Les Perséides 2018... sous un ciel sans Lune

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Les dates des Essaims en 2018

Qui n'est jamais resté des heures sous le ciel à observer quelques rapides flèches lumineuses traversant le ciel étoilé, à la chasse aux "étoiles filantes" ? Et n'a voulu en savoir plus sur ce phénomène accessible au commun des mortels avec très peu d'équipement ?
Le groupe de discussion REFORME_News est exclusivement dédié aux météores et leur observation quelle que soit la méthode utilisée (optique (œil nu, vidéo, jumelles, télescope), radio/radar, etc). Il est notamment le support de discussion du REFORME (REseau Français d'ObseRvation de MEtéores, http://www.reforme-meteor.net).

Que vous soyez simple curieux, observateur régulier, témoin d'un bolide (météore très brillant) ou si vous aimeriez vous lancer dans l'observation à but scientifique de ces objets, soyez les bienvenus sur ce groupe francophone.

Quand admirer les "étoiles filantes" ?

Surnommé "Larmes de Saint-Laurent", car la date du maximum se situait autrefois le 10 Août, jour de la Saint-Laurent, c'est, sans conteste, l'essaim le plus connu des astronomes amateurs et du grand public.

Observables en période estivale, du 17 juillet au 24 Août, avec un maximum vers le 12 Août, les Perséides ont pour origine les débris laissés sur son orbite par la comète Swift-Tuttle (1862 III), aujourd'hui dénommée 109P/Swift-Tuttle, d'une période de 133 ans.

La plus ancienne référence à cet essaim est issue d'annales chinoises et date de l'an 36. On retrouve également de nombreuses traces d'observations du 8è au 11è siècle dans les écrits chinois, coréens ou japonais, mais seulement quelques mentions éparses dans les écrits des siècles suivants.

En 1835, l'astronome belge Adolphe Quételet (1796-1874) démontra la périodicité annuelle de l'essaim. A partir de 1839, les pluies météoritiques des Perséides ont été régulièrement suivies par de nombreux observateurs à travers le monde, et notamment par l'allemand Eduard Heis qui fut le premier à fournir un compte horaire pour cet essaim. Un accroissement notable du nombre de météores fut noté pour les années 1861 à 1863.

La mise en évidence de la relation entre la comète Swift-Tuttle (1862 III) découverte en 1862, et cet essaim de météores est due à l'astronome italien Giovanni Virginio Schiaparelli (1835/1910) vers 1866.

Comme pour de nombreux essaims, les retours successifs de la comète-parent sont à l'origine de la distribution des météores tout au long de l'orbite de la comète, mais les météores devraient être plus denses au voisinage de celle-ci. Il en résulte que l'activité météoritique est sensiblement plus intense lorsque la comète est proche de son passage au périhélie. Les taux élevés de Perséides enregistrés dans les années 1861 à 1863 sont probablement dus au retour au périhélie de la comète Swift-Tuttle.

Au début du 20è siècle, les taux horaires se stabilisent aux alentours de 50 météores par heure entre 1901 et 1910, suivis d'une nette diminution puisqu'en 1911 et 1912 les taux redescendent respectivement à 4 et 12, avant de revenir à la normale les années suivantes. Un sursaut inexpliqué, puisque la comète était proche de son aphélie, fut noté en 1920 avec un taux de 200 météores par heure. Les années suivantes, le nombre de météores observés reprit son rythme "normal", hormis en 1931 et 1945, où les taux s'élèvent respectivement à 160 et 189. Une légère remontée des taux a été également enregistrée entre les années 1966 et 1975 avec un ZHR de 60. Le ZHR passe à 90 entre 1976 et 1982, et à 187 en 1983, puis redescend à 60 en 1984. Il est de 40 en 1985 et de 60 en 1986.

A l'approche du nouveau passage au périhélie de la comète (Décembre 1992), une nette remontée des taux a été observée. Ainsi, en 1988, on enregistra un pic secondaire, quelques heures avant le pic principal, probablement constitué de débris cométaires fraîchement éjectés. Le pic secondaire, dépassant parfois en intensité le pic principal, a également été revu les années suivantes, en 1989-90-91 et 92.

