La constellation d'Orion

 

   La constellation d'Orion, reine des nuits d'hiver sous nos latitudes, est le siége des  nébuleuses les plus célèbres en astronomie: Orion, la tête de cheval et la tête de sorcière. Elle est formée par la vision d'un quadrilatère virtuelle composée par les étoiles : Bételgeuse, Bellatrix, Saïph et Rigel. Ci-dessous, la localisation de la constellation d'Orion.

mise à jour le 21/03/01: images X et IR

la localisation de la constellation d'Orion.

   Au dessous d'Alnitak ( ou x ori, c'est l'étoile surexposée sur la vue ci-dessous) se trouve la nébuleuse de la tête de cheval (NGC 434, NGC 2023/24). En haut à droite se trouve 48 Orionis (s ori) Cette vue illustre parfaitement l'influence des poussières interstellaires sur la propagation de la lumière.

Le nuage de la tête de cheval

Cette vue illustre parfaitement l'influence des poussières interstellaires sur la propagation de la lumière.


Credit & Copyright: (AAO), AATB, ROE, UKS Telescope

http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/image/0008/horsehead_uks.jpg

  La tête de cheval est un nuage dense et sombre où les poussières sont très abondantes et absorbent entièrement la lumière des régions placées derrière. Elle se détache sur un fond lumineux, de coloration rosée, assez uniforme qui résulte du rayonnement de l'hydrogène ionisé par l'étoile chaude 48 Orionis. La coloration bleutée, qui apparaît de façon diffuse en différents endroits, est produite par les poussières qui réfléchissent le rayonnement des étoiles voisines. C'est dû au fait que les petites poussières réfléchissent plus efficacement les photons de longueur d'onde plus courtes, celles du bleu.

  La tête de cheval est une protubérance d'un immense nuage sombre qui couvre tout le bas de la photo. Il y a beaucoup moins d'étoiles dans cette région que dans la partie supérieure. Seules sont visibles les étoiles devant le nuage, les autres étant rendues invisibles par l'écran de poussières très dense.

   La nébulosité brillante et blanc-bleutée ( en bas et à gauche) représente une nébuleuse par réflexion, produite par l'illumination par l'étoile la plus proche.

Caractéristiques du nuage

  • Distance:                 1500 al 

  • Diamètre:                 25 al

  • Dimension:              90' X 30'  

  • Masse:                      300 fois le Soleil

  • Densité:                    6 atomes/cm³ 

  • Température:          3 500°K

  • âge:                           quelques millions d'années.

  • Ascension droite:  05h41mn30s

  • Déclinaison:           - 2°18mn

 

 Barnard 33 vu par le CFHT

 

La tête de cheval est une protubérance d'un immense nuage sombre

 

 

 

 

 

 

 

http://www.cfht.hawaii.edu/Instruments/Imaging/CFH12k/images/Horsehead-CFH12K-CFHT-1999.jpg

 

  http://www.cfht.hawaii.edu/HawaiianStarlight/

Credit: Image courtesy of Dr. Jean-Charles Cuillandre, CFHT 

  La tête de cheval est aussi appelé Barnard 33. Cette vue prise le CFHT, montre que la formation de la tête est due à une distribution des poussières qui bloquent la lumière des étoiles et autres galaxies (petites ellipses de l'image), en arrière-plan. Derrière la nébuleuse, se trouve une autre galaxie: IC 434. Elle apparaît comme une structure nuageuse. L'ensemble forme une partie du nuage moléculaire d'Orion. La distance est de 1500 al. Le champ de cette vue spectaculaire est de 8 al.

  Cette image a été prise avec la caméra CFH12K. Temps de pose pour obtenir cette vue composite: 9 mn à 550 nm et 20 mn à 814 nm.

