Généralités | Astrophotographies

Tout d'abord, rappelons qu'en astronomie les objets du ciel profond sont les objets du ciel nocturne autres que ceux du Système solaire (les planètes, les comètes et les astéroïdes), les étoiles simples et les étoiles multiples, a savoir concernant ceux qui sont principalement photographiés par les amateurs :

- les amas stellaires (groupe d'étoiles physiquement liées par la gravitation)

- les nébuleuses (objets célestes composés de gaz ou de poussières interstellaires)

- les galaxies (vastes ensemble d'étoiles et de matière interstellaire dont la cohésion est assurée par la gravitation)

Il existe bien entendu une multitude d'autres types d'objets célestes en dehors du système solaire mais ces trois catégories contiennent les types d'objets que photographient majoritairement les amateurs.

Aussi, de manière générale, les amas stellaires et nébuleuses photographiés par les amateurs (à quelques exceptions près) se situent au sein de notre galaxie, la Voie Lactée.

Les galaxies en revanche se situent bien évidemment par définition en dehors de notre propre galaxie.

En préambule, quelques ordres de grandeurs :

- Diamètre de la Terre : 12700 kms

- Distance Terre-Lune : 380000 kms soit 1,3 secondes-lumière

- Distance Terre-Soleil : 150 milllions de kms soit 8 minutes-lumière

- Diamètre du système solaire : 20 milliards de kms soit 18.5 heures-lumière

- Distance Soleil-Proxima du Centaure (étoile la plus proche) : 41000 milliards de kms soit 4,3 années-lumière

- Diamètre de la Voie Lactée : 100000 années-lumière

- Distance Voie lactée - Galaxie d'Andromède : 2,5 millions d'années-lumière

- Diamètre estimé de l'univers observable : 93 milliards d'années-lumière

Un amas stellaire est une concentration locale d'étoiles d'origine commune et liées entre elles par la gravitation.

Ces objets sont classés en deux familles selon leur aspect : les amas ouverts et les amas globulaires.

Les amas stellaires se maintiennent par l'attraction gravitationnelle mutuelle de leurs membres.

En raison d'influences internes (collisions avec d'autres membres de l'amas, évolution stellaire) et externes (collisions avec des objets massifs et influence de la galaxie hôte), ils s'« évaporent » lentement. Leur durée de vie varie de quelques millions d'années pour des associations peu denses à plusieurs milliards d'années pour les amas globulaires massifs.

Les amas stellaires les plus lumineux et les plus proches sont visibles à l'œil nu.

Du fait de leur population stellaire plutôt homogène et de leur distance relativement bien connue, les amas jouent un rôle important en astrophysique et en astrométrie.

Les amas stellaires

>>> Les amas ouverts sont des ensembles groupant environ de 100 à 10 000 étoiles de même âge et présents à l'intérieur même d'une galaxie.

Ce sont, en général, des étoiles jeunes nées dans un même nuage moléculaire et qui commencent à s'éloigner progressivement les unes des autres.

Plusieurs amas ouverts sont visibles à l'œil nu, comme les Pléiades (M45) et les Hyades, tous deux dans la constellation du Taureau, ainsi que M44 (l'amas de la Ruche ou de la Crèche) dans la constellation du Cancer, ou encore le plus lointain double amas de Persée.

On pense qu'ils se forment au sein des nuages moléculaires, les grands nuages de gaz et de poussières qui constituent les nébuleuses diffuses.

Comme le temps nécessaire à leur formation est beaucoup plus faible que leur durée de vie, toutes les étoiles d’un amas ouvert ont plus ou moins le même âge et comme elles proviennent de la même nébuleuse, elles ont la même composition chimique.

Ainsi, les seules différences existant entre les étoiles d’un amas ouvert proviennent de leur masse. La plupart des amas ouverts sont dominés par leurs étoiles géantes bleues de type O ou B, qui sont très lumineuses mais de courte durée. On peut estimer l’âge d’un amas ouvert en regardant le rapport entre le nombre d’étoiles bleues, jaunes et rouges : plus les étoiles bleues sont nombreuses, plus l’amas est jeune.

>>> Les amas globulaires sont très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles distribuées dans une sphère dont la taille varie d'une vingtaine à quelques centaines d'années-lumière.

Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts et les étoiles de ces amas sont généralement des géantes rouges.

La plupart des amas globulaires sont très anciens et se sont probablement formés en même temps que leur galaxie hôte. Néanmoins, certains amas globulaires de couleur bleue ont été récemment observés et leur couleur est, normalement, représentative des étoiles chaudes et jeunes.

On ne sait pas encore si des amas globulaires peuvent se former relativement tard dans la vie d'une galaxie.

On compte 150 amas globulaires dans notre galaxie, la Voie lactée. Mais il en existe sans doute d'autres, qui restent indétectables parce que masqués par le disque galactique.

Les amas globulaires font partie du halo galactique, ils orbitent autour du centre galactique.

C'est par leur étude que Harlow Shapley, en 1918, a pu déterminer la position du Soleil au sein de la Galaxie. Comme les amas globulaires contiennent les étoiles les plus âgées d'une galaxie, ils contribuent également de façon importante à l'étude de l'évolution des étoiles et des galaxies.

La densité des étoiles dans les amas globulaires étant très élevée, les collisions ou quasi-collisions entre étoiles y sont parfois possibles, contrairement aux autres régions d'une galaxie.

Les nébuleuses

On désigne « nébuleuse » toute région du milieu interstellaire particulièrement riche soit en gaz (le plus souvent de l'hydrogène), soit en poussière interstellaire, soit des deux.

Les nébuleuses peuvent être issues d'étoiles en fin de vie, mais jouent également un rôle clé dans la naissance des étoiles qu'elles peuvent former en s'effondrant sous l'effet de la gravitation.

On distingue :

- les nébuleuses en émission qui sont des nuages de gaz ionisé dans le milieu interstellaire, qui absorbent la lumière d'une étoile chaude proche et la réémettent sous forme de couleurs variées à des énergies plus basses et qui regroupent les régions H2, les nébuleuses planétaires, les rémanents de supernova et les bulles de Wolf-Rayet.

- les nébuleuses par réflexion qui contrairement au nébuleuses en émission n'émettent pas leur propre lumière mais réfléchissent celle des étoiles proches ou qu'elles contiennent

- les nébuleuses obscures, dont la densité en gaz et poussières est telle qu’elle masque la lumière des étoiles lointaines d’arrière plan et se détache sur ce fond lumineux. On parle aussi de nébuleuse obscure.

>>>Les régions H2 sont des nébuleuses en émission, constituées de nuages principalement composés d'hydrogène dont la plupart des atomes sont ionisés, s'étendant parfois sur plusieurs années-lumière.

L'ionisation est produite par la proximité d'une ou de plusieurs étoiles très chaudes, de type spectral O ou B, qui rayonnent fortement dans l'ultraviolet extrême, elles-mêmes formées à partir du nuage.

Plus tard, les explosions en supernovæ et les forts vents stellaires provoqués par les étoiles les plus massives de l'amas stellaire finiront par disperser les particules de gaz restant, laissant derrière elles un amas d'étoiles tel que celui des Pléiades.

Ces nuages de gaz ionisé sont visibles à de très grandes distances, et l'étude des régions HII extragalactiques est fondamentale pour déterminer les distances et la composition chimique des autres galaxies.

Les régions HII tirent leur nom de la présence en grande quantité d'hydrogène ionisé, noté « HII », distincts de l'hydrogène moléculaire (H2) et de l'hydrogène neutre atomique (HI). Il s'agit donc de l'ion H+, c'est-à-dire un simple proton.

>>> Les nébuleuses planétaires sont des nébuleuses en émission qui sont la marque d'une étoile de faible masse en fin de vie et préfigurent le destin de notre Soleil.

Souvent petites, rondes et relativement brillantes, les astronomes les ont longtemps confondues avec des planètes, d'où leur nom, mais l'on sait maintenant que les nébuleuses planétaires n'ont aucun rapport avec les planètes.

Quand une petite étoile (moins de huit masses solaires) vieillit et finit de consommer tout son hydrogène, puis son hélium, son cœur s'effondre pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expulsées par la pression de rayonnement. Ces gaz forment un nuage de matière qui s'étend autour de l'étoile à une vitesse d'expansion de 20 à 30 kilomètres par seconde. Ce nuage est alors ionisé par les photons ultraviolets émis par l'étoile qui est devenue très chaude.