Au vu des taux enregistrés en 1863, soit un an après le passage de la comète Swift-Tuttle de 1862, on en déduisit que l'année 1993 devrait tenir ses promesses et offrir aux observateurs une "tempête". Mais la tempête prévue n'eut pas lieu. Le ZHR qui était de 284 en 1991 et de 220 en 1992, passa à 264 en 1993. L'année suivante, le taux horaire fut seulement de 238. Ce pic a été revu régulièrement jusqu'en 1999, mais n'a pas réapparu en 2000, 2001 et 2002. En toute logique, le sursaut d'activité et le pic primaire, inexistants avant 1988, et associés aux débris laissés par la comète lors de son passage au périhélie de 1992, est en voie de diminution au fur et à mesure de l'éloignement de la comète.

Les spécialistes s'attachent chaque année, en analysant les données recueillies les années précédentes, à nous en apprendre un peu plus sur cet essaim majeur. Il ressort de leurs analyses que le pic principal traditionnel des Perséides semble dériver lentement au fil des ans (dérive annuelle de +0.05 en longitude héliocentrique).

Ces dernières années, ce maximum a plusieurs fois été précédé d'un pic qui s'est manifesté vers la longitude 139,8°-139,9°, bien que dans les toutes dernières années ce pic annoncé n'a pas eu lieu. Les spécialistes estiment que ce phénomène exceptionnel était lié au retour au périhélie (en 1992) de la comète 109P/Swift-Tuttle à l'origine de l'essaim comme c'était déjà le cas lors du retour au périhélie en 1862 de la comète. La comète s'éloignant désormais du Soleil, il est fort probable que ce pic ne se reproduise plus. 

En 1997, un troisième pic, probablement issu des débris laissés par la comète lors de son passage en 1862, fut observé en Europe après le pic principal, vers 140,4° de longitude solaire. Le taux horaire fut estimé à 68 cette année-là. Ce troisième pic a été observé régulièrement depuis son apparition.

Des simulations informatiques réalisées par Peter Brown il y a plusieurs années ont suggéré un possible regain d'activité proche du pic principal pour 2006, avec une activité cependant moins importante que celle de 2004, année où se produisit un court et intense pic proche de celui prévu peu avant le pic traditionnel.

Les Perséides en 2005 ont montré un taux d'activité moyen normal estimé à 90 météores, sans horaire de pic précis, probablement en raison de la quantité limitée de données.

La présence d'une Lune gibbeuse décroissante quelques jours seulement après la Pleine Lune au moment du maximum du pic d'activité des Perséides en 2006 a malheureusement fortement compromis l'observation de l'essaim.

Les données de l'IMO sur l'activité de l'essaim en 2007, avec des conditions d'observations très favorables puisque le maximum d'activité avait lieu en période de Nouvelle Lune, indiquent que le taux horaire moyen maximum (ZHR max) était de 93.

En 2008, les observateurs ont noté un ZHR maximum de 116 à la Longitude Solaire de 140.600°.

En 2009, deux pics ont été clairement observés : le premier à la Longitude Solaire de 139.623° avec un ZHR maximum de 120, le second à la Longitude Solaire de 140.505° avec un ZHR voisin de 180.

En 2010, d'après les rapports d'observations auprès de l'IMO portant sur un peu plus de 90.000 perséides observées par 305 observateurs différents répartis dans 42 pays, le ZHR maximum a été estimé à 91.

En 2011, le ZHR maximum, déduit des rapports d'observations auprès de l'IMO portant sur un peu plus de 6.700 perséides observées par 139 observateurs différents répartis dans 31 pays, a été estimé à 58.

En 2012, d'après les rapports d'observations auprès de l'IMO portant sur un peu plus de 27.500 perséides observées par 269 observateurs différents répartis dans 37 pays, le ZHR maximum a été estimé à 122, et s'est produit lors du passage à la Longitude solaire de 140,142° à 15h34 UTC.

En 2013, le ZHR maximum, déduit des rapports d'observations auprès de l'IMO portant sur un peu plus de 34.805 perséides rapportées par 303 observateurs différents répartis dans 37 pays, a été estimé à 109, en supposant un indice de population de r=2.0.

