Comment lire les données d'une étoile
Peut-être avez-vous déjà recherché des informations détaillées ou les coordonnées d'une certaine étoile et découvert qu'il existe une multitude de données, parfois difficiles à comprendre. Dans ce qui suit, nous aimerions vous donner un aperçu des bases les plus importantes concernant les étoiles.
Coordonnées célestes
Pour obtenir une plus grande précision dans la détermination de la position d'une étoile dans le ciel, les astronomes utilisent un système de coordonnées projeté sur la sphère céleste. Ce système divise le ciel en méridiens et parallèles, semblables aux coordonnées géographiques sur terre. Les méridiens sur la sphère céleste sont appelés l'ascension droite (RA), et les parallèles sont appelés la déclinaison (DEC). Ensemble, ils forment la position exacte d'une étoile dans le ciel.
Pour la mesure, le ciel est divisé en degrés. Le ciel entier faisant une fois le tour du globe est égal à 360°, tandis qu'un demi-tour correspond à 180°. Cela signifie que le trajet du pôle céleste nord au pôle céleste sud est de 180°. En revanche, la mesure de l'un des pôles célestes à l'équateur céleste est de 90°.
L'ascension droite RA correspond à la longitude sur terre, mesurée le long de l'équateur, et est exprimée en heures, minutes et secondes. Elle indique à quelle distance vers l'est ou l'ouest se trouve une étoile. Le cercle complet de 360° est divisé en 24 heures, une heure entière correspondant à 15°. Ces degrés sont généralement donnés sous forme d'angles α.
Greenwich en Angleterre est indiqué comme le point 0° dans le système de coordonnées de la terre. Le méridien zéro dans le ciel est défini différemment. Là, l'équinoxe vernal, le point où le soleil traverse l'équateur céleste, est utilisé comme source de référence. Cela a lieu chaque année le 21 ou 22 mars. Ce jour est également connu sous le nom d'équinoxe car le soleil se trouve exactement à midi, perpendiculairement au-dessus de l'équateur, et le jour et la nuit sont donc de durée égale. Le premier méridien est actuellement situé dans la constellation des Poissons et continuera à se déplacer vers l'ouest au cours des prochains millénaires en raison du mouvement de précession de la terre. À partir de ce point, les mesures sont prises en direction de l'est.
La déclinaison DEC (ou δ) correspond à la latitude mesurée depuis l'équateur en degrés et minutes. Elle indique à quelle distance au nord ou au sud se trouve une étoile. L'équateur céleste forme constamment la ligne à 0°, tandis que le pôle nord céleste correspond à +90°, et le pôle sud céleste est donné à -90°. Les cercles intermédiaires sont appelés cercles parallèles. Les degrés de la déclinaison correspondent précisément aux latitudes du système de coordonnées de la terre.
Jetons un coup d'œil aux coordonnées de l'étoile Alioth dans la constellation de la Grande Ourse (communément appelée le Grand Chariot). Elle possède les coordonnées suivantes :
RA : 12h 55m 05,15s DEC : 55° 57' 08,6"
Grâce aux coordonnées, nous savons que l'étoile, vue de l'équinoxe vernal, est située à environ 180° à l'est perpendiculairement à la terre. La déclinaison indique qu'elle atteint son zénith à environ 55° au nord de l'équateur.
Échelle de magnitude et luminosité
La photométrie s'occupe de l'intensité lumineuse et peut aujourd'hui mesurer la lumière des objets de manière très précise, grâce à des appareils modernes. En astronomie, la luminosité des étoiles est donnée en classes (échelle de magnitude) et indiquée par une luminosité apparente et absolue.
Les étoiles sont divisées en six classes de magnitude, une méthode qui trouve son origine dans l'astronomie antique. Les 15 étoiles les plus brillantes, telles qu'Antarès ou Régulus, ont été définies comme des étoiles de première classe de magnitude, tandis que celles à peine visibles à l'œil nu appartiennent à la sixième classe. L'échelle n'est pas linéaire, mais on peut affirmer qu'une étoile de la sixième classe de magnitude est environ cent fois moins brillante qu'une étoile de la première classe.
L'unité de mesure magnitude (mag) fournit une indication plus précise. Elle est donnée en nombres continus et peut être négative aussi bien que positive. Plus le nombre est petit, plus l'étoile est brillante.
Enfin, la luminosité d'une étoile est donnée par une luminosité apparente et absolue. La luminosité apparente représente la luminosité que nous percevons depuis la terre. Cela peut être fait à l'œil nu ou par un équipement professionnel tel qu'un télescope. Cependant, en raison de la matière interstellaire, comme le gaz et la poussière, et d'autres facteurs tels que la distance de l'étoile par rapport à la terre, la lumière est filtrée de sorte que nous ne voyons pas la luminosité réelle d'une étoile.
C'est pourquoi chaque étoile possède également une luminosité absolue. Elle indique la luminosité d'une étoile si elle se trouvait précisément à 33 années-lumière de la terre. C'est important pour la comparabilité de différents objets.
