Et voici le sixième Keskifovoir !

Comme les précédents, ce Keskifovoir est destiné à donner des idées d'observation, afin de ne pas se contenter de regarder mais d'examiner un objet. Celui-ci est consacré à M42, alias la Grande nébuleuse d'Orion. M43 et NGC 1980 seront également traités puisque la nébuleuse d'Orion, d'une certaine façon, inclut ces deux objets. Je prévoyais déjà de rédiger ce sujet l'hiver dernier, et entre temps M42 a fait l'objet de cette discussion :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=40040. Je poste malgré tout ce Keskifovoir parce que j'ai fini par le terminer, et puis il apporte quand même des informations.

Dans tout ce qui suit, on ne parlera que d'observation visuelle. Il y en a déjà assez à faire à l'oculaire, laissons de côté les observations photo, spectro, radio...

Rappel des anciens "Keskifovoir" :
- Saturne 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=17289
- Jupiter 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=21145
- La comète Holmes 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=25341
- Mars 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=25969
- M31 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=36560&highlight=keskifovoir

Introduction

Observer la nébuleuse d'Orion est un voyage. M42 est une lointaine contrée qui se laisse explorer nuit après nuit, année après année, télescope après télescope. C'est une oeuvre d'art créée par Dame Nature. Et c'est pour moi - de très loin - le plus bel objet du ciel profond accessible à nos latitudes.

Ma première observation de M42 au télescope de 115 mm était mémorable. J'y suis resté toute la soirée, essayant tous les grossissements, buvant le spectacle sans m'en lasser. Je m'étais imaginé voir une tache floue grise, ou à la limite rouge comme sur les photos, et j'y ai vu tout autre chose : le Trapèze, éclatant (rien à voir avec ce que montrent le photo), illuminant la nébuleuse, celle-ci montrant une étonnante teinte verte (attention : nous n'avons pas tous la même aptitude à détecter les couleurs en vision nocturne).

Bien sûr, un plus grand diamètre montre encore plus de choses sur M42, qui est brillante, détaillée, colorée, et qui est incontestablement le plus bel objet du ciel profond. Au 200 mm, la nébuleuse d'Orion est magnifique.

Le télescope de 300 mm m'avait comblé avec les bras spiraux de la galaxie des Chiens de Chasse, les fines volutes des Dentelles et les innombrables étoiles des grands amas globulaires avant que je vienne explorer M42. Je n'imaginais pas qu'elle serait encore plus belle. Elle est encore plus belle. Le passage de 200 à 300 mm est très important pour M13, pour M51, pour M101... et il l'est tout autant pour M42, qui reste, et toujours de loin, le plus bel objet du ciel profond. Au 300 mm, la nébuleuse d'Orion est fantastique.

Je me suis encore fait avoir en passant de 300 à 495 mm, m'imaginant que cette fois, ça y est, le diamètre n'apportera plus grand chose sur un tel objet, que c'est plutôt sur les galaxies qu'il révèlera son influence. Eh bien non, là encore M42 est transcendée par le gain de diamètre et reste, de loin, le plus bel objet du ciel profond. Au 495 mm, la nébuleuse d'Orion est prodigieuse.

I/ La nébuleuse d'Orion à première vue

La nébuleuse d'Orion est située au sein d'un vaste nuage d'hydrogène comme la Galaxie en contient par centaines. Par endroits, le gaz s'est contracté et a donné naissance à des étoiles. Les plus lumineuses d'entre elles sont si chaudes qu'elles provoquent l'onisation du gaz alentour, qui se met alors à émettre sa propre lumière (on parle de nébuleuse à émission). Bien sûr, cela ne touche que les parties du gaz entourant ces étoiles chaudes. La nébuleuse d'Orion est une des ces zones. Les quatre étoiles du Trapèze ont pour ainsi dire allumé le gaz autour d'elles. Mais le nuage de gaz s'étend en réalité bien au-delà de M42, silplement il est alors invisible (sauf sur des photos à très long temps de pose en H-Alpha, ou bien par l'observation en ondes radio).

Commençons par décrire M42 lors d'une première observation à travers un instrument de petit diamètre sous un bon ciel, ou un instrument de 200 mm sous un ciel moyen. Un récent dessin de Vjac paru sur Astrosurf (  http://www.astrosurf.com/ubb/Forum15/HTML/001077.html ) montre précisemment la nébuleuse d'Orion dans ces conditions. Qui plus est, le rendu en couleur est très fidèle à ce que je vois.

Attention : tout le monde ne voit pas les couleurs, et M42 est justement le genre d'objet qui permet de tester sa sensibilité nocturne aux couleurs. Voir à ce sujet cette discussion :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=40233 . Du reste, je reviendrai plus loin sur ce problème.

Bref, voici le dessin de Vjac, il va nous servir de guide pour ce premier paragraphe :



Sur ce dessin, l'image est orientée comme à travers un télescope de Newton : nord en bas, sud en haut, ouest à gauche, est à droite. Voici une liste de ce qui peut être observé dans un premier temps :

1. À l'oeil nu et aux jumelles

On dit souvent que M42 est visible à l'oeil nu. Ce n'est toutefois pas évident pour un débutant, et pas du tout si le ciel est légèrement pollué. En rase campagne, si l'on sait où regarder (donc si l'on est astronome amateur), c'est très facile. Que voit-on à l'oeil nu ? Sous les trois étoiles de la ceinture d'Orion (Alnitak, Alnilam et Mintaka), on distingue un autre alignement d'étoiles, plus faibles, vertical cette fois. Ces étoiles se nomment, du nord au sud, 42 Orionis, Thêta Orionis et Iota Orionis. Cette dernière est la plus brillante de l'alignement, qui correspond à l'épée d'Orion (pendant à sa ceinture). Celle du milieu, Thêta, est entourée d'une petite nébulosité, la nébuleuse d'Orion. Un chercheur ou des jumelles permettent de séparer Thêta en deux composantes, Thêta-1 (à l'ouest) et Thêta-2 (à l'est). La nébuleuse est petite mais montre déjà sa silhouette générale. Si les jumelles sont suffisamment grandes et l'observateur suffisamment sensible aux couleurs en vision nocturne, la teinte verte peut apparaître (je la perçois avec mes 15x70, mais ce n'est pas aussi évident qu'au 115/900).

2. Au coeur de la nébuleuse : le Trapèze

N'importe que petit télescope montre que Thêta-1 est quadruple, tandis que Thêta-2 forme une paire écartée. Thêta-1 est surnommée le Trapèze. Les quatre étoiles qui forment le Trapèze sont éclatantes et illuminent le coeur de la nébuleuse. Aucune photo ne rend cette impression d'éclat, il faut le voir à l'oculaire. Nous verrons plus loin que le Trapèze contient en fait plus de quatre étoiles.

3. La nébuleuse autour du Trapèze

La région la plus brillante de M42 est son coeur. C'est une toute petite zone de très haute brillance de surface qui entoure les quatre étoiles blanches. En ville, c'est la seule partie de M42 que l'on peut apercevoir. Elle ne dépasse pas les 5' de diamètre. Le coeur de M42 est bordé, au sud-est (en haut à droite), par une sorte de barre brillante à la limite nette, bien visible sur le dessin. Au 200 m et au 300 mm, je l'ai appelé la Barre(/b] (dénomination absolument pas officielle...) Face au Trapèze, on distingue une échancrure noire qui contraste fortement avec l'éclat du coeur. Dans certains livres, elle est surnommée la Baie Sombre. Les Américains parlent de "fish mouth", surnom que je trouve particulièrement laid (vous voyez dans M42 un poisson ?). À l'opposé de la Baie Sombre, au sud-ouest, la coeur est séparé de la portion plus faible de la nébuleuse par une sorte d'interruption, qui forme un creux sombre (nettement moins sombre que la Baie). Il est un peu exagéré sur le dessin, où il forme un angle droit avec la Barre. Dans un télescope de 200 mm, ce creux - appelons-le le Creux faute de mieux... - n'est pas rectiligne, il a une forme précise que je vous laisse trouver.

De part et d'autre du coeur, deux ailes se déploient. L'aile occidentale (au sud-ouest - en bas à gauche) borde l'extension ouest de la nébuleuse, elle est bien contrastée côté nord. L'autre aile est en fait double : il y a une petite aile orientale, qui part plein est, et une grande aile orientale, qui s'incurve vers le sud (en haut à droite du dessin). La grande aile orientale est la plus large. Elle est aussi étonnamment contrastée. Si l'optique est bonne (et d'ailleurs c'est un bon test), ses limites sont parfaitement nettes, coupées au rasoir (notamment côté ouest), contrairement à tous les objets nébuleux.

Le reste de la nébuleuse se déploie sous les ailes, c'est-à-dire en haut avec la vision télescopique. L'aile occidentale borde l'extension de la nébuleuse, mais pas la grande aile orientale - c'est plus compliqué... L'ensemble forme une nébulosité allongée d'environ 35'x20'. Au télescope de 200 mm, l'une des étoiles au sud-ouest du Trapèze (il s'agit de V372 Ori - sur le dessin de Vjac, elle est située au milieu de la bordure sud de M42) est entourée d'une sorte de petite nébuleuse.

Dans l'ordre décroissant de luminosité :
- le Trapèze ;
- le coeur (seul visible en ville) ;
- les ailes (je vous laisse déterminer quelle aile est la plus facile...) ;
- l'extension au sud des ailes (il me semble qu'elle est plus facile à l'ouest qu'à l'est).

Les catalogues indiquent souvent pour M42 les dimensions de 66'x60', et beaucoup d'astronomes amateurs semblent se baser sur ces données. Un débutant muni d'un petit instrument, observant depuis une ville, risque d'être surpris. En réalité, ces dimensions correspondent à la nébuleuse avec ses très faibles extensions, et en comptant M43. Même en comptant la Grande Boucle (voir plus loin), qui relie M42 à Iota Orionis, cela ne fait que 50'. Ne surestimons pas la taille de M42 : elle n'est essentiellement pas vraiment plus grande que la Lune.

4. Au nord de M42 : M43

M43 fait en fait partie de la nébuleuse d'Orion ; elle est en séparée par une bande sombre dont la portion la plus noire est la Baie Sombre. C'est une nébulosité nettement plus faible que M42, centrée sur l'étoile NU Orionis. Elle est plus brillante au centre, autour de l'étoile. Sous un ciel urbain, M43 peut rester invisible.

Note : NU est une désignation d'étoiles variable formée des lettres 'N' et 'U', à prononcer N-U ("ène-hu") Orionis. Ce n'est pas la lettre grecque [tex]\nu[/tex]).

5. Iota Orionis et NGC 1980

Comme on l'a dit plus haut, Iota Orionis est l'étoile la plus brillante de la ceinture d'Orion. Elle est reliée à M42 via la Grande Boucle (voir plus loin - on ne la voit pas sur le dessin de Vjac), c'est pourquoi j'en dirai deux mots ici. Sous un bon ciel, on peut constater que Iota Orionis est entourée d'un faible voile nébuleux, comme un halo qui n'existe pas autour des autres étoiles. L'observation est similaire à celle des nébuleuses des Pléiades. Il s'agit de la nébuleuse à réflexion NGC 1980. Le gaz qui entoure cette étoile n'est pas assez réchauffé pour être ionisé, et se contente de réfléchir la lumière de l'étoile, il en résulte une petite nébuleuse beaucoup plus faible que M42.

NGC 1980 désigne aussi le petit amas ouvert qui entoure Iota Orionis. Un petit télescope montre en effet un atroupement d'étoiles dans cette région. Cet amas ne se détache pas nettement, mais on voit bien que les étoiles y sont un peu plus denses qu'alentour. L'amas contient, outre Iota, une autre étoile théoriquement visible à l'oeil nu (magnitude 4,3), mais sans doute trop proche de Iota pour avoir été vue par Bayer et Flamsteed, donc pour avoir une désignation par une lettre grecque ou par un nombre.

Au nord de M42 on pourra également trouver un amas ouvert (NGC 1981) et une nébuleuse (NGC 1975-77), mais je n'en parlerai pas ici car, au télescope, ces objets semblent indépendants (apparence trompeuse d'ailleurs).

II / Les étoiles de la nébuleuse d'Orion

1. Le Trapèze n'est pas quadruple

À travers un télescope de Newton (sud en haut), les côtés du Trapèze sont nommés comme suit :
- A est en haut à gauche (magnitude 6,7) ;
- B est en bas à gauche (magnitude 7,5) ;
- C est en haut à droite (magnitude 5,1) ;
- D est en bas à droite (magnitude 6,7).

