Site UMMO-SCIENCES - ARTICLE 2

 

ARTICLE 2
Aux Frontières de Wolf 424: Le soleil de Ummo ?
Egalement en lien sur le site d'Alain Ranguis

 

 

Ajout de Norman Molhant, le 07/04/2005

- avec l'aide d'un ami qui travaille en astronomie j'ai obtenu du temps d' observation sur un très gros télescope terrestre, temps qui a permis de prendre une image à haute définition d'une région du ciel englobant Wolf 424.

- l'analyse de cette image sur ordinateur montre une petite zone peu lumineuse, à proximité de Wolf 424, dont la température de couleur est compatible avec une étoile de type K2 à K7, mais qu'il n'y a pas moyen de résoudre à un point, ce qui indique une source étendue (les étoiles sont normalement des sources ponctuelles). - les deux hypothèses proposées par mon ami et les astronomes qui ont pris cette image sont:
(a) une galaxie elliptique située très très loin de la nôtre, ou
(b) une étoile naine, possiblement de type K5, sans doute très proche de nous mais vue à travers un nuage de poussière.

 

Aux Frontières de Wolf 424 : Le soleil de Ummo ?

Par

Le 16 avril 1996, le télescope spatial Hubble a pu, pour la première fois, photographier avec succès le système binaire Wolf 424 A. Ce couple d'étoiles est situé dans l'hémisphère Nord, dans la constellation de la Vierge, à une distance d'environ 14 années-lumière du soleil (une année-lumière (AL) est la distance parcourue par la lumière en une année à la vitesse d'environ 300 000 km/s). Les deux étoiles de ce système seraient des candidates potentielles au titre de naines brunes. Ce sont de nouveaux venus dans le bestiaire des astrophysiciens, nous y reviendrons plus tard.

La masse d'une étoile (ou d'une naine brune) peut seulement être déterminée si elle est membre d'un système binaire. Seule la détermination de l'orbite relative, à partir d'observations à hautes résolutions angulaires, permet d'obtenir, grâce à la troisième loi de Kepler, la masse totale du système puis les masses individuelles.
La durée d'obtention de la plus grande séparation entre les deux composantes des systèmes binaires peut se mesurer en minutes, heures, jours, années, et même en centaines d'années. Les mesures astrométriques depuis le sol sont habituellement basées sur de nombreuses années d'observations avec des plaques photographiques. Souvent, les deux composantes ne sont pas résolues, elles forment alors un ovale sur les clichés. La méthode optimale pour déterminer les paramètres orbitaux est l'imagerie directe d'un système binaire avec séparation des composantes. Cette tâche à partir de la terre est très difficile pour les compagnons proches et faibles.

Jusqu'à présent, l'estimation des masses dynamiques du système Wolf 424 découlait des éléments orbitaux issus des observations photographiques et micrométriques des 60 dernières années B.
Le télescope Hubble a résolut ce système binaire en ses deux composantes permettant ainsi de déterminer la distance entre le primaire et son compagnon. La nouveauté, est que l'image a été obtenue dans le spectre visible sans l'utilisation d'aucun filtre. Cela a permis aux astronomes d'affiner le calcul des orbites et par la suite celui des masses.

En 1991, en utilisant une technique très performante d'imagerie infrarouge, on avait réussi à séparer les deux composantes de ce système. L'angle de séparation, trouvé à cette époque, était de 0.436 seconde d'arc. Au moment de l'observation par le télescope Hubble, le compagnon avait passé le périastre (point de l'orbite où la distance entre les deux composantes est minimale) et la distance n'était plus que de 0.42 seconde d'arc ± 0.03". A titre de comparaison cela équivaut à l'angle formé par les deux phares d'une voiture observé depuis une distance d'environ 260 km.
Les deux étoiles ont des luminosités très voisines. La magnitude visuelle apparente de la paire est d'environ 12.5. Les mesures spectroscopiques et photométriques de ces objets suggèrent qu'ils aient des masses très proches.

Les photos du système Wolf 424 AB, obtenues avec le spectrographe pour objets faibles (SOF) du télescope Hubble, montrent que le compagnon ne suit pas l'orbite prédite par Heintz B en 1989.
La mise à jour des éléments orbitaux C porte l'évaluation de la masse totale de la paire à 0,143 masse solaire (Ms) (masses des composantes 0,076 Ms et 0,067 Ms), ce qui est plus grand que l'évaluation antérieure de 0,110 Ms déduite des observations photographiques, mais plus petit que la masse estimée de 0,232 Ms (masses des composantes 0,123 et 0,109 Ms), déduite des observations par speckle 1 infrarouge et visuelles.

La révision de l'orbite et la position du compagnon, déterminé par la SOF de Hubble, confirment la possibilité que les masses des composantes, ou au moins celle de Wolf 424 B, sont sous-stellaire et dans le domaine des naines brunes.