Elles jouent un rôle crucial dans l'enrichissement de notre univers, transformant l'hydrogène primordial en éléments plus lourds et expulsant ces nouveaux éléments dans le milieu interstellaire.

>>> Les rémanents de supernova sont des nébuleuses en émission très étendues et sont le résultat de l'explosion violente d'une étoile de masse élevée. Elles arborent souvent une structure filamenteuse caractéristique qui évoque de la dentelle.

Une supernova peut se former selon deux voies :

une étoile supergéante qui arrête de générer l'énergie de son cœur et finit par s'effondrer sous l'effet de sa propre gravité. On parle de supernova à effondrement de cœur. Alors que l'étoile massive fait plus de huit masses solaires, le résidu compact fait de l'ordre de 1,5 masse solaire
une naine blanche ayant accumulé assez de matière provenant d'une étoile voisine ou entrant en collision avec pour atteindre la masse critique, qui engendre une explosion thermonucléaire. On parle de supernova thermonucléaire. Dans le cas où il y a accrétion de matière et non collision, l'étoile binaire peut éventuellement survivre à l'explosion. L'étoile qui est réduite ne laisse pas de résidu compact derrière elle.

>>> Les bulles de Wolf-Rayet ont un aspect voisin de celui des vestiges de supernova. Ces bulles de gaz résultent de l'expulsion progressive des couches externes d'une étoile Wolf-Rayet, extrêmement chaude et comptant parmi les étoiles les plus massives connues.

Les deux bulles de Wolf-Rayet les plus célèbres sont certainement la nébuleuse du Croissant (NGC 6888) et la nébuleuse Casque de Thor (NGC 2359).

>>> Les nébuleuses par réflexion sont des nuages de poussières qui réfléchissent la lumière d'une ou plusieurs étoiles voisines.

Ces étoiles ne sont pas assez chaudes pour causer l'ionisation des gaz, comme dans le cas des nébuleuses en émission, mais sont assez lumineuses pour permettre une dispersion suffisante pour rendre la poussière visible.

Les nébuleuses par réflexion sont souvent des emplacements de formation d'étoiles

Elles sont habituellement bleues parce que la diffusion est plus efficace pour la lumière bleue que la rouge (c'est le même procédé de diffusion qui nous donne le ciel bleu et les couchers de soleil rouges).

Environ 500 nébuleuses par réflexion sont connues.

>>> Les nébuleuses obscures, ou encore nébuleuses sombres ou nébuleuses d'absorption, sont des régions où les poussières du milieu interstellaire semblent se concentrer en grands nuages absorbant en partie la lumière qui les traverse et voilent donc ce qui se trouve derrière.

Dans le spectre visible, on ne peut les détecter que par contraste sur un champ d'étoiles ou une nébuleuse brillante.

Comme les nébuleuses par reflexion , elles sont le lieu de formation des étoiles.

Les galaxies

Une galaxie est un assemblage d'étoiles, de gaz, de poussières, de vide et peut-être essentiellement de matière noire, contenant parfois un trou noir supermassif en son centre.

La Voie lactée, la galaxie dans laquelle se trouve le Système solaire, compte quelques centaines de milliards d'étoiles et a un diamètre de l'ordre de 100000 années-lumière.

La plupart des galaxies typiques comportent un nombre similaire d'astres, mais il existe aussi des galaxies naines comptant à peu près une dizaine de milliards d'étoiles et des galaxies géantes comptant plusieurs milliers de milliards d'étoiles.

Les galaxies sont classées en trois types morphologiques principaux : elliptiques, spirales, et irrégulières mais une description plus étendue des types de galaxies a été donnée par Hubble, nommée séquence de Hubble..

>>>Les galaxies elliptiques ont un profil ellipsoïdal, leur donnant une apparence elliptique quel que soit l'angle de vue.

Leur apparence montre peu de structures et elles ne possèdent pas beaucoup de matière interstellaire. Par conséquent, ces galaxies contiennent peu d'amas ouverts et ont un taux de formation d'étoiles peu élevé.