  La nouvelle caméra CFH12K créée pour le télescope France Canada Hawaï (CFHT) utilise un nouveau capteur depuis janvier 1999. Elle a un champ très large de 42 x 28 mn d'arc (Lune et Soleil: 30 mn d'arc) grâce à 2 x 6 capteurs de 2048 x 2048 pxls, placés côte à côte donnant un capteur géant de 12288 x 8192 pxls, ce qui porte à plus de 100 000 000 pxls (470 000 pour un camescope) ou 200 mégabits de données par image. La taille du pixel est de 15 µ, donnant ainsi une résolution de 0,206 sec d'arc à f/4 parfaitement adaptée à la qualité du ciel de Mauna Kea. 

La Tête de cheval mise à nue

  Si les étoiles désiraient garder leur vie privée durant les phases critiques de leur vie que sont la naissance, la vie et la mort, elles ne procéderaient pas autrement que de s'entourer de nuages sombres, très opaques, de gaz et de poussières. Mais l'analyse du rayonnement infra rouge permet de s'affranchir de ces obstacles. C'est ainsi que grâce au télescope européen infra rouge ISO, l'on peut les voir évoluer dans leur cocon de poussières.

  ISO recherche les disques et anneaux de matière qui entourent les étoiles en formation, que sont considérés comme la première étape de la construction de planétésimaux.

  C'est en scrutant les objets sélectionnés qu'ISO peut détecter les émissions ou les absorptions de rayonnement infra rouge à des longueurs particulières ou lignes spectroscopiques, qui permettent d'identifier la présence ou l'absence de tel atome, molécule ou poussière. Le spectromètre à ondes courtes ou celui à ondes plus longues avec le photomètre ISOPHOT et la caméra ISOCAM ( de 7 à 15 µm) autorisent des études chimiques détaillées des objets célestes. 

  Sur la photo ci-dessous, le célèbre nuage de poussières, Barnard 33, est vu par le télescope spatial européen ISO

crédit image: ESA/ISO, ISOCAM Team and L. Nordh (Stockholm Observatory) et al.

http://spdext.estec.esa.nl/content/doc/6d/2669_-2.jpg

 

Gros plan sur le nuage par Hubble

    Le télescope Hubble a photographié la nébuleuse de la tête de cheval (barnard 33) le 24 avril 2001, à la suite d'une forte demande de la part du public, pour célébrer le 11e anniversaire de sa mise en orbite. Ainsi, la Nébuleuse nous dévoile ses structures complexe du nuage de gaz et de poussières. La silhouette est provoquée par IC434 qui brille derrière, partie supérieure gauche de la tête.

 

Le télescope Hubble a photographié la nébuleuse de la Tête de Cheval le 24 avril 2001

 

http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/2001/12/content/0112w.jpg

Image Credit: NASA, NOAO, ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Acknowledgment: K. Noll (Hubble Heritage PI/STScI), C. Luginbuhl (USNO), F. Hamilton (Hubble Heritage/STScI)

    La nébuleuse de la tête de cheval est considéré comme la cousine de la nébuleuse de l'Aigle. Toutes les 2 recèlent des pépinières d'étoiles jeunes cachées au sein de nuages froids, constitués de gaz et de poussières, excités par le rayonnement de ces étoiles jeunes, par exemple celle-ci blottie sur le sommet de la tête.

Les astronomes amateurs testent leurs compétences en les observant . Il est connu que la difficulté des amateurs réside dans la taille de leurs instruments. La beauté de la Tête de Cheval est particulièrement appréciée avec un champ large. Cette image a été composé par l'équipe du Hubble Heritage avec l'aide du télescope de 90 cm du NOAO ( National Optical Astronomy Observatory) de la National Science Foundation,  piloté au sol, par Nigel A. Sharp au Kitt Peak National Observatory près de Tucson, Arizona..

