Les mois de juillet et d’août sont pour le curieux du ciel une invitation à la découverte du firmament étoilé.

C’est tout d’abord la période des vacances estivales qui permet de veiller en soirée ou jusqu’au milieu de la nuit sans avoir à se lever tôt ensuite, même en pleine semaine. C’est aussi l’époque des nuits les plus douces de l’année, favorables pour passer quelque temps la nuit dehors.

Ce peut être aussi l’occasion de profiter sur son lieu de vacances d’un ciel préservé, à la campagne, à la montagne, ou en bord de mer, un ciel qui sera peu ou pas pollué par la lumière urbaine, bref, un ciel préservé permettant de voir des étoiles, des constellations ou la Voie lactée, toutes invisibles en milieu urbain.

Nous terminions la rubrique de juillet-août 2020 sur l’observation du triangle d’été par ces mots :

« Outre sa beauté majestueuse, le grand triangle d’été offre une aide précieuse pour localiser la Voie lactée ; si le ciel est noir et sans Lune, on remarque en effet que le Cygne ainsi que l’Aigle baignent dans la douce lueur d’une arche faiblement lumineuse qui part de l’horizon nord-est, passe non loin du zénith, puis va rejoindre le point cardinal sud : c’est la Voie lactée, qui correspond à la vue intérieure de notre galaxie. »

Nous vous proposons de faire plus ample connaissance dans les lignes qui suivent avec l’observation de cette Voie lactée et, plus original, des bandes sombres de poussières qui se découpent devant elle. Rappelons tout d’abord de quoi il s’agit.

Qui verra-t-on ?

Notre galaxie est une spirale barrée qui mesure environ 100 000 années-lumière (al) de diamètre et qui contient environ 150 milliards d’étoiles. Le Soleil est situé à environ 30 000 al du centre.

On voit sur la première figure une maquette qui représente notre galaxie vue d’en haut. On note dans la partie supérieure une balle de tennis, qui matérialise l’emplacement du Soleil, un Soleil bien entendu pas à l’échelle. Devant ce Soleil, en dessous sur l’image, se trouve un petit personnage avec un casque rouge ; c’est la position de la Terre en été. Le petit personnage avec le casque bleu, au‑dessus du Soleil, matérialise l’emplacement de la Terre en hiver. Le sable représente quant à lui toute la matière (gaz, étoiles, poussières) distribuée dans les bras spiralés.

Sur la seconde photo de la même maquette, mais vue en plongée, on comprend qu’en regardant devant lui, dans le plan de la matière sableuse, donc dans le plan de notre galaxie, chacun des personnages voit une bande faiblement lumineuse : c’est la Voie lactée. On comprend dès lors aisément pourquoi le ciel d’été est bien plus riche que le ciel d’hiver.

La figure ci-dessus montre la Voie lactée dans sa totalité : c’est une image composite de plusieurs dizaines de photos prises par Serge Brunier, puis assemblées pour n’en former qu’une seule. Une telle Voie lactée, vue dans son ensemble, n’est hélas pas visible à l’œil nu depuis l’Europe. Il faut se trouver dans l’hémisphère sud, idéalement sur le tropique du Capricorne, à La Réunion ou au Chili pour pouvoir l’admirer de la sorte au zénith. Depuis la France métropolitaine, nous ne voyons que le centre et la partie gauche de la photo. La portion située directement à droite du renflement central n’est pas visible depuis nos latitudes, car située… sous nos pieds, constamment sous l’horizon.

Comme on le comprend sur la seconde figure, la richesse du ciel d’été s’explique par le fait que le regard plonge dans une Voie lactée remplie au premier plan par un large bras spiralé avec, en arrière‑plan, l’épais bulbe central ; la superposition de tous ces éléments offre une Voie lactée d’une incroyable richesse. Doit-on en conclure que tous les constituants la Voie lactée sont des astres lumineux ? Certes non. Comme on peut le voir sur la troisième figure, la Voie lactée est parfois zébrée de grandes parties sombres, pauvres en étoiles. Les bras spiralés auraient-ils donc des régions faiblement peuplées ? Pas du tout. Si ces zones nous paraissent pauvres en étoiles, c’est parce que ces dernières sont cachées par de gigantesques nuages de poussières qui obscurcissent le ciel en absorbant la lumière qui les traverse. Quelle est l’origine de ces poussières ? Pour l’essentiel, ces poussières sont des résidus, des cendres disséminées par des explosions de supernovæ. Il s’agit de grains solides, constitués principalement de carbone, de silicium et d’oxygène (combiné à de l’hydrogène sous forme de glace d’eau). Le reste de ces poussières, d’origine non explosive, sont des grains de composition très proche, mais soufflés par le vent stellaire des géantes rouges. Statistiquement, il explose une à trois supernovæ par an dans notre galaxie, ce qui peut sembler très peu et poser question sur la présence d’autant de poussières disséminées dans la Voie lactée. Ce serait oublier que notre galaxie est âgée d’un peu plus de 10 milliards d’années ; cela en fait des supernovae depuis sa formation !

