Liste des objets de Messier

M1 

La nébuleuse du crabe 

La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1) est un rémanent de supernova résultant de l'explosion d'une supernova historique (SN 1054) observée par plusieurs astronomes chinois de la dynastie Song de juillet 1054 à avril 1056. La nébuleuse a été observée pour la première fois en 1731 par John Bevis, puis en 1758 par Charles Messier qui en fait le premier objet de son catalogue (catalogue de Messier). Son nom traditionnel remonte au xixe siècle, époque où William Parsons, troisième comte de Rosse, observe la nébuleuse au Birr Castle dans les années 1840 et y fait référence sous le nom de nébuleuse du Crabe en raison d'un dessin qu'il en fait qui ressemble à un crabe2. La Nébuleuse du Crabe ne doit pas être confondue avec la nébuleuse planétaire Hen2-104, parfois appelée « Nébuleuse australe du Crabe » du fait de sa ressemblance considérée comme plus manifeste avec le crustacé éponyme.

Située à une distance d'environ 2 kiloparsecs (6 300 années-lumière) de la Terre, dans la constellation du Taureau, la nébuleuse a un diamètre de 11 années-lumière (3,4 pc) et sa vitesse d'expansion est de 1 500 km/s, caractéristiques typiques pour un rémanent de cet âge. C'est le premier objet astronomique à avoir été identifié à une explosion historique de supernova.

La nébuleuse contient en son centre un pulsar, le pulsar du Crabe (ou PSR B0531+21) qui tourne sur lui-même environ trente fois par seconde. Il s'agit du pulsar le plus énergétique connu, rayonnant environ 200 000 fois plus d'énergie que le Soleil, dans une gamme de fréquence extrêmement vaste, s'étalant de 10 mégahertz à plus de 30 GeV, soit près de 18 ordres de grandeurs. Le pulsar joue un rôle important dans la structure de la nébuleuse, étant entre autres responsable de son éclairement central.

Située à proximité immédiate du plan de l'écliptique, la nébuleuse est aussi une source de radiations utile pour l'étude des corps célestes qui l'occultent. Dans les années 1950 et 1960, la couronne solaire a été cartographiée grâce à l'observation des ondes radio de la nébuleuse du Crabe. Plus récemment, l'épaisseur de l'atmosphère de Titan, la lune de Saturne, a été mesurée grâce aux rayons X de la nébuleuse.

Origine

La nébuleuse du Crabe est observée pour la première fois en 1731 par John Bevis. Elle est re-découverte indépendamment en 1758 par Charles Messier alors à la recherche de la comète de Halley dont la réapparition devait se produire dans cette année-là, et dans cette région du ciel. Réalisant qu'il n'avait en réalité pas observé la comète recherchée, Messier a alors l'idée de réaliser un catalogue de nébuleuses brillantes pour limiter les risques de confusion entre celles-ci et des comètes.

Au début du xx^e siècle, l'analyse des premières photographies de la nébuleuse prises à quelques années d'intervalle révèle son expansion. Le calcul de la vitesse d'expansion permet alors de déduire que la nébuleuse a été formée environ 900 ans plus tôt. Les recherches menées dans les récits historiques ont permis d'établir qu'une nouvelle étoile suffisamment lumineuse pour être visible le jour fut observée dans la même portion du ciel par les astronomes chinois et arabes en1054^3,4. Étant donnés sa grande distance et son caractère éphémère, cette « nouvelle étoile » (ou étoile invitée selon la terminologie asiatique) était en fait une supernova — une étoile massive ayant subi une explosion après avoir épuisé ses ressources en énergie issue de la fusion nucléaire.

L'analyse récente de ces textes historiques a montré que la supernova à l'origine de la nébuleuse du Crabe apparut probablement en avril ou début mai 1054, atteignant une magnitude apparente maximale comprise entre -5 et -3 en juillet1054. Elle était alors plus lumineuse que tous les autres objets du ciel nocturne à l'exception de la Lune. L'évènement est noté dans les recueils chinois où l'étoile a été nommée 天關客星 (天關: position céleste dans le système astronomique chinois traditionnel; 客: invité; 星: étoile; mais 客星 dans l'astronomie chinoise signifiait des évènements ou des astres dont les apparitions, voire les disparitions, n'ont pas pu être calculées et établies auparavant). Pendant 23 jours, elle resta suffisamment lumineuse pour être visible en plein jour. La supernova fut observable à l'œil nu pendant environ 2 ans après sa première observation⁵. Grâce aux observations mentionnées dans les textes d'astronomes orientaux en 1054, la nébuleuse du Crabe est le premier objet astronomique dont le lien avec une explosion de supernova a pu être établi⁴.

M2

M2 (NGC 7089) est un amas globulaire découvert par l'astronome franco-italien Giovanni Domenico Maraldi en 1746 situé dans le Verseau. Il fut résolu en étoiles par William Herschel. C'est l'un des plus riches et des plus denses en étoiles qui soit connu.

Caractéristiques

L'amas possède plus de 100 000 étoiles réparties dans une région de 200 années-lumière et est caractérisé par sa forme elliptique (moins prononcée que chez M19). Il contient une vingtaine d'étoiles variables dont 3 céphéides qui permettent d'en estimer la distance à 37 000 années-lumière. Son âge, connu grâce à sa population d'étoiles, est estimé à environ 13 milliards d'années.

Observation

M2 est situé à 5° au nord de β Aquarii (Sadalsud). Il est observable aux jumelles sous la forme d'une tache diffuse. Untélescope d'au moins 200 mm est nécessaire pour résoudre l'amas en étoiles

M 13

Amas d'Hercule

L'amas globulaire M13 ou Messier 13, très souvent appelé le Grand Amas d'Hercule ou simplement Hercule, est parmi les objets les plus imposants du catalogue Messier. Il a été découvert par Edmond Halley en 1714, et ajouté par Charles Messier dans son catalogue le 1er juin 1764.