Des étoiles plus anciennes et plus évoluées, tournant autour de leur centre de gravité commun de manière aléatoire, dominent donc ces galaxies. En ce sens, elles présentent une certaine similitude avec les amas globulaires, mais à plus grande échelle

Les galaxies les plus grandes sont des elliptiques géantes.

On pense que de nombreuses galaxies elliptiques se sont formées grâce à une interaction de galaxies qui ont fini par fusionner. Elles peuvent atteindre des tailles énormes (comparée aux galaxies spirales, par exemple).

'D'autre part, ces galaxies elliptiques géantes sont souvent trouvées au cœur des grands amas de galaxies.

>>>Les galaxies spirales forment la classe la plus emblématique des galaxies. Elles sont faites d'un disque en rotation et composé d'étoiles et de milieu interstellaire, avec un bulbe central d'étoiles généralement plus anciennes. De ce bulbe émergent des bras relativement brillants.

Dans le schéma de classification de Hubble, les galaxies spirales correspondent au type S, suivi d'une lettre (a, b, ou c), qui indique le degré d'enroulement des bras spiraux ainsi que la taille du bulbe central. Une galaxie Sa est dotée de bras relativement mal définis et possède une région centrale relativement importante. En revanche, une galaxie Sc possède des bras très ouverts et bien tracés ainsi qu'un bulbe de petite taille.

Les bras spiraux tournent autour du centre et sont des zones où la densité de matière est plus haute visibles du fait de leur teneur en étoiles jeunes et brillantes, dues à la forte densité de matière qui facilite la formation d'étoiles.

La majorité des galaxies spirales sont "barrées" : elles ont une bande d'étoiles linéaire en leur centre, à partir de laquelle émergent les bras spiraux. Dans la classification de Hubble, elles sont désignées d'un SB, suivi d'une lettre minuscule (a, b, ou c), indiquent encore une fois la forme et la disposition des bras spiraux (de la même manière que les galaxies spirales non-barrées).

On pense que les barres sont des structures temporaires qui peuvent survenir à la suite d'un rayonnement de densité du cœur vers l'extérieur, ou à la suite d'une interaction avec une autre galaxie faisant intervenir la force de marée.

>>> Les galaxies irrégulières ne montrent aucune structure régulière ou discernable et pour cette raison sont classées à part dans la classification de Hubble des galaxies.

La plupart des galaxies irrégulières sont des galaxies naines (elles contiennent de 10 millions à un milliard d'étoiles).

Leur luminosité n'est pas affectée par leur forme irrégulière car elles sont souvent riche en jeunes étoiles brillantes, mais leur petite taille les rend difficile à détecter, c'est pourquoi on ne détecte que celles plutôt proches de nous.

Elles orbitent souvent autour de galaxies plus grosses (galaxies spirales) qui créent des ondes de compression (dues à la gravitation) qui traversent les nébuleuses et y déclenchent des formations d'étoiles très rapides.

Elles auraient été très nombreuses jadis dans l'univers, mais leur nombre aurait décru suite aux collisions (elles constitueraient 10 % des galaxies).

Elles ne possèdent donc aucune caractéristique des galaxies spirales ou des galaxies elliptiques. Les galaxies irrégulières sont généralement assez riches en gaz et poussières interstellaires (nébuleuses) et en étoiles jeunes.

>>> A noter qu'en dehors de ces trois principales catégories il existe notamment aussi :

- les galaxies lenticulaires (S0 ou SB0) à disque sans bras spiraux bien définis. Elles représentent la transition entre une galaxie elliptique et une galaxie spirale dans la séquence de Hubble. Formellement, elles ressemblent à des galaxies spirales dénuées de bras spiraux bien qu'elles possèdent un bulbe galactique d'une taille beaucoup plus importante que celui d'une galaxie spirale standard.

Les galaxies lenticulaires ont perdu ou transformé la majorité de leur matière interstellaire, si bien qu'on n'y observe que très peu de formation d'étoiles, alors même qu'elles peuvent contenir une grande quantité de poussière.

- les galaxies annulaires ayant une forme d'anneau. L'anneau est constitué d'étoiles bleues massives et relativement jeunes, qui sont extrêmement brillantes.

