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Orion

Orion, Orionis, Ori

Constellation d'Orion.



Découverte
De nombreuses étoiles très lumineuses formant une figure bien reconnaissable ne feraient d'Orion qu'une belle constellation. En fait cette région du ciel est bien plus que cela, tant elle recèle de richesses.
Bételgeuse*** est une supergéante rouge distante de 400années-lumière. Une magnitude apparente de 0,45 et une magnitude absolue de 5,14, soit un éclat dix mille fois supérieur à celui de notre Soleil, pour cette étoile dont la masse vingt fois plus importante que celle de notre Soleil. Ses dimensions sont gigantesques. Le diamètre de sa photosphère est 800 fois plus important que celui de l'astre du jour. Et c'est la seule étoile (si l'on excepte le Soleil) dont on ait pu observer directement la surface, grâce à des méthodes interférométriques. 

En 2003, des études spectroscopiques ont montré par ailleurs que sa chromosphère, dont la température a été évaluée à 1500 K, s'étend bien au-delà de ce que l'on imaginait, et se perd dans un nuage de poussières qui entoure l'étoile. Les dimensions de cette chromosphère sont de l'ordre de cinq fois le diamètre de l'orbite de Neptune...
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Bételgeuse.
Bételgeuse

Variable à longue période (environ 2070 jours, pour une magnitude évoluant entre 0,9 et 0,4), Bételgeuse possède aussi au moins cinq compagnons nains. On a parfois émis l'hypothèse que l'un d'eux évolue même à l'intérieur de son enveloppe diluée. 

Alpha Orionis (1,0 à 1,4) - John Herschel a signalé la variabilité de cette étoile qui résulte de l'ensemble de ses observations, du 22 mars 1836 au 7 janvier 1840; les limites de ses variations (1,0 gr. à 1,4 gr.) sont encore plus étroites que celles de a Cassiopée, et comme son intensité lumineuse est plus grande, la détermination des points tropiques est aussi plus difficile. D'après Argelander, elle ne peut se faire que très rarement avec une incertitude ne dépassant pas 8 à 10 jours; néanmoins, en se servant de 68 observations de J. Herschel et de 131 qui liai étaient propres, cet astronome a cru pouvoir donner avec quelque certitude les caractères suivants sur la variabilité de celte étoile.

La durée de la période est de 196 jours : elle se divise en deux parties d'inégale longueur, 91,6 j. pour l'augmentation d'éclat, et 104,4 j pour sa diminution; en outre, la durée de cette décroissance n'est pas constante eu l'on constate dans l'époque moyenne des deux maxima ou minima successifs un retard sensible (Ch. André, 1899).
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Bételgeuse.
Le disque de Bételgeuse.
Crédit : A. Dupree (CfA), R. Gilliland (STScI), NASA


Rigel, d'une magnitude apparente de 0,18, est un système composé de cinq étoiles. La principale, binaire spectroscopique, est une supergéante bleue, éloignée de 800 années-lumière et, en réalité, 40 000 fois plus brillante que le Soleil (magnitude absolue : -6,69). Un compagnon, de couleur blanche et de magnitude 6,40, qui lui aussi est une binaire spectroscopique, se trouve à 9,4" d'elle.

Bellatrix est une autre supergéante bleue. Un peu plus chaude que que Rigel, mais moins lumineuse, elle nous apparaît avec une magnitude 1,64. Magnitude absolue : -2,72. Distance : 250 années-lumière.

Mintaka est une étoile multiple dont cinq composantes ont été cataloguées. La principale, de magnitude apparente 2,25, appartient au type spectral O9 (température de surface de l'ordre de 35 000 K, magnitude absolue -4,99, soit 10 000 soleils). Étant également une étoile de la famille d'Algol (Persée), c'est-à-dire une variable à éclipses, tous les 5 jours 18h, Mintaka subit l'occultation d'un autre membre du système. La magnitude évolue ainsi pendant cette période entre 2,4 et 2,5. Une troisième étoile est identifiable à 53" d'écart. Distance du système : 800 années-lumière.

Alnilam est de magnitude apparente 1,69 et de magnitude absolue -6,38 (30 000 fois la luminosité du Soleil). C'est une géante bleue de type B0, dont un compagnon de magnitude 11 est répertorié. Le système est éloigné de 2000 années-lumière.

