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Persée
Perseus, Persei, Per
Constellation de Persée.

Découverte
Persée est une constellation traversée par la Voie Lactée. Cela signifie notamment que c'est un bon endroit pour les promenades à la recherches d'amas d'étoiles et même de nébuleuses.

Persée est aussi la constellation où se place l'étoile que les anciens textes arabes désignent par le nom de Démon changeant, à cause de ses variations d'éclat :

Algol. La magnitude apparente de l'étoile évolue entre 2,20 à 3,5 sur une période de 2,87 jours (environ 69 heures). Algol, située à 93 années-lumière,constitue le prototype d'une famille d'étoiles dont l'éclat varie périodiquement lorsqu'on les observe depuis la Terre. En fait, ces astres ne varient pas réellement. Il s'agit simplement d'étoiles doubles dont le plan des orbites se situe dans l'alignement de la direction d'observation. Les variations apparentes d'éclat correspondent alors simplement aux éclipses mutuelles de chacune des composantes. Ou plus exactement à l'interposition devant l'étoile la plus brillante de l'étoile la plus sombre. L'occultation de l'étoile la plus sombre par l'étoile brillante ne donnant lieu qu'à une baisse de luminosité mineure (0,06 magnitude), imperceptible à l'oeil. On a affaire à une binaire à éclipses.

Les deux composantes - l'une de type B (magnitude absolue -0,18 = l'éclat de 35 soleils), l'autre de type G - sont assez proches pour qu'il y ait un transfert de matière de l'une à l'autre. Cela se manifeste en particulier par des émissions de rayonnement radio dont l'intensité est une vingtaine de fois supérieure à celle des étoiles ordinaires. Certaines variations dans le spectre d'Algol suggèrent par ailleurs que ses deux composantes principales sont également liées à un troisième astre, moins lumineux et plus distant. Période : 1860 ans.

La présence d'un troisième élément, ajoutée aux transferts de matière existant entre les deux composantes principales d'Algol, ont modifié sa période restée longtemps apparemment constante jusqu'à 1882. Elle était de 2 jours 20 h, 48 minutes et 56 secondes, à l'époque. Elle est aujourd'hui plus longue de 7 secondes. 

Il semble que l'es astronomes occidentaux aient attendu 1669, et les observations de Montanari pour s'intéresser aux fortes variations d'éclat présentées par Algol. Il fallut ensuite plus d'un siècle, pour que Goodricke note en 1783, la périodicité des variations et suggère, pour la première fois, la possibilité d'éclipses par une compagnon. L'existence de cet astre moins lumineux fut attestée grâce à la spectroscopie en 1889. Les variations constatées dans la forme et la position des raies spectrales suivant la même période que les variation de magnitude d'Algol, la certitude que l'on tenait avec les éclipses la bonne explication s'est imposée.
Algenib (ou Mirfak) est une étoile de magnitude apparente 1,79 et de magnitude absolue -4,5. Ce qui correspond à une luminosité réelle de 5000 soleils. Sa distance est de 500 années-lumière.

Menkhib brille pour sa part comme 10 000 soleils (magnitude absolue : -4,55). Située à 1000 années-lumière, elle nous apparaît avec une magnitude de 2,84.

Gorgonea III est une étoile éloignée de 300 années-lumière. Sa magnitude apparente est de 3,32, sa magnitude absolue de 1,67 (400 soleils).

Gamma Persei est une étoile de magnitude apparente 2,91 et de magnitude absolue -1,57 (la luminosité de 400 soleils). Elle est éloignée de 250 années-lumière

Delta Persei, distante de 500 années-lumière, est une étoile de magnitude apparente 3,01 et de magnitude absolue 63,04, équivalente à la luminosité de mille soleils.

Epsilon est une étoile de magnitude apparente 2,9. Éloignée de 500 années-lumière, elle brille en fait comme 2000 soleils. Magnitude absolue : -3,19.