Comportant plus de 100 000 étoiles, il est aussi l'un des plus vieux objets : son âge est estimé à 12 ou 14 milliards d'années. Il apparaît avec un diamètre de 20 minutes d'arc, soit un diamètre réel de 150 années-lumière. Il a cependant la particularité de contenir de nombreuses étoiles jeunes (appartenance confirmée d'après leur vitesse angulaire), ce qui est inhabituel pour un amas de cet âge : les scientifiques pensent que ces étoiles ne sont pas nées à l'intérieur de l'amas, mais ont plutôt été capturées par ce dernier.

M13 a été utilisé en 1974 (le 16 novembre) comme cible pour l'envoi d'un message à une potentielle civilisation extraterrestre. Ce message a été envoyé à partir du radiotélescope d'Arecibo, qui participe également au projet SETI. Il contenait des informations comme les chiffres, le numéro atomique de l'hydrogène, du carbone, de l'azote, de l'oxygène et du phosphore, des données sur l'ADN, la forme et la taille d'un humain, la population terrestre, et la position de la Terre dans le système solaire. Il mettra 25 000 ans à y parvenir (autant pour la réponse éventuelle

Avec une magnitude apparente de 5,8, un ciel sombre, sans turbulences, et en l'absence de la Lune permet de le distinguer à l'œil nu. Avec une paire de jumelles, on obtient une tache floue, mais les chances d'observer les étoiles le constituant sont faibles. À partir de petits télescopes (114/900 par exemple), les étoiles de l'amas se découvrent, et l'on peut observer M13.

Sa recherche est très facile. La constellation d'Hercule forme un trapèze : si on se place pour avoir le grand côté en haut, l'amas se trouve sur le côté droit, à environ un tiers de la hauteur (en partant du coin supérieur droit).

M27

Nébuleuse de l'Haltère

La nébuleuse de l'Haltère est une nébuleuse planétaire située dans la constellation du Petit Renard à environ 1 360 années-lumière. Cette nébuleuse, découverte par Charles Messier le 12 juillet 1764, est la première nébuleuse planétaire observée de l'histoire de l'astronomie. Elle porte le numéro 27 de son catalogue.

Cet objet est particulièrement brillant et possède un diamètre apparent très large, puisque la partie la plus lumineuse atteint 1/5 de celui de la Lune. Sachant que la vitesse d'expansion atteint 6,8 secondes d'arc par siècle, son âge est estimé à 3000 ou 4000 ans.

L'étoile centrale (à l'origine de la nébuleuse) a une magnitude apparente de 13,5, ce qui la rend difficilement observable pour un astronome amateur. C'est une naine blanche de couleur bleue très chaude (85 000K). Elle est peut-être accompagnée d'une autre étoile, encore plus faible (magnitude 17), à 6,5 secondes d'arc de distance apparente.

La forme particulière de la partie lumineuse a valu à cette nébuleuse le nom de Nébuleuse de l'Haltère (Dumbbell en anglais). On lui connaît également les surnoms de Trognon de pomme, de Sablier (attention à la confusion avec d'autres objets !) voire de Diabolo.

Observation

Position de la nébuleuse dans la constellation du Petit Renard

Sa magnitude empêche son observation à l'œil nu, mais avec une paire de jumelles 10x50 et de bonnes conditions météo, on peut espérer voir M27. À partir d'un télescope de 150 ou 200mm, on obtient plus facilement le brillant « trognon ». Il est encore trop tôt pour espérer voir l'étoile centrale (qui ne se dévoilera qu'en photographie à ce niveau). Avec un 300mm, muni d'un filtre interferentiel de type OIII (recommandé pour l'observation de nébuleuses planétaire et diffuses), le trognon apparaît nettement et l'étoile centrale peut être envisagée mais seulement sous un très bon ciel, sans pollution parasite, sans turbulence (l'appareil doit être à température) : l'utilisation de la vision décalée permet de mieux voir cette naine blanche. Toutefois, sous un ciel de très haute qualité (dans le Quercy, en haute montagne, en Drôme provençale) plusieurs astronomes amateurs ont observé cette étoile centrale dans des télescopes de 250mm.

Elle est observable entre mai et septembre environ. Elle se situe dans la constellation du Petit Renard, soit en plein Triangle d'été. La recherche de l'objet est relativement facile, voici les étapes à suivre avec un télescope :

1. Dans ce Triangle d'été, repérer la constellation de la Flèche (Sagitta, Sge).
2. Avec le viseur du télescope, pointer exactement sur l'étoile à la pointe de la Flèche (étoile de couleur rouge)
3. Placer l'œil sur l'oculaire et monter en Déclinaison.

Pendant cette remontée, une tache floue devrait se détacher du reste des étoiles environnantes : c'est Dumbbell. En observant plus longuement, on distingue cette forme qui la caractérise.

Photo prise le 9 10 2010 26 Mm 40  de Tp

M 31

Galaxie d'Andromède

La galaxie d’Andromède, autrefois nommée (grande) nébuleuse d’Andromède et aussi connue sous les noms M31 et NGC 224, est une galaxie spirale géante du Groupe local, très semblable à notre galaxie située dans la direction de la constellation d’Andromède.

Andromède est l’une des rares galaxies visibles à l’œil nu depuis la Terre dans l’hémisphère nord (M33 et M81 sont également visibles sous d’excellentes conditions et le Petit et Grand Nuage de Magellan sont visibles depuis l’hémisphère Sud).

Bien qu’elle soit la galaxie spirale la plus proche de nous, sa distance est encore incertaine1. On l’estime entre 2,4 et 2,9 millions d’années-lumière (soit entre 750 et 900 kpc) selon les sources.

La galaxie d’Andromède est l’un des rares corps célestes situés à l’extérieur de notre propre galaxie pouvant être vu à l’œil nu dans des conditions lumineuses et climatiques favorables. C’est également un des objets les plus étendus de la voûte céleste. Son diamètre apparent s’étend autant que cinq Pleines Lunes2.

La galaxie du Triangle et M81 sont cependant plus éloignées de notre Galaxie et également visibles à l’œil nu, quoique uniquement dans des conditions d’observation particulièrement favorables.

