La constellation de la Grande-Ourse

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Repérage

La Grande Ourse est la troisième constellation du ciel par son étendue. Elle contient la « grande casserole » (ou « grand chariot »), l'un des astérismes les plus connus de l'hémisphère nord. Faisant partie de la liste des 48 constellations établies par Ptolémée, elle est très facilement reconnaissable par la forme de casserole que composent ses sept plus brillantes étoiles. La Grande Ourse est une constellation circumpolaire pour les observateurs situés au-dessus de 41° de latitude Nord : elle ne semble jamais se coucher.

Les étoiles majeures

Alioth

• Masse : ~3 M☉
• Rayon : ~3,7 R☉
• Distance : 83 années lumière
• Luminosité : 136,57 L☉
• Type spectral : A1III-IVp
• Température : 9 400 K
• Epsilon Ursae Majoris (ε UMa), également nommée Alioth, malgré sa désignation de Bayer « ε » est la plus brillante de la constellation, et à ce titre elle est l'une des sept étoiles de la constellation qui forment l’astérisme du Grand Chariot.
• Avec une magnitude apparente de 1,77, Alioth est la 33e étoile la plus brillante de la voûte céleste.
• D'après les mesures de parallaxe du satellite Hipparcos, elle est distante d'environ 83 années-lumière de la Terre.
• Elle se rapproche du Système solaire à une vitesse radiale de −13 km/s.
• Il s'agit d'une géante ou sous-géante blanche de type spectral A1III-IVp, le « p » indiquant des particularités dans l'abondance de certains éléments chimiques dans son spectre, une caractéristique des variables de type α2 CVn (dont α2 Canum Venaticorum, ou Cor Caroli, est le prototype).
  
  Alioth, en représentante de ce type, semble combiner deux phénomènes qui interagissent : son champ magnétique intense sépare ses différents éléments métalliques et l'angle entre son axe de rotation et son champ magnétique (presque 90°) provoque diverses bandes d'éléments magnétiquement triés, qui sont perçues à différents moments depuis la Terre. Ces éléments, et la rotation de leurs bandes, induisent une fluctuation du spectre d'Alioth sur une période de 5,1 jours.
• Pour ce type d'étoiles variables, Alioth possède un champ magnétique relativement faible, 15 fois plus faible que celui de Cor Caroli, mais tout de même 100 fois plus élevé que celui de la Terre.

Dubhé

Alpha Ursae Majoris forme une partie du Chariot, et avec Mérak elle est l'une des deux étoiles de la Grande Ourse (la plus septentrionale des deux) qui pointent en direction de α Ursae Minoris, l'étoile polaire.

C'est une étoile multiple formé de quatre étoiles. L'étoile primaire, désignée Dubhé A, est une étoile géante orange de type spectral K0III qui est en phase de combustion de l'hélium. Il s'agit d'une binaire spectroscopique et son compagnon, désigné Dubhé B, est une étoile jaune-blanc de la séquence principale, de type spectral F0V qui orbite à une distance de 20 ua.
Enfin, une autre binaire spectroscopique vient compléter le système de Dubhé. Désignée Dubhé C, elle montre un spectre d'une étoile jaune-blanc de type F8 ; elle est localisée à une distance angulaire de 280 secondes d'arc de Dubhé A & B

• Masse : 4 / 1,7 M☉
• Rayon : 16 / 1,3 R☉
• Distance : 123 années lumière
• Luminosité : 300 L☉
• Type spectral : K0 III / F0 V / F8
• Température : 4 500 / 7 400 K

Mizar et Alcor

Zeta Ursae Majoris (ζ UMa), est une étoile multiple et est la seconde étoile à partir de la fin du Chariot. Sa magnitude apparente combinée est de 2,03. Elle est située à environ 83 années-lumière de la Terre.

Zeta Ursae Majoris possède une magnitude apparente de +2,27 et est de type A1 V. Avec une bonne vue, on peut apercevoir un faible compagnon juste à l'est, appelé Alcor ou 80 Ursae Majoris. Alcor a une magnitude de +3,99 et un type spectral A5 V. Alcor et Mizar sont distantes de 11,48 minute d'arc soit environ un tiers du diamètre apparent de la pleine Lune. Les deux sont souvent appelées le cheval et le cavalier, et la capacité de voir la seconde est un test traditionnel d'acuité visuelle. Les deux étoiles sont distantes de plus d'un quart d'année-lumière et bien que leurs mouvements propres montrent qu'elles se déplacent ensemble, on ne sait toujours pas si elles forment un vrai système binaire, et non une binaire optique comme on le pense actuellement.

