Le phénomène intéressant en ce mois de janvier est le passage très haut dans le ciel d’un splendide amas ouvert en première partie de nuit : les Pléiades.

Les Pléiades, M 45, est en effet au méridien non loin du zénith vers 21 h 30 temps légal. Cela signifie qu’un observateur qui se place avec l’horizon nord dans le dos, face au sud, verra quasiment au-dessus de lui ce petit groupe d’étoiles collées les unes aux autres. Faisons d’abord plus ample connaissance.

C’est le 4 mars 1769 que Charles Messier fait entrer l’amas sous le numéro 45 dans ce qui deviendra son célèbre catalogue. Inclus en dernier, M45 clôt la première édition parue en 1774 dans les Mémoires de l’Académie royale des sciences de l'année 1771. Le catalogue complet contenant 103 objets sera finalement publié en 1781. Il est évident que ce n’est pas Messier qui a découvert l’amas, puisque ce dernier est bien visible à l’œil nu et qu’il est observé par les humains depuis l’Antiquité.

M45 est un amas ouvert, c’est-à-dire un groupe d’environ 1 000 étoiles, nées ensemble et qui sont toujours liées gravitationnellement entre elles. La distance de l’amas est estimée à environ 440 années-lumière de la Terre (136,2 ± 5 parsec, Gaia Data Release 2, 2018), ce qui en fait l’un des plus proches. Malgré sa relative jeunesse (100 millions d’années), l’amas montre déjà une faible densité stellaire. Cela signifie que, lentement, mais sûrement, les étoiles s’éloignent les unes des autres. De récentes estimations avancent que d’ici à environ 250 millions d’années, l’amas des Pléiades se sera disloqué et que ses étoiles se seront dispersées, puis vivront séparément au milieu du bras spirale d’Orion dans notre galaxie.

Les étoiles visibles à l’œil nu sont des astres massifs chauds et brillants, de classe spectrale B. Pourtant, les Pléiades contiennent encore plus d’étoiles plus petites, de type solaire, ainsi que des naines rouges et brunes. Sur les belles photos, on note que la plupart des grosses étoiles de l’amas baignent dans un voile diaphane de gaz bleuté. Longtemps, il a été dit qu’il s’agissait des résidus de la nébuleuse primitive au sein de laquelle l’amas se serait formé. Or, une découverte récente remet en cause cette interprétation. Il est maintenant avéré que les Pléiades croisent un nuage de gaz et de poussières, appelé « ceinture de Gould ». L’étude des vitesses radiales montre que le gaz traverse l’amas à la vitesse de 11 km/s. Ces voiles diaphanes sont des nébuleuses par réflexion ; leurs spectres sont en tous points identiques à ceux des étoiles, preuve que les poussières du nuage jouent simplement le rôle de petits miroirs.

Un objet facile à trouver

Sortons et postons-nous le 15 janvier vers le sud et levons les yeux vers le Taureau… Les Pléiades sont très faciles à trouver, environ à 10 degrés au nord-ouest d’Aldébaran, l’œil orangé du Taureau.

M45 est l’un des objets du ciel profond les plus faciles à observer, visible à l’œil nu, parfois même en pleine ville ! Pour peu que l’œil ne soit pas acclimaté à la vision nocturne, ou que l’on observe sous un ciel urbain souffrant d’une forte pollution lumineuse, les Pléiades seront vues avec difficulté. Si les conditions sont dégradées, l’œil parvient tout au plus à distinguer une petite flaque de lumière, comme un gros flocon granuleux. Mais si les conditions sont très bonnes, avec un ciel bien noir et sans Lune, l’œil résout très vite le flocon de lumière comme un petit paquet de cinq ou six étoiles très proches les unes des autres. En fonction de la qualité du ciel et de l’acuité visuelle de l’observateur, on peut espérer compter jusque dix ou onze étoiles. Des cas exceptionnels rapportent des observations jusque quatorze étoiles ! L’observation à l’œil nu offre une image exceptionnelle : du fait de sa proximité, l’amas s’étend sur près de deux degrés dans le ciel, soit quatre fois le diamètre apparent de la pleine Lune. On distingue une forme qui évoque une Grande Ourse, évidemment bien plus petite et avec le manche de la casserole tronqué.

