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Aux Frontières de Wolf 424: Le soleil de Ummo ?Egalement en lien sur le site d'Alain Ranguis |
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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. 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. 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 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 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 :
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. 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. 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. 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, 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.
|
|
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 |
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.
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 trouvait à
l'adresse internet http://skview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin qui n'existe plus)
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.
 |
 |
|
|
|
|
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.
|
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
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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de Docteur ès Sciences Physiques, Université de Californie,
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G "Les extra-terrestres sont-ils
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Gliese de données astronomiques sur les étoiles proches
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