En 2014, le ZHR maximum, déduit des rapports d'observations auprès de l'IMO portant sur 6.280 perséides observées par 141 observateurs différents répartis dans 30 pays, a été estimé à 68, en supposant un indice de population de r=2.0, et s'est produit lors du passage à la Longitude solaire de 140,057° à 01h40 UTC le 13 Août.

En 2015, le ZHR maximum, déduit des rapports d'observations auprès de l'IMO portant sur un peu plus de 40.091 perséides rapportées par 363 observateurs différents répartis dans 37 pays, a été estimé à 95, en supposant un indice de population de r=2.0.

En 2016, le ZHR maximum, déduit des rapports d'observations auprès de l'IMO portant sur 18.618 perséides observées par 251 observateurs différents, a été estimé à 196, en supposant un indice de population de r=2.4, et s'est produit lors du passage à la Longitude solaire de 139,469° à 23h23 UTC le 11 Août.

En 2017, le ZHR maximum, déduit des rapports d'observations auprès de l'IMO portant sur 5665 perséides observées par 116 observateurs différents, a été estimé à 83, en supposant un indice de population de r=2.2, et s'est produit lors du passage à la Longitude solaire de 140,079° à 20h41 UTC le 12 Août.

L'essaim des Perséides, malgré sa longévité, montre toujours une belle activité, et le pic principal (ZHR=110) de cette année devrait encore contenter les amateurs de beaux spectacles.

L'essaim météoritique des Perséides tire son nom du fait que les étoiles filantes semblent provenir d'un même point du ciel (le radiant) situé dans la constellation de Persée.

Lors du maximum, le radiant des Perséides (RA=46° [3 h 4 m], DEC=+58°)

est situé non loin du Double Amas de Persée. 

Le radiant, situé dans la constellation de Cassiopée (Cassiopeia) en Juillet, se déplace progressivement vers Persée (Perseus) début Août, pour finir sa course dans la constellation de la Girafe (Camelopardalis).

Il est souhaitable de regarder dans les zones autour du radiant, en étant attentif à tout éclair de lumière surgissant dans le ciel. Les meilleures zones d'observation se situeront en direction des constellations du Cygne, de Pégase ou du Dragon, à environ 40-60° de part et d'autre du radiant.

Pour les latitudes moyennes de l'hémisphère nord, et notamment en Europe ou au Québec, le radiant est circumpolaire et devient observable dès le début du crépuscule civil (Soleil à 6 degrés sous l'horizon), soit une trentaine de minutes après le coucher du Soleil. Le radiant gagne ensuite en altitude tout au long de la nuit.

Emplacement des principaux différents radiants des essaims météoritiques observables le 13 Août à 00h00 UTC (Paris - France).

PER = Perséides; KCS = kappa-Cygnides; CAP = alpha-Capricornides; SDA = delta-Aquarides Sud; SIA = iota-Aquarides Sud ; NDA = delta-Aquarides Nord

L'observation des essaims de météores peut s'apprécier sans matériel spécifique, l'observation à l'oeil nu étant le moyen le plus simple de profiter du spectacle. Toutefois, pour ménager vos vertèbres cervicales, il est préférable de s'allonger à même le sol, d'utiliser une chaise longue ou un siège réglable, ce qui vous permettra ainsi de scruter le ciel dans de meilleures conditions.

Un carnet vous sera également indispensable si vous souhaitez noter vos observations, surtout si vous avez la chance de voir passer un bolide. Enfin, une paire de jumelles sera utile si vous souhaitez observer les traînées lumineuses laissées par les bolides.

Une manière efficace d'observer visuellement les météores est la méthode du comptage, où l'observateur note les météores vus sur un papier ou enregistre le comptage sur un magnétophone en donnant la magnitude estimée du météore et l'appartenance à l'essaim observé. Cette méthode très simple à mettre en oeuvre permet d'établir par la suite un rapport d'observation.

exemple :

August 8, 2007 Lieu d'observation (Ville, Pays)
Longitude 000 degrees 00' 00" East,
Latitude 00 degrees 00' 00" North.
UT Period    Field    Teff   F   LM    PER  KCG  SPO
7:44-8:47     60N     1.01  1.0  6.51   3    2    9

Note : La première colonne (UT Period) fait référence à la période d'observation, en Temps Universel. Le seconde colonne (Field) est le secteur du ciel où le champ visuel a été concentré. La troisième colonne (Teff) représente le temps effectif d'observation, c'est-à-dire en tenant compte des pauses ou du temps non passé à observer le ciel. La colonne (LM) est la magnitude limite moyenne à l'oeil nu, déterminée à partir d'au moins trois champs d'étoiles. Les colonnes suivantes indiquent le nombre de météores pour chaque essaim observé.