Le télescope spatial  Hubble est un projet en coopération internationale entre la NASA et l'Agence spatiale européenne (ESA). Les images et des informations complémentaires sont disponibles:
http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/2001/12 
 http://oposite.stsci.edu/pubinfo/latest.html
http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pictures.html
http://hubble.stsci.edu/go/news
 http://heritage.stsci.edu

 

La nébuleuse M42

   M42, c'est cette superbe nébuleuse que nous voyons ci-dessous. Nicolas Fabri de Pieresc, en 1611, fut le premier à la mentionner. C'est la plus vaste et la plus colorée des nébuleuses du ciel. Son diamètre de 23 al (voir al). A 1500 al, la nébuleuse d'Orion est l'une des régions les plus jeunes de la Galaxie: 2 à 3 millions d'années. C' est une pouponnière de jeunes étoiles, avec ses gaz chauds et ses poussières sombres. La puissance de ce rayonnement se situe derrière, avec les 4 plus brillantes étoiles du trapèze. C'est un système multiple qui doit son nom à sa forme géométrique. 3 de ces étoiles sont des astres binaires  (étoiles doubles).  Ce sont des étoiles supergéantes à durée de vie très courte. La température de surface y atteint plusieurs milliers de degrés. Elles appartiennent au groupe O et B. Une étoile est la plus brillante. Elle brille comme 100 000 Soleil et sa température de surface est de 40 000°K. Cette étoile se dirige à la vitesse de 3 km/s vers le nuage moléculaire et le démantèle. Par contre, les étoiles naissantes, révélées dans l'infra-rouge, le minent de l'intérieur. C'est ainsi que se déroule la genèse des étoiles au sein d'Orion.

  Le rayonnement ultra-violet de ces étoiles brisent et ionisent les atomes d'hydrogène et donnent l'éclat à la nébuleuse. Les photons UV transportent une énergie supérieure à celle qui lie les électrons aux noyaux des atomes. En absorbant ces photons, les atomes du gaz de la nébuleuse, perdent un ou plusieurs électrons périphériques et s'ionisent. Les électrons devenus libres manifestent leur présence en étant absorbés, au fil des siècles, par des atomes auxquels manquent un ou plusieurs électrons. Ils tombent alors en cascade d'un niveau quantique à l'autre en émettant une série de photons qui caractérisent l'élément chimique en cause. C'est ainsi que dans M42, on trouve des raies d'azote, d'hélium, d'hydrogène, de carbone, oxygène, etc... Des électrons libres peuvent aussi interagir avec des ions ou bien entre eux et provoquer des émissions de photons. Chaque phénomène a ses propres caractéristiques et de ce fait, est facilement identifiable.

 

 Image complète:  http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2006/01/images/a/formats/xlarge_web.jpg

Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Acknowledgment: NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute) 
and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

    Une inspection minutieuse de cette mosaïque  couleur de la nébuleuse d'Orion réalisée par le télescope Hubble de l'Orion Nebula (M42) indique les nombreux trésors qui résident dans cette région d'intenses formations d'étoiles. Cette région grande comme une pleine Lune représente 13 al de large. Plus de 3 000 jeunes étoiles et pouponnières stellaires sont localisées dans cette zone. 

   Visible en haut à gauche se trouve l'étoile LL Orionis (LL Ori), qui avait été à l'origine du projet héritage de 2002

   Les gaz , dans la nébuleuse, sont très ténus, de l'ordre de quelques milliers d'atomes par cm³ (1.1019 sur Terre), mais rendent tout de même l'esthétisme des nuages spectaculaire. La température ambiante est d'environ 10 000°K.

   Le rayonnement bleu, entourant les étoiles brillantes, est causé par leur propre lumière réfléchie par les poussières proches. Les gaz chauds d'hydrogène et d'oxygène provoquent les extensions vertes et roses. Les filaments de poussières brun-foncé couvrent  la région en partie. La couleur rouge est causée par l'émission de la raie Lyman a (21,11 cm) de l'hydrogène.

      On estime la masse des étoiles présentes dans les nuages d'Orion à quelques dizaines de milliers de masses solaires. L'espérance de vie de ces nuages n'est que de quelques dizaines de millions d'années avant une dispersion totale sous l'effet des vents stellaires émis par les supergéantes présentes dans la région et les marées galactiques.