                                 

Composition

Selon une étude de l’Institut de radioastronomie millimétrique de Grenoble menée à l’aide de son antenne située près de Grenade en Espagne, la Galaxie d’Andromède regorgerait d’étoiles en formation grâce à des masses énormes de monoxyde de carbone et d’hydrogène moléculaire ; deux gaz indispensables à la formation de véritables pouponnières stellaires.

L’amas globulaire Mayall II, vu ici par leTélescope spatial Hubble.

Mais en règle générale, on y retrouve tous les objets suffisamment étendus que l’on peut trouver, avec une plus grande taille apparente, dans notre propre Voie lactée.

Les bandes d’absorption qui marquent le disque de M31 sont autant de vastes nébuleuses obscuressemblables en nature à la Nébuleuse de la Tête de Cheval, par exemple.

Moins abondantes que dans certaines galaxies telles que la Galaxie du Triangle, de nombreusesrégions HII comparables à notre Nébuleuse d’Orion sont néanmoins aisément visibles sur les images détaillées et en couleurs où elles apparaissent en rouge.

Un autre type d’objet a été retrouvé en abondance : plus d’une centaine d’amas globulaires ont été détectés dans le disque galactique. Le plus connu et le plus observé est sans aucun doute Mayall II, de magnitude 13,7 et donc visible dans un télescope de 200 mm de diamètre.

On connaît enfin dans M31 une fameuse association stellaire, NGC 206.

L’existence du gigantesque anneau d’étoiles et de poussières (32 000 années-lumière de rayon), et d’un autre plus petit (5 000 années-lumière de rayon), pourrait s’expliquer par la collision avec M32. Cette petite galaxie satellite et Andromède seraient entrées en collision il y a 210 millions d’années. M32 aurait suivi l’axe de rotation d’Andromède à la vitesse de 265 kilomètres par seconde. C’est actuellement le scénario le plus plausible au vu des simulations. D’autres observations soutiennent le modèle de croissance des galaxies par cannibalisme : le disque qui entoure Andromède proviendrait de galaxies disparues ayant été absorbées par cette première³.

Une rencontre du vivant de notre soleil

Des mesures par effet Doppler montrent que les deux galaxies se rapprochent à une vitesse de l’ordre de 300 km/s (par rapport au Soleil) et pourraient entrer en collision dans quelques milliards d’années. Cette hypothèse n’est toutefois pas confirmée, dès lors que la vitesse tangentielle de la galaxie d’Andromède par rapport à notre Galaxie reste inconnue à l’heure actuelle. Il s’agit donc d’une probabilité. Elles devraient former alors une galaxie elliptique géante. La densité moyenne d’une galaxie est faible et les risques de collision de corps massifs sont très peu élevés.

Rôle historique[modifier]

Elle a été observée en 905 par un astronome persan (Abd-al-Rahman Al Soufi) qui l’a décrite comme un « petit nuage ». Sa première description à l’aide d’un télescope est réalisée par Simon Mariusen 1612 (souvent décrit comme le découvreur de la galaxie).

La galaxie d’Andromède est la spirale géante la plus proche de nous et c’est par la mesure de sa distance que se révéla la composition de l’Univers et l’échelle du cosmos.

Des étoiles variables céphéides extragalactiques furent identifiées par Edwin Hubble sur les photos astronomiques de cette galaxie et permirent, grâce à la relation période-luminosité établie en 1912 par Henrietta Leavitt d’en déterminer la distance, ce qui confirma la nature extragalactique de cette nébuleuse (comme étaient appelées les galaxies jusqu’alors). Contrairement à une idée très répandue, ce n’est pas cette galaxie qui fut la première à être identifiée comme telle par Hubble ; elle ne vint qu’en troisième position, après la galaxie de Barnard et la galaxie du Triangle. Ce fut le premier pas qui le mena à établir la loi de Hubble qui elle-même fut l’observation décisive prouvant l’expansion de l’Univers et par suite la théorie du Big Bang. La détermination de la distance importante (pour l’époque) de la Galaxie d’Andromède permit de réinterpréter un événement de 1885 qui avait été considéré comme étant une nova. Du fait de sa magnitude apparente relativement faible et de la distance de la galaxie, cet événement était en réalité extrêmement lumineux à l’échelle d’une galaxie. Il s’agissait en fait d’une supernova (une explosion d’étoile), par la suite nomméeSN 1885A. Il s’agit de la première supernova vue depuis l’invention du télescope, et de la seule connue dans la galaxie d’Andromède.

En 1943, alors que Los Angeles était sous couvre-feu, Walter Baade utilisa le télescope Hooker du Mont Wilson et fut ainsi le premier à résoudre des étoiles dans la région centrale de cette galaxie.

C’est par l’étude de M31 que put être mis en évidence une nouvelle classe d’étoiles variables, les variables lumineuses bleues (ou LBV), découvertes par Edwin Hubble et Allan Sandage en 1953⁴. Les quatre premiers représentants de cette classe dans M31 étaient AF Andromedae, AE Andromedae, M31 V15 et VA-1. Ces étoiles dans M31 sont suffisamment brillantes (magnitude apparente de l’ordre de 16 ou 17) pour être aisément observables depuis la Terre, et dont l’uniformité des distances permet une meilleure analyse.

Observation

Une vue infrarouge de la galaxie d’Andromède prise par le télescope spatial Spitzer.

La galaxie d’Andromède est visible dans la constellation d’Andromède. Dans d’excellentes conditions, on peut la voir à l’œil nu, mais globalement il vaut mieux utiliser une paire de jumelles. Elle se présente alors comme une tâche diffuse, laiteuse, mais on ne voit que son noyau. Au télescope, il est possible de la voir plus étendue, avec ses deux galaxies satellites.