La comparaison entre les étoiles, le soleil et Sirius rend cela clair. L'étoile la plus brillante pour nous, le soleil, n'a qu'une luminosité absolue d'environ 4,86 mag, alors que l'étoile Sirius brille beaucoup plus fort avec environ -1,33 mag. Cette différence, qui n'est pas visible pour nous, est due au fait que le soleil, à environ 150 millions de kilomètres, est beaucoup plus proche de la terre que Sirius, à environ 8,6 années-lumière de distance.
Distance
Pour l'indication des distances, nos unités de mesure terrestres, comme les kilomètres, sont souvent insuffisantes. Cela devient vite évident si l'on regarde la distance de la lune et du soleil par rapport à la terre. La lune se situe à environ 400 000 kilomètres, ce qui est encore assez proche de la terre. Le soleil, en revanche, a déjà une distance d'environ 150 millions de kilomètres. C'est pourquoi d'autres unités de mesure sont utilisées en astronomie, notamment l'unité astronomique, l'année-lumière et le parsec.
L'unité astronomique (abrégé : UA) est fixée à 149 597 870 kilomètres. C'est exactement la distance moyenne entre la terre et le soleil.
Une année-lumière (abrégé : AL), quant à elle, correspond à 9 460,5 milliards de kilomètres, ce qui représente 63 240 UA. Une année-lumière correspond à la distance que parcourt la lumière en un an. Elle est souvent utilisée pour indiquer la distance d'une étoile. Par exemple, la distance de l'étoile Canopus est donnée comme étant de 309,15 ± 15,58 AL. Le premier nombre indique la distance par rapport à la terre, et le second montre l'imprécision de la mesure. Ainsi, la distance de 309,15 AL peut varier de 15,58 AL en plus ou en moins.
Le parsec (abrégé : pc), également appelé seconde de parallaxe, correspond à environ 3,262 AL. Il a été développé pour mesurer les distances entre les étoiles et les autres corps célestes à l'échelle galactique. Le nom « parsec » est l'abréviation de « seconde de parallaxe ». La distance d'un objet est indiquée en mesurant le déplacement apparent de l'objet au cours d'une année lorsqu'il est observé depuis différentes positions sur l'orbite terrestre. Un objet qui a une parallaxe d'une seconde d'arc se trouve à 1 parsec. Cette unité est particulièrement utile pour mesurer les distances au sein de notre galaxie, la Voie lactée.
Classe spectrale et type d'étoile
Le type spectral d'une étoile est une classification basée sur l'absorption de la lumière causée par les éléments chimiques de l'atmosphère de l'étoile. La classification spectrale divise les étoiles en sept types principaux : O, B, A, F, G, K et M, les étoiles O étant les plus chaudes et les étoiles M les plus froides. Chacun de ces types comporte des sous-groupes qui se distinguent par les détails des raies d'absorption. Le type spectral de l'étoile fournit ainsi des informations sur sa température, sa composition chimique et son stade d'évolution.
Par exemple, l'étoile Alpha Centauri A a une classe spectrale G2 V. G2 se réfère à la couleur et à la température de l'étoile. Cela signifie que l'étoile brille d'un blanc-jaune et que sa température de surface est d'environ 5 500 degrés Celsius. V est la classe de luminosité de l'étoile et correspond à l'étoile de la séquence principale, également appelée étoile naine. Les étoiles de la séquence principale comme le soleil fusionnent de l'hydrogène dans leur noyau et ont une taille et une luminosité relativement stables. Par conséquent, la classe spectrale G2 V est typique des étoiles comme le soleil.
Outre cette classification, il est également indiqué s'il s'agit d'une étoile unique ou d'un système multiple. Les systèmes dits multiples sont plusieurs étoiles qui apparaissent ensemble et présentent une dépendance gravitationnelle.
Dénominations et catalogage
Les étoiles sont mentionnées sous différents noms et numéros dans les contextes scientifiques. La désignation de Bayer et le numéro HIP sont les plus courants.
La désignation de Bayer porte le nom de l'astronome allemand Johann Bayer et répertorie les étoiles de manière systématique. Au début, il y a toujours une lettre grecque, suivie du nom latin de la constellation dans laquelle se trouve l'étoile. La lettre grecque indique la luminosité de l'étoile car les lettres sont toujours classées par ordre de luminosité. Cela signifie que l'étoile la plus brillante d'une constellation reçoit la lettre α, la deuxième plus brillante ß, et ainsi de suite. Cependant, il existe de nombreuses constellations d'étoiles où cet ordre n'est pas respecté correctement.
Le numéro HIP tire son origine du catalogue Hipparcos, qui présente des données précises sur les étoiles depuis la fin des années 1980 et le début des années 1990. Le numéro HIP est un numéro attribué de manière unique qui peut être utilisé pour trouver une étoile dans une grande variété de systèmes.