Les premiers travaux théoriques concernant l'existence des naines brunes ont été effectués en 1963 par Kumar D,E, puis en 1975 par Tarter F. On s'était rendu compte que des « étoiles » de masses très faibles ne possédaient pas des températures centrales suffisantes pour initier la combustion de l'hydrogène. L'existence et les propriétés de ces nouveaux astres enthousiasment les astrophysiciens car ils permettraient de résoudre plusieurs problèmes importants en astrophysique tels que :

  • L'identification de la matière invisible (ou masse manquante), à la fois dans notre galaxie et dans les autres. A ce sujet, lire l'excellent livre de Jean-Pierre Petit, «On a perdu la moitié de l'univers», aux Editions Albin Michel, 1997, lequel ouvre une autre voie de recherche concernant cette problématique.
  • La compréhension de la formation des étoiles et de la fragmentation des proto-étoiles à faibles masses.
  • La détermination des masses des étoiles de première génération, dites de population I, notamment celles à très faibles masses.

Faisons un peu plus connaissance avec ces objets très particuliers, et étudions tout d'abord la genèse des étoiles.

Une étoile est essentiellement constituée d'hydrogène (90%) et d'hélium (10%) à l'état fluide ou gazeux. Mais avant que celle-ci ne devienne digne de ce nom, elle passe par le stade de proto-étoile.
A ce stade, sous l'action de son propre poids la masse de gaz la constituant se contracte lentement car la pression gazeuse interne est insuffisante à s'y opposer. En continuant ce processus de contraction, la température au centre de l'étoile peut, éventuellement, atteindre la température critique du million de degrés.
Passée cette limite, c'est le processus de fusion nucléaire qui s'initie. L'énergie libérée est colossale, elle produit une élévation de température suffisante pour que la pression qu'exerce le gaz s'oppose à son effondrement gravitationnel. L'étoile atteint alors un équilibre. Il a fallu quelques millions d'années à des étoiles, comme notre Soleil par exemple, pour atteindre cet équilibre.
Par contre, si le seuil de la température critique n'est pas atteint, les réactions nucléaires ne s'amorcent que localement, un processus généralisé ne parvient pas à s'enclencher. Dans ce cas, rien ne s'oppose à ce que la contraction gravitationnelle du gaz se poursuive. Pourtant, elle s'arrêtera d'elle-même lorsque la matière aura atteint un état dit «dégénéré». Une pression dite «quantique» va désormais s'opposer à la contraction gravitationnelle.
Dans ce nouvel état, notre étoile «ratée» va avoir un comportement paradoxal : sa contraction s'accompagne d'une élévation de pression mais pourtant sa température chute ! C'est la définition que les astrophysiciens donnent à une naine brune.

On peut ramener la notion de température critique à celle de masse critique. Ainsi, la masse critique de brûlage de l'hydrogène est d'environ 0,08 fois la masse du Soleil ou 80 fois celle de Jupiter. C'est la masse maximale que peut atteindre une naine brune.
Par contre, la masse minimale que peut atteindre une naine brune pourrait être a priori celle de Jupiter. Toutefois, les astrophysiciens proposent d'attribuer une limite inférieure de 0,01 Ms ou 10 fois celle de Jupiter.
La température de la zone d'une naine brune qui émet l'essentiel de l'énergie lumineuse, appelée température effective, est typiquement inférieure à 2 000 °C et elle rayonne essentiellement dans le domaine de l'infrarouge.
En outre, on démontre que les naines brunes ont un rayon pratiquement constant. Il est comparable à celui de Jupiter, soit environ 71 000 kilomètres.

Le système Wolf 424 a aussi une autre particularité, puisqu'il est au centre d'une polémique qui divise le monde scientifique et ufologique depuis de nombreuses années.

Il est en étroit rapport avec ce que l'on appelle l'affaire UMMO. Rappelons-en brièvement la teneur.
En Espagne, au milieu des années 60, un dénommé Fernando Sesma Manzano affirme être contacté par une race extraterrestre originaire d'une planète, UMMO, en orbite autour d'une étoile qu'ils appellent IUMMA.
Ces contacts s'organisent autour de courriers reçus par voie postale ou de messages téléphoniques. Depuis, ce sont près de mille pages qui ont été reçues, en Espagne et à travers le monde, par des représentants d'à peu près toutes les couches sociales. Elles traitent de tous les sujets qu'une civilisation, ayant apparemment maîtrisé les voyages interstellaires, aurait pu aborder.
Toutefois, dans leur prose revient très souvent ce leitmotiv «Croyez-nous, mais pas trop ! »G. A nous de démêler la part de vérité ou de mensonges contenus dans ces écrits.
Nous allons tenter au cours de cette étude de vérifier leurs assertions en matière d'astronomie, sans présumer à priori de l'origine de ces personnages, terrestre ou autre. Par commodité, nous continuerons à les appeler Ummites.

Plusieurs de ces lettres donnent des précisions sur la localisation, selon notre terminologie, de leur soleil. Dans un courrier daté de 1969G, adressé à Antonio Ribéra (ufologue espagnol), ils affirment que l'étoile que nous appelons Wolf 424 serait le seul astre référencé dans nos catalogues à se trouver dans la zone où doit se situer leur soleil (angle solide : Ascension droite => 12h 31mn 14s ± 2mn 11s, Déclinaison => 9° 18' 7'' ± 14' 2'').
Mais, toujours selon eux, un nuage de poussières, situé à une distance de 3,682 parsecs (12 AL) de notre soleil, obscurcirait notre vision dans cette direction et pourrait induire une erreur de localisation.