L'ordre ne suit pas l'éclat ni les écartements, mais tout simplement les ascensions droites.

On pourra consulter ce schéma, issu du site  http://www.dibonsmith.com/constel.htm (Dibon Smith) :


Un télescope de 200 mm permet de distinguer deux étoiles très faibles cachées parmi les quatre astres éclatants du Trapèze. La composante E est située juste à côté de A, et la composante F juste à côté de C. E est sensiblement plus facile que F. En effet :
- E est de magnitude 11,1 ; F est de magnitude 11,5.
- Les étoiles A et C gênent la vision de E, mais A gêne moins puisqu'elle est moins brillante.
- E est à 4,3" de A ; F est à 4,0" de C.

La visibilité des composantes E et F dépend plus de la turbulence que du diamètre du télescope, d'ailleurs c'est un bon moyen pour évaluer la turbulence. Je pense qu'elles sont visibles à moins de 200 mm, mais je n'ai jamais essayé (au 115/900 je ne les ai pas vues). La qualité optique aussi compte beaucoup.

Les autres composantes du Trapèze sont beaucoup, beaucoup plus faibles. Je ne suis pas sûr qu'elles soient accessibles à un télescope d'amateur, à moins peut-être d'un énorme Dobson ? La magnitude de G, H1, H2 et I, autour de 15, pourrait laisser croire à une observation facile à très grand diamètre, mais c'est oublier d'une part l'éclat des quatre étoiles brillantes, qui éblouissent toute la région, et d'autre part le fait que ces étoiles ne sont pas vues devant un fond de ciel noir, mais devant un fond de nébuleuse particulièrement brillante.

Voici un schéma complet du Trapèze, tiré du site  http://www.astropix.com/INDEX.HTM (Jerry Lodriguss) :



Ce schéma indique que l'étoile A est une variable (son nom de variable est V1016 Orionis). C'est une binaire à éclipse de période 65,43 jours. Ses éclipses durent seulement 20 heures, soit à peine plus de 1 % de la période. A passe alors de la magnitude 6,7 à la magnitude 7,5 et devient presque aussi faible que B. Elle est au minimum durant 2,5 heures.

L'étoile B est elle aussi une binaire à éclipses (=BM Orionis). Elle est plus rapide (6,47 jours) et plus faible (magnitude 8,0 à 8,5).

Pensez à examiner l'éclat de A et B. A, normalement, est identique à D. Si elle est plus faible, c'est qu'il y a une éclipse.

Historiquement, on peut signaler que Galilée n'avait vu que trois étoiles (A, C et D) et, sur son dessin du 4 février 1617, n'avait pas représenté la nébuleuse. Cela pourrait étonner, mais il ne faut pas oublier que ses lunettes n'étaient pas des instruments très performants (il n'avait pas reconnu l'anneau de Saturne). J'ai observé la région avec ma première lunette de 60/700 d'abord à travers la fenêtre (fermée) : la nébuleuse y était invisible, et je ne voyais que trois étoiles. Comme Galilée ! (D'ailleurs dans les mêmes conditions, je ne voyais pas l'anneau de Saturne mais seulement un "machin" assez proche de ce que Galilée voyait.) Huygens a été le premier à voir la composante B, la plus faible, ainsi que Picard indépendamment en 1684. F. Struve a découvert E en 1826, et J. Herschel a découvert F en 1830.

2. Autour du Trapèze

De nombreuses étoiles entourent le Trapèze. Mais elles sont invisibles, ou presque. En fait, le Trapèze représente la partie immergée, si l'on peut dire, d'un amas ouvert extrêmement jeune dont la plupart des étoiles ne sont pas encore de vraies étoiles : elles sont entourées du cocon de matière au sein duquel elles ont été formées et émettent surtout dans l'infrarouge. L'amas ouvert du Trapèze (c'est son nom) n'est donc pas inclus dans le catalogue Messier ni même dans le NGC. Il compte environ 2000 étoiles et mesure 20 années-lumières de diamètre. La moitié de ses étoiles sont entourées d'un disque de matière circumstellaire, disque que l'on pense être à l'origine de futures planètes.

Les étoiles de l'amas du Trapèze émettent quand même un peu de lumière dans le visible, mais vraiment pas beaucoup, aussi sont-elles toutes plus faibles que la magnitude 15. Un très grand télescope permet néanmoins de les percevoir à l'oculaire. Au 495 mm, j'en ai vu une douzaine - mais jamais aucune au 300 mm.

Une image CCD prise dans l'infrarouge, par contre, révèle facilement la richesse de l'amas. On trouve sur la page de Jerry Lodriguss quelques images infrarouges du coeur de M42, notamment cette image réalisée avec le VLT, qui est orientée comme le dessin de Vjac :



(Les deux étoiles brillantes en haut à droite de la photo sont les deux composantes de Thêta-2 Orionis.)

3. Les étoiles doubles de la nébuleuse d'Orion

Le Trapèze n'est pas la seule étoile double ou multiple de la nébuleuse d'Orion. En voici une liste, celle des couples relativement brillants et suffisamment écartés pour être accessibles avec des télescopes courants d'amateurs.

m1  

m2  

écart 

Iota Orionis

2.9

7.0

10.9"

Thêta-2 Orionis

5.0

6.2

52.9"

STF 745

8.4

8.7

28.7"

STF 747

4.7

5.5

35.8"

STF 754

5.7

9.2

5.4"

DA 3

7.3

8.5

0.7"

STF 747 est l'autre étoile brillante de l'amas ouvert NGC 1980. STF 745 est située juste à l'ouest, à environ 4' seulement. Tous ces couples sont indiqués sur la carte ci-après.

4. Les étoiles variables de la nébuleuse d'Orion

Selon Burnham, la nébuleuse d'Orion contient 50 étoiles variables plus brillantes que la magnitude 14. Si l'on fait afficher toutes les variables avec un logiciel de cartographie montrant la nébuleuse en gros plans, la carte en devient saturée. Des centaines de variables, aujourd'hui, sont connues dans cette région, et de nombreuses parmi les astres infrarouges de l'amas du Trapèze. Je ne parlerai ici que des variables les plus brillantes, celles qui figurent sur la carte du Burnham's Celestial Handbook. Je les ai reproduites sur la carte ci-après. Toutes ces variables sont du "type Orion" (type In), c'est-à-dire des étoiles jeunes, qui ne sont pas encore entrées sur la séquence principale et sont donc instables. Leurs variations sont irrégulières. Elles n'ont évidemment aucune périodicité.

Le tableau suivant indique le maximum et le minimum en magnitude V donnée par le GCVS (General Catalogue of Variable Stars). Si la magnitude V n'est pas donnée, il s'agit alors de la magnitude B, et la lettre 'B' est alors indiquée (par défaut c'est une magnitude V). Exception : pour V1118 Ori, c'est la magnitude photographique qui est donnée (lettre 'p'). Je parlerai plus loin de cet astre trop faible a priori pour être inclus ici. L'ordre est approximativement du sud au nord.

 Max       

Min

LX Ori

11.9

13.1 B

IU Ori

8.8

10.0

V372 Ori

7.9

8.1

V1118 Ori

12.6

17.5 p

NV Ori

8.7

11.3

T Ori

8.7

12.6

V361 Ori

8.16

8.29

LP Ori

8.4

9.3 B

KS Ori

9.9

10.9

NU Ori

6.8

6.9

NQ Ori

11.1

12.4

MX Ori

9.6

10.5 B

EZ Ori

11.2

12.6 B

MR Ori

10.3

12.0

Comme on le constate, de nombreuses étoiles de la nébuleuse d'Orion varient, et leur variation peut dépasser une magnitude. T Orionis, en particulier, est l'une des plus brillantes étoiles qui se projettent sur la nébuleuse. Elle est bien visible sur le dessin de Vjac : c'est l'une des deux étoiles collées à la bordure est de la grande aile orientale, celle du bas (celle du haut est l'étoile double serrée DA 3).

Lorsqu'on osberve la nébuleuse d'Orion, on peut essayer de faire attention à l'éclat des étoiles de la région. Nous avons vu que deux des quatres étoiles du Trapèze étaient des binaires à éclipse, et voilà qu'un bon nombre des étoiles de la nébuleuses sont elles aussi variables. Il suffit de préparer une carte de M42 avec les magnitudes des étoiles (non-variables) du champ pour disposer d'étoiles de comparaison. T Ori est-elle proche de son maximum (8,7) ou de son minimum (12,6) ? Je m'étais amusé à évaluer T Ori et NV Ori lors d'un de mes premiers dessins de la région, en 1990 et j'avais noté que T Ori était de magnitude 11 environ, et NV Ori était un peu plus brillant. Ce type d'observation est faciole à réaliser même avec un petit diamètre, et même en ville (avec un diamètre pas trop petit quand même...) Un 200 mm en ville atteint la magnitude 11, ce qui est suffisant pour estimer l'éclat d'au moins une dizaine de variables. Est-ce intéressant ? Pas tellement, dans la mesure où les variations d'éclat sont aléatoires...

Il y a néanmoins des choses intéressantes à faire dans ce domaine.

L'hiver 1984, comme tous les hivers, des milliers d'astronomes amateur de par le Monde mitraillaient M42. À l'époque, on utilisait les films scientifique Kodak 103aO (très sensible, grain grossier) ou Kodak 2415 (grain fin mais peu sensible, à moins de l'hypersensibiliser). Ciel et Espace publait comme chaque année les meilleures photos de l'année, et les autres revues en faisaient autant. Imaginez des milliers de photos de la nébuleuse d'Orion... à quoi bon s'y mettre ?

C'est alors qu'entre en scène Roger Chanal, un astronome amateur de la région de Saint-Étienne qui, avec un télescope équatorial fabriqué de ses propres mains (un 250 mm à l'époque, je crois - plus tard il construira un 400 mm) et installé dans un observatoire fabriqué maison, observe les astéroïdes et les comètes, et mesure leur position. Il pratique l'astrométrie "à l'ancienne", utilisant une machine à mesurer et un programme informatique pour obtenir les coordonnées (il a expliqué sa technique dans une série d'articles parues dans la revue Pulsar vers 1990). Je dis "à l'ancienne" parce qu'aujourd'hui l'imagerie CCD a révolutionné l'astrométrie, mais à l'époque c'était très moderne ! Bref, cet hiver là, Roger Chanal photographie M42. Comme tout le monde. La différence avec ses milliers de collègues, c'est qu'il ne se contente pas de regarder la photo : il regarde la nébuleuse... et que voit-il ? Une étoile de trop !

C'est ainsi que Roger Chanal a découvert l'étoile variable nommée aujourd'hui V1118 Ori. Désormais, et pour l'éternité, il s'agira de la "Chanal's variable", comme l'indique le glossaire du Sky Catalogue. Ce qui donne le vertige, c'est de songer aux milliers d'amateurs qui ont photographié la nébuleuse d'Orion et ne l'ont pas vue ! Sans parler de ceux qui l'ont observée visuellement (avec sa magnitude de 12,6 au maximum, elle était inmanquable, juste à côté de V372 Ori, l'étoile entourée d'une toute petite nébulosité).

La nébuleuse d'Orion est un astre très jeune (moins d'un million d'années), encore instable, où l'inattendu est attendu. Aussi, lorsque vous observez la nébuleuse d'Orion, et surtout lorsque vous la photographiez, pensez à vérifier que tout est normal...

III/ La nébuleuse d'Orion à la loupe

Pour commencer, voici une carte de la nébuleuse d'Orion :



Cette carte récapitule ce qu'on a déjà vu :
- les étoiles doubles ;
- les étoiles variables ;
- les principales structures de M42.

La portion de M42 dessinée en gris représente celle que l'on voit avec un petit instrument, ou avec un plus grand diamètre mais sous un ciel moyen. C'est elle qui est représentée dans le dessin de Vjac. Le gris est d'autant plus foncé que la nébuleuse est plus brillante. Mais la nébuleuse d'Orion s'étend plus loin, ce qui est indiqué par les traits bleus fins. Les traits bleus appuyés indiquent les bordures contrastées de la nébuleuse (d'autant plus contrastées que le trait est appuyé) : la bordure ouest de la grande aile orientale, le contour de la Barre, celui de la Baie Sombre notamment.