La galaxie d’Andromède, avec ses deux galaxies satellites les plus brillantes, M32 et M110 

                                                                                    1H 55 Mm de TP

     Photo prise avec Lunette WO de 98 Mm + camera Orion V2 pro color

M 33 

Galaxie du Triangle

La galaxie du Triangle, également connue sous le nom de M33, est une galaxie spirale de type Sc II-III, située dans la constellation du Triangle. Elle fait partie du Groupe local dont elle est le troisième représentant le plus massif, après la galaxie d'Andromède (M31) et notre galaxie. Elle est cependant très significativement moins massive que ces deux dernières, sa masse et sa taille étant plus comparable à celles du Grand Nuage de Magellan. Elle est située à relative proximité de la galaxie d’Andromède, avec laquelle elle ne semble cependant pas gravitationnellement liée. Vue sous une inclinaison nettement plus grande que sa voisine M31, elle est de fait un laboratoire idéal pour l’étude des galaxies spirales.

Historiquement, elle a d’abord été cataloguée par Charles Messier en 1764, mais étant visible à l’œil nu (quoique difficilement), elle avait probablement été vue auparavant sans être explicitement identifiée par de nombreux observateurs. Son étude astronomique remonte au moins au milieu du xixe siècle, puisque William Parsons, 3e comte de Rosse avait dès 1850 suggéré que sa structure présentait des spirales1.

 M 33  26 Mm de Tp 

Découverte

Cette galaxie fut probablement découverte avant 1654 par Hodierna, disciple de Galilée, qui l’a peut-être groupée avec l’amas ouvert NGC 752. Elle fut redécouverte indépendamment le 25 août 1764 par Charles Messier qui la catalogua sous le nom de M33 dans son catalogue (le fameux Catalogue Messier). Elle fut également classifiée par William Herschel le 11 septembre 1784 sous la désignation H V.17.

Les prémisses de l'étude moderne de M33

L’étude moderne de la galaxie du Triangle a débuté au début des années 1920, avec les tentatives de mettre en évidence sa nature galactique ou extragalactique, recherche prioritaire à l’époque connue sous le nom du Grand Débat. Ce sont John Charles Duncan en 1922 et Max Wolf l’année suivante qui furent les premiers à apporter des éléments de réponse au sujet de M33 en y détectant pour la première fois des étoiles variables2,3. C’est cependant Edwin Hubble qui rassembla le plus grand nombre de données relatives aux étoiles variables de cette galaxie en compilant de très nombreuses données photographiques. Il put ainsi découvrir 45 étoiles variables dont 35 céphéides, et mettre en évidence l’importance cruciale qu’avait l’identification d’étoiles individuelles dans M33 pour prouver sa nature extragalactique4. Les spécialistes s’accordent à penser que c’est avec M33 que le Grand Débat a été tranché.

Situation au sein du Groupe Local

La masse faible de M33 comparée à celle de M31, ajoutée à la proximité entre les deux galaxies fait que si de nombreuses galaxies naines sont situées dans son voisinage, aucune ne paraît gravitationnellement liée à elle. En particulier, Andromeda II, située environ deux fois plus près de M33 que de M31 semble probablement liée à cette dernière, tout comme la galaxie naine des Poissons (ou LGS 3).

Observation à l'œil nu

Cette galaxie peut être vue à l’œil nu lorsque d’excellentes conditions d’observations sont réunies. Elle n’est cependant pas l’objet visible à l’œil nu le plus lointain car la galaxie M81, nettement plus éloignée, peut être vue dans des conditions exceptionnelles. Cependant, nombre d’observateurs aguerris n’ont jamais réussi à observer M81 à l’œil nu, aussi M33 peut être considérée comme l’objet le plus lointain visible à l’œil nu par un observateur moyen.

Mouvement propre

Récemment, les astronomes ont réussi le tour de force de mesurer le mouvement propre de M33 dans le ciel, performance difficile à réaliser du fait de l’éloignement de cet objet. Cela a été rendu possible par la présence de deux masers de vapeur d’eau présents dans M33, qui combinés à des mesures interférométriques a permis de déterminer la vitesse tangentielle de M33 à environ 185 kilomètres par seconde. Cette technique, appliquée à la galaxie d’Andromède M31 devrait permettre de reconstituer la dynamique du Groupe local et déterminer son évolution future, en particulier la question de savoir si la Voie lactée et M31 entreront en collision dans quelques milliards d’années.

Objets célestes

La galaxie du Triangle possède un grand nombre d’objets individualisés en son sein, d’autant plus aisément repérables que la galaxie est vue sous un angle très différent de celui de son disque. Près de 150 associations OB ont été mises en évidence. Le nombre de rémanents de supernova identifié est passé de 19 en 1980 à 42 en 1993 puis à 98 en 1998. Aucune supernova n’a été observée dans cette galaxie, ce qui exclut très probablement l’occurrence d’un tel phénomène depuis l’ère de la photographie. Le taux estimé de supernovae dans cette galaxie varie selon les auteurs de 0,3 à 3 par siècle, un taux de l’ordre de 0,3 à 0,8 étant cependant favorisé et en accord avec les observations.

Plusieurs sources de rayons X ont été détectées relativement tôt dans l’histoire (récente) de l’astronomie des rayons X. La plus célèbre d’entre eux est certainement M33 X-7, une binaire X à forte masse dont l’objet compact est un trou noir dont la masse est estimée à plus de 9 masses solaires.

Le taux de novae est estimé à 4,6±0,9 par an. Aucun trou noir supermassif n’y a été détecté, la limite supérieure sur sa masse éventuelle étant déjà très restrictive : 2×104 masses solaires. Le noyau de M33, bien que très petit est une source X ultralumineuse dénommée M33 X-8. Avec une puissance de 1032 W rayonnée dans la bande 0,1 keV-6 keV, c’est même la source de rayons X la plus intense de tout le Groupe local. Une modulation de période égale à 106 jours a été détectée dans le flux de rayons X émis. Il est interprété comme étant la période orbitale d’un trou noir d’au moins 10 masses solaires en orbite avec une étoile massive.

Herschel classa la région HII (une nébuleuse en émission diffuse contenant de l’hydrogène ionisé) la plus large et la plus brillante de la galaxie du Triangle sous la désignation H III.150. Elle obtiendra finalement le numéro NGC 604. Cette région est située dans le coin nord-est de la galaxie et est l’une des plus grandes régions HII connues, avec un diamètre de près de 1 500 années-lumière et un spectre similaire à celui de la nébuleuse d’Orion.