Que verra-t-on ?

Pour déceler les bandes sombres de poussières dans notre Voie lactée, point n’est besoin de disposer d’un instrument puissant. Nous allons solliciter l’un des meilleurs instruments pour ce type d’observation : l’œil humain. Il est en effet le seul à pouvoir embrasser du regard d’aussi larges espaces de ciel.

L’observation, qui se fera à la campagne par un ciel noir et sans Lune, débutera par le repérage de la constellation du Cygne avec sa belle étoile Deneb. Comme on le voit sur la figure suivante, extraite du logiciel Stellarium, on note en dessous à droite de Deneb comme un chenal dépourvu d’étoiles et incurvé, qui s’étire en direction de la belle étoile blanche Altaïr de l’Aigle.

Arrivé entre Véga, presque au zénith et Altaïr, ce chenal très discret remonte vers l’ouest, s’élargit et devient nettement plus sombre au‑dessus d’Altaïr, puis s’étire en s’élargissant encore pour atteindre son élargissement et son assombrissement maximum sur la longue constellation de la Queue du Serpent (Serpens Cauda) entre les constellations au nord d’Ophiuchus (le Serpentaire) et de Scutum (l’Écu de Sobiesky). Ce repérage intéressant à l’œil nu deviendra toutefois passionnant avec une paire de jumelles. Cet instrument est idéal pour plonger plus avant dans ces vastes champs stellaires. Il en révélera la richesse – ou la pauvreté relative – en étoiles. Il permettra de mieux en cerner les contours.

L’idéal pour réaliser cette balade céleste est de s’allonger sur un transat, face au sud, sud-est, de partir de Deneb et de suivre aux jumelles le chenal jusqu’au‑dessus du Sagittaire. Le contraste entre le nuage très sombre de la Queue du Serpent et juste en dessous le feu d’artifice lumineux du centre galactique positionné sur et autour du Sagittaire est saisissant. On ne se privera pas de passer de l’un à l’autre pour mieux en apprécier les différences : marbrures obscures très pauvres en étoiles, puis riches guirlandes stellaires colorées parsemées de nombreuses taches granuleuses (amas d’étoiles) ou petites flaques de lumière (nébuleuses), voire les uns imbriqués dans les autres (amas insérés dans une nébuleuse comme M8…), le centre de notre galaxie est d’une richesse nulle part ailleurs égalée.

Cette belle balade céleste peut aussi se lire comme un livre qui raconte l’histoire de la matière, présente dans nos jumelles sous toutes ses formes et à tous les stades de la vie des étoiles : nébuleuses comme autant de pouponnières d’étoiles en devenir, étoiles adultes par millions et cimetière où reposent les cendres stellaires des générations d’étoiles précédentes disséminées dans les gigantesques bandes de poussières.

Selon les lois de Kepler, le barycentre Terre-Lune suit en première approximation une orbite elliptique autour du Soleil. On peut donc calculer les distances minimales (périhélies) et maximales (aphélies) entre le centre du Soleil et celui de la Terre. Ces deux positions correspondent aux extrémités du grand axe de l’ellipse (l’axe des absides). En raison de la loi des aires, la vitesse angulaire héliocentrique de la Terre est la plus lente à l’aphélie et la plus rapide au périhélie.