La région centrale contient de la matière relativement peu lumineuse. Les astronomes pensent que les galaxies annulaires se forment quand une galaxie traverse le centre d'une plus grande galaxie. Comme une galaxie est constituée essentiellement d'espace vide, cette « collision » conduit très rarement à des collisions réelles entre les étoiles.

Cependant les perturbations gravitationnelles causées par un tel événement peuvent provoquer une onde de formation d'étoiles qui se propage à travers la plus grande galaxie.

- les galaxies à anneau polaire dans lesquelles un anneau de gaz et d'étoiles tourne autour des pôles d'une galaxie hôte. On pense que ces anneaux se forment lorsque deux galaxies interagissent gravitationnellement. Une possibilité est que de la matière est déplacée par effet de marée, du fait du passage d'une autre galaxie, pour former un anneau. L'autre possibilité est qu'un petite galaxie percute une galaxie plus grande, orthogonalement au plan de rotation de cette dernière.

- les galaxies en interaction qui sont le résultat de la perturbation d'une galaxie par le champ gravitationnel d'une deuxième et réciproquement.

Un exemple d'interaction mineure est le cas d'une galaxie satellite perturbant les bras d'une galaxie spirale primaire.

Un exemple majeur d'une interaction serait la collision et la réunion de deux galaxies.

À notre échelle, les galaxies sont tellement loin que nous avons peine à nous imaginer la distance, mais à l'échelle galactique, certaines sont plus proches que d'autres, ce qui donne lieu à des interactions massives.

- les galaxies starburst sont caractérisées par de fortes concentrations de gaz et de poussière ainsi qu'un nombre élevé de jeunes étoiles. Les plus massives d'entre elles ionisent les nuages environnants et créent des régions HII. Ces étoiles massives finissent en supernovas, produisant ainsi un rémanent qui interagit avec le gaz environnant. Cela enclenche une réaction en chaîne de formation d'étoiles qui se propage à travers toute la région gazeuse. Un tel sursaut d'étoiles ne prend fin que lorsque le gaz disponible est consumé ou dispersé.

Les starburst sont souvent associés avec les galaxies en interaction ou en fusion. L'exemple-type de galaxie subissant un starburst est M82, qui a récemment interagit avec M81, de taille supérieure. les galaxies irrégulières présentent souvent des nœuds ou le taux de formation est particulièrement élevé

-les galaxies de Seyfert sont des galaxies spirales ou irrégulières contenant un noyau extrêmement brillant qui peut parfois surpasser la luminosité de l'entièreté de la galaxie environnante. C'est un type de galaxie active, nommé d'après Carl Seyfert qui étudia ces objets durant les années 1940.

Les variations de la luminosité du noyau central s'effectuent en moins d'un an ; ce qui implique que la région émettant cette lumière doit être plus petite qu'une année-lumière, un objet ne pouvant changer plus rapidement que le temps mis par la lumière pour le parcourir.

- les amas de galaxies ou amas galactiques, sont l'association de plus d'une centaine de galaxies liées entre elles par la gravitation. En dessous de 100, on parle plutôt de groupe de galaxies, même si la frontière entre groupe et amas n'est pas clairement définie.

Ces amas se caractérisent par leur forme spécifique (sphérique, symétrique ou quelconque), ainsi que par la répartition et leurs nombres de galaxies (jusqu'à plusieurs milliers). Ils se sont formés il y a 10 milliards d'années et plusa. Ces amas peuvent eux-mêmes s'associer en groupes plus grands pour former des superamas.

Les amas de galaxies sont des structures stables, c'est-à-dire que ses constituants ne peuvent s'échapper du puits de potentiel gravitationnel de l'amas. Ces structures sont parmi les plus grandes et les plus massives de l'Univers actuel visible connu.

Notre galaxie, la Voie lactée, appartient à un groupe de galaxies, comprenant une trentaine de galaxies, appelé Groupe local, lui-même inclus dans le superamas de la Vierge.

Certaines galaxies peuvent en outre être "hybrides" entre ces catégories, comme la célèbre galaxie de la Roue de chariot (aussi appelée ESO 350-40) qui est une galaxie lenticulaire à anneau.