 

Données d’observation - Époque J2000.0

Ascension droite 01h 33m 50.9s

Déclinaison +30° 39′ 37″

Coordonnées galactiques ℓ=133,61, b=-31,33

Constellation Triangle

Vitesse radiale -181,0±1,3 km/s

Inclinaison 56°

Orientation du Grand axe 23°±1°

Magnitude apparente (V) 5,85

Indice de couleur (B-V) 0,65

Indice de couleur (U-B) 0,00

Rougissement (B-V) 0,07

Absorption d’avant-plan (V) 0,22

Type Sc II-III

Magnitude absolue (V) -18,87

Module de distance 24,5±0,2

Distance 830±20 kpc

Distance au centre de masse du Groupe local 380 kpc

Taille angulaire 53′×83′

Taille physique 13×20 kpc

Découvreur Charles Messier

Date de découverte 1764 (et sans doute avant car visible à l′œil nu)

Autres désignations M33, NGC 598, UGC 1117, PGC 5818

Masse (0,8-1,4)×1010 M⊙

Masse d’hydrogène atomique (HI) 2,6×109 M⊙

Nombre d’amas globulaires 25

Nombre de nébuleuses planétaires au moins 58

Taux de novae (par an) 4,6±0,9

Abondance d’oxygène (12 + log(O/H)) 8,4

 

 M42

La grande nébuleuse d'Orion 

La nébuleuse d'Orion, aussi connue sous le nom de M42 ou NGC 1976, est une nébuleuse en émission/réflexion située au cœur de la constellation d'Orion.

C'est la nébuleuse diffuse la plus brillante : elle est visible à l'œil nu dans un ciel nocturne sans pollution lumineuse et peut être facilement vue avec une paire de jumelles. Elle couvre dans le ciel une zone de 66 × 60 minutes d'arc ; c'est-à-dire quatre fois plus que la pleine Lune.

La nébuleuse d'Orion est la partie principale d'un nuage de gaz et de poussières appelé le « nuage d'Orion ». Ce nuage s'étend sur près de la moitié de la constellation et contient aussi la Boucle de Barnard et la célèbre nébuleuse de la Tête de Cheval.

La nébuleuse a une taille d'environ 33 années-lumière. Il aura fallu attendre 2007 pour s'apercevoir que la nébuleuse se trouve à environ 1 350 années-lumière de la Terre au lieu des 1 500 années-lumière jusque-là estimées. Elle contient un amas ouvert très jeune contenant de nombreuses étoiles.

Histoire

La nébuleuse d'Orion fut découverte en 1610 par Nicolas-Claude Fabri de Peiresc qui fut apparemment le premier à remarquer son aspect nébuleux bien que Ptolémée, Tycho Brahe et Johann Bayer identifiaient les étoiles de son centre comme une seule grosse étoile et Galiléeavait détecté un certain nombre de petites étoiles lorsqu'il observa cette région avec sa lunette astronomique peu de temps auparavant. La célèbre nébuleuse d'Orion abrite en son sein une énorme bulle de gaz très ténue, d'une température de 2 millions de degrés. C'est ce qu'a découvert une équipe internationale menée par des chercheurs suisses et du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Joseph- Fourier, Observatoire de Sciences de l'Univers de Grenoble) grâce au satellite européen XMM-Newton. Cette température est tellement élevée que le gaz émet non pas dans le domaine visible, mais dans celui des rayons X, domaine d'investigation du satellite XMM, lancé par l'Agence spatiale européenne en 1999. Ces résultats sont publiés en ligne le 30 novembre 2007 sur Science Express.

Observation

M42 est l'un des objets les plus faciles à observer. Dans la constellation d'Orion, l'hiver, il est situé dans le « baudrier », juste en dessous de la « ceinture » (voir carte du ciel). La ceinture se repère facilement car elle est formée de 3 étoiles très serrées et alignées. Le baudrier ressemble à une larme tombant vers l'horizon. En pointant un télescope, une lunette ou encore une bonne paire de jumelles, la nébuleuse apparaît. Un faible grossissement (entre 30 et 60 fois) permet de l'observer dans son ensemble. Un grossissement plus important, de l'ordre de 100 à 200 fois permet d'observer les étoiles qui la composent, notamment quatre qui forment l'amas du Trapèze.

C'est un véritable plaisir pour les astronomes amateurs, car elle est facile à trouver et révèle beaucoup de détails même dans des instruments de faible diamètre. Avec un télescope de 114 mm de diamètre elle a la forme d'un « oiseau ». On peut voir une tâche blanche diffuse avec des formes, et une sorte d'ombre au centre. Avec un télescope de 200 mm elle apparaît vraiment très brillante, et un grossissement important donne réellement l'impression « d'être dedans ». De bonnes conditions atmosphériques laissent parfois deviner les couleurs de la nébuleuse. De par sa magnitude favorable, elle permet également d'utiliser des filtres améliorant le contraste (OIII ou UHC par exemple) et de distinguer plus de détails.

Source Wikipédia 

http://fr.wikipedia.org/wiki/Wikip%C3%A9dia:Accueil_principal

Données d’observation
(Époque J2000.0) Constellation Orion Ascension droite (α) 05^h 35^m 17,3^s Déclinaison (δ) -05° 23′ 28″ Distance ~ 1349 al
(~ 414 pc) Magnitude apparente (V) +4,0 Dimensions apparentes (V) 85x60 min d'arc Caractéristiques physiques Type d'objet nébuleuse Masse  ? M_☉ Dimensions 33 al
(~ 10,1 pc) Magnitude absolue  ? Couleur (B-V) r 1.0 Découverte Découvreur(s) Nicolas-Claude
Fabri de Peiresc Date 1610 Désignation(s) M42, NGC 1976

M45

 Les Pléiades

Les Pléiades, ou amas M45, sont un amas ouvert d'étoiles qui s'observe dans l'hémisphère nord, dans la constellation duTaureau.