Les Pléiades constituent un objet du ciel profond hors norme. Son aspect et ses caractéristiques brouillent sérieusement les cartes des certitudes quant aux règles à suivre pour les observer dans un instrument. Le premier principe mis en déroute consiste à penser que plus l’on grossit, plus l’image de l’objet observé sera flatteuse. Les Pléiades se plaisent à retourner totalement cette affirmation, car c’est tout le contraire que l’on constate une fois sur le terrain : quel que soit l’instrument utilisé, c’est bien souvent avec le grossissement le plus faible que l’amas est le plus beau à voir. Le deuxième principe contesté est celui de penser que plus l’instrument est puissant, plus notre objet sera esthétique. Nous allons voir que de simples jumelles offrent une vision splendide.

Observons les Pléiades

Commençons donc notre promenade céleste autour de ce bijou stellaire… On peut tenter la première observation avec une simple paire de 8 × 30 (grossissement de 8 fois et 30 mm de diamètre pour les lentilles). Une si petite optique saura-t-elle mettre en valeur l’amas des Pléiades ? La réponse ne tarde pas. Elle prend une, grand maximum, deux secondes : l’image offerte est somptueuse. M45 apparaît sous la forme d’un paquet allongé d’une dizaine d’étoiles brillantes, certes conforme à l’image entr’aperçue à l’œil nu, mais celles-ci sont comme posées en surimpression sur une deuxième couche d’étoiles, bien plus faibles et beaucoup plus nombreuses. La surprise réside dans le fait qu’à l’œil nu, on ne distingue évidemment pas les étoiles les moins brillantes. L’image offerte est vraiment féérique : elle laisserait penser qu’un joaillier généreux a jeté une pleine poignée de petits diamants sur un beau coussin de velours gris foncé avant de déposer harmonieusement une dizaine de petits saphirs au milieu. Avec un grossissement de seulement 8 fois, l’amas ne remplit que 30 % du champ, ce qui permet de l’appréhender dans le ciel avec un environnement bien plus pauvre en étoiles. Avec des jumelles 10 × 50, on s’attend tout logiquement à observer le même objet, juste un peu plus gros (amplification de 10 fois) et plus brillant (objectifs de 50 mm de diamètre). Et c’est exactement ce que l’on constate ! Pas de surprise donc. Est-ce pour autant plus esthétique ? Contre toute attente, on vient à en douter. Certes, les 10 × 50 donnent la sensation de se rapprocher de l’amas, mais en grossissant 10 fois, le champ plus restreint fait disparaître cette belle impression de capturer les Pléiades dans son environnement stellaire. Si l’on se place d’un strict point de vue esthétique, pour admirer ce bel amas ouvert, ce sont donc plutôt les 8 × 30 qui nous semblent le meilleur instrument. Seul l’astronome qui attend une image plus détaillée, plus en profondeur, aura avec une préférence pour les 10 × 50.

Nous terminerons cette présentation avec deux lunettes astronomiques. D’abord une 70/700 (70 mm d’ouverture et 700 mm de focale) achromatique. Nous démarrons l’observation avec un oculaire de 30 mm (23 fois) qui offre une image superbe : les étoiles apparaissent piquées, légèrement bleutées, pas très brillantes, mais ressortant sur un fond d’une trentaine d’étoiles nettement plus faibles. Sur l’ensemble de l’amas, on note une distribution d’étoiles agencées en long : l’amas n’a pas une forme arrondie comme la plupart de ses frères (M35, M36 ou M37, pas très éloignés), mais plutôt de forme allongée, rectangulaire. Avec un oculaire de 24 mm (29 fois), l’image est moins flatteuse. Les étoiles sont magnifiques, l’amas est plus gros, mais la magie qui opérait avec le 30 mm n’est plus là, car en grossissant, on perd en piqué d’image. Au 19 mm (37 fois), on commence à plonger dans l’amas qui remplit dès lors 85 % du champ. C’est somptueux ! À l’oculaire de 11 mm (64 fois), l’esthétique et l’intérêt s’effondrent, puisque l’on perd la vision d’ensemble de l’amas. On passe alors dans une autre observation : à l’aide des flexibles de la monture ou de la raquette de commande, si l’instrument est motorisé double axe, on s’amuse à flâner, à se promener d’étoile en étoile. Alcyone, la plus brillante de l’amas, est magnifique, avec, à quelques minutes à l’ouest, un joli petit triangle de trois étoiles (magnitude 6 et 8).

