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Céphée

Cepheus - Cep

Céphée

Céphée est l'une des 48 constellationsConstellation : les constellations prennent leurs origines essentiellement dans la mythologie. N'ayant aucune entité physique propre, elles résultent d'une simple association d'étoiles qui, vues depuis la Terre, semblent angulairement proches.
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répertoriées par l'astronome PtoléméePtolemaeus Claudius, dit Ptolémée
Très peu d'éléments de la vie de Ptolémée sont connus, mais on le sait auteur de plusieurs ouvrages scientifiques, dont deux feront autorité jusqu'à la Renaissance (l'Almageste et Géographie)…
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au deuxième siècle et officialisée en 1930 par l'Union Astronomique InternationaleL'UAI a pour mission de promouvoir l'astronomie sous tous ses aspects : recherche, communication, éducation, etc., par le biais de la coopération internationale.
Union Astronomique Internationale
. Elle fait partie du groupe de constellations rattachées au mythe d'Andromède. Dans la mythologie grecque, Céphée était roi d'Éthiopie, l'époux de Cassiopée et le père d'Andromède. Ces trois personnages se retrouvent dans la même région du ciel.
Suivant une autre tradition, Céphée serait un roi ayant régné sur l'Inde et l'Éthiopie à une époque encore plus ancienne : entre 21 000 et 19 000 ans avant notre ère. À cette époque, en raison du mouvement de précessionPrécession : l'axe de rotation terrestre décrit un cône autour de la direction perpendiculaire au plan de son orbite. Ainsi chaque prolongement de l'axe des pôles dessine un cercle en 25 800 ans par rapport aux étoiles.
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, le rôle d'étoile polairePolaris
Elle nous paraît immobile en raison de sa proximité avec la projection de l'axe de rotation terrestre. En réalité, elle est située à 48' du pôle céleste vrai.
Polaris
revenait aux étoiles γ (gamma) et α (alpha) de cette constellation.
Céphée abrite le quasar S5 0014 + 81 (AD : 00h 17m 08,5s - Déc. : +81° 35′ 08″), il possède un trou noir environ 10 000 fois plus massif que celui de la Voie lactéeVoie lactée : en l'absence de toute pollution lumineuse, la voûte céleste semble traversée par une bande blanchâtre. En raison de sa similitude avec une trainée laiteuse, elle fut appelée galaxias (voie de lait) par les Grecs.
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. C'est l'équivalent de 40 milliards de masses solaires, ce qui en fait l'un des plus massifs actuellement connus.
Sa galaxieGalaxie : les étoiles ne se distribuent pas au hasard dans l'Univers, elles tendent à se regrouper dans des objets comprenant chacun entre un à cent milliards de membres que l'on nomme galaxies.
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hôte, située à 12,1 milliards d'années-lumièreAnnée-lumière : unité de distance correspondant à celle parcourue par la lumière (dans le vide) en un an.
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, est de magnitudeMagnitude (stellaire) : échelle logarithmique permettant de répertorier les étoiles en fonction de leur luminosité. Le niveau zéro de cette échelle a été arbitrairement attribué à une série d'étoiles étalons et le rapport entre chaque magnitude est d'un facteur 2,5.
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 24.

Objets stellaires intéressants
Beta (β) Cephei = Alfirk
Étoile variable prototype Séparation : 13,3" Distance : 690 a.l. ± 40
Ascension droite : 21h 28m 39,63s (J2000) Déclinaison : +70° 33' 38,4" (J2000) Magnitude :  3,22 ± 0,06 et 7,9

β Cephei se révèle être une étoile triple. La composante principale est une binaire spectroscopiqueBinaire spectroscopique : étoiles trop rapprochées dont la binarité ne peut être révélée que par analyse spectrale.
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(nommées Aa et Ab), la variation de sa vitesse radiale a été découverte en 1902 par l'astronome américain Edwin Brant Frost. β Cephei Aa est une géante bleue de classe spectraleClassification spectrale : classification des étoiles en fonction de la distribution de leur rayonnement électromagnétique, qui dépend essentiellement de la température de surface, instaurée par l'observatoire de Harvard au début du XXe siècle.
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B2 III, β Cephei B est de type A2 V.
En raison de pulsations rapides de sa photosphère, β Cephei Aa présente une légère variation de sa magnitudeMagnitude (stellaire) : échelle logarithmique permettant de répertorier les étoiles en fonction de leur luminosité. Le niveau zéro de cette échelle a été arbitrairement attribué à une série d'étoiles étalons et le rapport entre chaque magnitude est d'un facteur 2,5.
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apparente sur une période de 4,57 heures. La variation de sa luminosité a été mise en évidence par Paul Guthnick en 1913. La magnitude maximale apparaît au moment de la contraction maximale de l'étoile. Elle est devenue le prototype d'une classe d'étoiles variables pulsantes (à ne pas confondre avec les céphéidesCéphéides : étoiles variables pulsantes dont les périodes de pulsation vont de 1 à 70 jours.
Delta Cephei
).
La précession des équinoxes (Voir : mouvement de précessionPrécession : l'axe de rotation terrestre décrit un cône autour de la direction perpendiculaire au plan de son orbite. Ainsi chaque prolongement de l'axe des pôles dessine un cercle en 25 800 ans par rapport aux étoiles.
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) fera que β Cephei deviendra l'étoile polaire de l'hémisphère nord aux alentours de l'an 5 200. Elle partagera ce rôle avec ι Cephei qui sera située à peu près à une même distance du pôle.