Mais, et c'est là que le bât blesse, il n'est formulé à aucun moment la possibilité qu'aussi bien IUMMA que Wolf 424 soit un système binaire.

En 1967, les divers catalogues de données astronomiques disponibles indiquaient déjà que Wolf 424, ou Gliese 473 selon la terminologie, était un système binaire. La première annonce de cette possibilité fut diffusée par Dirk Reuyl H le 1er juin 1938 (observation photographique) puis par Kuiper I le 6 juin 1938 (observation visuelle). La première mesure de la parallaxe 2 apparue la même année J, elle fut reprise en 1952 K puis affinée en 1958 L.
Il faudra attendre les années 1952-53 pour trouver la publication M d'une seconde observation visuelle du système binaire. Le premier article N sur Wolf 424 fut publié en 1941, dans une revue professionnelle d'astronomie. De fait, à partir de fin 1937 furent entreprises les premières études photographiques et visuelles du système binaire afin de déterminer les paramètres orbitaux et les masses des composantes.
Même si les «Ummites» n'avaient pas eu connaissance de cette information, uniquement diffusée dans des revues spécialisées ou de vulgarisations (avec les erreurs que l'on connaît), ils auraient dû parler de la caractéristique particulière de leur système solaire, si tel était bien le cas.
Cette erreur flagrante a été utilisée par les détracteurs de l'affaire UMMO pour affirmer que toute l'histoire n'était qu'une vaste tromperie.
Avant d'être aussi catégorique, étudions plus profondément cet «oubli» et les contradictions de leurs écrits.


I. Etudes comparatives des données physiques des divers astres.

Dans un premier temps, récapitulons les données (tableau 1) mises à notre disposition par les Ummites G et comparons les à celles connues de Wolf 424 C et de notre soleil.

 

 Soleil

 Iumma

 Wolf 424 A

 Rayon équatorial * (km)

 696 000

 430 000

75 000 /130 000 

 Masse (kg)

 1,991 1030

 1,48 1030

0,151 1030 / 0,245 1030

 Magnitude visuelle apparente

 -26,73

 5,6

 13,16

 Magnitude absolue

 4,83

 7,4

 14,87

 Distance moyenne au soleil (AL)

 0

 14,421

 14,05

 Type spectral

 G 2

 K 3,5

 M 5,5

 Température de surface (K)

 5780

 4580,3

 <2000 / 2500


Tableau 1 : Données comparatives entre les divers astres. Valeurs déduites par calcul.

(*) Les valeurs des rayons stellaires se déduisent de la connaissance de la magnitude absolue M de l'étoile et de sa température superficielle T d'après la loi suivante : log r = (5900/T) - 0,02 - 0,2.M (1)

Etudions les accords et les différences entre chacune de ces données :

 

I. 1. Différence importante entre les magnitudes visuelles apparente et absolue de Iumma et Wolf 424A.

L'origine des magnitudes remonte à l'antiquité. Pour distinguer les étoiles par leur éclat apparent, Hipparque, dès le IIe siècle avant J.C., les avaient réparties selon six grandeurs. Les plus brillantes étaient considérées comme des étoiles de première grandeur et les plus faibles visibles à l'oeil nu de sixième grandeur. Cette classification est purement biologique puisqu'elle repose sur une impression visuelle, l'éclat de l'étoile. L'astronomie moderne a affiné et prolongé cette classification tout en conservant les bases d'Hipparque.

Selon ce même principe, on a défini les magnitudes suivant une échelle logarithmique :

m = -2,5 log (Eclat) + constante => Loi de Pogson

De ce fait, plus une étoile est brillante, plus sa magnitude est faible. Ainsi une étoile de première magnitude est 2,5 fois plus brillante qu'une étoile de deuxième magnitude.
Jusqu'ici nous n'avons fait allusion qu'à la magnitude apparente, désignée par m et qui est fonction de l'éclat réel et de la distance.
Pour pouvoir comparer entre elles les données se rapportant à un groupe d'étoiles, on les place toutes à une même distance conventionnelle de 10 parsecs (1 parsec représente la distance à laquelle on verrait le rayon moyen de l'orbite terrestre sous un angle de 1 seconde d'arc). On appelle magnitude absolue, désignée par M, la magnitude qu'auraient les étoiles à cette distance. La relation suivante entre les magnitudes absolues M et apparentes m permet de calculer la distance D de l'étoile en parsecs :

M - m = 5 -5 log D

Après cette approche explicative des diverses définitions de la magnitude, voyons ce que disent les Ummites sur ce sujet.

 


Dès le début, ils affirmèrent que, dans la direction de Iumma, se trouvait, à une distance d'environ 12 AL, un nuage de poussières. Cela expliquerait, selon eux, les différences notables relevées entre les luminosités de Iumma et de Wolf 424 A.