En réalité, le problème est plus complexe. Le barycentre Terre-Lune tourne autour du centre de gravité du Système solaire et la Terre tourne autour du centre de gravité du système Terre-Lune. On doit donc calculer la position du barycentre Terre-Lune dans un repère centré sur le Soleil, puis calculer la position de la Lune par rapport à la Terre et en déduire la position de la Terre par rapport au barycentre Terre-Lune. Cela permet d’avoir les coordonnées du centre de la Terre par rapport au centre du Soleil et la distance géométrique entre le centre du Soleil et le centre de la Terre. De plus l’orbite du barycentre Terre-Lune n’est pas képlérienne, mais subit les perturbations des autres planètes du Système solaire. Cela se traduit par des variations des paramètres de l’ellipse osculatrice, notamment son excentricité et son demi-grand axe, et cela crée une avance de son périhélie (et de son aphélie). Le demi-grand axe tourne de 11,61″ dans le sens direct (un tour en environ 111 600 ans). La période moyenne de révolution du barycentre Terre-Lune dans un repère tournant avec le demi-grand axe porte le nom de révolution anomalistique moyenne. C’est le temps moyen que met le barycentre Terre-Lune pour revenir à une même position dans un repère tournant avec le demi-grand axe. Cette période moyenne est de 365,249 641 34 jours, soit 365 jours 6 h 13 min 53,01 s. Comme l’excentricité et le demi-grand axe ne sont pas constants, les distances Terre-Soleil au périhélie et à l’aphélie vont varier au cours du temps. De même, le temps qui sépare deux passages consécutifs à l’aphélie (la révolution anomalistique vraie) ne sera pas constant, mais varie autour de la période de révolution anomalistique moyenne. Enfin notre calendrier, le calendrier grégorien, est construit de manière à suivre les saisons (la révolution tropique), c’est-à-dire le mouvement rétrograde de la ligne des équinoxes. Le mouvement du demi-grand axe se faisant dans le sens direct, cela se traduit par des dates des passages à l’aphélie (et au périhélie) qui avancent dans notre calendrier au cours du temps.

Si l’on prend comme échelle de temps le Temps universel coordonné (UTC), le passage à l’aphélie de la Terre en 2021 tombe le 5 juillet à 22 h 27 min 25 s UTC (le 6 juillet à 0 h 27 min 25 s en Temps légal français) et sa distance au Soleil est de 152 100 527,044 km, le diamètre apparent du Soleil est alors de 31,4624′.

Le tableau ci-dessous donne les dates des passages à l’aphélie pour les années 2015 à 2025, ainsi que les distances de la Terre au Soleil.

On remarque que la date du passage à l’aphélie évolue sur cette période entre le 3 et le 6 juillet. Les différences de distance entre deux passages consécutifs s’expliquent en partie par le mouvement de la Terre autour du barycentre Terre-Lune, par la phase de la Lune et par la position de la Lune par rapport à son apogée et son périgée. Les autres écarts sont dus à la position du centre du Soleil par rapport au centre de gravité du Système solaire et aux perturbations planétaires sur l’orbite du barycentre Terre-Lune.

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 XVII^e épisode : « Géographie, expéditions lointaines, catalogues d’étoiles »

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.

Avec son océan global et ses systèmes hydrothermaux, la lune de Saturne Encelade est un candidat de choix pour la recherche de vie extraterrestre dans le Système solaire.

À son pôle Sud, de spectaculaires panaches de matières océaniques sont éjectés dans l’espace. De 2008 à 2015, la sonde Cassini a pu faire des mesures de leur composition. En tant qu’équipe pluridisciplinaire composée de biologistes, de chimistes et d’astrophysiciens de multiples institutions (ENS-Observatoire de Paris-PSL, University of Arizona, Muséum national d’histoire naturelle) et financée par le projet « Origines et conditions d’apparition de la vie » (OCAV) de l’université PSL, nous avons montré que les processus géochimiques de l’intérieur d’Encelade tels qu’actuellement connus sont compatibles avec l’existence de milieux habitables par des organismes (dits « méthanogènes ») semblables à ceux que nous trouvons dans les systèmes hydrothermaux terrestres, mais ne peuvent entièrement expliquer les observations faites par la sonde Cassini. L’ajout d’une population de méthanogènes à ce modèle conduit à prédire des niveaux de méthane dans le panache proches de ceux observés par la sonde Cassini. Nous concluons qu’une ou plusieurs sources inconnues de méthane sont à l’œuvre dans l’intérieur d’Encelade, et que la méthanogénèse (biologique) pourrait être un bon candidat… si l’émergence de la vie n’est pas un phénomène rare.

Les satellites galiléens sont des astres très faciles à observer. Ils ont aussi la faveur des astronomes amateurs, pour qui ces objets rapides constituent un objet d’observation de choix.