D'autres composantes furent découvertes avec l'apparition du télescope et de la spectroscopie. Étant une belle cible visuelle facilement séparable, Mizar fut la première binaire télescopique découverte, très probablement par Benedetto Castelli qui demanda à Galilée en 1617 de l'observer. Galilée produisit alors un rapport détaillé sur l'étoile double.

Plus tard, vers 1650, Riccioli écrivit que Mizar paraissait double. L'étoile secondaire, Mizar B, possède une magnitude de +4,0 et un type spectral A7, et est située à 380 unités astronomiques de la primaire. Elles mettent des milliers d'années pour orbiter l'une autour de l'autre. Mizar A fut ensuite la première binaire spectroscopique découverte par Pickering en 1889. Les deux composantes sont toutes deux environ 35 fois plus brillantes que le Soleil, et tournent l'une autour de l'autre en environ 20 jours.

On découvrit plus tard que Mizar B était également une binaire spectroscopique. En 1996 les composantes du système binaire Mizar A furent visualisées en très haute résolution au Navy Precision Optical Interferometer par synthèse d'ouverture.

Les objets de Meissier

Les galaxies de Bode - M 81 et M 82



M 81

M81 a été découverte par l'astronome allemand Johann Elert Bode en 1774, qui a aussi découvert la même nuit M82 (NGC 3034). On donne d'ailleurs le nom de nébuleuses de Bode à ces deux galaxies. M81 a été redécouverte indépendamment par l'astronome français Pierre Méchain en aout 1780 qui le signala à son ami Charles Messier. Messier a observé M81 le 9 février 1781.

M81 est une galaxie spirale avec des dimensions inférieures à la Voie Lactée. Son diamètre est estimé à environ 87 000 années-lumière, contre au moins 100 000 pour la Voie lactée.

Grace à l’observation d’une trentaine d’étoiles Céphéides en 1993, sa distance a été mesurée de façon très précise par le télescope spatial Hubble. Elle est estimée à 11,8 millions d’années-lumière.

Elle présente un bulbe galactique plus grand que celui de la Voie lactée autour duquel s'enroulent deux bras spiraux contenant chacun de jeunes étoiles bleuâtres et chaudes, formées au cours des derniers millions d'années, signe d’une activité de formation stellaire assez soutenue.

Elle présente une légère asymétrie dans la répartition de sa masse, en raison des effets de marée gravitationnels avec la galaxie la plus proche : proche M82.

Le noyau de la galaxie abriterait un trou noir supermassif dont la masse est estimée selon étude publiée en 2009 et basée sur la vitesse interne de la galaxie mesurée par le télescope spatial Hubble, la masse du trou noir supermassif au centre de M81 serait comprise entre 8,4 et 41 millions masse solaire.

Repérage

M81 et M82 se localisent à partir de l’étoile 24 Grande Ourse, qui se trouve en prolongeant d’un peu plus d’une fois sa longueur l’une des diagonales du récipient de la « casserole » (trait rouge ci-dessous). La galaxie M 81 se repère à 2° au sud-est.



M 82

Aussi surnommée Galaxie du Cigare, M82 est une galaxie spirale 12,5 millions d'années-lumière.

La galaxie M82 présente un remarquable taux de formation d'étoiles que l'on pense être dû à l'influence gravitationnelle de la galaxie voisine M81. Cette galaxie se démarque aussi par son aspect atypique, avec de longs filaments de gaz ionisé et de poussière qui s'en échappent en direction de l'espace intergalactique. Ces derniers sont l'œuvre de vents stellaires intenses.

Du fait de son taux de formation d'étoiles élevé, elle est considérée comme une galaxie à sursauts de formation d'étoiles.

M82 est remarquablement active en termes de formation stellaire

On estime son taux de formation d'étoiles dix fois supérieur à celui de notre galaxie, avec une valeur approximative de 12 masses solaires par an. Du fait de sa proximité avec le groupe local, M82 constitue une cible favorite dans l'étude de ce phénomène.

le sursaut de formation d'étoiles de M82 est probablement dû à l'influence gravitationnelle de la galaxie voisine M81. Les deux galaxies ont connues une rencontre rapprochée il y a quelques centaines de millions d'années, ayant redistribuée la matière interstellaire dans M82, notamment vers son centre au cours des derniers 200 millions d'années. Une première vague de formation d'étoiles s'est ainsi produite dans la galaxie, ayant perdurée au moins 50 millions d'années. Deux autres sursauts se serait également produits, le dernier il y a de 6 à 4 millions d'années aurait donné naissance aux amas observés au centre de M82.

