J’avais été émerveillé avec une de mes filles par l’éclipse de Lune du 3 mars 2007 (voir billet). Cette fois-ci, c’est avec mon fils que nous avons essayé de voir la comète de Holmes, signalée récemment
avec une luminosité inattendue.
J’avais lu que la comète se trouvait
dans la constellation de Persée, mais, non habitué de la carte du ciel, je ne savais pas où se trouvait cette constellation. Le site de G. Cannat (voir ci-dessous + image ci-contre, Copyright G.
Cannat) nous indiquait que cette constellation se trouvait au NNE ; à 11 heures du soir elle se trouvait environ à 20° au-dessus de l’horizon, et le schéma des branches de Persée de ce site nous
aida à la repérer. Une vérification des constellations environnantes avec la carte d’un autre site, on localisait
facilement le W de Cassiopée, et on découvrait la constellation du Cocher : nous étions ainsi sûrs d’être dans Persée.
C’est un choc de localiser la comète, dans son halo cotonneux qui la distingue des étoiles de Persée, et notamment de Mirfak. Pour prendre cette étoile voisine, on a ainsi d’une part une étoile à 600 années-lumière, grande comme 60 fois le Soleil, émettant sa lumière propre, d’autre
part la comète de Holmes, d’apparence stellaire, mais avec les différences fondamentales suivantes : distance ces jours-ci (quasiment
au plus proche) de 250 millions de kilomètres, soit 14 minutes-lumière (à comparer aux 8 minutes-lumière entre la Terre et le Soleil, ou aux 5 minutes-lumière entre la Terre et Mars en
conjonction) ; l'étoile est sa propre source de lumière, la comète reflète la lumière du Soleil. La comète n’ayant pratiquement pas de queue, à la
différence d’autres comètes, elle est moins spectaculaire, mais d’un autre côté elle n’en ressemble que plus à une étoile, ce qui rend assez fascinant de la distinguer des étoiles voisines. Son
halo rappelle aussi celui de la Lune (ce qui n'est pas anormal puisqu'il s'agit pour la Lune comme pour la comète de lumière du Soleil réfléchie).
Mon fils s’est rappelé que nous avions un petit télescope d’enfant, et trouver la comète dans la lunette, puis essayer de la fixer ainsi, prend un certain temps : au télescope, la vision est elle
aussi fascinante, très différente de l’œil nu. Elle apparaît comme une tâche blanche toujours brumeuse ou cotonneuse, mais cette fois-ci beaucoup plus grosse que les étoiles environnantes (le
télescope amplifie l'effet de halo).
La comète de Holmes est sujette à de fortes augmentations de luminosité, comme celle qui permet de la voir en ce moment, ou celle qui a permis sa découverte par l’astronome britannique Holmes
(1842-1919) en 1892. Ce sont des astronomes amateurs qui ont signalé à partir du 24 octobre sa visibilité inattendue, d’après certains calculs, elle devrait être visible, dans ce « tour de bouée
» que font, telles des voiliers, les comètes autour du Soleil, jusqu’à la fin de l’année. Voyez-la au plus vite (si jamais elle devient moins lumineuse!), je pense qu'on ne voit cela qu'une fois
dans sa vie !
Voir aussi :
Le feuilleton de Holmes 007, site Guillaume Cannat (Le Guide du ciel)
Wikipedia, la comète de Holmes
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La théorie est directement
issue du rayonnement du corps noir (qui a donné naissance à la mécanique quantique en 1900), qui nous indique qu’un corps noir (pour simplifier : un corps non perturbé par d’autres types de
rayonnement) émet de la lumière suivant cette courbe, le maximum d’émission variant en fonction de la température du corps. La figure ici est à l’échelle des très hautes températures stellaires
(par exemple pour le Soleil, à température 5 800K, on trouve un maximum de longueur d’onde 0,5µm proche du jaune) (l’application de l’approximation de Wien du corps noir donne λ en micromètres
= 2900 / T) , mais la forme des courbes reste valable à toute température, justement revenons vers des températures plus basses.
Remontons à température terrestre ambiante (on reste dans les basses températures par rapport au rayonnement des étoiles !), et découvrons une deuxième
application, plus proche de nous, du rayonnement thermique infrarouge. Elle est tout simplement basée sur le fait que notre corps, à 37°C donc 310K, émet, comme un corps noir, un rayonnement de
longueur d’onde environ 10 µm (infrarouge moyen). Ce rayonnement n’est pas mesurable le jour car notre corps et les objets environnants reçoivent la lumière solaire : la nuit, toutefois, ce
rayonnement est mesurable et est à la base des caméras infrarouge de vision nocturne, comme vous pouvez en voir dans les films de guerre ou
policiers.(image S. Giguère astro-canada.ca)
La différence entre masse inerte et masse pesante m’apparaît d’une grande subtilité, j’en suis fasciné tout autant que par la démarche du physicien hongrois Roland Eötvös (1848 – 1919), qui passe trente années de sa vie (à partir de 1886) à caractériser expérimentalement cette différence. Ses travaux sont d’autant plus fondamentaux qu’ils inspirent Einstein en 1907 dans son principe d’équivalence entre gravitation (masse pesante) et accélération (masse inerte), prélude à la relativité générale de 1916 ; encore aujourd’hui, les physiciens vérifient dans l’espace en permanence la relativité générale, notamment en mesurant au plus précis l’identité entre masse inerte et masse pesante.
L’association la plus parlante entre ces deux masses est celle du pendule, ou tout simplement du fil à plomb. La force centrifuge liée à la rotation de la Terre sur elle-même influe sur le fil à plomb suivant sa latitude : au pôle, elle est nulle, et le fil à plomb est dirigé vers le centre de la terre ; à l’équateur, elle n’est pas nulle, mais dans la même direction que le poids, en sens contraire, le fil indique donc le centre de la Terre ; en une latitude autre, la force centrifuge (et la masse pesante) dévie légèrement la direction du fil à plomb par rapport au centre de la Terre…
Eötvös compare deux corps de même masse pesante mg (mg du corps 1 = mg du corps 2), et compare la force d’inertie sur ces deux corps, égal à mi Ω² R sinλ cosλ. Le dispositif utilisé est ingénieux : si cette force d’un côté est supérieure à l’autre (mi du corps 1 supérieure à mi du corps 2), on verra une torsion du fil mesurée par le déplacement d’un miroir. En fait Eötvös, prenant une masse de platine toujours identique d’un côté, et mettant d’autres corps de l’autre côté, n'observe pas de torsion, et mesure l’égalité de la masse inerte mi et de la masse pesante mg à 10-8 près.
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