Mu (μ) Cephei = Étoile Grenat
Étoile variable pulsante Période : 730 jours Distance : entre 815 et 9 310 a.l.
Ascension droite : 21h 43m 30,46s (J2000) Déclinaison : +58° 46′ 48,2″ (J2000) Magnitude : 3,4 à 5,1

μ Cephei doit son surnom d'« étoile grenat » à sa première observation faite par William HerschelWilliam Herschel
Fils de musicien, William Friedrich Wilhelm Herschel reçoit également une formation musicale, apprenant le hautbois et le violon. En 1757, il quitte sa ville natale de Hanovre pour l'Angleterre où il s'installe comme copiste à Londres, puis enseigne la musique à Durham…
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qui remarqua d'emblée sa couleur particulière. Elle sera également appelée Garnet sidus (astre grenat) par Giuseppe PiazziGiuseppe Piazzi
Fondateur de l'observatoire de Palerme en 1791, il est le premier découvreur d'un « astéroïde » : Cérès, aujourd'hui répertorié comme planète naine…
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dans son catalogue, désignation parfois mal interprétée en « Étoile de Garnet ». Une autre appellation erronée, Erakis, semble provenir d'une confusion avec μ Draconis.
La variabilité de l'étoile est découverte, en 1848, par l'astronome anglais John Russell Hind. Sa magnitudeMagnitude (stellaire) : échelle logarithmique permettant de répertorier les étoiles en fonction de leur luminosité. Le niveau zéro de cette échelle a été arbitrairement attribué à une série d'étoiles étalons et le rapport entre chaque magnitude est d'un facteur 2,5.
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apparente varie de façon irrégulière ; de nombreuses périodes différentes ont été signalées, mais elles sont constamment proches de 860 jours ou 4 400 jours. Sa température de surface est de 3 750 K, la masse est estimée à 25 M⊙.
Le diamètre de μ Cephei a pu être mesuré avec une relative précision par interférométrie, elle s'avère être une supergéante dont le rayon est compris entre 1 260 R⊙ et 1 650 R⊙ suivant l'estimation de sa luminosité, la distance de l'étoile étant difficile à calibrer. Il se peut donc que μ Cephei soit plus petite et moins lumineuse que prévu.
Autre particularité : elle indique le nord… sur MarsMars
Mars possède une atmosphère très ténue qui permet une observation de son sol que seules de violentes tempêtes de poussière parviennent à voiler…
Planète Mars
, comme PolarisPolaris
Elle nous paraît immobile en raison de sa proximité avec la projection de l'axe de rotation terrestre. En réalité, elle est située à 48' du pôle céleste vrai.
Polaris
pour la TerreTerre
Minuscule fragment de matière flottant autour d'une étoile banale, la planète Terre est pourtant la plus massive des planètes telluriques.
Planète Terre
.

Xi (ξ) Cephei = Kurhah
Étoile multiple Séparation : 7,7" Distance : 86 a.l. ± 6
Ascension droite : 22h 03m 47,48" (J2000) Déclinaison : +64° 37' 40,5" (J2000) Magnitude : 4,28 ± 0,07 et 6,5

La composante principale, ξ Cephei A, est une binaire spectroscopiqueBinaire spectroscopique : étoiles trop rapprochées dont la binarité ne peut être révélée que par analyse spectrale.
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composée d'une étoile de classe spectraleClassification spectrale : classification des étoiles en fonction de la distribution de leur rayonnement électromagnétique, qui dépend essentiellement de la température de surface, instaurée par l'observatoire de Harvard au début du XXe siècle.
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A3 V (ξ Cephei Aa) et d'une étoile géante de type F2 III (ξ Cephei Ab). La secondaire (ξ Cephei B) est de type F7 V.
Une troisième composante (parfois désignée ξ Cephei C) n'appartient pas au groupe, elle n'est vue proche que par un simple effet de perspective.

