Pour ce mois d’octobre, le phénomène mis en lumière est l’opposition de la planète Mars, qui aura lieu le 13 octobre 2020 (heure UTC).

On dit d’une planète qu’elle est en opposition lorsque les longitudes écliptiques (ou célestes) géocentriques vraies de cette planète et du Soleil diffèrent de 180°. Un moyen pratique pour mieux appréhender le phénomène consiste à rappeler que la Lune est en opposition lors de la pleine Lune. Plus concrètement, la planète Mars se lèvera le 13 octobre 2020 sur l’horizon est au moment où le Soleil se couchera à l’ouest et elle ira se coucher derrière l’horizon ouest au moment où le Soleil se lèvera vers l’est. Elle sera donc visible tout au long de la nuit et au plus haut dans le ciel sur le méridien nord-sud à minuit UTC (2 heures sur vos montres en Temps légal français).

Qui verra-t-on ?

Mars est la quatrième et dernière planète tellurique, ce qui signifie qu’il s’agit d’une planète rocheuse. Mars est environ deux fois plus petite que la Terre (6 792 km contre 12 756 km à l’équateur). Toutefois, en termes de masse, la différence est bien plus significative, puisque Mars est dix fois moins massive que la planète bleue. Autre différence notable, l’excentricité de l’orbite : si la Terre a une très faible excentricité (l’orbite terrestre s’approche d’un cercle), celle de Mars est assez prononcée (0,039 pour Mars, 0,016 pour la Terre), ce qui signifie, en forçant de beaucoup le trait, que l’orbite de Mars ressemble à un ballon de rugby. Si les deux orbites étaient parfaitement circulaires, et si l’on tient compte du fait que la distance de la Terre au Soleil est d’environ 150 millions de kilomètres, que celle de Mars au Soleil est d’environ 228 millions de kilomètres, alors, à chaque opposition, Mars serait à 78 millions de kilomètres de la Terre. Or, la différence d’excentricité provoque des écarts très significatifs de distance à chaque opposition : au minimum (opposition périhélique), la distance Terre-Mars n’est que de 55 millions de kilomètres, alors qu’au maximum (opposition aphélique), elle dépasse les 100 millions de kilomètres.

Le 6 octobre, la planète rouge passera au plus près de la Terre à environ 62 millions de kilomètres, soit une semaine plus tôt que l’opposition.

Que verra-t-on ?

Pour bien des raisons, l’opposition de 2020 est un très bon millésime.

• Tout d’abord, la distance entre la Terre et la planète rouge se situera dans une valeur assez réduite (62 millions de kilomètres).
• D’autre part, Mars est située dans la constellation des Poissons, avec une déclinaison de + 5°, soit au méridien, à 2 h 00 sur vos montres, une hauteur de + 45° au-dessus de l’horizon, donc à mi-hauteur entre l’horizon sud et le zénith. Sa magnitude avoisinera − 2,4, soit un peu plus brillante que Jupiter (− 2,3 à la même période).
• Enfin, sur l’ensemble du mois, la taille angulaire de Mars passera de 22,4″ au 1^er octobre à 20,2″ le 31 octobre, avec un pic à 22,6″ le 6 octobre. Pour mémoire, c’est mieux que Saturne (environ 18″), mais nettement moins bien que la planète géante Jupiter (environ 40″).

Les deux raisons qui font de cette opposition un événement à ne pas manquer sont sa proximité, donc sa taille angulaire confortable et sa hauteur sur l’horizon, gage de ciel moins perturbé, moins turbulent et donc plus propice à offrir des images stables, piquées, montrant les détails de la surface martienne. Lors des deux précédentes oppositions (2016 et 2018), Mars était basse sur l’horizon et les conditions d’observation n’étaient pas favorables pour une belle observation.

