La constellation de Pégase

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Définition

Pégase est une constellation de l'hémisphère nord, située au sud d'Andromède, au nord des Poissons et au nord-ouest du Verseau. C'est la septième constellation du ciel par la taille : 1 121 degrés.

La constellation se dessine à partir du Grand carré de Pégase. Les trois étoiles les plus brillantes de Pégase forment, avec α And (ou Alpheratz, ou Sirrah), un astérisme appelé le « Carré de Pégase », caractéristique de la constellation. Sirrah était autrefois rattachée à Pégase sous la désignation δ Pegasi (ce qui explique son absence dans la nomenclature moderne).

Le grand carré est un repère majeur de la voûte céleste, qui se reconnaît directement à sa forme, et à l'absence d'étoile significative à l'intérieur.

Cette constellation est remarquable pour visualiser le quadrillage de la voûte céleste : le bord « gauche » du carré marque le méridien origine (qui passe par le point gamma, ou point vernal, l'intersection de l'équateur céleste et de l'écliptique). L'écart entre deux bords « verticaux » est de 15 degrés, ce qui permet de visualiser le déplacement angulaire de la voûte céleste en une heure. Les deux bords « horizontaux » sont à 15° et 30°N, ce qui permet de situer l'équateur céleste.

La forme de la constellation est complexe, et les étoiles qui la composent sont de luminosité très inégale. Elle n'est généralement vue que par morceaux. Parmi les étoiles les plus brillantes de Pégase, α Pegasi (Markab) et β Pegasi (Sheat), de 2e magnitude, et γ Pegasi (Algenib), de 3e magnitude, forment à elles trois le triangle de l'aile du cheval. C'est la partie immédiatement visible, qui forme le grand carré avec α Andromedae.

Les étoiles et objets du ciel profond de Pégase

Les étoiles de Pégase

Enif (ε Pegasi)

Enif est une supergéante orange de type spectral K2Ib-II. Elle est environ 12 fois plus massive que le Soleil et on estime qu'elle est âgée de 20 millions d'années. Malgré son jeune âge, elle est donc déjà dans les dernières phases de son évolution stellaire. Bien qu'Enif n'ait plus que quelques millions d'années devant elle, on ne sait toujours pas si elle va exploser en une supernova ou devenir une naine blanche inhabituelle à néon et à oxygène, car sa masse se trouve à la limite entre les étoiles destinées à exploser et celles destinées à devenir des naines blanches très denses. Le rayon de l'étoile est autour de 183 fois plus grand que le rayon solaire, elle est près de 13 000 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 4 253 K.

Enif est une variable irrégulière à longue période de sous-type LC, dont la magnitude apparente varie habituellement entre 2,37 et 2,45. Toutefois, en 1972, elle semble avoir procédé à l'éjection d'une vaste quantité de matière qui a amené sa magnitude jusqu'à 0,70 durant quelques minutes. Il est ainsi possible que les supergéantes rouges telles qu'Enif connaissent de gigantesques éruptions qui sont considérablement plus lumineuses que les éruptions solaires.

Scheat (β Pegasi)

Beta Pegasi (β Peg / β Pegasi, Bêta Pegasi), également nommée Schéat, est une étoile variable de la constellation de Pégase. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, elle est située à environ 196 a.l. (soit 0,1 parsecs) de la Terre. Elle s'éloigne du Système solaire à une vitesse radiale de +8 km/s.

Schéat est une étoile géante rouge de type spectral M2,5 II-III. Cette étoile évoluée en fin de vie est située sur la branche asymptotique des géantes (AGB) du diagramme de Hertzsprung-Russell. Elle se distingue parmi les étoiles brillantes par sa température de surface relativement basse (environ 3 900 kelvins) comparée à des étoiles comme le Soleil. Elle fait autour de 107 rayons solaires et possède une luminosité totale égale à 2 500 fois celle du Soleil. C'est également une étoile variable semi-régulière avec une période de 43,3 jours qui a été mise en évidence[ et sa luminosité varie entre les magnitudes +2,31 à +2,74.

Les objets du ciel profond dans la constellation de Pégase

La galaxie NGC 7177

NGC 7177 est une galaxie spirale intermédiaire relativement rapprochée et située dans la constellation de Pégase. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 801 ± 24 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 11,8 ± 0,9 Mpc soit environ 38,5 millions d'a.l. NGC 7177 a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1784.

La classe de luminosité de NGC 7177 est II et elle présente une large raie HI. De plus, elle est aussi une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés. NGC 7177 renferme également des régions d'hydrogène ionisé (HII)

Deux supernovas ont été observées dans NGC 7177: SN 1960L et SN 1976E.

• SN 1960L
  Cette supernova a été découverte le 14 aout 1960 par l'astronome américain Milton Humason. D'une magnitude apparente de 16 au moment de sa découverte, son type n'a pu être identifié[6].
• SN 1976E Cette supernova a été découverte le 23 septembre 1976 par J. R. Dunlap, depuis l’observatoire Corralitos de l’Université Northwestern. D'une magnitude apparente de 16,5 au moment de sa découverte, son type n'a pu être également identifié.