En effet, l'absorption exercée par une masse de poussières interstellaires réduit inévitablement l'éclat des étoiles se trouvant en son sein ou derrière. Or, on a montré que la magnitude s'obtient directement à partir de la valeur de l'éclat, ou luminosité, de l'étoile. Donc si cet éclat est sous-estimé la magnitude le sera aussi, inévitablement. En moyenne, cette absorption équivaut à une classe de magnitude pour une distance de 1000 parsecs, mais d'importants écarts sont possibles par rapport à cette valeur moyenne, cela dépendra de la densité du nuage
De plus, la matière obscure absorbe essentiellement les radiations de petites longueurs d'onde. Il s'ensuit un rougissement de la lumière des étoiles situées derrière un nuage absorbant (nuage de poussières) lequel est, en général, proportionnel à l'absorption totale causée par ce nuage.
En outre, la lumière ayant traversée un tel nuage se trouve polarisée. C'est à dire que les oscillations électromagnétiques dont se compose la lumière dominent dans une direction déterminée alors qu'elles sont identiques dans toutes les directions pour la lumière non polarisée.
En plus de l'extinction et de la polarisation de la lumière, la matière obscure se manifeste aussi par des raies d'absorption dans le spectre des étoiles situées derrière les nuages : raies du sodium neutre et du calcium ionisé une fois, du fer, du titane,..., bien observables dans le domaine du visible. Selon la vitesse de déplacement du nuage cela peut entraîner des décalages variables pour les différentes raies.

En prenant en compte ces différentes considérations, nous verrons plus tard si nous pouvons confirmer ou infirmer l'existence de ce nuage de poussières.

 

I. 2. Différence notable entre les températures de surface des deux astres.

Les températures superficielles des étoiles sont déterminées par l'étude du spectre du rayonnement émis par celles-ci.
Quand un rayon intense de lumière blanche ordinaire passe à travers une petite fente, puis un prisme ou un réseau, il se diffuse en un arc-en-ciel appelé spectre. Ce spectre va des plus hautes aux plus basses fréquences de la lumière visible, violet, indigo, bleu, vert, jaune, orange et rouge. Comme nous pouvons distinguer ces couleurs, c'est ce que l'on appelle le spectre de la lumière visible. On peut utiliser celui-ci pour déterminer la composition chimique d'objets éloignés. Des molécules ou des composants chimiques distincts absorbent différentes couleurs ou fréquences de la lumière, qui font ou non partie du spectre visible. Chaque substance génère une série de lignes caractéristiques dans le spectre, ce qui constitue leur signature.

On considère qu'une étoile est une sphère de gaz extrêmement chauds et comprimés, donnant un spectre continu, comparable à celui d'un corps noir (corps supposé parfaitement absorbant). Cette source continue est entourée d'une atmosphère gazeuse plus froide et moins dense, donnant des raies d'absorption caractéristiques des éléments de l'atmosphère. L'étude des spectres d'absorption ou d'émission se nomme la spectrographie.

Elle a les avantages suivants :

  • L'identification des raies spectrales permet de déduire la composition chimique de l'atmosphère stellaire ainsi que les conditions de température qui y règnent (conditions d'ionisation et d'excitation).
  • La détermination précise de la position de ces raies permet de mesurer les déplacements causés par les mouvements radiaux de l'étoile (vitesse d'éloignement ou de rapprochement : effet Doppler) ou par un fort champ magnétique (effet Zeeman).
  • L'étude photométrique du spectre permet entre autre l'obtention de la température de l'atmosphère et celle de l'étoile.

 


L'observation a montré que les spectres stellaires peuvent être classés en une suite continue, ne dépendant que d'un paramètre : la température. Les types spectraux appelés O-B-A-F-G-K-M, subdivisés de façon décimale, sont caractérisés par la couleur du spectre continu et les raies d'absorption de certains éléments.

 Type

 Température

Couleur

O

30 000°

Bleue

B

20 000°

A

9 000°

Blanche

F

7 000°

 G

5 500°

Jaune

K

4 000°

Orange

 M

3 000°

Rouge

Tableau 2 : Caractéristiques des types spectraux.


Figure 1 : Classes spectrales et spectres associés.


Les astronomes ont ainsi classé les étoiles en fonction de leurs températures ou spectre, et de leurs luminosités, c'est ce que l'on appelle le diagramme d'Hertzprung-Russel (fig. 2). Il permet de décrire l'évolution des étoiles, de la proto-étoile au stade final.
Durant la majeure partie de leur vie les étoiles restent dans la série principale, ou séquence principale, qui correspond à une phase d'équilibre de l'astre. Pour le Soleil, cette phase devrait durer encore 5 milliards d'années. Elle est d'autant plus longue que la température de l'astre est faible.

 



Figure 2 : Diagramme d'Hertzprung-Russel.

Les astrophysiciens utilisent plusieurs définitions de la température. Pour leur détermination, on utilise les lois établies dans le cas du corps noir et qui sont en première approximation, applicables aux étoiles. Selon la méthode utilisée, les valeurs obtenues peuvent être légèrement différentes les unes des autres.

On distingue :

  • Une température dite de couleur Tc.
    On la déduit de la loi du déplacement, de Wien (2), qui relie la longueur d'onde d'intensité maximale dans le spectre continu et la température, et de celle du rayonnement, de Planck (3), qui exprime la variation de l'intensité dans le spectre en fonction de la température. Cette dernière s'obtiendra par ajustement de la forme des courbes. (Courbes de rayonnement : fig.3)



Figure 3 : Application des lois de Wien et de Planck pour les trois corps.

 

 

  • Une température dite effective Te.

    C'est celle pour laquelle un corps noir de même surface émettrait la même énergie totale que l'étoile. L'énergie totale est déterminée par le calcul de la surface délimitée par la courbe d'énergie (Fig. 3). La température se déduit de la loi de Stefan-Boltzmann (4), si toutefois on connaît le diamètre de l'étoile.