 

Centre de la nébuleuse M42

  Sur cette vue de la grande nébuleuse d'Orion, obtenue par Hubble, nous voyons la région centrale qui fait à peu près 2,5 al. Les scientifiques estiment qu'au cours de ce dernier million d'années, des milliers d'étoiles sont nées. La majorité est cachée derrière les nuages de poussières et de gaz.  Dans ces nuées tourmentées, des globules ont été découverts (photo ci-dessous) non loin des 4 étoiles du Trapèze . 15 photos de Hubble, ont été nécessaires pour réaliser cette mosaïque.

la région centrale fait à peu près 2,5 al.

Credit: C. O'Dell and S. Wong (Rice U.), NASA

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990522.html

http://hubblesite.org/newscenter/archive/1995/45/image/a

 

A cœur ouvert

   Nous sommes au cœur du grand nuage d'Orion, M42. Nous voyons ici, au nord de l'épée d'Orion, les étoiles doubles 42 et 45 Orionis à quelques minutes d'arc de M42, baignant dans la lueur bleutée des nébuleuses NGC 1973, 1975 et 1977. Les étoiles très jeunes se reflètent dans les poussières qui les environnent.

orion_btc.jpg (47591 octets)

Credit: Gary Bernstein (U. Michigan); Copyright: U. Michigan, Lucent

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990914.html

 

Les proplyds

    Des boules de matière ont été créées pendant l'explosion d'une ou plusieurs étoiles. Les instabilités dynamiques apparues lors de ce courant stellaire, ont constituées des niches où sont venus se concentrer les globules colossaux de gaz et de poussières. Ces agrégats ont reçu le nom de proplyds pour proto-planetary disk sources. En quelques milliers d'années, le globule fait place à une masse condensée et brillante. Ce sont peut-être des systèmes planétaires en formation. Leur taille est estimée de 1 mois-lumière à 200 UA. Certains globules ont une masse estimée à 1% de celle du soleil, qui est la valeur critique pour qu'un système planétaire puisse se former autour d'une étoile. Mais tous les astronomes ne sont pas convaincus. Voir les découvertes par Hubble dans ce secteur (Naines brunes).

Des boules de matière ont été créées pendant l'explosion d'une ou plusieurs étoiles.

Crédit: David Theil (CASA), IRAS

http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/image/9909/orionglob_iras_big.gif

     Cette image est vue en infra-rouge par le satellite IRAS à la longueur correspondant à l'émission des nuages de poussières.

Le Trapéze

    Le télescope spatial a donc découvert un milieu jeune et dynamique avec une résolution de 0,1 seconde d'arc (1 cm à 20 km). A cette distance cela correspond à voir des détails de 7 milliards de km, c'est la distance Terre-Pluton. Sur ces images les globules cométaires sont de la matière froide (- 170°C) rassemblée sur 40 milliards de km de diamètre, dans lequel la densité est de 450 000 atomes d'hydrogène au cm³ (1.1019 sur Terre). A noter que la densité de l'Univers  est estimée à 3 atomes au m3pour déterminer la masse manquante.

    Avec une résolution de 1/1000 de seconde d'arc les détails passeront à 75 millions de km. Cela correspond à voir des détails de 1 mm à 200 km. Vivement l'avenir !

Nous voyons la région du Trapèze

Au centre du Trapèze
Credit: J. Bally, D. Devine, & R. Sutherland, D. Johnson (CITA), HST, NAS

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap971118.html

Proplyds dans le Trapèze

    Nous voyons ci-dessus la région du Trapèze. Des nouveaux systèmes stellaires s'y forment  sous le nom de Proplyds. L'image indique également que le gaz et la poussière entourant certaines étoiles plus faibles, semblent former des structures qui s'éloignent des étoiles les plus lumineuses. L'image en fausse couleur a été faite en combinant plusieurs vues du Télescope spatial Hubble.