Alnitak est une supergéante bleue de magnitude apparente 1,74 et de magnitude absolue -5,26 (Dix mille soleils), située à 800 années-lumière. Elle possède deux compagnons écartés de 2,1" et 57", de magnitudes respectives égales à 4,20 et 9,50.

Mintaka, Alnilam et Alnitak forment l'astérisme appelé la Ceinture (ou le Baudrier) d'Orion.

Saïph est aussi une supergéante de type B0. Magnitude apparente : 2,07. Magnitude absolue : -4,65, équivalente à celle de 3000 soleils. Distance: 700 années-lumière.

Heka = Meissa est une supergéante du type O0 de magnitude apparente 3,39 et de magnitude absolue -4,16 (4000 soleils), immergée dans une nébulosité brillante. L'étoile est double. La deuxième composante, écartée de 4", est de magnitude 6.0. Le système est situé à 1000 années-lumière de la Terre.

Hatysa = Naïr al-Saïph*** est une autre supergéante O, éloignée de 2000 années-lumière. Magnitude absolue : -5,3 (environ la luminosité de 10 000 soleils). Magnitude apparente : 2,75. C'est une binaire spectroscopique, qui possède en outre, à 11", un compagnon de magnitude 7,30.

Tabit = Hassaleh est une étoile de la séquence principale de magnitude apparente 3,19 et de magnitude absolue 3,67 (2,9 fois la luminosité du Soleil). Cet astre qui ressemble à Sirius (Grand chien) se situe à 26,1 années-lumière.

D'autres étoiles multiples :

Sigma Orionis est quintuple, du moins si l'on considère ces seules composantes proprement stellaires connues. Ses deux composantes les plus lumineuses (magnitudes 3,80 et 6,60) ne sont séparées que de 0,25". Plus accessibles sont les deux composantes suivantes, l'une de magnitude 8,0 et l'autre de magnitude 10, qui sont écartées de 12". Le cinquième élément, de magnitude 6 est à 40". Ce système est situé à 466 années-lumière. 
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Nébuleuse de la Tête de Cheval.
La région nébulaire autour de la Tête de Cheval. Les étoiles sont : Alnitak (en haut) et Sigma 
Orionis (en bas à droite). Source : The STScI Digitized Sky Surveycompositage : Imago Mundi, © 2011.
Ce système multiple a été désigné par W. Herschel comme formant un système doublement triple, ensemble de deux groupes triples, à fort peu près de même configuration depuis, Barlow l'a appelé doublement quadruple, car il a ajouté une petite étoile à chacun des deux groupes d'Herschel. Les composantes principales sont :
A, 4 gr. blanc brillant (avec un compagnon de 11 gr.),
B, 8 gr. bleu,
C, 7 gr., rouge vineux,
D, 8,5 gr., rouge sombre (avec un compagnon de 12 gr.),
E, 9 gr., blanc,
La composante D, la plus éloignée de A, en est à une distance de 211" (Ch. André, 1900).
On signalera par ailleurs, dans le groupe de Sigma Orionis une des premières naines brunes connues, S Ori 47. Elle est de type spectral L1 et sa masse est comprise entre 10 et 20 masses joviennes. Quant à son âge, il ne serait que de 100 000 à 300 000 ans.

Rhô Orionis*** est triple et distante de 320 années-lumière.

Eta Orionis compte cinq composantes. L'écart entre les deux plus brillantes est de 1". La principale étoile du système est de magnitude apparent 3,35. Magnitude absolue -3,86 (3000 fois la luminosité du Soleil). Distance : 800 années-lumière.

23 Orionis est double. Séparation angulaire des composantes : 31". Magnitudes : 5,0 et 7,20.

Thêta-1 Orionis, facile à séparer avec un télescope modeste, est constitué d'un groupe de quatre étoiles formant un astérisme nommé le Trapèze. Ce sont ces étoiles très chaudes qui fournissent toute l'énergie nécessaire à l'illumination de la Grande Nébuleuse d'Orion, au coeur de laquelle elles sont plongées.


Le Trapèze vu par le télescope spatial Hubble
Les petits objets d'apparence cométaire
sont interprétés comme des disques protoplanétaires ou proplyds.