La première observation

Ils sont brillants, aisément observables dans un petit télescope et présentent des phénomènes nombreux et spectaculaires. Outre les éclipses, occultations, passages et ombres sur Jupiter, ces satellites offrent un spectacle plus rare, mais plus intéressant, celui d’occultations et d’éclipses mutuelles. C’est la facilité d’observation de ces corps qui en a fait les premiers corps observés au télescope par Galilée en 1610. La première éclipse par Jupiter (émersion d’Europe) fut observée par Galilée le 12 janvier 1610, mais il n’en comprit la signification qu’en 1612. Il fallut attendre 1643 pour une observation de l’ombre d’un des satellites sur Jupiter (par Fontana) et 1693 pour une observation de phénomènes mutuels (par Arnoldt : occultation de Europe-J2 par Ganymède-J3).

On comprit rapidement le mécanisme des phénomènes mutuels : on savait qu’ils ne se produisaient que proche de l’équinoxe jovien, mais on ne les observait que par hasard, la prédiction de ces phénomènes étant trop complexe. Si seul le mouvement en longitude en avait été la cause, alors la prédiction aurait été simple et une erreur de modélisation aurait entraîné un retard ou une avance dans la survenue du phénomène. Mais ces phénomènes étaient très sensibles à la position en latitude des satellites : ils pouvaient se trouver légèrement au‑dessus ou au‑dessous du plan équatorial de Jupiter, et, à quelques kilomètres près, le phénomène ne se produisait pas. Une telle précision de calcul ne fut facilement accessible qu’après l’arrivée des ordinateurs, si bien que les premières observations systématiques n’eurent lieu qu’en 1973.

L’observation visuelle

Les observations commencèrent, mais l’enregistrement s’avéra plus complexe que prévu : il fallait utiliser des photomètres photoélectriques rapides capables de mesurer la variation de luminosité qui se produit au moment du phénomène. Ce furent les observateurs d’étoiles variables qui étaient les plus à même de réaliser les observations. Des photomètres sophistiqués purent être utilisés. La brillance des satellites était forte, mais le temps d’intégration devait être court pour observer toutes les phases du phénomène. Les astronomes amateurs mirent alors leur expérience de l’observation visuelle des étoiles variables au service de l’observation des phénomènes mutuels. Il fallait des phénomènes qui ne soient pas trop rapides, car une mesure visuelle se fait par comparaison avec une étoile proche. Dans le cas des satellites galiléens, c’était relativement facile : des astres brillants, une chute en magnitude aisément détectable et un phénomène suffisamment long pour avoir le temps de faire un nombre suffisant de mesures. Cependant, peu d’astronomes étaient capables d’une telle prouesse. Certains préféraient dessiner les satellites lorsque l’agitation atmosphérique était faible : à Paris, grâce à la pollution atmosphérique, ou au pic du Midi, grâce aux vents dominants laminaires. Les images jointes montrent les observations réalisées. La popularisation des photomètres photoélectriques et l’arrivée des cibles CCD entraînèrent la fin des observations visuelles. Il est à noter qu’un phénomène bien observé visuellement avait une précision suffisante pour une exploitation scientifique ultérieure.

Le journal des observations

Le nombre d’observations réalisées augmente maintenant régulièrement. Bien entendu, l’hémisphère sud est avantagé durant cette occurrence de phénomènes mutuels : Jupiter reste bas sur l’horizon dans l’hémisphère nord avec des nuits courtes.

Les observateurs qui ont envoyé leurs observations se répartissent entre la France (5 sites), l’Espagne (3 sites), la Russie (1 site), les États-Unis (5 sites), le Chili (1 site), l’Australie (3 sites) et la Nouvelle-Zélande (1 site).

À ce jour, nous avons reçu 61 observations exploitables correspondant à 30 phénomènes différents.

Un exemple d’observation

Parmi les courbes reçues, l’une d’elles montre l’intérêt de l’observation simultanée d’un autre satellite comme référence photométrique. Il s’agit de l’éclipse de Io par Ganymède du 29 mai 2021.

 

 

Assister au grignotage du Soleil par la Lune est toujours un spectacle saisissant.

Les images présentées ici, outre le morceau de Soleil manquant, nous révèlent combien le relief lunaire n’est pas une longue courbe circulaire tranquille. Les accidents et brisures y sont nombreux, ce sont les montagnes de la Lune qui viennent ainsi se découper en ombres chinoises sur fond de Soleil. Elles nous montrent également la granulation de la surface solaire, la présence de taches solaires et le très fort assombrissement centre-bord rendant la surface non uniformément lumineuse. L’effet de cet assombrissement sur le bord du Soleil se traduit dans la courbe de lumière de l’éclipse enregistrée, retraçant l’évolution temporelle de la variation du flux solaire. Bien que la portion de surface solaire masquée par la Lune au maximum de l’éclipse atteignait les 12,7%, la baisse de luminosité solaire engendrée n’était que de 7,9% (ou 0,9 magnitude), la Lune étant essentiellement passée devant les zones plus sombres du limbe solaire.

