Les objets Messiers

(SEDS Messier Database : http://seds.lpl.arizona.edu/messier/Messier.html)

 

 


M1 – La nébuleuse du crabe. 2

M2 – Amas du Verseau I 2

M3 – Amas des Chiens de chasse. 2

M4 – Amas du Scorpion I 3

M5 – Amas du Serpent 3

M6 – Amas du papillon. 3

M7 – Amas de Ptolémée. 4

M8 – Nébuleuse du lagon (et nébuleuse du sablier) 4

M9 – Amas du Serpentaire I 4

M10 – Amas du Serpentaire II 5

M11 – Amas du Canard Sauvage. 5

M12 – Amas du Serpentaire III 5

M13 – Grand amas globulaire d'Hercule. 5

M14 – Amas du Serpentaire IV. 6

M15 – Amas de Pégase. 6

M16 – Nébuleuse de l’Aigle. 6

M17 – Nébuleuse du fer à cheval 7

M18 – Amas du Sagittaire I 7

M19 – Amas du Serpentaire V. 7

M20 – La nébuleuse trifide. 7

M21 – Amas du Sagittaire II 8

M23 – Amas du Sagittaire IV. 8

M24 – Nuage galactique du Sagittaire. 9

M25 – Amas du Sagittaire V. 9

M26 – Amas du Bouclier 9

M27 – Nébuleuse de l'Haltère. 10

M28 – Amas du Sagittaire VI 10

M29 – Amas du Cygne I 10

M30 – Amas du Capricorne. 11

M31 – Galaxie d’Andromède. 11

M32 – Satellite de la Galaxie d'Andromède, M31. 12

M33 – Galaxie du Triangle. 12

M34 – Amas de Persée. 13

M35 – Amas des Gémeaux. 13

M36 – Amas du Cocher I 13

M37 – Amas du Cocher II 13

M38 – Amas du Cocher III 14

M39 – Amas du Cygne II 14

M40 – Etoile double dans la Grande Ourse. 14

M41 – Amas du Grand Chien. 15

M42 – La grande nébuleuse d'Orion. 15

M43 – Nébuleuse de Mairan, partie de la nébuleuse d'Orion. 16

M44 – Amas de la Crèche. 16

M45 – Les Pléiades. 16

M46 – Amas de la Poupe I 17

M47 – Amas de la Poupe II 18

M48 – Amas de l’Hydre I 18

M49 – Galaxie de la Vierge I 18

M50 – Amas de la Licorne. 19

M51 – Galaxie du Tourbillon (Whirlpool galaxy) 19

M52 – Amas de Cassiopée. 19

M53 – Amas de la Chevelure. 20

M54 – Amas du Sagittaire VII 20

M55 – Amas du Sagittaire VIII 20

M56 – Amas de la Lyre. 21

M57 – Nébuleuse de l'Anneau (ring nebula) 21

M58 – Galaxie de la Vierge II 21

M59 – Galaxie de la Vierge III 21

M60 – Galaxie de la Vierge IV. 22

M61 – Galaxie de la Vierge V. 22

M62 – Amas du Serpentaire VI 22

M63 – Galaxie du Tournesol (Sunflower) 22

M64 – Galaxie Black Eye (Oeil poché) 23

M65 – Galaxie du Triplet du Lion I 23

M66 – Galaxie du Triplet du Lion II 23

M67 – Amas du Cancer 24

M68 – Amas de l’Hydre II 24

M69 – Amas du Sagittaire IX. 24

M70 – Amas du Sagittaire X. 24

M71 – Amas de la Flèche. 25

M72 - Amas du Verseau II 25

M73 – Astérisme du Verseau. 25

M74 – Galaxie des Poissons. 26

M75 – Amas du Sagittaire XI 26

M76 – Nébuleuse "Petite Haltère" (Little Dumbbell) 26

M77 – Galaxie de la Baleine Cetus A. 27

M78 – Nébuleuse d’Orion II 27

M79 – Amas du Lièvre. 27

M80 – Amas du Scorpion II 28

M81 – Galaxie de Bode. 28

M82 – Galaxie du cigare. 28

M83 – Galaxie "Pinwheel" Australe. 29

M84 – Galaxie de la Vierge VI 29

M85 – Galaxie de la Chevelure I 30

M86 – Galaxie de la Vierge VII 30

M87 – Galaxie de la Vierge VIII – Virgo A. 30

M88 – Galaxie de la Chevelure II 31

M89 – Galaxie de la Vierge IX. 31

M90 – Galaxie de la Vierge X. 31

M91 – Galaxie de la Chevelure III 32

M92 – Amas d’Hercule II 32

M93 – Amas de la Poupe III 32

M94 – Galaxie des Chiens de chasse II 32

M95 – Galaxie du Lion IV. 33

M96 – Galaxie du Lion V. 33

M97 – Nébuleuse du Hibou. 33

M99 – Galaxie de la Chevelure V. 34

M100 – Galaxie de la Chevelure VI 34

M101 – Galaxie "Pinwheel" 35

M102 – M101 ou NGC5866. 35

M103 – Amas de Cassiopée. 35

M104 – Galaxie du Sombrero. 35

M105 – Galaxie du Lion VI 36

M106 – Galaxie des Chiens de chasse III 36

M107 – Amas du Serpentaire VII 36

M108 – Galaxie de la Grande Ourse I 37

M109 – Galaxie de la Grande Ourse II 37

M110 – Satellite de la Galaxie d'Andromède, M31. 37

NGC 5866 - Galaxie du Fuseau (Spindle) 38

Lagon – Trifide   (M8, M20, M21) 39

Amas de la Vierge – La chaîne de Markarian. 40

Leo I - Groupe de galaxies de M96. 41

La nébuleuse d’Orion. 42



 

 

M1 – La nébuleuse du crabe

 

 

 

 

Ascension Droite 05h34.5

Déclinaison +22°01'

Distance 6,3 kilo.al

Magnitude 8,4 (vis)

Dimension 6'x4'

Vestiges de Supernova M1 (NGC 1952) dans le Taureau. Nébuleuse du Crabe.

Le plus connu et le plus remarquable des vestiges de supernova. Cet objet détermina Messier à commencer son catalogue. La supernova, mentionnée au 4 Juillet 1054 par les astronomes chinois, fut sans doute presque aussi brillante que la Pleine Lune (en tout cas d'au moins magnitude -6) et visible dans la journée pendant 23 jours. Ce vestige nébuleux fut découvert par John Bevis en 1731, selon Messier, qui le trouva lui-même indépendamment le 28 Août 1758 et le prit d'abord pour une comète. Evidemment il s'aperçut vite qu'il n'avait pas de mouvement propre décelable et l'entra dans son catalogue le 12 Septembre 1758. Il fut appelé le Crabe d'après un dessin réalisé par Lord Rosse vers 1844.

La nébuleuse, constituée de la matière éjectée au moment de l'explosion, occupe aujourd'hui un volume d'un diamètre approximatif de 10 années-lumière et est toujours en expansion à la vitesse considérable de 1800 km/sec. Elle émet de la lumière avec deux composantes principales: un rayonnement rouge formant un enchevêtrement de filaments brillants, avec un spectre à raies d'émission comme celui des nébuleuses gazeuses diffuses (ou planétaires), et un fond, diffus et bleuté, d'un rayonnement synchrotron hautement polarisé émis par des électrons à haute énergie en mouvement rapide dans un champ magnétique puissant.

En 1948 la Nébuleuse du Crabe fut identifiée en tant que puissante source de rayonnement radio. Puis le rayonnement X de cet objet fut détecté en 1964 à partir d'une fusée à haute altitude; l'énergie X émise par la Nébuleuse du Crabe est environ 100 fois supérieure à celle émise en lumière visible. Néanmoins, même cette dernière est énorme: à la distance de 6 300 années-lumière (considérée comme bien déterminée), son éclat apparent correspond à une magnitude absolue d'environ -3,2, soit plus de mille fois la luminosité du Soleil. Sa magnitude totale, incluant tout le spectre, a été estimée à 100 000 fois celle du Soleil, ou encore à 5x10^38 erg/s !

En 1968 une radio source pulsante, le Pulsar du Crabe ( aussi répertorié NPO532) a été découverte dans M1. Cette étoile est l'élément de droite de la paire visible près du centre de la nébuleuse sur notre photo. Il est maintenant prouvé que ce pulsar est une étoile à neutrons en rotation rapide: elle tourne sur elle-même 30 fois par seconde! Cette période est très bien connue parce que l'étoile à neutrons rayonne dans pratiquement toute la gamme du spectre électromagnétique, depuis un "point chaud" de sa surface. L'étoile à neutrons est un objet extrêmement dense, beaucoup plus qu'un noyau atomique, et concentre plus d'une masse solaire dans une sphère de 30 km de diamètre. Sa vitesse de rotation décroît lentement du fait de l'interaction magnétique avec la nébuleuse; ceci est la source majeure d'énergie qui provoque le rayonnement lumineux de la nébuleuse et, comme indiqué ci-dessus, cette énergie est 100 000 fois supérieure à celle du Soleil. En lumière visible la magnitude apparente du pulsar est de 16. Cela signifie que cette très petite étoile atteint en gros une magnitude absolue de +4,5, soit à peu près celle de notre Soleil dans la partie visible du spectre.

 

M2 – Amas du Verseau I

Amas Globulaire M2 (NGC 7089), classe II, dans le Verseau

 

M2 a un diamètre approximatif de 150 années-lumière, contient environ 150 000 étoiles et est "l'un des plus riches et des plus denses amas d'étoiles" (Burnham). La forme elliptique de cet amas est évidente, avec une excentricité de 0,9 (ou de forme E1), comme on peut le voir sur notre image. A une distance de 36 000 années-lumière, il se situe bien au delà du centre galactique.

De ses 21 étoiles variables répertoriées, la plupart sont de type RR Lyrae, avec des périodes de l'ordre de 16 à 19 jours. Mais on trouve aussi une RV Tauri dont la magnitude varie entre 12,5 et 14,0; Cette étoile, découverte en 1897 par l'amateur français A.Chèvremont, présente des minima alternativement forts et faibles

 

Ascension Droite 21h33.5

Déclinaison -00°49

Distance 36,2 kilo.al

Magnitude 6,5 (vis)

Dimension 12,9 min d'arc


 

M3 – Amas des Chiens de chasse

 Ascension Droite 13h42.2

Déclinaison +28°23'

Distance 30,6 (kilo.al)

Magnitude 6,2 (vis)

Dimension 16,2 min d'arc

Amas Globulaire M3 (NGC 5272), classe VI, dans les Chiens de Chasse

 

M3 est l'un des amas globulaires les plus importants, avec une population estimée à un demi million d'étoiles! Il est extrêmement riche en étoiles variables: selon B.Madore ("Globular Clusters" de Hanes/Madore, 1978), 212 ont été trouvées et 186 périodes déterminées, soit plus que dans n'importe quel autre amas globulaire dans la Voie Lactée (ce qui, à ce jour, en fait l'amas le plus étudié); enfin au moins 170 RR Lyrae ont été découvertes.

Cet amas fut la découverte "primordiale" de Charles Messier lorsqu'il l'enregistra le 3 Mai 1764. A cette époque c'était le 67ème objet du ciel profond jamais observé par l'oeil humain (à travers un instrument), bien que seulement le 62ème objet nébuleux reconnu puisque cinq avaient été oubliés, selon les sources et les informations personnelles de l'auteur de ces lignes (Voir le tableau Historique de la découverte des objets du ciel profond). C'est probablement la découverte de M3 qui en fait décida Charles Messier à commencer une recherche systématique de ces objets ressemblant à des comètes, plutôt que de seulement les noter lorsqu'ils étaient trouvés par hasard comme ce fut le cas précédemment pour M1 et M2. Ceci est démontré par le fait que tous les objets de M3 à M40 furent trouvés et mesurés dans la seule année 1764.

Lorsque le dernier objet du catalogue, M107, un amas globulaire dans Ophiuchus, fut découvert 18 ans plus tard en 1782 par Pierre Méchain, ami de Messier, au total au moins 140 objets étaient connus, ce qui avait plus que doublé leur nombre, dont 110 décrits par Messier (qui en découvrit 42 ou 43) et Méchain (27 ou 28) - l'incertitude venant des circonstances douteuses de la découverte de M102.


 

 

M4 – Amas du Scorpion I

 

Ascension Droite 16h23.6

Déclinaison -26°32'

Distance 6,8 (kilo.al)

Magnitude 5,6 (vis)

Dimension 26,3 min d'arc

Amas Globulaire M4 (NGC 6121), classe IX, dans le Scorpion

 

M4 est l'un des plus proches amas globulaires. Selon les dernières estimations (on a retenu ici la base de données de W.E. Harris' ), sa distance ne serait que de 7000 années-lumière, et serait alors la plus faible pour ce type d'objet. Le seul autre concurrent sérieux est NGC 6397 dans la constellation australe de l'Autel (Ara), mais il semble cependant légèrement plus éloigné, à 7200 années-lumière. M4 peut être aperçu à l'oeil nu par ciel bien noir, à 1,3 degré à l'Ouest d'Antares, et est bien visible avec l'aide du moindre instrument grossissant.

Détail remarquable, M4 présente une structure spirale "barrée", bien visible sur notre photo, s'étendant en gros de légèrement au dessous de la partie gauche à légèrement au dessus de la partie droite. Ce pourrait être un des plus beaux amas globulaires s'il n'était obscurci par de gros nuages de matière sombre interstellaire. Son diamètre angulaire est supérieur à 26 minutes d'arc, presque celui de la pleine Lune, ce qui correspond à un diamètre linéaire d'environ 55 années-lumière. Il s'éloigne de nous à la vitesse de 65 km/sec. M4 est l'un des amas globulaires le plus libre (ou le moins concentré) et contient au moins 43 étoiles variables connues.

L'amas globulaire M4 a été trouvé en 1745-46 par de Cheseaux qui lui donna le No 19, puis fut inclus dans le catalogue de Lacaille avec la référence Lacaille I.9.

 

En 1987 le premier pulsar "milliseconde" a été découvert dans cet amas globulaire. Le pulsar, 1821-24, est une étoiles à neutrons en rotation (et pulsation) à raison d'un tour en 3 millisecondes, soit plus de 300 tours par seconde, ce qui est 10 fois plus rapide que le pulsar du Crabe dans M1. Un deuxième pulsar "milliseconde" a été trouvé dans M28 plus tard la même année.

En Août 1995, le Télescope Spatial Hubble a photographié des naines blanches dans M4, qui sont parmi les plus vieilles étoiles de notre Voie Lactée.

 

M5 – Amas du Serpent

Amas Globulaire M5 (NGC 5904), classe V, dans le Serpent

 

M5 a une évidente forme elliptique, avec un angle de position de 50 degrés pour son grand axe (l'angle de position précise l'orientation de la physionomie d'un objet sur la sphère céleste; il est mesuré depuis le Nord vers l'objet en question dans le sens inverse des aiguilles d'une montre); on pense que cet amas est l'un des plus vieux puisque son âge est estimé à 13 milliards d'années. Son diamètre serait de 130 années-lumière, le classant là encore parmi les plus grands. A la distance de 23 000 années-lumière ce diamètre est vu sous un angle de 17 minutes d'arc. M5 s'éloigne de nous à une vitesse d'environ 50 km/s.

 

Cet amas contient un nombre considérable d'étoiles variables, dont 105 répertoriées, et l'une d'elles serait une nova naine, selon Cecilia Payne- Gaposhkin.

 

 

 

Ascension Droite 15h18.6

Déclinaison +02°05'

Distance 22,8 kilo.al

Magnitude 5,6 (vis)

Dimension 17,4 min d'arc

 

M6 – Amas du papillon

Ascension Droite 17h40.1

Déclinaison -32°13'

Distance 2 (kilo.al)

Magnitude 5,3 (vis)

Dimension 25' min d'arc

Amas Ouvert M6 (NGC 6405), type 'e', dans le Scorpion. Amas du Papillon (Butterfly)

 

Un "groupe séduisant dont la disposition suggère l'image d'un papillon les ailes ouvertes"(Burnham). Ake Wallenquist, en 1959, a pu séparer environ 80 étoiles dans M6. Le diamètre de ce groupe est de l'ordre de 20 années-lumière, avec une densité moyenne de 0,6 étoile par "parsec cube".  Son âge a été estimé à 100 millions d'années par Burnham et à 51 millions par le "Sky Catalog 2000". La plus brillante étoile de cet amas est une géante rouge ou orange (de type spectral K0-K3) de magnitude 6,17 (sur notre photo c'est la plus à gauche des 4 étoiles brillantes formant un quadrilatère remarquable proche d'un parallèlogramme), tandis que les étoiles les plus chaudes sont bleues et appartiennent à la séquence principale de type spectral B4-B5.

Trumpler a classé M6 en II,3,m alors que le "Sky Catalog 2000" définit son type Trumpler comme III,2,p, et Götz comme II,3,r.

De tous les objets de Messier, M6 est celui dont la distance angulaire au centre galactique est la plus faible, dans la constellation du Sagittaire mais très proche de la jonction avec le Scorpion et le Serpentaire (Ophiuchus).

Du fait de la mention par Ptolémée de cette apparente voisine, Burnham a proposé que M7 puisse inclure M6, mais la découverte reste généralement attachée au nom de de Cheseaux qui fut indiscutablement le premier à reconnaître qu'il s'agissait d'un "très bel amas d'étoiles". Cependant, selon Kenneth Glyn Jones, il aurait été aperçu avant 1654 par Hodierna qui dénombra 18 étoiles. Lacaille entra M6 dans son catalogue sous la référence Lac III.12.


 

 

M7 – Amas de Ptolémée

Ascension Droite 17h53.9

Déclinaison -34°49'

Distance 0,8 kilo.al)

Magnitude 4,1 (vis)

Dimension 80' min d'arc

Amas Ouvert M7 (NGC 6475), type 'e', dans le Scorpion. La Queue du Scorpion.

 

"M7 est un amas large et brillant, facile à trouver à l'oeil nu... on le voit en projection sur un fond d'une myriade d'étoiles faibles et lointaines dans la Voie Lactée" (Burnham).

 

Ce superbe objet était connu de Ptolémée qui le mentionna 130 ans avant JC en le décrivant comme "la nébuleuse suivant le dard du Scorpion". La description peut aussi inclure M6 mais ceci n'est pas certain. M7 aurait été aperçu avant 1654 par Hodierna qui dénombra 30 étoiles. Il fut entré dans le catalogue du ciel austral de Lacaille sous la référence Lac II.14.

 

M7 est constitué de 80 étoiles plus brillantes que la magnitude 10, dans un champ d'environ 1,3 degré, ce qui, à la distance approximative de 800 années- lumière, correspond approximativement à un diamètre linéaire de 18 années-lumière. Il a été classé en tant que type Trumpler I,3,m ou I,3,r. Cet amas s'approche de nous à 14 km/s. L'étoile la plus brillante est une géante jaune (de type spectral gG8, mag 5,6) et la plus chaude dans la séquence principale est de type spectral B6 (mag 5,89). L'âge de M7 a été estimé à 220 millions d'années, en accord avec le "Sky Catalog 2000" et les récents calculs du"Geneva Group of G. Meynet". Ake Wallenquist a montré que M7 est l'un des amas ayant la plus forte densité centrale. L'évaluation de sa magnitude totale apparente donne des résultats discordants entre 3,3 et 5,0.

 

M8 – Nébuleuse du lagon (et nébuleuse du sablier)

Ascension Droite 18h03.8

Déclinaison -24°23'

Distance 5,2 kilo.al

Magnitude 6,0 (vis)

Dimension 90x40 min d'arc

Nébuleuse du sablier

Nébuleuse Diffuse M8 (NGC 6523), une nébuleuse en émission, dans le Sagittaire. Lagoon Nebula.

Comme souvent pour les nébuleuses diffuses on a découvert en premier le groupe de jeunes étoiles formées à partir de la matière de la nébuleuse; dans le cas présent il s'agit du jeune amas ouvert NGC 6530 situé dans la moitié orientale de M8 et trouvé par Flamsteed aux environs de 1680, puis observé de nouveau par De Cheseaux en 1746, avant la découverte de la nébuleuse par Le Gentil en 1747. L'Abbé Nicolas Louis de la Caille l'entra dans sa compilation de 1751-52 sous la référence Lacaille III.14.

Bien noter que notre image est orientée avec le Nord à droite et l'Est en haut.

Selon Kenneth Glyn Jones, la nébuleuse du Lagon occupe une surface apparente de 90x40 minutes d'arc, correspondant à 3x1,3 celle de la pleine Lune, ou encore 140x60 années-lumière si la distance de 5.200 années-lumière est correcte, ce qui n'est pas encore certain; des sources plus récentes avancent des chiffres allant de 4.850 (Glyn Jones) à 6.500, mais David J.Eichler confirme la valeur de 5.200 années-lumière dans son article intitulé "Plongeon dans le Lagon" publié dans Astronomy Vol. 24, No. 7 (July 1996).

L'une des caractéristiques remarquables de la Nébuleuse du Lagon est la présence de nuages sombres connus sous le nom de "globules" (Burnham) [voir l'image agrandie] qui sont des nuages en train de s'effondrer en proto-étoiles, leurs diamètres étant de l'ordre de 10.000 UA (Unités Astronomiques). On peut aussi les observer, avec d'autres détails, sur l'image DSSM de M8. Selon David Eichler, la nébuleuse a probablement une profondeur comparable à sa dimension linéaire indiquée plus haut.

A l'intérieur de la partie la plus brillante de la Nébuleuse du Lagon on peut voir un objet remarquable qui, du fait de sa forme, est appelé "nébuleuse du Sablier" (voir photo détaillée).

Ce type d'objet apparaît généralement dans une région où un processus de formation d'étoiles brillantes semble être en cours; l'émission de lumière est causée par la forte excitation des jeunes étoiles très chaudes et, dans le cas du Sablier, la source est l'étoile Herschel 36 (mag 9.5, classe spectrale O7). A proximité de cet objet se trouve la plus brillante, apparemment, des étoiles associées à la Nébuleuse du Lagon, 9 Sagittarii (mag 5.97, classe spectrale O5), qui contribue sûrement beaucoup à la production de radiations de haute énergie, lesquelles excitent la nébuleuse et la font briller.

Le jeune amas ouvert NGC 6530 associé à M8 a été classé de type Trumpler "II 2 m n" (voir par exemple le "Sky Catalog 2000"), signifiant que ses composantes se séparent bien avec une faible concentration centrale, les magnitudes sont du même ordre, la richesse en étoiles est moyenne (de 50 à 100) et que son association avec la nébuleuse est certaine. Comme la lumière de ses membres montre peu de décalage vers le rouge du fait de la matière interstellaire, on peut penser que cet amas est situé devant la Nébuleuse du Lagon. Son étoile la plus brillante est une chaude O5 de magnitude 6.9, âgée de 2 millions d'années selon Eichler. Woldemar Götz mentionne cet amas comme contenant une étoile spéciale Of, extrèmement chaude et brillante, de type spectral O faisant apparaître les raies typiques de l'hélium ionisé et de l'azote. L'extension peu apparente de la nébuleuse vers l'Est (vers le haut sur notre image, mais au delà) a son propre numéro : IC 4678.

 

M9 – Amas du Serpentaire I

Amas Globulaire M9 (NGC 6333), classe VIII, dans le Serpentaire (Ophiuchus).

 

M9 est l'un des amas globulaires les plus proches du noyau de notre galaxie, avec une distance calculée de 5 500 années-lumière jusqu'au centre (Burnham donne 7 500, valeur légèrement trop élevée). Son diamètre angulaire de 9,3 minutes d'arc correspond en linéaire à 70 années-lumière pour une distance d'environ 26 000 années-lumière de notre Système Solaire. Au Nord et à l'Ouest, du fait de sa situation au bord d'un nuage de matière sombre, sa lumière est atténuée de manière significative par la poussière interstellaire. Sa luminosité est probablement diminuée de 1 magnitude (divisée par un facteur 2,5). Visuellement elle est apparue ovale à Mallas et l'excentricité de 0,9 mentionnée par Shapley peut être constatée sur notre photo.

M9 s'éloigne de nous à la vitesse énorme de 224 km/sec. 13 étoiles variables ont été trouvées dans cet amas.

 

Ascension Droite 17h19.2        Déclinaison -18°31'                 

Distance 26,4 kilo.al                Magnitude 7,7 (mag)               Dimension 9,3 min d'arc


 

 

M10 – Amas du Serpentaire II

Amas Globulaire M10 (NGC 6254), classe VII, dans le Serpentaire (Ophiuchus).

 

Cet amas globulaire de 7ème magnitude présente un diamètre apparent d'environ 15,1 minutes d'arc, soit plus de la moitié de celui de la Pleine Lune. A la distance de 16 000 années-lumière ceci correspond à un diamètre linéaire de 70 années-lumière. Cependant son noyau brillant ne représente qu'un peu plus de la moitié de cette valeur. Il s'éloigne à la vitesse de 69 km/sec.

 

Sa région centrale, selon Mallas, a la forme d'une poire avec une texture granuleuse; à grossissement moyen (120x), les régions extérieures font apparaître des noeuds plus brillants.

Burnham, de son côté, fait remarquer que seulement 3 variables ont été trouvées dans M10; le "Catalog of Galactic Globular Clusters" de R. Monella du "Sharru Astronomical Observatory, COVO (Bergamo), Italy (ADC/CDS number VII, 103)" avance le nombre de 4.

 

Ascension Droite 16h57.1        Déclinaison -04°06'

Distance 13,4 kilo.al                Magnitude 6,6 (vis)                  Dimension 15,1 min d'arc

 

M11 – Amas du Canard Sauvage

Ascension Droite 18h51.1        Déclinaison -06°16'

Distance 6 kilo.al                    Magnitude 6,3 (vis)

Dimension 14' min d'arc

Amas Ouvert M11 (NGC 6705), type 'g', dans le Bouclier (Scutum). Wild Duck.

 

"L'un des plus riches et des plus compacts des amas galactiques" (Burnham). M11 contient un nombre d'étoiles estimé à 2 900, dont 500 sont d'une magnitude supérieure à 14. Un observateur situé au centre de M11 verrait plusieurs centaines d'étoiles de première magnitude! Avec une telle richesse et une telle densité il a été classé par Trumpler en classe II,2,r (Mais certaines sources plus récentes le positionnent en I,2,r).

Les valeurs données pour son diamètre apparent sont discordantes; Barnard l'a estimé à 35', tandis que le "Sky Catalog 2000" le donne pour 14'.

 

L'âge de l'Amas du Canard Sauvage serait de 220 millions d'années en considérant que ses étoiles les plus brillantes et les plus chaudes de la séquence principale sont de type spectral B8 (selon le "Sky Atlas 2000"); mais d'autres sources doublent cette valeur et Burnham avance le chiffre de 500 millions d'années. Ces dernières estimations sont étayées par le fait que l'amas contient aussi beaucoup de géantes jaunes et rouges de magnitude absolue de l'ordre de -1. Enfin G. Meynet, du "Geneva Team", vient récemment d'évaluer l'âge à 250 millions d'années. 

 

Cet amas s'éloigne à la vitesse de 22 km/sec.

M11 a été découvert par l'astronome allemand Gottfried Kirch de l'observatoire de Berlin en 1681.

 

M12 – Amas du Serpentaire III

Amas globulaire M12 (NGC 6218), classe IX, dans le Serpentaire (Ophiuchus)

 

M12 est presque le jumeau de M10, son voisin apparent, en étant seulement un tout petit peu plus grand et un rien plus faible. Néanmoins on a cru un moment, comme il n'est pas très concentré, que c'était un type intermédiaire entre un amas globulaire et un dense amas ouvert (du genre de M11). A la distance d'environ 18 000 années-lumière, le diamètre apparent de M12 est de 14,5 minutes d'arc ce qui correspond à environ 75 années-lumière. Cet essaim stellaire s'approche de nous à 16km/sec.

 

Alan Sandage a trouvé 13 variables dans M12.

 

Ascension Droite 16h47.2        Déclinaison -01°57'

Distance 17,6 kilo.al                Magnitude 6,7 (vis)

Dimension 14,5 min d'arc

 

M13 – Grand amas globulaire d'Hercule

Ascension Droite 16h41.7       

Déclinaison +36°28'

Distance 22,8 kilo.al        Magnitude 5,8 (vis)

Dimension 16,6 min d'arc

Amas Globulaire M13 (NGC 6205), classe V, dans Hercule.

M13, encore appelé le "Grand Amas Globulaire d'Hercule", est l'un des amas les plus remarquables et les plus connus de l'hémisphère céleste Nord. Edmond Halley, qui le découvrit en 1714, nota "qu'il était visible à l'oeil nu quand le ciel est clair et la Lune absente". Selon Messier il est également répertorié dans le Celestial Atlas anglais de John Bevis.

A la distance de 22 200 années-lumière, son diamètre angulaire est de 23', ce qui correspond à 150 années-lumière. Il contient quelque 100 000 étoiles; Timothy Ferris, dans son ouvrage Galaxies, avance même "plus de un million". Dans la région centrale, la densité est environ 500 fois supérieure à ce qu'elle est dans l'environnement stellaire du Soleil. L'âge de M13 a été évalué par Arp à 14 milliards en 1962.

Selon Kenneth Glyn Jones, M13 a la particularité de contenir une jeune étoile bleue, Barnard No.29, de type spectral B2. L'appartenance de cette étoile à l'amas a été confirmée par la mesure de sa vitesse radiale, bien que ceci soit surprenant pour un amas si vieux - il s'agirait plutôt d'une étoile capturée dans le champ stellaire. Les observations de M13 montrent 4 régions apparemment pauvres en étoiles. Ceci peut être décelé sur certaines photos.

L'amas globulaire M13 a été sélectionné en 1974 comme cible pour l'un des premiers messages radio adressés aux éventuels êtres intelligents extra- terrestres, puis envoyés par le grand Radio-Télescope de l'Observatoire d'Arecibo. Evidemment ce message mettra environ 23 000 ans pour atteindre son but de sorte qu'une réponse ne peut être envisagée avant 46 000 ans.

A proximité, à environ 40 minutes d'arc au Nord-Est, se trouve la faible galaxie NGC 6207, visible sur de nombreux clichés de M13 pris à grand ou moyen champ.


 

 

M14 – Amas du Serpentaire IV

Amas Globulaire M14 (NGC 6402), classe VIII, dans le Serpentaire (Ophiuchus)

 

M14 est un essaim stellaire de forme légèrement elliptique, avec un grand axe d'environ 55 années-lumière et qui se situe à 23 000 années-lumière. Il lui manque un noyau de condensation central dense (Burnham) et contient plus de 70 étoiles variables, ce qui est considérable.

En 1938 une nova est apparue dans M14 mais elle ne fut pas découverte avant 1964, lorsque Amelia Wehlau (University of Western Ontario) étudia une collection de plaques photographiques prises par Helen Sawyer Hogg entre 1932 et 1963. Cette nova de 16ème magnitude, était visible sur 8 plaques, datées du 21 au 28 Juin 1938. Ce fut la seconde nova connue dans un amas globulaire après celle de 1860 dans M80, T du Scorpion, et la première à être photographiée.

M14 est aussi le premier amas globulaire dont une image a été obtenue par la technique CCD, selon "The Sky".

 

Ascension Droite 17h37.6        Déclinaison -03°15'

Distance 27,4 kilo.al                Magnitude 7,6 (vis)                  Dimension 11,7 min d'arc

 

M15 – Amas de Pégase

Ascension Droite 21h30.0

Déclinaison +12°10'

Distance 32,6 kilo.al    Magnitude 6,2 (vis)

Dimension 12,3 min d'arc

 

Le noyau de M15

Amas Globulaire M15 (NGC 7078), classe IV, dans Pégase

Ce cluster, avec un total de 112 variables identifiées, vient en troisième position pour cette catégorie d'étoiles, après M3 et Omega du Centaure. L'une de ces étoiles est apparemment une Céphéïde de type II (une W Virginis).

M15 est peut-être le plus dense de tous les amas globulaires dans notre Voie Lactée. Le Télescope Spatial Hubble a résolu, en photo, son noyau super-dense. Ce noyau a été soumis à un processus de contraction appelé "effondrement du noyau" (core collapse), ce qui est courant dans l'évolution dynamique de ces objets; des 147 amas globulaires connus dans notre Voie Lactée selon W.E. Harris' database, 21 contiendraient un noyau effondré (parmi lesquels, en plus de M15, on trouve M30 et M70), sans oublier 8 autres candidats dont M62. On ne sait toujours pas si la partie centrale de M15 est dense à ce point simplement du fait de l'interaction gravitationnelle mutuelle des étoiles qui le composent, ou bien s'il héberge un objet supermassif qui pourrait ressembler à ceux qui se trouvent dans les noyaux galactiques.

 

Ce noyau de M15 serait parmi les plus proches et les plus favorables à observer, étant seulement un petit peu plus éloigné que le centre de la galaxie et beaucoup moins obscurci par la poussière inter- stellaire. Bien que l'on ignore pour le moment la véritable nature de ces objets , de nombreux scientifiques pensent que ce sont de sérieux candidats dans la recherche des "trous noirs".

M15 est le premier amas globulaire dans lequel une nébuleuse planétaire,Pease 1 ou K 648 ("K" pour "Kuster"), a pu être identifiée (Pease 1928, sur des plaques photographiques prises au Mt. Wilson en 1927).

