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Constellations > Liste des 88

La Grande Ourse

Ursa Major, Ursae majoris, Uma

Constellation de la Grande Ourse.

Découverte
Avec ses belles et brillantes étoiles la Grande Ourse est certainement la constellation la plus connue des régions boréales. Et, en tout cas la plus facilement reconnaissable. Elle recèle aussi un amas de galaxies entre autres centres d'intérêt.

Les sept étoiles principales forment un astérisme nommé par certains le (Grand) Chariot, ou par d'autres la Grande Louche (Big Dipper, chez les Anglo-saxons). Elles forment un amas ouvert (le plus proche de la Terre), l'amas de la Grande Ourse.
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L'amas de la Grande Ourse.
L'amas ouvert de la Grande Ourse.
Dubhe est, avec une magnitude apparente de 1,76, l'étoile la plus brillante de la constellation. sa magnitude absolue est de -0,21 et correspond à l'éclat de 100 soleils. Distance : 82 années-lumière.

Alioth est une géante de type K2, de magnitude apparente 1,81. Elle est située à 82 années-lumière. Sa magnitude absolue de -1,08, correspond à l'éclat de 230 soleils. Les télescopes puissants peuvent distinguer les deux composantes d'Alioth. Des étoiles qui gravitent autour de leur centre de masse commun en 44 ans.

[Les étoiles]

Excursion
Alkaid est une étoile de magnitude 1,85, brillant comme 150 soleils (magnitude absolue : -0,6). Sa distance est de 100 années-lumière.

Merak, éloignée de 80 années-lumière nous apparaît avec une magnitude de 2,34. Elle est en fait de magnitude absolue 0,41 et 60 fois plus lumineuse que le Soleil.

Phecda est de magnitude apparente 2,41. Sa magnitude absolue est de 0,36, soit une luminosité équivalente à celle de 60 soleils. Distance : 84 années-lumière.

Tania Australis est 300 fois plus lumineuse que le Soleil. Sa magnitude apparente de 3,06, correspond à une magnitude absolue de -1,35, à la distance de 250 années-lumière.

Talitha est une étoile de magnitude apparente 3,12. Éloignée de 48 années-lumière, elle a en fait une magnitude absolue de 2,29, soit 10 fois la luminosité du Soleil.

Megrez est éloignée de 82 années-lumière. Cette étoile de magnitude absolue 1,33 et lumineuse comme 25 soleils, nous apparaît avec une magnitude de 3,32.

Museida est située à 180 années-lumière de nous. Magnitude absolue : -0,4, soit la luminosité de 120 soleils. Magnitude apparente : 3,35.

Tania Borealis est une étoile qui nous apparaît avec une magnitude de 3,45. sa magnitude absolue de 0,38 correspond à une luminosité intrinsèque 60 fois supérieure à celle du Soleil. Distance : 140 années-lumière.

Psi Ursae Majoris, de magnitude apparente égale à 3,0, est distante de 150 années-lumière. Sa magnitude absolue est de -0,27. Autrement dit, elle brille en réalité comme 110 soleils.

Thêta Ursae Majoris est une étoile de magnitude absolue 2,52 (soit 8,3 fois la luminosité du Soleil). Située à 44 années-lumière, elle nous apparaît avec une magnitude de 3,17.
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Mizar et Alcor (Grande Ourse).
Mizar et Alcor.

C'est déjà à l'oeil nu et, mieux encore aux jumelles, que l'on prendra contact avec Mizar*** et Alcor, qui forment un couple optique (elles ne sont pas liées physiquement). La première étoile, de magnitude apparente 2,23 et absolue 0,33 (60 fois le Soleil) se situe à 78 années-lumière; la seconde 3 années-lumière plus loin. Toutes deux sont des objets composés.

Mizar est probablement la première étoile qui ait été reconnue double; cette découverte a été faite en 1650 par Riccioli et fut confirmée par Kirch en 1700. Les premières mesures de Mizar sont de 1755 et sont dues à Bradley. Ce couple magnifique, l'un des plus brillants du ciel (2,5 gr. - 4,0gr., bleuâtre-blanc), forme un système physique car les deux composantes ont le même mouvement propre; mais, quoiqu'on l'observe depuis près de 150 ans, les observations n'ont pas encore conduit au tracé de son orbite, le mouvement relatif des deux étoiles étant trop faible; la durée de révolution du compagnon semble être voisine de 20 000 ans.
En 1889, l'astronome Pickering, de Harvard, remarqua que les raies dans le spectre de Mizar sont tantôt simples tantôt doubles, et dans ce dernier cas que la séparation entre ces raies varie périodiquement. Il en conclut que la plus brillante composante de Mizar est elle-même double et est composée de deux étoiles d'à peu près la même magnitude, si bien que Mizar est une étoile triple. La période de révolution de la binaire serrée est de 20.54 jours. Il s'agit ici d'une binaire spectroscopique.
Non loin de ce groupe (à 11'30") est une étoile de 5e grandeur Alcor, qui paraît avoir le même mouvement propre (0", 16) que Mizar et, par suite, former avec lui un système triple (Ch. André, 1900).
[Les étoiles multiples]