Passons maintenant à la lunette de 100/900 apochromatique. À nouveau, nous démarrons avec l’oculaire de 30 mm (30 fois). Pour l’astronome rompu à l’observation du ciel avec des télescopes, la découverte de l’image des Pléiades dans une lunette apochromatique est comme un choc. Le spectacle est somptueux, presque irréel de beauté. Les étoiles sont bien plus brillantes que dans la lunette 70/700, mais surtout, elles apparaissent incroyablement fines et piquées. La lunette apochromatique, grâce à des lentilles parfaitement taillées dans un verre d’une très grande pureté et à l’absence d’obstruction, offre une image superbe, contrastée et cristalline. Au 24 mm (38 fois), on perd l’esthétique du champ large offert au 30 mm, mais l’image reste absolument splendide. Dans ce 24 mm, les étoiles sont plus grosses qu’au 30 mm, mais restent toujours piquées. Elles offrent aussi une magnifique couleur bleutée. L’observateur a la sensation que chaque étoile est une puissante micro-led bleu roi, enchâssée dans une bille de cristal.

L’amas des Pléiades est l’un des plus beaux objets du ciel de l’hémisphère nord, sans équivalent dans l’hémisphère sud. Nul n’est besoin de disposer d’un instrument puissant pour en savourer toute la beauté, et nul n’est besoin non plus de beaucoup grossir pour le mettre en valeur. C’est même tout le contraire que l’on constate à l’observation : c’est quasi systématiquement avec l’amplification la plus faible qu’il est le plus beau. Enfin, cet amas est le meilleur ambassadeur des optiques de qualité. Celui qui a cassé sa tirelire pour acheter une paire de jumelles de grande marque ou une lunette apochromatique et qui trouverait son achat peu raisonnable n’a qu’à pointer les Pléiades pour se convaincre que « le prix s’oublie, la qualité reste ! ».

Vous trouverez en lien ci-dessous un calendrier pour l’année 2020. Ce calendrier donne, pour chaque jour de l’année 2020, les instants des levers et couchers du centre du Soleil et du centre de la Lune en temps légal français. Les calculs sont faits pour la latitude et la longitude de l’Observatoire de Paris, pour un horizon plat, et la réfraction horizontale est prise égale à 36,6′.

On donne également les différentes phases de la Lune et les dates des équinoxes et des solstices. Au verso de chaque page sont mentionnés les phénomènes astronomiques du mois, les instants sont donnés en temps légal français. Puis, dans les dernières pages, on fournit les dates des fêtes légales et religieuses dans différents calendriers, ainsi que les concordances entre ces calendriers.

En 2020, la Terre passera au périhélie le dimanche 5 janvier à 7 h 47 min 54 s UTC (8 h 47 min 54 s en temps légal français). La distance du centre de la Terre au centre du Soleil sera alors de 147 091 143,611 km et le diamètre apparent géocentrique du Soleil sera de 32′ 31,97″. Suite à la seconde loi de Kepler (loi des aires), lorsque la Terre passe au périhélie, sa vitesse angulaire est maximale. La vitesse angulaire étant plus rapide au voisinage du périhélie, l’hiver est actuellement la saison la plus courte dans l’hémisphère nord.

Voici les dates et les durées des saisons de l’hémisphère nord pour l’année 2020 (la différence TT − UTC est prise égale à 69,184 s) :

• Le 20/03/2020 à 3 h 49 min 38 s UTC : équinoxe de printemps ; durée de l’hiver : 88 jours 23 heures 30 minutes 11,06 secondes.
• Le 20/06/2020 à 21 h 43 min 42 s UTC : solstice d’été ; durée du printemps : 92 jours 17 heures 54 minutes 03,86 secondes.
• Le 22/09/2020 à 13 h 30 min 41 s UTC : équinoxe d’automne ; durée de l’été : 93 jours 15 heures 46 minutes 58,30 secondes.
• Le 21/12/2020 à 10 h 02 min 22 s UTC : solstice d’hiver ; durée de l’automne : 89 jours 20 heures 31 minutes 41,13 secondes.

Sous l’effet des perturbations planétaires, le périhélie avance dans le sens direct d’environ 11,612 35″ par année julienne. L’axe des apsides fait donc un tour en environ 111 915 années juliennes. Comme la droite des équinoxes tourne d’environ 50,387 92″ par an dans le sens rétrograde, les deux axes sont confondus toutes les 20 903 années juliennes, cette période porte le nom de précession climatique. En effet, tous les 10 451,5 ans (demi-période de la précession climatique), l’aphélie passe du solstice d’été au solstice d’hiver. Or, même si la distance Terre-Soleil n’est pas le facteur prédominant dans la nature des saisons, la combinaison du passage de la Terre à l’aphélie en hiver donne des hivers plus rudes. Actuellement, la direction du périhélie se rapproche de l’équinoxe de printemps qu’elle atteindra le 24 juin 6430. À partir de cette année, l’hiver ne sera plus la saison la plus courte dans l’hémisphère nord, mais ce sera progressivement le printemps.