Ce système multiple, situé dans la "Gueule du Poisson" de la grande nébuleuse d'Orion, a été découvert en 1787 par W. Herschel, lorsque, pour premier essai de son télescope de 40 pieds, il le dirigea vers ce remarquable objet. II le trouva composé de quatre étoiles rapprochées qui, rangées par ordre d'ascension droite, sont :

A, 7,5 gr., grenat, B, 8 gr., rougeâtre, C, 6 gr., blanc pâle, D, 7 gr., lilas pâle.

et, à cause de la forme géométrique de leur configuration, il l'appelle Trapèze d'Orion, nom qu'on a conservé depuis malgré les additions ultérieures. Ces quatre étoiles, dont la plus grande distance est 21", ont, en outre, d'après Maedler, le même mouvement propre : elles constituent donc certainement un système physique.

Cinquante ans après W. Herschel, W. Struve (1826) trouva, avec un objectif de 0,32 m, tout au voisinage de A, une cinquième étoile a, qu'il estima de 10, 5 gr.; on l'a observée depuis avec des instruments de 0,10 m, et même de 0,07 m d'ouverture.

En 1830, J. Herschel découvrit avec une ouverture de 0,31 m et, tout près de C: une sixième étoile c qu'il estima de 12 gr.; Warren de la Rue l'a vue depuis avec un objectif de 0,10 m et avec une ouverture de 0,09 m[1] Ch. André, 1900).

[1] En outre, deux étoiles très failles (13 gr.) ont été vues par J. Herschel très près du Trapèze, et, d'après lui, font partie du même groupe.


U Orionis, à chercher à l'Est de Khi-2 Orionis, est une variable rouge à longue période. Sa magnitude évolue entre 12,90 et 5,20 en 372 jours.

[Les étoiles]
[Les étoiles multiples]
[Les étoiles variables]

Excursion
La Grande Nébuleuse d'Orion ***, située à 1500 années-lumière, est certainement l'objet le plus spectaculaire de la constellation. Il s'agit en réalité d'une ensemble de nébuleuses brillantes illuminées grâce au rayonnement d'étoiles jeunes et très chaudes. 

La partie la plus étendue est constituée par M 42, tout autour des étoiles du Trapèze (dont l'âge est estimé à moins de cent mille ans). Son prolongement méridional autour d'Hatysa prenant le nom de NGC 1980 contient M 43, centrée sur l'étoile NU. Plus au Nord, paraissant détachée de cet ensemble se situe une condensation formée par NGC 1977, entourant les étoiles V 359 et c Orionis, NGC 1975, collée à NGC 1973, et, enfin, tout au Nord, un petit amas d'étoiles NGC 1981.

M 42 : grande nébuleuse d'Orion.
La Grande nébuleuse d'Orion. 
Source : The STScI Digitized Sky Surveycompositage : Imago Mundi, © 2004.

Des étoiles continuent de se former au coeur de la Nébuleuse. Deux astres très brillants dans le domaine de l'infrarouge appelés, l'un, l'objet de Becklin-Neugebauer, l'autre, qui enchâsse le premier, la nébuleuse Keinman-Low, en particulier, semblent correspondre à des cocons de poussière dans lesquels sont en train de se condenser des étoiles très chaudes et massives. Des images transmises en 1993 par le télescope spatial Hubble montrent par ailleurs la présence au sein du nuage brillant de petits nodules interprétés comme des systèmes planétaires en formation (on parle pour les désigner de proplyds).

La Grande Nébuleuse constitue une partie d'une grand nuage de matière qui s'étend sur pratiquement toute la constellation.


Carte des environs de la Grande nébuleuse (M 42 + M 43). Au centre de celle-ci se place le Trapèze, constitué des 4 étoiles les brillantes d'un amas ouvert qui semble en compter plusieurs milliers - beaucoup étant d'ailleurs encore en formation.
Au Nord, deux nébuleuses : NGC 1977 et NGC 1981.

L'objet de Becklin-Neugebauer (BN) porte le nom des deux astronomes qui l'on découvert en 1967. Il est très profondément enfoui dans la poussière est inobservable dans le domaine visible, mais c'est une source infrarouge très brillante nichée au coeur de la Nébuleuse d'Orion, non loin de l'amas Trapèze. Il pourrait s'agir d'une très grosse étoile en train de naître. Selon certaines estimations, cette étoile, légèrement variable, avec une période de 6,15 jours, pourrait  être 2500 fois plus lumineuse que notre Soleil, avoir une masse comprise entre 7 et 12 masses solaires, et une température de surface avoisinant les 25 000 K. 