Leos Ondra nous apporte de son côté davantage d'informations sur cette nébuleuse planétaire. En 1976 Peterson a signalé la présence possible dans cet amas d'une seconde nébuleuse planétaire, située près du centre, mais ceci n'a jamais été confirmé depuis (Merci à Leos Ondra d'avoir fait remarquer ce point). De plus, on a répertorié dans M15 un nombre élevé (9) de pulsars, étoiles à neutrons qui sont les restes d'anciennes supernovae remontant à l'époque où l'amas était jeune. Selon leur désignation il s'agit de PSR 2127+11, ainsi que de PSR 2127+11 A à 2127+11 H. Le plus intéressant de ces objets est PSR 2127+11 C, apparemment composante d'une binaire à neutrons, ce qui signifie qu'il a un compagnon lui-même étoile à neutrons.

 

Ce système, comme d'autres pulsars binaires du même genre tels que le fameux Hulse-Taylor PSR 1913+16, ou le solitaire PSR 1534+12, présentent un intérêt particulier parce qu'ils font apparaître de puissants effets relativistes gravitationnels (et sont donc un laboratoire naturel pour tester la théorie d'Einstein sur la relativité générale) comme par exemple les déplacements des périhélies, les effets sur la lumière et l'émission de rayonnement gravitationnel. Ce dernier transmet de l'énergie cinétique de rotation qui provoque une diminution de la fréquence du pulsar ainsi que de sa période orbitale.

 

M16 – Nébuleuse de l’Aigle

Ascension Droite 18h18.8

Déclinaison -13°47'

Distance 7 kilo.al

Magnitude 6,4 (vis)

Dimension 7' min d'arc

Amas Ouvert M16 (NGC 6611), type 'e', dans le Serpent, associé à la Nébuleuse de l'Aigle (Eagle Nebula).

Situé à 7 000 années-lumière dans la constellation du Serpent, et dans le bras spiral intérieur de la Voie Lactée suivant le nôtre, un grand nuage de gaz et de poussières interstellaires est entré dans un intense processus de formation d'étoiles. L'amas ouvert M16 est né dans ce nuage grandiose, également appelé "nébuleuse diffuse de l'Aigle" (IC 4703), qui brille aujourd'hui par émission de lumière, excitée par les radiations de haute énergie émises par ses jeunes étoiles, massives et chaudes. Le processus de formation d'étoiles est en fait régulier et se produit près des "trompes d'éléphant" qui sont bien visibles sur notre photo, ainsi que sur les clichés AAT et autres images de M16. Un examen plus approfondi de ce processus de formation d'étoiles peut être effectué à partir des images HST de M16, publiées en Novembre 1995; de plus, elles ont été utilisées pour une animation simulant l'approche de cette région.

 

Cet essaim stellaire est âgé d'environ 5,5 millions d'années (selon le Sky Catalog 2000 et Götz) avec formation d'étoiles encore active dans la nébuleuse de l'Aigle; ceci est dû à la présence de jeunes étoiles très chaudes de type spectral 06. L'amas a été classé de type Trumpler II,3,m,n (Götz).

 

Certaines sources avancent des distances plus faibles pour M16: Kenneth Glyn Jones donne 5 870 et Götz 5 540 années-lumière. Götz considère que cet amas est intrinsèquement l'un des amas ouverts les plus lumineux avec une magnitude absolue de -8,21.


 

 

M17 – Nébuleuse du fer à cheval

Ascension Droite 18h20.8

Déclinaison -16°11'

Distance 5 kilo.al

Magnitude 7,0 (vis)

Dimension 11' min d'arc

Nébuleuse Diffuse M17 (NGC 6618), une nébuleuse d'émission, dans le Sagittaire. Omega, le Cygne, le Fer à Cheval, ou le Homard, (Omega, Swan, Horseshoe, or Lobster Nebula)

 

La nébuleuse Oméga M17, encore appelée le Cygne, le Fer à Cheval ou (particulièrement dans l'hémishère sud) le Homard, est une région de formation d'étoiles; sa brillance est due à la lumière émise par la matière excitée par la haute énergie de radiation des étoiles jeunes. La formation d'étoiles dans cette nébuleuse est peut-être encore active, ou bien a cessé très récemment. Un petit amas d'environ 35 étoiles brillantes mais obscurcies semble être niché dans la nébulosité.

La couleur de la nébuleuse Oméga est rougeâtre, tirant parfois sur le rose, tandis que la partie la plus brillante est réellement blanche et non surexposée comme on pourrait le penser. Ce phénomène est apparemment le résultat du mélange de la lumière d'émission du gaz très chaud avec celle des étoiles brillantes réfléchie par la poussière ambiante. La nébuleuse contient une grande quantité de matière sombre dont la présence est rendue évidente par les formes remarquables qu'elle fait apparaître. La masse du gaz a été estimée à environ 800 fois celle du Soleil, de quoi former un bel amas, et largement plus que celle de la nébuleuse d'Orion M42. Alors que la partie brillante de la nébuleuse semble avoir une extension d'environ 15 années-lumière, le nuage de gaz dans son ensemble, comprenant les zones de faible luminosité, pourrait s'étendre sur au moins 40 années-lumière. Les estimations de distance sont très variables mais les valeurs les plus récentes sont entre 5 000 et 6 000 années-lumière, c'est à dire un peu moins que sa voisine apparente M16 avec la nébuleuse de l'aigle -- en effet ces deux régions de formation d'étoiles semblent proches l'une de l'autre, dans le même bras spiral de la Voie Lactée.

 

M18 – Amas du Sagittaire I

Ascension Droite 18h19.9        Déclinaison -17°08'

Distance 4,9 kilo.al                 Magnitude 7,5 (vis)

Dimension 9' min d'arc

Amas Ouvert M18 (NGC 6613), type 'd', dans le Sagittaire

 

C'est avec un petit télescope que l'on observe le mieux M18, qui montre alors une douzaine d'étoiles bien brillantes (le Sky Catalog 2000 en donne 20). Son diamètre apparent est d'environ 0,2 degré et apparait donc plutôt pauvre et peu serré, ce qui lui vaut d'être unanimemnt considéré de type Trumpler II,3,p,n. Sa distance est d'environ 4 900 années-lumière, selon Kenneth Glyn Jones et Burnham, mais là les sources divergent: Mallas avance 6 000 années-lumière et le Sky Catalog 3 900. Si l'on retient la valeur de 4 900 son diamètre linéaire serait alors de 17 années-lumière.

 

Comme ses étoiles les plus chaudes sont de type spectral B3 cela signifie que M18 est très jeune, avec un âge estimé à 32 millions d'années. Les images en couleur de notre collection "autres images de M18" montrent qu'il contient des étoiles brillantes bleues ainsi que des brillantes jaunes ou oranges.

 

M18 est situé entre la nébuleuse Omega M17 et le nuage d'étoiles M24. Cette région qui entoure M17, M18 et M24 a été photographiée par le "UK Schmidt Telescope".

 

M19 – Amas du Serpentaire V

Amas Globulaire M19 (NGC 6273), classe VIII, dans le Serpentaire (Ophiuchus)

 

M19 est, des amas globulaires connus, celui présentant le plus grand aplatissement avec une ellipticité E3-E4. Bien que sa distance du Système Solaire soit d'environ 27 000 années-lumière, il est très proche du centre de la Galaxie, à seulement 4 600 années-lumière. William Herschel fut le premier à résoudre cet amas en "une quantité innombrable d'étoiles de magnitude 14, 15, 16" (John Herschel).

 

Ascension Droite 17h02.6        Déclinaison -26°16'

Distance 27,1 kilo.al                Magnitude 6,8 (vis)     Dimension 13,5 min d'arc

 

M20 – La nébuleuse trifide

 

Ascension Droite 18h02.6

Déclinaison -23°02'

Distance 5,2 kilo.al

Magnitude 9,0 (vis)

Dimension 28' min d'arc

Nébuleuse Diffuse M20 (NGC 6514), une nébuleuse d'émission et de réflexion, dans le Sagittaire.

La nébuleuse Trifide M20 est fameuse par sa disposition en trois lobes. Ceci explique peut-être pourquoi William Herschel, qui normalement évitait soigneusement de reporter les objets de Messier dans son catalogue, attribua quatre numéros différents pour désigner les parties de cette nébuleuse: H IV.41 and H V.10, H V.11, H V.12. Mais que finalement il ait retenu cet objet peut s'expliquer par le fait que Messier le décrivait seulement comme un "amas d'étoiles". Le nom de "Trifide" a été utilisé à l'origine par John Hershell pour décrire cette nébuleuse.

La nébuleuse avec émission dans le rouge, et son amas d'étoiles jeunes près du centre, est entourée par une nébuleuse à réflection dans le bleu, que l'on remarque particulièrement bien dans sa partie Nord. La distance de la nébuleuse est assez incertaine, avec des valeurs entre 2 200 années-lumière (Mallas), 2 300 (Glyn Jones) et environ 7 600 (C.R. O'Dell 1963). Le Sky Catalog 2000 pour sa part donne 5 200 années-lumière.

Comme souvent dans le cas des nébuleuses, les estimations de magnitude varient beaucoup: Kenneth Glyn Jones donne 9,0 alors que Machholz l'estime à 6,8. Ceci peut venir du fait que l'étoile excitatrice, ADS 10991, est un système triple avec une magnitude intégrée de 7, comprenant les composantes A: 7,6, B: 10,7, C: 8,7. Toutes les trois sont extrèmement chaudes; la composante A est de type spectral O5 ou O6. La présence de ce triplet très brillant complique l'estimation de la magnitude de la nébuleuse.

Dans le ciel la Nébuleuse Trifide est située à environ 2 degrés au Nord-Ouest de la grande Nébuleuse du Lagon M8 (Lagoon Nebula), de sorte que les deux nébuleuses sont un objectif de choix pour les photographies à grand champ, comme le montrent ces images de la région M8 et M20, ou la grande image DSSM de cette même région. Elle est d'ailleurs encore plus proche de l'amas ouvert M21 et se voit bien dans la partie haut gauche sur notre image de M21.


 

 

M21 – Amas du Sagittaire II

Ascension Droite 18h04.6

Déclinaison -22°30'

Distance 4,25 kilo.al

Magnitude 6,5 (vis)

Dimension 13' min d'arc

Amas Ouvert M21 (NGC 6531), type 'd', dans le Sagittaire

M21 est un amas qui présente une forte concentration centrale. Il est donc classé par Woldemar Götz comme de classe Trumpler I 3 r (forte concentration centrale, large gamme de magnitudes, c'est à dire contenant des étoiles brillantes et d'autres faibles, et bien fourni en étoiles), alors que Trumpler lui- même, selon Kenneth Glyn Jones, l'avait classé I 3 p (soit pauvre, ou de moins de 50 étoiles).

 

Burnham précise que S.N. Svolopoulos en 1953 a démontré l'appartenance de 57 étoiles à cet amas (le classant alors en Trumpler I 3 m),les plus brillantes d'entre elles étant des géantes de type spectral B0. Ceci implique que cet amas est très jeune: le Sky Catalog 2000 l'estime à 4,6 millions d'années et ajoute qu'il fait partie de l'association stellaire OB1 du Sagittaire.

 

Comme il est situé près de la Nébuleuse Trifide M20 (que l'on voit partiellement dans le haut gauche de notre photo), beaucoup d'images de la région Lagon-Trifide montrent aussi M21, par exemple la grande image DSSM de cette région.

 

La distance de M21 varie selon les sources: Mallas/Kreimer le situent à 3 000 années-lumière, Burnham à 2 200, alors que Kenneth Glyn Jones et le Sky Catalog 2000 le trouvent à 4 250. Il est intéressant de remarquer que si toutes les sources divergent sur la distance de la Nébuleuse Trifide, elles divergent aussi sur le point de savoir lequel des deux amas, M20 et M21, est le plus proche de nous.

 

M22 – Amas du Sagittaire III

 

Ascension Droite 18h36.4

Déclinaison -23°54'

Distance 10,1 kilo-al

Magnitude 5,1 (vis)

Dimension 24' min d'arc

Amas Globulaire M22 (NGC 6656), classe VII, dans le Sagittaire

M22 est probablement le premier amas globulaire découvert par A. Ihle en 1665. Mais, selon Kenneth Glyn Jones, on peut penser que Hevelius avait dû le voir bien avant. Il fut inclus dans la liste des 6 objets publiée par Halley en 1715, puis observé par De Cheseaux (histoire No. 17) et Le Gentil ainsi que par l'Abbé Nicolas Louis de la Caille, qui l'entra dans son catalogue des Objets du Ciel Austral sous la référence Lacaille I.12. Messier indique qu'il est aussi dans l'English Atlas de Bevis.

 

M22 est un objet très remarquable; se situant à 10 000 années-lumière de nous, son diamètre angulaire de 24' correspond à environ 65 années-lumière en linéaire. Il est visible à l'oeil nu pour des observateurs ne se trouvant pas à des latitudes trop Nord, et comme il est plus brillant que l'amas d'Hercule M13 et surpassé seulement par les deux amas brillants de l'hémishère Sud (qui ne sont pas dans le catalogue de Messier), Omega Centauri (NGC 5139) et 47 Tucanae (NGC 104) - il fait donc partie des quatre amas les plus brillants du ciel.

 

M22 est l'un des amas les plus proches de nous (10 000 années-lumière). Alors que Shapley et Pease ont compté 70 000 étoiles dans ce grand essaim d'étoiles, un nombre relativement faible de 32 variables a été identifié, la moitié d'entre elles déjà connues de Bailey en 1902, et parmi elles une variable Mira de longue période qui n'est probablement pas un membre d'origine. Les plus brillantes étoiles sont de magnitude 11. Le champ stellaire total a un diamètre d'environ 200 années-lumière et l'ensemble s'éloigne de nous à 144 km/sec.

 

Cet amas présente la particularité notable de contenir une faible nébuleuse planétaire, découverte par le satellite infrarouge IRAS; nous avons des  images de cette nébuleuse planétaire de George Jacoby: échantillons de nébuleuses planétaires ("planetary nebulae sampler").

 

Pour l'observateur il est intéressant de noter que M22 se situant à moins de 1 degré de l'écliptique, les conjonctions avec les planètes sont souvent remarquables.

 

 

M23 – Amas du Sagittaire IV

Ascension Droite 17h56.8        Déclinaison -19°01'

Distance 2,15 kilo-al Magnitude 6,9 (vis)

Dimension 27' min d'arc

Amas Ouvert M23 (NGC 6494), type 'e', dans le Sagittaire

 

L'amas ouvert M23 est un autre site prestigieux de la Voie Lactée accessible, surtout en été, aux petits télescopes et aux jumelles. C'est l'une des découvertes authentiques de Messier. A la distance de 2 150 années-lumière, le diamètre apparent de cet objet d'une magnitude entre 6 et 7 est de 27 minutes d'arc, ce qui correspond à 15 années-lumière en linéaire (le chiffre de 35' avancé par Kenneth Glyn Jones correspondrait à 20 années-lumière). Il a été prouvé qu'il contient au moins 150 étoiles. Trumpler a porté M23 en classe I,2,r, alors que Götz le situe en II,2,r et le Sky Catalog 2000 en III,1,m.

 

Les étoiles les plus chaudes sont du type spectral B9, et la plus brillante de magnitude 9,21. L'âge de M23 a été estimé à 220 millions d'années par le Sky Catalog 2000 et à 300 millions par G. Meynet's Geneva Team


 

 

M24 – Nuage galactique du Sagittaire

 

Ascension Droite 18h16.9

Déclinaison -18°29'

Distance 10 kilo-al

Magnitude 4,6 (vis)

Dimension 90' min d'arc

Nuage Galactique M24 (comprenant NGC 6603) dans le Sagittaire. Nuage du Sagittaire, Delle Caustiche

 

L'objet de Messier numéro 24 n'est pas un "véritable" objet céleste, mais un énorme nuage stellaire dans la Voie Lactée, un pseudo-amas d'étoiles s'étendant sur des milliers d'années-lumière dans le prolongement de notre ligne de vue, et visible par chance à travers une trouée dans la poussière interstellaire. Ce nuage est la tache claire dans la Voie Lactée légèrement au dessus du centre de notre image, sur laquelle, parmi beaucoup d'autres objets du ciel profond (amas et nébuleuses) on peut trouver 10 autres objets de Messier.

Généralement la poussière interstellaire atténue l'éclat des étoiles qui se trouvent derrière elle. Mais la poussière est inégalement répartie. Pour une raison inconnue elle se met sous forme de nuages, d'environ 25 années-lumière de diamètre, dont beaucoup sont clairement visibles en projection sur le champ stellaire. Il y a normalement dans la Voie Lactée deux nuages de cette sorte par mille années-lumière dans une direction quelconque. Mais même sur la distance de 30 000 années-lumière qui nous sépare du centre de la Galaxie, il peut y avoir, et par chance il y a, des ouvertures plus nombreuses que la moyenne du milieu interstellaire: M24 est effectivement l'une d'elles.

Ces fenêtres transparentes dans la Galaxie sont d'une grande importance pour l'étude des structures galactiques, puisqu'elles permettent de voir des régions lointaines qui, autrement, resteraient cachées. (voir Murdin/Allen/Malin's Catalogue of the Universe, 1979).

Bien que la découverte reste attribuée à Messier, il est intéressant de remarquer qu'à l'intérieur de ce nuage stellaire, d'ailleurs aisément visible à l'oeil nu, se trouve NGC 6603, un faible amas ouvert de magnitude 11. De nombreux catalogues conservent la référence M24 pour désigner cet objet, alors que Messier fait état d'une magnitude entre 4,5 et 4,6, d'un diamètre de 1,5 degré et le décrit comme une "large nébulosité dans laquelle il y a de nombreuses étoiles de magnitudes diverses", ce qui correspond bien au nuage stellaire mais pas à l'amas.

A.M. Clerke, en 1905, fit remarquer que ce "faible petit nuage" (à l'oeil nu) près de Mu Sagittarii" avait été appelé "delle Caustiche" par Fr.Secchi, "du fait de la disposition particulière de ses étoiles en rayons, arches, caustiques et spirales entrelacées".

L'amas NGC 6603 est de type "g"(Shapley) et de la classe Trumpler I,2,r (Trumpler et Götz) ou I,2,r,n (Sky Catalog 2000). Cet amas de magnitude 11,4 et d'une trentaine d'étoiles dans un champ d'environ 5 minutes d'arc se trouve à quelque 9 400 années-lumière de distance (Kenneth Glyn Jones donne même 16 000 années-lumière). Son diamètre linéaire serait alors de 14 années-lumière. Les étoiles les plus chaudes sont de classe B9 (en retenant un âge moyen de 100 millions d'années, l'estimation réelle n'étant pas connue de l'auteur), et les plus brillantes de magnitude photographique 14.

Pour observer NGC 6603 il faut disposer d'un instrument d'amateur de taille moyenne (en commençant par exemple avec un télescope ou une lunette de 60mm) et choisir un grossissement moyen ou fort. Cet amas est difficile à distinguer sur fond de Voie Lactée.

 

M25 – Amas du Sagittaire V

Ascension Droite 18h31.6

Déclinaison -19°15'

Distance 2 kilo-al   Magnitude 6,5 (vis)

Dimension 40' min d'arc

Amas Ouvert M25 (IC 4725), type 'd', dans le Sagittaire

Quoique remarquable, même dans les plus petits instruments, voire jumelles de théatre, l'amas M25 a seulement obtenu un numéro IC (Index Catalog). Ceci parce que John Herschel, pour une raison inconnue, ne l'avait pas inclus dans son General Catalog, bien qu'il ait été observé par de Cheseaux en 1745-46, Messier en 1764, ainsi que par Bode (1774-77) et l'Amiral Smyth (1836). Il fut finalement redécouvert par Schmidt en 1866 et ajouté au second "Index Catalog" en 1908, en retenant la position obtenue par Bailey.

Deux géantes de type spectral M et deux de type G peuvent être observées dans cet amas, où celles de type G font réellement partie de l'amas, mais pas les "M". Il contient de plus la variable Céphéide U Sagittarii, dont la période de 6,74 jours est une caractéristique des variables "de notre voisinage", comme le fait remarquer Cecilia Payne-Gaposhkin. Elle fut découverte par J.B. Irwin en 1956 et son appartenance au groupe confirmée par des mesures de vitesse radiale conduites par M.W. Feast du "Radcliffs Observatory" (La vitesse radiale des membres de l'amas est dans l'ensemble de +4 km/sec).

 

La présence de Céphéides est cohérente avec le fait que cet amas n'est pas très jeune, son âge pouvant être estimé à 90 millions d'années (le Sky Catalog 2000 donne 89 millions).

Les différentes sources s'accordent sur la distance de 2 000 années-lumière, ce qui n'est pas toujours le cas. Son diamètre de 40 minutes d'arc correspond alors à environ 23 années-lumière.

Cet amas est constitué d'au moins 86 membres, selon Ake Wallenquist. Alors que le Sky Catalog 2000 le considère de type Trumpler I,2,p, Götz le classe en I,3,m, et Kenneth Glyn Jones en IV,3,r. Quelle divergence!

 

M26 – Amas du Bouclier

Ascension Droite 18h45.2        Déclinaison -09°24'

Distance 5 kilo-al                    Magnitude 8.0 (vis)  

Dimension 15' min d'arc

Amas Ouvert M26 (NGC 6694), type 'f', dans le Bouclier (Scutum)

Cet amas n'est pas si impressionnant que son voisin apparent, M11, et Messier lui-même avait noté "qu'il n'était pas discernable dans une lunette de 3,5 pieds (df) et demandait un meilleur instrument".

Néanmoins il s'agit d'un bel amas serré avec de très belles étoiles de magnitude 11,9 et de type spectral B8. Burnham fait état d'environ 25 étoiles visibles avec un instrument de 150 à 200 millimètres et de quelque 70 autres plus faibles, tandis que Mallas/Kreimer en trouvent 90 au total. Son diamètre de 22 années-lumière correspond à 15 minutes d'arc pour une distance de 5 000 années-lumière. Le Sky Catalog 2000 donne pour cet amas un âge, obtenu par calcul, de 89 millions d'années.

Comme Kenneth Glyn Jones le rappelle, James Cuffey du Kirkwood Observatory (Indiana University) fit remarquer qu'une caractéristique frappante de cet amas était une zone bien définie de faible densité stellaire dans une région de 3,1 minutes de diamètre, juste autour du noyau. Mais il est plus probable que cette région est obscurcie par de la matière interstellaire plutôt que par un véritable "trou" dans la densité des astres.

M26 a été classé de type Trumpler II,2,r (par Trumpler), I,1,m (Sky Catalog 2000), et II,3,m (par Götz).


 

 

M27 – Nébuleuse de l'Haltère

Ascension Droite 19h59.6

Déclinaison +22°43'

Distance 1,25 kilo-al

Magnitude 7,4 (vis)

Dimension 8,0x5,7 min d'arc

Nébuleuse Planétaire M27 (NGC 6853), type 3a+2, dans le Renard (Vulpecula).

La nébuleuse de l'Haltère (M27 ou Dumbbell) fut la première nébuleuse planétaire jamais observée. En effet c'est le 12 Juillet 1764 que Charles Messier découvrit ce nouvel et fascinant type d'objets. Il se trouve que nous le voyons suivant son plan équatorial (approximativement de gauche à droite sur notre image); s'il était vu depuis un pôle il aurait probablement la forme d'un anneau, et ressemblerait peut-être à la nébuleuse justement dite de l'Anneau M57 (Ring Nebula).

Cette nébuleuse planétaire est certainement l'objet céleste le plus remarquable dans sa catégorie, puisque le diamètre angulaire de la partie lumineuse de son corps est presque de 6 minutes d'arc, avec un faible halo atteignant 15 minutes, soit la moitié du diamètre lunaire. Sa magnitude visuelle apparente estimée à 7,4 la met aussi parmi les plus brillantes, étant au total légèrement moins lumineuse que l'éclatante nébuleuse Helix NGC 7293 de magnitude 7,3 dans le Verseau (Aquarius), qui a cependant une brillance de surface bien plus faible du fait de sa plus grande extension (estimation de Stephen Hynes); il est curieux que cette nébuleuse planétaire soit seulement un peu plus faible en ce qui concerne sa magnitude photographique (7,6). L'auteur de ces lignes (hf) a été surpris par la beauté de cet objet, dans des jumelles 10x50, malgré des conditions atmosphériques moyennes !

Le taux d'expansion de la partie brillante de la nébuleuse est de 6,8 secondes d'arc par an, permettant d'estimer son âge à 3 000 ou 4 000 ans et de penser que l'éjection de la coquille a dû être observée à cette époque reculée (mais le phénomène s'est, en fait, produit encore plus tôt puisque la distance qui nous sépare de cet objet est d'environ 1 000 années-lumière).

L'étoile centrale de M27, bien brillante avec une magnitude de 13.5, est une naine (subdwarf) bleutée extrêmement chaude aux environs de 85 000 K (le Sky Catalog 2000 donne un type spectral de 07). K.M. Cudworth et le Yerkes Observatory lui ont trouvé un compagnon probable, de faible magnitude(mag 17) et de couleur jaune, à 6,5" avec un angle de position de 214 degrés (Burnham).

Comme pour la plupart des nébuleuses planétaires, la distance de M27 n'est pas bien déterminée (donc aussi ses véritables dimensions et sa brillance intrinsèque). Hynes donne environ 800 années-lumière, Kenneth Glyn Jones 975, Mallas/Kreiner 1250, tandis que différentes autres sources varient de 490 à 3 500. Des recherches sont actuellement en cours avec l'aide du Télescope Spatial Hubble pour déterminer la valeur précise et fiable de la nébuleuse de l'Haltère.

En retenant la valeur de 1 200 années-lumière, la luminosité intrinsèque de la nébuleuse gazeuse est à peu près 100 fois celle du Soleil avec une magnitude absolue de -0,5, tandis que celle de l'étoile est d'environ +6 (1/3 du Soleil) et celle de son compagnon de +9..+9,5 (presque 100 fois plus faible que le Soleil), entièrement dans la partie visuelle du spectre électromagnétique. Que la nébuleuse soit beaucoup plus brillante que son étoile montre que celle-ci émet principalement, dans la partie non visible du spectre électro-magnétique, un rayonnement hautement énergétique qui est absorbé par excitation du gaz de la nébuleuse, puis enfin réémis pour une grande part en lumière visible. En fait, comme pour presque toutes les nébuleuses planétaires, la plus grande partie de la lumière visible est émise dans une seule raie spectrale, en lumière verte à 5007 Angström.

 

M28 – Amas du Sagittaire VI

Amas globulaire M28 (NGC 6626), classe IV, dans le Sagittaire

 

A une distance d'environ 15 000 ou 19 000 années-lumière et avec un diamètre linéaire de 75 années-lumière, M28 semble considérablement plus petit et plus concentré que son impressionnant voisin M22. Selon H.Shapley il a une forme légèrement elliptique. Pour le résoudre en étoiles il faut utiliser des instruments d'une certaine puissance et ce fut William Hershell qui le premier le décrivit comme un "nuage d'étoiles".

 

En plus de ses (seulement) 18 variables connues de type RR Lyrae, M28 contient une variable W Virginis de période 17 jours (Type II, ou Céphéides de population II, pouvant être du type RV Tauri selon Burnham), puis une autre également de longue période.

 

M28 est le deuxième amas globulaire dans lequel on a découvert un pulsar "milliseconde" en 1987 (le premier étant M4). Celui-ci, 1620-26, tourne autour de son axe en 11 millisecondes.

 

Ascension Droite 18h24.5                       Déclinaison -24°52'

Distance 17,9 kilo-al                Magnitude 6,8 (vis)                  Dimension 11,2 min d'arc

 

M29 – Amas du Cygne I

Ascension Droite 20h23.9

Déclinaison +38°32'

Distance 4,0 kilo-al

Magnitude 7,1 (vis)

Dimension 7' min d'arc

Amas ouvert M29 (NGC 6913), type 'd', dans le Cygne

 

M29 est un amas plutôt grossier et peu marquant, situé dans la zone de haute densité stellaire de la Voie Lactée près de Gamma du Cygne, que la plupart des sources (dont Mallas/Kreimer and Burnham) placent à une distance de 7 200 années-lumière tandis que Kenneth Glyn Jones et le Sky Catalog 2000 le situent à 4 000 années-lumière.

 

En 1954 W.A. Hiltner du Yerkes Observatory mit en évidence la polarisation de la lumière de ses étoiles par de la matière interstellaire, laquelle semble 1 000 fois plus dense autour de l'amas, pouvant alors entrainer une atténuation de lumière telle qu'il serait plus brillant de 3 magnitudes s'il était vu directement! Toujours en 1954, Harris signala des affaiblissements irréguliers de la luminosité de ses étoiles, provoqués peut-être par le passage devant l'amas de nuages de matière noire interstellaire.

 

Selon le Sky Catalog 2000, M29 fait partie de l'association Cygnus OB1 et s'approche de nous à 28 km/sec. Avec ses étoiles les plus chaudes de la classe spectrale BO on estime son âge à 10 millions d'années. Sa classe Trumpler est donnée pour III,3,p,n, puisqu'il est associé à une nébulosité, mais Götz, de son côté, propose II,3,m. Le Sky Catalog décompte 50 étoiles dans M29.


 

 

M30 – Amas du Capricorne

Amas globulaire M30 (NGC 7099), classe V, dans le Capricorne

L'amas globulaire M30, d'un diamètre linéaire d'environ 70 années-lumière, se situe à une distance approximative de 25 000 années-lumière. On y dénombre seulement une douzaine d'étoiles variables. C'est un bel objet, bien dense, à observer même avec de petits instruments. Son coeur contient une population stellaire extrêmement dense et a subi un effondrement du noyau , comme au moins 20 autres des 147 amas globulaires répertoriés dans notre galaxie, la Voie Lactée, comprenant M15, M70, et peut-être M62. Cecilia Payne-Gaposchkin mentionne qu'une nova naine a été observée dans M30; une autre a été détectée dans M5 et une troisième dans NGC 6712.

M30 est le mal-aimé des "Messiers Marathoners" puisque c'est souvent lui l'oublié d'un Marathon Messier presque complet; il faut préciser qu'un "Marathon Messier" consiste à observer tous les objets de Messier en une seule nuit (ce qui est possible vers la fin Mars par une nuit sans Lune).

Ascension Droite 21h40.4        Déclinaison -23°11'

Distance 24,8 kilo-al                Magnitude 7,2 (vis)                  Dimension 11' min d'arc

 

M31 – Galaxie d’Andromède

Galaxie Spirale M31 (NGC 224), type Sb, dans Andromède.

 

M31 est la fameuse Galaxie d'Andromède, notre plus proche grande voisine, formant le Groupe Local de galaxies, avec ses compagnons (comprenant M32 et M110, deux brillantes naines elliptiques), notre Voie Lactée et ses propres compagnons, puis M33 et plusieurs autres.

Visible à l'œil nu même dans des conditions médiocres d'observation, cet objet était connu de l'astronome persan Al-Sufi comme le "petit nuage" qu'il observait dès 905 de notre ère et décrivit en 964 dans son Livre des Etoiles Fixes. Charles Messier ignorait évidemment cette antériorité et attribuait la découverte à Simon Marius qui fut le premier à en donner une description télescopique en 1612. Ne connaissant ni la découverte de Al Sufy ni celle de Marius, Giovanni Batista Hodierna redécouvrit cet objet avant 1654.

On crut pendant longtemps que la "Grande Nébuleuse d'Andromède" était l'une des plus proches nébuleuses. William Herschel pensait, à tort évidemment, que sa distance "ne devait pas excéder 2 000 fois la distance de Sirius" (soit 17 000 années-lumière); néanmoins, il voyait en elle le plus proche "univers-île", identique à notre Voie Lactée, qu'il pensait être un disque d'un diamètre égal à 850 fois la distance de Sirius et d'une épaisseur de 155 fois cette même distance.

Ce fut William Huggins, le pionnier de la spectroscopie, qui remarqua la différence entre nébuleuses gazeuses, avec leurs propres lignes spectrales, et ces "nébuleuses" au spectre continu que nous savons maintenant être des galaxies.

 

En 1912 V.M. Slipher du Lowell Observatory mesura la vitesse radiale de la "nébuleuse" d'Andromède qui se trouva être la vitesse la plus élevée jamais mesurée, environ 300 km/sec dans notre direction (selon Burnham le chiffre de 226 km/sec serait plus juste). Ceci était déjà une indication de la nature extra-galactique de l'objet.

Zone de Texte:  
Ascension Droite 00h42.7
Déclinaison +41°16'
Distance 2 900 kilo.al
Magnitude 3.4 (vis)
Dimension 178'x63'

En 1923 Edwin Hubble découvrit la première variable Céphéide dans la galaxie d'Andromède, déterminant ainsi la distance intergalactique et la vraie nature de M31 en tant que galaxie. Mais comme il ne savait pas qu'il existait deux types de Céphéides, la distance était surévaluée d'un facteur de plus de deux. Cette erreur passa inaperçue jusqu'en 1953, époque de mise en service du télescope de 200-inch (5 mètres) du Mont-Palomar.

A notre époque Andromède est certainement la galaxie "externe" la plus observée. C'est particulièrement intéressant car cela permet l'étude des caractéristiques d'une galaxie vue de l'extérieur, caractéristiques qui sont aussi celles de la Voie Lactée mais que l'on ne peut pas voir puisque la plus grande partie de notre galaxie est cachée par la poussière interstellaire. C'est pourquoi on poursuit en permanence l'étude de la structure spirale, des amas ouverts et globulaires, de la matière interstellaire, des nébuleuses planétaires, des restes de Supernova (Voir l'article de Jeff Kanipe dans la revue Astronomy, de Novembre 1995 page 46), du noyau galactique et de bien d'autres choses encore.

Plusieurs des points ci-dessus méritent l'attention des amateurs: même Charles Messier trouva ses deux brillants compagnons, M32 et M110, visibles aux jumelles, remarquables dans un petit télescope et fit un dessin des trois.