Le graphique ci-dessus donne l’évolution de la durée des saisons sur une période de 6000 ans, allant de l’an − 3000 à l’an 3000. On remarque qu’en − 330 (331 av. J.-C.), à l’époque de Callippe de Cyzique (vers 370 av. J.-C. - vers 310 av. J.-C.), la saison la plus courte n’était pas l’hiver, mais l’automne. Sur cette période de 6000 ans, les durées de l’été et de l’hiver ont été égales en − 1404, l’automne a eu une durée minimale de 88,37 jours en − 1641 et le printemps à une durée maximale de 94,31 jours en − 1604.

La carte ci-dessus est centrée sur la zone de visibilité (V), et l’on trouve de chaque côté deux zones d’invisibilités (I). Pour les éclipses par la pénombre, on trace deux courbes :

• P1 : la limite de la région où l’on observe l’entrée dans la pénombre.
• P2 : la limite de la région où l’on observe la sortie de la pénombre.

Chacune de ces courbes correspond aux lieux où la Lune se trouve à l’horizon à l’instant de la phase correspondante, les courbes en rouge correspondent aux lieux où la Lune se lève et les courbes en bleu les lieux où la Lune se couche. Pour chaque phase, les lieux situés à l’ouest d’une courbe rouge ne voient pas le début de la phase, car la Lune n’est pas encore levée et les lieux situés à l’est voient la phase correspondant à la courbe, car la Lune est déjà levée. De même, les lieux situés à l’est d’une courbe bleue ne voient pas la phase, car la Lune est déjà couchée et les lieux situés à l’ouest voient la phase correspondant à la courbe, car la Lune n’est pas encore couchée.

Cette éclipse de Lune par la pénombre est la première d’une série de quatre éclipses par la pénombre qui auront lieu cette année. Les deux suivantes auront lieu avec une lunaison d’intervalle le 5 juin et le 5 juillet 2020. La dernière aura lieu le 30 novembre 2020. Si l’on compte également les deux éclipses de Soleil de 2020, ce sera une année riche en éclipses avec un total de six éclipses. Pour rappel, le nombre maximum d’éclipses possibles au cours d’une année grégorienne est de sept, cela s’est produit en 1982 et se produira de nouveau en 2038. Les éclipses de Lune par la pénombre n’ont rien de spectaculaire, la perte de luminosité de la Lune dans la pénombre de la Terre est trop faible pour être observable à l’œil nu. Parfois, lorsque la pleine Lune est à son apogée et que sa distance à l’apogée est très importante, on peut avoir une éclipse totale de Lune par la pénombre ; dans ce cas, le disque lunaire passe entièrement dans le cône de pénombre. Ces éclipses sont très rares, on en dénombre seulement 174 sur la période de 6000 ans allant de − 3000 à + 2999, la dernière a eu lieu les 14-15 mars 2006 et la suivante aura lieu le 29 août 2053.

L’éclipse du 10 janvier sera observable depuis la France, sa magnitude est de 0,8958. Le tableau ci-dessous donne les circonstances de l’éclipse (en UTC) :

La figure ci-dessus représente les différentes phases de l’éclipse, les instants sont donnés en temps universel coordonné, il faut ajouter une heure pour avoir l’heure légale en France métropolitaine.

Cette éclipse a lieu trois jours avant que la Lune passe à son périgée, le diamètre apparent de la pleine Lune est donc relativement important (32′ 14,39″). L’éclipse a lieu après le passage de la Lune par son nœud ascendant. Durant l’éclipse, la Lune se trouve dans la constellation des Gémeaux. Voici la suite des événements relatifs à la Lune sur cette courte période de temps :

• Le 09/01/2020 à 9 h 26 min 45 s UTC : la Lune entre dans la constellation des Gémeaux.
• Le 09/01/2020 à 23 h 28 min 56 s UTC : la Lune passe par le nœud ascendant de son orbite, longitude moyenne : + 98° 26,8′.
• Le 10/01/2020 à 19 h 09 min 56 s UTC : maximum de l’éclipse.
• Le 10/01/2020 à 19 h 21 min 18 s UTC : pleine Lune.
• Le 11/01/2020 à 8 h 47 min 08 s UTC : la Lune entre dans la constellation du Cancer.
• Le 12/01/2020 à 17 h 05 min 17 s UTC : la Lune entre dans la constellation du Lion.
• Le 13/01/2020 à 20 h 21 min 03 s UTC : la Lune est au périgée (distance minimale à la Terre), distance : 365 958.483 km, diamètre apparent : 32.73′.