Exploration
Alula Australis située à 25 années-lumière est deux fois double. Ses deux composantes principales sont de magnitudes proches (4,4 et 4,9). Elles orbitent autour de leur centre de gravité commun en 60 ans. Elle sont éloignées l'une de l'autre en apparence d'un maximum de 2,8" d'arc, et la distance qui les sépare en réalité est du même ordre que celle entre le Soleil et Uranus. Chacune de ces étoiles est par ailleurs composée. Dans le premier cas la période orbitale du couple est de 669 jours, dans le second de 3,98 jours. Ce qui traduit des distances respectives des objets équivalentes, dans un cas à la distance Soleil-Vénus, dans l'autre, à la distance Terre-Lune.
Ce groupe a été découvert par W. Herschel, le 2 mai 1780; il en fit des mesures pour la première fois en 1781, et leur reprise, en 1802 et 1804, montra que la petite étoile avait un mouvement relatif rapide. Ce fut pour l'astronome l'une des premières indications que certaines étoiles doubles avaient un mouvement de nature orbitale.

C'est aussi ce groupe binaire qui a servi, en 1827, à Savary pour démontrer la généralité des lois de l'attraction newtonienne; car c'est lui qu'il a pris comme exemple pour. appliquer sa méthode de calcul des orbites des étoiles doubles (Connaissance des Temps pour 1830).

Ce groupe a un mouvement propre considérable et ce fait, joint à l'état de ses composantes, nous porte à admettre qu'il est voisin de la Terre : malheureusement on n'a point encore tenté d'en mesurer la parallaxe (Ch. André, 1900).

La Nébuleuse du Hibou (ou de la Chouette) = M 97 est une nébuleuse planétaire située à 12 000 années-lumière. Son enveloppe gazeuse en expansion est de magnitude 12, et s'éloigne de son étoile centrale (un astre de magnitude 13,5, et d'une température en surface dépassant les cinquante mille degrés) à la vitesse d'une quarantaine de kilomètres par seconde.
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M97 : nébuleuse du Hibou.
La nébuleuse planétaire M97 (Nébuleuse du Hibou).
Source : NOAO, (c) AURA / NOAO / NSF.
[Les nébuleuses planétaires]
M 81 *** et, non loin d'elle, M 82, constituent deux autres objets célèbres de cette constellation. Elles sont les principaux membres d'un petit groupe de galaxies analogue au Groupe Local. Leur distance : environ 12 millions d'année-lumière.

M 81 (= NGC 3031 = la Galaxie de Bode), située à 11,8 millions d'années-lumière de distance est une belle spirale de type Sb, vue de 3/4, et de magnitude 8,10. Particulièrement, étudiée depuis qu'une supernova brillante y é été observée en 1993-94. Le progéniteur de l'explosion a pu alors être découvert sur des photographies prises antérieurement. Mais il est apparu que celui-ci - une étoile bleue - n'était pas en mesure d'expliquer la composition chimique de la matière dispersée par la supernova, et qui resemblait davantage à ce que l'on s'attend à trouver dans l'enveloppe d'une géante rouge
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M 81 : galaxie de Bode.
La galaxie spirale M 81. Tout en haut de l'image, on distingue sa galaxie satellite Holmberg IX,
une galaxie naine irrégulière. 

L'énigme a été résolue dix ans après cette explosion, quand une grosse étoile a été découverte sur le lieu même où avait eu lieu le cataclysme. Cela a confirmé l'hypothèse que l'on avait fini par échaffauder, à savoir que ce gaz à la composition inattendue ne provenait pas véritablement de l'étoile défunte, mais d'un compagnon proche. Il avait été accaparé par le progéniteur de la supernova seulement au cours des 250 dernières années (Les transferts de matière). C'est donc ce compagnon, qui a survécu au cataclysme, que sont en mesure d'observer désormais quelques uns de plus puissants télescopes du monde.

On ajoutera que cette galaxie donne par ailleurs son nom a un petit groupe de galaxies analogue au Groupe Local et auquel appartiennent aussi M 82 et NGC 3077.