Les numéros en rouge correspondent à diverses formations, certaines seront détaillées plus loin (la plupart des noms sont de mon invention et ne sont utilisés que par moi... ça n'a rien d'officiel, attention !) :

1 - la Baie Sombre,
2 - le coeur,
3 - le Creux,
4 - la Barre (l'Arc-en-Ciel),
5 - la petite aile orientale,
6 - la grande aile orientale,
7 - l'aile occidentale,
8 - la Grande Boucle,
9 - la Petite Boucle,
10 - la boucle interne,
11 - le grand sillon,
12 - le petit sillon,
13 - les nuages.

Détaillons à présent la nébuleuse d'Orion. Cette fois, nous allons utiliser des télescopes de diamètre relativement élevé.

1. Les couleurs de M42

Quelles sont les couleurs de la nébuleuse d'Orion ?
- « Elle est grise », disent un certain nombre d'observateurs.
- « Mais non, elle est verte », rétorquent d'autres.
- « Plutôt bleutée », affirment quelques originaux.
- « Elle est multicolore », répondent les utilisateurs de grand diamètre.
- « Vous avez tout faux, elle est rouge et bien rouge », concluent les astrophotographes.

D'abord, il faut bien comprendre que - je le répète encore, je sais... - la vision nocturne des couleurs dépend des observateurs. Certains voient très facilement le vert de la nébuleuse, d'autres la verront grise même dans un télescope de grand diamètre. Mais au fait, quelle est la vraie couleur de M42 ? Ça dépend ce qu'on entend par vraie. Si on entend par là "la couleur qu'on verrait en vision diurne", alors il faut consulter une image trichromique prises dans les règles de l'art avec des filtres R, V, B. Regardez les photos de David Malin (je vous laisse chercher avec Google...), voilà la réponse. Mais notre vision diurne est déconnectée lorsque nous observons, et c'est la vision nocturne qui prend le relais. Or elle n'est pas sensible aux couleurs de la même façon, en particulier elle perçoit très mal le rouge profond.

Mais au fait, d'où viennent les couleurs ?

Le gaz de la nébuleuse n'émet normalement pas de lumière. Lorsqu'une étoile très brillante éclaire la nébuleuse, celle-ci émet de la lumière par réflexion (comme la Lune et les planètes, qui reflètent la lumière du Soleil). Comme les étoiles les plus lumineuses sont de jeunes étoiles bleues, les nébuleuses à réflexion sont bleues. C'est le cas des nébuleuses des Pléaides par exemple. Les régions de M42 qui sont bleues sont donc des régions où la nébuleuse se contente de réfléchir la lumière des jeunes étoiles. On ne trouve pas beaucoup de bleu dans M42...

Si le gaz entoure une ou plusieurs étoiles très chaudes, il peut être porté à de telles températures qu'il est ionisé et émet alors sa propre lumière. Cela se produit au voisinage d'étoiles de type O ou B, les plus chaudes étoiles que l'on connaisse (à l'exception des étoiles centrales de nébuleuses planétaires, qui sont encore plus chaudes). Dans le cas de la nébuleuse d'Orion, ces étoiles sont les quatre du Trapèze. La lumière émise par M42 n'est pas la lumière réfléchie du Trapèze, c'est la lumière du gaz ionisé. En effet, les réactions d'ionisation provoquent l'émission de photons. Ces photons ont toujours des longueurs d'onde précise, c'est pourquoi la lumière des nébuleuses à émission n'existe que pour certaines longueurs d'onde.

L'hydrogène ionisé émet selon les longueurs d'onde dites du H-Alpha et du H-Bêta (il y a aussi du H-Gamma, H-Delta... mais ces longueurs d'onde sortent de la fenêtre du visible). Le H-Alpha est rouge. C'est la principale longueur d'onde émise par la nébuleuse. C'est pour ça que, en photo, elle apparaît à dominante rouge. Mais l'oeil, en vision nocturne, n'y est presque pas sensible, aussi le rouge est-il difficile à percevoir.

Le H-Bêta est une longueur d'onde située dans le vert, très près du maximum de sensibilité de la vision nocturne. Il voisine une autre longueur d'onde émise par les nébuleuses à émission, le O-III, produit lorsque les atomes d'oxygène sont ionisés. En observation visuelle, nous captons surtout la lumière émise par la nébuleuse dans les longueurs d'onde du H-Bêta et de l'O-III, donc la lumière verte. Ou bleu-verte, selon la sensibilité des uns et des autres...

Sur les photos, la nébuleuse est rouge sauf à sa bordure nord, qui est verdâtre et plus faible. En visuel, cette bordure est la région la plus brillante de la nébuleuse (derrière le coeur) puisqu'il s'agit des ailes. Alors que les extensions sont nettement plus faibles. Il est très intéressant de noter ce genre de différence entre la photo et l'observation visuelle, car on peut ainsi repérer les régions riches en H-Alpha (ou H-Bêta) et les régions riches en O-III.

Et en pratique ? C'est l'utilisation des filtres UHC, H-Bêta et O-III qui permet d'exploiter les différences d'intensité entre toutes ces longueurs d'onde, ce que l'on va aborder au paragraphe suivant.

Mais avant cela, je termine ce paragraphe en signalant que la vision des couleurs de M42 a fait l'objet d'un article de M. Prévot dans Ciel Extrême n°45, article intitulé "M42 en technicolor". On s'y reportera pour en savoir plus.

2. La nébuleuse d'Orion filtrée

L'emploi de filtres interférentiels permet d'observer différentes parties de la nébuleuse. Je ne vais pas détailler, je vous laisse la surprise... Je signale juste que :

- Personnellement, je préfère l'observation sans filtre, car c'est elle qui permet d'apprécier les couleurs naturelles de la nébuleuse. Peut-être que M42 apparaît verte avec un filtre UHC ou O-III, mais c'est alors la couleur du filtre que l'on voit, pas la couleur de la nébuleuse. De même que lorsqu'on regarde le ciel à travers un filtre rouge, on le verra rouge.

- Le filtre UHC renforce les extensions au sud des ailes et permet de mieux voir l'ensemble de la nébuleuse, notamment sous un ciel un peu pollué. La nébuleuse paraît alors plus brillante (en réalité c'est surtout que le ciel est noirci).

- Le filtre OIII donne un effet assez similaire au filtre UHC, mais moins important. C'est lui qui permet d'apercevoir la boucle qui relie chaque côté de M42 à Iota Orionis.

- Le filtre H-Bêta est peut-être celui des trois que je préfère. Par rapport au UHC il fait perdre les extensions sud, mais renforce M43 et permet de mieux voir certains détails dans M42, notamment la boucle interne. Je ne l'ai utilisé qu'au télescope de 495 mm, donc je ne sais pas s'il est aussi intéressant à plus petit diamètre.

Quoiqu'il en soit, c'est à vous d'essayer !

3. La nébuleuse d'Orion dans un 300 mm

Voici un dessin du coeur de la nébuleuse d'Orion réalisé depuis mon village, au 300 mm, dans des conditions plutôt moyennes (un peu de turbulence mais pas trop, transparence pas folichonne). Si les conditions avaient été parfaites, je n'aurais pas pu réaliser de dessin...



Les six étoiles du Trapèze sont visibles, E étant plus facile que F. Les étoiles de l'amas du Trapèze, par contre, n'apparaissent pas. La Baie Sombre a une forme plus ou moins rectangulaire, et il y a une sorte de lagune au niveau du Trapèze. Le Creux, par contre, a des contours plus compliqués. La Barre est résolue en une succession de nodosités parfaitement alignées qui se prolongent en formant la petite aile orientale (elle sort du champ à droite).

On pourra comparer avec cette photo trouvée sur le site de Jerry Lodriguss (v. référence plus haut) :



Sur mon dessin, la nébuleuse a été colorisée en vert, mais celui-ci est peut-être un tout petit peu trop clair par rapport à ce que j'ai vu. En outre, il ne montre pas les nuances de couleur visibles sur les bords, et notamment sur le bord externe de la Barre, qui paraît orange-ocre (mais ce n'est visible que sous un bon ciel).

Le dessin montre aussi que la région centrale est pleine de détails. Il faut savoir que, cette fois, c'est la turbulence qui compte le plus. Le coeur de M42 est un astre de très haute brillance de surface, comparable aux petites nébuleuses planétaires. Dans un 300 mm, on ne manque pas de lumière, même sous un ciel médiocre. Par contre, la turbulence cache les plus fins détails, comme elle le fait en observation planétaire. Quand le ciel est stable, le coeur de M42 paraît formé de petits arcs concentriques. Le dessin qui suit, réalisé par MatP dans son 300 mm (site  http://astrosurf.com/astramatoria/), montre parfaitement cet aspect :



Le filtre OIII permet d'identifier assez aisément la boucle qui relie les côtés de M42 à Iota Orionis et que j'aime bien appeler la Grande Boucle. Elle n'est pas complètement refermée. À l'est, elle prolonge la grande aile orientale et atteint le nord de NGC 1980 (invisible avec le filtre OIII). À l'ouest, elle part du côté de la nébuleuse, et non pas de l'aile occidentale), s'écarte relativement loin à l'ouest, avant de repiquer vers Iota Orionis.

Voici un dessin réalisé depuis mon village, donc sous des conditions non optimales, qui ne montre que les grandes structures de M42 :



On aperçoit une deuxième boucle, que j'appelle la Petite Boucle (dénomination évidemment pas du tout officielle) qui, elle, prolonge l'aile occidentale. Il y a aussi un départ de boucle que j'appelle la boucle interne (voir carte ci-dessus). Ce dessin a été réalisé à l'aide du filtre O-III, mais j'y ai ajouté également ce qui a été vu sans filtre, notamment NGC 1980, la nébuleuse entourant Iota Orionis.

On voit aussi pas mal de détails aux alentours de M43. En voici un dessin colorisé (car M43 aussi m'apparaît verte) :



On note qu'une lanière au nord de M43 est séparée du reste de la nébuleuse par une ligne sombre que j'ai appelé le grand sillon (dénomination à nouveau pas officielle du tout). Une autre ligne sombre, plus petite et plus difficile, part du bord ouest de la nébuleuse et s'interrompt presque au niveau de NU Ori (mais pas tout à fait), le petit sillon. M43 baigne dans une faible nébulosité allongée qui contient quelques "nuages" allongés parallèlement à la direction des ailes de M42.

4. La nébuleuse d'Orion dans un 495 mm

Je ne dispose pas de dessins réalisés avec ce télescope. C'est tout simplement infaisable... du moins pour moi. Mais on pourra trouver, dans le n°15 d'Astrosurf Magazine, un extraordinaire dessin du coeur de M42 réalisé par Ph. Vingler à travers un télescope de 635 mm (article intitulé "Orion à fleur de peau".

Voici quelques descriptions issues de mes notes d'observation.

D'abord, la première chose qui frappe l'observateur : les couleurs ! Le vert domine, mais il est bordé d'orange, d'ocre, de marron. En particulier, la bordure nord du coeur est orange-ocre, presque rose par endroits. Il y a du orange à l'ouest du coeur. Le vert est plus foncé à l'ouest qu'à l'est du coeur, il n'est pas tout à fait le même d'une région à l'autre. On distingue aussi du bleu-vert près des ailes. De l'ocre apparaît entre le Trapèze et la Barre. Quant à la Barre, elle devient l'Arc-en-Ciel : un extraordinaire dégradé vert-marron-ocre-orange (d'ouest en est). Cet Arc-en-Ciel est la plus belle chose que j'ai jamais vue dans le ciel, pas moins. Toutes ces couleurs apparaissent surtout à faible grossissement.

À fort grossissement, la région centrale est faite d'innombrables nodosités. De petits arcs donnent un aspect "moutonné". Elle contient une douzaine de minuscules étoiles qui ressortent à peine de la nébuleuse. Je suppose que ce sont les principales étoiles de l'amas du Trapèze. Elles ne sont pas visibles sous un ciel moyen. Peu après mon dessin du coeur au 300 mm, j'avais prévu de le redessiner au 495 mm, toujours sous les conditions moyennes de mon village, et en partant du dessin au 300 mm. Mission impossible !

La Grande Boucle est toujours aussi bien visible avec le filtre OIII. Elle montre des détails dans sa forme générale, et on voit bien qu'elle ne se referme pas tout à fait. La boucle interne est bien améliorée avec le filtre H-Bêta. Dans M43, les deux sillons sont évidents. Le petit sillon s'élargit vers l'extérieur et on voit bien qu'il ne pointe pas exactement vers NU Ori. M43 est elle même complexe, notamment avec le filtre H-Bêta.