[La Voie Lactée]
[Les étoiles]
[Les étoiles multiples]

Excursion
Khi Persei = NGC 869 *** et h Persei = NGC 884 ***, deux amas ouverts jumeaux déjà repérables à l'œil nu quand la nuit s'y prête. Le spectre des étoiles de Khi, situé à 7000 années-lumière, montre qu'il s'agit d'un amas très jeune.


h et c Persei

M 34 *** est un amas ouvert moins lumineux que les précédents, mais relativement étendu, comptant de 60 à 80 étoiles. Une nébuleuse gazeuse (NGC 1490) est nichée dans cet amas. Un télescope révélera que les étoiles de M 34 sont souvent doubles. Distance de l'objet : 15 000 années-lumière.


M 34

[Les amas ouverts]
[Les nuages interstellaires]

Exploration
NGC 1528 est un amas ouvert d'observation facile, situé dans une région elle-même assez intéressante, grâce notamment aux amas NGC 1545 et (moins lumineux) NGC 1513. A l'oeil, la Voie Lactée semble présenter ici une sorte d'excroissance.
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NGC 1528.
NGC 1528.  Source : The STScI Digitized Sky Surveycompositage : Imago Mundi, © 2011.

IC 348 est un modeste amas d'étoiles autour d'Atik, associé à une nébuleuse relativement brillante.

Signalons également, faiblement lumineuse, mais étendue et propice à l'observation photographique, la nébuleuse California = NGC 1499, à chercher au nord de Xi Persei, qui est la source de son illumination.


NGC 1499

Enfin, à observer ici encore avec un instrument relativement puissant, la nébuleuse planétaire M 76, au nord de Phi Persei. Une petite enveloppe gazeuse en expansion lente de magnitude 12,20.


M 76

[Les nébuleuses planétaires]
NGC 1579 est une nébuleuse qui, comme la plupart des nébuleuses brillantes doit son éclat à la recombinaison de l'hydrogène ionisé (région H II). Elle possède une composante par par réflexion. Source de toute cette énergie, une étoile relativement massive - LkH 101 - qui est en cours de formation. Elle n'a pas atteint la séquence principale. De telles étoiles, analogues au T Tauri, mais plus massives qu'elles appartiennent à la classe des étoiles de Herbig Ae/Be.


NGC 1579
04h 30mn 09.5, +35°16' 19"


Curiosités
Au nord de la constellation, près de la binaire Eta Persei *** se trouve le radiant des perséides. Cet essaim d'étoiles filantes, déjà signalé dans la Chine ancienne est aussi connu sous le nom de Larmes de St. Laurent, est actif entre le 20 juillet et le 23 août. Le ZHR maximum s'observant le 12 août. Il se caractérise par des météores rapides à traînée relativement persistante. Parfois des explosions sont même observées. Avec un peu de chance, à la bonne période, on peut espérer voir une étoile filante toutes les minutes semblant se décrocher de la constellation. Les perséides sont reliées à la comète Swift-Tuttle; observée pour la dernière fois en 1862. Les étoiles filantes de l'essaim sont le résultat de la combustion lors de leur entrée dans l'atmosphère de fines poussières libérées tout au long de son orbite par ladite comète.

D'autres essaims, qui sont diurnes, ceux-là, et moins actifs (et dont le radiant ne figure pas sur notre carte) peuvent encore être signalées dans cette constellation : alpha-bêta perséides de février-mars, dzêta- et 54-perséides de juin, ou encore alpha-bêta Perséides d'août. Le maximum des dzêta perséides (associés à la comète de Encke) ayant lieu en plein jour, le 13 juin, leur détection n'est possible qu'à l'aide de techniques radar ou radio.

[Les étoiles filantes]
C'est entre Algol et Delta Persei, qu'explosa la nova de 1901. [Les novae]
Les petits hommes rouges de Persée
« I want to believe »

Tout a commencé par une nuit sombre, par un amateur d’étoiles filantes nommé Kai Millyard, et par un flash lumineux apparu le 13 août 1983 quelque part à la frontière de la constellation de Persée et du Bélier. C'était un point aussi brillant que Véga, précisera le témoin - il est apparu brusquement et s’est évanoui aussitôt...