Mars est un astre resplendissant depuis le mois d’août. Elle est très brillante et domine de loin toutes les étoiles du ciel d’automne. Sa couleur jaune légèrement orangée est bien visible à l’œil nu. Malgré une opposition assez favorable, Mars n’est pas un objet très intéressant dans les petites optiques ; dans des jumelles ou des petites lunettes astronomiques, elle va rester très pudique, la faute à sa taille angulaire assez modeste. Si comme toujours il faut collecter de la lumière et avoir du pouvoir séparateur, donc idéalement une optique d’au moins 100 mm de diamètre, il va falloir aussi grossir le plus possible. Et à ce petit jeu, les télescopes de type Newton avec leur focale raisonnable (entre 900 et 1 200 mm) sont un peu à la peine, alors que les Maksutov et autres Schmidt-Cassegrain avec leur focale démesurée (de 1 500 à 2 800 mm) vont faire le show en offrant des grossissements importants. Avec son éclat important et son fort contraste, Mars peut supporter de grosses amplifications : on pourra pousser jusqu’à 2 fois le diamètre exprimé en mm, avec une image souvent meilleure à 1,5 fois. Si on dispose d’un 150 mm, les plus belles images devraient être obtenues entre 150 et 300 fois, avec un optimum vers 225 fois. Pour parfaire le plaisir d’observer et s’assurer des images nettes, piquées et immobiles, on vérifiera au préalable que l’optique est soigneusement réglée (collimation des miroirs irréprochable), que les oculaires sont propres, et que l’instrument est motorisé.

Dès lors, il n’y aura plus qu’à savourer… si la turbulence ne vient pas gâcher le spectacle, comme c’est malheureusement le cas dans 50 à 70 % des nuits. Dans ces conditions, si au bout de 20 à 30 minutes d’observation, la planète n’offre qu’une… « bouillie » orangée, point n’est besoin d’insister ; Uranus, le dieu du ciel, est fâché et mieux vaut rentrer. Par contre, en cas de ciel calme et stable, on peut dès lors passer de longs moments à savourer plusieurs détails de la surface martienne, comme la calotte polaire sud, ou les célèbres Syrtis Major, Terra Meridiani, le canyon Valles Marineris ou la plaine d’Hellas.

Notons que, pour une fois, l’observateur des villes au ciel fortement dégradé par la pollution lumineuse pourra réaliser des observations quasi aussi belles que celles réalisées par son cousin, l’astronome de la campagne. Point n’est en effet besoin d’un ciel noir pour observer les planètes ; et d’autre part, s’il y a parfois plus de turbulence à la ville qu’à la campagne, il arrive de temps en temps que, même en pleine ville, des conditions de ciel bien stable offrent de magnifiques images planétaires. Un ciel de campagne sera souvent bien meilleur, mais autant l’observation du ciel profond est impossible sous un ciel urbain, autant on peut tenter sa chance en planétaire avec parfois de bonnes surprises.

On terminera en disant que si le jour J de l’opposition est le 13 octobre (heure UTC), la faible variation de taille et d’éclat avant et après cette date fait que Mars est magnifique à observer durant tout le mois d’octobre. On ne s’en privera donc pas puisque la prochaine opposition aura lieu dans deux ans.

Conformément à l’arrêté du 3 avril 2001 du ministère de l’Économie, des Finances et de l’Industrie, relatif à l’heure légale française, la période d’heure d’hiver pour l’année 2020 commence le dernier dimanche d’octobre à 3 heures du matin. Donc, la nuit du 24 au 25 octobre 2020, à 3 heures du matin, il faut régler les horloges sur 2 heures. On passe ainsi d’UTC + 2 h à UTC + 1 h et le dimanche 25 octobre a une durée de 25 h.

L’horloge parlante, située à l’Observatoire de Paris, diffuse l’heure légale française construite par le Laboratoire National de Métrologie et d’Essais LNE-SYRTE. Elle répond au numéro de téléphone : 36 99. Le début du quatrième top est exact au vingtième de seconde sur tout le territoire métropolitain.

Décalage horaire

Le choix du méridien de Greenwich comme méridien origine et le découpage de la surface terrestre en 24 fuseaux horaires de 15° datent de la conférence internationale de Washington de 1884. Le Temps moyen du méridien origine, le Greenwich Mean Time (GMT) sera remplacé en 1976 par une nouvelle dénomination le Temps universel UT, suivi de différentes variantes. Actuellement, on utilise le Temps universel coordonné (UTC) lié au Temps atomique international (TAI). L’usage de fuseaux horaires a permis de définir des zones horaires dans lesquelles le décalage horaire avec le Temps universel coordonné est constant. L’Europe est couverte par trois zones horaires définies par un décalage constant avec UTC.

Le tableau suivant donne ces trois zones :

Zone	Décale horaire	Nom civil	Nom militaire
Z	UTC	WET : Western European Time	Zulu
A	UTC + 1 h	CET : Central European Time	Alpha
B	UTC + 2 h	EET : Eastern European Time	Bravo

Chaque pays européen a choisi, en fonction de sa longitude, une zone horaire. Chaque pays utilise en plus une heure d’été : cela se traduit, en période d’été, par un décalage horaire d’une heure supplémentaire par rapport à la zone horaire choisie. Afin de faciliter les relations entre pays, les pays de l’Union européenne effectuent leurs passages aux heures d’été et d’hiver le même jour et au même instant. Un grand nombre des pays européens, non membres de l’Union européenne, font de même. Seules l’Islande, la Biélorussie, la Norvège pour les régions dénommées Svalbard & Jan Mayen ne suivent pas cette règle. En période d’été, les acronymes des noms civils deviennent respectivement WEST, CEST et EEST, la lettre S étant l’initial de « Summer ».