Une étoile en cavale - L'analyse des données recueillies par la radioastronomie entre 1986 et 1995 a montré que l'objet de Becklin-Neugebauer s'éloigne extrêmement rapidement (environ une quarantaine de kilomètres par seconde) de la région centrale du Trapèze  où il se trouvait il y a 4000 ans. Selon une étude publiée en janvier 2004 par Jonathan Tan (observatoire de l'université de Princeton), l'objet pourrait avoir été expulsé du système multiple Thêta-1C Ori, qui avec une masse équivalente à 45 masses solaires est la principale étoile du groupe. 
Beaucoup d'autres sources infrarouges et radio (masers) l'entourent. De quoi penser qu'on a ici affaire à un site de formation stellaire très analogue à son proche voisin, l'amas du Trapèze, mais moins évolué que lui. On peut encore noter que l'examen de ce secteur en X par l'instrument ACIS de Chandra a lui aussi révélé dans le voisinage de BN des sources stellaires d'une grande diversité. Dans la plupart des cas, leur contrepartie infrarouge a pu leur être associées. Parfois, les sources X semblent dépourvues de toute émission infrarouge ou optique. Elles pourraient correspondre à une nouvelle classe d'étoiles en formation fortement obscurcies par la poussière. Tout cela conforte l'idée que l'on est bien en présence d'un amas en cours de formation. Quand le Trapèze aura cessé d'illuminer la Grande nébuleuse, ce sera probablement d'ici que jaillira la lumière du nouvel amas d'Orion.
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Source et (c) : R.Y. Shuping, Mark Morris et John Bally; astro-ph/0404115.

Curieusement le centre de l'objet de Becklin-Neugebauer n'émet aucun rayonnement X. Mais une telle source X est identifiable dans sa proximité. Aurait-on affaire à deux objets sans rapport l'un avec l'autre? Ou, au contraire, les émissions infrarouge et X ont-elles la même cause. Il est envisageable en particulier que la le rayonnement X provienne de la zone de collision avec le nuage environnant d'un flux de matière éjecté par BN. Un point de vue d'autant plus crédible que l'on a mis en évidence déjà depuis longtemps autour de l'objet de Becklin-Neugebauer, une petite nébuleuse en forme de papillon - la nébuleuse de Kleinman-Low. Or, elle aussi pourrait se comprendre comme le résultat de l'éjection de matière par de jets s'extrayant de l'astre central. 
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Deux protoétoiles de masses intermédiaires (notées i et n) ont été détectées par R. Y. Shuping et son équipe à proximité de l'objet de Becklin-Neugebauer (BN). L'une d'elle, dont l'auteur de cette étude a schématisé le disque d'accrétion et les jets de Herbig-Haro supposés, apparaît à l'origine du creusement dans la matière interstellaire environnante dense et relativement chaude (jusqu'à 200°C) (en vert sur le schéma) de deux cavités coniques (signalées par des pointillées), ainsi que d'une des composantes de l'expansion générale depuis quelques milliers d'années  de la matière dans cette région, et dont l'autre composante semble plutôt être l'objet de Becklin-Neugebauer lui-même.  (Sources des images : Subaru near-infrared false-color images (a, b); Subaru Observatory, National Astronomical Observatory of Japan; Keck mid-infrared false-color image; (c) R. Y. Shuping, UCLA, W. M. Keck Observatory).

M 43 est une nébuleuse brillante qui forme avec M 42 la Grande nébuleuse d'Orion. 
Au centre l'étoile NU Orionis.

M 43.
M 43. Source : ESO + 2MASS.

[Les nuages interstellaires]
[Les amas ouverts]

Exploration
M 78, située à 1600 années-lumière, est une petite nébuleuse brillante (magnitude photographique 8,0), dans laquelle est plongée une étoile de magnitude 10. La lumière de cette nébuleuse lui provient en grande partie de la réflexion de la lumière sur la poussière qu'elle contient.
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M 78.
Région centrale de M 78. Crédit :Sloan Digital Sky Survey Collaboration.

La tête de Cheval = IC 434 = Barnard 33 est une nuage sombre à la forme équine indubitable se détachant sur une nébuleuse brillante associée à l'étoile Alnitak. On ne peut espérer l'observer qu'indirectement, sur des photographies à longue pose. Distance : 1500 années-lumière environ.