Quand Millyard s’émeut de son observation à la New York astronomical association (NYAA), on le calme, on lui explique qu’il ne devait s’agir que d’une étoile filante appartenant à l’essaim des Perséides, tombée dans sa direction, et n’ayant donc laissé aucune traînée visible derrière elle. Cela arrive parfois. Mais voilà, il rare que deux étoiles filantes suivent exactement la même trajectoire, et encore plus rare, pour ne pas dire inimaginable, qu’il y en ait davantage encore. C’est pourtant ce qui va se passer. Entre juillet 1984 et août 1985, 24 flashes analogues sont observés au même point du ciel, par 8 observateurs différents, à huit endroits du Canada. L’un d’eux, celui du 19 mars 1985 est même photographié. Et le cliché, analysé par les astronomes de l’observatoire McDonald (université de Toronto) montre que cela ressemble beaucoup plus à une étoile qu’à une étoile filante. Sur les plaques photographiques du mont Palomar, il y en a d’ailleurs une de magnitude 17. Le flash se révèle aussi dans la direction approximative (boîte d’erreur) d’un sursaut gamma détecté en 1978. Serait-il possible que l’on ait enfin mis la main sur la première contrepartie optique d’un sursaut gamma ? Un grand pas, semble-t-il, vient d’être accompli. Et la découverte est publié dans l’Astrophysical journal, en août 1986 : un article co-signé par un groupe d’amateurs de la NYAA et par des astronomes de l’observatoire MacDonald. Les auteurs ont la prudence d’évoquer des explications alternatives, mais optent finalement pour une origine astrophysique du phénomène. C’est ainsi que naissent les mythes modernes. Et celui du flasheur de Persée aura la vie dure.

Un premier coup de boutoir, qui aurait pu être fatal, tant avec le recul il semble convaincant, est porté en septembre 1987, dans la même revue, par Bradley Schaefer, du laboratoire de physique des hautes énergie de la Nasa, au Goddard Space Center, et par ses collaborateurs. Après examen des coordonnées et heure des observations, et de la position du Soleil : une conclusion s’impose, concluent-ils : les flashes sont produits par des véhicules spatiaux construits par une civilisation techniquement avancée, celle des petits hommes rouges, plus connus sous le nom de... militaires soviétiques. Autrement dit les flashes sont simplement les reflets du Soleil sur des satellites espions en orbite polaire de la série Molniya. Le flash du du 3 novembre 1984, par exemple, celui de ces satellites baptisé Cosmos 1400. Pour parer à toute objection, Schaefer s’est même intéressé aux flashes observés avant l’ère spatiale. Plus de mille ont été répertoriés depuis 1879. Or, ici encore l’explication s’avère simple : les statistiques montrent qu’il devait s’agir d’étoiles filantes vues de face, comme cela a probablement été le cas pour l’événement de 1983. A quoi, il convient d’ajouter les illusions d’optique - si vous guettez dans le noir, les yeux grand ouverts pendant des heures, un flash lumineux, vous finirez par le voir ! C’est humain. Et voilà, en tout cas, toutes ces furtives lucioles célestes expliquées sans recourir au moindre phénomène astrophysique mystérieux.

Affaire classée ? Eh bien pas du tout. Tels les héros d’un célèbre feuilleton, un peu partout à travers le monde (ce qui veut dire aussi de l’autre côté du Rideau de fer) les astronomes se persuadent que la vérité est ailleurs. Aveuglés, par leur désir de voir dans le flasheur de Persée un véritable phénomène astrophysique, il n’en finissent pas de lui consacrer des études. Au total, entre 1986 et 1989, une soixantaine d’articles de recherche auront ainsi été publiés sur le sujet, et le plus bizarre de l’histoire aura été que tous sans exception auront conclu de la même façon : le flasheur de Persée n’existe pas.


Repérages
Le tableau ci-dessous donne les coordonnées (époque J2000,0) des objets du ciel profond mentionnés dans cette page : [Les systèmes de coordonnées]
Nom Ascension droite Déclinaison
NGC 869 02h19m02s 57°08'55"
NGC 884 02h22m27s 57°06'46"
M 34 02h42m02s 42°46'50"
NGC 1528 04h15m25s 51°14'30"
NGC 1545 04h20m53s 50°15'08"
NGC 1513 04h10m01s 49°30'51"
IC 348 03h44m33s 32°17'23"
NGC 1499 04h01m17s 36°38'21"
M 76 01h42m21s 51°34'14"
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