La constellation de Céphée

Qu’y a-t-il d’intéressant à apprendre sur cette constellation pour ceux qui ne la connaissent pas ? La constellation de Céphée est une constellation proche du pôle, située dans l’hémisphère nord du ciel.

Le roi mythique du ciel étoilé

La forme de la constellation de Céphée ressemble à un pentagone irrégulier. Il est encore plus facile de l’imaginer si l’on dessine sur une feuille de papier une maison avec un toit (carré et triangle), comme nous le faisions dans notre enfance. En la retournant, on peut facilement retrouver une image similaire dans le ciel étoilé.

Où et quand observer la constellation de Céphée ?

Céphée, vue dans le programme du planétarium

Si vous êtes un tant soit peu familier avec une carte des étoiles, vous pouvez trouver la constellation de Céphée en regardant ses voisines les plus proches : la Petite Ourse, Cassiopée, le Lézard, le Dragon et le Cygne. Cette constellation est dépourvue d’étoiles brillantes : seules huit d’entre elles ont une magnitude stellaire supérieure à la quatrième. Néanmoins, par une nuit claire et sans lune, chacun peut voir au moins 60 étoiles de Céphée. Dans l’hémisphère sud, les meilleures conditions d’observation se situent entre juillet et septembre. Cependant, en raison de la forte inclinaison de Céphée vers le nord, par exemple sur le territoire de la Russie, elle est bien visible tout au long de l’année.

Cette constellation occupe une surface modeste de 588 degrés carrés dans le ciel. Fait intéressant : c’est dans la constellation de Céphée que se déplacera, dans un avenir proche, le pôle nord de la planète. Ce phénomène s’explique par la précession de l’axe de la Terre dans la direction de la constellation décrite. Ainsi, en 3100 ans déjà, la position de l’étoile gamma Cepheus (ou Alrai) sera proche d’un pôle. Beta Cepheus (ou Alfirk) s’approchera du pôle nord dans la période 5100-6500, et déjà en 8300 le rôle d’étoile polaire passera à alpha Cepheus — l’étoile Alderamin. Avec elle, nous commencerons à parler des étoiles les plus intéressantes de la constellation considérée.

La future étoile polaire de la constellation de Céphée

Précession du pôle Nord du monde

Comme nous l’avons déjà mentionné, en raison de la précession de l’axe, l’étoile Alpha Cepheus deviendra polaire dans environ 4000 ans. C’est une bonne chose, car Alderamin est l’étoile la plus brillante de cette constellation, bien qu’elle n’ait qu’une magnitude de 2,45 m. On peut la voir à l’œil nu sans problème, même si le ciel est trop dégagé. Elle peut être vue à l’œil nu sans problème, même si le ciel est très éclairé. Alderamin se trouve à 49 années-lumière de la Terre. Le beau nom de ce luminaire céleste se traduit par «main droite» en arabe.

Alpha Céphée

Photo d’Alderamin α Cepheus

En ce qui concerne la classification astronomique d’Alpha Cepheus, il convient de préciser qu’il s’agit d’une étoile blanche typique de la classe spectrale A. Le niveau de luminosité de cette étoile est de 1,5 mégawatts. Le niveau de luminosité de cette étoile l’a classée dans la classe des sous-géantes. Certains indices suggèrent qu’Alderamin est en train de se transformer en géante rouge, car ses réserves d’hydrogène vont bientôt s’épuiser. Compte tenu de la distance d’Alpha Cepheus à la Terre et de sa température de surface de 7500 K, nous pouvons juger des paramètres suivants. Le rayon de l’étoile est estimé à deux rayons solaires et demi, et sa masse est de 1,9 masse solaire. La luminosité totale d’Alderamin est d’environ 19 fois la luminosité du Soleil. Comme d’autres étoiles de sa classe, Alpha Cepheus est également une étoile variable.

La vitesse de rotation de cette étoile est très élevée : au moins 246 km/s. Cela signifie qu’elle effectue une révolution complète toutes les 12 heures. Une rotation aussi rapide permet de parler d’un ralentissement de la séparation des éléments chimiques dans l’étoile. Par exemple, notre Soleil fait une révolution complète en un mois, mais Alderamin et le Soleil ont à peu près le même niveau de rayonnement X. En tenant compte d’autres indicateurs, nous pouvons juger de l’activité magnétique accrue d’Alpha Cepheus, ce qui, en même temps, est très inhabituel pour les étoiles en rotation rapide.

L’ancêtre de la famille des Céphéides — Céphée Delta

Photo Delta Cepheus

Delta Cepheus est une autre étoile intéressante de cette constellation. Le nom propre de l’étoile ressemble à Aldarif, qui signifie «prochain» en arabe. Delta Cepheus est une étoile double typique, située à environ 891 années-lumière de nous. L’étoile Aldarif est à l’origine de toute une famille d’étoiles pulsantes à magnitude variable appelées Céphéides. La variabilité du delta des Céphéides a été découverte dès 1784 par un très jeune scientifique nommé Goodricke.

