Andromède

Andromède est l'une des 48 constellations qui nous viennent tout droit de l'Antiquité. Quatre étoiles brillantes en forment la charpente :

Sirrah (Alpheratz) de magnitude apparente 2,07 est une étoile très chaude, brillante comme 110 soleils (magnitude absolue -0,3), selon les mesures du satellite Hipparcos qui place cette binaire spectroscopique à 96années -lumière.

Mirach, est une géante rouge distante de 200 années-lumière. De magnitude apparente 2,07, mais de magnitude absolue de -1,86, elle brille en fait 500 fois plus que le Soleil.

Upsilon Andromedae est une étoile autour de laquelle on a découvert trois planètes.

Alamak *** est une double optique dont la première composante, de magnitude apparente 2,1, mais brillante comme mille soleils avec une magnitude absolue de -3,08, est orange. Elle se situe à 400 années-lumière. A dix secondes de là, le deuxième élément (gamma-2 Andromedae), de magnitude 5,08, est une étoile bleue, elle-même binaire (voir figure).

La binarité de cette étoile a été découverte par Otto Struve en 1842. Elle forme un couple très serré et son observation exige des instruments puissants; d'autre part, son orbite apparente est très excentrique et très inclinée, si bien que toutes les observations sont comprises dans une région renfermée entre les angles de position 120° et 100°. Aussi ce n'est qu'avec difficulté qu'on a pu mettre en évidence la réalité de son mouvement orbital; cette découverte est due à Barnard et à Burnham. La forme de son orbite est très remarquable et prend place entre celles de Gamma de la Vierge et de Gamma du Centaure (Ch. André, 1900).

La galaxie d'Andromède, M 31. Une masse de 3 milliards de soleils,
concentrée dans un espace de 8000 a.-l. de diamètre.
Source  : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2011.

On a découvert en 2003, une autre galaxie qui s'interpose entre nous et M 31, mais que l'on ne peut discerner aisément, faute de contraste suffisant entre ce nouvel objet et la galaxie en arrière-plan. En 2004, des radioastronomes du Green Bank Telescope (Virginie) ont par ailleurs annoncé la détection dans le voisinage de M 31 d'un vingtaine de nuages d'hydrogène neutre, ainsi que d'un filament de gaz apparemment relié à cette galaxie. Ces objets rappellent les nuages à grande vitesse (HVCs) repérés autour de la Voie lactée. Ils seraient  - comme sans doute une partie de ceux qui environnent notre Galaxie - des exemples de briques de construction des galaxies, témoins l'assemblage inachevé de M 31. 
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Nuages d'hydrogène neutre dans l'environnement de M 31.
(Crédit : NRAO/AUI/NSF, WSRT).

Selon une étude publiée en mars 2004, la structure gravitationnelle du halo sombre de M 31 a également été mis en évidence grâce à l'étude d'un courant stellaire , découvert en 2001, similaire à la traînée d'étoiles semée par la Naine du Sagittaire, et déployé autour de cette galaxie. C'est la première fois qu'un tel résultat est obtenu pour une galaxie autre que la Voie lactée. La distribution des vitesses des étoiles de ce courant, rapprochée de divers modèles théoriques de la répartition de la matière autour de M 31 a montré en particulier qu'une quantité importante de matière sombre devait être présente ici comme dans le halo de notre propre Galaxie. Cette étude a conduit par ailleurs a une estimation nouvelle de la masse totale de M 31, évaluée à environ 750 milliards de masses solaires (dans un rayon de 125 parsecs).  L'étude publiée ne permet cependant pas de conclure sur l'origine du courant. Il semble en relation avec M 32 et de NGC 205, mais pourrait également être issu d'une galaxie naine démantelée il y a moins de 2 milliards d'années et aujourd'hui complètement disparue. 
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Messier 31.
Crédit: GALEX team, Caltech, NASA.

M 32 ( = NGC 221)  fut découverte en 1749 par Guillaume Le Gentil, avant d'être intégrée au catalogue de Charles Messier en 1764. Située à environ 2,5 millions d'années-lumière de nous, elle apparaît dans le ciel très près du bulbe central de M 31, ce qui explique qu'elle soit souvent observée dans le même champ que sa galaxie hôte. M 32 est classée parmi les galaxies elliptiques compactes, un type relativement rare caractérisé par une forte concentration d'étoiles dans un volume réduit. Son diamètre n'est que d'environ 8000 années-lumière, soit près de quinze fois moins que celui de la Voie lactée. Malgré ses dimensions modestes, elle renferme plusieurs milliards d'étoiles et présente une densité stellaire particulièrement élevée dans sa région centrale. Son aspect lisse et uniforme traduit l'absence presque totale de bras spiraux, de nuages de gaz et de régions de formation stellaire actives. Les études spectroscopiques montrent que la population stellaire de M 32 est dominée par des étoiles relativement âgées, âgées de plusieurs milliards d'années, bien que certaines observations aient révélé l'existence d'épisodes de formation stellaire plus récents dans son passé. La galaxie contient très peu de matière interstellaire et pratiquement aucun amas ouverts jeunes. En revanche, on y trouve de nombreuses géantes rouges et des étoiles évoluées qui contribuent fortement à sa luminosité. 

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M 32, une galaxie elliptique (type E2) de magnitude 9,03.

