIQUES
Les coordonnées astronomiques définissent la position des astres sur la sphère
céleste, mais ne fournissent aucune information sur la distance des astres par
rapport à nous. En effet, les étoiles apparaissent toutes infiniment éloignées, et
seules des mesures plutôt sophistiquées permettent d’en établir la distance.
Puisque les distances astronomiques exprimées en mètres ou en kilomètres
deviennent énormes, les astronomes utilisent des unités de mesure spécifiques.
La première, utile dans le cadre du Système solaire, est l’unité astronomique,
définies comme la distance entre la Terre et le Soleil, et égale par conséquent à
149,6 millions de kilomètres. Pour définir les distances entre les étoiles, qui sont
bien supérieures, on utilise l’année-lumière (distance parcourue par la lumière en
une année, c'est-à-dire 9 460 milliards de kilomètres) ou, plus souvent, le parsec.
Sa définition est liée à la mesure de parallaxe annuelle au cours de l’observation
des étoiles les plus proches. En effet, lorsque l’on observe une de ces étoiles (par
exemple la plus proche, Proxima Centauri) à des moments différents de l’année, on

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remarque qu’elle se déplace par rapport aux étoiles les plus éloignées, en
parcourant en un an un petit cercle de 0,762 seconde d’arc de diamètre. Cet effet
est une simple conséquence de la différente position de la Terre aux différents
moments de l’année. À cause de cet écart observé, l’étoile semble projetée dans
différentes positions de la sphère céleste, parcourant en apparence un cercle au fur
et à mesure que la Terre parcourt son orbite autour du Soleil. Si l’on considère des
étoiles de plus en plus éloignées, l’effet de parallaxe est de plus en plus réduit, et le
diamètre du cercle diminue. Le parsec (contraction de parallaxe seconde) est l’unité
de longueur égale à la distance d’un astre dont la parallaxe annuelle serait de 1
seconde d’angle. La distance en parsecs est définie comme l’inverse du diamètre
du cercle de parallaxe annuelle en secondes d’arc. Par exemple, Proxima Centauri
se trouve à 1/0,762 = 1,31 parsec de la Terre. L’étoile 61 Cygni, dont la parallaxe
de 0,33 seconde d’arc fut mesurée pour la première fois par Friedrich Wilhelm
Bessel en 1838, et se trouve donc à 3 parsecs de nous. Il est pratiquement
impossible de réussir à mesurer des parallaxes inférieures à 1/20 de seconde d’arc
(ce qui correspond plus ou moins à la résolution maximale que l’on peut obtenir
avec un télescope), et il est donc impossible de mesurer selon cette méthode des
distances stellaires supérieures à 20 parsecs. En se fondant sur le fait que l’angle
sous-tendu par l’orbite terrestre (en radians) est égal au rapport entre le diamètre
de l’orbite terrestre et la distance à laquelle on regarde, on peut calculer qu’un
parsec vaut 30 900 milliards de kilomètres, ou 3,26 années-lumière. La lumière qui
provient de l’étoile la plus proche met par conséquent 1,31 x 3,26 = 4,2 années
pour arriver jusqu’à nous. Nous indiquons dans le schéma qui suit la liste des
étoiles qui se trouvent à une distance maximum de 12 années-lumière de notre
planète, soit 3,7 parsecs.
Étoile
Parallaxe
(secondes
d'arc)
Distance
(années-
lumière)
Magnitude
apparente
Vitesse
radiale
(km/s)
Proxima
0,760
4,2
10,7
-16
0,760
4,2
0,0
-25
0,760
4,2
1,7
-21
Barnard
0,552
5,8
9,5
-108
Wolf 359
0,431
7,6
13,5
+13
Lalande
21185
0,402
8,1
7,5
-87
Sirius A
0,377
8,7
-1,4
-8
Sirius B
0,377
8,7
11,4
-8
UV Ceti A
0,365
8,9
12,5
+29
UV Ceti B
0,365
8,9
13,0
+29
Ross 154
0,345
9,5
10,6
-
Ross 248
0,317
10,3
14,7
-81
e Eridani
0,305
10,7
3,8
+15
Ross 128
0,301
10,8
11,1
-1
Luyten789-6
0,302
10,8
11,3
-60

5
61 Cygni A
0,292
11,2
5,2
-64
61 Cygni B
0,292
11,2
6,0
-64
e Indi
0,291
11,2
4,7
-40
Procyon A
0,287
11,4
0,4
-3
Procyon B
0,287
11,4
10,8
-3
S 2393 A
0,284
11,5
8,9
+1
S 2393 B
0,284
11,5
9,7
+1
Groonbr,34
A
0,282
11,6
8,1
+14
Groonbr,34
B
0,282
11,6
11,0
+21
Lacaille
9352
0,279
11,7
7,4
+10
t Ceti
0,273
11,9
3,5
-16
Pour des distances encore supérieures, les astronomes utilisent le kiloparsec
(millier de parsecs, par exemple les étoiles les plus éloignées de nous mais situées
dans notre Galaxie se trouvent à environ 25 kiloparsecs) ou le mégaparsec (million
de parsecs : un million de parsecs est la distance typique entre deux galaxies). Les
distances supérieures à 20 parsecs peuvent être mesurées suivant d’autres
méthodes. L’une de celles-ci est la méthode consistant à utiliser les mouvements
des étoiles dans un amas ouvert. En effet, toutes les étoiles sont en mouvement, à
cause de l’attraction de gravité qui les lie entre elles en une sorte de toile d’araignée
invisible à l’intérieur de la Galaxie. En outre, notre Galaxie est en rotation, si bien
que, en plus des mouvements dus à l’attraction gravitationnelle des étoiles les plus
proches, les étoiles parcourent des orbites approximativement circulaires autour du
centre de la Galaxie (voir Voie Lactée). Pour les étoiles les plus proches, il est
possible d’en mesurer le mouvement propre. En effet, certaines d’entre elles se
meuvent par rapport aux étoiles éloignées de plusieurs secondes d’arc en une
année. Bien souvent, les étoiles sont regroupées en amas ouverts, groupes
d’étoiles liées gravitationnellement (au moins plusieurs dizaines) qui sont “ nées ”
toutes ensemble de la même nébuleuse originelle. Les amas ouverts les plus
proches de nous comprennent des étoiles séparées de la voûte céleste de
plusieurs degrés l’une de l’autre mais se reconnaissent parce qu’à cause de leur
origine commune, elles ont toutes des vitesses propres semblables, et presque
parallèles. En réalité, les étoiles du groupe se déplaçant vers une même direction,
semblent par un effet de perspective, toutes converger vers une seule position de la
sphère céleste. La convergence est plus ou moins prononcée selon la distance du
groupe d’étoiles par rapport à nous. Les astronomes déterminent la position de
convergence du groupe ainsi que les vitesses radiales et tangentielles des étoiles.
À partir de ces paramètres, ils calculent la distance du groupe. Cette méthode est
applicable à une dizaine d’amas ouverts. Pour d’autres amas, on utilise des
méthodes de détermination des distances se fondant sur le diagramme HR ou sur
la présence de variables céphéides ou RR-Lyrae.
DIMENSIONS ET MESURES