L'image composite ci-dessous montre la répartition des trois principaux types d'objets dans M 81. En vert : les étoiles ordinaires (émission à 3,6 µm); en bleu (rayonnement UV proche) : les étoiles massives; en rouge : les objets non stellaires (nuages interstellaires) :
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Les familles d'étoiles dans M 81.
Source : S. P. Willner et al.; astro-ph/0405626.

Quant à M 82 ( = NGC 3034), de magnitude 9,20 et située à dix millions d'années-lumière, c'est une galaxie irrégulière qui est actuellement le siège d'une immense flambée stellaire. Autrement dit de naissances en masse de nouvelles étoiles. Un phénomène sans doute causée par les perturbations gravitationnelles de ses voisines M 81 et NGC 3077. 

M82.
La galaxie spirale M 82.
Crédit et Copyright : P. Challis (CfA), 1.2-m Telescope, Whipple Observatory

Son aspect a longtemps fait penser qu'elle était en train d'exploser. L'image composite ci-dessous pourrait encore accroître cette illusion. Elle montre la matière éjectée loin dans le milieu intergalactique à partir des régions centrales affectées par cette flambée de formations stellaires. Les flux de ces gaz très chauds se propagent à des vitesses avoisinant les deux millions de kilomètres par heure. 

Structure de M 82.
Ejection de matière depuis les régions centrales de M 82.
Crédits : HST+ WIYN Telescope (Kitt Peak) + University College London + Univ. of Wisconsin-Madison.

Le plan rapproché ci-dessous obtenu par le télescope spatial Hubble détaille quant à lui ces régions centrales agitées  Il permet d'y observer beaucoup de poussières (traces sombres), mais aussi, de proche en proche, de nombreux amas globulaires âgés de moins de 600 millions d'années (point brillants). 
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M 82.
Les régions centrales de M 82.
Crédit: Richard de Grijs (Cambridge IoA) et al., ESA, NASA.

Appartenant au même groupe, NGC 3077 est une autre galaxie irrégulière. Celle-ci de magnitude 10,70.

 M 101 (= NGC5457 = la galaxie Pinwheel = la galaxie du Moulinet) est une spirale vue de face, située à une vingtaine de millions d'années-lumière. Sa magnitude photographique est de 8,70. 

M101 : galaxie Pinwheel.
La galaxie spirale M 101. 
Source : The STScI Digitized Sky Surveycompositage : Imago Mundi, © 2004.
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M 108 ( = NGC 3556) est une galaxie spirale de type Sc et de magnitude 10,70. Son coeur est émetteur d'un important rayonnement radio : on a affaire à une radiogalaxie.

M 109 ( = NGC 3992) est une spirale barrée dans laquelle on a également observé une supernova. Elle est vue des 3/4 et sa magnitude est de 10,70.
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Galaxie M 108.
M 108.
Galaxie M 109.
M 109.
[Les galaxies]
[Les quasars]
[Les amas de galaxies]
[Les supernovae]
NGC 2841 est une galaxie spirale stochastique de type SAb. Distante de 50 millions d'années, et de magnitude 9,5, elle appartient au superamas de la Vierge.

NGC 3938 est une galaxie spirale de type SAc vue de face. Ell est distante de de 55 millions années-lumière et a une magnitude de 10,9.

NGC 3198 est une spirale de type SBc. Elle est distante de 40 millions d'années-lumière; sa magnitude est 10,2.

NGC 5474 est une galaxie naine  de type SAcd dont le bulbe est excentré. Cette forme particulière s'explique par les perturbations gravitationnelles qu'exerce sur elle M 101. Distance : 22  millions d'années-lumière; magnitude 11,5.

NGC 2976 est une galaxie spirale de type SAc à la structure assez chaotique du fait de ses interactions gravitationnelles avec M 81. Distance : 12 millions d'années-lumière; magnitude 11.

NGC 3184 est une galaxie spirale barrée de type morphologique SABcd. C'est une galaxie riche en éléments lourds et on y observe deux grandes régions d'hudrogène ionuisé (HII) : NGC 3180 et NGC 3181. Distance : 25 millions d'années-lumière; magnitude 10. 
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NGC 2841.

NGC 3938.
NGC 3198.
NGC 5474.

NGC 2976.
NGC 3184

NGC 4051 est une galaxie spirale barrée à noyau actif (galaxie de Seyfert 1), de type morphologique SABc. Eloignée de nous d'une soixantaine de milions d'années-lumière, elle a une magnitude de 11.

NGC 5204 est une galaxie spirale à faible brillance de surface, de type SA, et membre du groupe de M 101. Elle est éloignée de 15 millions d'années-lumière et a une magnitude de 11,8.

NGC 4088 est une galaxie spirale de type Sc, distante de 50 millions d'années-lumière et de magnitude 11,2.