 

Le plus brillant des plus de 300 amas globulaires de la Galaxie d'Andromède, G1, est aussi le plus lumineux du Groupe Local de Galaxies; sa magnitude visuelle apparente depuis la Terre est d'environ 13,72. Il surpasse ainsi le plus brillant amas globulaire de la Voie Lactée, Oméga Centauri, et peut même être entrevu par les amateurs bien équipés, dans des conditions très favorables d'observation, avec des télescopes d'au moins 250 m/m d'ouverture (voir l'article de Leos Ondra dans Sky & Telescope de Novembre 1995, p. 68-69). Le Télescope Spatial Hubble a été utilisé pour explorer l'amas globulaire G1 à la mi-1994 (publication en Avril 1996).

Ici encore l'astrophotographe est avantagé car il peut collecter la moindre lumière des fins détails des bras spiraux, que l'on distingue très bien sur notre illustration: les amateurs peuvent ainsi obtenir des images saisissantes, même avec un équipement modeste, depuis le grand-champ jusqu'à la vue rapprochée et détaillée. Mais en photographie aussi un meilleur équipement est toujours payant, comme le prouve l'Amateur Texan Jason Ware, auteur de la photo ci-dessus avec une lunette de 150mm.

 

Le plus brillant nuage d'étoiles de la galaxie d'Andromède M31 a reçu son propre numéro NGC, soit NGC 206, parce que William Herschel l'avait noté dans son catalogue comme H V.36. C'est le brillant nuage d'étoiles dans le haut gauche de notre image (très bien visible sur la photo agrandie) , juste sous une remarquable nébuleuse obscure.

 

De soigneuses estimations de son diamètre angulaire, obtenues avec des jumelles de 50mm, par l'astronome français Robert Jonckhere en 1952-1953, aboutissent à un développement de 5,2 par 1,1 degrés (rapporté par Mallas), correspondant à un disque de plus de 200 000 années-lumière à une distance de 2,9 million d'AL, de sorte que cette galaxie est environ deux fois plus large que notre Voie Lactée!

Sa masse fut estimée de 300 à 400 milliards de fois celle du Soleil. Comparée aux dernières estimations concernant la Voie Lactée, cela est considérablement moins que la masse de notre galaxie, impliquant que celle-ci doit être beaucoup plus dense que M31.

Le Télescope Spatial Hubble a révélé que la Galaxie d'Andromède M31 a un noyau double, probablement parce qu'elle a "absorbé" une plus petite galaxie qui un jour a pénétré dans son environnement. Ce deuxième noyau peut être un reste d'une violente collision, événement dynamique survenu dans les premiers temps de l'histoire du Groupe Local.

 

A ce jour une seule supernova a été observée dans la Galaxie d'Andromède, celle de 1885, également appelée S Andromedae. Ce fut la première supernova découverte hors de la Voie Lactée le 20 Août 1885 par Ernst Hartwig (1851-1923) à l'Observatoire de Dorpat en Estonie. Elle atteignit la magnitude 6 entre le 17 et le 20 et fut trouvée indépendamment par plusieurs observateurs. Cependant, seul Hartwig eut la pleine compréhension de cette découverte. Sa brillance diminua pour atteindre la magnitude 16 en février 1890.


 

 

M32 – Satellite de la Galaxie d'Andromède, M31

Ascension Droite 00h42.7

Déclinaison +40°52'

Distance 2 900 kilo-al

Magnitude 8,1 (vis)

Dimension 8x6 min d'arc

Galaxie elliptique M32 (NGC 221), type E2, dans Andromède. Satellite de la galaxie d'Andromède M31.

 

M32 est la petite mais brillante compagne de la grande galaxie d'Andromède, M31, et, par-là même, un membre du Groupe Local de galaxies. C'est une naine elliptique de seulement quelque 3 milliards de masses solaires et d'un diamètre estimé à 8 000 années-lumière, ce qui est très peu comparé à sa géante voisine spirale. Néanmoins son noyau présente des caractéristiques comparables à celle de M31: environ 100 millions de masses solaires, à raison de 5 000 soleils par parsec cube, sont en rotation rapide autour d'un objet central supermassif.

Près du centre le ciel serait dominé par cet objet et entièrement occupé par les étoiles de la galaxie, tandis que, vu depuis les bords, un hémisphère seulement serait étoilé, l'autre ne montrant que quelques étoiles excentrées et l'espace intergalactique. Depuis la périphérie de M32 un astronome virtuel aurait une vue saisissante de M31 dans le ciel nocturne.

M32 et M110, l'autre brillant compagnon de M31, sont les galaxies elliptiques les plus proches de nous, et donc parmi les plus étudiées. Il y a des différences remarquables entre ces galaxies naines: alors que M32 est typiquement du genre elliptique, compacte avec une forte brillance de surface, M110 est beaucoup moins dense, sa brillance de surface est plus faible et elle possède une structure particulière; ainsi M110 est souvent classée comme sphéroïde naine au lieu d'elliptique. Point remarquable: M32 ne contient aucun amas globulaire alors que, autre différence, on en décompte 8 dans M110. M32 fut la toute première galaxie elliptique, découverte effectuée par Le Gentil le 29 Octobre 1749. Messier remarque dans sa description qu'il avait d'abord vu cet objet en 1757, et qu'il l'avait inclus, ainsi que M110, dans son croquis de la "Grande Nébuleuse" d'Andromède.

 

M33 – Galaxie du Triangle

Galaxie spirale M33 (NGC 598), type Sc, dans le Triangle.

La galaxie du Triangle (M33) est l'un des membres éminents du Groupe Local. Elle est petite comparée à sa grande et apparente voisine, la galaxie d'Andromède (M31), et à notre Voie Lactée, mais par là même dans la moyenne des galaxies spirales de l'univers. Il est possible que LGS 3, l'une des petites galaxies du Groupe Local, soit un satellite de M33, qui serait peut-être elle-même un compagnon lointain de M31, par liaison gravitationnelle.

L'objet M33 a probablement été trouvé en premier par Hodierna avant 1654 (et peut-être en même temps que l'amas ouvert NGC 752) puis redécouvert par Messier en 1764. Cependant, William Herschel, qui par ailleurs évitait soigneusement de donner ses propres numéros aux objets de Messier, entra celui-ci dans son catalogue sous la référence H V.17. De ce fait la très grande et très brillante région H II (nébuleuse diffuse en émission contenant de l'hydrogène ionisé) a reçu son propre numéro dans le New General Catalog: NGC 604 (H III.150 de William Herschel); située au Nord-Est de la galaxie, c'est apparemment la zone brillante dans le haut de notre image. C'est l'une des plus grandes régions H II connues: elle a un diamètre de presque 1 500 années-lumière avec un spectre analogue à celui de la nébuleuse d'Orion M42. Hui Yang (University of Illinois) et Jeff J. Hester (Arizona State University) ont obtenu une photo de NGC 604 avec le Télescope spatial Hubble, résolvant plus de 200 jeunes étoiles, chaudes et massives (de 15 à 60 masses solaires), qui se sont formées là récemment.

Zone de Texte:  Plusieurs autres nébulosités dans les bras spiraux de M33 se sont vues attribuer leur propre numéro NGC: 588, 592, 595 et 603 (quoique cette dernière soit mentionnée dans le RNGC comme introduite par Zwicky, mais non-existante), ainsi que des numéros IC: 131, 132, 133, 134, 135, 136, 137, 139-40, 142, et 143 (le NGC 2000.0 définit IC 134 et 139-40 comme des objets stellaires, tandis que le Webb Society Deep-Sky Observer's Handbook,Vol. 4 [Galaxies] porte IC 139-40 sur la planche page 215 et la met au crédit de Ronald J. Buta du McDonald Observatory, University of Texas). Quelques unes de ces nébulosités sont également repérées sur notre carte. Kenneth Glyn Jones fait remarquer qu'elles devraient être visibles dans un télescope de 30 cm. La géante nébuleuse à émission NGC 595 a été étudiée par William H. Waller avec le HST (voir Astronomy, de Juin 1995, p. 16-18); il a ainsi pu résoudre les étoiles massives et chaudes qui excitent le gaz de cette nébuleuse et la font briller. Les résultats du satellite Hipparcos ont conduit à la révision de l'échelle des distances cosmiques et donc aussi à celle de M33, donnée aujourd'hui pour environ 3 millions d'années-lumière. La plupart des sources donnent une distance de 2,3 à 2,4 millions d'années-lumière, mais le Sky Catalog 2000 avance plus de 2,9 millions (900 kpc), valeur qui peut être encore plus proche suite à la recalibration des Cépheïdes par Hipparcos en 1997, comme indiqué ci-dessus. Des recherches sur les Céphéides de M33 en 1991 (W.L. Freedman, C.D. Wilson, et B.F. Madore, ApJ 372:455-470, 10 Mai 1991) ont montré que cette galaxie était légèrement plus distante de nous que celle d'Andromède (M31). En retenant la précédente valeur, son grand axe est vu sous un angle de 73 minutes d'arc (environ 2,5 fois le diamètre de la Lune), ce qui correspond à 50 000 années-lumière, soit la moitié du diamètre de la Voie Lactée. Cependant les couches extérieures les plus faibles semblent s'étendre bien plus loin, de telle sorte que le diamètre réel pourrait bien être d'au moins 60 000 années-lumière. La masse de la galaxie du Triangle a été estimée entre 10 et 40 milliards de masses solaires.

M33 est de type Sc, et même un "dernier" représentant de ce type, ce qui a permis à Tully de le classer Scd dans le Nearby Galaxies Catalog. Les bras bien marqués font apparaître de nombreuses régions H II (dont NGC604), ainsi que des nuages bleutés de jeunes étoiles. On a aussi trouvé dans M33 des amas globulaires et des étoiles de Population II (Baade). Bien qu'aucune n'ait été détectée à ce jour dans la galaxie du Triangle, plusieurs vestiges de supernovae ont été cartographiés avec grande précision par les radioastronomes. Au moins 112 variables ont été découvertes dans M33, dont 4 novae et environ 25 Céphéides. Une puissante source X est également située dans cette galaxie.

Pour l'observateur, M33 peut être aperçue à l'oeil nu dans des conditions exceptionnellement bonnes et c'est alors, pour la plupart des gens, l'objet visible le plus lointain (il y a bien quelques rares observateurs aux yeux d'aigles capables de voir M81, mais dans des conditions exceptionnelles à tout point de vue). Elle est remarquable dans de bonnes jumelles, mais comme sa brillance totale est également répartie sur une surface de presque quatre fois celle de la Pleine Lune, la brillance unitaire est extrêmement faible. Il est d'ailleurs difficile, voire impossible, d'observer cette galaxie à travers un instrument ne permettant pas d'utiliser un faible grossissement: ici le plus faible est le mieux ! L'auteur de ces lignes (hf) a obtenu le meilleur résultat avec une lunette au grossissement 25. M33 est aussi un grand sujet de satisfaction pour l'astrophotographe qui peut capter les bras spiraux et les brillantes nébulosités, sans matériel sophistiqué et à vraiment peu de frais.

 

Ascension droite 01h33.9                Déclinaison +30°39'                 Distance 3 000 kilo-al         Magnitude 5,7 (vis)                                                       Dimension 73x45 min d'arc


 

 

M34 – Amas de Persée

Amas ouvert M34 (NGC 1039), type 'd', dans Persée

M34 est un amas ouvert d'âge moyen (190 millions d'années selon le Sky Catalog 2000, 180 millions d'après les nouveaux calculs de l'équipe genevoise de G. Meynet). Il se trouve à environ 1 400 années-lumière et contient une centaine d'étoiles (H.S.Hogg) réparties sur 35 minutes d'arc, soit un diamètre supérieur à celui de la Pleine Lune. Ce diamètre angulaire correspond en linéaire à 14 années-lumière mais, Wallenquist, avec une estimation angulaire un peu supérieure de 42' aboutit à un diamètre de 18,5 années-lumière.

Cet amas a été classé de type Trumpler I,3,m (Sky Catalog 2000) ou II,3,r (Götz). Son aspect est modifié par une étoile proche, mais extérieure, de magnitude 7,3 alors que celle du membre le plus brillant est de 7,9.

Son âge a été estimé à 110 millions d'années par Van Hoerner en 1957, tandis que le Sky Catalog 2000 donne une valeur plus récente de 190 millions.

M34 a probablement été trouvé en premier par Hodierna avant 1654, puis redécouvert par Messier en 1764.

L'amas ouvert M34 peut être repéré facilement, même à l'oeil nu dans de bonnes conditions, juste au nord de la ligne reliant Algol (Beta Persei) à Gamma Andromedae.

 

Ascension Droite 02h42.0        Déclinaison +42°47'                

Distance 1,4 kilo-al                 Magnitude 5,5 (vis)                  Dimension 35' min d'arc

 

M35 – Amas des Gémeaux

Ascension droite 06h08.9        Déclinaison +24°20'

Distance 2,8 kilo-al                 Magnitude 5,3 (vis)

Dimension 28' min d'arc

Amas ouvert M35 (NGC 2168), type 'e', dans Les Gémeaux

 

L'amas ouvert M35 est composé de plus de 200 étoiles (dont 120 de magnitude 13 ou plus brillantes, selon Wallenquist) réparties sur une surface égale à celle de la Pleine Lune (30'). A la distance de 2 800 années-lumière ceci correspond à un diamètre linéaire d'environ 24 années-lumière.  La densité centrale est de l'ordre de 6,21 étoiles par parsec au cube. Quelques auteurs ont donné une valeur supérieure pour son diamètre , allant jusqu'à 46' (H. Shapley en 1930). Avec 110 millions d'années, il est d'un âge intermédiaire, et contient quelques étoiles en fin de séquence principale (comprenant plusieurs géantes jaunes et oranges de fin de type spectral G à début de type K). Son étoile la plus chaude dans la séquence principale est considérée de classe spectrale B3 (Sky Catalog 2000). Toutes les sources s'accordent pour classer cet amas en Trumpler III,3,r. Enfin il se rapproche de nous à 5 km/ sec.

 

M35 est facilement visible à l'oeil nu près de l'étoile Eta Geminorum dans de bonnes conditions d'observation. Le plus modeste des instruments, à faible grossissement, séparera les principales étoiles pour obtenir une vision splendide de cet amas presque circulaire, à la répartition stellaire bien homogène. Les amateurs mieux équipés pourront voir son faible voisin, NGC2158, que l'on distingue dans le haut gauche de notre image.

 

M36 – Amas du Cocher I

Amas ouvert M36 (NGC 1960), type 'f', dans le Cocher

Voici le premier des trois brillants amas ouverts, situés dans la partie Sud de la constellation du Cocher et inclus dans le catalogue de Messier (les deux autres sont M37 et M38). Tous les trois avaient déjà été reconnus par Giovanni Batista Hodierna avant 1654, comme le fait remarquer Kenneth Glyn Jones, mais ceci n'a été établi qu'en 1984. On considère donc que Le Gentil a redécouvert cet amas indépendamment de ses prédécesseurs.

M36 se trouve à environ 4 100 années-lumière (seul Kenneth Glyn Jones est en désacord sur ce point avec 3 700 al), ce qui donne un diamètre de 14 années-lumière vu sous un angle de 12' (de son côté Wallenquist donne 20 al pour 19'). Il contient une soixantaine de membres prouvés, les plus brillants de magnitude 9 et de type spectral B2; la luminosité de l'étoile la plus brillante représente 360 fois celle du Soleil. Beaucoup de ces étoiles brillantes sont en rotation rapide, comme le montre leur larges raies spectrales, un effet que l'on retrouve chez les membres brillants de type B des Pleiades (M45). S'il était à la même distance que ces dernières (soit 10 fois plus près), M36 leur serait similaire et nous paraîtrait tout aussi remarquable.

Comme cet amas est très jeune (environ 25 millions d'années), il ne contient pas de géantes rouges, ce qui contraste avec ses voisins M37 et M38, qui se trouvent en gros à la même distance de nous. M36 a été classé de type Trumpler I,3,m (Sky Catalog 2000) ou I,3,r (Götz).

 

Ascension droite 05h36m.1      Déclinaison +34°08'                

Distance 4,1 kilo-al                 Magnitude 6,3 (vis)                  Dimension 12' min d'arc

 

M37 – Amas du Cocher II

Ascension droite 05h52.4        Déclinaison +32°33'

Distance 4,4 kilo-al                 Magnitude 6,2 (vis) 

Dimension 24' min d'arc

Amas ouvert M37 (NGC 2099), type 'f', dans le Cocher

Quoique M37 soit le plus brillant des 3 amas ouverts au Sud du Cocher, il échappa à Le Gentil quand il redécouvrit M36 et M38 en 1749, de sorte qu'il revint à Charles Messier de le retrouver le 2 Septembre 1764, indépendamment de ses prédécesseurs (il faut savoir que ces trois amas avaient déjà été répertoriés par Hodierna, mais cela est resté méconnu jusqu'en 1984).

 

M37 est aussi le plus riche des 3, avec environ 150 étoiles de magnitude 12,5 ou plus brillantes, et peut-être un total de plus de 500 étoiles. Le fait que cet amas contienne un nombre significatif (au moins une douzaine) de géantes rouges, et que l'étoile la plus chaude dans la séquence principale soit de type spectral B9V, le situe dans les groupes évolués avec un âge estimé à 300 millions d'années. Les sources divergent sur la valeur de la distance: Kenneth Glyn Jones trouve 3 600 années-lumière, le Sky Catalog 2000 donne 4 400 tandis que Götz propose environ 4 100, Mallas 4 600 et Burnham 4 700. Son diamètre apparent de 24' correspond à une extension linéaire d'environ 20 à 25 années-lumière, selon la distance que l'on retient. Enfin il a été classé de type Trumpler I,1,r ou I,2,r.


 

 

M38 – Amas du Cocher III

Ascension Droite 05h28.4        Déclinaison +35°50'

Distance 4,2 kilo-al                 Magnitude 7,4 (vis)

Dimension 21' min d'arc

Amas ouvert M38 (NGC 1912), type 'e', dans le Cocher

 

Situé à seulement 2°,5 au Nord-Ouest (au dessus) de M36, cet amas fut trouvé discrètement par Hodierna avant 1654, puis, indépendamment de ce dernier, redécouvert par Le Gentil en 1749.

 

Ses étoiles brillantes esquissent une forme ressemblant à la lettre grecque Pi, ou encore (selon Webb) à une "croix oblique". A la distance de 4 200 années-lumière, son diamètre angulaire d'environ 20' correspond en linéaire à 25 années-lumière, du même ordre que celui de son voisin, plus distant, M37. Il se situe dans la tranche d'âge intermédiaire (environ 220 millions d'années selon le Sky Catalog 2000) et son membre le plus brillant est une géante jaune de magnitude 7,9 et de type spectral GO, ce qui correspond à une magnitude absolue de -1,5 ou à une luminosité de 900 Soleils. Par comparaison le Soleil brillerait aussi faiblement qu'une étoile de magnitude 15,3 s'il était vu depuis M38 !

 

Kenneth Glyn Jones donne une distance notablement moindre de seulement 2 750 années-lumière. Enfin toutes les sources s'accordent pour attribuer à M38 le type Trumpler II,2,r.

 

M39 – Amas du Cygne II

Ascension droite 21h32.2        Déclinaison +48°26'

Distance 0,825 kilo-al              Magnitude 5,2 (vis)

Dimension 32' min d'arc

Amas ouvert M39 (NGC 7092), type 'e', dans le Cygne

 

M39 est un amas ouvert très grand mais très relâché, situé à environ 9 degrés à l'Est et légèrement au Nord de Deneb (Alpha Cygni). Sa distance est de seulement 800 années-lumière, et son âge, dans la tranche intermédiaire, est estimé entre 230 et 300 millions d'années. 30 étoiles ont été décomptées dans un volume d'environ 7 années-lumière de diamètre.

Woldemar Götz donne à cet amas le type Trumpler III,2,m : "il est dégagé du champ environnant mais sans condensation centrale, les étoiles se situent dans une gamme moyenne de brillance, et il est modérément riche (de 50 à 100 membres)". Le Sky Catalog 2000, de son côté, le classe III,2,p (soit, "pauvre", moins de 50 membres).

Alors que Kenneth Glyn Jones voit dans M39 une découverte originale de Messier, Burnham fait remarquer que cette découverte "est souvent portée au crédit de Le Gentil en 1750, mais P.Doig (1925) cite un mémoire de J.E.Gore selon lequel Aristote aurait mentionné cet amas comme un objet d'apparence cométaire, environ 250 ans avant JC". Kenneth Glyn Jones considère la reconnaissance de la découverte de Le Gentil (rapportée par Bigourdan) comme "extrêmement douteuse".

 

La qualité de l'observation de M39 est d'autant meilleure que le grossissement est faible.

 

M40 – Etoile double dans la Grande Ourse

Ascension droite 12h22m.4

Déclinaison +58°05'

Distance 0,3 kilo-al

Magnitude 8,4 (vis)

Dimension 0,8 min d'arc

Etoile double M40 (WNC 4) dans la Grande Ourse

 

Cette faible étoile double fut trouvée par Charles Messier alors qu'il cherchait une nébuleuse rapportée se trouver - à tort - dans le voisinage, par l'observateur du 17ème siècle Johann Hevelius. Comme il avait mesuré la position du couple, il lui donna un numéro dans son catalogue. Ceci nous donne quelques indications sur la manière dont ce catalogue fut constitué: Messier enregistrait des positions pendant qu'il répertoriait les amas d'étoiles et les nébuleuses pouvant être pris pour des comètes. M40 fut apparemment la dernière à être entrée alors qu'il était occupé à vérifier les rapports d'observations dont il disposait en 1764.

 

En comparant la description de Messier avec le ciel réel, John Mallas trouva l'étoile double Winnecke 4 au bon endroit. Elle fut observée de nouveau à l'Observatoire de Poulkovo en 1863. Les deux composantes ont pour magnitude respective 9,0 et 9,3, avec une séparation de 49 secondes d'arc (selon Mallas/Kreimer). A. Winnecke, en 1863, mesura un angle de position de 88 degrés, qui semble avoir diminué depuis jusqu'à 83 degrés. Le "Lick Observatory Index Catalog" attribue le type spectral G0 à l'étoile primaire.

 

Ce système binaire se trouve à 16' au NE de l'étoile de 6ème magnitude 70 UMa. Elle forme un triangle rectangle avec la faible galaxie spirale barrée (type SBb), NGC 4290 (de magnitude 12,5 et de diamètre angulaire 2,5x1,9 minutes d'arc, qui se trouve à 125 millions d'années-lumière et s'éloigne à raison de 2 885 km/s. C'est l'objet le plus faible que l'auteur de ces ligne (hf) ait pu observer avec un instrument de 10cm).

 

En supposant l'étoile primaire dans la séquence principale, elle doit avoir une luminosité proche de celle du Soleil, ce qui permet d'en déduire l'ordre de grandeur de sa distance, soit 100 parsecs, ou un peu plus de 300 années-lumière.

 

Messier 40 est sans aucun doute Winnecke 4, mais Mallas et Kreimer rappelle l'observation par Hevelius d'une autre étoile, 74 UMa de 5ème magnitude, distante de plus d'un degré. Quelques versions imprimées du catalogue de Messier ont écarté M40, objet "obscur", malgré sa réalité dans le ciel.


 

M41 – Amas du Grand Chien

Ascension droite 06h47.0

Déclinaison -20°44'

Distance 2,3 kilo-al

Magnitude 4,6 (vis)

Dimension 38' min d'arc

 

Amas ouvert M41 (NGC 2287), type 'e', dans le Grand Chien

M41 se situe à environ 4 degrés à peu près au Sud de Sirius, la plus brillante étoile du ciel. Il contient une centaine d'étoiles, dont plusieurs géantes rouges (ou oranges). La plus brillante de ces dernières, 700 fois plus lumineuse que notre Soleil, est de type spectral K3, de magnitude 6,9 et se trouve près du centre de l'amas. Les étoiles sont réparties dans un volume de 25 à 26 années-lumière de diamètre et s'éloignent toutes de nous à 34 km/sec. Comme elles sont à une distance de 2 300 années-lumière elles apparaissent projetées sur une surface de 38 minutes d'arc de diamètre (Kenneth Glyn Jones trouve une distance nettement plus faible de seulement 1 600 années-lumière).

L'âge de M41 a été estimé à 190 millions d'années (Sky Catalog 2000) et à 240 millions d'années (G. Meynet's Geneva Team). Toutes les sources s'accordent pour le classer en Trumpler I,3,r et, comme indiqué ci-dessus, il s'éloigne de nous à 34 km/sec.

D'après C.E.Barns il est "possible" que M41 ait été noté par Aristote environ 325 ans avant JC; ce serait alors "le plus faible objet enregistré dans l'antiquité classique" (Burnham). Cependant, Hodierna fut le premier à le cataloguer avant 1654, mais il ne devint vraiment connu qu'après sa redécouverte par Flamsteed le 16 février 1702.

L'astre relativement brillant dans le coin haut droit (Sud-Est) de notre image est l'étoile de 6ème magnitude 12 Canis Majoris. Selon le Sky Catalog 2000 (Vol. 1), cette étoile serait une géante bleue de type spectral B7 III n, environ deux fois plus proche (1 100 années-lumière) et ne ferait donc pas partie de l'amas. On retrouve cette étoile dans le bas gauche de l'image DSSM.

Michael Ferrio signale une erreur de 1 minute dans l'Ascension Droite de M41 qui se retrouve dans de nombreux catalogues. Il l'a détectée en faisant la relecture de la première édition de Uranometria 2000.0. S'il est probable que Messier avait la valeur correcte, cette erreur apparaît dans le NGC et Drewer en serait peut-être à l'origine.

Comme nous l'avons dit plus haut, cet amas est facile à trouver à 4 degrés au Sud de Sirius.

 

M42 – La grande nébuleuse d'Orion

Nébuleuse diffuse M42 (NGC 1976), une nébuleuse en émission et par réflexion, dans Orion.

Située à une distance de 1 600 (ou 1 500) années-lumière, la nébuleuse d'Orion est la plus brillante nébuleuse diffuse dans le ciel, visible à l'oeil nu, et gratifiante dans tous les instruments, des plus petites jumelles aux plus grands observatoires terrestres ou au Télescope Spatial Hubble.

Elle représente la partie principale d'un nuage beaucoup plus large de gaz et de poussière qui s'étend sur 10 degrés, soit bien plus de la moitié de la constellation d'Orion. L'extension linéaire de ce nuage géant est bien de plusieurs centaines d'années-lumière. On peut le révéler par la photographie à longue pose (voir par exemple Burnham). En plus de la nébuleuse d'Orion située près de son centre, ce nuage contient les objets suivants, souvent fameux par eux-mêmes: la Boucle de Barnard, la région de la Nébuleuse Tête de Cheval (montrant aussi NGC 2024 = Orion B), et la nébuleuse par réflexion autour de M78.

Zone de Texte:  
Ascension droite 05h35.4	Déclinaison -05°27'
Distance 1,6 kilo-al		Magnitude 4,0 (vis)
Dimension 85x60 min d'arc
La nébuleuse d'Orion elle-même est vraiment un gros objet dans le ciel, avec une surface de 66'x60'(minutes d'arc), soit quatre fois celle de la Pleine Lune, et un diamètre linéaire de 30 années-lumière. C'est aussi l'un des objets les plus brillants du ciel profond, bien visible à l'oeil nu, au point que l'auteur de ces lignes (hf) se demande pourquoi sa nature nébuleuse n'a pas été rapportée avant 1610, lorsque Nicholas-Claude Fabri de Peiresc, un homme de loi français, pointa son télescope vers cette région du ciel, alors que Ptolémée en avait répertorié les plus brillantes étoiles. Le premier croquis connu de la nébuleuse d'Orion a été réalisé par Giovanni Batista Hodierna. Les dessins effectués par la suite, comme le premier d'ailleurs, représentait si peu l'impression qu'en avait Messier qu'il réalisa lui-même un bon dessin, afin "d'aider à la reconnaître par la suite, pourvu qu'elle ne soit pas sujette à des changements avec le temps" (comme il le note dans l'introduction à son catalogue).

La nébuleuse est traversée dans sa partie Nord par une bande sombre remarquable, bien visible sur notre photo (copyright) réalisée par David Malin ( Anglo-Australian Observator). L'existence de la partie Nord-Est, plus petite, a été rapportée en premier par de Mairan, puis Charles Messier lui attribua le numéro M43 (voir ci-dessous). Dans le voisinage proche, vers le Nord, il y a aussi de plus faibles nébuleuses, réfléchissant partiellement la lumière de la grande. Elles n'étaient pas perceptibles pour Charles Messier mais furent cataloguées par la suite sous les numéros NGC 1973-5-7. Nous disposons ici d'une collection d'images de M42, M43, et d'autres encore de M42, M43 et NGC 1973-5-7. M42 elle-même est apparemment un très turbulent nuage de gaz et de poussière, plein de détails intéressants, que C.R. O'Dell, dans la légende de sa photo prise avec le HST, compare à la riche topographie du Grand Canyon . Selon leur inspiration, différents observateurs ont donné des noms imagés aux principaux traits marquants: la nébuleuse formant la bande sombre séparant M43 de la nébuleuse principale s'étend bien à l'intérieur de cette dernière, esquissant une forme généralement surnommée "la gueule du poisson". Les régions brillantes de chaque côté sont "les ailes", tandis qu'à la base de "la gueule du poisson" se trouve un amas de jeunes étoiles, appelé "le Trapèze". L'extension de l'aile au Sud et à l'Est (au bas et à gauche sur notre image) est appelée "l'Epée", la nébulosité brillante sous le Trapèze "l'Estocade" et l'extension plus faible à l'Ouest (sur la droite) "la Voile". On trouvera ici une collection limitée d'images de détails de M42, comprenant d'autres descriptions de la région la plus brillante de la nébuleuse par d'historiques observateurs visuels, ainsi qu'une étude du Trapèze et de sa région illustrée par des images du "Lowell Observatory".

L'amas du Trapèze est parmi les plus jeunes connus, avec de nouvelles étoiles toujours en formation dans cette région. Il fut d'abord représenté comme étoile triple, apparemment par Hodierna avant 1654 (voir son dessin), mais la première description est celle de Christian Huygens, lorsqu'il redécouvrit la nébuleuse d'Orion en 1656. Ces trois premières étoiles sont souvent désignées par les lettres "A", "B" et "C". La quatrième, "D", fut trouvée par l'Abbé Jean Picard (selon de Mairan), puis, indépendamment, par Huygens en 1684. La découverte de la cinquième, "E", revint à Wilhelm Struve en 1826 à Dorpat (Tartou), avec une lunette de 240mm, celle de la sixième, "F", à John Herschel le 13 février 1830, celle de la septième, "G", à Alvan Clark in 1888, alors qu'il testait sa lunette de 900mm (36") à l'Observatoire de Lick, et enfin la huitième, "H", fut trouvée avec la même lunette toujours en 1888 par E.E. Barnard. Ce dernier découvrit plus tard que "H" était double, avec deux composantes de 16ème magnitude. Aujourd'hui nous savons que les étoiles "A" et "B" sont toutes les deux des variables à éclipses de type Algol: "A" varie entre les magnitudes 6,73 et 7,53 avec une période de 65,4325 jours, tandis que "B" varie entre 7,95 et 8,52 en 6,4705 jours.

La nébuleuse d'Orion a été en permanence un objectif privilégié pour le Télescope Spatial Hubble et ce depuis l'origine, même avant sa rectification optique. Une découverte majeure a été celle des disques protoplanétaires, également appelés "Proplyds" (systèmes planétaires en formation). Les images HST de Novembre 1995 ont permis de pénétrer plus avant le processus compliqué qui se déroule dans cette "fabrique d'étoiles". Les investigations HST de janvier 1997 ont révélé d'intéressantes interactions entre les jeunes étoiles chaudes du Trapèze et les disques protoplanétaires: leur puissant rayonnement tend à détruire les disques, au point que les étoiles les moins massives, en cours de formation, peuvent perdre la matière nécessaire à la création de systèmes planétaires.

 

La nébuleuse d'Orion est aussi l'un des objectifs les plus faciles et les plus satisfaisants, pour l'amateur astrophotographe

Il est quelque peu insolite que la nébuleuse d'Orion ait trouvé sa place dans le catalogue de Messier, ainsi d'ailleurs que le brillant amas d'étoiles  Praesepe M44, ou encore les Pléiades M45; normalement Charles Messier n'incluait que les objets faibles pouvant être facilement confondus avec des comètes. Mais, en cette nuit du 4 mars 1769, il détermina la position de ces objets bien connus, et, selon Owen Gingerich, "les ajoutant à l'évidence comme 'la cerise sur le gâteau' en portant la liste à 45 objets" pour sa première publication dans les Mémoires de l'Académie de 1771 (publiée en 1774). On peut se demander pourquoi il préféra une liste de 45 entrées plutôt que de 41; une raison possible serait qu'il voulait surpasser le catalogue Lacaille de 1755 des objets de l'hémishère Sud, qui contenait 42 entrées. En plus de M44 et M45, Messier enregistra la position de la petite partie au Nord-Est de la nébuleuse, déjà repérée par de Mairan, et qui porte donc le numéro M43.


 

 

M43 – Nébuleuse de Mairan, partie de la nébuleuse d'Orion

Ascension droite 05h35.6        Déclinaison -05°16'

Distance 1,6 kilo-al                 Magnitude 9,0 (vis)

Dimension 20x15 min d'arc

Nébuleuse diffuse M43 (NGC 1982), une nébuleuse en émission et par réflexion, dans Orion

Nébuleuse de Mairan, partie de la nébuleuse d'Orion.