La galaxie NGC 7217

NGC 7217 est une galaxie spirale à anneaux, relativement rapprochée et située dans la constellation de Pégase. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 626 ± 23 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 9,2 ± 0,7 Mpc soit environ 30 millions d'années-lumière. NGC 7217 a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1784.

La classe de luminosité de NGC 7217 est I-II et elle présente une large raie HI. De plus, elle est une galaxie active de type Seyfert 3 et une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés .

NGC 7217 est une galaxie pauvre en hydrogène neutre et qui présente des anneaux concentriques autour d'un large bulbe galactique. On y décèle principalement trois anneaux, le plus grand étant l'anneau extérieur bleuté, qui abrite environ les deux tiers de la masse totale de H I de la galaxie et qui possède une émission Hα plus intense que le disque principal D'autres caractéristiques physiques notables sont la présence de plusieurs étoiles ayant des orbites rétrogrades ainsi que de deux populations stellaires distinctes Un disque gazeux interne incliné sur une orbite polaire y a aussi été détecté.

Encore à ce jour, on ne connaît pas précisément l'origine de ces caractéristiques morphologiques. On pense cependant qu'ils pourraient être le fruit d'une ou plusieurs fusions de galaxies. Il pourrait également s'agir du résultat d'un phénomène de résonance orbitale particulier.

Grâce aux observations du télescope spatial Hubble, on a détecté autour du noyau de NGC 7217 un disque de poussière où il y a peut-être formation d'étoiles. La taille de son demi-grand axe est estimée à environ 840 pc soit environ 740 années-lumière.

Le Quintette de Stephan

Le Quintette de Stephan est un regroupement visuel de galaxies situé dans la constellation de Pégase. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 6 119 ± 23 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 90,25 ± 6,33 Mpc, soit environ 294 millions d'années-lumière. Le Quintette de Stephan fut découvert par l'astronome français Édouard Stephan à la fin du xixe siècle.

Plusieurs galaxies de ce groupe montrent des signes de violentes interactions gravitationnelles avec des formes distordues et de longs filaments d'étoiles et de gaz s'étendant très loin du corps des galaxies. Le Quintette est un prototype d’une classe d’objets connus sous le nom de groupes compacts de galaxies et a été étudié de manière intensive pendant des décennies.

Le Quintette de Stephan compte initialement cinq galaxies membres listées ci-dessous :

• NGC 7317
• NGC 7318 (A et B)
• NGC 7319
• NGC 7320

De cette liste, quatre galaxies forment réellement un groupe compact et sont situées approximativement dans une même région de l'espace. La cinquième, NGC 7320, est en fait une galaxie située en avant-plan, sans véritable lien physique avec le reste du groupe, son alignement entre ce dernier et un observateur terrestre n'étant que fortuit. Notons aussi que NGC 7318 est une paire de galaxies, notées A et B.

Les objets célestes

Amas ouvert - M 41

NGC 2362 est un très jeune amas ouvert situé dans la constellation du Grand Chien. Il a été découvert par l'astronome sicilien Giovanni Battista Hodierna avant 1654. William Herschel a aussi observé cet amas le 4 mars 17831.

NGC 2362 est à environ 1 389 parsecs soit environ 4 530 années-lumière du système solaire et les dernières estimations donnent un âge de 8,2 millions d'années.

La taille apparente de l'amas est de 6 minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance, donne une taille réelle maximale d'environ 7,9 années- lumière.

L'amas est centré sur l'étoile Tau Canis Majoris et c'est pour cette raison qu'on lui donne parfois le nom d'amas de Tau Canis Majoris. NGC 2362 est en relation gravitatinelle avec la nébuleuse géante Sh2-310 qui est à la même distance de nous.

Selon une étude publiée en 20096, la masse de l'amas serait d'environ 500 masses solaires.

Amas de Tau Canis Majoris - NGC 2362

Autres appellations : 3C144, 4C+21.19, IRAS05315+2158, NGC7089, PGC2817554, PGC2819678.

Déjà repéré en 1731 par l’astronome amateur anglais John Bevis, ce résidu de supernova sera (re)découvert par Charles Messier le 12 septembre 1758 alors qu’il recherchait une comète dans cette région.

William Parsons, à l’aide de son réflecteur de 90 cm, sera le premier à y distinguer des filaments qui lui valurent son nom commun : la nébuleuse du Crabe.

Jocelyn Bell Burnell découvrit en 1967 une étonnante précision dans le signal émis par le centre de cette nébuleuse. Elle venait d’y découvrir le premier « pulsar » : une étoile à neutron en rotation extrêmement rapide émettant un faisceau en émission X et radio qui balaie la Terre à chaque tour.

Aisément repérable par cheminement depuis l’étoile ζ, Messier 1 demande cependant de bonnes conditions d’observation pour parvenir à y discerner quelques détails; pour distinguer les filaments, une ouverture de 400 mm s’avère nécessaire.

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