L’éclipse du 10 juin était la deuxième éclipse annulaire d’une série longue de 77 éclipses commencée en 1624 et qui s’achèvera en 2295. Ces éclipses font en quelque sorte partie d’une même famille, car elles partagent des caractéristiques communes : elles se produisent toutes à un même nœud lunaire – le nœud ascendant dans le cas présent – pour une position de la Lune sur son orbite quasiment identique. Rappelons que le nœud est le lieu où orbite lunaire et orbite solaire (écliptique) viennent se croiser. Placez-y respectivement et simultanément la Lune et le Soleil et vous aurez alors un quasi-alignement des astres avec la Terre, condition nécessaire à l’apparition d’une éclipse de Soleil.

Concernant la famille de l’éclipse du 10 juin, les éclipses qui la composent naissent toutes lorsque la Lune se trouve au voisinage de son apogée, là où la distance Terre-Lune est maximale, soit un peu plus de 406 000 km. Le diamètre apparent de la Lune affiche alors sa plus petite valeur possible, bien inférieure au diamètre apparent du Soleil. La Lune est donc dans l’incapacité d’occulter entièrement le disque solaire, de sorte qu’aucune éclipse de cette famille si particulière n’est totale. On n’y dénombre que des éclipses partielles ou annulaires. C’est assez rare pour être souligné.

Les éclipses de la famille se succèdent à intervalle régulier de 18,03 ans (cycle appelé saros) avec un décalage de la zone géographique concernée sur Terre d’environ 120° vers l’ouest. Au bout de trois saros – cycle dénommé exeligmos – l’éclipse revient par conséquent dans une même zone géographique. L’éclipse apogée du 10 juin reviendra visiter la France métropolitaine dans 54 ans environ, soit le 13 juillet 2075, elle sera alors visible même sous sa forme annulaire dans une bande passant par l’extrémité méridionale de la France. Quant à l’éclipse de la famille dont la phase de centralité sera la plus longue - phase durant laquelle le disque lunaire s’inscrit entièrement à l’intérieur du disque solaire, uniquement visible sur Terre depuis une bande étroite, la bande de centralité, correspondant à la route suivie par l’ombre projetée de la Lune – elle surviendra le 21 novembre 2291 avec une durée exceptionnelle de 9 min 41 s. Une telle durée résulte de la conjugaison de facteurs favorables : Lune à l’apogée, lieu de son orbite où son déplacement est le plus lent couplé à une taille apparente la plus petite, et Soleil non loin de son périhélie, affichant ainsi une taille apparente presque maximale. Petite Lune lente sur grand Soleil équivaut à de longues éclipses annulaires.

Qui a dit que les éclipses solaires sont des événements rares ? Certes les astronomes clament à l’envi qu’en un lieu donné il est rarissime d’assister à une succession d’éclipses totales sur la durée d’une vie humaine. Ce n’est pas faux. Ainsi, pour ne prendre que l’exemple de Paris, la prochaine éclipse totale de Soleil ne se produira qu’en 2081 ! Cependant, soyons moins exigeants. Sans chercher à devenir chasseur d’éclipse, si nous nous contentons de lâcher la proie pour la pénombre, il est possible d’être en bonne place pour envisager des éclipses de Soleil depuis la très large zone de pénombre sur Terre où une éclipse centrale peut être vue de façon partielle.

Au xxi^e siècle, on dénombre 35 éclipses visibles depuis Paris, 40 depuis Brest, 36 depuis Marseille, 37 depuis Lille, 34 depuis Strasbourg et 35 depuis Saint-Denis de La Réunion. Soit en moyenne une éclipse de Soleil tous les 3 ans environ. Pour la France métropolitaine, les années à venir seront riches en éclipses solaires, les prochaines sont attendues pour le 25 octobre 2022, le 29 mars 2025, le 12 août 2026 et le 2 août 2027, soit 4 éclipses en l’espace de 5 ans ! Celle de 2026 sera particulièrement intéressante avec une obscuration du disque solaire de 92% ! Il sera difficile de la manquer.