La température de surface de Wolf 424 A est, dans l'hypothèse ou elle serait une étoile et non une naine brune, d'environ 2500 K, cela la classe dans la catégorie spectrale M (naine rouge). Iumma aurait une température de surface de 4580,3 K, ce qui la classe obligatoirement dans la catégorie spectrale K (étoile orangée) (Cf. Tableau 2 & Figure 2).

Nous avons vu, dans le chapitre précédent, qu'un nuage de poussières ne possède pas une valeur d'absorption constante sur tout le spectre, mais qu'il atténue préférentiellement les basses longueurs d'ondes. Il s'ensuit un rougissement de la lumière le traversant, ayant pour effet un déplacement du maximum de la courbe de variation de l'intensité dans le spectre vers les grandes longueurs d'ondes. Par conséquent, la valeur de la température déterminée par la loi de Wien sera inférieure à la valeur intrinsèque.
Toutefois, si l'on tente d'ajuster la forme de la courbe obtenue avec celle théorique de Planck pour diverses températures, on s'aperçoit que la seule partie vraiment comparable sur une grande partie du spectre se situe aux grandes longueurs d'ondes.

Figure 4 : Comparaison des courbes de variations d'intensité dans le spectre pour différentes températures.

La courbe du spectre atténué a été obtenue en faisant subir à la courbe de Planck, correspondant à la température de Iumma, une atténuation progressive correspondant à celle que l'on observe pour la matière interstellaire.
Une autre vérification s'effectue grâce aux raies d'absorptions présentes dans les spectres stellaires, comme nous l'avons précisé en page 6, elles sont une représentation de la composition chimique et de la température des étoiles. Il est vrai que le spectre constitutif d'un nuage absorbant se superpose à celui de l'étoile, mais contrairement aux raies intrinsèques de celle-ci qui subissent des variations au cours du temps (effets Zeeman, Doppler, etc.) celles du nuage sont quasi-immuables.
A cause de ces raisons, il nous est impossible de faire une erreur aussi importante sur l'évaluation de la température de surface d'un astre, certainement pas à cause de l'existence d'un nuage absorbant. Une erreur admissible de quelques dizaines de degrés est acceptable mais pas de 2000°K ! .

 


I. 3. Différence notable entre les masses des deux corps ainsi qu'entre les rayons stellaires.

L'une des toutes dernières publications sur Wolf 424 T, publiée en janvier 1999, à permis de lever l'ambiguïté sur la valeur des masses des composantes. Celle-ci donne, pour la composante principale du système binaire, une masse de 0,143 Ms. Cette valeur ne correspond pas à celle de Iumma, qui serait d'environ 0,75 Ms, soit près de 5 fois plus élevée.

Si l'on admet que les étoiles Iumma et Wolf 424 sont encore situées dans la séquence principale du diagramme d'Hertzprung-Russel (fig. 2), on peut déterminer leurs rayons stellaires grâce à la formule 1. Elle est une extension de la loi de Stefan-Boltzmann et de la formule de Pogson.

La différence est là aussi significative ! (Cf. tableau 1).

I. 4. Accord sur les distances.

En 1966, les Ummites donnent la distance qui sépare notre soleil de Iumma au 4 janvier 1955, celle-ci serait de 14,436954 AL. Par contre elle n'est plus que de 14,421 AL le 8 juillet 1967.
Si cette différence n'est pas due à une erreur de reproduction (volontaire ou non) dans les valeurs, nous pouvons l'impliquer à un rapprochement de Iumma et du Soleil dans notre espace.

En effet, chaque astre de notre galaxie est soumis à plusieurs mouvements, son déplacement autour du centre galactique, dans son propre système et sa rotation sur lui-même. Ainsi, le soleil se dirige actuellement vers la constellation d'Hercule à la vitesse de 19,4 km/s, et se meut autour du centre galactique à 250 km/s.
Le déplacement, ou mouvement spatial, des étoiles par rapport à notre soleil peut se décomposer en deux grandeurs :
- La vitesse radiale selon la ligne de visée, elle s'exprime en km/s et sa valeur peut être positive ou négative. Elle est déterminée par le décalage en position des raies spectrales (effet Doppler).
- Le mouvement propre, perpendiculaire à la ligne de visée, s'exprime en secondes d'arc par an.


 


Si les chiffres des Ummites sont corrects et si l'écart est effectivement dû à un déplacement de l'astre, Iumma aurait un mouvement spatial d'environ 380 km/s (!) dans notre direction.
La distance que l'on donne en 1991 pour Wolf 424 O est de 14,05 AL ± 0,25 AL. Le couple d'étoiles P a un mouvement propre de 1"76/an sous une parallaxe de 0"233 et une vitesse radiale d'éloignement de 20 km/s. Son mouvement spatial, déduit de ces valeurs, est d'environ 40 km/s.

Que peut-on en déduire ?

Il semblerait que Wolf 424 et Iumma soient situées approximativement à la même distance de notre soleil, par contre leurs mouvements propres sont de très loin différents.