Le noyau de M 32 est extrêmement compact et abrite un trou noir supermassif dont la masse est estimée à environ 2,5 millions de fois celle du Soleil. Ce noyau dense représente l'une des régions les plus étudiées parmi les galaxies proches, car sa proximité permet d'analyser avec précision la dynamique des étoiles et l'influence gravitationnelle du trou noir central. L'origine de M 32 demeure un sujet de recherche. Une hypothèse largement discutée suggère qu'elle aurait autrefois été une galaxie plus massive dont les régions externes auraient été arrachées par les forces gravitationnelles exercées par M 31 lors de rencontres rapprochées répétées. Ce processus de dépouillement expliquerait sa compacité actuelle et certaines caractéristiques inhabituelles de sa structure. M

32 est observable avec de petits instruments d'amateur comme une faible tache lumineuse ovoïde située au sud du noyau d'Andromède. Sa proximité apparente avec les régions brillantes de M 31 rend parfois son observation délicate, mais elle demeure l'un des objets extragalactiques les plus accessibles du ciel boréal.

M 110 ( = NGC 205) a été découverte en 1773 par Charles Messier lui-même. Elle fut cependant omise de la version finale de son catalogue et ne reçut officiellement le numéro M 110 qu'au XX^e siècle. Comme M 32, elle se situe à environ 2,5 millions d'années-lumière de la Terre et appartient au Groupe local. M 110 est une galaxie elliptique naine de type E5 particulier, dont l'aspect allongé et certaines particularités internes la distinguent des elliptiques classiques. Son diamètre atteint environ 17 000 années-lumière et sa masse totale est estimée à plusieurs milliards de masses solaires. Elle apparaît au nord-ouest du disque d'Andromède et peut être repérée avec des jumelles sous un ciel sombre. M 110 possède une quantité non négligeable de gaz et de poussières. Des observations dans l'infrarouge et l'ultraviolet ont révélé l'existence de régions où des étoiles se sont formées relativement récemment, il y a quelques centaines de millions d'années. Cette activité modérée est inhabituelle pour une galaxie elliptique et suggère que les interactions gravitationnelles avec M 31 ont pu influencer son évolution. 
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M 110, galaxie elliptique de magnitude apparente 8,2.

M 110 contient plusieurs amas globulaires ainsi qu'une population importante d'étoiles âgées. Des structures sombres constituées de poussières sont visibles près de son centre. Son noyau ne semble pas héberger un trou noir supermassif aussi dominant que celui de M 32, et les recherches menées jusqu'à présent n'ont pas permis de mettre en évidence une activité nucléaire significative. Les simulations dynamiques indiquent que M 110 suit probablement une orbite complexe autour da grande galaxier d'Andromède et qu'elle a subi, au cours de son histoire, plusieurs interactions de marée. Ces perturbations auraient contribué à modifier sa forme et à redistribuer son gaz interne. Certains astronomes considèrent même que sa morphologie actuelle représente une étape de transition entre une galaxie naine irrégulière et une galaxie elliptique naine plus classique.

M 110 joue un rôle important dans l'étude de l'évolution des galaxies satellites, car sa proximité permet d'examiner en détail les effets des interactions gravitationnelles sur les petites galaxies. Avec M 32 et la galaxie du Triangle (M 33), elle fait partie des compagnons les plus connus de la galaxie d'Andromède et constitue un laboratoire naturel pour comprendre les mécanismes de transformation galactique au sein du Groupe local.

NGC 891 est une autre galaxie, à l'Est de la constellation. Vue par la tranche, cette spirale de type SAb dans la classification de Hubble, est située à 8 millions d'années-lumière. Elle est de magnitude apparente 10,80. Une quarantaine d'amas globulaires ont été repérés dans sa périphérie. Les photographies d'observatoire révèlent en outre de fortes concentrations de poussières sur son plan médian et dans son halo où du gaz chaud ionisé a également été détecté. Une supernova (SN1986J)  a été observée dans cette galaxie le 21 août 1986.
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NGC 891 (AD = 02h 22' 32.91"; déc. = +42° 20' 53.9").
Source des trois images précédentes : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2011.

NGC 956 de magnitude 8,9 révèle une trentaine d'étoiles dans un petit télescope.

NGC 752, distant d'environ 3500 années-lumière, comprend une bonne soixantaine d'étoiles déjà repérables avec de bonnes jumelles.

NGC 7686 est plus pauvre (une vingtaine d'étoiles). Sa magnitude globale est de 5,60.

Pi Andromedae est une étoile multiple. Ses deux principales composantes, écartées de 36", sont de magnitudes 4,50 et 8,90. La plus brillante étant elle-même une double spectroscopique dont la période de révolution est de 144 jours. Distance du système : 1087 années-lumière.

Z Andromedae (près de NGC 7686)est la première étoile symbiotique à avoir été découverte, dès 1901. Ses variations le plus souvent ne dépassent pas le dixième de magnitude, mais elle peuvent atteindre parfois trois magnitudes. Lors des phases actives, au cours desquelles de la matière est expulsée, la composante chaude (géante rouge de type M4 et de 2 masses solaires) grossit démesurément (son diamètre varie entre 85 et 140 diamètres solaires), et sa température s'abaisse. L'autre composante est supposée être une naine blanche magnétique, dont la masse est légèrement inférieure à celle du Soleil. Il a été montré en 2003 qu'il s'agit aussi d'une binaire à éclipses.

Et puis, à noter, une inoffensive bizarrerie dans le tracé de la constellation qui fait que Sirrah, en principe étoile d'Andromède, soit nécessaire pour réaliser le carré de Pégase. Il est vrai que si l'on avait donné Sirrah à Pégase, cette dernière aurait eu deux étoiles Alpha, et Andromède aucune...