Évolution du passage à l’heure d’été

Le 8 février 2018, le Parlement européen a voté par 384 voix pour et 153 voix contre (et 12 abstentions) une résolution sur les dispositions relatives au changement d’heure, demandant à la Commission européenne de réaliser une évaluation en profondeur de la directive 200/84/CE et, si nécessaire, de présenter une proposition en vue de sa révision, chargeant son président de transmettre la présente résolution à la Commission, au Conseil, ainsi qu’aux gouvernements et aux parlements des États membres.

Le 12 septembre 2018, la Commission européenne a publié une proposition de directive au Parlement européen et au Conseil de l’Union européenne mettant fin aux changements d’heure saisonnier et abrogeant la directive 2000/84/CE.

Le 3 avril 2019, le Conseil de l’Union européenne a publié les résultats de la première lecture de cette proposition par le Parlement européen. Lors du vote en séance plénière, qui s’est déroulé le 26 mars 2019, le Parlement a adopté 32 amendements à la proposition de directive. Dans ce texte, il propose que la directive 2000/84/CE soit abrogée avec effet au 1^er avril 2021. Les États membres auraient dû notifier à la Commission, au plus tard le 1^er avril 2020, leur intention de modifier leur heure légale le dernier dimanche du mois d’octobre 2021, mais le contexte de crise sanitaire a relégué cette question au second plan, sans aucun calendrier précis.

La Connaissance des temps (CDT) publie depuis 1679 les éphémérides des corps célestes, ainsi que diverses tables et données à destination des astronomes et des curieux de l’astronomie.

Lire le huitième épisode : « La Connaissance des temps dans son siècle »

Dans cette lettre d’information, nous continuons d’explorer l’histoire scientifique de cet ouvrage et de voir son évolution au cours des trois derniers siècles. La CDT a‑t‑elle beaucoup changé ? A‑t‑elle été influencée par les événements politiques ? A‑t‑elle participé à l’essor des sciences en général et de l’astronomie en particulier ? Nous allons tenter de répondre à ces questions par une lecture attentive des 342 volumes de la CDT publiés à ce jour. Vous trouverez dans les textes que nous proposons des liens vers les pages de la Connaissance des temps que nous citons pour vous permettre d’avoir accès aux textes originaux.

Le télescope spatial CHEOPS tient ses promesses : ses premières observations révèlent le visage de l’exoplanète WASP-189 b, l’une des planètes connues les plus extrêmes. CHEOPS est une mission de l’Agence spatiale européenne (ESA) avec la participation de laboratoires suisses et français, parmi lesquels l’IMCCE/CNRS/Observatoire de Paris/PSL University/Sorbonne Université.

Huit mois après le départ du télescope spatial CHEOPS pour son voyage en orbite autour de la Terre, la première publication scientifique utilisant des données fournies par CHEOPS vient de paraître. CHEOPS est la première mission de l’ESA destinée à l’exploration d’exoplanètes déjà découvertes. Les exoplanètes sont des planètes tournant autour d’autres étoiles que le Soleil, dont la première découverte en 1995 a été récompensée par le prix Nobel de physique 2019 aux Suisses Michel Mayor et Didier Queloz. CHEOPS a été conçu dans le cadre d’une collaboration entre l’ESA, la Suisse et différents pays européens. Un consortium de plus d’une centaine de scientifiques et ingénieurs originaires de onze pays européens a ainsi participé à la construction du satellite pendant cinq ans. L’IMCCE est présent dans la Science Team de CHEOPS en raison de son expertise dans la dynamique des systèmes planétaires.

L’étude portant sur les données fournies par CHEOPS, qui vient d’être acceptée pour publication dans le journal Astronomy & Astrophysics, décrit l’exoplanète WASP-189 b. Les résultats obtenus montrent que les observations faites par CHEOPS sont aussi précises que prévu.