Cette année, l’année lunaire chinoise (rùn nián 閏年) commence le samedi 25 janvier 2020 et se termine le jeudi 11 février 2021. Cette année lunaire est une année embolismique de treize mois lunaires. C’est une année 庚子 (gēng zǐ) qui correspond à la première branche terrestre 子 (zǐ) associée au signe du Rat 鼠 (shǔ) et au septième tronc céleste 庚 (gēng) associé à l’élément Métal 金 (jīn). C’est une année « double printemps » (shuāng chūn : 雙春[双春]), car elle contient deux fois le jié qi Lìchūn 立春 (début du printemps).

L’année solaire (suì : 歲 岁) est une année abondante de douze mois lunaires, elle commence au solstice d’hiver (dōng zhì 冬至) du 21 décembre 2019 et se termine le 20 décembre 2020, veille du solstice d’hiver suivant (dōng zhì 冬至).

Faisant suite au premier épisode exposé dans la Lettre d’information du mois de novembre, nous revenons sur l’un des sujets présentés par l’IMCCE lors du colloque de planétologie EPSC-DPS qui s’est tenu à Genève en septembre 2019. Ce mois-ci, il s’agit de la découverte d’un lacis chaotique dans une partie du Système solaire jusque-là considérée comme orbitalement inerte.

La structure actuelle du Système solaire est maintenant bien comprise, grâce à une quantité toujours plus grande d’observations (astéroïdes, comètes, objets transneptuniens…), et grâce aux simulations numériques qui révèlent la dynamique orbitale de ces objets. La figure 1 montre schématiquement la répartition des planètes et des petits corps dans le Système solaire. Les objets de la ceinture de Kuiper (ou du moins, les plus gros d’entre eux) peuvent être observés directement depuis la Terre. De plus, en raison des perturbations orbitales par les planètes géantes, certains d’entre eux sont propulsés vers des régions plus internes du Système solaire, où ils sont plus facilement observables sous la forme de centaures ou de comètes de la famille de Jupiter. En revanche, les objets du nuage de Oort sont trop lointains pour être observés directement depuis la Terre, mais les perturbations orbitales dues aux étoiles proches et au potentiel gravitationnel de la Galaxie permettent d’injecter certains d’entre eux dans le Système solaire intérieur, sous la forme de comètes à longue période.

Il reste cependant une zone d’ombre dans notre compréhension de la structure du Système solaire. En effet, les objets situés dans la région intermédiaire entre la ceinture de Kuiper et le nuage de Oort sont très difficiles à observer en raison de leur distance, et aucune perturbation orbitale importante ne permet a priori de les rapprocher de la Terre. Sur la figure 1, cette région du Système solaire est marquée par un point d’interrogation. D’un point de vue dynamique, elle est caractérisée par un régime orbital hybride, où les perturbations planétaires et galactiques sont du même ordre de grandeur (figure 2). En raison de la faiblesse des perturbations orbitales, les astronomes considéraient jusqu’alors que les orbites des objets de cette région étaient inertes, ou « fossilisées » dans un état primordial datant de la dispersion de l’amas stellaire dans lequel le Soleil s’est formé.

À l’aide d’un modèle dynamique incluant à la fois les perturbations planétaires et les marées galactiques, des chercheurs de l’IMCCE, en collaboration avec des chercheurs du National Astronomical Observatory of Japan, ont montré que la région intermédiaire entre la ceinture de Kuiper et le nuage de Oort abrite en réalité une vaste mer chaotique. Aucune barrière dynamique n’empêche les objets d’évoluer entre une excentricité nulle et une excentricité voisine de 1, en suivant un réseau de résonances séculaires excitées par les marées galactiques. Les variations orbitales sont lentes, mais pas au point d’être négligeables sur une durée de l’ordre de l’âge du Système solaire. Les différents régimes de dynamique orbitale au-delà de Neptune sont schématisés sur la figure 3. La région du Système solaire pouvant réellement être qualifiée « d’inerte » est très étroite. Ces résultats nous renseignent sur l’origine des objets transneptuniens les plus lointains observés, nous permettant de contraindre les conditions de formation du Système solaire.