Astronomie Québec n°1-3 sep/oct 2012
Astronomie Québec n°1-3 sep/oct 2012
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°1-3 de sep/oct 2012

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 32

  • Taille du fichier PDF : 2,8 Mo

  • Dans ce numéro : la providence... sommes-nous les seuls ?

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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0f- et^v‘cie-it Le Quasar Double Grâce aux caméras CCD à usage astronomique, nous pouvons observer des objets distants et souvent bien particuliers de par leur nature. C’est le cas des quasars, noyaux actifs de galaxies lointaines, dont la lumière nous parvient après un long périple. Quelques-uns d’entre eux sont accessibles aux astronomes amateurs. Je vous propose ici l’observation CCD du quasar double Q0957+561 A et B dans la constellation de la Grande Ourse, aussi nommé le Quasar Double (Twin Quasar en anglais). Intéressé par le défi, j’ai tenté à mon tour depuis ma cour en périphérie urbaine l’observation CCD du Quasar Double. J’ai employé une caméra CCD de type AudineQ (capteur KAF-400) au foyer d’un télescope C11 de 280 mm de diamètre à ƒ/10. Pénalisé par une mise en station approximative, je n’ai réalisé que des poses de 10s. L’image finale proposée ici résulte de l’addition de 20 poses. Avec un meilleur suivi et des poses unitaires plus longues, l’observation avec une caméra CCD peut être entreprise avec des télescopes à partir de 15 cm de diamètre. Le Quasar Double est une manifestation de l’effet de lentille gravitationnelle. Ce phénomène se produit du fait de la déformation de l’espace par les masses des corps célestes. Einstein l’avait prédit dans le cadre de la Théorie de la relativité, et cette propriété des corps massifs d’infléchir la trajectoire des photons fut observée pour la première fois en 1919 à l’occasion d’une éclipse de Soleil. La lumière provenant du Quasar Double est donc déviée au cours de son trajet vers nous par la présence d’une galaxie massive, mais toutefois trop lointaine pour être directement visible. Vue depuis la Terre, l’image du quasar parait donc dédoublée, comme s’il s’agissait de deux compagnons séparés. L’analyse spectroscopique montre toutefois que les photons qui nous parviennent sont bien issus d’un seul et même objet. Le Quasar Double fut observé par la première fois par les astronomes américains Dennis Walsh, Robert F. Carswell et Ray J. Weymannen 1979, depuis l’observatoire de Kitt Peak. Situé à 9 milliards d’années-lumière de nous, sa nature et le fait qu’il nous apparait comme le fruit d’un mirage gravitationnel ont été depuis lors confirmés par l’identification de la galaxie jouant le rôle de lentille, accessible seulement aux plus grands télescopes, et située à environ 4 milliards d’années-lumière de nous. Le quasar Q0957+561 A et B se situe aux coordonnées α = 10 h 01,4 min, δ = +55° 54′ (2000.0), à environ 10° à l’ouest de Merak (α UMa). Sa magnitude visuelle est +17. La localisation du quasar est facilitée par sa proximité à la galaxie spirale NGC 3079, de magnitude visuelle +11. Il est situé dans le prolongement de la galaxie, à environ 10′ au nord-ouest, et peut être facilement identifié comme une étoile double dont les composants ont passablement la même magnitude, tout proche d’un petit astérisme d’étoiles formant un quadrilatère. La meilleure période de l’année pour le repérer est à la fin de l’hiver et au printemps, quand la Grande Ourse culmine haut dans le ciel. Pourquoi ne pas tenter l’observation du Quasar Double à votre tour ? — Gilles Guignier 4 Astronomie-Québec Septembre-octobre 2012