Des disques protoplanétaires ou "proplyds"

Credit: C.R. O'Dell/Rice University; NASA

http://hubblesite.org/newscenter/archive/graphics/img-full-tiff.gif

  Cette image de Hubble dévoilant une petite portion d'Orion (M42), révèle 5 jeunes étoiles, dont 4 sont entourées de gaz et de poussières piégés qui ont servi à les former, mais qui reste en orbite autour d'elles. Ce sont des disques protoplanétaires ou "proplyds" (proto-planetary disk sources) qui peuvent évoluer en planétésimaux. Les proplyds les plus brillants sont les plus proches des étoiles chaudes de l'amas, tandis que les plus sombres en sont les plus éloignés. Le champ de cette image représente 0,14 année-lumière, soit 200 fois l'orbite de Pluton. Cette nurserie se trouve à 1 500 années-lumière dans la direction d'Orion.

  Cette image a été prise le 29 décembre 1993 avec les caméras planétaire et grand champ du télescope Hubble. 

http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/1994/24/images/b/formats/web.jpg

 

La nébuleuse d'Orion vue par le VLT .

L'image ci-dessus est reconstituée à partir de 81 images prises dans le proche infra-rouge par le télescope européen VLT Isaac.

Credit: Mark McCaughrean (AI Potsdam) et al., ISAAC, VLT ANTU, ESO

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/phot-03a-01-preview.jpg

  A l'œil nu, elle apparaît comme une petite tache floue dans la constellation d'Orion.
  L'image ci-dessus est reconstituée à partir de 81 images prises dans le proche infra-rouge par le télescope européen VLT Isaac. Elle montre la formation d'étoiles jeunes dans des nuages de poussières sombres et de gaz chauds. On remarque aisément les 4 étoiles formant le Trapèze.
  La lueur bleue entourant les étoiles est leur propre lumière reflétée par les filaments bruns foncés de la poussière couvrant une grande partie de la région. Le nuage d'Orion, qui inclut la Tête de cheval, se dispersera lentement au cours des 100 000 prochaines années .

Orion à travers UKIRT

Cette image en fausse couleur montre la zone centrale de l'image précédente.

Credit: Philip Lucas (Univ. Hertfordshire) and Patrick Roche (Univ. Oxford), UKIRT

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000331.html

     Cette image en fausse couleur montre la zone centrale de l'image précédente. Elle fut prise par la caméra infrarouge UFTI monté sur le télescope infrarouge UKIRT de l'université d'Oxford. Le cœur de cette caméra est un capteur CCD infrarouge de 1024 x 1024 pxl, sensible de 0,8 à 2,5 µm de longueur d'onde et refroidi dans de l'azote liquide à 77°K. Ces données infrarouges de l'amas du Trapèze ont permis aux astronomes d' identifier plus de 100 objets, candidats pour des naines brunes "errantes". Les naines brunes sont les étoiles dont la masse très faible (environ 8% du soleil) ne permet l'amorçage de réaction thermonucléaire, comme source principale d'énergie de l'étoile. Tandis que les naines brunes ne sont pas assez massives pour brûler le deutérium, 13 objets de faible masse ont été découverts au-dessous même de la limite de combustion du deutérium (environ 1,3% de la masse du soleil) se classant ainsi parmi les planètes géantes. Ces " planètes errantes " sont peut-être inférieures à 8 fois la masse de Jupiter et furent probablement  formées avec les étoiles de l'amas il y a million d'années ou plus. Elles sont discernables dans l'infrarouge parce qu'elles sont encore chaudes, mais par la suite, se refroidiront et disparaîtront. Si le Trapèze est un amas typique de jeunes d'étoiles, alors les résultats de l'étude suggèrent que les naines brunes et les planètes "errantes" peuvent être assez nombreuses, mais il n'y en a pas suffisamment pour expliquer le mystère de la matière noire.

Caractéristiques de M42

  • Dimension :                    90' X 60'

  • Masse ionisée :             10 000 masses solaires

  • Densité:                           5000 atomes / cm³ 

  • Température :                 8000 °K

  • âge:                                  quelques millions d'années.

  • ascension droite:          05h35mn

  • déclinaison:                  - 5°23mn 

 

retour au Soleil  ,  M82 ,Naines brunes , Univers (eau) , marées gravitationnelles

Credit photos Apod : http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/

 

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