Voici un dessin qui montre les couleurs perçues à travers un grand diamètre. C'est un dessin réalisé par Serge Vieillard avec un 400 mm :

En conclusion

J'estime que la nébuleuse d'Orion est, de loin, le plus beau des objets du ciel profond (accessible à nos latitudes). C'est une appréciation subjective. Mais il y a un fait objectif : c'est - de très loin - la plus brillante des nébuleuse diffuses (accessible à nos latitudes). L'observation du coeur de M42 s'apparente même à l'observation planétaire. Même en présence de pollution lumineuse, ou de Lune, il est possible d'apprécier sa complexité avec un télescope de 200 à 300 mm. Sous un bon ciel, un petit diamètre montre plus de détails qu'aucune autre nébuleuse. Tous les grossissement sont utiles, du plus faible au plus fort. Tous les filtres sont utiles, O-III comme H-Bêta (et donc UHC), mais aussi Deep-Sky. J'ai même essayé mes filtres colorés rouge et bleu pour voir... En photo, c'est un astre très facile à enregistrer. D'ailleurs attention : si vous avez réussi votre photo de M42, ça ne prouve pas que vous maîtrisez votre matériel, elle est tellement facile. Tiens, voici ma toute première image avec la ST7, au foyer d'un Perl-Vixen 200/800 :


Vous savez quel est le temps de pose ? 5 secondes ! C'était juste pour vérifier la mise au point, en jugeant la séparation des étoiles du Trapèze, malheureusement le coeur est déjà surexposé...

La nébuleuse d'Orion est en tout cas la meilleure des motivations pour sortir par un froid glacial au lieu de dormir au chaud dans sa couette. L'observer est un voyage...

Je vous propose ce Keskifovoir que je mijotais depuis le mois d'août et que j'ai failli abandonner. J'espère qu'il n'est pas trop tard...

La galaxie d'Andromède, appelée aussi Messier trente-et-un ou, en abrégé, M31 - mais aussi NGC 224 ou même MCG +07-02-16 - mais là c'est pour ceux qui veulent frimer... heu, qu'est-ce que je disais ? Ah oui ! La galaxie d'Andromède est un des objets les plus faciles à observer : elle est brillante (même visible à l'oeil nu) et relativement facile à pointer. Pour ces deux raisons, c'est une vedette du ciel d'automne. Cependant... il faut avouer qu'à part voir une tache floue, c'est souvent assez décevant en visuel. Rien à voir avec l'image magnifique que nous montrent les plus belles photos à grand champ. N'y a-t-il pas autre chose à voir que cette grande tache floue ? Si, mais à condition de savoir quoi chercher exactement. D'où ce Keskifovoir qui, comme les précédents, est destiné à donner des motivations pour l'observation. Il ne s'agit pas seulement de regarder la grande tache floue d'Andromède, il s'agit de l'observer.

Rappel des anciens "Keskifovoir" :
- Saturne 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=17289
- Jupiter 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=21145
- La comète Holmes 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=25341
- Mars 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=25969

Keskifovoir sur M31 ?

Ce Keskifovoir s'adresse de préférence à ceux qui disposent d'un site d'observation de bonne qualité. En cas de pollution lumineuse, l'essentiel des observations décrites ici ne sera probablement pas possible. Un diamètre conséquent est préférable - eh oui, nous sommes en train de parler de ciel profond. Dans toute la suite, je suppose que l'observateur a un minimum d'expérience : il sait pointer M31, il sait utiliser la vision décalée, il sait reconnaître une très faible tache floue ; il connaît aussi la notion de magnitude (elle est détaillée dans un article de la WApédia).

Je ne parle ici que de visuel, sauf mention contraire.

1/ M31 : une grande galaxie spirale.

M31 est une galaxie spirale de type SA(s)b dans la classification de De Vaucouleurs : il n'y a pas de barre (SA), les bras spiraux démarrent au noyau (s) et les bras sont moyennement développés. (La classification de Hubble, moins complète, est : Sb.) Sa magnitude globale est de V=3,4. Elle mesure 191x62' (il s'agit des dimensions de la portion de M31 qui est plus brillante que la magnitude surfacique 25 par seconde d'arc carrée - c'est toujours ainsi que les catalogues professionnels délimitent les galaxies). Ses raies spectrales présentent un décalage vers le bleu qui est interprété comme un effet Doppler-Fizeau (et non cosmologique) dû à une vitesse radiale de -121 km/s par rapport au centre galactique : elle s'approche de nous (ce qui ne signifie pas qu'elle se dirige vers nous, mais nous ne connaissons pas sa vitesse tangentielle).

M31 est la principale galaxie du Groupe Local. Sa magnitude absolue est estimée à environ -21,1 (d'après le Sky Catalogue, vol. 2, qui la sous-estime peut-être un peu car il indique une distance plus petite que l'estimation actuelle), contre -20,5 pour notre Galaxie. Elle est située à environ 800 kpc (voir NASA Extragalactic Database,  http://nedwww.ipac.caltech.edu/ , à la rubrique "Distances"). En fait, le Groupe Local est essentiellement formé de deux grandes spirales, M31 et notre Galaxie, chacune entourée de son cortège de galaxies-satellites, plus quelques galaxies naines. La galaxie du Triangle M33 n'est pas considérée comme satellite de M31, mais fait partie de la région dominée par cette dernière. D'ailleurs M33 est à peine plus lumineuse que le Grand Nuage de Magellan et nettement moins que les deux grandes spirales du Groupe Local.

Revenons à M31. Comme toutes les spirales, elle est composée d'un noyau, d'un bulbe, d'un disque et d'un halo. Le noyau est très bien visible au télescope, comme une sorte de grosse étoile floue plutôt brillante. Il est entouré d'un bulbe formé de vieilles étoiles évoluées. Le bulbe est la région la plus facile à observer au télescope. En ville et dans un petit diamètre, on ne voit que lui. Le disque s'étend de part et d'autre du bulbe sur une distance d'autant plus grande que le ciel est transparent (le diamètre du télescope n'a pas grande importance). Il est nettement plus faible. C'est lui qui contient les bras spiraux de M31, formés d'étoiles jeunes et lumineuses, d'amas d'étoiles, de nébuleuses, etc. Tout cela apparaît très bien sur les photos, mais pas vraiment en visuel. Quoique... Enfin, le disque de la galaxie est contenu dans un immense halo sphérique invisible, qui contient quelques très vieilles étoiles isolées ainsi que plusieurs centaines d'amas globulaires (environ 500). Et bien sûr, pas mal de matière sombre dont nous ignorons encore la nature...

Que faut-il chercher à observer dans M31 ? Voici quelques idées :

Les galaxies satellites :
Identifier M32 et M110 (voir plus loin). Que peut-on dire de leur noyau ?

Les limites de M31 :
Essayer, en utilisant la vision décalée, de noter l'extension maximale de la galaxie. Jusqu'où la voyez-vous ? Parfois, les jumelles sont le meilleur instrument pour cela.

Les bandes sombres qui bordent le disque au nord :
Ces bandes délimitent les bras spiraux. La bande la plus proche du bulbe est aussi la plus contrastée. Elle est visible par effet de contraste avec la pâle lumière du disque. La transparence du ciel est cruciale pour l'observation. Sous un ciel de ville, aucune chance de percevoir cette bande sombre. Sous un ciel transparent en rase campagne, isolé de toute ville, non seulement la bande sombre est facile et très longue, mais elle est accompagnée d'une deuxième bande parallèle, côté extérieur. Et sous un très bon ciel, il y en a même une troisième, encore plus loin. Notez la forme de ces bandes sombres : leur finesse, leur longueur, leur courbure...

NGC 206 :
NGC 206 est un nuage stellaire similaire par exemple au nuage de l'Écu (ce n'est pas un amas ouvert ni une nébuleuse). Il est visible au sud-ouest du noyau, plus loin que M32 (voir carte plus loin). Dans un télescope de 200 mm sous un ciel de plaine "normal", c'est la seule nébulosité visible dans le disque de M31. Un plus grand diamètre permet de le distinguer plus facilement. À partir de quel diamètre le voyez-vous ? Quelle est sa forme ? Est-il uniformément brillant ?

Les bras de M31 :
Peut-on détecter les bras de M31 ? Je n'en ai vu partiellement qu'un seul au 300 mm et même au 495 mm : en regardant bien, le bras sud est visible comme un large crochet très peu contrasté (plus facile au 495 mm). Je vous laisse essayer...

Voici un schéma qui illustre ces observations :



a - noyau de M31.
b - bulbe de M31 ; c'est la seule partie de M31 visible depuis un ciel urbain.
c - partie brillante du disque de M31 ; c'est la seule visible depuis un ciel péri-urbain.
d - extension du disque de M31 vue sous un ciel de plaine (en gros - ce n'est pas symétrique sur le schéma parce qu'il est mal fait...)
e - extension très faible du disque de M31, qui rejoint et parfois dépasse M32 (je l'ai vue au 300 mm sous un ciel pur en Lozère uniquement).
f - NGC 206.
g - "crochet" peu contrasté dans la nébulosité, il s'agit en fait d'un des bras.
h - la plus contrastée des bandes sombres.
i - la deuxième bande sombre, plus difficile, réclame un bon ciel de plaine.
j - la troisième bande sombre, réclame un ciel excellent (je ne l'ai vue qu'en Lozère).

2/ Les satellites de M31.

La galaxie d'Andromède contient, comme notre Galaxie, plusieurs galaxies satellites. Cependant, les siens sont peu remarquables. Ainsi, si l'on classe les galaxies du Groupe Local par luminosité, les deux principaux satellites de notre Galaxie (les deux Nuages de Magellan) sont les numéros 4 et 6, tandis que les deux principaux satellites de M31 (M32 et M110) sont classés 7 et 8.

M32 est une naine elliptique de type cE2, de magnitude V=8,1 et de dimensions 8,7x6,5'. Elle a été découverte par G. Le Gentil en 1749. Son décalage vers le bleu est plus faible que celui de M31, ce qui prouve que M32 se déplace par rapport à la galaxie d'Andromède dans la direction opposée à nous. Si elle tourne autour de lui, elle va donc passer derrière. Cependant, M32 s'approche de nous, mais cela est dû au mouvement d'ensemble de M31 qui l'emporte sur son mouvement orbital (du moins en ce qui concerne la vitesse radiale). M32 possède une particularité remarquable : elle a perdu ses étoiles périphériques par suite de l'intense attraction gravitationnelle qu'elle subit à proximité de la grande spirale. Il s'agit donc d'une elliptique compacte (d'où le 'c' dans sa classification).

M110 est parfois nommée NGC 205. C'est parce que la dernière édition du catalogue de Messier s'arrêtait à 103 objets. En fait, Charles Messier avait observé NGC 205, mais il est mort avant d'avoir publié une quatrième édition. Durant le vingtième siècle, on a ajouté à son catalogue les objets qu'il avait observé après la troisième édition, mais cela ne s'est pas fait d'un seul coup, et NGC 205 est le dernier objet ajouté. Aussi, les anciens livres ne tiennent pas compte de la désignation M110, et parfois aussi des livres plus récents qui s'y réfèrent. Le Burnham's Celestial Handbook, qui date de 1966 (1978 pour sa plus récente édition), la nomme NGC 205 mais précise bien que Messier l'a découverte en 1773. M110 est une elliptique naine de type E5p, elle mesure 21,9x11,0' et brille à la magnitude V=8,1. Le p indique qu'elle est particulière. Quelle est sa particularité ? Je ne sais pas. Peut-être le fait qu'elle contient un petit nuage de poussière interstellaire associé à des étoiles jeunes, ce qui est inhabituel dans une elliptique (où la formation d'étoiles s'est normalement arrêtée). Comme M32, elle s'approche légèrement de nous, mais moins vite que M31, ce qui indique là aussi que dans son mouvement par rapport à M31, elle se déplace dans le sens opposé.

Au télescope, M32 paraît toujours bien plus petite que les dimensions données ci-dessus. D'ailleurs, dans un petit instrument et à faible grossissement, il est facile de la confondre avec une étoile si on manque d'expérience (ou si on a une optique médiocre qui empâte les étoiles). M110 a la même magnitude que M32 mais elle est nettement plus étendue, de sorte que sa brillance de surface est plus faible, c'est en fait une galaxie sensiblement plus difficile que M32. Dans un petit diamètre, si le ciel laisse à désirer elle peut rester invisible.