 

Description

L'origine du nom « Pléiades » provient de la mythologie grecque : les Pléiades sont sept sœurs, filles d'Atlas et de Pléioné :Astérope, Mérope (ou Dryope, ou Aéro), Électre, Maïa, Taygète, Célaéno (ou Sélène) et Alcyone.

On dénombre aujourd'hui dans cet amas environ 3 000 étoiles, dont une douzaine sont visibles à l'œil nu. Il s'étend sur 2°, soit l'équivalent de 4 fois le diamètre apparent de la Lune. Sa densité est donc relativement faible par rapport aux autres amas ouverts. L'âge de l'amas est estimé à 100 millions d'années, mais il ne devrait pas vivre longtemps puisqu'il devrait se séparer dans 250 millions d'années, en partie à cause de sa faible densité (il s'agit ici de la vie de l'amas et non de celle des étoiles qui le composent).

Les 9 étoiles les plus brillantes de l'amas tirent leur nom des 7 sœurs et de leurs parents. Leur magnitude est comprise entre 2,86 et 5,44, donc accessible à l'œil nu. Astérope a la particularité d'être une étoile double.

Les principales composantes de l'amas sont :

Étoiles des Pléiades

Nom Désignation Magnitude Apparente Type spectral

Alcyone Eta (25) Tauri 2,86 B7IIIe

Atlas 27 Tauri 3,62 B8III

Électre 17 Tauri 3,70 B6IIIe

Maïa 20 Tauri 3,86 B7III

Mérope 23 Tauri 4,17 B6IVev

Taygète 19 Tauri 4,29 B6V

Pléioné 28 (BU) Tauri 5,09 (var.) B8IVep

Célaéno 16 Tauri 5,44 B7IV

Astérope 21 et 22 Tauri 5,64 / 6,41 B8Ve/B9V

— 18 Tauri 5,65 B8V

L'histoire de leur découverte

Dès la Préhistoire

• Comme le souligne Wolfhard Schlosser, professeur d’astronomie à l’Université de la Ruhr (Bochum), les prêtres et Chamans du Néolithique accordaient une extrême importance à cette constellation, puisque son apparition marquait dans tout l'hémisphère Nord, le début des moissons.

• Une représentation picturale de cet amas se retrouve aussi sur le disque de Nebra daté du début de l'âge du bronze (1600 av. J.-C.).

• La « constellation » des Pléiades est également citée dans de nombreuses cultures et religions. Elle apparaît également dans l'Odyssée d'Homère, ainsi qu'à trois reprises dans la Bible.

Dans l'Antiquité classique[modifier]

Si les Pléiades sont connues depuis la plus haute Antiquité, la plus ancienne référence écrite de cet objet remonte au poète Hésiode (700 av. J.-C.). À l'époque d'Hésiode, on croyait à son influence sur l'agriculture (un peu comme la Lune de nos jours). Les Arabes, depuis la nuit des temps, les associent à la saison sèche et aux fortes chaleurs. Le nom arabe des Pléiades est الثريا ATHURAYA.

À l’époque moderne

• Le 4 mars 1769, Charles Messier ajoute cet amas à son catalogue astronomique.
• En 1846, l'astronome allemand Johann Heinrich von Mädler note que les étoiles n'ont pas de mouvement mesurable, l'une par rapport à l'autre.

Il en déduit qu'elles forment le centre d'un système stellaire bien plus large dont Alcyone serait la plus proche du centre. L'hypothèse fut réfutée par les autres astronomes. On retient cependant qu'elles se déplacent bien en groupe.

• Les premières photos de l'amas révèlent un nuage de poussière autour des étoiles.

Cette nébuleuse réfléchit la lumière de ces étoiles, situées à proximité ou à l'intérieur.

La plus brillante partie est découverte le 19 octobre 1859 par Ernst Wilhelm Tempel, autour de Mérope ; nébuleuse répertoriée en tant que NGC 1435. En 1875, une extension du nuage est découverte autour de Maïa et classée à NGC 1432. D'autres extensions sont observées autour d'Alcyone, Électre, Célaéno et Taygète en 1880. La structure complexe du nuage est finalement révélée par les frères Henry et Isaac Roberts entre 1885 et 1888.

Cette nébuleuse n'est pas un reste du nuage de poussière originel qui a donné naissance aux Pléiades. En effet, les deux objets n'ont pas la même vitesse apparente. L'amas aura croisé ce nuage sur son chemin.

• Anecdote à propos des Pléiades : le nom japonais de l'amas est Subaru, qui signifie « unité ».

En 1953, 5 firmes japonaises ont fusionné pour former « Fuji Heavy Industries Ltd ». Ce nouveau groupe a adopté l'amas Subaru en tant que nom et logo de la marque de voiture bien connue. Dans les campagnes françaises, l'amas bien visible dans le ciel pur des nuits de fin d'été était appelé "la poussiniére" (cf. "Lettres de mon moulin" d'Alphonse Daudet - confirmé par Larousse 5/6, p.756).

Comment l'observer

Carte schématique du ciel

Grâce à la forte magnitude des étoiles le composant, cet amas est visible à l'œil nu dans le ciel d'automne. Il est situé dans la constellation du Taureau à proximité de l'axe formé par les étoiles : Sirius (Grand Chien) - Ceinture d'Orion (Orion) - Aldébaran (Taureau).

En plus d'être un bel objet, c'est aussi un excellent test d'acuité visuelle ! On distingue rapidement 5 étoiles, puis, au fur et à mesure que l'œil s'accommode, d'autres étoiles apparaissent. Ainsi, jusqu'à 10-11 étoiles sont visibles si les conditions météo sont bonnes.

Avec une paire de jumelles, ou un télescope avec un champ large, on obtiendra bien plus d'étoiles. C'est de cette manière que l'amas donnera le plus de satisfaction. Avec des télescopes plus puissants ou avec un champ plus étroit, seule une partie de l'amas sera visible.

La nébuleuse ne se dévoile véritablement qu'en photographie.