M43 est en fait une partie de la grande nébuleuse d'Orion, M42, séparée de la partie principale par une bande sombre impressionnante et tourmentée. Elle fut décrite en premier par de Mairan en 1733 comme une nébulosité "brillante entourant une étoile" qu'il pensait pouvoir être "très similaire à l'atmosphère de notre Soleil, si elle était assez dense et étendue pour être visible dans des télescopes à la même distance". Charles Messier l'inclua dans son bon dessin de la nébuleuse d'Orion , et lui attribua un numéro particulier dans son catalogue. De plus, William Herschel le reprit dans sa liste sous la référence H III.1, alors que normalement il évitait soigneusement de donner ses propres numéros aux objets de Messier.

 

La nébuleuse diffuse M43 entoure la jeune et irrégulière "variable nébulaire" HD 37061, NU Orionis (à ne pas confondre avec 'nu', la lettre grecque) de magnitude 6,5-7,6 et de type spectral BIV. Il semble que M43 brille par excitation de cette étoile, et qu'elle possède son propre et indépendant petit amas qui se serait formé dans cette région d'Orion.

 

Les motifs sombres le long de son flanc Est sont bien visibles dans des instruments à partir de 200mm. La nébuleuse elle-même offre un très beau spectacle même dans un 100mm. Alister Ling dans son récent article sur l'observation d'Orion avec des filtres (Astronomy, numéro de décembre 1995), fait remarquer la forme de virgule de cette nébuleuse.

 

M44 – Amas de la Crèche

Ascension droite 08h40.1  

Déclinaison +19°59'

Distance 0,577 kilo-al        

Magnitude 3,7 (vis)

Dimension 95' min d'arc

Amas ouvert M44 (NGC 2632), type 'd', dans le Cancer. Amas de la Ruche (Beehive), la Crèche (Praesepe)

Le fameux amas M44, aussi appelé Praesepe (la Crèche en latin) ou encore la Ruche, est facilement visible à l'oeil nu et connu depuis les temps préhistoriques. Galilée fut le premier à résoudre cet objet "nébuleux" en notant: "la nébuleuse appelée Praesepe n'est pas une  seule étoile, mais une masse de plus de 40 petites étoiles."

Avec de grands télescopes, plus de 200 étoiles (sur 350 se trouvant dans le champ) ont été confirmées comme faisant partie de l'amas. Selon les dernières mesures effectuées par le satellite astrométrique Hipparcos de l'ESA, cet amas serait à une distance de 577 années-lumière (les précédentes estimations le mettaient à 522 al), et son âge d'environ 400 millions d'années. Curieusement, tant son âge que la direction de son mouvement propre coïncident avec les mêmes éléments des Hyades, un autre amas fameux, visible à l'oeil nu et connu de longue date, qui cependant n'est inclus ni dans le catalogue de Messier, ni dans le NGC (New General Catalog) ou le IC (Index Catalog). On peut penser que ces deux amas, aujourd'hui séparés par des centaines d'années-lumière, ont leur origine commune dans quelque grande nébuleuse gazeuse diffuse, qui devait exister il y a 400 millions d'années. De ce fait leurs populations stellaires sont similaires, chacune contenant des géantes rouges (au moins 5 dans M44) et quelques naines blanches.

M44 contient aussi une étrange étoile bleue. Parmi ses membres on note la variable à éclipses TX Cancri, l'étoile Epsilon Cancri (raies métalliques), et plusieurs variables de type Delta Scuti de magnitude 7-8, proches de l'état post-séquence principale.

L'amas Praesepe a été classé par Trumpler comme type I,2,r (selon Kenneth Glyn Jones), II,2,m par le Sky Catalog 2000, et II,2,r par Götz.

 

M45 – Les Pléiades

Zone de Texte:  
Ascension droite 03h47.0
Déclinaison +24°07'
Distance 0,38 kilo-al
Magnitude 1,6 (vis)
Dimension 110' min d'arc
Amas ouvert M45 , type 'c', dans le Taureau

Les Pléiades font partie de ces objets connus depuis les temps les plus reculés. Au moins 6 étoiles sont visibles à l'oeil nu, nombre pouvant atteindre 9 par conditions moyennes et plus d'une douzaine lorsque le ciel est clair et bien noir (Vehrenberg, dans son Atlas of Deep Sky Splendors, rapporte qu'en 1579, bien avant l'invention de la lunette, l'astronome Moestlin avait correctement dessiné les Pléiades avec 11 étoiles. Kepler de son côté parle d'observation de 14 étoiles. Selon Kenneth Glyn Jones, la plus ancienne référence connue à cet amas serait due à Hésiode, environ 1 000 ans avant JC (Burnham), et avait trait aux saisons pour les besoins de l'agriculture à cette époque. Homère mentionne les Pléiades dans son Odyssée et la Bible y fait référence trois fois.

Les Pléiades s'appellent aussi les "sept soeurs". Leur nom japonais est "Subaru", qui a été retenu pour baptiser la voiture du même nom. Les anciens noms européens (anglais et allemands) montrent qu'elles furent alors comparées à "la poule et ses poussins". Burnham fait remarquer que le nom "Pléiades" peut-être issu soit du mot grec signifiant "faire voile", ou du mot 'pleios' signifiant 'plein' ou 'beaucoup'. Le présent auteur préfère l'idée selon laquelle le nom dériverait de celui de la mère mythologique, Pléione, qui est aussi celui de l'une des étoiles brillantes. Dans la mythologie grecque les étoiles principales, visibles à l'oeil nu, portent les noms des sept filles de leur "père", Atlas, et de leur "mère", Pléione: Alcyone, Astérope (étoile double), Electra, Maia, Mérope, Taygeta et Celaeno. Bill Arnett a réalisé une carte des Pléiades avec les noms des étoiles principales.

Les méthodes modernes d'observation ont montré qu'au moins 500 étoiles, pour la plupart faibles, appartiennent à l'amas des Pléiades et sont réparties dans un champ de 2 degrés (soit quatre fois le diamètre de la Lune). La concentration est donc plutôt faible comparée à celle des autres amas ouverts. C'est une raison expliquant pourquoi la durée de vie de l'amas des Pléiades est estimée aussi courte (voir ci-dessous).

Les photographies à longue pose (et aussi les instruments "grand champ" d'excellente qualité, à faible rapport f/D, c'est à dire courte distance focale comparée à l'ouverture, et particulièrement les bonnes jumelles) ont révélé que les Pléiades sont apparemment enveloppées par de la matière nébuleuse, bien visible sur notre image. Cette dernière a été réalisée par David Malin avec le "UK Schmidt Telescope" (copyright "Royal Observatory Edinburgh" et "Anglo-Australian Observatory"). Les nébulosités sont de couleur bleutée, caractéristique des nébuleuses par réflexion, réfléchissant la lumière des étoiles brillantes situées près d'elles (ou à l'intérieur). La plus brillante de ces nébuleuses, autour de Mérope, a été découverte le 19 Octobre 1859 par Ernst Wilhelm Leberecht Tempel à Venise (Italie) avec une lunette de 60mm. Leos Ondra a écrit la biographie de Wilhelm Tempel, disponible "online" avec un dessin de la nébuleuse Mérope, documents qu'il nous a autorisés à inclure dans cette base de données. L'extension à Alcyone a été trouvée en 1875, et les nébuleuses entourant Electra, Celaeno et Taygeta en 1880. La grande complexité des nébuleuses des Pléiades a été révélée avec l'apparition des premiers appareils de photographie astronomique, c'est à dire ceux des frères Henry à Paris et Isaac Roberts en Angleterre, entre 1885 et 1888. L'analyse spectrale, par Vesto M. Slipher en 1912, révéla qu'il s'agissait de nébuleuses par réflexion, puisque leurs spectres étaient l'exacte copie de ceux des étoiles qui les illuminent.

Selon les derniers résultats publiés par une équipe de Genève, G. Meynet, J.-C. Mermilliod, et A. Maeder in Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 98, 477-504, 1993, l'âge de l'amas des Pléiades serait de 100 millions d'années. Cela est beaucoup plus que l'âge "canonique" précédemment publié de 60 à 80 millions d'années (le Sky Catalog 2000, par exemple, donne 78 millions). Il a été calculé que les Pléiades, en tant qu'amas, ont une espérance de vie de seulement 250 autres millions d'années (Kenneth Glyn Jones); à ce moment les étoiles se seront éparpillées et suivront leurs orbites comme des astres isolés (ou multiples).

La distance de l'amas a été déterminée récemment par mesure directe de la parallaxe à l'aide du satellite astrométrique Hipparcos; selon ces mesures les Pléiades sont à une distance de 380 années-lumière (auparavant le chiffre de 408 al avait été admis). La nouvelle valeur nécessite une explication à cause des magnitudes apparentes comparativement faibles des étoiles de l'amas.

La classe Trumpler donnée pour les Pléiades est de II,3,r (Trumpler, selon Kenneth Glyn Jones) ou I,3,r,n (Götz et Sky Catalog 2000), signifiant que cet amas apparaît dispersé et fortement ou modérément resséré vers le centre, que ses étoiles se répartissent sur un large éventail de brillance, et qu'il est riche (plus de 100 membres).

Certaines des étoiles des Pléiades sont en rotation rapide, avec des vitesses de 150 à 300 km/sec à la surface, ce qui est courant pour des astres de la séquence principale d'un certain type spectral (A-B). Du fait de cette rotation, ce sont des corps qui doivent être des sphéroïdes, aplatis aux pôles, et non des sphères. Cette rotation peut être détectée parce qu'elle produit des raies d'absorption spectrale élargies et diffuses, alors qu'une partie de la surface stellaire s'approche de nous d'un côté, pendant que celle du côté opposé s'en éloigne, relativement à la vitesse radiale moyenne de l'étoile. L'exemple le plus marquant d'une étoile en rotation rapide dans cet amas est Pléione, qui de plus est une étoile variable entre les magnitudes 4,77 et 5,50 (Kenneth Glyn Jones). On a pu observer, par spectroscopie, qu'entre les années 1938 et 1952, Pléione a éjecté une coquille de gaz du fait de sa rotation, comme prévu par O.Struve.

Cecilia Payne-Gaposhkin signale la présence de quelques naines blanches (WD) dans les Pléiades. Ces étoiles soulèvent un problème spécifique d'évolution stellaire: comment des naines blanches peuvent elles exister dans un amas si jeune ? Comme il n'y en a pas qu'une, il est plus que certain que ces étoiles sont d'authentiques membres de l'amas et non pas des étoiles capturées dans le champ stellaire (un mécanisme qui de toute façon ne fonctionne pas dans le cas d'un amas ouvert et plutôt distendu). Selon la théorie de l'évolution stellaire, les naines blanches ne peuvent avoir une masse supérieure à une limite égale à environ 1,4 fois celle du Soleil (la limite de Chandrasekhar), sinon elles s'effondreraient sous l'effet de leur propre gravitation. Mais des étoiles ayant une si faible masse ont une évolution très lente au point qu'il leur faut des milliards d'années pour arriver à ce stade final, et non pas les 100 millions d'années de l'amas des Pléiades.

La seule explication possible semble être que ces étoiles WD étaient massives à l'origine, de sorte qu'elles ont évolué rapidement, mais pour une raison quelconque (telle que de violents vents stellaires, transfert de masse à de proches voisines, ou rotation rapide), elles ont perdu la plus grande partie de leur masse. En conséquence, il est possible qu'une autre partie significative de leur masse ait formé une nébuleuse planétaire. De toute façon, ce qui reste alors de l'étoile, et qui auparavant était son noyau, a dû se trouver sous la limite de Chandrasekhar, ce qui l'a amenée à l'état final de naine blanche stable, dans lequel on la voit aujourd'hui.

De nouvelles observations des Pléiades depuis 1995 ont révélé plusieurs candidates au titre de Naines Brunes, ces étoiles d'un type exotique ou corps de nature stellaire. Pour le moment on pense que ces objets ont une masse intermédiaire entre celle des planètes géantes (comme Jupiter) et celle des petites étoiles (la théorie des structures stellaires montre que les plus petites étoiles, c'est à dire les corps qui produisent de l'énergie par fusion à un moment quelconque de leur vie, doivent avoir une masse d'au moins 6 à 7% celle du Soleil, soit 60 à 70 fois celle de Jupiter). Les Naines Brunes doivent donc avoir une masse de 10 à 60 fois celle de Jupiter. On suppose qu'elles sont visibles dans l'infra-rouge et, toujours comparées à Jupiter, qu'elles ont une densité de 10 à 100 fois supérieure, du fait de la gravité beaucoup plus grande qui compresse leur matière.

Comme les Pléiades sont proches de l'Ecliptique (à 4 degrés seulement), leur occultation par la Lune se produit assez souvent: c'est un spectacle captivant, spécialement pour les amateurs disposant de peu d'équipement (en fait on peut observer ce phénomène à l'oeil nu, mais de petites jumelles ou le plus modeste des instruments augmenteront le plaisir de cette observation--l'occultation des Pléiades de Mars 1972 fut l'une des premières expériences astronomiques amateurs du présent auteur). A cette occasion on peut comparer la dimension apparente de la Lune et celle de l'amas: Burnham fait remarquer que la Lune peut être "insérée dans le quadrilatère formé par" Alcyone, Electra, Mérope et Taygeta (Maia, et probablement Astérope, seraient occultés dans ce cas de figure). Les planètes également peuvent se rapprocher de l'amas des Pléiades et offrent alors un spectacle de choix (occasionnellement Vénus, Mars et Mercure peuvent même les traverser).

 

M46 – Amas de la Poupe I

 

Ascension droite 07h41.8

Déclinaison -14°49'

Distance 5,4 kilo-al

Magnitude 6,0 (vis)

Dimension 27' min d'arc

Amas ouvert M46 (NGC 2437), type 'f', dans la Poupe

M46 fut le premier objet découvert par Messier après la publication de la première édition de son catalogue (de M1 à M45), le 19 Février 1771, trois jours après sa présentation à l'Académie.

L'amas est très riche, avec 150 étoiles de magnitude 10 à 13 et probablement une population totale supérieure à 500. Les plus brillantes de ces étoiles sont de type spectral A0, chacune étant environ 100 fois plus lumineuse que le Soleil ( la plus brillante de toutes a une magnitude apparente de 8,7). Tout cela indique un âge d'environ 300 millions d'années. Les membres sont dispersés à l'intérieur d'un diamètre angulaire d'environ 27', correspondant à une extension linéaire de 30 années-lumière pour une distance de 5 400 al, et s'éloignent de nous à la vitesse de 41,4 km/sec, selon Baade.

M46 est classé de type Trumpler II,2,r.

La nébuleuse planétaire (NGC 2438 ou FC 87) se trouve à l'intérieur du bord apparent de cet amas dont elle est une caractéristique particulière et fameuse, bien visible sur notre photo. Cependant cette nébuleuse n'en est probablement pas un véritable membre mais semble superposée, ou peut-être encore est- elle une "invitée" de passage, et ceci pour trois raisons:

 

1.   La vitesse radiale de NGC 2438 est d'environ 77 km/sec en éloignement, soit différente de 43 km/sec de celle de l'amas, qui ne peut donc la contenir même si elle était à la même distance. Woldemar Götz, cependant, trouve par déduction des distances de 4 600 années-lumière pour l'amas et seulement 2 900 pour la nébuleuse, ce qui veut dire que cette dernière serait au premier plan.

2.   Les nébuleuses planétaires sont seulement visibles pendant de courtes périodes de temps, quelques dizaines de milliers d'années pour la plupart d'entre elles et s'évanouissent rapidement avec la dispersion de leur matière dans l'espace interstellaire environnant.

3.   Les nébuleuses planétaires sont des astres en fin d'évolution stellaire, qui apparaissent seulement dans le cas d'étoiles de relativement faible masse, soit moins de 3 fois celle du Soleil. Cependant ces étoiles ont besoin de plus d'un milliard d'années pour que leur évolution aboutisse à l'éjection de l'enveloppe qui forme la nébuleuse (les étoiles les plus massives deviennent des supernovae), et la durée ci-dessus est beaucoup plus longue que l'âge de M46. Mais ce dernier argument est discutable parce que quelques jeunes amas comme les Pleiades (M45) contiennent un nombre significatif de naines blanches qui doivent provenir d'étoiles plus massives; ces étoiles peuvent avoir perdu la plus grande partie de leur masse au cours de leur évolution, probablement sous la forme de violents vents stellaires durant leur phase de Géante Rouge, et sont entrées alors dans une phase de nébuleuse planétaire.

 


 

 

M47 – Amas de la Poupe II

Ascension droite 07h36.6

Déclinaison -14°30'

Distance 1,6 kilo-al

Magnitude 5,2 (vis)

Dimension 30' min d'arc

Amas ouvert M47 (NGC 2422), type 'd', dans la Poupe.

L'amas M47 a été découvert avant 1654 par Hodierna qui le décrit comme "une nébulosité entre deux chiens"; ce fait, pourtant, est resté ignoré jusqu'en 1984, lorsque son oeuvre a été mise au jour. C'est pourquoi Messier a pu le trouver de son côté le 19 février 1771, mais en faisant une  erreur de signe dans le calcul de la position; il resta donc objet manquant jusqu'à ce qu'Oswald Thomas l'identifie en 1934. Une conséquence de cette erreur fut que William Herschel, en 1785, retrouva lui aussi cet objet de manière indépendante et lui attribua le numéro H VIII.38.

 

L'amas ouvert M47 est brillant et peut être entrevu à l'oeil nu comme une faible nébulosité sous de bonnes conditions d'observation. C'est un amas ordinaire constitué d'une cinquantaine d'étoiles brillantes sur une surface de 12 années-lumière de diamètre; la densité centrale est d'environ 16 étoiles par parsec au cube, pour une densité moyenne générale de 0,62, selon Wallenquist (et rapporté par Kenneth Glyn Jones). Sa distance est estimée à 1 600 années-lumière (de 1 560 à 1 750), de sorte que les étoiles de M47 apparaissent réparties sur une surface du ciel égale à celle de la Pleine Lune, soit un diamètre angulaire de 30 minutes d'arc. Son classement en type Trumpler fait apparaître des valeurs discordantes, soit II,3,m (Glyn Jones), I,3,m (Götz), et III,2,m (Sky Catalog 2000). Sa plus brillante étoile est de classe spectrale B2 et de magnitude 5,7 et, dans l'ensemble, sa population ressemble à celle des Pléiades. Il contient aussi deux géantes oranges K dont chacune a une luminosité égale à 200 fois celle du Soleil. Le Sky Catalog 2000 donne un âge estimé à 78 millions d'années à cet essaim stellaire qui s'éloigne de nous à 9 km/sec.

 

La brillante étoile la plus proche du centre de notre photo est la belle double Sigma 1121, dont les composantes sont chacune de magnitude 7,9, séparées de 7,4 secondes d'arc.

N.B.- La position erronée est quand même restée longtemps dans de nombreux catalogues, y compris le GC de John Herschel (avec celui de 1594) et le NGC de Dreyer (NGC 2478), bien qu'il n'y ait aucun objet à cet emplacement, et, comme le souligne John Herschel dans ses Notes sur le GC, "cet amas n'a jamais été observé depuis. C'est probablement un amas très ouvert et pauvre".

 

M48 – Amas de l’Hydre I

Ascension droite 08h13.8

Déclinaison -05°48'

Distance 1,5 kilo-al

Magnitude 5,5 (vis)

Dimension 54' min d'arc

Amas ouvert M48 (NGC 2548), type 'f', dans l'Hydre

Cet amas ouvert a été trouvé par Charles Messier le 19 février 1771. Mais, suite à une erreur de réduction des données, il entra une position erronée dans son catalogue et l'objet resta manquant jusqu'en 1959, date à laquelle il fut reconnu par T.F. Morris. Comme il était perdu, Caroline Herschel le redécouvrit par elle-même, et son célèbre frère, William Herschel, l'inclua dans son catalogue sous la référence H VI.22.

 

M48 est un objet tout à fait remarquable pouvant être vu à l'oeil nu sous de bonnes conditions. Les plus modestes jumelles, ou lunettes, permettent de voir un grand groupe d'environ 50 étoiles plus brillantes que la magnitude 13, le nombre total étant d'au moins 80. Le noyau le plus dense s'étend sur une distance angulaire d'environ 30' minutes d'arc, tandis que l'extension totale est d'environ 54', correspondant à un diamètre linéaire de 23 années-lumière pour une distance de 1 500 années-lumière (comme indiqué par Mallas/Kreimer et Kenneth Glyn Jones, alors que le Sky Catalog 2000 donne 2000 al). M48 a été classé de type Trumpler I,2,m (Sky Catalog 2000), I,2,r (Glyn Jones) ou I,3,r (Götz).

 

L'âge de M48 a été estimé à 300 millions d'années; l'étoile la plus chaude est de type spectral A2 et de magnitude 8,8; sa luminosité est environ 70 fois celle du Soleil. De plus M48 contient 3 géantes jaunes de type spectral G-K.

 

M49 – Galaxie de la Vierge I

Ascension droite 12h29.8

Déclinaison +08°00'

Distance 60 000 kilo-al

Magnitude 8,4 (vis)

Dimension 9x7,5 min d'arc

Galaxie Elliptique M49 (NGC 4472), type E4, dans la Vierge.

La galaxie elliptique M49 fut le premier membre de l'amas de la Vierge découvert par Charles Messier le 19 février 1771. C'est aussi l'une des plus brillantes avec sa magnitude de 8,5 correspondant à une magnitude absolue de -22,8 pour une distance estimée à 60 millions d'années-lumière. C'est une des galaxies elliptiques géantes de ce grand amas (avec M60 et M87), classée de type E4 dans le diagramme de Hubble. Son extension de 9x7,5 minutes d'arc correspond à un ellipsoïde dont la projection du grand axe serait proche de 160 000 années-lumière, c'est dire qu'il s'agit vraiment d'un gros ellipsoïde (évidemment nous ne connaissons pas l'extension réelle suivant notre ligne de vue, pas plus d'ailleurs que l'orientation spatiale des axes). Des estimations plus anciennes avaient proposé une masse supérieure à celle de sa géante voisine M87, mais aujourd'hui on considère que cette dernière est beaucoup plus dense. De type spectral intégré G7 avec +0,76 comme indice de couleur, elle est plus jaune que la plupart des galaxies de l'amas de la Vierge. Une exposition plus longue montre un système d'amas globulaires, cependant moins fourni que celui de M87 et plus comparable à celui de M60. Selon la source W.E. Harris' list, cette galaxie contient un système de 6 300 +/- 1 900 amas globulaires.

 

La faible nébulosité près de l'étoile brillante dans le haut droit est probablement un petit et pale compagnon, qui apparaît aussi sur le cliché DSSM (mais tenir compte du fait que les images sont inversées). Sur cette photo on peut voir aussi beaucoup d'autres faibles compagnons, parmi lesquels la galaxie particulière NGC 4470, relativement brillante (de magnitude photographique 13).

L'étoile en surimpression, sur le bord Est de M49, a été mentionnée en premier par John Herschel; du fait de sa magnitude 13 elle pourrait être prise pour une supernova par un observateur peu familiarisé avec l'apparence de la galaxie.

 

Une probable supernova, 1969Q (mag:13), a été signalée dans cette galaxie en juin 1969.


 

 

M50 – Amas de la Licorne

Ascension droite 07h03.2       

Déclinaison -08°20'                 

Distance 3 kilo-al                   

Magnitude 6,3 (mag)              

Dimension 16' min d'arc

Amas ouvert M50 (NGC 2323), type 'e', dans la Licorne (Monoceros).

 

Cet amas a été découvert le 5 avril 1772 par Charles Messier, mais il est possible que G.D.Cassini l'ait déjà observé avant 1711 (selon Kenneth Glyn Jones et Burnham).

Il est probablement situé à 3 000 années-lumière. Son diamètre angulaire d'environ 15'x20' correspond donc à une extension linéaire de 18 al, mais dans la partie centrale, dense, il ne serait que de 10', soit 9 al.

 

J.E. Gore, à partir de plaques photographiques prises par Isaac Roberts en 1893, a estimé sa population à environ 200 étoiles dans le corps principal. Il est classé en type Trumpler I,2,m (Glyn Jones), II,3,m (Sky Catalog 2000) ou II,3,r (Götz). Son apparence visuelle est décrite comme "une image en forme de coeur" par Mallas et Kreimer.

Selon Kenneth Glyn Jones, sa plus brillante étoile est de type spectral B8 et de magnitude 9, tandis que le Sky Catalog 2000 donne respectivement B6 et 7,85. Son âge est estimé à 78 millions d'années.

A 7' au Sud du centre se trouve une géante rouge M, contrastant beaucoup avec ses voisines blanches-bleutées. Enfin cet amas contient aussi quelques géantes jaunes.

 

 

 

M51 – Galaxie du Tourbillon (Whirlpool galaxy)

Ascension droite 13h29.9       

Déclinaison +47°12'

Distance 37 000 kilo-al           

Magnitude 8,4 (vis)

Dimension 11x7 min d'arc

Galaxie spirale M51 (NGC 5194), type Sc, dans les Chiens de Chasse (Canes Venaciti)

 

La fameuse galaxie du Tourbillon M51 (Whirlpool) a été l'une des découvertes originales de Messier: il l'a trouvée le 13 octobre 1773 en observant une comète. La galaxie associée, NGC 5195, a été découverte en 1781 par son ami Méchain. Dans le catalogue de 1784 il est mentionné:

"elle est double, ayant chacune un centre brillant, éloigné l'un de l'autre de 4'35". Les deux atmosphères se touchent. L'une est plus faible que l'autre".

NGC 5195 s'est vu attribuer son propre numéro par William Herschel: H I.186.

 

M51 est le membre dominant d'un petit groupe de galaxies. Avec sa distance estimée à 37 millions d'années-lumière et son aspect remarquable, c'est vraiment une grande et lumineuse galaxie.

 

Elle fut la première à dévoiler sa structure spirale (Lord Rosse en 1845 en fit une peinture très soigneuse et précise). Avec ce que l'on sait aujourd'hui, cette structure spirale prononcée est le résultat de la rencontre en cours de M51 avec sa voisine, NGC 5195 (la plus faible dans la description de Messier).

 

Pour l'amateur c'est un objet facile, et un morceau de choix si le ciel est noir, mais elle est assez sensible à la pollution lumineuse qui l'affaiblit facilement par rapport au fond. Dans de très bonnes conditions on peut deviner ses bras spiraux avec des instruments à partir de 100 mm. Mais un faible grossissement est préférable pour observer cette paire.

 

 

M52 – Amas de Cassiopée

Ascension droite 23h24.2       

Déclinaison +61°35'

Distance 5,0 kilo-al                

Magnitude 7,3 (vis)

Dimension 13' min d'arc

Amas ouvert M52 (NGC 7654), type 'e', dans Cassiopée.

 

Situé dans une riche région de la Voie Lactée, M52 est l'un de ces beaux amas ouverts pour lesquels l'amateur Jeff Bondono a proposé la dénomination d'amas "poivre et sel". Ake Wallenquist (1959) y a dénombré 193 membres probables sur un cercle de 9' de rayon, avec une densité vers le centre d'environ 3 étoiles par parsec au cube.

 

L'étoile la plus brillante de cet amas, dans la séquence principale, est de magnitude 11 et de type spectral B7. Deux géantes jaunes sont plus brillantes, de magnitude et de type 7,77 et F9 pour l'une, et 8,22 et G8 pour l'autre. Le Sky Catalog 2000 donne à M52 un âge de seulement 35 millions d'années, en accord avec Woldemar Götz qui mentionne la présence dans cet amas d'une étoile particulière, Of, c'est à dire extrêmement chaude avec des raies spectrales propres à l'hélium ionisé et à l'azote.

 

La distance de M52 n'est pas très bien connue; Kenneth Glyn Jones adopte 3 000 années-lumière, Mallas/Kreimer 7 000, tandis que le Sky Catalog 2000 donne 5 200 (soit 1 600 pc) et Götz 5 050. Cette incertitude est principalement due à la forte absorption interstellaire subie par sa lumière dans son chemin jusqu'à nous et qui est difficile à estimer raisonnablement.

 


 

 

M53 – Amas de la Chevelure

Ascension droite 13h12.9

Déclinaison +18°10'

Distance 56,4 kilo-al

Magnitude 7,6 (vis)

Dimension 12,6 min d'arc

Amas globulaire M53 (NGC 5024), classe V, dans la Chevelure de Bérénice (Coma Berenices).

 

L'amas globulaire M53 est l'un des plus lointains, à environ 60 000 années-lumière du centre galactique et légèrement plus (environ 62 600 al) de notre système solaire. A cette distance son diamètre angulaire apparent de 14' correspond à une valeur linéaire de plus de 250 années-lumière. Il s'approche rapidement de nous à 112 km/s. M53 a un noyau brillant d'un diamètre de 2' et un dégradé régulier de sa densité stellaire. Messier a trouvé qu'il ressemblait à M79, tandis que William Herschel le décrit comme similaire à M10.

 

Comme dans tous les amas globulaires, les étoiles de M53 sont apparemment de "faible métallicité", ce qui veut dire qu'elles contiennent seulement une petite quantité d'éléments plus lourds que l'hélium (essentiellement, en fait, des éléments comme le carbone ou l'oxygène); dans le cas présent ils sont même en dessous de la "métallicité" moyenne des étoiles des amas globulaires.

 

M53 contient le nombre très respectable de 47 RR Lyrae reconnues, dont certaines sont considérées avoir subi un changement de période irréversible avec le temps (Glyn-Jones).

 

A seulement 1 degré vers l'Est, l'amas globulaire NGC 5053, faible et vraiment peu fourni, entre dans le champ de vision. Il est à presque la même distance que M53 (55 000 années-lumière) mais contient nettement moins d'étoiles, de sorte que sa classification en tant que globulaire a été mise en doute dans le passé (aujourd'hui elle a été confirmée par spectroscopie).

 

M54 – Amas du Sagittaire VII

Ascension droite 18h55.1

Déclinaison -30°29'

Distance 82,8 kilo-al

Magnitude 7,6 (vis)

Dimension 9,1 min d'arc

Amas globulaire M54 (NGC 6715), class III, in le Sagittaire.

 

M54 est un amas bien visible (aussi l'auteur s'étonne que Messier l'ait trouvé "très brillant" depuis son lieu d'observation à Paris). Il est facile à repérer, proche de Zeta Sagittarii, l'étoile la plus Sud du Sagittaire si l'on considère l'astérisme de 4 ou 5 étoiles (connu sous les noms anglais "dipper" ou "Teapot"), et plus précisément à 0,5 degré vers le Sud et 1,5 degré vers l'Ouest. Il est brillant mais ponctuel, avec un noyau de seulement 2',1 de diamètre, et peut donc passer inaperçu dans de petites jumelles (c'est à dire être pris pour une étoile), mais son extension atteint 6' en photo et même 9',1 avec de très longues poses. Hershel a pu résoudre sa région externe en étoiles de 15ème magnitude et en quelques-unes de 14ème. Par contre il n'est pas facile de résoudre le noyau. M54 contient au moins 82 variables reconnues, dont une majorité de type RR Lyrae, mais il y a aussi deux variables rouges semi- régulières avec des périodes de 77 et 101 jours.

 

Pendant des années sa distance a été estimée entre 50 000 et 65 000 années-lumière. Mais en 1994 une découverte sensationnelle montra que M54 n'était probablement pas un membre de la Voie Lactée mais d'une galaxie naine nouvellement détectée! Elle est aujourd'hui désignée sous le nom SagDEG, pour "Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy", et c'est l'une des plus récentes galaxies découvertes dans le Groupe Local.

 

M54 coïncide avec l'une des deux principales concentrations de SagDEG et s'éloigne de nous presque à la même vitesse que ces dernières (environ 130 km/sec). Il est donc probable que M54 est à l'intérieur de cette galaxie dont la distance est estimée à 80 000 années-lumière. A cette distance il serait l'un des plus lumineux amas globulaires connus, surpassé seulement par le spectaculaire Omega Centauri dans notre Voie Lactée, et son diamètre atteindrait les 200 années-lumière. Mais peut-être plus intéressant, cela ferait de M54, trouvé par Charles Messier le 24 juillet 1778, le premier amas extra- galactique jamais découvert, et ajouterait une "première" de plus à sa fameuse liste.

 

M55 – Amas du Sagittaire VIII

Ascension droite 19h40

Déclinaison -30°58'

Distance 16,6 kilo-al

Magnitude 6,3 (vis)

Dimension 19' min d'arc

Amas globulaire M55 (NGC 6809), classe XI, dans le Sagittaire.

 

M55 fait partie des grands amas globulaires (son diamètre est de 19', soit en gros les 2/3 de celui de la Lune), mais il semble si peu concentré que le présent auteur l'a vu comme un amas d'étoiles, même dans des jumelles 7x50, là où la plupart des amas globulaires se présentent sous la forme de nébuleuses bien rondes: en fait celui-ci a une apparence granuleuse. Comme il est à environ 20 000 années-lumière, son diamètre linéaire est de l'ordre de 110 al.

 

Cet amas contient très peu d'étoiles variables reconnues, seulement 5 ou 6. Les valeurs données pour sa magnitude varient de 5 à 7 et sa luminosité totale serait proche de 100 000 fois celle du Soleil.

 

M55 fut d'abord découvert par Lacaille en 1751-1752 (No Lac I.14), alors qu'il observait depuis l'Afrique du Sud. Finalement, Messier le trouva en 1778 après avoir probablement cherché en vain depuis 1764: c'est la conséquence de la déclinaison Sud de cet objet. L'auteur de ces lignes peut confirmer que M55 est également des plus difficiles depuis le Sud de l'Allemagne, mais splendide lorsque l'on va un peu plus vers le Sud (c'est le cas, par exemple, du Nord de la Grèce).