L’une des planètes connues les plus extrêmes

L’objet des observations faites par CHEOPS est WASP-189 b, une exoplanète en orbite autour d’une étoile hors de notre système solaire, appelée HD 133112. Celle-ci, plus grosse et plus chaude que notre soleil, émet une lumière bleutée. Elle se situe à 322 années-lumière de la Terre, dans la constellation de la Balance. Les astronomes considèrent que l’étoile est brillante (bien qu’invisible à l’œil nu), ce qui facilite grandement l’étude de la planète par CHEOPS. WASP-189 b est vingt fois plus proche de son étoile que la Terre du Soleil ; elle en fait le tour en moins de trois jours ! De plus, cette étoile est beaucoup plus chaude que le Soleil. La planète reçoit donc une énorme quantité de rayonnement, qui la chauffe littéralement à rouge. C’est une planète géante mesurant une fois et demie la taille de Jupiter. Elle possède une température extrême, c’est pourquoi on l’appelle un Jupiter ultra-chaud.

Les objets planétaires tels que WASP-189 b sont hors du commun : en raison des effets de marées très intenses résultant de leur proximité avec leur étoile, leur rotation s’est ralentie au point d’être synchronisée avec leur période orbitale, comme c’est le cas pour la Lune autour de la Terre. Ils ont un côté jour permanent, toujours exposé à la lumière de l’étoile, et un côté nuit permanent, toujours dans l’ombre. C’est ce qui distingue, par exemple, son climat de celui des géantes gazeuses Jupiter et Saturne dans notre système solaire. Sur la base des observations de CHEOPS, l’étude coordonnée par Monika Lendl, de l’observatoire de Genève, évalue la température de WASP-189 b à 3 200 °C, faisant de WASP-189 b l’une des planètes connues les plus extrêmes.

Des mesures de luminosité de très grande précision

Nous ne pouvons pas voir directement une planète aussi distante de nous et aussi proche de son étoile, nous devons recourir à des méthodes indirectes. À cette fin, CHEOPS mesure la lumière des étoiles avec une très grande précision : lorsqu’une planète vue depuis la Terre passe devant son étoile, elle en masque une petite partie. Ce passage, appelé transit, est détecté comme une petite baisse de la brillance de l’étoile. Étonnamment, lorsque c’est au tour de la planète de passer derrière l’étoile, une baisse de lumière, encore plus petite, est aussi observée ! Le fait que l’exoplanète WASP-189 b soit très proche de son étoile rend son côté jour tellement brillant que nous pouvons mesurer la lumière « manquante » lorsque la planète passe derrière l’étoile. CHEOPS a pu observer WASP-189 b pendant plusieurs passages derrière son étoile et les chercheurs ont pu en déduire sa luminosité. L’équipe a ainsi constaté que la planète ne reflète pas beaucoup la lumière de son étoile. Ceci est lié à l’absence de nuages qui ne peuvent pas se former à des températures aussi élevées. Par conséquent, la planète chauffe fortement et émet elle aussi de la lumière : elle rougeoie !

L’étoile en elle-même est également unique

Les mesures de CHEOPS sont si précises qu’elles permettent également d’en apprendre plus sur l’étoile-hôte de WASP-189 b. En effet, la baisse de lumière enregistrée par CHEOPS lors du passage de la planète devant l’étoile n’est pas constante. L’étude conclut que la surface de l’étoile présente des zones plus sombres que d’autres. Pour les chercheurs, c’est ce qu’on s’attend à voir si l’étoile tourne tellement vite sur elle-même : elle se déforme légèrement et s’allonge. Les parties de l’étoile plus éloignées de son centre deviennent plus froides et donc plus sombres.

Pour Willy Benz, Principal Investigator de CHEOPS, ce système constituera une référence pour de futures études : « Nous ne connaissons aujourd’hui qu’une poignée d’exoplanètes autour d’étoiles aussi chaudes et ce système est de loin le plus lumineux », et donc l’un des plus précieux. CHEOPS pourra observer de nouvelles exoplanètes à mesure que celles-ci seront découvertes et d’autres résultats spectaculaires seront possibles grâce à ses observations. Cette étude montre bien la qualité des observations effectuées par CHEOPS et les prochaines publications sont déjà en cours de préparation.

CHEOPS – À la recherche de planètes potentiellement habitables

La mission CHEOPS (CHaracterising ExOPlanet Satellite) est la première des S-class missions de l’ESA avec un budget bien inférieur à celui des missions de grande et moyenne taille, et une période plus courte entre le début du projet et le lancement.