I. 5. Conclusion.

Nous avons vu qu'il y avait accord entre les données qu'en ce qui concerne la distance au soleil. Concernant la luminosité, nous n'avons pour l'instant ni pu infirmer ni confirmer l'existence du nuage de poussières, cette étude sera menée plus loin. Quoiqu'il en soit les désaccords sur des données fondamentales comme la masse des astres et leurs températures sont sans équivoques.

EN AUCUNE MANIERE IUMMA PEUT ETRE WOLF 424.


Il existe d'autres raisons à cela, non évoquées précédemment.
Wolf 424 A est un astre de type UV Ceti, plus communément appelé flares stars ou étoiles éruptives, le couple est désigné, dans les catalogues, par le sigle FL Vir (FL pour FLare (flamboiement) et Vir pour Virgo, constellation de la Vierge).
Ce terme de flare star est lié à certaines familles d'étoiles. Les UV Ceti sont constitués essentiellement de naines rouges présentant des augmentations explosives d'éclats qui ne durent souvent que quelques minutes et ne dépassent jamais quelques heures. Elles reviennent ensuite à leur éclat normal. L'amplitude de la variation peut être comprise entre 1et 6 magnitudes.
On suppose qu'il s'agit, pour les étoiles UV Ceti, d'éruptions comparables à celles qui se produisent pour le Soleil. Les énergies libérées sont sensiblement équivalentes pour les deux astres mais le soleil étant plus de dix mille fois plus lumineux cela n'altère pas l'éclat total de l'astre.

Dans le cas de Wolf 424, plusieurs études , Q,R,S , ont mis en évidence des temps de montée rapide de l'éclat de l'ordre de 10 à 20 secondes pour des durées moyennes du sursaut allant jusqu'à 15 minutes. Près de 10% de l'énergie émise par le couple dans l'ultraviolet provient de ces sursauts. Ce système est l'un des plus instables connu puisqu'il se produit en moyenne 4,5 sursauts par heure.
Le mécanisme mis en avant pour expliquer un tel phénomène, notamment pour ce système, ferait appel à un effet maser (acronyme de Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation, amplificateur de micro-ondes par émission induite, ou stimulée, de rayonnement électromagnétique. Si l'on se place dans le domaine de la lumière visible, on obtient le laser). Cet effet sous-tend une augmentation des champs magnétiques de la couronne solaire N jusqu'à des valeurs proches de 250 G.

Un article T paru très récemment (janvier 1999) lève toute ambiguïté quant à la possibilité que l'une des composantes du couple stellaire Wolf 424 soit dans le domaine des naines brunes. Ce résultat fait suite à une campagne d'observations du système par le télescope Hubble. Les données précises recueillies, puisque visuelles, des positions relatives du couple ont permis de déterminer avec précision l'orbite réelle des deux composantes. La nouvelle détermination des masses des deux étoiles donne pour Wolf 424A : 0,143 Ms ± 0,011 Ms et pour Wolf 424B : 0,131 Ms± 0,010 Ms.

Ces conditions extrêmes du système binaire excluent la possibilité de l'émergence d'une vie sur une hypothétique planète.

 


II. Etude sur l'existence du nuage de poussières.

II. 1. Analyse de la détection infrarouge.

Nous avons abordé au paragraphe I.1 les conséquences observationnelles de l'existence de nuages de poussières interstellaires. Ceux ci seraient constitués d'objets en forme de grains allongés de dimensions moyennes 0,5 µm, composées de particules métalliques et de glace recouvrant du graphite. Rien ne s'oppose, à l'échelle locale, à l'existence d'un tel nuage bien que cela soit rare.

Voici ci-dessous deux photos de la portion du ciel qui nous intéresse, elles sont extraites d'un catalogue de l'Institut gérant le télescope spatial.
La photo de gauche (fig. 5a) a été prise dans le domaine spectral du visible. Wolf 424 se situe dans la constellation de la Vierge, dans une zone de faible densité stellaire car hors du plan galactique, en bordure des célèbres amas de galaxies : Virgo et Coma. La couverture céleste du cliché est de 1 x 1 degré d'arc, cela représente à une distance de 14 AL, une étendue d'environ 0,058 AL. (L'original de ce cliché se trouve à l'adresse internet http://skview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin)
On remarque qu'il existe dans les parages de Wolf 424 une diminution notable d'étoiles à fortes luminosités (voir zone cerclée). Si cela est vraiment dû à la présence d'un nuage, ce dernier aurait une étendue d'environ 0,0004 AL.

Nous savons que la poussière interstellaire absorbe essentiellement les rayonnements de basses longueurs d'ondes. Ainsi une photo, prise avec un filtre bleu, de la région centrale de notre galaxie, masquée par un nuage de poussières, montrera très peu d'étoiles alors qu'en infrarouge elle fourmillera d'étoiles.
Plusieurs satellites scientifiques (IRAS, ISO, etc.) ont explorés le ciel dans ce domaine de fréquence. Le satellite IRAS «voyait» dans quatre bandes monochromatiques centrées sur les longueurs d'onde de 12, 25, 60 et 100 mm. La combinaison de ces images monochromatiques permettait d'en déduire les couleurs infrarouges, qui sont elles-mêmes le reflet de la température des sources observées. Les plus froides (environ 30 K) émettent en effet essentiellement vers 100 mm alors que les plus chaudes (250 K) rayonnent à plus courte longueur d'onde, vers 12 mm. On a arbitrairement attribué la couleur rouge aux premières et la couleur bleue aux secondes, le jaune et le vert représentant des températures intermédiaires.