Image brut de 38 Mm de pose 

 

 Image aprés traitement  

Prétraitement avec DSS; registation des images avec Regitar,empilement sous DSS; traitement final sous Photoshop.

M 51

  

C'est exceptionnel: l'astronome amateur français Stéphane Lamotte Bailey a détecté le 2 juin 2011 l'explosion d'une étoile dans M51, l'une des galaxies les plus proches de la nôtre.

La galaxie des Chiens de Chasse (M51) sous les projecteurs

La nouvelle est toute fraîche, mais la découverte a déjà été confirmée par plusieurs observateurs amateurs dès la nuit suivante. Il peut donc difficilement s'agir d'autre chose que d'une supernova.

Mise à jour du 3 juin : La découverte a été confirmée le 3 juin par S. Bradley Cenko, J. M. Silverman et A. V. Filippenko de l'université de Berkley avec une observation réalisée un peu plus tôt le 1er juin à 5h. Des observations complémentaires réalisées avec le télescope Keck à Hawaï montrent qu'il s'agit d'une supernova de type II, autrement dit l'explosion d'une géante rouge de plus de 8 masses solaires en fin de vie.

Mise à jour du 6 juin : Finalement le premier observateur à avoir détecté la supernova est bien un amateur, français de surcroît. il s'agit de Amédée Riou. Il l'a détectée dès le 31 au soir : bravo à lui ! En revanche, le premier a avoir alerté l'Union Astronomique Internationalle, est l'américain Tom Reiland. Amedée Riou arrive en 3ème position et Stéphane Lamotte Balley en 4ème position. Ils sont ainsi listés comme co-découvreurs.

Si une telle aventure vous arrive un jour, sachez qu'il faut s'adresser au Bureau des télégrammes de l’UAI. Réflexe qu'a eu Marc Deldem, qui a aidé Stéphane Lamotte Bailey à mesurer précisément l'éclat et la position de la supernova par rapport à un catalogue de référence dans le logiciel amateur Prism.

La supernova apparaît sur les photos du 2 juin 2011

Ce qui a mis la puce à l'oreille de Stéphane Lamotte, c'est que cette étoile n'était pas présente sur les photos prises deux nuits avant, du 29 au 30 mai 2011.

L'astre devrait briller ainsi quelques semaines, avec une luminosité décroissant progressivement.

Une galaxie très active

Malgré le très grand nombre d'étoiles dans une galaxie, il est rare d'en voir une exploser. Il y a plusieurs raisons à cela. La première est que les fins explosives ne concernent pas toutes les étoiles, celles qui sont moins massives comme le Soleil finissent plus en douceur.

L'autre raison, c'est que l'échelle de temps des étoiles et des galaxies est très longue. Les étoiles les plus massives meurent au bout de quelques millions d'années. Mais le plus souvent, il faut attendre des centaines de millions, voire des milliards d'années pour qu'elles arrivent en fin de course.

Néanmoins, la galaxie M51 nous gate puisque c'est la troisème fois qu'une supernova y est observée depuis 1994. La plus récente a eu lieu en 2005, comme le montre le site Astronomy Picture of the Day.

Pour se rendre compte du caractère exceptionnel de ces trois événements rapprochés, il faut se souvenir que, dans notre propre galaxie, la Voie lactée, aucune explosion n'a été vue depuis la fameuse supernova de Kepler, en 1604. D'autres étoiles ont sans doute explosé depuis, mais elles sont restées invisibles car cachées derrière des nuages de poussière.

Observer M51

Après la galaxie d'Andromède, M51 est la plus belle galaxie de l'hémisphère Nord. Visible toute la nuit depuis la France, elle se situe juste sous la fin de la queue de la Grande Ourse. Sous un bon ciel, on la détecte avec une simple paire de jumelles de 30 à 40 mm.

Avec un télescope de 20 à 30 cm de diamètre, sa forme spirale devient faiblement perceptible, ainsi que la galaxie satellite avec laquelle elle interagit. Pour voir la supernova en elle-même, un télescope d'au mois 300mm est souhaitable. Pour la trouver sur une carte du ciel, vous pouvez par exemple télécharger le logiciel gratuit Stellarium.

M 57 

Nébuleuse de la Lyre

Description

M57 est parmi les objets les plus connus du catalogue Messier. Elle fut découverte en 1645 par Antoine Darquier de Pellepoix. C'est une nébuleuse planétaire qui ressemble beaucoup à la nébuleuse Astérix, dans la constellation de la Lyre. Le diamètre réel de l'anneau est de 2.4 al, soit un diamètre apparent d'environ 6 minutes d'arc.

La région la plus intérieure de l'anneau apparaît plus sombre, car elle émet surtout des rayons ultraviolets. La teinte bleu-vert des régions centrales provient des raies interdites dues à l'oxygène doublement ionisé. Dans les régions extérieures de l'anneau, la couleur rouge provient de la raie H-alpha de l'hydrogène et des raies interdites de l'azote ionisé à 654.8 et 658.3 nm.

L'étoile centrale est une naine blanche un peu plus massive que le soleil. C'est une étoile très chaude, puisqu'elle atteint les 100 000 K. Enfin, elle a une magnitude apparente de 15,8.

M57 est souvent nommée Nébuleuse de l'Anneau, Nébuleuse de la Lyre ou tout simplement La Lyre, nom qu'elle tire de saconstellation hôte.

Comment l'observer

Cette nébuleuse est présente dans le ciel de l'hémisphère nord entre mai et septembre. Elle se situe dans la Lyre, l'un des sommets du Triangle d'été, ce qui facilite à la fois sa recherche et le mal de dos (quand elle occupe le zénith).

Sa magnitude n'est que de 8.8, mais la surface visible étant très réduite, elle est beaucoup plus lumineuse qu'on pourrait penser. Malheureusement, son diamètre apparent est assez faible. Pour l'observer (et distinguer un anneau), il faut s'équiper d'un petittélescope ou d'une lunette astronomique.