CHEOPS mesure les variations de luminosité d’une étoile lorsqu’une planète passe devant elle. Ces mesures permettent de déduire la taille de la planète et ensuite de déterminer sa densité lorsque leur masse est également connue. On obtient ainsi des informations capitales sur ces planètes – par exemple, si elles sont principalement rocheuses, si elles sont composées de gaz ou si on y trouve des océans profonds. C’est une étape importante pour déterminer si une planète réunit des conditions favorables au développement de la vie.

CHEOPS est une mission spatiale de l’ESA réalisée en collaboration avec la Suisse et un consortium de plus d’une centaine de scientifiques et ingénieurs originaires de onze pays européens, dont la France. Le mercredi 18 décembre 2019, CHEOPS a commencé son voyage dans l’espace à bord d’une fusée Soyouz-Fregat au centre spatial de Kourou, en Guyane. Depuis lors, CHEOPS tourne autour de la Terre en une heure et demie environ, à une hauteur de 700 kilomètres.

À la fin du XIX^e siècle, lorsque le procédé photographique s’implanta parmi les méthodes d’observation astronomique les plus révolutionnaires, les astéroïdes – aujourd’hui rangés dans la catégorie plus vaste des petits corps du Système solaire – acquirent une réputation peu flatteuse et non méritée, à tel point qu’ils furent surnommés « la vermine de l’espace ». Les poses photographiques des objets du ciel profond étant très longues, le plus souvent, un astéroïde venant à passer dans le champ laissait sur la plaque photographique le souvenir de son passage sous la forme d’une traînée lumineuse gâchant ainsi la photographie.

De nos jours, les petits corps sont mieux considérés, mais il leur arrive encore de se rappeler à nous lorsque nous essayons de faire une image d’une zone de ciel quelconque : ce fut ainsi la cas pour cette image de la galaxie du Sombrero prise le 23 avril 2020 entre 19 h 54 et 22 h 28 UTC, résultat de l’empilement de 260 poses de 30 s. L’astronome amateur qui l’a prise nous l’a envoyée pour identification de l’origine de la petite traînée que l’on distingue au-dessus de la flèche rouge. Quel est donc cet intrus ? Astéroïde ou comète ?

Pour être capable de répondre à cette question, il faut être en mesure d’identifier le ou les corps du Système solaire se trouvant dans le champ (un peu plus grand que 30 minutes de degré, soit une zone large comme un timbre poste) sachant qu’on en recense actuellement un peu plus d’un million. Cela semble être une gageure, mais c’est pourtant ce que réussit à faire l’un des services les plus performants développés à l’IMCCE : SkyBoT.

L’idée de ce service est née au cours de l’été 2004, suite à une question posée par un astronome de l’observatoire de Strasbourg voulant connaître la liste des astéroïdes présents dans les images des plaques photographiques des grands relevés du passé. Il fallut plusieurs heures de calculs pour fournir une réponse pour une seule plaque. À cette époque, seulement 295 000 objets étaient connus dans le Système solaire, contre près de quatre fois plus aujourd’hui. Pour fournir la position de quelques objets du Système solaire parmi 1 million en quelques secondes, SkyBoT s’appuie sur une base de données d’éphémérides précalculées sur près de 2 siècles de tous les corps connus. Cette base de données est mise à jour très régulièrement pour inclure les corps nouvellement découverts et pour prendre en compte l’amélioration des orbites de ceux déjà connus. Pour répondre à la problématique de l’interopérabilité avec tous les acteurs de la communauté astronomique, astronomes professionnels ou amateurs et grand public, SkyBoT utilise les concepts et les standards de l’Observatoire virtuel, né au début des années 2000. Cela permet au service d’être facilement intégrable dans toute application informatique ou plus simplement à travers une page Web. Le service est ainsi accessible à travers l’atlas interactif du ciel, Aladin, développé par le Centre de données de Strasbourg (CDS) et dans divers logiciels d’acquisition et de traitement d’images astronomiques, tels que Audela ou SAOImage.

Depuis la mise en service de la deuxième version du service SkyBoT en janvier 2009, plus de 55 millions de requêtes ont été traitées, soit en moyenne environ 400 000 requêtes par mois.

Pour revenir au Sombrero, une fois réalisée la calibration astrométrique automatique de l’image (grâce au service en ligne astrometry.net, voir le résultat ici), l’appel à SkyBot se fait via Aladin. La solution recherchée apparaît alors en quelques secondes. La petite traînée lumineuse n’était autre que celle laissée par l’astéroïde (4998) Kabashima. Au passage, nous découvrons que le champ était plutôt très fréquenté par d’autres petits corps, mais dont l’éclat trop faible rendait leur détection impossible.