La photo de droite (fig. 5b) représente le même secteur pris dans l'infrarouge par le satellite IRAS. L'image correspond aussi à une surface de 1° x 1°. La résolution de ce cliché n'étant que de 1'5 au lieu de 1''7 pour le cliché précédent, cela ne permet pas de détecter des étoiles mais des groupements de celles-ci.



Figures 5a et 5b : Cliché NASA-STSCI

 



Figures 6a, b, c, d : Photos infrarouge, à plusieurs longueur d'onde, de la zone céleste cible.

Le réseau de filaments, que l'on devine sur la figure 5b, a été baptisé cirrus. Ce sont des nuages de poussières minces et froids. Leur température d'environ 30 K est caractéristique du graphite, l'un des matériaux qui entrent dans la composition des grains de poussières des nuages interstellaires. On ignore pour l'instant leur distance. La méthode des parallaxes n'a permis que de fixer une limite inférieure de 1000 unités astronomiques (1 U.A. = 150 millions de km). Toutefois, leur répartition, à peu près uniforme sur la voûte céleste, suggère qu'une partie de ces cirrus puissent être proches et entourent le système solaire.

L'un de ces filaments recouvre la zone céleste dans laquelle se situe Wolf 424. Mais l'impossibilité de préciser la distance exacte du filament et sa densité ne permet pas de conclure.


II. 2. Etude des différences entre les magnitudes photographiques dans le bleu et le rouge.

L'Observatoire Naval des Etats-Unis, sous l'égide de l'US Navy, édite un catalogue contenant les données photométriques des étoiles jusqu'à la magnitude 20. Ces valeurs sont disponibles pour les couleurs bleue et rouge. Les figures 7a et 7b représentent une visualisation de ces données. Le diamètre des étoiles est inversement proportionnel à la valeur de la magnitude. Ainsi, plus celle-ci est élevée, moins l'étoile est lumineuse donc moins grand est le diamètre associé.
Nous avons vu dans l'étude précédente qu'il existe ce que nous nommons des cirrus dans notre zone de recherche, mais qu'il était impossible de connaître avec précision la distance de ces objets.

Nous connaissons celle de Wolf 424, environ 14 AL, or dans la même zone céleste nous trouvons l'étoile référencée TYC 0874-00235-1 d'une magnitude visuelle de 11,16.
A l'issue de la célèbre mission Hipparcos, deux catalogues ont été édités : Hipparcos et Tycho. Ils comportent les données astrométriques (positions, parallaxes, mouvement propres) et photométriques (magnitudes dans le bleu et le rouge) de plus d'un million d'étoiles. Cela nous a permis de connaître la position d'une étoile relativement proche de Wolf 424 et dont la distance est d'environ 40 AL.


   

 Figure 7a : magnitudes dans le rouge

 Figure 7b : magnitudes dans le bleu.

 


 Etoile

 Ascension droite

 Déclinaison

 Mag. rouge

Mag. bleu

Distance (AL)

Wolf 424

 12h 33m 22s56

+9 °01'05"9

12,7

11,6

 14,05

 Tyc-235

 12h 32m 24s07

+8 °52'45"5

10,7

11,3

 40


Tableau 3

Les autres étoiles du champ ont toutes des magnitudes dans le bleu qui sont supérieures à celles dans le rouge. D'après le tableau 4, on voit que ce n'est pas le cas pour Wolf 424, par contre cela l'est pour Tyc-235. Si cette différence n'est pas due à une caractéristique intrinsèque du rayonnement de l'étoile, elle pourrait être imputée au fait que le rougissement des étoiles, dû à l'assombrissement par les poussières interstellaires, semble opérer, dans cette zone, au-delà d'une distance de 14 AL.

Cette étude montre que la densité de poussières du réseau de filaments mis en évidence lors de l'étude précédente n'est pas suffisamment importante pour «rougir» le spectre de Wolf 424.
Mais rien n'empêche que sa densité dans une autre zone soit suffisamment élevée pour atténuer la luminosité de Iumma tel que l'indique les Ummites.

II. 3. Etude par dénombrement statistique d'étoiles de même magnitude apparente.

Cette méthode, mise au point par l'astronome M. Wolf, permet, grâce à un dénombrement statistique, de mettre en évidence la présence d'un nuage obscur. On part du fait que, statistiquement, les étoiles d'une magnitude apparente donnée se situent à une distance déterminée.
Dans un champ stellaire non obscurci, le nombre d'étoiles dont la magnitude va jusqu'à une valeur limite augmente quand cette magnitude augmente, et la courbe a une allure très régulière.
Mais la présence d'un nuage obscur perturbe cette régularité : la courbe, du fait de l'absorption, présente un coude, puis reste située au-dessous de la courbe non obscurcie.