Sa recherche est très simple :

1. Repérer la constellation de la Lyre. Véga, une des étoiles les plus brillantes du ciel d'été, est là pour aider.
2. Cette constellation est formée d'un parallélogramme : c'est le petit côté opposé à Véga qu'il faut pointer.
3. Sur ce côté, M57 se situe à environ 1/3, en partant de l'étoile qui forme le sommet avec l'angle obtus. Il faut se servir du chercheur du télescope pour pointer cet endroit.

Avec de la chance, M57 est dans le champ du télescope. Sinon, il faut tâtonner autour de ce point, elle n'est plus très loin.

M76

M76 (ou NGC 650) est une nébuleuse planétaire située dans la constellation de Persée. Elle est également connue sous le nom du Petit Haltère (ou Little Dumbbell), sa forme rappelant celle de la nébuleuse de l'Haltère (M27, aussi connue sous le nom deDumbbell).

Elle a été découverte par Pierre Méchain le 5 septembre 1780, et Charles Messier l'inclut à son catalogue d'objets diffus le 21 octobre de la même année, après en avoir calculé la position. M76 a reçu deux numéros NGC (NGC 650 et NGC 651), parce qu'on la suspectait à l'époque d'être une nébuleuse double dont les composantes auraient été en contact.

L'étoile à l'origine de cette nébuleuse possède aujourd'hui une magnitude apparente de +16,6, avec une température de surface plutôt élevée de 60 000 K, elle est probablement en train de se refroidir pour devenir à terme une naine blanche d'ici plusieurs milliards d'années.

La distance séparant le système solaire de M76 est très mal connue, les estimations variant selon les sources de 1 700 années-lumière à 15 000 années-lumière.

M76 est l'un des objets les moins lumineux du catalogue Messier

          Données d'observation
Époque J2000.0 Type d'objet Nébuleuse planétaire Ascension droite (α) 01^h 42^m 19,95^s Déclinaison (δ) +51° 34′ 31,1″ Distance 1 700 ~ 15 000 al(520 ~ 4 600 pc) Magnitude apparente (V) +10,1 Dimensions apparentes 2,7x1,8 minutes d'arc Constellation Persée Découverte Découvreur(s) Pierre Méchain Date 1780 Désignations M76, NGC 650

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Photo prise en 2009 200 s de TP camera orion v2 pro color 

M101

Données d'observation
Époque J2000.0 Type d'objet Galaxie spiraletype Sc Ascension droite(α) 14^h 03^m 12,51^s Déclinaison(δ) +54° 20′ 53,1″ Distance ~ 23 millionsal(~ 7,05 millions pc) Magnitude apparente (V) +7,9 Dimensions apparentes 22minutes d'arc Constellation Grande Ourse Découverte Découvreur(s) Pierre Méchain Date 1781 Désignations M101, NGC 5457

M101est unegalaxie spiralesituée dans laGrande Ourseet distante de 23 millions d'années-lumière. M101 est vue exactement du dessus mais ses bras spiraux ne sont visibles qu'avec de grandstélescopes. Le diamètre de la galaxie (170 000 années-lumière) est près de deux fois supérieur à celui de la nôtre,(100 000 années-lumière) et le nombre d'étoiles est estimé à entre 100 et 1000 milliards (comparé à 100 milliards pour la nôtre)¹.

      

Histoire

La galaxie fut découverte en1781parCharles MessieretPierre Méchain.William Herschelfut le premier à observer de petites taches (qui étaient en réalité des fragments des bras spiraux) entourant la galaxie. Depuis le début duxx^e siècle, on a découvert pas moins de troissupernovaedans cette galaxie :

• SN 1909A, découverte en le26janvier1909parMax Wolf ;
• SN 1951H, de type II découverte en1951 ;
• SN 1970G, découverte le30juin1970qui fut la plus lumineuse (elle atteignit la magnitude 11.5) jusqu'à l'apparition de SN 2011FE;
• SN 2011FE, découverte le24août2011atteint la magnitude 10 le 4 septembre 2011, sans doute proche de son maximum.

L'observation, en1994-95, decéphéidessituées dans la galaxie par letélescope Hubblea permis d'établir précisément la distance de M101 à 23 millions d'années-lumière de la planète Terre.

Observation

Dans d'excellentes conditions, M101 peut être observée avec desjumelles. L'étendue de M101 impose d'utiliser des grossissements aussi petits que possible pour son observation. Il faut avoir untélescoped'au moins 250 mm pour commencer à distinguer le noyau, plus brillant, et des fragments de bras spiraux. Les bras spiraux offrent, lors de bonnes conditions, un beau spectacle dans un télescope de 400 mm à grand champ.

M109

M109 (ou NGC 3992) est une galaxie spirale barrée située dans la constellation de la Grande Ourse.

Cette galaxie fut observée pour la première fois par Pierre Méchain le 12 mars 1781, puis par Charles Messier le 24 mars de la même année. Cependant ce dernier ne l'ajoute pas dans son catalogue d'objets diffus alors en cours d'élaboration. M109 ne fut ajoutée au « catalogue officiel » de Messier qu'en 1953 par Owen Gingerich.

William Herschel redécouvrit cette galaxie de manière indépendante le 12 avril 1789, et la classa alors (de façon erronée) en tant que nébuleuse planétaire.

La distance entre le système solaire et M109 est estimée à 55 millions d'années-lumière, avec un diamètre réel pour la galaxie de 130 000 années-lumière environ.

Il s'agit d'une galaxie de type spirale barrée, classée SBc dans la séquence de Hubble.

Une supernova appelée SN 1956A est apparue dans M109 le 17 mars 1956, et atteignit une magnitude apparente de +12,6 à son apogée.

Données d'observation
Époque J2000.0 Type d'objet Galaxie spirale type SBc Ascension droite (α) 11^h 57^m 35,9^s Déclinaison (δ) +53° 22′ 35″ Distance ~ 55 millions al(~ 16,7 millions pc) Magnitude apparente (V) +9,8 Dimensions apparentes 7,6x4,7 minutes d'arc Constellation Grande Ourse Découverte Découvreur(s) Pierre Méchain Date 1781 Désignations M109, NGC 3992

 Photo prise le 7 03 2011/  1hoo de Tp