Et les autres satellites de M31 ? Les plus faibles s'appelent Andromeda I, Andromeda II, Andromeda III, etc. : il s'agit de galaxies naines découvertes lors des dernières décennies et qui sont sans doute hors de portée de nos instruments, sauf peut-être en CCD ? Néanmoins, deux autres satellites plus lointains - mais ce sont bien des satellites de M31 - sont visibles dans un télescope d'amateur. Regardez cette carte :



On y voit la région nord-est de la constellation d'Andromède (magnitude limite 9). Les méridiens sont représentés tous les 30m d'ascension droite, et les parallèles tous les 5° de déclinaison. Le champ d'un chercheur courant fait environ 5°, ce qui correspond en gros à un carreau. On y voit quelques-uns des classiques de la constellation : l'amas ouvert NGC 752, dédié aux petits diamètres ; la galaxie NGC 891, si dépendante de la transparence du ciel ; la nébuleuse planétaire M76, facile à repérer à partir de 51 And puis Phi Per ; bien sûr M31 et ses deux satellites ; mais aussi trois petites galaxies au sud de Cassiopée : NGC 147, NGC 185 et NGC 278. Les deux premières sont des satellites éloignés de M31. Ce sont également des objets difficiles, car de faible brillance de surface. (La troisième est une galaxie bien plus lointaine et pas très difficile.)

La plus facile des deux est NGC 185, une elliptique (E3p) de magnitude 9,2 et de dimensions 11,7x10,0'. Magnitude 9,2 : c'est mieux que pas mal de galaxies Messier ! Oui mais cette galaxie est très étendue, et présente donc une faible brillance de surface. NGC 147 est une elliptique (E5p) de magnitude 9,5 et de dimensions 13,2x7,8'. W. Herschel a découvert la première (en 1787) mais n'a pas vu la seconde, c'est mauvais signe... C'est son fils John qui l'a découverte en 1829. POur donner une idée, voici les brillances de surface en magnitude par minute d'arc carrée des galaxies décrites ici :
- M32 : 12,7.
- M31 : 13,6.
- M110 : 13,9.
- NGC 185 : 14,7.
- NGC 147 : 14,7.

Ah, finalement elles ont la même brillance de surface... Si NGC 185 est incontestablement moins difficile, c'est peut-être parce qu'elle est globalement plus brillante (magnitude totale) et aussi qu'elle possède une portion centrale plus lumineuse ? En tout cas, une magnitude surfacique de 14,7 est particulièrement faible (M33 est à 14,2 est c'est déjà une galaxie faible !)

Je vous les propose à titre de challenge. Je les ai vues (faiblement) dans un 210 mm sous un bon ciel de plaine. Même au 300 mm elles restent faibles. Je soupçonne que la qualité du ciel est au moins aussi importante que le diamètre. Essayez de noter leur forme, leur allongement, la différence d'éclat entre elles, etc.

3/ Novae, supernovae et céphéides.

M31 est une grande spirale contenant tous les objets que l'on rencontre dans notre Galaxie : nébuleuses planétaires, amas ouverts, globulaires, etc. Elle contient bien sûr des milliards d'étoiles. Ses étoiles sont trop faibles pour nos télescopes, sauf peut-être à très grand diamètre (voir plus loin). Il y a des exceptions.

Tout d'abord, si une supernova explosait dans M31, elle atteindrait la magnitude 6 environ et deviendrait presque visible à l'oeil nu. Eh bien c'est déjà arrivé ! En 1885, on a découvert une étoile de magnitude 6 tout contre le noyau. Le premier à l'avoir vue fut le professeur L. Gully, le 17 août, à Rouen. Hélas, il était en train de tester un nouveau télescope et crut à un problème optique ! La découverte officielle est donc créditée à l'américain E. Hartwig, datée du 20 août. L'étoile nouvelle fut nommée S Andromedae. Cet objet a fait couler beaucoup d'encre car, à cette époque, on ne connaissait pas le phénomène de supernova. On ne savait même pas si M31 était un objet extra-galactique ou non. Justement, l'existence de S And semblait prouver que M31 n'était pas un objet extra-galactique, sinon comment expliquer son énorme luminosité ? Si c'était une simple nébuleuse galactique, la luminosité de S And ne poserait plus de problème.

Depuis 1885, aucune supernova n'a été trouvée dans M31. Pourtant, une grande spirale de ce type devrait en héberger régulièrement. Peut-être est-ce pour demain ? Malheureusement M31 ne se présente pas de face et une bonne partie de la galaxie reste considérablement obscurcie par la matière interstellaire. Quoiqu'il en soit, si vous trouvez une étoile de trop dans la galaxie, ne l'attribuez pas hâtivement à un défaut d'optique ! 

Outre une supernova, on a observé également de nombreuses novae. Bien sûr, elles sont beaucoup plus faibles : elles dépassent rarement la magnitude 15. Burnham précise qu'il doit en exploser 30 par an (dont une petite partie seulement sont visibles). La recherche de novae dans M31 est facile à entreprendre en imagerie : il suffit de fabriquer une image de référence, puis de photographier régulièrement la galaxie et d'utiliser la fonction "blink comparateur" du logiciel d'analyse d'images. Mais est-ce intéressant ? Je me souviens d'une discussion, il y a une dizaine d'années, sur la liste Aude-l (liste de diffusion de l'association AUDE, qui regroupait des utilisateurs de caméras CCD) où l'on avait parlé de la détection de novae dans M31. Si je me souviens bien, selon les professionnels de la liste cela n'avait aucun intérêt sauf exception. On pourra lire à ce sujet cette page :  http://cfa-www.harvard.edu/iau/CBAT_M31.html .

J'ai indiqué dans le titre de ce paragraphe les céphéides. Tout le monde connaît l'histoire : E. Hubble découvre des céphéides dans M31, mesure leur période et, en utilisant la relation période-luminosité, en déduit leur distance. Stupeur (en fait non, j'exagère) : elle est énorme ! Cela prouve que M31 est un objet extra-galactique. Et donc que probablement la plupart des « nébuleuses spirales » sont d'autres galaxies. Or le ciel en contient des millions, des milliards... La découverte de la distance des céphéides de M31 est à l'origine de l'une des plus grandes découvertes scientifiques de l'humanité, et c'est pour ça qu'il me paraît important d'en parler ici, bien que peu d'amateurs puissent les détecter. Mais c'est possible !

Les céphéides de Hubble ont des magnitudes qui oscillent autour de 20. Au maximum, elles peuvent culminer à 19. C'est tout à fait à la portée d'une caméra CCD refroidie et d'un télescope de 200 mm. Le principal problème risque d'être la résolution : pourra-t-on séparer les étoiles de M31 ? Je me suis longtemps posé la question, je sais maintenant que la réponse est oui, car je me suis déjà amusé à décortiquer de bonnes images CCD trouvées sur Internet, et j'en ai vues. Pour ceux qui seraient tentés par la manipe, voici ce qu'il convient de faire :
- Poser longtemps sur le champ situé immédiatement au sud de NGC 206 (voir Burnham's Celestial Handbook, pages 136 et 138).
- Une fois l'image obtenue, identifier les céphéides en s'aidant des photos du livre.
- Recommencer toutes les semaines (les plus brillantes céphéides ont des périodes longues - c'est normal, c'est même ça, la relation période-luminosité - souvent de plus d'un mois).
- Dépouillement : lorsque suffisamment d'images auront permis d'obtenir les magnitudes et la période des céphéides, il suffira d'utiliser la relation période-luminosité (voir par exemple Astronomie, méthodes et calculs, A. Acker, Masson) pour en déduire leur distance (et vérifier que Hubble ne s'est pas trompé ! ).

Voici un extrait de la page 136 :



4/ Les amas globulaires de M31.

Nous avons observé des galaxies et des étoiles, ainsi qu'un nuage stellaire. Quels sont les autres objets de M31 visibles dans du matériel d'amateur ? Les nébuleuses diffuses sont trop petites, trop faibles, les nébuleuses planétaires encore plus. De même pour les amas ouverts. Seuls les amas globulaires sont à la portée de nos télescopes. Et c'est même plus facile qu'on le croit ! Enfin... surtout pour l'un de ces amas.

Chez nous, il y a Omega Centauri, le plus gros amas globulaire (en taille réelle, pas seulement apparente) de la Galaxie. D'ailleurs il se pourrait même qu'il s'agisse d'un objet extra-galactique. Eh bien M31 possède aussi son monstre, il s'appelle Mayall II, ou encore AG 000-001 (dans le catalogue complet des amas globulaires de M31). Cet amas a été découvert seulement en 1953 par U. Mayall et O. Eggen sur une plaque du télescope de Schmidt de Palomar. Voici une carte des environs de M31 qui montre la position de cet amas (magnitude limite 11,5) :



(Remarque : toutes les cartes qui suivent ont le nord en haut. Elles ont été réalisées avec le logiciel Guide.) Mayall II est indiqué sous sa dénomination AG 000-001. Vous l'avez trouvé ? Il est tout en bas à droite, loin du disque de M31. N'oublions pas que ce disque est contenu dans un halo plus vaste : M31 s'étend en réalité plus loin que sur les photos. Sur la carte, les méridiens sont dessinés tous les 5m, et les parallèles tous les degrés. Un carreau fait en gros 1° de côté (c'est vrai en déclinaison mais pas tout à fait en ascension droite). Ça donne une idée de l'échelle. 

Au passage : les étoiles notées en vert sont des étoiles doubles. Pour varier les plaisirs, voici une liste des couples pas trop difficiles :
- STF 41 : étoiles de magnitude 8,6 et 11,2 séparées de 16".
- STF 44 : 9,2 et 9,9 séparées de 12" (l'écart augmente).
- A 1507 : 9,3 et 13,3 séparées de 19".
- HO 492 : 9,1 et 11,7 séparées de 2,9".
- ES 1488 : 9,1 et 9,8 séparées de 6,9".
- STF 72 : 8,4 et 9,3 séparées de 24".
(Les autres couples sont soit trop faibles, soit trop serrés.)

Revenons à Mayall II. Sa magnitude est de 13,8. S'il ne montre pas son diamètre, il apparaîtra comme une étoile de magnitude 13,8 donc devrait être accessible à un télescope de 200 mm. Je ne l'ai jamais cherché à ce diamètre, mais je l'ai vu au 300 mm et l'observation est facile. Il est sûrement possible de l'observer depuis un site souffrant de pollution lumineuse, mais avec un plus grand diamètre, du fait de son apparence quasi stellaire. Pour le repérer, voici comment je chemine :
- Je détecte d'abord les deux étoiles notées A et B. Facile : elles sont dans le prolongement de la galaxie. Je détecte aussi l'étoile C.
- Je pointe à mi-chemin entre B et C. Un grossissement moyen doit me montrer le triangle (presque) équilatéral a-b-c. Facile de le reconnaître, l'étoile b étant une sorte de triple (optique, bien sûr) : b-b'-b" - voir carte suivante.
- Il reste à prolonger [ac] de la même longueur en tournant un petit peu. Ayant déjà dessiné le champ, je le reconnais.

Voici la carte détaillée :



(Méridiens tous les 1m et parallèles tous les 0°10', magnitude limite 15,0.) Comparez la région de Mayall II avec ce dessin effectuée avec un Orion Optics 300/1200 à x240 :



Mayall II forme un triangle isocèle avec une étoile de magnitue 12,2 et un couple optique de magnitudes 13,2+13,3. En outre, il est entouré de deux étoiles plus faibles qui dessinent des sortes d'oreilles de Mickey. Attention : un assez fort grossissement est nécessaire pour le séparer des "oreilles de Mickey".

Une remarque : Mayall II n'est pas le seul amas globulaire extra-galactique visible dans un télescope d'amateur. Plusieurs amas des Nuages de Magellan sont plus faciles. Le plus brillant d'entre eux, NGC 1835 (dans la Dorade), atteint la magnitude 9,8 (et il mesure 1,2' de diamètre). Un cas surprenant : les amas globulaires de la galaxie naine Fornax (ESO 356-4) sont bien plus faciles que celle-ci ! Selon le Night Sky Observer's Guide la galaxie est invisible en visuel (sa brillance de surface est très, très, très faible). Par contre, cinq amas globulaires sont à la portée de grands diamètres (au moins 300 mm), dont NGC 1049 (magnitude 12,9).