La Nébuleuse de la Tête de Cheval (Barnard 33).
La Nébuleuse de la Tête de Cheval. Crédit: Nigel Sharp (NOAO), NSF; Copyright : AURA
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La Boucle de Barnard est une nébuleuse diffuse très étendue, qui n'apparaît elle aussi que sur les photographies à longue pose. Sa forme suggère qu'il s'agit de gaz soufflé, ou du moins poussé par la pression de radiation, des étoiles du Trapèze.

Voici une sélection d'amas ouverts observables dans Orion. Certains sont associés à des nébulosités :

NGC 2112, immergé dans la boucle de Barnard, peu concentré, comprend une centaine d'étoiles. Il est situé à 2500 années-lumière.

NGC 2186, situé à 6000 années lumières compte une trentaine d'étoiles peu concentrées. Magnitudes 8,70.

NGC 2194 compte une centaine d'étoiles. Distance estimée : 12 000 années-lumière. Magnitude 8,50.

NGC 2169 comprend une trentaine d'étoiles. Magnitude : 5,90.

NGC 1662 est un autre petit amas. Il est de magnitude 6,40 et est situé à 1200 années-lumière.

NGC 2175 est un riche amas ouvert associé à une nébuleuse brillante, situé à 10 000 années- lumière. Il est de magnitude 6,80 et son diamètre angulaire équivaut à celui de la pleine lune.

NGC 2175.
NGC 2175. Source : The STScI Digitized Sky Surveycompositage : Imago Mundi, © 2011.

Orion n'est sans doute pas réputée pour ses galaxies. On peut en observer pourtant au moins quatre elliptiques dont la magnitude photographique avoisine 12 :
NGC 1700 qui appartient à un amas qui se prolonge dans l'Eridan, MCG 02-14-001, au nord ouest de la constellation, MCG 01-14-037, au nord-est de Bellatrix, et MCG 01-15-003, à peu près à mi-chemin entre Saïph et Alnitak.
[Les galaxies]

Curiosités
Le radiant des orionides, un essaim d'étoiles filantes actif entre le 17 et le 26 octobre; maximum le 23 avec un ZHR = 25 à 35.  Comme celui des eta-aquarides (Verseau), l'essaim des orionides correspond à des poussières laissées sur son passage par la comète de Halley, et qui rentrent dans notre atmosphère à la vitesse de 66 km/s. Ils sont assez peu lumineux, mais laissent une traînée persistante.

D'autres essaims, beaucoup plus discrets, ont également leur radiant (non signalé sur notre carte) dans cette constellation : les alpha-Orionides (actifs autour du 12 juillet) sont un essaim diurne, les khi-orionides Nord et les khi-orionides Sud sont actifs respectivement entre le 16 et le 15 décembre, et entre le 7 et le 14 décembre.

[Les étoiles filantes]
HH-1 et HH2 sont des objets de Herbig-Haro. Ils constituent les deux éléments d'un jet bipolaire qui s'extrait du voisinage immédiat d'une étoile en train de se former à l'abri d'un cocon de poussières opaques. L'étoile est supposée s'être entourée d'un disque de gaz et de poussières par lequel transite la matière qui s'effondre vers elle. Une partie de cette matière cependant, peut-être canalisée par le champ magnétique de l'étoile, est recrachée dans l'espace interstellaire à grande vitesse. Elle peut parcourir, comme ici, des distances dépassant l'année-lumière.
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Les objets de Herbig-Haro HH-1 et HH- 2.  (Coordonnées : 05h36mn 20,8s - 06°45'13").
© J. Hester (ASU), WFPC2 Team, NASA

Repérages
Le tableau ci-dessous donne les coordonnées (époque J2000,0) des objets du ciel profond mentionnés dans cette page :
Nom Ascension droite Déclinaison
M 42 05h35m29s -04°28'16"
M 78 05h46m34" 00°00'57"
IC 434 05h41m25s -02°47'41"
NGC 2112 05h53m53s 00°22'25"
NGC 2186 06h12m11s 05°27'06"
NGC 2194 06h13m49s 12°47'59"
NGC 2169 06h08m27s 13°57'23"
NGC 1662 04h48m28s 10°56'07"
NGC 2175 06h09m47s 20°19'18s
NGC 1700 04h56m55s -02°58'31"
MCG 02-14-001 05h18m08s 13°25'02s
MCG 01-14-037 05h25m36s 06°35'28"
MCG 01-15-003 05h41m58s -05°41'44"
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