Afin de tester la validité de cette méthode, nous avons pris pour étalon un complexe de nuages obscurs situé près d'un jeune amas ouvert, IC5146, situé à environ 1000 parsecs (pcs), dans la direction de la constellation du Cygne. Ce complexe de nuages a fait l'objet de nombreuses études U,V.
Cette méthode requiert que l'on connaisse la magnitude des étoiles, que la population de ces dernières derrière le nuage soit comparable à celle de référence, que l'absorption soit uniforme sur tout le champ et que les étoiles soient toutes situées derrière le nuage obscur.
Nous avons ainsi défini deux zones de même surface, l'une contenant le nuage obscur et l'autre relativement proche et exempt de toute absorption. (Tableau 5)

 Ascension droite

 Déclinaison

Surface test

Nuage obscur

21h 40m 54s

+47° 00' 08"7

196 minarc

Référence

21h 40m 06s

+45° 51' 49"

196 minarc


Tableau 4

Les magnitudes visuelles apparentes des étoiles comprises dans ces deux zones nous sont fournies par le catalogue de l'Observatoire Naval des Etats-Unis. Voici ci-dessous les graphes obtenus pour cette zone test.


Figure 8 : Comparaison des graphes pour les zones avec et sans nuage obscur.

 


On distingue clairement un coude caractéristique sur la courbe correspondant à la zone contenant le nuage obscur. Les valeurs de la magnitude visuelle apparente encadrant le coude permettent d'obtenir, grâce à un abaque, la distance moyenne du nuage obscur.


Abaque 1 : Courbe théorique permettant d'obtenir la distance du nuage à partir de la magnitude visuelle apparente déduite de la perturbation dans la distribution numérale des étoiles.

 

Le nuage obscur détecté dans cette zone se situe à une distance comprise entre 470 et 550 parsecs. Ces valeurs sont en concordance avec celles données dans la littérature.

Appliquons cette méthode à notre cas. Ci-dessous, le tableau des zones choisies.

 Ascension droite

 Déclinaison

Surface test

Wolf 424

12h 33m 46s

+9° 01' 30"

1 degré d'arc

Référence

12h 33m 46s

+7° 07' 30"

1 degré d'arc


Tableau 5

Figure 9 : Courbes correspondantes à notre zone de recherche.

Le résultat est moins probant que dans le cas précèdent, à cela plusieurs raisons :
- La statistique est plus défavorable car nous sommes dans une zone relativement pauvre en étoile.
- Le déficit en étoile brillante (donc de faible magnitude) ne nous permet pas de descendre au-dessous d'une distance de 100 parsecs, donc au-delà de notre limite de distance de recherche (3,7 pcs).

En conséquence, cette méthode ne peut s'appliquer à notre cas que si un nuage obscur était présent à une distance d'au moins 300 pcs.

II. 4. Conclusion.

Les méthodes de recherche utilisées ont permis de mettre en évidence l'existence d'un nuage de poussières cosmiques en direction de Wolf 424.
Par contre, elles n'ont pas permis d'apporter une quelconque information quant à sa densité ou sa distance d'éloignement. Par contre, les photos (figures 6a à 6d) issues des données du satellite IRAS, permettent d'avoir un aperçu de sa répartition.
L'existence de ce nuage ou de ces filaments est aussi compatible avec le fait que les Ummites auraient pris connaissance de notre existence grâce à l'interception d'un message radio. Effectivement comme nous l'avons vu dans les chapitres précédents, les poussières laissent passer les rayonnements de grandes longueurs d'ondes ce qui est le cas des ondes radio. Par contre, ils auraient le même problème que nous dans le domaine du visible, notre soleil devrait leur apparaître bien pâle.

En résumé des deux chapitres précédents, nous pouvons avancer 3 nouvelles hypothèses de travail :
1. Iumma existe vraiment et se trouve dans les parages de Wolf 424.
2. Iumma se trouve dans une toute autre zone stellaire.
3. Iumma n'existe absolument pas et cette partie du dossier UMMO est fausse.

Pour répondre aux points 1 et 2, il est nécessaire d'avoir accès à des photos de la zone stellaire de Wolf 424 ainsi qu'aux caractéristiques des prises de vues. Le point 3 se déduira des résultats des deux points précédents.

( A Suivre...)


Notations

 

1 Technique utilisant la turbulence atmosphérique qui fait scintiller les étoiles afin d'obtenir les positions relatives d'objets très proches. Du fait de la dispersion de la lumière stellaire par la turbulence, l'image de l'étoile est formée de nombreuses (~1000) petites tâches microscopiques appelées tavelures, dont les propriétés changent rapidement en moins d'une seconde. L'apparence des tavelures est liée à la présence d'une étoile compagnon et l'existence et la position de cette dernière peut être déduite même si elle est presque cent fois plus faible que l'étoile visible.

 

2 La parallaxe est le déplacement apparent d'un astre sur la voûte céleste, dû aux mouvements de la terre : de rotation sur elle-même (parallaxe diurne), de révolution autour du soleil (parallaxe annuelle). Sa valeur, désignée par p en secondes d'arc, est donnée par l'angle sous lequel on voit le rayon moyen de l'orbite terrestre (1 Unité Astronomique) à la distance de l'astre. Elle permet d'estimer la distance d'astres proches, mais elle n'est plus fiable au-delà d'une distance de 100 AL. Une assez bonne comparaison est de regarder successivement avec chaque il son pouce à bout de bras devant un paysage. Le demi-angle correspondant au déplacement apparent devant le paysage correspond à la parallaxe.

Références

 

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