Total Meteors: 14

Magnitude Distributions:
Shower  -5  -4  -3  -2  -1  0  1  2  3  4  5
PER      1       1                         1
KCG                               1  3
SPO                         1     1  2  4

Note : La magnitude -4 est comparable à l'éclat de la planète Vénus, la magnitude -1 à la brillante étoile Sirius, La majorité des étoiles visibles à l'oeil nu sont de magnitude +2 à +3. Les plus faibles étoiles que l'on peut voir à l'oeil nu sous un ciel bien sombre sont de magnitude +6 à +7.
Un météore de magnitude inférieure à -3 est considéré comme un bolide.

La table contient les magnitudes de tous les météores observés, et la moyenne (dernière colonne) pour l'essaim.

L'oeil nu peut détecter des météores jusqu'à approximativement la magnitude +7 dans d'excellentes conditions à proximité du centre du champ visuel. Les techniques vidéo permettent la détection des météores à la magnitude +8, et les observations de météores par radar ou avec un télescope peuvent permettre la détection de météores faibles, jusqu'à la magnitude +11. Si la détection au moyen de la photographie peut difficilement concurrencer ces deux dernières méthodes de recherche de météores qui réclament d'avantage de technique, elle est en revanche moins onéreuse et en conséquence plus facilement abordable pour l'astronome amateur.

L'observation vidéo a quelques avantages par rapport à d'autres méthodes d'observation, et peut être combinée avec l'observation visuelle, photographique ou télescopique. En utilisant un système vidéo vous avez la puissance d'un observateur visuel ou même télescopique, mais une exactitude beaucoup plus élevée. Vous pouvez déterminer tous les paramètres importants des météores tels que l'heure, le temps d'observation, la position, l'éclat, et la vitesse.

Les météores peuvent également être détectés par radio. En pénétrant dans l'atmosphère terrestre, le météore crée derrière lui une ionisation locale, qui à la propriété de réfléchir les ondes électromagnétiques du spectre radio. Le moyen le plus simple "d'entendre" cet écho radio est de rechercher une fréquence de la bande FM (88-108MHz) où habituellement aucune radio ne diffuse. Le passage d'un météore engendrera la diffusion d'un signal radio sporadique là où il n'y avait qu'un bruit de fond. Cependant, la majorité des échos sont très difficilement discernables car très rapides et presque noyés dans le bruit de fond. Des techniques un peu plus sophistiquées peuvent être mises en oeuvre au moyen d'une radio, d'un ordinateur, et d'un logiciel de détection, par toute personne intéressée par cette technique simple de radioastronomie.

Vous avez observé, lors d'une soirée d'observation ou tout à fait par hasard, un impressionnant météore d'une magnitude inférieure à -3, autrement dit un "bolide"... alors n'hésitez pas à remplir le formulaire (en français) : http://fireballs.imo.net/members/imo/report_intro

Rien de plus facile ! Un appareil photo (type reflex) muni d'un objectif grand-angle ouvert à f/d 2 réglé sur l'infini, un bon trépied stable et un déclencheur manuel pour éviter les vibrations. De bons résultats peuvent également être obtenus avec un 50mm ouvert au maximum.

Choisissez de préférence un film rapide de 400 ou 800 ISO.

Quelle que soit la position du radiant, visez de préférence au zénith, vous aurez ainsi plus de chance de capturer le passage d'étoiles filantes.

N'hésitez pas à faire des poses d'environ 3 à 5 minutes avec une pellicule 400 ISO, surtout si vous êtes loin de toutes lumières parasites. Evitez cependant d'avoir la Lune dans le champ de l'objectif, ou à proximité en raison des reflets secondaires. Si vous souhaitez privilégier la prise de vue des traînées persistantes, utilisez de préférence une pellicule de 800 ISO, avec un temps de pose compris entre 30 et 60 secondes.