Oui mais pour le ciel de nos latitudes ? Eh bien il existe un autre amas globulaire extra-galactique, le plus facile d'entre eux en fait. En effet, M54 (Sagittaire) n'appartient pas à notre Galaxie mais à la naine elliptique du Sagittaire (nommée SgrDEG, DEG pour "dwarf elliptical galaxy" - à ne pas confondre avec la naine irrégulière du Sagittaire, SgrDIG), une minuscule galaxie découverte en 1994 et distante de seulement 25 kpc, donc plus proche de nous que les Nuages de Magellan (et encore plus faible, énormément plus faible, que la naine Fornax). M54 est de magnitude 7,7 : c'est le plus brillant des amas extra-galactiques. N'empêche, il est situé dans le ciel austral (déclinaison négative). Mayall II reste le plus brillant de ceux situés dans le ciel boréal (déclinaison positive).

5/ M31 dans un grand diamètre.

D'autres amas globulaires sont visibles dans et autour de M31. Plusieurs dizaines atteignent une magnitude de 14 ou 15. On pourra consulter à ce sujet le site Globular Clusters in the Andromeda Galaxy :  http://www.astronomy-mall.com/Adventures.In.Deep.Space/gcm31.htm . La revue Ciel Extrême a publié un article complet sur l'observation des amas globulaires de M31 dans le numéro 36 (C. Bazin, X. Camer, B. Laville et L. Reynaud), ainsi qu'une suite dans le numéro 38 par B. Laville. En outre, Mayall II a fait l'objet d'un dossier spécial dans le numéro 35.

Voici une carte de repérage de l'amas globulaire AG 338-076, alias G76, le deuxième amas le plus brillant (magnitude 14,3) :



(Mêmes échelle et magnitude limite que la carte de Mayall II.) Et un dessin réalisé avec le même matériel que celui de Mayall II :



La carte de Mayall II montrait un autre amas globulaire, catalogué AG 000-002. Celui-là est nettement plus faible puisqu'il ne fait que la magnitude 15,8. Mais comme il est stellaire, il est visible au télescope de 495 mm (qui dépasse légèrement la magnitude stellaire 16 en temps normal). En voici un dessin :



Les flèches indiquent l'amas. Le dessin montre également la petite galaxie UGC 330, de magnitude B=15,0. Elle était faible mais évidente, allongée. J'aime beaucoup ce dessin parce qu'il présente trois échelles de distance différentes : des étoiles de notre Galaxie, un amas globulaire de M31, et une galaxie d'arrière-plan (UGC 330). Il faut savoir qu'il existe plusieurs galaxies d'arrière-plan tout autour de M31, toutes plus faibles que la magnitude 14. Leurs décalages vers le rouge indiquent des distances de l'ordre d'une centaine de mégaparsecs : elles sont plus de 100 fois plus éloignées de nous que la galaxie d'Andromède.

Qu'apporte de plus un grand diamètre sur M31 ? Voit-on mieux les bandes sombres ? Peut-être. Mais ce qui m'a frappé dans M31 vue au télescope de 495 mm pour la première fois, c'est sa texture parfaitement uniforme, comme laiteuse. C'est très beau, même si on ne voit pas d'autre détail. La galaxie ne tient pas dans le champ, mais ne montre rien de plus. C'est que, à pupille de sortie égale, la clarté est la même quel que soit le diamètre du télescope, aussi M31 ne paraît pas plus brillante (on reçoit plus de lumière, mais on grossit plus). Ce qui apparaît en plus dans un télescope de très grand diamètre, ce sont les étoiles de la galaxies, du moins ses étoiles les plus lumineuses. Ses supergéantes - les Canopus, Deneb ou Rigel du coin - atteignent la magnitude 16/17. Pour les détecter, il faut atteindre cette magnitude, ce qui est possible avec un 600 mm, mais aussi jouir d'un ciel stable, presque sans turbulence. Sous ces conditions, j'ai vu dans un télescope de 600 mm quelques-unes des étoiles de NGC 206 ! Il paraît que leur nombre augmente dès que la turbulence disparaît. Lors des nuits parfaites, M31 peut alors se résoudre partiellement en étoiles à l'oculaire. Partiellement : juste quelques supergéantes réparties dans des endroits précis des bras de la galaxie.

Comme quoi, notre tache floue avait effectivement pas mal de choses à montrer ! 

Avertissement : cet article a été rédigé en 2007 et utilise les caractéristiques de l'opposition de 2007, mais la plupart des informations présentées sont valables quelle que soit la date.

Après Saturne (  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=17289 ), et n'ayant rien rédigé pour Vénus (bof, à part les phases), voici le Kesifovoir sur Jupiter. Il était temps, car l'opposition a eu lieu avant-hier...

Jupiter au télescope, c'est une petite boule ronde plus ou moins floue, avec quelques bandes parallèles sur le disque, entourée de trois ou quatre petits points brillants. C'est tout ? Non, c'est beaucoup plus que ça ! Mais pour bien apprécier la planète la plus intéressante du Système Solaire (en toute objectivité), il faut non pas la regarder mais l'observer. Je vais donc essayer de résumer toutes les observations faisables sur Jupiter avec du matériel pas trop haut de gamme, et dans un simple but contemplatif. Une feuille et un crayon seront très utiles à côté des oculaires...

Visibilité de Jupiter

Du fait que Jupiter est une planète externe, elle est visible lorsqu'elle est située à l'opposé du Soleil. Il s'agit de l'opposition. À cet instant, la distance Terre-Jupiter est minimale (en fait, pas tout à fait à cause de l'irrégularité des orbites, mais c'est du chipotage) et la planète offre son plus grand diamètre apparent et brille à son plus fort éclat. Lorsque Jupiter est située derrière le Soleil, c'est la conjonction, elle est invisible. Cette année, l'opposition a eu lieu dans la nuit du mardi 05 au mercredi 06 juin 2007 (à 0h13 TU). La prochaine opposition aura lieu le 09/07/2008 (à 8h13 TU). Comme Jupiter tourne autour du Soleil en presque 12 ans, chaque opposition est décalée d'une constellation : cette année dans Ophiuchus, l'an prochain dans le Sagittaire, en 2009 dans le Capricorne, et ainsi de suite. Les oppositions ont lieu tous les 1 an 1 mois : juin 2007, juillet 2008, août 2009. C'est facile à mémoriser !  (Plus précisément, la période de révolution synodique - c'est-à-dire la durée moyenne entre deux oppositions - est de 398,88 jours).

Cette année, Jupiter atteint la magnitude -2,6 : elle est plus faible que Vénus mais nettement plus brillante que toutes les étoiles (seule Mars peut rivaliser avec elle, et encore : uniquement lors des grandes oppositions périhéliques qui ne se produisent qu'une fois tous les 15 ans, et seulement sur une durée de quelques semaines). Avant et après l'opposition, Jupiter est un tout petit peu plus faible, mais l'écart est peu important. Il en est de même de son diamètre apparent : maximal à l'opposition (45,8" cette année), il décroît légèrement ensuite (jusqu'environ 40").

La ronde des satellites galiléens

En janvier 1610, Galilée ose regarder le ciel avec sa première lunette astronomique. Et que voit-il ? Un petit disque brillant entouré de trois petites étoiles. Les jours suivants, les trois étoiles suivent la planète dans son mouvement sur la voûte céleste, preuve qu'elles sont liées à Jupiter. De plus, il y en a en fait quatre : l'une d'elles était cachée le premier soir. Ainsi, Jupiter a des satellites, comme la Terre. N'importe quelle petite lunette grossissant au moins 20 fois peut réaliser cette observation.

La première observation, la plus facile à réaliser, consiste à noter la position des satellites galiléens de Jupiter de jour en jour, et éventuellement de trouver une valeur approchée de leur période de révolution. Vous pouvez même en déduire la masse de Jupiter, grâce à la loi de Kepler.

Les quatre satellites sont notés I, II, III et IV dans l'ordre de leur distance à Jupiter, il s'agit de Io, Europe, Ganymède et Callisto. Il est impossible de les reconnaître au télescope car ils ressemblent tous à une étoile (sauf à l'oculaire d'un télescope de grand diamètre où l'on peut commencer à distinguer leur taille apparente - voir plus loin). De plus, leur position de part et d'autre de la planète peut être trompeuse. Par exemple, si Callisto passe devant Jupiter, on la verra juste à sa gauche, ou juste à sa droite, ou même juste devant, et on pourrait croire qu'il s'agit de Io. Ne concluons pas trop vite...

Voici la liste des satellites galiléens, avec quelques renseignements correspondant à la date de l'opposition :

-----------------------------------------------------------
N°  Nom    magnitude    diamètre    période    élongation
-----------------------------------------------------------
I   Io                 5,1               1,17"          1,769 j       3,0
II  Europe      5,4               1,00"          3,551 j       4,7
III Ganymède  4,7            1,68"          7,155 j       7,5
IV  Callisto  5,8                 1,54"         16,689 j      13,2
-----------------------------------------------------------

Le diamètre apparent est donné en secondes d'arc. Rappelons que, théoriquement, le disque d'Airy d'une étoile (ou d'un satellite galiléen) a pour diamètre 28"/D(cm), soit par exemple 1,4" pour un télescope de 200 mm, ou 0,9" pour un 300 mm. Il est donc impossible de distinguer le vrai disque des satellites, sauf à l'aide d'un grand diamètre (sans doute au moins 300 mm). Pour ma part, j'ai vu les différences de diamètre assez souvent au 300 mm, mais je pense qu'il s'agissait des disques d'Airy : ils paraissent plus gros quand l'étoile est plus brillante parce qu'on voit mieux la base du disque (le disque est plus brillant au centre qu'au pourtour).

La période de révolution autour de Jupiter est d'autant plus grande que le satellite orbite loin de la planète. L'élongation donnée à droite est en fait le demi-grand axe de l'orbite exprimé en diamètres joviens. Vu au télescope, le satellite pourra s'éloigner à gauche ou à droite de la planète d'une valeur égale, au maximum, à ce demi-grand axe. On voit ainsi que Callisto peut aller assez loin de Jupiter : plus de treize fois le diamètre jovien (c'est compté à partir du centre de Jupiter).

Comme les satellites tournent tous à une vitesse différente, d'une nuit à l'autre il ne sont jamais au même endroit. Les éphémérides donnent les position relatives par des schémas de ce type :


(Ce schéma a été généré par le logiciel Coelix - voir  http://www.ngc7000.com/fr/coelix/ ).

Sur ce schéma, le sud est en haut (vision dans un télescope de Newton). Chaque satellite est représenté par une courbe de couleur différente. La grande barre verticale, c'est Jupiter. En fait, c'est un diagramme d'espace-temps : Jupiter est un cylindre spatio-temporel... Si on veut connaître la position des satellites à la fin de la nuit du 06 au 07 juin, on regarde le schéma un peu en-dessous de la ligne du 7 (attention : pour le 7 au soir, il faut regarder juste au-dessus de la ligne 8, car les numéros des jours correspondent au début du jour, à 0h0 TU). Que voit-on ? Que les quatre satellites sont tous situés à droite de Jupiter. C'est rare, mais ça se produit de temps en temps. Pour savoir quand ça se reproduira, on regarde le schéma : en début de nuit du 29 au 30.

Le schéma montre bien que Io est très rapide. D'une nuit à l'autre, il peut changer de côté. Au contraire, Callisto reste longtemps du même côté de la planète, avant de s'en rappocher petit à petit et de changer de côté. Mais que se passe-t-il lorsque les satellites "traversent" Jupiter ? Le schéma montre bien qu'ils peuvent passer soit devant, soit derrière. Ces passages provoquent ce qu'on appelle les phénomènes des satellites de Jupiter.

Voici un schéma qui explique les quatre types de phénomènes (schéma tiré du Guide de l'observateur, tome 1, Société d'Astronomie Populaire, page 266) :



Voyons le schéma du bas. Le Système Solaire est vu depuis le pôle nord, donc puisque le Soleil est à gauche de la Terre, il reproduit ce qui se passe avant l'opposition, lorsque Jupiter est matinale. Après l'opposition, les phénomènes sont inversés.

Deux cas peuvent se produire :

Cas 1 - Le satellite passe derrière la planète. Comme le montre le dessin du haut, l'ombre de Jupiter provoque des éclipses : la planète disparaît parce qu'elle n'est plus éclairée par le Soleil. La pénombre n'est pas observable (à ma connaissance), donc on appellera éclipse le passage dans l'ombre uniquement. De plus, la planète est occultée par Jupiter : elle se cache derrière elle. Si nous étions situés sur le Soleil, les deux phénomènes seraient identiques. Mais nous sommes sur la Terre et celle-ci n'est pas toujours dans l'alignement Soleil-Jupiter. Si on superpose les deux dessins, on voit que le début de l'occultation a lieu pendant l'éclipse, et la fin de l'éclipse a lieu alors que la planète est encore occultée.