Le cas étrange des amas ouverts NGC 1746, NGC 1750 et NGC 1758 0,#'erpit6.6t-tt — Pierre Paquette NGC 1746 a été découvert par Heinrich d’Arrest le 11 septembre 1863, et Sir William Herschel a découvert NGC 1750 et NGC 1758 en 1785. Les descriptions figurant au NGC sont respectivement Cl, P (amas, pauvre) ; Cl, stL, vcsc (amas, grandes étoiles [brillantes], très considérablement dispersé) ; et Cl, pC, st L and S (amas, plutôt compressé [compact], étoiles grandes [brillantes] et petites [faibles]) (1). Le complexe est un assez grand amas (40′) d’une dizaine d’étoiles (la plus brillante étant de magnitude 8,0) ayant une magnitude intégrée de 6,1. En 1940, Dorothy Carlson (2) suggéra de combiner les trois entrées du NGC en une seule, sans préciser laquelle ou donner d’explication. McCarthy et Treanor décrivirent cela comme « prématuré » (3). Straižys et autres (4) ainsi que Galadí-Enríquez et autres (5) considèrent que NGC 1746 ne désigne aucun objet réel. Archinal et Hynes donnent curieusement la même taille et le nombre d’étoiles à NGC 1746 qu’à NGC 1758 (6), mais indiquent que ce dernier (pourtant défini comme un « amas ») et NGC 1750 font partie de NGC 1746. Archinal considère que NGC 1758 est « Probablement une masse du côté est du groupe général NGC 1746 et NGC 1750 ». Leiter (7) est d’avis qu’il s’agit simplement d’une augmentation de la densité stellaire créée par la confluence de NGC 1750 et NGC 1758, avis partagé et cité par Steinicke (8). Dans sa base de données en ligne, Steinicke mentionne que NGC 1746 n’est « pas un amas » et la colonne État indique « Étoiles » … mais quelques lignes plus bas, NGC 1750 fait « partie de l’amas NGC 1746 ». Steinicke mentionne des tailles de 40′ pour NGC 1746 (magnitude 6,1), 25′ × 12′ pour NGC 1750, et 40′ pour NGC 1758 (classe de Trumpler de IV1p). 41, La plupart des sources s’accordent à dire que NGC 1750 et NGC 1758 sont réels, mais que NGC 1746 n’est pas un véritable objet — ne le décrivant que comme des « étoiles », tout au plus. Le groupe entier, ou une partie ou plusieurs de celui-ci, est ou sont également désigné(s) Collinder 57 et Melotte 28. 1 DREYER, John Louis Emil. New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (1888), Index Catalogue (1895), Second Index Catalogue (1906). Royal Astronomical Society, Londres, 1971, p.58. 2 CARLSON, Dorothy. « Some Corrections to Dreyer’s Catalogues of Nebulae and Clusters ». Astrophysical Journal, Vol. 91 (1940), p.350. 3 McCARTHY, Martin Francis et Patrick J. TREANOR. « Structural detail in a region near the anticentre ». Ricerche Astronomiche, Vol. 7, No. 3 (1965), p.1–17. 4 STRAIŽYS, V., K. ČERNIS et E. MEIŠTAS. « Probable open clusters NGC 1750 and NGC 1758 behind the Taurus dark clouds ». Baltic Astronomy 1 (1992), p.125–141. 5 GALADI-ENRIQUEZ, D., et autres. « The overlapping open clusters NGC 1750 and NGC 1758. I. UBVRI-CCD photometry ». Astronomy and Astrophysics Vol. 333 (1998), p.471–478. GALADI-ENRIQUEZ, D. et autres. « The overlapping open clusters NGC 1750 and NGC 1758. II. BVR photographic photometry and proper motions ». Astronomy and Astrophysics Supplement Series Vol. 131 (1998), p.239–258. GALADI-ENRIQUEZ, D.,C. JORDI, et E. TRULLOLS. « The overlapping open clusters NGC 1750 and NGC 1758. III. Cluster-field segregation and clusters physical parameters ». Astronomy and Astrophysics Vol. 337 (1998), p.125–140. 6 ARCHINAL, Brent A. et Steven J. HYNES. Star Clusters. Willmann-Bell, Richmond, 2003, p.55. 7 LEITER, Frank. « Ein Trio von Offenen Sternhaufen ? NGC 1746, 1750 und 1758 im Sternbild Taurus ». Journal für Astronomie (Zeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde) Vol. 22 (2007), p.52–54. 8 STEINICKE, Wolfgang. Observing and Cataloguing Nebulae and Star Clusters. Cambridge University Press, Cambridge, 2010, p.245. Septembre-octobre 2012 www.astronomie-quebec.com 5



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