NGC 3448 est une galaxie irrégulière en interaction. Distance : 70 millions d'années-lumière; magnitude : 12,2.

Holmberg II ( = Ho II = UGC 4305) est une galaxie naine irrégulière située à une dizaine de millions d'années-lumière et de magnitude 11,7.

NGC 3953 est une galaxie spirale barrée de type SABa et possédant un anneau. Distante de 50 millions d'années-lumière de nous, elle est de magnitude 11,1.
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NGC 4051.

NGC 5204.
NGC 4088.
NGC 3448.

Holmberg II.
NGC 3953.

NGC 3718 est une galaxie spirale barrée de type SABc vue de face. Distante de 50 millions d'années-lumière, elle est de magnitude 11,35. Une bande poussières y est bien visible. NGC 3718 est en interaction NGC 3729, une siparale situé à environ 160 000 années-lumière d'elle.

Arp 299 est une paire de galaxies barrées irrégulières en collision : NGC 3690 et IC 694. Distance : 140 millions d'années-lumière.

NGC 2685 ( = galaxie de l'Hélice) est une galaxie spirale barrée (type SB)  à noyau actif (Seyfert 2) et à anneau polaire. Elle est située à une quarantaine de millions d'années-lumière.

IC 2574 est une galaxie spirale barrée de type SAB. Eloignée de nous de 14 millions d'années-lumlière, elle apparaît avec une magnitude de 11,1.

NGC 2950 est une galaxie spirale barrée (deux barres imbriquées) de type SBa. Distante d'une cinquantaine de millions d'années-lumière de nous, elle est de magnitude 10,8.

NGC 3077 est une galaxie elliptique à noyau actif (galaxie de Seyfert) de type morphologique SAc de magnitude 10,5. Ses régions extérieurs montrent des signes d'interaction gravitationnelle avec ses voisines (M 81, M 82).
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NGC 3718.

Arp 299.
NGC 2685.
IC 2574.

NGC 2950.
NGC 3077.

Source des images : CDS : Aladin 11,0. NB. : les images peuvent être à des échelles différentes.


Curiosités
Le quasar double QSO 0957+561. De magnitude 17, et parfaitement hors de portée des instruments amateurs, ce loin noyau de galaxie active situé aux confins de l'univers (décalage spectral égal à 1,41) est aussi du premier mirage gravitationnel découvert par les astronomes. Par un effet de lentille gravitationnelle dû à la masse d'une galaxie interposée entre le quasar et nous, l'image de celui-ci est dédoublée. On a l'illusion d'avoir affaire à deux quasars séparés de 6", quand il n'y en a qu'un...

M 40 (12h 22mn 24 s, 58° 05' 00") est souvent oublié dans les listes des objets de Messier. La raison? Il est bien difficile de le confondre avec une comète. Ce n'est ni un amas, ni une nébuleuse, ni une galaxie, juste deux étoiles semblables au Soleil, situées à quelques centaines d'années-lumière de nous.

Messier avait noté cette paire dans son catalogue car sa position correspondait à celle d'une nébuleuse mentionnée par erreur par Hévélius. A. Winnecke la fera figurer dans son catalogue d'étoiles doubles établi en 1863 à l'observatoire de Pulkovo.


M 40

HDF (= Hubble deep field). C'est encore dans la Grande Ourse, qui correspond à une région de latitude galactique élevée, que se situe la première plongée dans l'univers très lointain, réalisée en 1995 par le télescope spatial Hubble. Ce champ profond de Hubble a été jusqu'en 1998, date à laquelle il s'est trouvé complété par son équivalent dans l'hémisphère sud, el HDFS (Toucan), a fourni le premier échantillonage de l'univers tel qu'il apparaissait environ un milliard d'années après le big bang. En 2004, avec le champ ultra profond de Hubble ou HUDF (Fourneau), cet horizon a été largement dépassé.
Signalons pour terminer, un essaim d'étoiles filantes dont le radiant est dans cette constellation : les ursa majorides qui sont actives vers le 1er ou le 2 avril. Leur taux horaire zénital ZHR=20 est relativement important, mais l'activité est de très brève durée (quelque chose comme une demie heure).  [Les systèmes de coordonnées]

Repérages
Le tableau ci-dessous donne les coordonnées (époque J2000,0) de quelques-uns des objets du ciel profond mentionnés dans cette page : [Les systèmes de coordonnées]
Nom Ascension droite Déclinaison
M 97 11h14m46s 55°00'26"
M 81 09h55m36s 69°03'33"
M 82 09h56m03s 69°41'32"
NGC 3077 10h03m23s 68°43'15"
M 101 14h03m08s 54°21'28"
M 109 11h57m34s 53°22'06"
M 108 11h11m42s 55°40'26"
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