 

 

M56 – Amas de la Lyre

Amas globulaire M56 (NGC 6779), classe X, dans la Lyre

M56 est situé à presque mi-chemin entre Beta Cygni (Albireo) et Gamma Lyrae. C'est l'un des amas les moins lumineux, n'ayant pas de noyau brillant comme la plupart des autres. Néanmoins il n'est pas trop difficile à résoudre, compte tenu de son fort éloignement. Son diamètre est d'environ 60 années- lumière.

Cet essaim stellaire s'approche de nous à la vitesse élevée de 145 km/sec. Une douzaine seulement d'étoiles variables ont été identifiées dans M56.

 

Ascension droite 19h16,6

Déclinaison +30°11'

Distance 31,6 kilo-al

Magnitude 8,3 (vis)

Dimension 7,1 min d'arc

 

M57 – Nébuleuse de l'Anneau (ring nebula)

Ascension droite 18h53,6

Déclinaison +33°02'

Distance 4,1 kilo-al

Magnitude 8,8 (vis)

Dimension 1,4x1,0 min d'arc

Nébuleuse planétaire M57 (NGC 6720), type 4+3, dans la Lyre.

La fameuse nébuleuse annulaire, M57, est souvent considérée comme le prototype des nébuleuses planétaires et un objet de choix dans le ciel d'été de l'hémishère nord. Les conclusions d'une récente recherche confirment qu'il s'agit très probablement d'un véritable anneau (un tore) de matière brillant par émission de lumière, entourant son étoile centrale, et non d'une coquille sphérique (ou ellipsoïdale), comme John Herschel le pensait à l'origine. Vue depuis son plan équatorial, elle ressemblerait plus à la Nébuleuse de l'Haltère (Dumbell) M27 qu'à ce que nous voyons d'ici: il se trouve que nous sommes presque sur son axe polaire. Ceci va à l'encontre de l'opinion courante, reprise par exemple dans l'ouvrage de Kenneth Glyn Jones.

Notre image en couleur montre que la matière de l'Anneau présente un niveau d'ionisation décroissant avec l'augmentation de la distance à l'étoile centrale de 100 000 k de température. La région la plus intérieure apparaît noire puisqu'elle émet surtout des rayons UV, tandis que dans la partie visible de l'anneau la couleur dominante est le vert, correspondant à la transition interdite de l'oxygène et de l'azote ionisés, et dans la partie extérieure seul est présent le rayonnement rouge de l'hydrogène.

Comme pour la plupart des nébuleuses planétaires, la distance de M57 n'est pas bien connue. Dans le cas présent, cependant, on a tenté de mettre en relation son taux d'expansion angulaire, d'environ 1 seconde d'arc par siècle, avec sa vitesse d'expansion radiale.

Autre particularité propre à ce type d'objet, et ici à l'Anneau, sa magnitude visuelle (8,8) est supérieure à sa magnitude photographique (seulement 9,9); ceci provient du fait que la plus grande partie de la lumière est émise dans très peu de raies spectrales particulières

 

M58 – Galaxie de la Vierge II

Galaxie spirale M58 (NGC 4579), type SBc, dans la Vierge.

M58 est l'une des 4 galaxies spirales barrées du catalogue de Messier (les autres étant M91, M95,et M109), quoiqu'elle soit parfois classée comme intermédiaire entre normale et barrée (par exemple dans le Nearby Galaxies Catalog de R. Brent Tully). Elle fait partie des galaxies les plus brillantes de l'amas de la Vierge.

Dans un petit instrument elle ressemble aux galaxies elliptiques de cet amas, et l'on voit seulement son noyau brillant. Si les conditions sont bonnes, une lunette de 60mm (ou plus) permet de distinguer un halo d'inégale brillance, avec des condensations qui semblent coïncider avec les régions lumineuses des bras spiraux. A partir de 200mm un télescope peut laisser deviner la barre de M58 comme une "extension du noyau central dans la direction EW" (Kenneth Glyn Jones).

Deux supernovae ont été observées dans M58: la supernova 1988A de type II et de magnitude 13,5, trouvée par Ikeya le 18 janvier 1988, à 40" au Sud du noyau, et 1989M de type I et de magnitude 12,2, découverte par Kimeridze le 28 Juin 1989 à 33" vers le Nord et 44" vers l'Ouest à partir du noyau.

 

Ascension droite 12h37,7        Déclinaison +11°49'

Distance 60 000 kilo-al            Magnitude 9,7 (vis)                  Dimension 5,5x4,5 min d'arc

 

M59 – Galaxie de la Vierge III

Ascension droite 12h42           Déclinaison +11°39'

Distance 60 000 kilo-al            Magnitude 9,6 (vis)

Dimension 5x3,5 min d'arc

Galaxie elliptique M59 (NGC 4621), type E5, dans la Vierge.

 

M59 est un membre de l'amas Virgo de galaxies, et figure parmi les grandes elliptiques de cet ensemble quoique beaucoup moins lumineuse et massive que les plus grandes, M49, M60 et, surtout, M87. Elle est nettement aplatie: différentes sources lui attribuent une ellipticité de E3-E5 (l'auteur de ces lignes l'estime à E5, ce qui veut dire que le grand axe est à peu près le double du petit).

A la distance généralement admise de 60 millions d'années-lumière, son grand axe de 5 minutes d'arc correspond à une extension linéaire de presque 90 000 années-lumière. Selon l'ouvrage W.E. Harris's list, M59 contient un système de 1 900 (+/- 400) amas globulaires, soit beaucoup moins que les trois géantes mentionnées ci-dessus.

 

M59 est la galaxie elliptique allongée dans le bas et à gauche sur notre image, tandis qu'à droite on trouve M60 et son compagnon NGC 4647, puis dans le haut la faible elliptique NGC 4638 de magnitude photographique 12,2.

 

M60 – Galaxie de la Vierge IV

 

Galaxie elliptique M60 (NGC 4649), type E2, dans la Vierge

M60 est l'une des galaxies elliptiques géantes de l'amas de la Vierge. Etant la plus à l'Est, elle se trouve dans le catalogue Messier comme dernière d'une série de 3 (M58, 59, et 60), qui apparaissent successivement dans le champ d'une lunette pointée sur cette région du ciel. A faible grossissement on peut voir M59 dans le même champ à 25 minutes d'arc.

A la distance de quelque 60 millions d'années-lumière, son diamètre apparent de 7x6 minutes d'arc correspond en linéaire à 120 000 al. Des instruments d'amateurs ne permettent de voir que sa brillante région centrale de 4x3 minutes d'arc. Sa magnitude visuelle apparente de 9 en fait une brillante galaxie de magnitude absolue -22,3, correspondant à une luminosité intrinsèque de 60 milliards de soleils, soit considérablement plus que les 300 millions mentionnés dans "The Messier Album" de Mallas/Kreimer.

M60 est remarquable dans des télescopes à partir de 100 mm, avec sa petite voisine, NGC 4647, que l'on voit sur notre image. Des clichés obtenus avec des instruments plus puissants, tels que celui-ci, laissent entrevoir un vaste système d'amas globulaires et, selon l'ouvrage W.E. Harris' list, M60 contiendrait dans son halo le nombre respectable de quelque 5 100 de ces objets.

 

Ascension droite 12h43,7                       Déclinaison +11°33'

Distance 60 000 kilo-al                           Magnitude 8,8 (vis)                  Dimension 7x6 min d'arc

 

M61 – Galaxie de la Vierge V

Galaxie spirale M61 (NGC 4303), type SABbc, dans la Vierge.

M61 a été découverte par Oriani le 5 Mai 1779, alors qu'il suivait la comète de passage cette année-là, et ce 6 jours avant Messier. En fait ce dernier l'avait observée le même jour qu'Oriani mais en la prenant, à 2 reprises, pour la comète jusqu'à ce qu'il réalise qu'elle ne bougeait pas. Comme dans un petit nombre d'autres cas, cette galaxie a été cataloguée sous le numéro H I.139 par William Herschel, qui évitait normalement de donner ses propres références aux objets de Messier.

C'est une des plus grandes galaxies de l'amas de la Vierge; son diamètre de 6 minutes d'arc correspond à environ 100 000 années-lumière, comparable à celui de la Voie Lactée, et de sa magnitude visuelle de 10 on en déduit une magnitude absolue de -21,2.

Trois supernovae ont été observées dans M61: 1926A (12.8 mag), 1961I (mag 13), and 1964F (mag 12). La supernova 1961I est apparue dans les bras spiraux, à environ 82" du centre, et a été photographiée à l'Observatoire de Lick (voir Burnham).

 

Ascension droite 12h21,9        Déclinaison +04°28'

Distance 60 000 kilo-al            Magnitude 9,7 (vis)                  Dimension 6x5,5 min d'arc

 

M62 – Amas du Serpentaire VI

Amas globulaire M62 (NGC 6266), classe IV, dans Ophiuchus.

M62 est l'un des amas globulaires de forme la plus irrégulière qui soit, comme le fit remarquer Herschel dès l'origine. Cette déformation peut être due au fait qu'il est l'un des amas de Messier le plus proche du centre galactique (à seulement 6 100 années-lumière), et donc soumis à des forces de marées. Sa condensation centrale, manifestement excentrée, se trouve sur le bas droit de notre image (au Sud-Est).

Par sa dimension apparente et sa magnitude, M62 est très semblabe à son voisin, M19, dont la valeur intrinsèque de ses éléments doit être quelque peu modifiée si les distances s'avèrent être différentes: les valeurs données par le Harris' database sont 21 500 années-lumière pour M62 et 27 000 pour M19.

M62 contient un nombre important d'étoiles variables (89 cataloguées en 1973), la plupart de type RR Lyrae, alors qu'on en décompte seulement 4 dans M19. De plus, et contrairement à M19, le coeur de M62 est extrêmement dense, laissant supposer un effondrement du noyau à un moment quelconque de son histoire, comme cela s'est produit sur beaucoup d'autres amas globulaires tels que M15, M30, et M70.

Messier découvrit cet amas en 1771, mais ne détermina sa position précise qu'en 1779, d'où la date d'enregistrement. Sinon il aurait été situé entre les objets 49 et 50.

 

Ascension droite 17h01.2        Déclinaison -30°07'

Distance 21,5 kilo-al Magnitude 6,5 (vis)                  Dimension 14,1 min d'arc

 

M63 – Galaxie du Tournesol (Sunflower)

Galaxie spirale M63 (NGC 5055), type Sb, dans les Chiens de Chasse (Canes Venatici).

 

M63 fut la première découverte d'un objet du ciel profond par l'ami de Messier, Pierre Méchain, le 14 juin 1779.

Cette galaxie, dite du Tournesol, est de type Sb ou Sc, montrant une structure spirale tachetée qui peut être clairement observée à la périphérie de sa région centrale, petite et finement texturée, de seulement 6 secondes d'arc. Bien que 6 degrés plus au Sud, elle semble former un groupe physique avec  M51 et plusieurs galaxies plus petites, le groupe de M51, qui est distant d'environ 37 millions d'années-lumière.

L'apparence visuelle est bien rendue par la photo: les bras spiraux forment un fond granuleux, dont la brillance augmente doucement depuis la périphérie, puis rapidement vers la région centrale, laquelle présente également un aspect granuleux. Sur les clichés en couleur on peut repérer des régions de formation d'étoiles tout le long des bras spiraux.

La supernova 1971I est apparue dans cette galaxie le 25 mai 1971 et a atteint la magnitude 11,8.

 

Ascension droite 13h15,8        Déclinaison +42°02'

Distance 37 000 kilo-al            Magnitude 8,6 (vis)                  Dimension 10x6 min d'arc


 

 

M64 – Galaxie Black Eye (Oeil poché)

 

Ascension droite 12h56,7

Déclinaison +21°41'

Distance 12 000 kilo-al

Magnitude 8,5 (vis)

Dimension 9,3x5,4 min d'arc

Galaxie Spirale M64 (NGC 4826), type Sb, dans la Chevelure de Bérénice.

M64 est la fameuse galaxie Black Eye (Oeil Poché), parfois aussi appelée la "Beauté Endormie". La remarquable zône sombre est due à un important nuage de poussières obscurcissant les étoiles en arrière plan.

J.D. Wray, dans son Color Atlas of Galaxies, fait remarquer que M64 pourrait être retenue comme prototype d'une classe de galaxies appelées "ESWAG" pour "Evolved Second Wave (star forming) Activity Galaxy" (deuxième vague de formation d'étoiles). Comme on peut le constater sur les clichés en couleur, la structure spirale principale contient une population stellaire d'âge intermédiaire. La formation des étoiles s'est développée en premier à l'extérieur, en suivant le gradient de densité et aussi longtemps qu'il y a eu suffisamment de matière interstellaire disponible, puis s'est arrêtée doucement. Alors que, sous l'effet du vent stellaire, de la formation de supernovae et de l'activité des nébuleuses planétaires, les étoiles évoluées perdaient de plus en plus de matière, celle-ci pouvait s'accumuler de nouveau jusqu'à ce qu'il y en ait suffisamment pour relancer le processus de formation de nouvelles étoiles. Apparemment cette seconde vague a maintenant atteint la région où commence la zône sombre de poussière.

Ce nuage est bien visible même dans des petits télescopes.

Récemment, on a pu montrer que M64 contenait dans son disque deux systèmes d'étoiles et de gaz en rotation inverse l'un par rapport à l'autre: la partie centrale, d'un rayon estimé à 3 000 années-lumière, tourne avec frottement le long du bord intérieur de la partie externe du disque, lequel circule donc en sens inverse, à la vitesse relative d'environ 300km/sec, et s'étend au moins jusqu'à 40 000 années-lumière. Ce phénomène de frottement est probablement à l'origine de l'intense processus de formation d'étoiles, toujours en cours, qui se manifeste sous la forme de nodules bleutés, enfouis dans la zône poussièreuse typique, située sur l'un des côtés du noyau. Certains pensent que ce disque spécial et sa zône de poussières ont pu avoir pour cause la matière d'un ancien compagnon, matière aujourd'hui absorbée par accrétion, mais pas encore installée dans le plan orbital moyen.

La distance de cette galaxie semble ne pas être bien déterminée. Kenneth Glyn Jones et Mallas/Kreimer donnent environ 12 millions d'années-lumière, Tully avance 14 millions dans son Nearby Galaxies Catalog, tandis que Burnham trouve "20-25" millions, et cite Holmberg avec 44 millions (curieusement, cette dernière valeur se retrouve aussi dans l'introduction de Kenneth Glyn Jones, page 7 de la seconde édition). La vitesse radiale de récession de 377 km/sec correspondrait à environ 16 millions d'années-lumière (HO=75), mais ceci est certainement très imprécis puisque la direction de cette galaxie est proche de celle de l'amas de la Vierge, de sorte qu'il faut tenir compte d'une déviation considérable par rapport à la loi de Hubble. Il peut sembler étrange que la distance de cette galaxie ne soit pas mieux connue, alors que des variables céphéïdes devraient être accesssibles aux télescopes courants sur Terre, en tout cas aux plus grands. En fait il semble qu'aucune céphéïde n'ait été détectée, sinon le problème n'existerait pas.

 

M65 – Galaxie du Triplet du Lion I

Galaxie spirale M65 (NGC 3623), type Sa, dans le Lion. Membre du Triplet du Lion.

 

M65, avec ses voisines M66 et NGC 3628, forme un triplet de galaxies très remarquable, appelé le Triplet du Lion ou le Groupe de M66, situé à une distance d'environ 35 millions d'années-lumière.

 

Bien qu'elle soit proche de ses voisines et donc dans leur champ gravitationnel, M65 a l'aspect d'une galaxie spirale "normale", de type Sa, et semble n'avoir que peu subi cette influence. Elle présente une lentille centrale bien formée et des bras spiraux parfaitement enroulés, plus une bande de poussière bien nette marquant le bord nous faisant face.

 

Le disque lumineux contient principalement une population stellaire âgée et stable. Près de la bande sombre on peut voir quelques nodules qui, selon J.D. Wray, sont révélateurs de régions de formation d'étoiles. D'ailleurs la bande peut cacher certaines de ces régions habituellement associées à une telle structure dans les galaxies spirales.

 

Ascension droite 11h18,9                       Déclinaison +13°05'

Distance 35 000 kilo-al                           Magnitude 9,3 vis                    Dimension 8x1,5 min d'arc

 

M66 – Galaxie du Triplet du Lion II

Galaxie spirale M66 (NGC 3627), type Sb, dans le Lion. membre du Triplet du Lion.

 

M66, avec ses voisines M65 et NGC 3628, forme un triplet de galaxies très remarquable, appelé le Triplet du Lion ou le Groupe de M66, situé à une distance d'environ 35 millions d'années-lumière.

M66 est notablement plus grande que M65, avec un bulbe central bien développé mais assez mal défini, ce qui lui vaut d'être classée dans le type Sb. On remarque à l'évidence la déformation de ses bras spiraux, probablement du fait de l'interaction avec ses voisines. Ils semblent avoir été tordus et déplacés au dessus du plan de la galaxie. A noter comme l'un de ces bras semble passer au dessus du bord gauche du bulbe central. On y trouve aussi beaucoup de poussière, ainsi que quelques nébulosités de couleur rose, signe de formation d'étoiles, près de l'extrémité de l'un des bras.

Cette image, protégée par copyright, a été obtenue par David Malin à l'aide de l'Anglo Australian Telescope.

Le lecteur intéressé peut obtenir ici davantage d'informations.

 

Trois supernovae sont apparues dans cette galaxie:

·        1973R, de type II et de magnitude 15, découverte le 12 Décembre 1973.

·        1989B, découverte le 31 Janvier 1989, atteignit la magnitude 12,2 le 1er février.

·        1997bs, découverte par l'équipe de recherche de supernovae de l'observatoire de Lick (Lick Observatory Supernova Search Team), le 15 Avril 1997, 13" à l'ouest et 67" au sud du centre de la galaxie; elle atteignit la magnitude 17.0 et fut classée de type spécial IIn. Voir aussi le bulletin d'annonce de découverte SN 1997bs (circulaire IAU 6627)

 

Ascension droite 11h20,2                       Déclinaison +12°59'

Distance 35 000 kilo-al                           Magnitude 8,9 (vis)                  Dimension 8x2,5 min d'arc


 

 

M67 – Amas du Cancer

 

Ascension droite 08h50,4

Déclinaison +11°49'

Distance 2,7 kilo-al

Magnitude 6,1 (vis)

Dimension 30,0 min d'arc

Amas ouvert M67 (NGC 2682), type 'f', dans le Cancer.

M67 est l'un des plus vieux amas ouverts connus et de loin le plus vieux du catalogue de Messier avec 3,2 milliards d'années selon le "Star Catalog 2000"; Mallas/Kreimer citent une valeur encore plus élevée, mais probablement périmée, de 10 milliards d'années. Les nouvelles estimations de "l'équipe genevoise de G.Meynet" (G. Meynet's Geneva Team) aboutissent à un âge de 4,0 milliards d'années.

Nota: ceci est encore moins que l'âge de notre système solaire mais habituellement les étoiles des amas ouverts se dispersent beaucoup plus rapidement. D'après certains calculs M67 peut espérer exister, en tant qu'amas, pendant encore 5 milliards d'années.

Seulement quelques amas ouverts sont considérés comme plus vieux. Parmi eux NGC 188, longtemps cité comme le plus ancien avec environ 5 milliards d'années, puis NGC 6791, donné pour 7 milliards d'années par Götz et qui serait donc aujourd'hui le doyen dans notre Voie Lactée.

A ce stade très avancé d'évolution, l'amas ouvert M67 présente sur son diagramme Hertzsprung-Russell une branche géante rouge bien développée, alors que sa séquence principale se termine avec les étoiles chaudes et bleues de la classe A ou F.

Il contient 11 géantes brillantes de type K et de magnitude absolue de +0,5 à +1,5, ainsi que plusieurs étoiles réparties sur la branche horizontale.

Cependant il contient aussi quelques étoiles étranges, proches de la partie la plus bleue de la séquence principale, appartenant au groupe connu sous le nom des Trainardes Bleues, les plus brillantes étant de type spectral B8 ou B9 avec une magnitude apparente de 10, ce qui correspond à une luminosité de 50 fois celle du Soleil placé à la distance de M67 (soit 2 700 années-lumière selon Glyn Jones et Götz, et 2 600 selon le Sky Catalog 2000).

Le nombre total d'étoiles dans M67 est d'au moins 500. Son type Trumpler est donné comme II,2,r selon Glyn Jones, II,2,m par le Sky Catalog 2000 ou II,3,r par Götz.

Cecilia Payne-Gaposhkin indique que M67 contiendrait environ 200 naines blanches.

 

M68 – Amas de l’Hydre II

Amas globulaire M68 (NGC 4590), classe X, dans l'Hydre.

 

Cet amas globulaire de magnitude 8 à 8,4 se situe entre 33 000 et 40 000 années-lumière et se rapproche de nous à 112 km/sec. Ses membres sont répartis dans un volume d'environ 140 al de diamètre. On y décompte au moins 42 étoiles variables.

 

La marque rajoutée dans la partie basse et à droite de l'image signale la variable F1 Hydrae, de type Mira, qui ne fait pas partie de l'amas. Elle a une période d'environ 324 jours et peut briller jusqu'à la 9ème magnitude. De ce fait l'aspect du champ stellaire varie considérablement.

 

Ascension droite 12h39,5                       Déclinaison -26°45'

Distance 32,3 kilo-al                Magnitude 7,8 (vis)                  Dimension 12,0 min d'arc

 

M69 – Amas du Sagittaire IX

Amas globulaire M69 (NGC 6637), classe V, dans le Sagittaire.

M69, qui ressemble à son voisin M70, est l'un des plus petits et des plus faibles amas globulaires du catalogue de Messsier. Il peut tout juste être vu par nuit noire avec des jumelles 7x50 ou 10x50, si le lieu d'observation n'est pas trop au Nord. Depuis Paris, d'où Messier observait, c'est donc un objet difficile. Cet amas a été découvert par l'Abbé Nicolas Louis de La Caille, qui l'inclua dans son Catalogue de l'Hémisphère Austral sous la référence Lacaille I.11. Messier ne le trouva pas lorsqu'il le chercha pour la première fois en 1764 mais dut attendre 1780 pour l'observer avec un instrument plus puissant. Les photographies de M69 obtenues avec un long temps de pose révèlent un diamètre de seulement 7,1 minutes d'arc, ce qui correspond en gros à 55 années-lumière pour une distance de 27 000 al. Le cœur, compact et brillant à l'observation visuelle, est deux fois plus petit, soit 3' environ. Sa concentration stellaire, dans la moyenne des amas globulaires, permet de lui attribuer la classe V.

C'est l'un des amas les plus riches en métaux, indiquant par là que ses étoiles présentent une abondance relativement élevée en éléments plus lourds que l'Hélium. Néanmoins, cette valeur est encore significativement plus faible que celle d'étoiles plus petites (de population I) comme notre Soleil, ce qui veut dire que même cet amas s'est formé au début des temps cosmiques, quand l'univers contenait peu d'éléments lourds, puisque les étoiles avaient encore à les produire.

M69 est pauvre en étoiles variables: Shapley n'en a pas trouvé une seule, et aujourd'hui le nombre ne dépasse pas 8, dont 2 de type Mira avec des périodes d'environ 200 jours.

 

Ascension droite 18h31,4                       Déclinaison -32°21'

Distance 26,7 kilo-al                Magnitude 7,6 (vis)                  Dimension 7,1 min d'arc

 

M70 – Amas du Sagittaire X

Amas globulaire M70 (NGC 6681), classe V, dans le Sagittaire

D'apparence sensiblement équivalente, l'amas globulaire M70 est seulement un peu plus brillant, légèrement plus gros et quelque peu plus éloigné (28 000 al) que son voisin M69. Tous les deux sont assez proches du centre galactique et donc soumis à de puissantes forces de marée. Leur déclinaison de 32° Sud a rendu ces objets difficiles à observer pour Messier depuis Paris.

M70 est vu sous un diamètre angulaire apparent de 7,8 minutes d'arc, soit en gros 65 années-lumière en linéaire, mais son noyau brillant est de seulement 4'. Il s'éloigne rapidement de nous à la vitesse de 200 km/sec. On ne connait que 2 étoiles variables dans cet essaim stellaire. Le noyau de M70 est extrêmement dense. A un moment ou à un autre de son histoire il a dû subir un effondrement gravitationnel, comme cela s'est produit pour 21, et peut-être même 29, des 147 amas globulaires connus dans la Voie Lactée, dont M15, M30, et probablement M62. Cet amas a acquis la célébrité en 1995 au moment de la découverte, dans son voisinage, de la fameuse comète Hale-Bopp par Alan Hale et Thomas Bopp justement en train d'observer M70.

 

Ascension droite 18h43,2                       Déclinaison -32°18'

Distance 28,0 kilo-al                Magnitude 7,9 (vis)                  Dimension 7,8 min d'arc


 

 

M71 – Amas de la Flèche

 

Ascension droite 19h53,8

Déclinaison +18°47'

Distance 11,7 kilo-al

Magnitude 8,2 (vis)

Dimension 7,2 min d'arc

Amas globulaire M71 (NGC 6838), classe X-XI, dans la Flèche.

Pendant longtemps la classification de M71 en tant qu'amas globulaire est restée douteuse, car de nombreux astronomes pensaient qu'il s'agissait plutôt d'un amas ouvert très dense, analogue à M11, notamment Shapley, qui lui attribua le type "g" correspondant aux amas ouverts les plus denses, et également Trumpler.

James Cuffey, de l'Observatoire de Kirkwood (Université de l'Indiana), a étudié les deux types d'amas. En 1943 il trouva que M71 ressemblait plus à un amas globulaire peu concentré comme M68 (classe X) ou NGC 5053 (classe XI), mais en 1959 il réalisa un diagramme Couleur-Magnitude qu'il considéra plus proche de celui d'un amas ouvert.

Même Burnham est toujours hésitant sur le type de M71!

Les autres critères, tels que la vitesse radiale ou l'abondance en métaux lourds (métallicité), ne sont pas déterminants dans le cas présent:

- la vitesse radiale est mal connue puisque les sources annoncent des valeurs allant de 80 km/sec en rapprochement à 80 en récession. La valeur la plus récente serait de 23 km/sec en rapprochement, ce qui n'est pas beaucoup et peut convenir pour les deux types d'amas.

- Quant à la métallicité, c'est l'un des taux les plus élevés pour un amas globulaire et seul M69 présente une abondance supérieure. Il semble qu'une forte métallicité soit en relation avec un faible nombre d'étoiles RR Lyrae: comme M69, l'amas M71 pourrait n'en contenir aucune, avec au total seulement 8 variables connues.

Néanmoins, il y a maintenant un certain consensus pour considérer M71 comme un amas globulaire, mais faiblement concentré. Selon des sources plus récentes (par exemple le fichier de données sur les amas globulaires de W.E. Harris), il serait distant de 11 700 années-lumière.

Le noyau, plus dense et facilement visible, ne représente que 5 ou 6 minutes d'arc, alors que la photo fait apparaître un diamètre angulaire d'environ 7', correspondant à une extension linéaire de seulement 25 années-lumière, ce qui est peu pour un amas globulaire.

Cependant la détection de faibles étoiles membres à l'intérieur d'un diamètre de 24' porterait son extension à 90 années-lumières, mais Kenneth Glyn Jones fait remarquer que l'appartenance de ces étoiles à M71 n'est pas encore totalement confirmée.

 

M72 - Amas du Verseau II

Amas globulaire M72 (NGC 6981), classe IX, dans le Verseau

 

M72 est l'un des plus lointains amas globulaires du Catalogue de Messier: à environ 53 000 années-lumière il se trouve à une distance considérable au- delà du centre galactique.

Sa magnitude apparente se situe entre 9 et 10, mais, compte tenu de la distance, c'est intrinsèquement l'un des plus lumineux, sans pour autant être très concentré (Shapley lui attribue la classe IX).

Il se rapproche de nous à la vitesse plutôt élevée de 255 km/sec et est crédité du nombre important de 42 variables reconnues.

Son diamètre serait un peu supérieur à 90 années-lumière.

 

Ascension droite 20h53,5                       Déclinaison -12°32'

Distance 52,8 kilo-al                Magnitude 9,3 (vis)                  Dimension 5,9 min d'arc

 

M73 – Astérisme du Verseau

 

Ascension droite 20h58,9

Déclinaison -12°38'

Distance - -

Magnitude 9,0 (vis)

Dimension 2,8 min d'arc

Groupe de 4 étoiles (astérisme) M73 (NGC 6994) dans le Verseau

 

Bien que M73 soit apparemment formé de 4 étoiles, dont 3 de magnitude entre 10 et 11 (Burnham et Kenneth Glyn Jones précisent A:10.5, B:10.5, et C:11.0), et la quatrième de magnitude 12, il s'agit à l'évidence d'un authentique objet de Messier puisqu'il le décrit lui-même comme suit: "Amas de trois ou quatre petites étoiles, qui ressemble à une nébuleuse au premier coup d'oeil, contient un peu de nébulosité; cet amas est placé sur le parallèle de la nébuleuse précédente; sa position a été déterminée par la même étoile Nu du Verseau."

 

Apparemment ce groupe a trouvé sa place dans le Catalogue de Messier en tant que point auxiliaire pour déterminer la position de M72 qui se trouve 1,5 degré à l'Ouest. Même s'il est clair, au vu de la description ci-dessus, que ce groupe est bien ce que Messier a observé et mesuré, certaines versions du Catalogue l'ont omis en le considérant comme un objet "obscur", alors que Dreyer l'a inclus dans le Catalogue NGC.

 

Le point qui n'a toujours pas été éclairci, au moins à la connaissance du présent auteur, c'est de savoir si les 4 étoiles de M73, ou au moins certaines d'entre elles, ont une relation physique commune. Il y a toujours eu une large fraction d'astronomes à penser qu'il s'agissait d'un astérisme, c'est à dire un alignement fortuit de 4 étoiles à des distances différentes. Le présent auteur, cependant, aurait tendance à partager l'opinion de P. Murdin, D. Allen, et D. Malin, présentée dans leur Catalogue de l'Univers: "[Les auteurs] considèrent en fait que M73 pourrait être réellement un petit amas pour la raison suivante. En moyenne il y a 60 étoiles par degré carré qui sont plus brillantes que la magnitude 12, et ceci est le cas des 4 étoiles de l'amas. La probabilité de trouver par hasard 4 étoiles de cette sorte dans une zône donnée, large d'une minute d'arc (comme M73), est d'environ 2 chances sur 1 milliard. Mais il y a 150 millions de petites surfaces de cette taille dans le ciel, aussi la chance est-elle seulement de 1 sur 4 qu'un tel astérisme existe par hasard. M73 pourrait l'être, mais ce serait du jeu de penser qu'il puisse s'agir d'étoiles multiples de même origine et de la même sorte."


 

 

M74 – Galaxie des Poissons

Galaxie spirale M74 (NGC 628), type Sc, dans les Poissons.

 

Cette spirale remarquable est l'archétype d'une galaxie Sc à la structure parfaite ("grand design").

Sa distance peut être estimée à environ 30 à 40 millions d'années-lumière (R. Brent Tully dans Nearby Galaxies Catalog donne 32 millions), puisqu'elle s'éloigne à la vitesse de 793 km/sec.

Ses bras spiraux, de 1 000 années-lumière de largeur, sont renforcés sur les photos en couleur par des amas de jeunes étoiles bleues. Leur extension couvre une région de plus de 10 minutes d'arc en diamètre, ce qui correspond en gros à 95 000 années-lumière, soit à peu près les mêmes dimensions que notre Voie Lactée.Son noyau est petit et brillant.

M74 est probablement le membre principal d'un petit groupe physique de galaxies, qui comprend la spirale barrée NGC 660, de type particulier SBa, la galaxie UGC 891 de type particulier Sm (entre spirale et irrégulière), et les irrégulières UGC 1176, UGC 1195, et UGCA 20.

L'amateur a besoin de très bonnes conditions pour voir plus que le noyau, mais si tel est le cas, les magnifiques bras spiraux se laissent entrevoir dans les instruments à partir de 100 mm. Les Marathoniens de Messier manquent fréquemment cette galaxie au crépuscule car elle se trouve dans le ciel à la limite de la "zône franche de Messier" et seul l'amas globulaire M30 est manqué plus souvent.

 

Ascension droite 01h36,7                       Déclinaison +15°47'

Distance 35 000 kilo-al                           Magnitude 9,4 (vis)                  Dimension 10,2x9,5 min d'arc

 

M75 – Amas du Sagittaire XI

 

Amas globulaire M75 (NGC 6864), classe I, dans le Sagittaire

 

A la distance de presque 60 000 années-lumière, M75 est l'un des amas globulaires du Catalogue de Messier les plus éloignés, se situant bien au-delà du Centre Galactique. Certaines sources avancent même des distances encore plus grandes, allant jusqu'à 100 000 années-lumière ! (par exemple, Burnham donne 95 000, mais W.E. Harris' database retient 57 700 que nous adopterons ici.)

Non seulement c'est l'amas le plus lointain mais aussi l'objet du catalogue le plus éloigné de tous.

M75, en classe I, est également l'un des amas les plus compacts et les plus concentrés.

De ce fait et à cause de la distance, des télescopes puissants sont nécessaires pour le résoudre en étoiles. Son diamètre angulaire de 6' correspond à une extension linéaire bien supérieure à 100 années-lumière.

Sa brillance est très grande, estimée à 160 000 fois celle du Soleil (Mag -8,3).