En dehors du centre de la galaxie, les étoiles du disque de M82 semblent s'être formées il y a 500 millions d'années, laissant dans ce dernier des centaines d'amas aux propriétés similaires à celles des amas globulaires de la Voie lactée, mais plus jeunes. L'activité de formation stellaire semble cependant y avoir cessé il y a 100 millions d'années. Autour de M82, dans l'halo galactique, le taux de formation d'étoiles est à un niveau très faible depuis au moins un milliard d'années.

Le centre de la galaxie

Le centre de la galaxie M82 est un environnement très dense où se côtoient de nombreux amas d'étoiles massives. La masse moyenne de ces amas avoisines les 200 000 masses solaires.

Le diamètre de la région active en formation d'étoiles est d'environ 630 année-lumière. Quatre amas très brillants (désignés A, C, D et E) ont été détectés dans cette région en lumière visible. Ces amas correspondent à des sources connues de rayon X, d'infrarouge et d'onde radio.

Trou noir supermassif et intermédiaire

Comme plusieurs autres galaxies, M82 abrite en son centre un trou noir supermassif. À partir de l'observation du mouvement des étoiles proches de celui-ci, sa masse a pu être estimée à 3 × 10⁷ masses solaires.

À environ 600 années-lumière du centre de la galaxie, des observations réalisées par le télescope spatial Chandra ont montré une région d'émission variable de rayons X. Cette source a été désignée M82 X-118. Les astronomes ont émis l'hypothèse que ces émissions proviennent d'un trou noir de masse intermédiaire, le premier de ce genre détecté. Sa masse serait comprise entre 200 et 5 000 masses solaires.

Le centre de la galaxie

Au début des années 1960, on a découvert la présence d'un vaste complexe de filaments gazeux s'extirpant de M82. Ces derniers sont l'œuvre d'un phénomène connu sous le nom de super-vent galactique.

Le super-vent galactique de M82 est issu de l'association des vents stellaires émient par les innombrables étoiles jeunes et massives de la galaxie, ainsi que par les ondes de choc générées lors de fréquentes explosions de supernovas. Le flux ainsi crée balaye et ionise sur son passage le milieu interstellaire, projetant les composants de celui-ci en dehors de la galaxie.

On pense que les super-vents galactiques, comme celui de M82, jouent un rôle majeur dans l'évolution des galaxies, concernant l'enrichissement en métaux du milieu intra-amas et intergalactique, ainsi que dans l'établissement de la relation masse-métallicité entre les galaxies.

Objets célestes atypiques

En avril 2010, des radioastronomes de l'Observatoire de Jodrell Bank de l'université de Manchester au Royaume-Uni ont rapporté la découverte d'un objet dans M82 qui a commencé à émettre des ondes radio et dont les émissions ne ressemblent à rien de connu dans tout l'univers.

Plusieurs hypothèses ont été formulées au sujet de la nature de l'objet, mais à ce jour aucune n'explique complètement les données observées. On a suggéré qu'il pourrait s'agir d'un microquasar très instable doté d'une très grande luminosité en onde radio, mais une faible luminosité en rayon X. Il pourrait être semblable au microquasar SS 433 de notre galaxie. Cependant, tous les microquasars connus produisent une grande quantité de rayons X, ce qui n'est pas le cas de cet objet, dont l'intensité X est sous le seuil de détection. Cet objet est à plusieurs secondes d'arc du centre de M82, position qui rend peu probable qu'il soit associé au trou noir supermassif. Sa vitesse supraluminique apparente est quatre fois supérieure à la vitesse de la lumière par rapport au centre de la galaxie. Malgré toutes les données acquises sur cet objet, sa vraie nature demeure mystérieuse. Coquille de gaz ionisé : Une étude publiée en 2022 a conduit à la découverte d'une vaste structure de gaz ionisé en direction de M82. Située à une distance de projection d'environ 130 000 années-lumière de la galaxie, l'origine de cette structure est incertaine. Selon une hypothèse, il pourrait s'agir de matières transportées jusqu'ici par le super-vent galactique.

En 2014, les astronomes y ont découvert la source X ultralumineuse (ULX) M82 X-2. Il s'agit du pulsar le plus brillant connu à ce jour.

En 2024 fut annoncée la découverte de l'éruption massive d'un magnétar dans la galaxie M82. Jusqu'alors, seulement trois de ces rares éruptions ont pu être observées à partir de magnétars situés dans notre galaxie et dans le Grand Nuage de Magellan.

Quatre supernovas ont été découvertes dans M82 : le 21 mars 1986 : SN 1986D, le 21 novembre 2004 : SN 2004am, le 24 mars 2008 : SN 2008iz et le 21 janvier 2014 :SN 2014J

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