Courbe de lumière de l’étoile δ Cepheus

La luminosité de cette étoile varie avec une période de 5 jours et 9 heures. Il est à noter que l’augmentation de la luminosité est beaucoup plus rapide que sa diminution. La magnitude stellaire maximale d’Aldarif est de 3,5m, et la minimale de 4,4m. L’étude du spectre de ce luminaire céleste a révélé des caractéristiques intéressantes, voire paradoxales. On sait qu’au moment du minimum de luminosité, delta Cepheus devient un représentant typique des étoiles de la classe spectrale G2 (comme le Soleil), mais qu’au moment du maximum, il se transforme en un luminaire de la classe F5. On pourrait en conclure qu’Aldarif est une étoile double, mais la courbe de lumière de cette étoile est loin de celle des étoiles spectralement doubles.

L’onde de choc d’une étoile delta de Céphée

Les scientifiques ont trouvé un indice sur le comportement de l’étoile : elle pulse, c’est-à-dire qu’elle se contracte et se dilate, modifiant son diamètre de plusieurs millions de kilomètres. Son rayon, qui se situe à environ 40 rayons du Soleil, passe à quatre rayons solaires pendant la pulsation. Pendant la contraction, Aldarif commence à se réchauffer, change la nature de son spectre et, bien que la surface de rayonnement soit plus petite, l’étoile commence à briller plusieurs fois plus fort. En phase d’expansion, Delta Cepheus se comporte exactement à l’inverse. Les étoiles de type Aldarif ont des masses comprises entre 3 et 30 masses solaires et ont pour la plupart quitté la séquence principale de l’évolution stellaire.

Delta Cepheus AB

Photo de Delta Cepheus AB

L’étoile compagnon d’Aldarif est Delta Cepheus B. Sa magnitude stellaire est de 7,5m. Delta Cepheus B se trouve à une distance de douze mille unités astronomiques de l’étoile principale.

L’étoile compagnon a une période orbitale d’environ 500 ans. Cette étoile est visible dans le ciel même avec un petit télescope.

Étoile ultra-puissante — μ Céphée

Comparaison des tailles de μ Cepheus et du Soleil

L’étoile suivante n’a pas de nom commun «populaire», si ce n’est pour indiquer son appartenance à la constellation, c’est-à-dire Mu Cepheus. Elle est souvent appelée l’étoile grenat de Herschel, en hommage au scientifique William Herschel, qui a remarqué sa couleur intense. Cette étoile est classée dans la catégorie des supergéantes rouges. C’est l’une des étoiles les plus grandes et les plus puissantes de la Voie lactée, car sa luminosité est 350 000 fois supérieure à celle du Soleil. La classe spectrale de Mu Cepheus est définie comme M2Ia.

Dans l’hémisphère nord, l’étoile est visible sans optique d’août à janvier. L’étoile Grenat est plus grande que le Soleil quelque part dans un millier et demi de fois et plus brillante dans soixante mille fois. C’est une étoile variable dont la luminosité varie entre 3,43 m et 5,1 m. La période de variation de la luminosité de l’étoile est de 2 à 2,5 ans, et la courbe de cette variation est exceptionnellement instable. Cela s’explique par les pulsations chaotiques et l’éruption désordonnée de gaz chauds des profondeurs de l’étoile dans l’espace. Ce luminaire est également l’un des plus froids du firmament, puisque sa température n’est que de 2300 K.

Propriétés de Mu Cepheus

L’étoile Mu Cepheus vue à travers les anneaux de Saturne, image Cassini du 3 juillet 2013

Mu Cepheus fait partie des étoiles triples. En plus de l’étoile principale, on trouve deux autres composantes dans ce système : mu Cepheus B, d’une magnitude stellaire apparente de 12,3 m, et mu Cepheus C, d’une magnitude stellaire de 12,7 m. Il convient de préciser que cette étoile est entrée dans la phase finale de son évolution.

Le processus de combustion de l’hélium a déjà commencé, suivi de sa transformation en carbone, ce qui constitue une preuve indéniable de son extinction. Il est probable que dans les prochains millions d’années, elle explosera, formant ainsi une supernova, et qu’un trou noir se formera à partir de son énorme noyau.

Une hypergéante dans la constellation de Céphée

Comme vous l’avez déjà compris, la constellation de Céphée est vraiment unique dans sa composition stellaire. Un autre «point fort» de cette constellation est l’étoile VV Céphée, une étoile double à éclipses située à seulement 5 000 années-lumière de notre planète. Ainsi, sa composante A est la troisième en termes de longueur de rayon et la deuxième en termes de taille dans toute la galaxie !