 

Ascension droite 20h06,1                       Déclinaison -21°55'

Distance 57,7 kilo-al                Magnitude 8,5 (vis)                  Dimension 6,0 min d'arc

 

M76 – Nébuleuse "Petite Haltère" (Little Dumbbell)

 

Ascension droite 01h42,4

Déclinaison +51°34'

Distance 3,4 kilo-al

Magnitude 10,1 (vis)

Dimension 2,7x1,8 min d'arc

Nebuleuse planétaire M76 (NGC 650), type 3+6, dans Persée.

 

M76 est parmi les plus faibles objets de Messier. Il est connu sous différents noms: la Petite Haltère (Little Dumbbell,le plus courant), le Bouchon (Cork), le Papillon (Butterfly) ou encore la Barre à Disques (Barbell). Il a reçu deux numéros NGC parce qu'on le suspectait d'être une nébuleuse double dont les composantes auraient été en contact, hypothèse avancée par William Herschel, qui donna le numéro H I.193 à la "deuxième composante".

NGC 651 est la partie Nord-Est de la nébuleuse.

 

L'apparence de M76 se rapproche, jusqu'à un certain point, de celle de la Nébuleuse de l'Haltère M27. Plus probablement, la partie principale (la Barre ou le Bouchon) est un anneau brillant et légèrement elliptique qui se présente vu de côté, écarté de quelques degrés seulement de son plan équatorial. Cet anneau semble s'agrandir à la vitesse de 42 km/sec. L'expansion du gaz est nettement plus rapide le long de l'axe perpendiculaire à ce plan, et forme la partie basse lumineuse de la surface des 'ailes' du papillon.

Alors que sa partie brillante a un diamètre d'environ 65 secondes d'arc (plus précisément 42"x87" pour le 'bouchon' et 157"x87" pour les 'ailes'), la nébuleuse est entourée d'un faible halo couvrant une région de 290 secondes d'arc de diamètre; les particules qui le constituent ont probablement été éjectées sous la forme de vents stellaires par l'étoile centrale quand elle était encore dans sa phase de Géante Rouge. Aujourd'hui cette étoile est de magnitude 16,6 avec une température élevée de quelque 60 000 K, mais devrait probablement se refroidir pour devenir une naine blanche au cours des dizaines de milliards d'années à venir.

 

Comme souvent pour les nébuleuses planétaires, la brillance de M76 est beaucoup plus forte en observation directe qu'en photographie. En visuel les magnitudes annoncées vont de 9,6, selon les estimations de Don Machholz, à 10,1 selon Hynes (le présent auteur considère que cette valeur correspond bien à sa propre perception); par contre, en photographie, la plupart des sources s'accordent sur le chiffre de 12,2. Ceci est dû au fait que la plus grande partie de la lumière visible est émise dans la seule raie spectrale verte de 5 007 Angströms [0 III], correspondant à la transition interdite de l'oxygène deux fois ionisé (voir notre page sur les Nébuleuses Planétaires).

Il n'est pas rare que les distances des nébuleuses planétaires soient mal connues et, dans le cas de M76, les estimations s'échelonnent de 1 700 à 15 000 années-lumière (cette dernière valeur extraite de l'ouvrage Universe de Kaufmann's); de son côté Kenneth Glyn Jones avance le chiffre de 8 200).

En retenant les valeurs extrêmes ci-dessus, la dimension réelle du 'bouchon' serait comprise entre 0,34x0,72 et 3,1x6,4 années-lumière, celle des 'ailes' entre 1,3 et 11,3 et celle du faible halo entre 2,4 et 21.

Avec notre propre valeur de distance de 3 400 années-lumière ces dimensions deviennent 0,68x1,44, 2,6, et 4,8 années-lumière, et avec celle de Kenneth Glyn Jones, 1,7x3,5, 6,2, et 11,5.


 

 

M77 – Galaxie de la Baleine Cetus A

 

Ascension droite 02h42,7

Déclinaison -00°01'

Distance 60 000 kilo-al

Magnitude 8,9 (vis)

Dimension 7x6 min d'arc

Galaxie Spirale M77 (NGC 1068), type Sb, dans la Baleine.

Cette superbe galaxie est l'une des plus grosses du catalogue de Messier, sa partie brillante mesurant environ 120 000 années-lumière, alors que ses extensions (bien visibles par exemple sur l'image DSSM) peuvent s'étendre jusqu'à peut-être 170 000 années-lumière.

Son apparence est celle d'une magnifique spirale aux bras bien structurés, laissant apparaître, dans sa région interne, de nombreuses et très jeunes étoiles elles-mêmes entourées, mais plus loin du centre, par une population ancienne de couleur jaune pâle.

M77 se trouve à environ 60 millions d'années-lumière, soit approximativement à la même distance, mais dans la direction opposée, de l'Amas de la Vierge, selon les premières estimations de Slipher du Lowell Observatory en 1914; ce fut la deuxième galaxie présentant un fort redshift, juste après la galaxie Sombrero, M104.

Tully, dans son Nearby Galaxies Catalog, donne une valeur un peu plus faible pour la distance (47 millions d'al), tandis que d'autres sources annoncent des valeurs proches de celle de l'Amas de la Vierge, tant au dessus qu'au dessous.

Cette galaxie est unique et particulière pour différentes raisons.

Ainsi, son spectre possède des caractéristiques spécifiques sous la forme de larges raies d'émission qui traduisent la présence de nuages de gaz géants, s'échappant rapidement de la région centrale à plusieurs centaines de km/sec. M77 est donc classée en tant que galaxie Seyfert de type II (celles de type I ont une vitesse d'expansion encore plus grande, de l'ordre de plusieurs milliers de km/sec); elle est le représentant le plus proche et le plus brillant des galaxies actives de ce type.

Pour générer une telle vitesse il faut une énergie énorme, laquelle doit se trouver au coeur de la galaxie. Ce noyau, reconnu comme une puissante radio- source (appelée Cetus A), a été observé à l'aide du Télescope Spatial Hubble.

Des observations dans l'infrarouge au télescope de 10 mètres du Keck Observatory par des astronomes du Caltech ont révélé une puissante source ponctuelle, de moins de 12 années-lumière de diamètre, entourée par une structure allongée de 100 al d'extension (concentration d'étoiles ou matière interstellaire) que l'on ne voyait pas sur les images prises par Hubble en lumière visible.

M77, en tant que galaxie de Seyfert, est bien connue comme puissant émetteur de rayonnement infrarouge.

D'après Burnham, ce furent Donald E. Osterbrook et R.A.R. Parker en 1965 qui avancèrent l'hypothèse selon laquelle les galaxies de Seyfert pouvaient être considérées comme des quasars en miniature (quasi-stellar radio sources).

Une intense activité de formation d'étoiles a été découverte dans une barre du disque interne de M77, entourant le noyau actif, par le Ultraviolet Imaging Telescope lors de la mission Astro-1 de la navette spatiale.

M77 est le membre principal d'un petit groupe physique de galaxies, comprenant NGCs 1055 (type Sb) et 1073 (type SABc), ainsi que UGCs 2161 (DDO 27, type Im), 2275 (DDO 28, type Sm - désignant un type morphologique entre galaxies spirales et irrégulières) et 2302 (DDO 29, type Sm), et les galaxies irrégulières UGCA 44 et la SBc spirale barrée Markarian 600.

NGCs 1087 (Sc), 1090 (S-), et 1094 (SABb-) sont des galaxies proches mais en arrière-plan, comme le montre leur redshift plus élevé (Information de Burnham, Tully, ainsi que du Sky Catalogue 2000).

 

M78 – Nébuleuse d’Orion II

Nébuleuse diffuse M78 (NGC 2068), une nébuleuse par réflexion, dans Orion.

 

M78 est la nébuleuse diffuse la plus brillante du ciel. Elle fait partie du complexe d'Orion, un grand nuage de gaz et de poussière centré sur la nébuleuse d'Orion M42/M43, et se trouve à environ 1 600 années-lumière de distance. C'est la partie la plus brillante du vaste nuage de poussière qui comprend NGC 2071 (au Nord-Est, en bas à droite sur notre image), NGC 2067 (presqu'au Nord-Ouest), et la très faible NGC 2064 (au Sud-Ouest), toutes visibles sur la photo.

M78 brille par réflexion de la lumière des brillantes étoiles bleues (de type B récent), et parmi elles la plus brillante, HD 38563, de magnitude apparente 10. A cette distance, M78 aurait une extension de presque 4 années-lumière. A l'intérieur et à proximité de cette nébuleuse on a détecté 45 étoiles de faible masse, présentant le spectre d'émission de l'hydrogène, des variables irrégulières semblables à l'étoile T Tauri.

Ces étoiles, situées dans la séquence principale, varient en brillance (d'environ 3 magnitudes) et en type spectral (F ou G, similaire à la chromoshère du Soleil). Elles sont 4 à 5 fois plus brillantes que leur type spectral ne le laisserait penser et associées à des nébulosités qui peuvent être brillantes ou sombres. Il s'agit probablement de très jeunes étoiles encore dans leur phase de formation.

Visuellement, M78 ressemble à une faible comète. Les autres nébuleuses dans le champ exigent un ciel bien noir et sont beaucoup plus difficiles.

 

Ascension droite 05h46,7                       Déclinaison +00°03'

Distance 1,6 kilo-al                                Magnitude 8,3 (vis)                  Dimension 8x6 min d'arc

 

M79 – Amas du Lièvre

Amas globulaire M79 (NGC 1904), classe V, dans le Lièvre (Lepus).

 

M79 est un bel amas globulaire situé dans un endroit quelque peu inhabituel: la plupart des amas globulaires sont groupés autour du centre galactique, mais celui-ci fait partie de ceux, peu nombreux, qui se trouvent dans l'autre hémisphère, c'est à dire qu'il serait vu au delà de nous par un hypothétique observateur regardant depuis le bulbe central de notre Voie Lactée.

Sa distance par rapport à nous est d'un peu plus de 40 000 années-lumière et d'environ 60 000 par rapport au centre galactique.

M79 a un diamètre apparent de 8,7 minutes d'arc, correspondant à une extension linéaire de 100 années-lumière. Il est légèrement elliptique, avec un angle de position de son grand axe de 45 degrés.

On lui connait seulement 7 variables. Enfin il s'éloigne de nous à une vitesse estimée à 200 km/sec.

A environ 0,5 degré au Sud-Ouest se trouve l'étoile ADS 3954 (mag=5,5) avec son compagnon (mag=7) séparé de 3".

 

Ascension droite 05h 24,5                      Déclinaison -24°33'

Distance 41,1 kilo-al                Magnitude 7,7 (vis)                  Dimension 8,7 min d'arc


 

M80 – Amas du Scorpion II

Amas globulaire M80 (NGC 6093), classe II, dans le Scorpion

M80 est un bel amas globulaire de 8ème magnitude. Son diamètre angulaire de 9' correspond en gros à 95 années-lumière en linéaire pour une distance de 36 000 années-lumière. Visuellement elle ressemble tout à fait à une comète.

Le 21 Mai 1860 une nova est apparue dans M80, changeant complètement l'apparence de l'amas pendant quelques jours. Egalement appelée T Scorpii, cette nova fut découverte par Auwers à Berlin, atteignit la magnitude 7 les 21 et 22 Mai, puis s'affaiblit à 10,5 le 16 Juin.

Il a été rapporté que Pogson, qui l'avait observée indépendamment, aurait constaté un sursaut au début de 1864, ce qui semble peu vraisemblable car personne d'autre n'a confirmé ce fait.

A son maximum de brillance, et pour autant qu'elle fasse partie de M80, elle a dû atteindre une magnitude absolue d'environ -8,5, soit considérablement plus que l'amas tout entier !

Une seconde nova est apparue en 1938 dans l'amas globulaire M14 mais ne fut découverte que des années plus tard et observée seulement en photographie.

Il y a aussi le cas de la nova V 1148 Sagittarii, située près de NGC 6553, mais la corrélation physique avec ce dernier est incertaine. D'autres observations de variables cataclysmiques sont de temps à autre signalées dans des amas globulaires: les premières novae naines à être répertoriées concernaient M5, M30 et NGC 6712, selon Cecilia Payne-Gaposhkin dans son ouvrage, Stars and Clusters (Etoiles et Amas).

 

Ascension droite 16h17                          Déclinaison -22°59'

Distance 27,4 kilo-al                Magnitude 7,3 (vis)                  Dimension 8,9 min d'arc

 

M81 – Galaxie de Bode

Zone de Texte:  
Ascension droite 09h55,6
Déclinaison +69°04'
Distance 12 000 kilo-al
Magnitude 6,9 (vis)
Dimension 21x10 min d'arc
Galaxie spirale M81 (NGC 3031), type Sb, dans la Grande Ourse

 

M81 est l'une des galaxies les plus faciles à observer et l'une des plus gratifiantes pour l'astronome amateur de l'hémishère nord, du fait de sa magnitude visuelle totale de 6,8 qui permet de la trouver avec de petits instruments. Brian Skiff de l'Observatoire de Lowell indique qu'il a pu voir M81 à l'oeil nu alors que les conditions d'observation étaient exceptionnellement favorables (c'est à dire par ciel limpide et noir). Il est au moins le quatrième observateur à signaler cet exploit !

Cette galaxie à la structure spirale parfaite ("grand-design") forme un couple physique très remarquable avec sa voisine, M82, tout en étant aussi la plus brillante et probablement le membre dominant du groupe proche appelé groupe de M81. Il y a quelques dizaines de millions d'années, ce qui est relativement récent à l'échelle des temps cosmiques, les galaxies M81 et M82 se sont trouvées très rapprochées l'une de l'autre et M81, plus grande et plus massive, a profondément déformé M82 par interaction gravitationnelle. Cette rencontre a aussi laissé des traces visibles sur M81, malgré sa taille et sa brillance, d'abord en renforçant globalement l'apparence de ses bras spiraux et ensuite sous la forme d'une barre linéaire sombre située dans le bas et à gauche du noyau central. Les deux galaxies sont toujours proches puisque la distance de leurs centres n'est que d'environ 150 000 années-lumière.

En utilisant le Télescope Spatial Hubble en 1993, bien avant sa réparation, une équipe dirigée par Wendy Freedman, de l'Institution Carnegie de Washington, a étudié 32 variables Céphéïdes dans M81 pour en déduire une distance de 11 millions d'années-lumière. Mais avec la nouvelle correction à appliquer à l'échelle des distances, conformément aux résultats du satellite Hipparcos de l'ESA, la véritable distance de M81 serait probablement proche de 12 millions d'années-lumière.

Le dimanche 28 Mars 1993, une supernova (1993J), de type II, est apparue dans M81, découverte par l'astronome amateur espagnol Francisco Garcia Diaz de Lugo (Espagne), et atteignit à son maximum une magnitude d'environ 10,5. Les restes de cette supernova ont été détectés à la fréquence radio de 3,6 Cm, en gros entre 6 et 18 mois après l'explosion, par le radiotélescope VLA du NRAO. Des recherches entreprises en 1994 ont montré que M81 était probablement pauvre en matière noire puisque sa courbe de rotation est décroissante dans les régions externes; ceci contraste avec le cas de nombreuses galaxies, y compris notre propre Voie Lactée, pour lesquelles cette courbe de rotation croit vers l'extérieur. Pour expliquer la vitesse des étoiles dans ces régions, la galaxie doit posséder une certaine masse. Mais la masse totale de la matière lumineuse visible - étoiles et nébuleuses - est insuffisante pour expliquer ce phénomène; aussi considère-t-on qu'une partie significative de la masse serait de la matière noire, non lumineuse (ou au moins de faible luminosité). En décembre 1990, lors de la mission "ASTRO-1" (STS-35), la navette spatiale emportait des télescopes en orbite terrestre, dont le UIT (Ultraviolet Imaging Telescope) qui a obtenu des images de M81 en ultraviolet; ces clichés ont été comparés avec ceux pris en lumière visible, puis combinés et superposés pour former une image pleine d'intérêt et d'enseignement. Auparavant, le rayonnement UV de M81 avait été étudié par l'observatoire orbital Soviet Astron. Bill Keel a réuni une série d'images de M81, couvrant les différentes parties du spectre électromagnétique, depuis le rayonnement radio jusqu'aux rayons X.

 

M82 – Galaxie du cigare

Ascension Droite 09h55,8

Déclinaison +69°41'

Distance 12 000 kilo-al

Magnitude 8,4 (vis)

Dimension 9x4 min d'arc

Galaxie Irrégulière M82 (NGC 3034), type Ir-II, dans La Grande Ourse.

M82 (Le fleuron des galaxies pour beaucoup d'observateurs de l'hémisphère nord) forme une très remarquable paire physique avec sa voisine M81 et représente le prototype d'une galaxie irrégulière du second type, c'est à dire ayant un "disque" irrégulier. Son noyau, qui semble avoir énormément souffert d'un rapprochement serré et relativement récent avec M81, se trouve dans une phase de violente activité stellaire et présente de remarquables raies sombres. Le flux de gaz, turbulent et explosif, est aussi une forte source d'émission radio. En lumière infrarouge, M82 est la plus brillante galaxie du ciel; elle présente, selon le terme en usage, un excès d'infrarouge et est donc beaucoup plus brillante dans cette gamme de fréquence que dans la partie visible du spectre. On observe aussi ce phénomène chez le compagnon de M51, NGC 5195, et dans la galaxie particulière NGC 5128 (Centaurus A). L'apparence visuelle est celle d'un fuseau argenté (silvery sliver), tel que décrit par John Mallas.

En tant que membre du groupe de M81, M82 se trouve à une distance de 12 millions d'années-lumière. M82 fait partie des quelques objets de Messier, peu nombreux, qui ont aussi un numéro Herschel, H IV.79, alors que, habituellement, William Herschel évitait soigneusement de leur donner sa propre numérotation.

Il a été rapporté qu'une supernova, 1986D, serait apparue dans M82, comme indiqué dans l'ouvrage de Kenneth Glyn Jones. Cependant cet objet porte la mention "n'est pas une supernova" dans la base de données sur CDrom "Astronomie Software Service" de Daniel Roth.


 

 

M83 – Galaxie "Pinwheel" Australe

Zone de Texte:  
Ascension Droite 13h37	Déclinaison -29°52'
Distance 15 000 kilo-al	Magnitude 7,6 (vis)
Dimension 11x10 (min d'arc)
Galaxie Spirale M83 (NGC 5236), type SABc, dans l'Hydre Femelle.

M83 a été cataloguée comme intermédiaire entre galaxie normale et galaxie barrée par G. de Vaucouleurs, soit SAB(s)c dans sa classification. Elle est superbe sur notre image, avec ses bras spiraux bien marqués, la forte impression de mouvement qui s'en dégage, et séduisante par la coloration bleue ou rouge des noeuds qui jalonnent les bras. Lorsqu'ils sont rouges ces noeuds sont apparemment des nébuleuses gazeuses, à l'intérieur desquelles la formation d'étoiles vient juste de commencer, et dont le rayonnement lumineux est dû à l'excitation produite par de jeunes étoiles très chaudes. Les régions bleutées correspondent à une population stellaire de formation récente (c'est à dire entre quelques millions et quelques douzaines de millions d'années). Les bandes de poussières peuvent être distinguées jusque bien à l'intérieur de la région centrale, dont le diamètre n'est que de 20".

David Malin, dans des publications plus anciennes, donnait toujours une distance d'environ 25 millions d'années-lumière, comme par exemple au chapitre 4 de son livre A View of the Universe, alors qu'au chapitre 8 (Galaxies), il rejoint le groupe de ceux qui soutiennent une valeur d'environ 10 millions d'années-lumière, avec comme argument le fait que les étoiles les plus brillantes peuvent encore être distinguées à cette distance.

La vitesse de récession de M83 est de 337 km/sec, ce qui, selon la loi de Hubble, aboutit alors à une distance un peu plus grande (en effet, avec la constante Ho=75, la vitesse ci-dessus correspond à environ 15 millions d'années-lumière, valeur incorrecte si l'on tient compte de la perturbation due à  l'amas de galaxies de la Vierge, le "Virgo centric flow", mais en parfait accord avec le chiffre de 15,3 millions d'années-lumière donné dans l'ouvrage Nearby Galaxies Catalog de R. Brent Tully's).

Cette galaxie est parfois appelée la "Pinwheel" Australe. Elle forme un petit groupe physique avec la radio-galaxie particulière Centaurus A (NGC 5128) et la galaxie spéciale NGC 5253 dans le Centaure. A ce jour, cinq ou six supernovae ont été signalées dans M83, soit plus que dans tout autre galaxie de Messier:

·        1923A a été observée à la magnitude 14 par C.O. Lampland à l'Observatoire de Lowell.

·        1945B est apparue le 13 juillet 1945 et atteignit la magnitude 14,2. Cette supernova ne fut détectée qu'en 1990 par W. Liller sur des plaques photographiques prises à la station Harvard de Bloemfontein (Afrique de Sud), et a pu être suivie du 13 juillet au 7 août (voir la Circulaire IAU 5091).

·        1950B a été observée par G. Haro et atteignit la magnitude 14,5 à son maximum.

·        1957D, découverte à 3' au NNE du noyau par H.S. Gates le 13 décembre 1957, atteignit seulement la magnitude 15.

·        1968L a été découverte visuellement par l'astronome amateur Jack C. Bennett de Pretoria, en Afrique du Sud, alors qu'il balayait la zône à la recherche de comètes; de type I, et située à 5" du noyau en le précédant, elle atteignit une magnitude de 11 ou 12.

·        1983N est apparue le 3 juillet 1983 et devint aussi brillante qu'un astre de magnitude 12,5.

Pendant des années M83 a été la galaxie la plus prolixe en découvertes de supernovae, mais récemment NGC 6946 a atteint le même score de 6, et dépasserait alors M83 si 1945B s'avérait être une erreur. M83 a été découverte par l'Abbé Nicolas Louis de la Caille au Cap de Bonne-Espérance en 1751-52, et répertoriée Lacaille I.6. Elle devint donc la première galaxie découverte au-delà du Groupe Local. Sa structure spirale a été remarquée et dessinée par William Lassell qui l'a décrite comme une "spirale à trois branches".

 

M84 – Galaxie de la Vierge VI

Ascension Droite 12h25,1

Déclinaison +12°53'

Distance 60 000 kilo-al

Magnitude 9,1 (vis)

Dimension 5' min d'arc

Galaxie Lenticulaire M84 (NGC 4374), type S0, dans la Vierge.

M84 est située dans la partie intérieure, à forte population galactique, du noyau de l'amas de la Vierge; c'est la galaxie brillante la plus à gauche sur notre image. Les autres galaxies représentées sont: M86, brillante, légèrement au dessous et à gauche du centre, tandis que dans le haut gauche se trouve, vue par la tranche, la spirale NGC 4388, et au-dessous d'elle (au centre du triangle qu'elle forme avec les 2 Messier), NGC 4387, d'aspect stellaire. Au dessous de M86, près du bord inférieur, on distingue la faible galaxie NGC 4402, vue de côté. Tout à fait en haut et au centre on trouve la petite spirale barrée NGC 4413, et sous elle à droite, NGC 4425. A la droite de l'image on voit le couple NGC 4438 (dessus) et NGC 4435 qui forment une paire interactive.

Des clichés approfondis du groupe ont révélé que ces galaxies sont en fait beaucoup plus grandes que ne le laissent penser les images normales, comme celle présentée sur cette page. Voir les photos couvrant toute la partie centrale de l'amas de la Vierge, c'est à dire M87 avec la chaîne de Markarian autour de M84 et M86  .

M84, représentée seule, peut être trouvée dans les images du DSSM (Digitized Sky Survey Messier). De par son apparence, elle a été depuis longtemps classée comme une elliptique E1, ce qui correspond aussi au fait qu'elle est seulement peuplée de vieilles étoiles jaunes. Cependant il y a maintenant certaines indications laissant penser qu'elle pourrait en fait être une galaxie lenticulaire vue de face. Comme on le voit sur cette image, M84 contient un riche système d'amas globulaires, bien qu'il soit toutefois beaucoup moins fourni que celui de sa géante voisine, M87, située 1/2 degré au Sud et 2 degrés à l'Est, et qui pourrait marquer le centre de l'Amas de la Vierge.

Comme caractéristique particulière (mais peut-être pas unique), M84 possède en son centre un système qui éjecte deux petits mais remarquables jets, détectables en rayonnement radio, comme on a pu le voir sur une image NRAO publiée il y a quelque temps. L'étude de cet objet a également été en 1997 le but de l'observation de M84 par le Télescope Spatial Hubble, peu de temps après la deuxième mission de maintenance (STS-82); on a ainsi découvert que le noyau de cette galaxie contenait un objet central massif, représentant 300 millions de masses solaires, concentrées dans une sphère de moins de 26 années-lumière de rayon.

G. Romano en Italie a découvert une supernova (1957B) dans M84 le 18 mai 1957 à la magnitude 13. Elle était déjà présente sur une plaque photographique (de pré-découverte) prise au Mont Palomar un mois plus tôt.

La supernova 1980I a été découverte le 13 juin 1980 par Rosker et atteignit la magnitude 14.

La supernova 1991bg est apparue le 3 décembre 1991 pour atteindre également la magnitude 14.


 

 

M85 – Galaxie de la Chevelure I

Ascension Droite 12h25,4

Déclinaison +18°11'

Distance 60 000 kilo-al

Magnitude 9,1 (vis)

Dimension 7,1x5,2 min d'arc

Galaxie Lenticulaire M85 (NGC 4382), type S0, dans la Chevelure de Bérénice.

M85 est, dans le catalogue de Messier, le membre le plus septentrional de l'Amas de la Vierge , et se situe ainsi dans la constellation de la Chevelure de Bérénice. C'est une lumineuse galaxie lenticulaire (SO) qui, sur de nombreux points, semble être la jumelle de M84. Elle paraît uniquement composée d'une population de vieilles étoiles jaunes. Sur notre photo, la surface elliptique de M85 a un grand axe apparent de 4 à 5 minutes d'arc, mais avec des poses plus longues ses dimensions angulaires sont d'environ 7,1x5,2 minutes d'arc. Ceci implique que le disque lumineux de cette galaxie a un diamètre linéaire d'environ 125 000 années-lumière.

Le présent auteur se demande si les très faibles condensations qui apparaissent sur notre image, autour du bord de cette galaxie, sont de faibles amas globulaires ou seulement des condensations sur le disque de la galaxie.

M85 est à gauche sur la photo; du côté droit on voit la petite spirale barrée NGC 4394, de magnitude 11,2 et qui semble être une étoile floue. La distance angulaire séparant les centres de ces galaxies est d'environ 8 minutes d'arc. Comme elles s'éloignent toutes les deux à environ 700 km/sec, elles pourraient former un couple physique.

La supernova 1960R, de type I, est apparue dans M85 le 20 décembre 1960 et atteignit la magnitude 11,7. Les chasseurs de supernova doivent faire attention à ne pas se laisser tromper par l'étoile située au SSE du noyau de la galaxie, mais qui est en fait au premier plan !

 

M86 – Galaxie de la Vierge VII

 

Ascension Droite 12h26,2

Déclinaison +12°57'

Distance 60 000 kilo-al

Magnitude 8,9 (vis)

Dimension 7,5x5,5 min d'arc

Galaxie Lenticulaire M86 (NGC 4406), type S0, dans la Vierge.

Cette brillante galaxie géante est soit une elliptique de type E3, soit une lenticulaire de type SO_1(3); apparemment les critères modernes tendraient plus à la classer comme lenticulaire. Elle présente un système remarquable de faibles amas globulaires, qui se laissent juste entrevoir sur son  image DSSM. Mais ce système est de loin beaucoup moins fourni que celui de sa voisine, M87, située au SE et également géante. Sous cette galaxie, et toute proche, une faible naine elliptique forme un très petit système associé.

Plusieurs condensations peuvent être remarquées autour de notre image de M86, particulièrement dans la partie basse, ainsi que sur la photo DSMM (mais alors sur le bord haut); ce pourrait être des amas globulaires appartenant à cette galaxie.

M86 se trouve au coeur de l'Amas de la Vierge et forme un groupe très remarquable avec une autre géante, M84. Sous M86 sur notre image se trouve NGC 4402, une faible (mag. 11,5) spirale vue par la tranche. Tout ce groupe peut être mis dans un seul champ, de grandeur moyenne, de sorte qu'il est souvent photographié; nous proposons donc ici d'autres images comprenant M84 et M86.

Des clichés approfondis du groupe ont révélé que ces galaxies sont en fait beaucoup plus grandes que ne le laissent penser les images normales, comme celle présentée sur cette page. De plus, nous avons des photos couvrant toute la partie centrale de l'amas de la Vierge, c'est à dire M87 avec la chaîne de Markarian autour de M84 et M86.

De toutes les galaxies de Messier (et même de tous les Objets), M86 est celle possédant la plus grande vitesse de rapprochement, et donc le décalage vers le bleu le plus élevé: elle se rapproche de nous à 419 km/sec ! Holmberg a donc émis l'hypothèse qu'elle pourrait être une galaxie de notre proche environnement et non un membre de l'Amas de la Vierge. Cependant, le présent auteur pense que c'est justement cette grande vitesse de rapprochement qui révèle son appartenance très probable à cet amas, et ce pour la raison suivante: dans le cas présent la vitesse élevée indiquerait que M86 se déplace avec une vitesse propre de plus de 1 500 km/sec, orientée par hasard dans notre direction. Mais ceci n'est pas rare dans les très grands amas de galaxies, comme celui de la Vierge, où l'énorme masse accumulée provoque un puissant champ gravitationnel. Ce dernier peut facilement accélérer une galaxie jusqu'à atteindre la vitesse observée pour M86; ce serait beaucoup plus difficile de trouver une explication à cette grande vitesse dans un champ galactique !

L'appartenance de M86 à l'amas de la Vierge est également suggéré par une apparente interaction avec la matière gazeuse intergalactique à l'intérieur de l'amas, phénomène qui serait apparu lors d'observations radio. De plus, M86 ne détient pas le record de vitesse: un autre membre de l'amas, IC 3258, s'approche de nous à 517 km/sec.

 

M87 – Galaxie de la Vierge VIII – Virgo A

Galaxie Elliptique M87 (NGC 4486), type E1, dans la Vierge.

La galaxie elliptique géante M87, également appelée Virgo A, est l'un des objets les plus remarquables du ciel. C'est peut- être la galaxie dominante du grand amas le plus proche de nous, le fameux Amas de la Vierge (quelquefois appelé "Amas Coma-Virgo", ce qui est plus juste, puisqu'elle s'étend aussi sur la constellation de la Chevelure de Bérénice); sa distance est celle de l'amas (environ 60 millions d'années-lumière). M87 se trouve en fait au coeur de l'Amas de la Vierge (en compagnie de bien d'autres galaxies, dont M84 et M86).

Le diamètre apparent de M87, d'environ 7', correspond à une extension linéaire de 120 000 années-lumière, soit plus que le diamètre du disque de notre Voie-Lactée. Mais, comme M87 est de type E1 ou E0, elle occupe un volume beaucoup plus grand et contient donc beaucoup plus d'étoiles (et de masse) que notre galaxie, certainement plusieurs billions (10^12) de masses solaires (J.C. Brandt and R.G. Roosen ont estimé 2,7 billions). Elle est aussi extrêmement lumineuse, avec une magnitude absolue de -22.

M87 est fameuse pour deux caractéristiques particulières, et peut-être uniques: un énorme système d'amas globulaires découvert sur des clichés à longue pose (comme notre image), et un jet spectaculaire que l'on distingue mieux sur une photographie à courte exposition. Le GCO a réalisé le montage d'une image montrant les amas globulaires sur l'image principale et le jet dans un petit encart.

Cette magnifique galaxie est peut-être celle qui possède le plus d'amas globulaires reconnus. Alors que notre Voie Lactée contient le nombre modeste d'environ 150 à 200 amas, pour M87 on parle de système remarquable de plusieurs milliers de ces objets: les estimations basses, dont le travail réalisé en 1976 et cité par Burnham, avancent le chiffre d'au moins 4 000, tandis que des valeurs plus récentes approchent les 15 000 (comme par exemple la liste des systèmes d'amas globulaires de W.E. Harris qui en contient 13 000), entourant cette galaxie géante dans un immense halo. Les nombreux amas globulaires satellites de M87 peuvent être vus sur cette image, ainsi que dans les images AAT de M87. La photo de cette page, prise avec ce télescope, est aussi de David Malin et est propriété de l'Anglo-Australian Observatory.

La fonction de luminosité (qui décrit le pourcentage des amas globulaires dans certains intervalles de luminosité) a été utilisée systématiquement dans le passé pour évaluer la distance de M87; plus récemment, une autre estimation a été obtenue par B.C. Whitmore, W.B. Sparks, R.A. Lucas, F.D. Macchetto, et J.A. Biretta (ApJ 454, L73 [Dec 1, 1995]) à partir d'observations du HST. Ils ont abouti à une distance d'environ 55 millions d'années-lumière, en bon accord avec les 56 millions trouvés pour M100 par l'observation des Céphéides.

Mais le problème fondamental concernant cette mesure reste que nous ne savons pas si la fonction de luminosité des amas globulaires de M87 est réellement la même que celle des galaxies spirales comme notre Voie Lactée ou la galaxie d'Andromède M31.

L'énorme jet a été découvert par H.D. Curtis de l'Observatoire de Lick en 1918. Le phénomène s'étend sur des milliers d'années-lumière (certaines sources avancent 5 000, mais ce pourrait être plus, car elles se réfèrent souvent à une distance trop faible pour cette galaxie; le présent auteur estime que 7 à 8 000 serait une valeur plus probable). Le jet est composé de matière sous forme gazeuse éjectée depuis le coeur de la galaxie. Des mesures polarimétriques ont montré que sa lumière est fortement polarisée avec les caractéristiques du rayonnement synchrotron. Son spectre, continu, apparait bleu sur les photos en couleur à faible temps d'exposition (comme celle de J.D. Wray's Color Atlas of Galaxies). C'est un phénomène violent et turbulent; des observations ont montré que le mouvement apparent des nuages de gaz pouvait être superluminique - probablement une illusion due au fait que le jet est dirigé vers nous.