Voici ce qu'on observera (avant l'opposition) :
- La planète s'approche de plus en plus d'un côté du disque de Jupiter.
- Puis elle disparaît avant d'avoir atteint le bord de la planète (début éclipse avant l'occultation).
- Elle réapparaît un peu plus tard de l'autre côté de la planète.

Après l'opposition, le phénomène est inversé :
- La planète s'approche de plus en plus de Jupiter.
- Elle disparaît derrière elle.
- Elle réapparaît un peu plus tard, pas au niveau du bord opposé mais un peu plus loin, car à sa sortie de l'occultation l'éclipse n'était toujours pas terminée.

Les éclipses et occultations sont d'autant plus longs que le satellite est loin de Jupiter (Callisto), car alors il tourne moins vite. Les débuts d'éclipse d'avant opposition ont lieu assez loin de la planète lorsqu'on est plusieurs mois avant l'opposition. Les fins d'éclipse d'après opposition ont lieu assez loin de la planète lorsqu'on est plusieurs mois après opposition. Par contre, quelques jours avant ou après l'opposition, cela a lieu tout près de la planète.

Cas 2 - Le satellite passe devant la planète. Là encore, il y a deux phénomènes. Le transit correspond au passage du satellite devant la planète vu depuis la Terre. De plus, le satellite projette une ombre sur la planète. Le passage de l'ombre suit ou précède le transit.

Voici ce qu'on observera avant l'opposition :
- L'ombre du satellite apparaît au bord de la planète puis se déplace lentement vers l'autre bord. Elle forme un petit rond noir très contrasté, facile à distinguer et impossible à confondre avec une tache de Jupiter (sauf optique médiocre). Le satellite est alors tout près du bord de Jupiter et s'en approche.
- La planète passe à son tour devant le bord de Jupiter. Elle forme un petit rond blanc un peu plus clair que Jupiter car le bord de Jupiter est atténué. Mais dès que la planète rentrera plus à l'intérieur, elle va devenir de plus en plus difficile à distinguer du globe brillant de la planète et finira par disparaître (sauf dans un télescope de grand diamètre).
- L'ombre traverse tout le disque, suivi par la planète (invisible en général).
- L'ombre disparaît à l'autre bord.
- La planète, suivant l'ombre, s'approche à nouveau de l'autre bord de la planète (comme celui-ci est atténué, elle redevient visible) puis le dépasse et se retrouve à nouveau devant le ciel noir.

Après l'opposition, c'est le contraire : la planète précède son ombre. La distance entre planète et ombre dépend de la distance du satellite à Jupiter (elle est plus grande pour Callisto que pour Io) mais aussi de l'angle Soleil-Jupiter-Terre. Ainsi, à l'opposition, les ombres sont très proches des satellites (pas tout à fait au même endroit car Jupiter, la Terre et le Soleil ne sont jamais tout à fait alignés). Les transits et passages sont d'autant plus longs que le satellite est loin de Jupiter (car il tourne moins vite).

Ces phénomènes sont très fréquents, il y a en a presque un par jour (notamment parce que Io est très rapide). Mais comme Jupiter n'est pas toujours visible en permanence, les phénomènes qui ont lieu pendant qu'elle est levée sont un peu moins fréquents. N'importe quelle petite lunette peut permettre de distinguer les éclipses, les occultations et les passages des ombres. Un diamètre plus grand est nécessaire pour observer les transits (seuls les débuts et fins sont assez faciles).

Comme Jupiter est une planète peu inclinée (et de même pour ses satellites), les satellites passent toujours devant et derrière elle, jamais au-dessus ou en-dessous (comme c'est le cas des satellites de Saturne). Certaines années, quand le plan de l'équateur jovien est confondu avec celui de l'écliptique (ça se produit tous les six ans en moyenne), les satellites peuvent s'occulter et s'éclipser mutuellement. On appelle ça les phénomènes mutuels. Je n'en parlerai pas car il n'y en a pas cette année. Les derniers ont eu lieu en 2003.

Voici un tableau des phénomènes ayant lieu la semaine qui suit l'opposition (réalisé à l'aide du logiciel Coelix) :

Phénomènes des satellites de Jupiter
Les temps sont donnés en TU pour Paris (2° 20' 0" E, 48° 52' 0" N, zone A).
Cliquez dans une cellule donnant l'heure pour voir le phénomène à ce moment.

     Date     Heure   # Satellite    Phénomène               Altitude de Altitude du
 jj mm  aaaa  hh:mm                                          Jupiter (°)  Soleil (°)

 8 juin 2007  20:33   II Europe      Fin du passage               8,3      -5,9
 8 juin 2007  20:42   II Europe      Fin du passage de l'ombre    9,3      -7,0
12 juin 2007  00:46   I Io           Début de l'occultation      16,9     -17,0
12 juin 2007  03:05   I Io           Fin de l'éclipse             3,6      -6,0
12 juin 2007  21:16   III Ganymède   Début de l'occultation      14,2     -10,1
12 juin 2007  22:04   I Io           Début du passage            17,4     -14,1
12 juin 2007  22:14   I Io           Début du passage de l'ombre 17,9     -14,8
13 juin 2007  00:07   III Ganymède   Fin de l'éclipse            18,5     -17,9
13 juin 2007  00:15   I Io           Fin du passage              18,2     -17,8
13 juin 2007  00:26   I Io           Fin du passage de l'ombre   17,7     -17,5
13 juin 2007  21:34   I Io           Fin de l'éclipse            15,9     -11,7
14 juin 2007  02:08   II Europe      Début de l'occultation       9,4     -11,7

(Remarque : "altitude", c'est en fait "hauteur").

Exemple : pour la nuit du 12 au 13 juin, que verra-t-on ? À 23h16 (heure d'été), Ganymède passe derrière Jupiter. Son éclipse a lieu quelques minutes après mais elle est alors cachée. Comme c'est le satellite numéro III, il est assez lent, et il va rester plusieurs heures derrière Jupiter. Un peu plus tard, à 0h04 (toujours heure d'été) Io comence à passer devant Jupiter et forme un petit rond clair. Son ombre suit (car on est après l'opposition) seulement 10 minutes plus tard, elle est en effet très proche (car on est proche de la date d'opposition). Io finit par disparaître (sauf dans un télescope de grand diamètre) mais son ombre reste visible et traverse tout le disque. À 2h07, Ganymède apparaît soudain à côté de Jupiter, proche du disque car on est proche de la date d'opposition). Io est alors visible comme un petit rond clair tout près du bord de la planète, et termine son transit à 2h15, suivie de son ombre qui disparaît dix minutes plus tard.

Dans quelques mois, l'ombre de Io sera plus à la traîne, et les fins d'éclipse auront lieu bien plus loin de Jupiter (surtout pour Callisto).

Comment connaître à l'avance les dates des phénomènes ?
- Soit en consultant des éphémérides (voir Ciel et Espace, Astronomie Magazine ou Astrosurf Magazine).
- Soit à l'aide d'un logiciel spécialisé comme Coelix (  http://www.ngc7000.com/fr/coelix/ ). J'aime beaucoup Coelix car il fournit pas mal de schémas et aussi d'animations permettant de visualiser les mouvements des astres du Système Solaire, et il n'est pas cher du tout.

Pour terminer, voici une simulation réalisée avec le logiciel Guide - le nord est en bas - de l'exemple précédent.

0h00 TU :


0h20 TU :


0h40 TU :


1h00 TU :


À 0h00 TU, Io est situé en bas à gauche (vous arrivez à le voir ? pas facile...), juste à gauche de son ombre. Il s'approche du bord de Jupiter. À l'opposé de Io, on distingue faiblement Ganymède, qui est en fait éclipsé (le logiciel le représente de façon fantomatique dans ce cas, mais en réalité il sera parfaitement invisible). À 0h20 TU, Io a terminé sont transit et est maintenant visible juste à côté de Jupiter alors que l'ombre est encore dessus. Ganymède aussi est devenu visible, puisque l'éclipse s'est terminée. Sur la troisième image : tout est fini. Mais attendons encore un peu... et voici qu'apparaît la Tache Rouge, en haut à droite ! Malheureusement, Jupiter est sur le point de se coucher...

Jupiter au milieu des étoiles

À faible grossissement, Jupiter est voisine des étoiles du champ. L'éclat de la planète éblouit et sa diffusion de lumière éclaire le fond du ciel, ce qui fait perdre de la magnitude, c'est pourquoi il est difficile d'observer ce qui se trouve juste à côté de Jupiter. C'est le cas notamment du satellite Amalthée, de magnitude 14,2 cette année à l'opposition donc a priori observable par un télescope de 200 ou 300 mm. C'est en fait impossible, car il est toujours très proche du disque de la planète, encore plus que Io (élongation maximale = 1,3 diamètre jovien).

Néanmoins, un autre satellite est peut-être observable dans un grand diamètre. Préparer ce texte m'a permis de m'en rendre compte et je vais tenter l'observation. Il s'agit de Himalia. Ce satellite est beaucoup plus loin de Jupiter que les satellites galiléens (il tourne autour de Jupiter en 250,6 jours). Ainsi, au moment de l'opposition il était à 31'. Est-ce suffisant pour ne pas être gêné par la diffusion de la lumière jovienne ? Sa magnitude à l'opposition est de 14,9 donc à la limite pour un 300 mm. Un miroir très peu diffusant est une aide précieuse pour ce genre d'observation. On verra...

Cette année, Jupiter passe dans une région riche en amas globulaires. Il s'est approché de NGC 6235 (magnitude 8,9) juste avant l'opposition. Voici une carte montrant sa position dans la nuit de samedi 9 à dimanche 10 juin, pour 0h TU (2h heure d'été) :



(Vision dans un Newton, nord en bas - le champ fait environ 30' en longueur.) On y voit en bas à gauche Jupiter (J5 = Amalthée) avec ses quatre satellites répartis autour. À droite, J6 est Himalia, et l'amas globulaire est en haut à droite. Est-il visible dans le même champ que Jupiter, ou bien celle-ci éblouit-elle trop le fond du ciel pour cela ? Je ne sais pas, mais c'est peut-être à tenter ?

À la surface de Jupiter

Pour étudier la planète Jupiter, on devra cette fois disposer d'un instrument pas trop petit. Galilée n'y a rien vu d'autre qu'un petit disque rond, mais la plupart des instruments d'amateur permettent d'aller plus loin. Attention : les formations sont peu contrastées. Jupiter est difficile à étudier car les formations sombres sont à peine plus sombres que les formations claires. Le cas de la Tache Rouge est un bon exemple, et souvent les débutants ont du mal à la voir alors qu'elle est bien là. Pour Jupiter, la qualité optique du télescope (ou de la lunette) est très importante. L'instrument ne doit pas faire perdre de contraste. Parmi les phénomènes qui tuent le contraste :
- le chromatisme des lunettes ;
- une qualité optique médiocre ;
- une très légère décollimation ;
- l'obstruction centrale.

Ne vous focalisez pas sur l'obstruction, c'est sans doute le critère le moins important. C'est seulement si vous avez une optique apochromatique de très bonne qualité et très bien réglée que l'obstruction fera la différence. De plus, un grand diamètre améliore le contraste (grâce à l'apport de lumière). Mais un télescope de grand diamètre médiocre, ou mal réglé, ne donnera pas de bonnes images. Bien sûr, les oculaires devront aussi être de qualité. Enfin, l'atmosphère a son mot à dire : cette année, avec Jupiter très basse, elle risque de dégrader fortement les images. Bref, Jupiter est peut-être la planète la plus intéressante à suivre, mais c'est aussi la plus exigeante.

Première chose à observer : Jupiter n'est pas ronde, elle est aplatie. Cela est dû à sa structure gazeuse et à sa rotation rapide (à cause de la force centrifuge). L'aplatissement est perceptible dans un 115/900. L'avez-vous remarqué ?

Comme c'est une planète gazeuse, elle ne tourne pas à la même vitesse partout. On parle de rotation différentielle. On distingue le Système I, à l'équateur, qui tourne en 9,841 heures, le système II, à plus haute latitude, qui est un peu plus lent (c'est là qu'on trouve la Tache Rouge), et le système III, interne, qui tourne en 9,925 heures.