VV de Céphée A

VV de Céphée A comparée à l’orbite de Jupiter

VV Cepheus A est donc l’une des hypergéantes rouges les plus rares, classée dans la classe spectrale M2. Dans toute la galaxie, cette étoile est la deuxième plus grande étoile après la géante VY dans la constellation du Grand Chien. Son diamètre dépasse en moyenne 1800 fois celui du Soleil et sa luminosité est entre 275 000 et 575 000 fois supérieure à celle de l’étoile hôte. Il a été scientifiquement confirmé que la composante A est une étoile physiquement variable qui pulse avec une périodicité de 150 jours. En estimant le mouvement orbital de cette étoile, on peut dire que sa masse est égale à cent masses solaires, bien que, compte tenu de sa luminosité, on ne puisse parler que de 25 à 40 masses solaires.

VV Céphée V

Dimensions des planètes et des étoiles

La deuxième composante de l’étoile en question est VV Cepheus B. En 1936, on a découvert qu’il ne s’agissait pas seulement d’une étoile double, mais aussi d’une variable à éclipses. Depuis lors, des éclipses de la composante B ont été observées à des intervalles de 20 ans. Cette étoile est bleue et se trouve sur la séquence principale dans la classe spectrale B0. Elle tourne autour de la composante A sur une orbite elliptique. La période de l’orbite complète est de 7430 jours, soit environ vingt ans. L’éclipse de la composante A par la composante B dure environ 3,6 ans. Le diamètre du VV de Céphée B est environ dix fois plus grand que celui du Soleil, et sa luminosité est cent mille fois plus grande. La distance entre les deux composantes du VV de Céphée varie de 17 à 34 unités astronomiques.

Kruger 60 n’est pas un personnage négatif, mais une étoile de la constellation de Céphée.

Tailles comparées des étoiles Kruger 60 A et B et du Soleil

Une autre étoile intéressante de la constellation en question est Kruger 60 ou DO Cepheus. Il s’agit d’un système double situé à treize années-lumière du Soleil. Ses composantes sont une paire de naines rouges qui ont un centre de masse commun, autour duquel elles tournent. La période orbitale de rotation est de près de 45 ans. La plus grande composante de Kruger 60 est appelée A, et la plus «modeste» est appelée B. Kruger B est une étoile éruptive. Ses éruptions se produisent à des intervalles de 8 minutes. Au moment de l’éruption, Kruger B brille deux fois plus, mais revient ensuite à son état normal.

Photo des étoiles Kruger 60 A et B

Les composantes de l’étoile Kruger 60 ont les paramètres suivants : la masse de la composante A est d’environ 27% de la masse solaire, et son rayon est d’environ 35% du rayon du Soleil. La composante B, quant à elle, a une masse de 18% de la masse solaire et un rayon de 24% du rayon solaire. La distance moyenne entre Kruger A et Kruger B est de 9,5 u.a., ce qui correspond à peu près à la distance qui sépare Saturne du Soleil. Cependant, l’orbite de l’étoile Kruger 60 présente une certaine excentricité, de sorte que la distance indiquée peut varier entre 5,5 et 13,5 unités astronomiques.

Autres points d’intérêt de Céphée

Amas dispersé NGC 188

Outre les étoiles étonnantes, Céphée est riche de plusieurs autres objets astronomiques. L’amas dispersé NGC 188 présente un intérêt indéniable. Il n’y a guère d’amas plus ancien dans la galaxie, puisqu’on estime qu’il a au moins 5 milliards d’années. L’amas se compose d’environ 120 étoiles, qui se trouvent à six mille années-lumière de nous.

Galaxie spirale NGC 6946

La photo NGC 6946 est une galaxie spirale avec une jonction, à gauche et au-dessus vous pouvez voir l’amas d’étoiles dispersées NGC 6939.

La galaxie spirale NGC 6946 n’est pas moins intéressante non seulement pour les astronomes, mais aussi pour les citoyens ordinaires. Cette galaxie est également connue sous le nom de «feu d’artifice». Éloignée de nous de 22 millions d’années-lumière, elle a été découverte en 1768 par le scientifique Herschel. Cette galaxie spirale a la particularité d’avoir été le théâtre de 9 supernovae, ce qui est certainement plus que n’importe quelle autre galaxie !

L’histoire

Céphée, dessinée par Jan Hevelius dans son atlas des constellations.

Pour revenir à l’histoire de la constellation de Céphée, il convient de rappeler la mythologie grecque, qui lie étroitement les constellations d’Andromède, de Cassiopée, de Persée et, en fait, de Céphée. On pense que le prototype de la constellation est le roi éthiopien du même nom — l’époux de Cassiopée, le père d’Andromède, qui a été sauvée du monstre Persée.

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Date de publication: 12-26-2023

Mettre à jour la date: 12-26-2023