De très fins détails du Jet de M87 peuvent être vus sur cette image HST, traitée par R. Mark Elowitz. A l'évidence il peut être résolu en un filament de petits noeuds et de nuages, particularité découverte en 1977 par H.C. Arp du Mt. Palomar et J. Lorre du JPL (selon Burnham). Plus récemment, en 1966, Arp a découvert un second jet, dirigé à l'opposé du premier, mais nettement moins remarquable.

M87 a aussi été reconnue comme étant la puissante radio source Virgo A (et la plus brillante radio source de la constellation), par W. Baade and R. Minkowski en 1954. En 1956, un halo radio, plus faible, a été trouvé par J.E. Baldwin and F.G. Smith de Cambridge. Il fut aussi identifié comme une puissante source de rayonnement X et se situe près du centre d'un nuage très chaud, émetteur de rayons X, bien au delà de l'amas de la Vierge. Comparez les images optiques et en rayonnement-X de M87 et son environnement dans l'amas de la Vierge, ou la totalité de la partie centrale de la Vierge.

Il est certain qu'un objet aussi intéressant que M87 est sous observation intensive à l'aide du Télescope Spatial Hubble. Même avant sa remise à neuf en décembre 1993, les premières observations du HST avaient mis en lumière de nouveaux détails, spécialement dans le jet de M87. Dans les nouvelles images HST de M87, après la mission de réparation, la violente activité du noyau de cette galaxie pouvait être aperçue de nettement plus près, pour révéler un objet sombre et massif, d'environ 2 à 3 milliards de masses solaires, concentrées dans la sphère la plus intérieure avec un rayon de 60 années- lumière.

Zone de Texte:  
Ascension Droite 12h30,8
Déclinaison +12°24'
Distance 60 000 kilo-al
Magnitude 8,6 (vis)
Dimension 7,0 min d'arc
M87 est entourée d'un disque d'accrétion gazeux en rotation rapide. Ce gaz peut faire partie d'un système plus étendu de matière interstellaire, détecté aux environs de 1990 au moyen d'un interféromètre de Fabry-Perot, par des astronomes de l'observatoire de Calar Alto.

La seule supernova cataloguée dans M87 est apparue en février 1919, mais ne fut pas détectée avant 1922 sur des plaques photographiques, par I. Balanowski, qui estima sa brillance maximum à 11,5. A cette distance, ceci correspond à une magnitude absolue proche de -20.

 

M88 – Galaxie de la Chevelure II

Galaxie Spirale M88 (NGC 4501), type Sc, dans la Chevelure de Bérénice.

Cette brillante galaxie, membre de l'Amas de la Vierge, est bien symétrique et de type à bras multiples. Comme son plan équatorial est incliné d'environ 30 degrés par rapport à la ligne de visée, son apparence est un peu celle de la galaxie d'Andromède M31, et son contour forme une ellipse allongée de dimension angulaire entre 7x4 et 8x3 minutes d'arc, selon différentes sources, correspondant à un diamètre linéaire d'environ 130 000 années-lumière. C'est une des galaxies les plus attrayantes de l'Amas de la Vierge pour une observation avec de petits instruments!

Cette galaxie est aussi l'un des membres les plus rapides avec une vitesse d'éloignement d'environ 2 000 km/sec.

 

Ascension Droite 12h32              Déclinaison +14°25'

Distance 60 000 kilo-al                Magnitude 9,6 (vis)              Dimension 7x4 min d'arc

 

M89 – Galaxie de la Vierge IX

Galaxie Elliptique M89 (NGC 4552), type E0, dans la Vierge

M89 est encore une galaxie membre de l'Amas de la Vierge, et apparemment l'une des découvertes de Messier  lui-même. Elle est de type elliptique, presque parfaitement circulaire et semble finement texturée. Que sa forme soit réellement globulaire, ou bien celle d'un sphéroïde oblate ou prolate, ne peut pas être tranché actuellement, comme Kenneth Glyn Jones le fait remarquer.

David Malin a étudié M89 en photographie à haute performance (longue pose, grande sensibilité), avec le "UK Schmidt telescope" (voir la revue Nature 227, 279-80, 1979, et les ouvrages DFM : `Colours of Stars', Cambridge UP 1984, et `A View of the Universe', Cambridge UP 1993; voir aussi le livre `Catalogue of the Universe' par P.G. Murdin, D.A. Allen et DFM, Cambridge UP 1979). Alors que cette galaxie a tout du prototype d'une galaxie EO normale, et était seulement connue comme une faible radio source, les photographies à haute sensibilité de Malin ont révélé une enveloppe ténue, que l'on distingue mieux vers le nord-ouest et vers le sud. De ce fait, M89 a été la première galaxie reconnue comme possédant cette structure, laquelle s'étend à plus de 150 000 années-lumière. De plus, une structure en forme de jet, qui semble s'étendre à une distance de plus de 100 000 années-lumière, pourrait être une galaxie plus petite en cours de désintégration sous l'effet des forces gravitationnelles résultant de sa rencontre avec M89.

 

Ascension Droite 12h35,7                       Déclinaison +12°33'

Distance 60 000 kilo-al                           Magnitude 9,8 (vis)                  Dimension 4 min d'arc

 

M90 – Galaxie de la Vierge X

Galaxie Spirale M90 (NGC 4569), type Sb, dans la Vierge.

M90 est l'une des plus grandes galaxies spirales (9,5x4,5') de l'Amas de la Vierge. Elle a des bras spiraux enroulés serrés et uniformément brillants,  qui paraissent complètement "fossilisés", en ce sens qu'actuellement aucune formation d'étoiles ne semble y être en cours, à la seule exception de la région intérieure du disque, près des raies sombres de poussière. J.D. Wray a émis l'hypothèse que cette galaxie serait en train d'évoluer vers un état similaire à celui de M64, puis en un système lenticulaire (S0).

Bien que M90 soit une grande et remarquable galaxie, Holmberg a trouvé une valeur plutôt faible pour sa masse, et donc pour sa densité. Comme elle s'approche de nous à 383 km/sec, elle doit se mouvoir à la vitesse particulièrement élevée de presque 1 500 km/sec à travers l'Amas de la Vierge dans notre direction, et il est possible qu'elle soit sur le point de s'échapper de l'amas; certaines sources ont même envisagé qu'elle l'aurait déjà quitté et serait maintenant beaucoup plus proche de nous.

Une seule autre galaxie de Messier, M86, a une vitesse de rapprochement plus rapide.

 

Ascension Droite 12h36,8                       Déclinaison +13°10'

Distance 60 000 kilo-al                           Magnitude 9,5 (mag)               Dimension 9,5x4,5 min d'arc


 

M91 – Galaxie de la Chevelure III

Galaxie spirale M91 (NGC 4548), type SBb, dans la Chevelure de Bérénice.

Pendant longtemps M91 a été considérée comme un objet manquant parce que Messier avait déterminé sa position à partir de M89, en pensant que c'était M58, comme l'astronome amateur texan W.C. Williams l'a mis en évidence en 1969. Ainsi fût finalement révélée l'identité de M91 et de NGC  4548, cataloguée H II.120 par William Herschel. Précédemment, certains pensaient que M91 pouvait aussi avoir été une comète prise pour une nébuleuse par Messier, grand chasseur de comètes, tandis que Owen Gingerich voyait plutôt une double observation de M58.

William Herschel n'avait pas trouvé M91 à la position erronée donnée par Messier et suspecta une confusion avec NGC 4571, une belle mais faible spirale barrée, de magnitude 11,3 (ce cas fut discuté au cours de l'été 1994 par un groupe d'astronomes travaillant sur la détermination de la constante de Hubble à partir de l'observation de 3 Céphéïdes dans cette galaxie, avec le télescope franco-canadien de Hawaï (CFHT)).

La galaxie spirale barrée M91 est un membre marquant de l'Amas de la Vierge. Elle est de type SBb avec une barre bien caractérisée, inclinée suivant l'axe 65/245 (angle mesuré depuis le Nord, vers l'Est). Cette barre peut être devinée même en observant avec un petit télescope, à faible grossissement, si les conditions d'observation sont suffisamment bonnes pour voir la galaxie en entier.

Comme sa vitesse d'éloignement est de seulement 400 km/sec, il faut donc qu'elle ait une vitesse propre considérable, de l'ordre de 700 km/sec dans notre direction à l'intérieur de l'amas lui-même, puisque celui-ci s'éloigne de nous à environ 1 100 km/sec.

 

Ascension droite 12h35,4                       Déclinaison +14°30'

Distance 60 000 kilo-al                           Magnitude 10,2 (vis)                Dimension 5,4x4,4 min d'arc

 

M92 – Amas d’Hercule II

Ascension droite 17h17,1

Déclinaison +43°08'

Distance 26,4 kilo-al

Magnitude 6,4 (vis)

Dimension 11,2 min d'arc

Amas Globulaire M92 (NGC 6341), classe IV, dans Hercule

Selon des sources récentes, M92 se trouverait à une distance de 26 000 années-lumière, légèrement plus loin que M13, son plus brillant voisin apparent. L'examen de son diagramme HR (ou CMD) montre qu'il doit être un peu plus jeune que ce dernier puisque le point de courbure est décalé vers les bleus brillants. Une estimation semi-récente de l'âge de M92 a fourni une valeur d'environ 16 milliards d'années (en tout cas plus de 14 milliards); voir par exemple le diagramme dans Sky & Telescope de janvier 1996, p. 22 (texte en p. 20). Mais cette valeur est de nouveau remise en cause, du fait des modifications apportées à l'échelle des distances dans l'univers, suite aux mesures effectuées par le satellite astrométrique Hipparcos de l'ESA: ces résultats laissent penser que M92, ainsi que la plupart des autres amas globulaires, se trouverait à une distance supérieure de 10%, et donc la brillance intrinsèque de toutes leurs étoiles serait plus élevée d'environ 20%. Si l'on considère les différentes relations qui sont importantes pour la compréhension des structures stellaires et de leur évolution, ces étoiles devraient aussi être 15% plus jeunes, en toute première approximation. Pour M92, la base de données Harris' globular cluster database fournit la valeur faiblement modifiée de 26 400 années-lumière (au lieu de 26 100), de telle façon que le résultat annoncé précédemment puisse, après tout, rester valide.

M92 est un objet splendide, visible à l'oeil nu dans de bonnes conditions et bien mis en valeur par tous les instruments. Il est seulement un peu moins brillant que M13 mais plus petit d'environ 1/3: son extension angulaire de 11,5' correspond à un diamètre réel de 85 années-lumière, et sa masse pourrait atteindre 330 000 soleils.

Quelques 16 variables seulement ont été découvertes dans M92, dont 14 sont du type RR Lyrae, tandis qu'une autre fait partie des peu nombreuses binaires à éclipses, de type W Ursae Majoris, repérées dans des amas globulaires. Bien que Burnham affirme qu'on ne comprenne pas bien pourquoi les binaires à éclipses sont si rares dans ces amas, il semble au présent auteur qu'on peut y apporter une explication simple: dans ces agglomérats stellaires, très denses, des rapprochements serrés se produisent fréquemment, de telle sorte que les systèmes binaires sont particulièrement perturbés, puis détruits à long terme.

M92 se rapproche de nous à 112 km/sec.

 

M93 – Amas de la Poupe III

Amas ouvert M93 (NGC 2447), type 'g', dans la Poupe.

 

Bien que brillant, M93 est l'un des plus petits amas ouverts. Ses étoiles forment un triangle, mais Kenneth Glyn Jones les voyait plus comme dessinant un papillon, tandis que l'Amiral Smyth imaginait une étoile de mer. On y dénombre au moins 80 membres qui apparaissent éparpillés sur son diamètre apparent de 22', correspondant en linéaire à environ 20 ou 25 années-lumière pour une distance approximative de 3 600 années-lumière.

 

Les étoiles les plus brillantes de M93 sont des géantes bleues de type B9. Son âge estimé est de l'ordre de 100 millions d'années. Sa classification Trumpler est donnée pour I,3,r.

 

Ascension droite 07h44,6        Déclinaison -23°52'

Distance 3,6 kilo-al                 Magnitude 6,0 (vis)                  Dimension 22,0 min d'arc

 

M94 – Galaxie des Chiens de chasse II

Galaxie spirale M94 (NGC 4736), type Sb, dans les Chiens de Chasse.

La galaxie spirale M94 a été classée Sab du fait de l'extrème brillance de sa région centrale (surexposée sur notre image). Ce lumineux disque circulaire est entouré d'une active zone annulaire de formation d'étoiles, matérialisée sur les images en couleurs par les amas de jeunes étoiles bleues, qui marquent nettement la séparation d'avec un anneau extérieur beaucoup moins brillant et composé d'une population stellaire plus âgée, de couleur tirant sur le jaune. Puis cette région se retrouve aux alentours de la galaxie sous forme d'un nouvel anneau de formation d'étoiles, à l'activité modérée; ainsi M94 est l'un des cas, relativement rares, de galaxies dans lesquelles deux "vagues" de formation d'étoiles peuvent être observées. Avec de très longues poses on peut voir un anneau, plus lointain et extrèmement faible, à environ 15 minutes d'arc, qui est suggéré sur l'image DSSM de M94. On peut consulter aussi le hors-texte dans l'ouvrage "Hubble Atlas of Galaxies".

La distance de M94 n'est pas encore bien déterminée (tout au moins à la connaissance du présent auteur). Tully donne environ 14 millions d'années- lumière, Burnham 20 et Kenneth Glyn Jones 33.

 

Ascension droite 12h50,9                       Déclinaison +41°07'

Distance 14 500 kilo-al                           Magnitude 8,2 (vis)                  Dimension 7x3 min d'arc


 

 

M95 – Galaxie du Lion IV

Ascension droite 10h44           Déclinaison +11°42'

Distance 38 000 kilo-al            Magnitude 9,7 (vis)

Dimension 4,4x3,3 min d'arc

Galaxie spirale M95 (NGC 3351), type SBb, dans le Lion.

 

M95 était l'une des galaxies retenues dans le projet clé du Télescope Spacial Hubble en vue de la détermination de la constante de Hubble: le HST a été utilisé pour rechercher des variables Cépheïdes et en déduire la distance de cette galaxie. Un premier résultat a été obtenu et publié en 1996-97 par le "HST H0 Key Project Team", J.A. Graham et.al., le "Key Project VII": Echelle des Distances Extragalactiques. La découverte de Céphéïdes dans NGC 3351 du groupe Leo I de galaxies. Ce résultat, corrigé du semi-récent ajustement du point zéro de la brillance des Céphéïdes par le satellite astrométrique Hipparcos de l'ESA, fait apparaître une distance de 35,5 +/- 3,1 millions d'années-lumière. Cette valeur n'est que moyennement en accord avec celle de 41 millions (après correction Hipparcos) qui avait été obtenue précédemment par Nial R. Tanvir pour la galaxie voisine M96, et implique une distance de toutes les galaxies dans le groupe Leo I, ou groupe M96, d'environ 38 millions d'années-lumière.

M95 est une spirale barrée de type SBb, ou SB(r)ab selon la classification de de Vaucouleurs, avec des bras presque circulaires. Alan Sandage, dans l'ouvrage Hubble Atlas of Galaxies, la décrit comme une "galaxie annulaire typique".

 

M96 – Galaxie du Lion V

Ascension droite 10h46,8

Déclinaison +11°49'

Distance 38 000 kilo-al

Magnitude 9,2 (vis)

Dimension 6x4 min d'arc

Galaxie spirale M96 (NGC 3368), type Sa, dans le Lion.

 

M96 est le membre le plus brillant du groupe de galaxies Leo I, qui est donc aussi appelé le groupe M96.

Sa distance a été déterminée par Nial R. Tanvir, avec le Télescope Spatial Hubble en observant des variables Céphéïdes, et se situe aux environs de 41 millions d'années-lumière (après correction de l'échelle des distances selon les résultats obtenus par l'ESA avec le satellite Hypparcos). Tenant compte du chiffre de 35,5 millions trouvé par le HST pour sa voisine M95, nous adoptons ici la valeur de 38 millions d'années-lumière pour l'ensemble du groupe.

A cette distance, le diamètre apparent de 6 minutes d'arc de la brillante région centrale, correspond à une dimension linéaire de 66 000 années-lumière. Cependant, comme on peut le voir par exemple dans les ouvrages Digital Sky Survey image et Hubble Atlas of Galaxies, cette galaxie présente des extensions discrètes, une sorte d'anneau extérieur de filaments (des fragments de bras spiraux), reliés à la brillante partie visible près de l'extrémité Nord-Ouest du grand axe. Cet anneau a un diamètre d'au moins 9 minutes d'arc sur l'image DSS, ce qui donne environ 100 000 années-lumière en linéaire.

 

Sa magnitude visuelle apparente de 9,2 correspond à une magnitude absolue de -21,1.

Selon J.D. Wray, dans son ouvrage Color Atlas of Galaxies, le disque intérieur brillant est composé d'une population homogène d'étoiles jaunes et anciennes et se termine finalement au delà d'un anneau de petites concentrations bleutées. Ces dernières sont probablement des amas de jeunes et chaudes étoiles. Comme on peut le voir sur notre image, cette galaxie contient une quantité de poussière significative, qui apparemment est davantage concentrée sur le côté gauche. Il est habituel que la poussière apparaisse avec un plus grand contraste sur le côté de la galaxie qui nous est le plus proche, et non l'inverse, de sorte que cette dissymétrie désigne le bord rapproché de M96 sur la gauche de notre image.

G. de Vaucouleurs a trouvé une inclinaison de 35° de l'axe de la galaxie par rapport à notre ligne de visée et une rotation s'effectuant avec un décalage retard des bras spiraux.

 

M97 – Nébuleuse du Hibou

 

Ascension droite 11h14,8

Déclinaison +55°01'

Distance 2,6 kilo-al

Magnitude 9,9 (vis)

Dimension 3,4x3,3 min d'arc

Nébuleuse planétaire M97 (NGC 3587), type 3a, dans la Grande Ourse.

 

Découverte par Pierre Méchain, la Nébuleuse du Hibou, M97, est l'un des objets les plus faibles du Catalogue de Messier. Dans sa description celui-ci mentionne aussi deux autres objets nébuleux, vus en même temps (par lui ou Méchain), mais qu'il n'avait pas inclus dans la version imprimée de 1781 (publiée dans la Connaissance des Temps de 1784); comme la description est évidente et qu'il a ajouté les positions à la main sur sa copie personnelle, nous savons maintenant qu'il a réellement observé les objets M108 et M109.

 

M97 est une des plus complexes nébuleuses planétaires. Son apparence a été interprétée comme celle d'une coquille en forme de tore cylindrique (ou d'un globe sans ses pôles), vu obliquement, de sorte que les extrémités du cylindre, correspondant à des zones pauvres en matière éjectée, seraient les yeux du hibou. Cette coquille est entourée par une plus faible nébuleuse, peu ionisée. La masse de cette nébuleuse a été estimée à 0,15 masse solaire, alors que l'étoile centrale, de magnitude 16, atteindrait 0,7. Son âge dynamique serait de 6 000 ans (selon Stephen J. Hynes, Planetary Nebulae).

Comme souvent pour les nébuleuses planétaires, le Hibou est nettement plus brillant en visuel (Machholz: mag.9,7, Hynes: mag.9,9) qu'en photo (environ mag.12), puisque l'essentiel de la lumière est émise dans une ligne spectrale verte (voir notre page des Nébuleuses planétaires).

Sa distance est incertaine: le Sky Catalog 2000 donne 1 300 années-lumière (400 pc), I.S. Shklovsky 1 430, tandis que O'Dell et Kohoutek, indépendamment, ont trouvé 1 600 au début des années 1960, Cudworth (1974) 2 600 (valeur que nous avons retenue), Becvar dans son "Atlas Coeli Catalog " indique 7 460, Voroncov-Vel'jaminov 8 150. Enfin Kenneth Glyn Jones donne 10 000, puis Kaufmann 12 000.

A noter que plusieurs de ces valeurs ont été citées par Burnham.

 

L'image DSSM de M97 révèle plusieurs petits objets nébuleux en arrière-plan, fort probablement des galaxies très lointaines, dont la plus brillante se voit avec, en superposition, l'étoile située au dessus et légèrement à gauche de M97. Cet objet remarquable peut-être observé sur de nombreux clichés à grand champ de la Nébuleuse du Hibou (ou sur certaines images amateur de notre collection).


 

 

M98 – Galaxie de la Chevelure IV

Galaxie spirale M98 (NGC 4192), type Sb, dans la Chevelure de Bérénice.

M98 est l'une des galaxies les plus difficiles à observer dans l'Amas de la Vierge, bien qu'elle soit située dans la constellation de la Chevelure de Bérénice. Pour la trouver, le mieux est de partir de l'étoile 6 Comae Berenices, de 5ième magnitude, située à l'Est de M98.

Holmberg a avancé l'idée que cette galaxie pourrait être située en premier plan, plutôt que membre de l'amas, parce qu'elle s'approche de nous à 125 km/ sec. Cependant, l'opinion du présent auteur est que justement cet argument est l'un des meilleurs pour dire qu'elle fait partie de l'Amas de la Vierge ! Dans ce dernier, dense et massif, les mouvements dus à la fois à la gravitation et aux rapprochements serrés peuvent facilement s'être additionnés pour engendrer une vitesse légèrement supérieure à 1 200 km/sec, apparemment dans notre direction puisque, par chance, c'est ce qui résulte de la mesure du décalage vers le bleu du spectre de cette galaxie.

M98 se présente presque par la tranche et fait apparaître un disque diffus et chaotique, contenant quelques zones bleutées d'étoiles nouvellement formées, et une énorme quantité de poussière absorbante, qui rougit considérablement la lumière du petit mais brillant noyau central.

 

Ascension droite 12h13,8                       Déclinaison +14°54'

Distance 60 000 kilo-al                           Magnitude 10,1 (vis)                Dimension 9,5x3,2 min d'arc

 

M99 – Galaxie de la Chevelure V

Ascension droite 12h18,8

Déclinaison +14°25'

Distance 60 000 kilo-al

Magnitude 9,9 (vis)

Dimension 5,4x4,8 min d'arc

Galaxie spirale M99 (NGC 4254), type Sc, dans la Chevelure de Bérénice.

 

Bien que située dans la constellation de la Chevelure de Bérénice, M99 est une des brillantes galaxies spirales de l'Amas de la Vierge. Elle est de type Sc, tourne dans le sens des aiguilles d'une montre (contrairement à sa voisine M100), et est asymétrique, ce qui n'est pas courant, avec le noyau décalé à la limite haute de notre image. Le présent auteur suppose que cette asymétrie pourrait être due à une rencontre relativement récente avec d'autres membres de l'Amas de la Vierge, une hypothèse qui peut être confortée par le fait que sa vitesse de récession est plutôt élevée pour un membre de l'Amas de la Vierge: 2 324 km/sec selon le Sky Catalog 2000.0, soit la plus grande vitesse de récession mesurée pour une galaxie de Messier (et d'ailleurs pour tous les objets du catalogue). Cela signifie qu'elle se déplace à l'intérieur de l'Amas de la Vierge à une vitesse propre considérable d'au moins 1 200 km/sec et, par un effet du hasard, dans la direction opposée à la nôtre.

Si l'on considère la galaxie M98, relativement voisine (dans le ciel), qui se rapproche de nous à 125 km/sec avec sensiblement la même vitesse propre mais, cette fois, vers nous, on peut imaginer une situation de rencontre entre ces deux galaxies, mais ceci n'est rien de plus qu'une pure spéculation.

Trois supernovae ont été enregistrées dans M99:

·        1967H, de type II et de magnitude 14, en juin 1967.

·        1972Q, de type II et de magnitude 15,6, le 16 décembre 1972,

·        1986I, de type I et de magnitude 14, le 17 mai 1986.

 

M99 a été la deuxième nébuleuse, ou galaxie, a être reconnue comme spirale, par Lord Rosse en 1848.

 

M100 – Galaxie de la Chevelure VI

 

Ascension droite 12h22,9

Déclinaison +15°49'

Distance 60 000 kilo-al

Magnitude 9,3 (vis)

Dimension 7x6 min d'arc

Galaxie spirale M100 (NGC 4321), type Sc, dans la Chevelure de Bérénice

La galaxie M100 est l'un des membres les plus brillants de l'Amas de la Vierge. Elle se trouve dans la constellation printanière de la Chevelure de Bérénice et peut être vue par un amateur à travers un instrument de moyenne puissance. Comme notre Voie Lactée, M100 est une spirale, vue presque de face depuis la Terre. Cette galaxie a deux bras proéminents de brillantes étoiles bleues et plusieurs bras plus faibles. Les étoiles bleues sont jeunes, chaudes et massives, récemment formées à partir des fluctuations de densité provoquées par les interactions avec les galaxies voisines, lesquelles se trouvent juste à l'extérieur de notre image. Malgré un dessin très bien proportionné, cette galaxie apparaît légèrement asymétrique, du fait de la formation de jeunes étoiles plus nombreuses (ou plus brillantes) sur le côté Sud du noyau (vers le bas). Notre photo de cette magnifique galaxie, à la structure spirale parfaite ("grand-design"), a été obtenue par David Malin de l'Observatoire Anglo- Australien; les lecteurs intéressés peuvent obtenir ici plus d'informations détaillées sur cette image. A partir des mêmes plaques originales prises avec ce télescope, David Malin a réalisé d'autres images de M100 faisant apparaître les galaxies naines voisines.

Des clichés approfondis de M100 ont révélé que cette galaxie est en fait beaucoup plus large que ne le laissent voir les photographies classiques. Il s'en suit qu'une part significative de sa masse pourrait se trouver dans les régions extérieures, très peu denses, et échapper à l'examen sur des photos normales.

M100 a été largement observée par le Télescope Spatial Hubble, pour aboutir finalement à la découverte de plus de 20 Céphéïdes, et à une distance de 56 (+/-6) millions d'années-lumière, ce qui est la première détermination vraiment fiable pour une galaxie de l'Amas de la Vierge. L'amélioration considérable de la résolution photographique par le HST peut être constatée dans cette comparaison entre une image HST et une de qualité moyenne "KPNO 2.1m-photos".

Le disque intérieur de M100 a été étudié par la Nasa à l'aide de son Ultraviolet Imaging Telescope lors de la mission Astro-1 de la navette spatiale. Un intense processus de formation d'étoiles a été constaté dans une zone annulaire, à l'activité stellaire explosive, le long de la périphérie des bras spiraux les plus intérieurs.

Les amateurs peuvent voir les régions centrales de cette galaxie comme une faible tache elliptique, de texture inégale, dans de petits instruments, ou même avec de bonnes jumelles. Dans des conditions favorables d'observation on peut entrevoir l'esquisse des bras spiraux intérieurs avec des instruments à partir de 100 mm d'ouverture (lunette ou télescope sans obstruction centrale). Les photos révèlent la parfaite structure spirale, comme on la voit dans chacune des images amateur de M100 de notre collection.

Quatre supernovae ont été trouvées dans M100:

·        1901B de type I, mag 15,6 en mars 1901;

·        1914A de type indéterminé, mag 15,7 en février/mars 1914;

·        1959E de type I, mag 17,5 en août/septembre 1959;

·        1979C de type II, mag 11,6 le 15 avril 1979, mais qui disparut rapidement.


 

M101 – Galaxie "Pinwheel"

Galaxie spirale M101 (NGC 5457), type Sc, dans la Grande Ourse.

Bien que s'étendant sur 22 minutes d'arc en photo et bien brillante, seule la région centrale de cette galaxie est visible dans de petits instruments, de préférence à faible grossissement. Les bras spiraux se laissent deviner avec des instruments à partir de 100 mm, sous la forme de taches nébuleuses. Plusieurs de ces taches (i.e., des fragments de bras spiraux) ont été cataloguées avec un numéro spécifique par William Herschel et de plus récents observateurs; selon le NGC et Burnham, il y aurait ainsi 9 numéros, dont 3 reviendraient à Herschel, mais le RNGC considère que cinq des autres n'existent pas (mention "ne"); il précise cependant que de Vaucouleurs les considérait comme des noeuds: NGC 5447 (H III.787), 5449 (ne), 5450 (ne), 5451 (ne), 5453 (ne), 5455, 5458 (ne), 5461 (H III.788), 5462 (H III.789), et 5471.

En photographie, cependant, la galaxie Pinwheel M101 se révèle comme étant l'un des plus remarquables exemples de structure spirale parfaite dans le ciel ("grand design"). Mais, malgré cette allure bien proportionnée, tant visuellement qu'en photo à courte pose, dévoilant seulement la région centrale, elle est en fait nettement asymétrique, avec un noyau considérablement excentré.

M101 est la plus brillante d'un groupe d'au moins 9 galaxies, dont les membres les plus marquants sont NGC 5474 (de type Sc, de magnitude 10,85 visuelle) au SSE et NGC 5585 (type Sa et mag 11,49) au Ne; Glyn Jones et Burnham ont mentionné par erreur cette dernière sous le numéro 5485). Comme autres membres probables du groupe on peut citer NGC 5204 (Ir, 11,26), NGC 5238 (SB(d)m, 13,35p), NGC 5477 (Ir+, 13,8), UGC 8508 (Ir+, 14,5 p), UGC 8837 (Ir+, 13,1 p), et UGC 9405. La distance de M101 a été déterminée par la mesure de variables céphéïdes à l'aide du Télescope Spatial Hubble en 1994/95 pour aboutir à environ 24 (+/-2) millions d'années-lumière (D.D. Kelson et.al., ApJ 463:568, 20 mai 1996). Kenneth Glyn Jones mentionne les tentatives antérieures, depuis des observatoires terrestres, à l'annonce de la détection en 1986 de deux céphéïdes (donnant une distance estimée entre 20 et 26 millions d'années-lumière). Tout ceci est en bon accord avec une distance déterminée par l'étude de la fonction de luminosité des nébuleuses planétaires (par John J. Feldmeier, Robin Ciardullo, et George H. Jacoby, ApJ 461:L25-L28, 10 avril 1996), qui fournit une valeur de 25,1 (+/- 1,6) millions d'années-lumière. En tenant compte de la récente recalibration de l'échelle des distances à partir des céphéïdes, la "véritable" distance de M101 devrait être plus proche de 10 pour cent de la plus forte valeur (27 millions d'années-lumière). A cette dernière distance, résultant des mesures du HST et de Hipparcos, elle présente un diamètre linéaire de 170 000 années-lumière et se situe ainsi parmi les galaxies au disque le plus étendu.

Trois supernovae ont été découvertes dans M101: la première, SN 1909A, apparue le 26 janvier 1909, fut découverte par Max Wolf; elle était de type particulier et atteignit la magnitude 12,1 (Glyn Jones indique que la découverte se produisit en février, et que la magnitude fut seulement de 13,5). La seconde, 1951H de type II, apparue en septembre 1951, atteignit la magnitude 17,5, et enfin la troisième, SN 1970G, également de type II, apparue le 30 juin 1970, atteignit la magnitude 11,5.

Selon l'une des deux opinions courantes, M102 serait, par erreur, une double observation de M101, ce dont on peut cependant douter

 

Ascension droite 14h03,2                       Déclinaison +54°21'

Distance 27 000 Kilo-al                           Magnitude 7,9 (vis)                  Dimension 22,0 min d'arc

 

M102 – M101 ou NGC5866

A l'évidence, M102 est le seul objet de Messier encore considéré manquant', ou douteux. Ceci veut dire que deux thèses sont en présence à propos de l'identité de cet objet:

M102 serait une redécouverte de la galaxie spirale M101 (NGC5457) dans la Grande Ourse, suite à une erreur soit de l'auteur du catalogue, Messier, soit de son "découvreur", Méchain.

M102 serait la galaxie lenticulaire NGC5866 dans le Dragon, parfois appelée la galaxie du fuseau (spindle), telle que Messier la décrit dans son catalogue, avec la position ajoutée par la suite à la main.

 

M103 – Amas de Cassiopée

Ascension droite 01h33,2        Déclinaison +60°42'

Distance 8 kilo-al                    Magnitude 7,4 (vis)

Dimension 6,0 min d'arc

Amas ouvert M103 (NGC 581), type 'd', dans Cassiopée.

M103 est l'une des "dernières additions" (avec M101 et M102) que Messier inclut dans son catalogue à partir des rapports de Méchain, mais n'eut pas le temps d'observer avant publication. Cet amas composé d'au moins 40 membres prouvés est aussi l'un des plus lointains du catalogue de Messier, à environ 8 000 années-lumière. Son aspect visuel est caractérisé par la présence en premier plan de l'étoile binaire Sigma 31 (composante A de mag.7,3, et B de mag.10,5, séparées de 13,8" avec un angle de position de 142° en 1956.

Les deux membres les plus brillants sont une supergéante B5 Ib et une géante B2 III. Le grand nombre d'étoiles situées dans la séquence principale indique un âge d'environ 9 millions d'années, selon l'ouvrage "Stars and Clusters" (Etoiles et Amas) de Cecilia Payne-Gaposhkin, tandis que le Star Catalog 2000 donne 22 millions d'années. De nouveaux calculs par l'équipe genevoise de G.Meynet ont abouti à un âge nettement plus élevé de 25 millions d'années. M103 s'approche de nous à 37 km/sec. Son type Trumpler a été estimé à II,3,m (par Trumpler, selon Glyn Jones), III,2,p (Sky Catalog 2000) et II,2,m (Götz).