La figure suivante (extraite du Guide de l'observateur, tome 1, Société d'Astronomie Populaire, page 217) montre la surface de Jupiter et ses bandes nuageuses. Le nord est en bas (vision dans un télescope de Newton).



Les deux bandes équatoriales (NEB et SEB ) sont visibles dans une lunette de 60 mm. Un 115/900 permet de distinguer (difficilement) deux ou trois autres bandes (ça dépend en fait des années), la Tache Rouge et les renforcements sombres de la NEB. À partir d'un 200 mm bien réglé et si l'image de Jupiter est stable, on peut distinguer bien plus de détails. Dans mon 300 mm, un soir de juin 2005, j'ai le souvenir d'une heure et demie où le ciel s'était figé. Jupiter ressemblait alors à une photo en couleur et était fantastique. Hélas, cette année elle est très basse et sera rarement stable.

Quelques remarques à propos du disque de Jupiter :

- La Tache Rouge (TR ou GTR en français, RS ou GRS en anglais) est une tache claire au milieu des bandes nuageuses foncées. Elle est donc difficile à distinguer. En général, les débutants ne la voient pas alors qu'elle est visible, car ils s'attendent à quelque chose de sombre. Dans un 115/900, c'est une sorte de trou dans le fond plus sombre des bandes nuageuses. Une fois qu'on l'a vue, et qu'on a compris le truc, elle devient plus facile ! Remarque : elle était plus sombre dans les années 1970-80 et s'est atténuée, devenant plus difficile à distinguer aujourd'hui.

- La Tache Rouge dérive peu à peu. Si on la dessine régulièrement, on s'en apercevra parce qu'elle ne suit pas la périodicité du système II alors qu'elle fait partie de cette zone. Les logiciels qui calculent ses passages au méridien central ou qui la dessinent doivent absolument en tenir compte, faute de quoi ils vont se planter. Comme sa position n'est pas prévisible, il faut pouvoir rentrer sa position à la main, et faire cela une fois tous les deux ou trois mois. On trouvera sa valeur précise à cette adresse, à ne surtout pas perdre :  http://jupos.privat.t-online.de/rGrs.htm (les points rouges indiquent le centre de la Tache Rouge) . Aujourd'hui, j'ai remis à jour sa longitude à 118°. Au début des années 90, la longitude était proche de 0°. Il y a quelques années, elle s'est mise à dériver régulièrement de 60° à 100° et même plus de 100° depuis l'an dernier. Le plus simple pour mettre sa dérive en évidence est de noter l'heure du passage au méridien central (la ligne droite qui joint les pôles et passe par le centre du disque). Un logiciel peut fournir la longitude du méridien central pour n'importe quelle date, ce qui donne la longitude de la GTR.

- À droite de la GTR (dans un Newton, nord en bas), dans la SEB, il y a souvent des petites taches blanches presque collées les unes contre les autres, et qui se poursuivent en une espèce de serpentin nuageux blanc [je ne sais absolument pas comment s'appelle cette formation...] qui se déploie dans la bande sud. Je ne l'ai jamais vu dans un 200 mm, mais au 300 mm il était assez facile lorsque Jupiter était stable (il donnait l'impression d'être une chaînette de petites taches blanches).

- Au début du 20è siècle, on s'est aperçu que la bande STB était segmentée, et on a appelé les segments : [AB], [CD] et [EF]. Puis on a remarqué que les "trous" séparant les trois segments étaient en réalité de petites taches ovales blanches (WOS = white oval spots) qu'on a donc nommées BC, DE et FA. La figure précédente montre deux WOS : une à gauche et une près du méridien central. Ces WOS ne tournaient pas à la même vitesse que la GTR, et quand elle passait au sud de celle-ci, cela provoquait quelques perturbations. Leur taille n'a cessé de diminuer (FA très difficile à partir des années 1980) et elles se sont approchées petit et à petit, puis se sont mises à fusionner dans le courant des années 1990. Aujourd'hui, il n'en reste plus qu'une (je ne me souviens plus comment il faut l'appeler, peut-être BA). En 2004 et 2005, j'ai pu voir cette WOS à plusieurs reprises au 300 mm, mais elle était assez difficile. Je crois qu'il faut au moins un bon 200 mm pour la distinguer. L'été dernier, elle s'était rapprochée en haut à droite de la GTR (si le nord est en bas) et était devenue un peu orange-rouge. On l'a alors surnommée la "petite tache rouge". Je l'ai vue au 495 mm mais je crois qu'elle était assez difficile visuellement. Par contre, les photographes s'en sont donnés à coeur joie. Après l'opposition, elle a frôlé la GTR. Aujourd'hui, je ne sais pas ce qu'elle est devenue...

- Certaines années, la bande sud (SEB ) disparaît. Il est alors plus facile de distinguer la Tache Rouge. Cela s'était produit durant l'opposition 1989-90. À l'époque, j'étais un jeune astronome amateur qui commençait à ne plus être trop débutant, et je venais juste d'acquérir un Newton 200 mm (assez médiocre). J'ai dessiné Jupiter le plus souvent possible et j'ai fait pas mal de progrès dans le dessin de la planète (aujourd'hui, je n'y arrive plus et je ne suis plus aussi courageux qu'autrefois...) Voici deux dessins réalisés le soir du 24/11/1989 :



Comme on le voit, en une heure de temps, la planète a tourné rapidement. La rapidité de sa rotation apparaît lorsqu'on dessine : une formation située au méridien central se retrouve légèrement décalée un quart d'heure après, suffisamment pour que cela se remarque. Quand on dessine Jupiter, il faut mettre en place les principales formations le plus vite possible !

Le dessin montre la disparition de la SEB. La petite tache visible en haut à gauche n'est pas la GTR (juste une zone qui m'a semblée un peu plus sombre). La NEB est parcourue de renforcements sombres qui sont souvent situés du côté de l'équateur et "dépassent". C'est à partir de ces renforcements que jaillissent les panaches équatoriaux, normalement visibles dans un bon 200 mm. Non seulement la SEB a disparu, mais de plus la NEB est plus étroite que d'habitude. En fait, sa composante nord (NEBn, environ moitié moins large que la NEBs) a disparu elle aussi. La disparition avait eu lieu durant la conjonction précédente et avait surpris tout le monde : l'année précédente, les deux bandes étaient visibles, et après la conjonction, voilà qu'il en manque une !

Cette année là, j'ai pu également utiliser le télescope de 250 mm de la fac. de sciences de Nancy, ce qui m'a permis de suivre la planète assez régulièrement avec un télescope de bonne qualité. Voici trois dessins le soir du 5 mars :



On distingue la rotation rapide de la planète, un panache équatorial, la Tache Rouge qui apparaît à droite dans le dernier dessin (notez comme elle est claire, bien plus claire que les renforcements sombres de la NEB ) et, surtout, la reconstitution de la NEBn, segment par segment. C'était passionnant ! De jour en jour, en février puis mars, la NEBn se reconstituait petit à petit. De nouveaux segments apparaissaient, et fin mars, elle était entièrement reconstituée. Ce genre d'observation est facile même dans un 200 mm médiocre (mais Jupiter était alors très haute dans le ciel, il est vrai). À condition de réaliser des croquis ou des dessins, bien sûr.

- Cette année, il me semble que la SEB s'est affaiblie (celle qui "porte" la Tache Rouge). Je dois avouer que je ne suis plus trop l'actualité de Jupiter, donc je ne pourrai pas en dire plus. Conclusion : dessinez sa surface ! Au début c'est difficile, mais l'expérience fait faire des progrès ! De simples croquis permettent de noter l'évolution de la planète. C'est qu'il se passe des choses à sa surface, et de façon permanente !

Voici par exemple de magnifiques dessins réalisés par Nicolas Biver :

(L'adresse de son site est  http://wwwusr2.obspm.fr/~biver/ - à ne pas manquer si vous aimez le dessin planétaire !) On note sur le dessin en haut à droite l'ombre d'un satellite, bien ronde et noire. Ce dessin montre un peu plus de choses que ce que j'ai vu au 300 mm lors d'une nuit exceptionnelle de juin 2005, ou en mai 2006 durant les trous de turbulence au 495 mm (mais quand ça turbule, ce sont plutôt mes dessins de 1990 qui évoquent ce qu'on doit voir dans un grand télescope). Sauf que le dessin exagère les contrastes, et que pour moi les couleurs étaient différentes à l'oculaire (et plus belles, plus proches d'une photo réussie).

- Le Guide de l'observateur signale plein d'autres phénomènes possibles. Ça dépend des années ! Ainsi, 2006 a été marqué par l'approche de la dernière WOS avec la Tache Rouge, qui l'a bien perturbée. En 2005, je me souviens que la bande située au-dessus (sud) de la Tache Rouge faisait une "marche d'escalier" juste à sa gauche (bien visible sur les dessins de N. Biver), et il me semble que c'était apparu dans l'année (en fait, c'est la STB qui n'était pas visible entièrement mais était en train de reconstituer, d'ailleurs on voit sur les dessins de N. Biver que la "marche d'escalier" s'est rapproché de la Tachr Rouge - c'est la STB qui se reforme de plus en plus). Faites attention à ce genre de chose, par exemple en effectuant un croquis (ce que je fais de temps en temps), sinon vous passerez à côté. Que ceux qui avaient remarqué la marche d'escalier, en 2005, lèvent la main ! C'est tout ? Pourtant il était assez facile au 300 mm, donc sans doute visible dans un 200 mm.

Pour savoir où en est Jupiter cette année, on peut consulter cette page :  http://lastrophoto.fr/jupiter2007.html (attention : cette page ouvre une fenêtre publicitaire). Elle montre aussi qu'il faut analyser ses photos !

Pour résumer

Quoi voir avec quel instrument ?

- Lunette de 60 mm : deux bandes sur le disque, ronde des satellites galiléens, éclipses et occultation, peut-être passages des ombres ?
- Télescope 115/900 : aplatissement de la planète, renforcements dans la bande nord, deux ou trois bandes tropicales quand elles sont contrastées, Tache Rouge (difficile pour les débutants) et sa forme allongée (quand elle est au méridien central), les transits près du bord du disque jovien, passage des ombres.
- Télescope de 200 mm : détails dans les deux bandes, panaches équatoriaux, transits des satellites presque sur tout le disque (uniquement si très bonne qualité optique), différence d'aspect des deux bandes équatoriales.
- Télescope de 300 mm : belles couleurs, notamment la Tache Rouge qui est rose-saumon, détail dans la Tache Rouge (qui ressemble un peu à un oeil), taches blanches et "serpentin blanc" à droite de la GTR, WOS, autres petites taches moins importantes (difficile) notamment dans la SEB, nombreux détails dans les bandes équatoriales quand le ciel est stable, peut-être le vrai diamètre de satellites (qui n'ont pas tout à fait la même couleur).
- Télescope de 500 mm : nuances de couleurs (les panaches, les bandes équatoriales, les renforcements sombres de la NEB, la Tache Rouge, ses alentours, les taches blanches, etc. tout cela a une couleur différente), bandes équatoriales très détaillées, vrai diamètre des satellites - mais tout ça seulement quand le ciel ne turbule pas, ce qui est rare !

Quelques idées d'observation pour les astronomes assidus :

- Noter régulièrement la position des satellites galiléens, en déduire leur période de révolution, et en déduire la masse de Jupiter (lunette de 60 mm).
- Suivre la dérive de la Tache Rouge en notant l'heure de son passage au méridien central (115/900).
- Étudier l'atmosphère de la planète (200 mm + bonne qualité optique de préférence) : forme et dimensions des bande, leurs positions relatives, leurs disparitions et reconstitutions, leurs affaiblissements...
- Calculer la vitesse de la lumière à partir des avances ou retard des heures d'éclipses (je n'en ai pas parlé, c'est l'expérience historique d'O. Römer, qui doit être faisable par des amateurs).

Les astronomes amateurs souhaitant observer sérieusement la planète auront intérêt à lire le Guide de l'Observateur, tome 1 qui décrit dans le détail toutes les observations "sérieuses" à la portée des instruments d'amateur. Ce livre date de 1987 et n'intègre pas les progrès de l'imagerie numérique, mais ce n'est pas important car son but est surtout de décrire ce qu'il faut observer sur Jupiter, pas comment l'on fait. On pourra aussi contacter le commission des planètes de la S.A.F. (  http://www.saf-lastronomie.com/grpjupi.htm ).