Le Grand Chien

Wezen est un monstre 50 000 fois plus lumineux que le Soleil. Cette supergéante, d'une magnitude apparente de 1,83 et absolue de -6,87, est éloignée de 2000 années-lumière.

Aludra est une étoile de magnitude apparente 2,45. Sa magnitude absolue de -7,51 en fait une étoile extraordinairement lumineuse, brillante comme cent mille soleils. Elle se situe à 3000 années-lumière.

Omicron-2, également située à 3000 années-lumière, fournit un autre exemple d'étoile intrinsèquement très brillante. Avec une magnitude absolue de -6,46, elle a l'éclat de 30 000 soleils. Sa magnitude apparente est de 3,02.

Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel (magnitude apparente -1,44) après le Soleil (magnitude -26...). Elle est située à 8,61 années-lumière. D'un diamètre deux fois supérieur à notre Soleil, l'astre, très chaud (type spectral A0), brille vingt-deux fois plus que lui (magnitude absolue : 1,45). Sirius possède un compagnon de magnitude 8,7. Il s'agit d'une naine blanche - la première à avoir été reconnue comme telle, dès 1925. C'est-à-dire une étoile morte, très compacte (masse comparable à celle du Soleil, mais diamètre analogue à celui de la Terre). Le système a une période de révolution de cinquante ans. Ces dernières années, les perturbations du couple ont également permis de conclure à l'existence d'un troisième élément (non encore observé directement).

La découverte de ce système binaire est un événement important de la seconde moitié du XIX^e siècle; elle a été faite le 31 janvier 1862 par Alvan G. Clark, alors qu'il essayait l'équatorial de 18 pouces (0,46 m) qu'il venait de construire pour l'Université du Mississippi. Les éléments que nous avons donnés reposent sur 139 Observations s'étendant, de 1862 à 1890; depuis cette époque la distance apparente du compagnon à l'étoile principale est devenue si petite, que même avec l'objectif de 36 pouces (0,91 m) de l'observatoire Lick, il a été pendant quelques années entièrement perdu dans les rayons du l'étoile principale. Cependant, il a été revu à Greenwich à la fin de 1896.

Avec les éléments que nous avons donnés et la valeur de la parallaxe o", 38 de Gill, la masse du système est 3,2 fois celle du Soleil et de la Terre, et son demi grand axe atteint 21,1 unités astronomiques; il est donc un peu supérieur à celui de l'orbite d'Uranus. D'après Auwers, les masses des composantes sont dans le rapport de 1 à 2,12 et, par suite, en prenant la masse du Soleil pour unité, égales à 1,0 et 2,2.

La valeur 2",33 que donne Auwers pour le demi grand axe de l'orbite de Sirius se rapporte à l'ellipse décrite par l'étoile principale. Étant données les masses des deux étoiles, ce nombre doit être multiplié par 3,1, et devient 8",03. C'est le nombre que nous avons adopté.

Ce système est fort intéressant, tant pour la façon dont il a été découvert que par sa constitution. Nous avons quelque raison de croire que Sirius est moins dense que le Soleil et ressemble plus que lui à une nébuleuse : si cela est vrai, l'action du compagnon doit provoquer des marées énormes dans l'aspect de Sirius. Les hauteurs de ces marées étant en raison inverse du cube de la distance, leur élévation est environ 80 fois plus grande au périastre qu'à l'apoastre. Il doit donc en résulter dans l'aspect de Sirius un trouble périodique dépendant de la durée de révolution du compagnon, que pourraient peut-être mettre en évidence des mesures photométriques faites à 25 ans de distance. La différence de grandeur entre l'étoile principale et son compagnon étant 10,0, l'éclat du compagnon serait, avec le coefficient de Pogson, le dix-millième de celui de Sirius. Une aussi grande différence d'éclat ne petit s'expliquer par une différence de densité; on doit donc admettre que ces deux corps ont des éclats intrinsèques très différents : quelques astronomes ont même émis l'idée, d'ailleurs peu vraisemblable, que le compagnon brillerait surtout par la lumière qu'il réfléchit.

Il convient de rappeler en terminant le changement dans la couleur de Sirius constaté depuis les temps anciens (Ch.André, 1900).

Adara, qui est une étoile binaire. La première composante, distante de 400 années-lumière, est de magnitude apparente 1,5 et de magnitude absolue -4,1, correspondant à une luminosité 4000 fois supérieure à celle du Soleil. La deuxième composante, écartée de 7" est de magnitude 8. Distance du système 3200 années-lumière.

Furud, située à 300 années-lumière, est un autre système composé. Ses étoiles, séparées de 2,6" sont bleue et jaune. La plus brillante est de magnitude apparente 3,02 et de magnitude absolue -2,05. Elle brille comme 600 soleils.

Plusieurs autres amas ouverts peuvent être observés dans la constellation. On mentionnera :

NGC 2363, un amas qui contient une soixantaine d'étoiles brillantes. Il est distant de 5000 années-lumière.

NGC 2354, un peu plus difficile avec une magnitude globale de 6,50, mais qui contient plus d'étoiles. Il est éloigné de 6000 années-lumière.

Un Nouvel Amas ouvert a été découvert en 2004 dans cette constellation, en même temps que deux autres, presques à l'opposé dans le ciel, dans l'Ecu. Ce petit groupe d'étoiles se détache à proximité de la nébuleuse Brand 16 ou LBN 1054 et non loin de l'amas ouvert NGC 2367 (ci-dessous). Son âge se situe dans une fourchette de 32 à 100 millions d'années. et sa distance est de l'ordre de 12 800 années-lumière. Il rasemblerait l'équivalent de 55 masses solaires.

NGC 2359 est une nébuleuse qui correspond à l'enveloppe expulsée à une vitesse dépassant les 2000 km/s par une étoile de masse 40 fois supérieure à celle du Soleil, et très chaude de la classe de Wolf-Rayet, HD 56925.

Au moins deux amas ouverts semblent également lui être physiquement liés : AM-2 et Tombaugh 2; ainsi que quatre amas globulaires : NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 et NGC 2808, dont les auteurs de la découverte supposent qu'ils étaient les satellites de la galaxie avant qu'elle ne devienne l'ombre d'elle-même. Située à  seulement 27 000 années-lumière de nous, la Naine du Grand Chien la plus proche galaxie connue.