 

M104 – Galaxie du Sombrero

Ascension droite 12h40           Déclinaison -11°37'

Distance 50 000 kilo-al            Magnitude 8,0 (vis)

Dimension 9x4 min d'arc

Galaxie spirale M104 (NGC 4594), type Sa, dans la Vierge.

M104 est numériquement le premier objet ne faisant pas partie de la première édition du catalogue de Messier. Cependant, ce dernier l'ajouta à la main dans sa copie personnelle le 11 mai 1781, comme "une très faible nébuleuse". Ce fut Flammarion qui remarqua la similitude de position entre cet objet et celui de Herschel, H I.43, la galaxie du Sombrero, et l'ajouta à la liste officielle de Messier. Cette brillante galaxie doit ce nom de Sombrero à son apparence. Selon de Vaucouleurs, nous la voyons depuis juste 6 degrés au Sud de son plan équatorial, matérialisé par une épaisse bande sombre de poussière opaque. Cette caractéristique fut probablement la première découverte de William Herschel avec son grand télescope. M104 est de type Sa-Sb, avec à la fois un gros noyau brillant et, comme on peut le voir sur des clichés à courtes poses, des bras spiraux bien caractérisés. Elle a aussi un bulbe anormalement prononcé avec un système étendu et richement fourni d'amas globulaires - plusieurs centaines peuvent être comptés sur des photos longuement exposées avec de puissants télescopes.

Cette galaxie fut la première sur laquelle fut mis en évidence un fort décalage vers le rouge (redshift), par V.M. Slipher à l'Observatoire de Lowell en 1912. Ce décalage (provoqué par l'effet Hubble, c'est à dire l'expansion de l'univers) correspond à une vitesse de récession d'environ 1 000 km/sec, trop élevée pour que le Sombrero soit un objet de notre Voie Lactée. Slipher détecta aussi le mouvement de rotation de la galaxie (alors appelée nébuleuse).

 

M105 – Galaxie du Lion VI

Ascension droite 10h47,8        Déclinaison +12°35'

Distance 38 000 kilo-al            Magnitude 9,3 (vis)

Dimension 2,0 min d'arc

Galaxie Elliptique M105 (NGC 3379), type E1, dans le Lion.

M105 est la plus brillante galaxie elliptique du groupe Leo I ou groupe de M96, et de ce fait se trouve à une distance d'environ 38 millions d'années- lumière. Elle est de type E1, d'ailleurs souvent étudiée comme particulièrement représentative des galaxies elliptiques ( par exemple J.D. Wray, dans son ouvrage Color Atlas of Galaxies écrit: " cette galaxie elliptique est un standard photométrique pour la distribution de la brillance de surface", et mentionne l'uniformité de la couleur sur toute l'échelle de luminosité).

Des investigations de la région centrale, à l'aide du Télescope Spatial Hubble, ont montré que cette galaxie contient un objet central massif d'environ 50 millions de masses solaires.

M105 est l'elliptique brillante sur la gauche de notre image. Plus bas et à droite du centre on trouve NGC3384, tandis que la galaxie dans le haut droit est NGC3389. C'est aussi l'ordre de difficulté croissante. Si NGC3384 est probablement un membre du groupe Leo I, comme M105, NGC3389 semble être plutôt un objet en arrière plan, puisqu'il s'éloigne de nous à 1 138 km/sec, beaucoup plus vite que M105 avec ses 752 km/sec, ou les autres membres du groupe avec des vitesses entre 450 et 760 km/sec.

M105 a été découverte par Pierre Méchain le 24 mars 1781, soit 3 jours plus tôt que M101, mais ne fut pas incluse dans la liste de Messier. Cet  objet additionnel y fut ajouté par H.S. Hogg en 1947.

William Herschel lui attribua son propre numéro H I.17.

 

M106 – Galaxie des Chiens de chasse III

 

Ascension droite 12h19,0

Déclinaison +47°18'

Distance 25 000 kilo-al

Magnitude 8,4 (vis)

Dimension 19x8 min d'arc

Galaxie spirale M106 (NGC 4258), type Sbp, dans les Chiens de Chasse.

 

La brillante galaxie spirale M106 doit être à une distance de 21 ou 25 millions d'années-lumière. Elle s'éloigne de nous à 537 km/sec. Selon Sandage elle pourrait être un membre du nuage Ursa-Major, une faible agglomération de galaxies qui abrite probablement aussi M108 et M109, mais Tully de son côté place M106 dans le nuage Coma-Sculptor. Bien qu'elle soit habituellement classée comme une spirale "normale" particulière de type Sb (ou Sbp), Tully précise SABbc, i.e. intermédiaire entre Sb et Sc et intermédiaire entre normale et spirale barrée.

Comme son plan équatorial est incliné de la même manière par rapport à notre ligne de visée, beaucoup de ses caractéristiques ressemblent à ce que nous connaissons de la galaxie d'Andromède M31. Dans l'ouvrage "Hubble Atlas of Galaxies" Alan Sandage fait d'ailleurs remarquer que cette orientation explique partiellement pourquoi les bandes de poussière sont si apparentes dans cette galaxie. Elles forment un motif spiral qui se prolonge bien à l'intérieur de la région centrale, jusqu'au coeur.

Les bras spiraux se terminent apparemment par de brillants points bleutés (noeuds), qui sont probablement de jeunes amas d'étoiles, dominés par les plus massives, très chaudes et très brillantes; la présence de ces étoiles est le signe que les amas ne peuvent pas être très vieux, puisque de telles étoiles massives ont une courte durée de vie de quelques millions d'années. Ainsi les points bleus nous montrent les régions où la formation d'étoiles est récente !

En suivant les bras spiraux dans le sens de la rotation, et plus particulièrement sur la droite de notre image, on trouve les restes jaunis d'un ancien bras. Sa couleur indique que les étoiles les plus massives ont cessé de briller il y a longtemps, tandis que le mélange de couleurs de celles qui restent produit cette apparence jaune-vert. J.D. Wray estime à plusieurs centaines de millions d'années l'âge de la population stellaire dans ce bras fossile.

Depuis les années 1950, M106 est réputée pour avoir une extension plus importante en rayonnement radio qu'en lumière visible. M106 est aussi l'une des découvertes de Méchain, ajoutée comme objet additionnel au catalogue de Messier. William Herschel l'a numérotée H V.43.

En 1995, des recherches entreprises à l'aide du Radio Télescope Very Large Baseline Array ont apporté des informations tendant à prouver que M106 abriterait un massif objet sombre, qui pourrait nous amener à une distance du centre la plus faible possible à ce jour: apparemment 36 millions de masses solaires se trouveraient dans un volume de rayon compris entre 1/24 et 1/12 d'année-lumière (27 000 et 54 000 UA). Ce serait alors la concentration de matière la plus dense jamais détectée.

Le centre actif émet aussi des jets, tels que décrits par Brent Tully, Jon Morse, et Patrick Shopbell dans Sky & Telescope, de novembre 1995 (p 20). Ceci le rend similaire aux "chaudières" centrales dans d'autres galaxies actives.

Une supernova (1981K) est apparue dans M106 en août 1981 et atteignit la 16ème magnitude (dans la table de l'ouvrage de Kenneth Glyn Jones, page 32, la référence "1931K" est une faute d'impression).

 

M107 – Amas du Serpentaire VII

 

Amas globulaire M107 (NGC 6171), classe X, dans Ophiuchus.

 

M107 est un autre objet additionnel trouvé par Pierre Méchain en avril 1782. Avec lui, on a probablement le dernier objet de Messier à avoir été découvert. Par la suite, Helen Sawyer Hogg l'ajouta à la liste de Messier en 1947. William Herschel, qui l'avait découvert indépendamment, l'enregistra avec la référence H VI.40.

M107 contient apparemment quelques régions sombres, ce qui n'est pas courant pour des amas globulaires. La distribution des étoiles est considérée "très ouverte" par Kenneth Glyn Jones, en faisant remarquer que cet amas "rend plus facilement possible l'examen des régions interstellaires, et que les amas globulaires sont d'importants 'laboratoires' dans lesquels on peut étudier le processus d'évolution des galaxies".

Visuellement, M107 se présente sous un angle d'environ 3 minutes d'arc, alors qu'en photo elle s'étend sur une région plus de 3 fois plus grande (environ 10'). A la distance d'environ 20 000 années-lumière, ceci correspond en gros à 60 années-lumière.

M107 s'approche de nous à 147 km/sec, contient environ 25 variables reconnues, et, en tant qu'amas globulaire, sa métallicité est moyenne.

 

Ascension droite 16h32,5                       Déclinaison -13°03'

Distance 19,6 kilo-al                Magnitude 7,9 (vis)                  Dimension 10,0 min d'arc


 

 

M108 – Galaxie de la Grande Ourse I

Ascension droite 11h11,5        Déclinaison +55°40'

Distance 45 000 kilo-al            Magnitude 10,0 (vis)

Dimension 8x1 min d'arc

Galaxie spirale M108 (NGC 3556), type Sc, dans la Grande Ourse.

M108, ainsi que M109, fut probablement découverte par Pierre Méchain cette même nuit au cours de laquelle il trouva aussi M97 (16 février 1781), puis observée par Charles Messier alors qu'il prenait la position de M97 (24 mars 1781). Un peu plus tard, Messier mesura les coordonnées de M108 avec précision et il les inscrivit à la main sur son exemplaire personnel. Cet objet fut finalement ajouté au catalogue de Messier par Owen Gingerich en 1953.  William Herschel l'a catalogué sous la référence H V.46.

La galaxie M108, vue presque par la tranche et qui semble ne pas avoir de bulbe et pas de noyau du tout, est juste un disque tacheté riche en détails, avec de grosses zones sombres le long du grand axe, peu de régions H II et de jeunes amas d'étoiles à se détacher sur un arrière-plan chaotique -- en un mot: "Très Poussiéreux". Un motif spiral bien défini est peu évident dans cette galaxie Sc, qui s'éloigne de nous à 772 km/sec. Selon Brent Tully, avec une distance d'environ 45 millions d'années-lumière, elle serait membre du nuage Ursa Major, groupement assez lâche de galaxies. Tully a classé M108 comme SBcd, i.e. très tardive Sc, avec une barre; le présent auteur ne trouve aucun argument allant dans ce sens à partir des images qu'il connait.

La supernova 1969B de type II est apparue dans M108 le 23 janvier 1969 et atteignit la magnitude 13,9. 

M108 est tout à fait à la portée de l'amateur, et plus facile que ne le laisseraient penser les valeurs données pour sa brillance (à l'exception de la magnitude 9,4 estimée par Don Machholz). Le présent auteur partage pleinement l'opinion de John Mallas lorsqu'il décrit cette galaxie comme "une beauté blanc-argenté, en forme de soucoupe et nettement dessinée" avec une région centrale irrégulière et très brillante, entourée par "des nodules clairs et sombres". C'est un objet de forme très allongée, de dimension angulaire 8x1 minutes d'arc. Il est vraiment surprenant que l'on puisse voir tant de détails dans cette galaxie avec de petits instruments ! Les photographies en couleurs mettent encore plus en valeur cet objet de vitrine, que l'on voit souvent sur les images à grand champ du "ciel profond" en compagnie de la nébuleuse du Hibou M97, située seulement à environ 48' au Sud-Est.

 

M109 – Galaxie de la Grande Ourse II

Ascension droite 11h57,6

Déclinaison +53°23'

Distance 55 000 kilo-al

Magnitude 9,8 (vis)

Dimension 7x4 min d'arc

Galaxie spirale M109 (NGC 3992), type SBc, dans la Grande Ourse.

M109 est une de ces spirales barrées en forme de "théta", qui apparaît comme une "tache brumeuse" juste à 40' au SE de l'étoile Gamma Ursae Majoris de magnitude 2,44 (Phad, ou Phecda). Elle fut observée par Pierre Méchain le 16 février 1781, et par Charles Messier le 24 Mars 1781, en même temps que M108 quand ils détectèrent et mesurèrent M97, mais M108 et M109 ne furent ajoutées au catalogue qu'en 1953 par Owen Gingerich.

William Herschel trouva aussi cette galaxie indépendamment et la catalogua comme H IV.61.

Dans le chapitre 1 de sa "General Description" Kenneth Glyn Jones a classé par erreur M109 comme type Sb, alors que dans la description de la galaxie il a indiqué le type correct, soit SBc.

L'extension angulaire de M109 est d'environ 7x4 minutes d'arc et sa magnitude visuelle apparente de 9,5 à 9,6. En lumière visible on ne peut voir que sa brillante région centrale ainsi que la barre, et, dans de petits instruments, elle apparaît en forme de poire "avec un fort soupçon de texture granuleuse" (Mallas).

Selon Brent Tully dans son ouvrage Nearby Galaxies Catalog, M109 est à une distance d'environ 55 millions d'années-lumière, avec une vitesse de récession de 1 142 km/sec et serait membre du Nuage Ursa Major, un groupement géant, mais assez lâche, de galaxies. Tully a obtenu ses propres résultats à partir du décalage vers le rouge (redshift) dans un modèle prenant en compte le flot Virgo-centrique. La distance de cette galaxie pourrait cependant être un peu plus faible, puisque la vitesse moyenne de récession dans ce nuage est plus petite, et une partie du surplus serait alors de la vitesse propre.

Dans un récent article, publié dans AJ 112, p. 2471 (1996), Brent Tully et son équipe ont établi l'existence de cet Amas Ursa Major, comme il l'appelle maintenant, en identifiant 79 galaxies membres (dont M109).

I est apparue dans cette galaxie le 17 mars 1956 et atteignit la magnitude 12,8 au moment de son maximum.

 

M110 – Satellite de la Galaxie d'Andromède, M31

 

Galaxie Elliptique M110 (NGC 205), type E6p, dans Andromède.

 

M110 est la deuxième plus brillante galaxie satellite de celle d'Andromède M31, avec M32, et également un membre du Groupe Local. Curieusement, cette galaxie fut découverte par Charles Messier le 10 août 1773, et portée sur son dessin détaillé de la "Grande Nébuleuse d'Andromède" et de ses compagnes, publiée en 1807, mais Messier n'inclut jamais cet objet dans son catalogue, pour une raison inconnue, peut-être un certain manque de précision dans le relevé. Ce fut finalement le dernier objet ajouté, par Kenneth Glyn Jones en 1966. Caroline Herschel découvrit M110 indépendamment le 27 août 1783, un peu plus de 10 ans après Messier, et William Herschel lui donna le numéro H V.18.

Cette petite galaxie elliptique M110 se trouve à peu près à la même distance de nous que M31, soit environ 2,9 millions d'années-lumière. Elle est de type E5 ou E6 et est dite "particulière" parce qu'elle présente certaines structures sombres inhabituelles (probablement des nuages de poussière); maintenant elle est souvent considérée comme une galaxie sphéroïde naine, et non du genre elliptique (ceci ferait alors d'elle, évidemment, la première sphéroïde naine connue). Sa masse a été estimée entre 3,6 et 15 milliards de masses solaires. Apparemment et malgré sa relative petite taille, elle aurait aussi un remarquable système de 8 amas globulaires dans un halo autour d'elle.

 

Ascension droite 00h40,4                       Déclinaison +41°41'

Distance 2 900 kilo-al                             Magnitude 8,5 (vis)                  Dimension 17x10 min d'arc


 

 

NGC 5866 - Galaxie du Fuseau (Spindle)

Galaxie lenticulaire (S0) NGC 5866 (M102 ?), type S0_3, dans le Dragon.

NGC 5866 est une belle galaxie lenticulaire de magnitude visuelle 10,0 ou 9,6 (la première valeur donnée dans le Sky Catalog 2000.0, la dernière est une estimation par Don Machholz). Elle est vue presque exactement par la tranche. La fine bande de poussière sombre se voit bien sur cette image; elle est inclinée d'environ 2 degrés par rapport au plan de symétrie de la galaxie. Des poses trop longues surexposent la bande de telle sorte que cette galaxie a souvent été classée à tort comme elliptique de type E6 au lieu de SO_3 (certaines sources l'ont même classée en Sa); voir par exemple la comparaison des 2 images dans l'ouvrage de Sandage "Hubble Atlas of Galaxies", plaque 6. Par contre elles font apparaître un vaste système d'amas globulaires. Voir aussi l'image "Digital Sky Survey".

Cette galaxie, située dans la constellation boréale du Dragon, a pour coordonnées Asc:15h 06,5m, Dec:+55°46' (2000.0). Elle est la plus brillante d'un groupe remarquable de galaxies (d'ailleurs appelé groupe de NGC 5866), distant en gros de 40 millions d'années-lumière (R. Brent Tully dans son ouvrage Nearby Galaxies Catalog donne la valeur légèrement plus grande de 50 millions), qui contient aussi, vue par la tranche, la grande et brillante spirale NGC 5907 (type Sb+, de magnitude visuelle 10,4), puis, plus faible, NGC 5879 (Sb, 11,5), et d'autres galaxies très faibles (NGCs 5866A et 5866B, 5862, 5905, 5908 et IC 1099). A partir des caractéristiques dynamiques de ce groupe, E.M. et G.R. Burbidge (ApJ 131, p. 224-226, 1960) ont estimé la masse de NGC 5866 à environ 1 billion (mille milliards) de masses solaires, ce qui en fait une galaxie extrêmement massive. Son diamètre angulaire de 5,2 minutes correspond à environ 60 000 années-lumière, mais son halo d'amas globulaires s'étend beaucoup plus loin. A ce jour aucune supernova n'a été détectée dans cette galaxie.

Il est possible que NGC5866 soit M102, autrement dit il est plausible que Pierre Méchain ait trouvé et décrit cet objet (mais plus tard il a démenti ce fait). Il existe quelques indices laissant penser que Charles Messier pourrait avoir observé NGC5866, alors qu'il mesurait les coordonnées d'une position, ajoutée sur son exemplaire personnel avec le N° 102, mais ceci reste quelque peu douteux et donc controversé. S'il était avéré que, ni Méchain, ni Messier, n'ont observé cette galaxie, alors la découverte en reviendrait probablement à William Herschel (ou peut-être à Caroline Herschel) vers le milieu ou la fin de 1780; elle porte le numéro Herschel H I.215 (l'Amiral Smyth a écrit qu'elle avait été trouvée en mars 1789).

Notre image de NGC 5866 est de Stephan Korth. Elle a été prise par Bernd Koch et Stefan Korth, le 12 mars 1995 à 1:09 UT avec un Celestron 14 à f=4.060mm, situé au Sternwarte Aufderhö.he près de Solingen, en Allemagne. L'appareil photo était un Starlight XPress, durée d'exposition 5m 28s. Le traitement de l'image a été réalisé à l'aide de PIXWIN et de Corel PhotoPaint par les auteurs.

 

Ascension droite 15h06,5                       Déclinaison +55°46'

Distance 40 000 kilo-al                           Magnitude 9,9 (vis)                  Dimension 5,2x2,3 min d'arc

 


 

Lagon – Trifide   (M8, M20, M21)

Cette image du Digital Sky Survey montre la nébuleuse de la lagune M8, très lumineuse au centre, la nébuleuse trifide M20, en haut, et le jeune amas ouvert M21 prés du coin en bas à gauche. Le champ est de 3°.

 

 

 

Les pléiades

 

Star    Name       RA (2000.0) Dec (2000.0) mag  

 

    16  Celaeno    03:44:48.22 +24:17:22.1  5.44 

    17  Electra    03:44:52.54 +24:06:48.0  3.70 

    18  HD 23324   03:45:09.74 +24:50:21.3  5.65 

    19  Taygeta    03:45:12.49 +24:28:02.2  4.29 

    20  Maia       03:45:49.61 +24:22:03.9  3.86 

    21  Asterope 1 03:45:54.48 +24:33:16.2  5.64 

    22  Asterope 2 03:46:02.90 +24:31:40.4  6.41 

    23  Merope     03:46:19.57 +23:56:54.1  4.17 

    24  HD 23629   03:47:21.04 +24:06:58.6  6.28 

Eta 25  Alcyone    03:47:29.08 +24:06:18.5  2.86 

        HD 23753   03:48:20.82 +23:25:16.5  5.44 

    26  HD 23822   03:48:56.94 +23:51:25.7  6.48 

    27  Atlas      03:49:09.74 +24:03:12.3  3.62 

 BU 28  Pleione    03:49:11.22 +24:08:12.2  5.09v

        HD 23923   03:49:43.53 +23:42:42.7  6.17 

        HD 23950   03:49:55.07 +22:14:38.9  6.07 

 


Amas de la Vierge – La chaîne de Markarian

 

 

Liste des galaxies de l’amas de la Vierge :

NGC/IC Name  RA       Dec     Type       m_v    dim (‘)  Radial velocity in km/sec relative to the Galacitic Center

N4168        12:12.3  +13:12  E0         11.26  2.8x2.6  +2342

N4192   M98  12:13.8  +14:54  Sb I-II    10.13  9.5x3.2  - 220

N4216        12:15.9  +13:09  Sb II       9.98  8.3x2.2  +  55  SAC, RC-F 76

N4254   M99  12:18.8  +14:25  Sc I        9.84  5.4x4.8  +2324

N4267        12:19.8  +12:48  E2         10.89  3.5x3.2  +1177

N4293        12:21.2  +18:23  Sap        11.2p  6.0x3.0  + 825

N4303   M61  12:21.9  +04:28  Sc I        9.67  6.0x5.5  +1483

N4318        12:22.7  +08:12  E          14.1p  0.9x0.7  - 300

N4321  M100  12:22.9  +15:49  Sc I        9.37  6.9x6.2  +1543

I3258        12:23.7  +12:28  SBmp       13.7p  1.9x1.7  - 517

N4354=N4351  12:24.0  +12:12  SBb-p      12.65  2.0x1.4  +2305

N4365        12:24.5  +07:19  E2         10.5p  6.2x4.6  +1074

N4371        12:24.9  +11:42  SBa        10.79  3.9x2.5  + 898

N4374   M84  12:25.1  +12:53  S0          9.27  5.0x4.4  + 854

N4382   M85  12:25.4  +18:11  S0          9.22  7.1x5.2  + 718

N4388        12:25.8  +12:40  Sb         11.05  5.1x1.4  +2535  Near M86; SAC, RC-F 77

N4394        12:25.9  +18:13  SBb-       10.92  3.9x3.5  + 717  Pair with M85

N4406   M86  12:26.2  +12:57  S0          9.18  7.4x5.5  - 419

N4419        12:26.9  +15:03  Ep         11.13  3.4x1.3  - 342

N4429        12:27.4  +11:07  S0         10.16  5.5x2.6  +1029

N4435        12:27.7  +13:05  Sap        10.92  3.0x1.9  + 793  I/A with 4438; "Eyes"

N4438        12:27.8  +13:01  SBa        10.08  9.3x3.9  + 182  I/A with 4435, disrupted ?; SAC, RC-F 78

N4442        12:28.1  +09:48  E5p        10.48  4.6x1.9  + 490

N4450        12:28.5  +17:05  Sb         10.12  4.8x3.5  +1990

N4459        12:29.0  +13:59  E2         10.40  3.8x2.8  +1039

N4472   M49  12:29.8  +08:00  E4          8.37  8.9x7.4  + 817

N4473        12:29.8  +13:26  E4         10.22  4.5x2.6  +2205

N4477        12:30.0  +13:38  S(B)a      10.42  4.0x3.5  +1190

N4486   M87  12:30.8  +12:24  E1          8.62  7.2x6.8  +1180

I3453        12:31.5  +14:51  Ir+        14.9p  1.2x0.2  +2489

N4501   M88  12:32.0  +14:25  Sb+ I       9.52  6.9x3.9  +1989

N4526        12:34.0  +07:42  E7          9.64  7.2x2.3  + 355  "Lost Galaxy" (?); SAC, RC-F 80

N4535        12:34.3  +08:12  S(B)c       9.82  6.8x5.0  +1853  "Lost Galaxy" (?); SAC, RC-F 81

N4548   M91  12:35.4  +14:30  SBb        10.19  5.4x4.4  + 403

N4552   M89  12:35.7  +12:33  E0          9.81  4.2x4.2  + 165

N4567        12:36.5  +11:15  Sc         11.32  3.0x2.1  +2121  I/A with N4568, "siamese twins"; SAC, RC-F 82a

N4568        12:36.6  +11:14  Sc         10.80  4.6x2.1  +2168  I/A with N4567, "siamese twins"; RC-F 82b

N4569   M90  12:36.8  +13:10  Sb+         9.48  9.5x4.7  - 383

N4570        12:36.9  +07:15  S0         10.87  4.1x1.3  +1635

N4571        12:36.9  +14:13  SBc        11.31  3.8x3.4  + 282  "M91?" in GC & NGC; pair w M91=N4548

N4579   M58  12:37.7  +11:49  Sb          9.78  5.4x4.4  +1730

N4596        12:39.9  +10:11  SBa        10.48  3.9x2.8  +1939

N4607        12:41.2  +11:53  SBb:       12.87  3.2x0.8  +2367

N4621   M59  12:42.0  +11:39  E3          9.79  5.1x3.4  + 341

N4647        12:43.5  +11:35  Sc         11.38  3.0x2.5  +1286  Pair with M60

N4649   M60  12:43.7  +11:33  E1          8.83  7.2x6.2  +1128

N4651        12:43.7  +16:24  Scp II:    10.72  3.8x2.7  + 742

N4654=I3708  12:44.0  +13.08  Sc II      10.46  4.7x3.0  + 970

N4660        12:44.5  +11:11  E5         10.99  2.8x1.9  + 944

N4689        12:47.8  +13:46  Sb+ II:    10.93  4.0x3.5  +1715

N4698        12:48.4  +08:29  Sb- II     10.66  4.3x2.5  + 864

N4710        12:49.6  +15:10  S0:        10.97  5.1x1.4  +1076

N4754        12:52.3  +11:19  SB0        10.56  4.7x2.6  +1393  Pair with NGC 4762

N4762        12:52.9  +11:14  SB0        10.22  8.7x1.6  + 878  Pair w NGC 4754, flattest; SAC, RC-F 84

 


Leo I - Groupe de galaxies de M96

 

 

This conspicuous group of galaxies contains 3 Messier objects (M95, M96, and M105), plus a larger number of  fainter galaxies (including NGCs 3299, 3377, 3384, 3412 and 3489 as well as UGC 5889, which is also called NGC 3377A in the Sky Catalogue 2000.0). The Sc galaxy NGC 3389, which is in the same field and close to M105, is probably a background galaxy, as its redshift corresponds to a receding velocity of 1138 km/sec, whereas the members of the Leo I group have radial velocities of only 449..766 km/sec.

In our image on the right hand side, M95 is in the lower right corner, while M96 is in the lower middle, and M105 is the bright elliptical galaxy above and left of the picture's center, together with its fainter neighbors NGC 3384 and faint NGC 3889.

Nial R. Tanvir of the Cambridge Astronomy group has investigated this group of galaxies with the Hubble Space Telescope. He and his coworkers found 8 Delta Cephei variable stars in the brightest galaxy of the group, M96, and were able to derive its distance from the Cepheid period-luminosity relation: M96 is 231+/-13 times more remote from us than the Large Magellanic Cloud, thus 12.7+/-0.8 Mpc (41+/-2 million light years).

An improvement of this value is hoped to be obtained from ongoing HST observations of Cepheid variables in the group galaxies M95 and UGC 5889 (both spirals). A first result was obtained for M95 in 1996-97 by the HST H0 Key Project Team, J.A. Graham et.al., The Extragalactic Distance Scale Key Project VII. The Discovery of Cepheids in the Leo I Group Galaxy NGC 3351. They obtained a distance of 10.05+-0.88 Mpc (32.8+-2.9 million light years), which after correction for the new Cepheid distance scale becomes 10.90+-0.95 Mpc (35.5+-3.1 million light years). As a mean value of the two distances obtained in the work of Tanvir and the H0 key project team, we will use a distance of 38 million light years here.

From the distance derived here, it is possible to gauge a diameter-velocity dispersion-relation for elliptical galaxies, namely by using the galaxies M105 and NGC 3377. By the relation obtained for this, the distance of the Virgo and Coma clusters of galaxies could be estimated; one obtains a distance of 18.3+/-2.0 Mpc (60+/-6 million light years) for the Virgo cluster, and of 105+/-11 Mpc (~340 million light years) for the Coma cluster of galaxies. (The Virgo cluster distance may be estimated from that of the M96 group also by other methods, yielding about the same value).

The Coma distance then allows to estimate the value of the current Hubble constant (H0, "Hnaught") to be  H0 = 69+/-8 km/(s*Mpc) which is again (after the M100 result) intermediate between the rivaling values of H0=50 and H0=100 (the values given here are corrected for the new Hipparcos results of February, 1997). The M96 group may be physically related to the M66 group which is roughly at the same distance and situated rather nearby in the sky. The following table lists some data of the M96 or Leo I group members listed above (most data from the Sky Catalogue 2000.0):

 

Name

RA(h:m)

Dec(d:m)

type

m_v

dim

RV

 

NGC 3299

10:36.4

+12:42

SABdm

13.29p

2.1x1.7

465

 

M95

10:44.0

+11:42

SBb

9.71

7.4x5.1

649

 

M96

10:46.8

+11:49

Sbp

9.24

7.1x5.1

766

 

UGC 5889

10:47.4

+14:04

SABm

14.15p

2.0x1.9

449

 

NGC 3377

10:47.7

+13:59

E5

10.21

4.4x2.7

595

 

M105

10:47.8

+12:35

E1

9.26

4.5x4.0

752

 

NGC 3384

10:48.3

+12:38

E7

9.96

5.9x2.6

641

 

NGC 3412

10:50.9

+13:25

E5

10.55

3.6x2.0

737

 

NGC 3489

11:00.3

+13:54

E6

10.33

3.7x2.1

576

 

Key: Name: M/NGC/UGC number, RA/Dec: Right Ascension and Declination for 2000.0, type: Hubble type, m_v: Visual magnitude, dim: Angular diameter in arc minutes, RV: Radial velocity wrt Galactic center in km/sec (from R. Brent Tully's Nearby Galaxy's Catalog).


La nébuleuse d’Orion

In the direction of the constellation Orion, approximately centered on the Great Orion Nebula M42 and M43, there drifts a giant cloud of interstellar gas and dust within the Milky Way galaxy. This cloud was formed when a density wave, related to the Galaxy's spiral structure, moved through the medium of the Galactic disk. It is about 1600 light years away and several hundred light years across.

This giant cloud, or complex of clouds, of interstellar matter and young stars contains, besides M42 and M43 and the nebulosity associated with them (NGC 1973-5-7), a number of famous objects: Barnard's Loop, the Horsehead Nebula region (also containing NGC 2024 = Orion B), and the reflection nebulae around M78.

Within this cloud, stars have formed recently, and are still in process of formation. These young stars make up the so-called Orion OB1 Association; OB because the most massive, most luminous, and simultaneously hottest of these stars belong to spectral types O and B. Because they are so luminous, they use up their nuclear fuel quickly and have only a short time to live. The association can be divided in subgoups, usually called 1a, 1b, and 1c, where the subgroup 1b includes and surrounds the stars of Orion's Belt, the subgroup 1a lies north- west (preceding) of the belt stars, and the subgroup 1c contains Orion's Sword. The stars of the Orion Nebula, M42 and M43, form a subset of this group, and are sometimes separately counted as subgroup 1d, the very youngest stars of the Orion OB1 association.

Our image on the left shows the whole constellation Orion with bright reddish Betelgeuse slightly left and above the middle, and bright blueish-white Rigel at the lower right. The brightest nebula, in the "sword" of Orion and below his belt stars, is the Great Nebula M42 with M43, with the faint extension to North (up), NGC 1973-5-7. At the left-most belt star, Zeta Orionis, the Horsehead Nebula region with Orion B is conspicuous. The huge, delicate bow around this region, spanning the southern (lower) half of the constellation, is Barnard's Loop. Very north in Orion, around the star Lambda, is another very faint and round, huge nebulous cloud.

 

Our image was obtained by Sven Kohle and Till Credner of Bonn, Germany on October 29, 1995 at 3:25 UT from Calar Alto with a f=55 mm 1/3.5 photo lens on Kodak Ektachrome 400 Elite film, exposed 60 minutes (without filter). The image is copyrighted by the observers.

 

UKS image of a great portion of the Orion cloud.

The bright nebula near the bottom is the Great Orion nebula M42 with its northern part M43 and northern extension NGC 1973-5-7. At the upper left is the nebula complex around the star Zeta Orionis, consisting of bright Orion B (NGC 2024) left of the star, and IC 434 with the conspicuous dark Horsehead Nebula, plus various small nebulae. The whole region is filled with gas and dust, but only parts have yet formed stars (i.e., clusters) and are thus illuminated.  Barnard's Loop extends far beyond this image and cannot be traced here very well, as it is brightest at its edges.

 

This image is copyrighted and may be used for private purpose only. For any other kind of use, including internet mirroring and storing on CD-ROM, please contact the Photo Permissions Department of the Anglo Australian Observatory.

 

At least three remarkable stars are observed to escape from the Orion complex with high space velocities:

AE Aurigae, a variable of spectral type O9.5 and about 6th magnitude (corresponding to an absolute magnitude of - 2.5 at its 1,600 light year distance, variations being erratic between 5.4 and 6.1 magnitude, according to Burnham), which illuminates the diffuse nebula IC 405, also called the "Flaming Star Nebula", escaping at about 130 km/s,

53 Arietis (apparent mag 6.09, spectrum B2 V) escaping with 60 km/s,

Mu Columbae (5.16 mag, spectrum O9.5 V) running away at about 120 km/s.

They must have left the Orion cloud about 2--5 million years ago, and it is speculated that they might have speeded up somehow during supernova explosions (perhaps of companion stars in multiple systems).