• Observation optimale : Octobre-Décembre
• Zone de visibilité : 65° N / 79° S
• Rang de taille : 4
• Étoile la plus lumineuse : Diphda (β)

Les Anciens crurent voir dans la disposition de ces étoiles l'élégante silhouette d'une baleine. Dans la mythologie grecque elle évoquait le monstre marin auquel Andromède, fille de Céphée et Cassiopée, fut offerte en sacrifice pour calmer la colère de Neptune. Proche du plan de projection de l'écliptique, cette constellation peut épisodiquement se voir traversée par les planètes de notre Système solaire. C'est également dans cette zone que l'astéroïde Vesta fut découvert par Heinrich Olbers (1758-1840) en 1807. La constellation contient une étoile « merveilleuse ». Elle abrite également la galaxie naine IC 1613, distante seulement de 1,8 million d'années-lumière. Faisant partie de l'amas local, et pratiquement deux fois plus proche que la galaxie d'Andromède (M 31), elle reste cependant très difficile à observer.

Quelques objets intéressants

ο Ceti - Mira

Visible à l'œil nu que quelques semaines par an, sa première observation « écrite » est celle d'un théologien et astronome amateur hollandais : David Fabricius (1564-1617), le 13 août 1596. Il fut frappé par l'éclat rouge vif de cette étoile qui ne figurait sur aucun des catalogues alors à sa disposition. Mais à une époque où l'on croyait encore à l'immuabilité des cieux, il ne porte aucune mention de sa variabilité bien qu'il l'observa sur une période de plusieurs mois. C'est Johannes Hewel (ou Johan Hœvelke, dit Hévélius, 1611-1687) qui, à défaut d'en faire la première remarque, lui donnera bien plus tard son nom qui signifie la « Merveilleuse » tant il fut étonné par sa particularité. Entre-temps, l'astronome Johann Bayer (1572-1625) la répertorie dans son Uranometria en lui attribuant la lettre ο (omicron), soit le quinzième rang par ordre de luminosité, l'étoile étant alors de magnitude 4. Les données interférométriques actuelles permettent de dire que Mira fait partie des dix plus grosses étoiles connues. Mise à la place du Soleil, elle s'étendrait jusqu'à l'orbite de Jupiter et, avec une masse valant le double de celle du Soleil, sa densité globale est celle d'un vide très poussé obtenu en laboratoire ! En conséquence, Mira est une étoile « froide » avec une température variant de 1 900 à 2 500 kelvins, suivant les expansions et contractions de l'étoile. Il s'agit d'une géante rouge, étoile au terme de sa vie, ayant épuisé pratiquement tout l'hydrogène de son noyau. Ses pulsions successives résultent d'un combat interne entre la pression de radiation et l'énergie gravitationnelle. La production d'énergie interne produit une force dirigée vers l'extérieur, lorsque celle-ci devient insuffisante pour contenir les couches supérieures, l'étoile se contracte à nouveau et se réchauffe en réamorçant un nouveau cycle de 331,96 jours. À terme, Mira devrait s'effondrer en étoile à neutrons.

Mira est le prototype des variables pulsantes à longue période, de 80 à 1 000 jours. La relation « période-luminosité » des étoiles du type Mira Ceti est inverse de celle des céphéides, la luminosité décroît lorsque la période augmente. En 1918, Alfred Harrison Joy (1882-1973) a décelé dans le spectre de Mira la présence d'un compagnon. Le spécialiste des étoiles doubles, Robert Grant Aitken (1864-1951) l'observera visuellement en 1923. Le télescope spatial Hubble a depuis démontré que Mira était bien accompagnée soit d'une naine blanche ou d'une étoile de la séquence principale de 0,7 masse solaire, un transfert de matière s'effectuant entre les deux étoiles. La période de révolution du couple est de 260 ans. Le télescope spatial GALEX (GALaxy Evolution Explorer) destiné à l'étude des galaxies en ultraviolet a révélé que l'étoile perd de la matière de son enveloppe externe, créant une queue de 13 années-lumière de longueur (soit environ 20 000 fois la distance séparant Pluton du Soleil), qui se serait formée pendant ces 30 000 dernières années. Le rapide déplacement de Mira (130 km·s⁻¹) dans le milieu interstellaire peut expliquer en partie cette perte de matière.

Visuel

Ultraviolet

M 77 - NGC 1068

Galaxie repérée par Pierre Méchain (1744-1804) le 29 octobre 1780. La découverte sera vérifiée par Charles Messier (1730-1817) le 17 décembre suivant. Elle est le prototype des galaxies de type Seyfert, caractérisées par un noyau très actif et lumineux. Source d'émission radio, elle est également répertoriée sous le matricule 3C 71. Elle est le principal élément du groupe composé également des NGC 1055, NGC 1073, NGC 1087 et NGC 1090.