Krueger 60
Étoile double Séparation : 3,3" Distance : 13,0724 a.l. ± 0,0052
Ascension droite : 22h 28,1m Déclinaison : +57° 27' Magnitude : 9,8 et 11,3

Ce système binaire est composé de deux naines rouges orbitant autour de leur centre de gravité commun en 44,6 ans. La composante A a une masse de 0,27 M⊙ pour un rayon de 0,35 R⊙ ; la composante B a une masse d'environ 0,18 M⊙ et un rayon de 0,24 R⊙.
La composante la plus faible est une étoile éruptive qui porte également la désignation DO Cephei. La variabilité de sa luminosité est irrégulière : elle peut doubler puis revenir à la normale sur une période de 8 minutes.
Placées sur des orbitesOrbite : trajectoire, généralement elliptique, décrite par un corps naturel ou artificiel soumis au champ gravitationnel d'un autre corps considéré comme fixe.
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très excentriques, la distance les séparant varie entre 5,5 et 13,5 unités astronomiquesUnité astronomique : unité de distance basée sur le demi-grand axe de l'orbite terrestre et définie par l'UAI en 1976.
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.

Delta (δ) Cephei
Étoile variable prototype Période : 5,366 jours Distance : 887 a.l. ± 26
Ascension droite : 22h 29m 10,26s (J2000) Déclinaison : +58° 24' 54,7" (J2000) Magnitude : 3,48 à 4,37
Delta Cephei
L'étoile variable Delta Cephei, étoile type de la classe des céphéides

Célèbre étoile variable, type des céphéidesCéphéides : étoiles variables pulsantes dont les périodes de pulsation vont de 1 à 70 jours.
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, elle est également une étoile double ; la secondaire de magnitudeMagnitude (stellaire) : échelle logarithmique permettant de répertorier les étoiles en fonction de leur luminosité. Le niveau zéro de cette échelle a été arbitrairement attribué à une série d'étoiles étalons et le rapport entre chaque magnitude est d'un facteur 2,5.
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 6,27 se trouve à 41". Ses variations lumineuses furent remarquées, en 1784, par l'astronome amateur anglais John Goodricke (1764 - 1786). Il émit l'hypothèse que sa variabilité était due à l'apparition de taches sombres à la surface de l'étoile, analogues à celles parfois visibles sur notre SoleilSoleil
Le Soleil n'est que l'une des 100 milliards d'étoiles qui constituent notre Galaxie.
Étoile Soleil
. L'idée s'est vite avérée fausse, la grande régularité de ses variations n'étant nullement compatibles avec les cycles d'apparitions et de formes des taches solaires.
En 1912, Henrietta LeavittHenrietta Leavitt
En étudiant les étoiles variables des Nuages de Magellan, elle remarqua une étonnante relation entre la magnitude absolue et la période de variation de luminosité des céphéides…
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(1868 - 1921) mit en évidence une relation entre la masse et la luminosité de certaines étoiles variables du Petit nuage de Magellan. Cinq ans plus tard, Harlow Shapley (1885 - 1972) parvint à traduire cette relation en une formule permettant d'appliquer la mesure de la distance de ces étoiles en fonction de leur magnitude apparente. Elles sont ainsi devenues de précieuses auxiliaires pour l'arpentage du ciel, en prenant le relais de la méthode des parallaxesParallaxe : regardée alternativement avec chaque œil, la projection du pouce, main tendue, ne se retrouve pas devant les mêmes éléments d'un décor : c'est l'effet de parallaxe. La parallaxe est d'autant plus petite que l'objet visé est lointain.
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.
Les variations de ces céphéides vont de quelques heures à 70 jours avec une régularité chronométrique, le cycle ne variant que de 2 à 3 secondes par siècle !
Comme toutes les céphéides, δ Cep est une supergéante, son diamètre moyen fait 15 fois celui du SoleilSoleil
Le Soleil n'est que l'une des 100 milliards d'étoiles qui constituent notre Galaxie.
Étoile Soleil
, et ses pulsations se font exactement en 5 jours 8 heures 47 minutes et 31 secondes. Sa température de surface oscille entre 5 400 et 6 800 kelvinsKelvin : le kelvin est l'unité de mesure de la température absolue, soit la mesure de l'agitation cinétique des particules (atomes ou molécules) qui constituent un corps ; le point zéro indiquant une agitation cinétique nulle. Ce zéro absolu équivaut à −273,15 °Celsius, ou 0 °C = 273,15 kelvins.
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, la luminosité moyenne vaut 3 000 fois celle du Soleil.

Courbe de luminosité de Delta Cephei
Courbe de luminosité de Delta Cephei
U Cephei
Étoile variable à éclipses Période : 2,49 jours Distance : 648 a.l. ± 5,5
Ascension droite : 01h 02m 18,44s (J2000) Déclinaison : +81° 52' 32,0" (J2000) Magnitude : 6,91 ± 0,10 à 9,2

U Cephei est l'une des plus brillantes binaires à éclipses (Voir : occultationOccultation : pour un observateur terrestre, recouvrement d'un objet céleste par le disque d'un astre. Improprement qualifié d'éclipse, le masquage du disque solaire par celui de la Lune en est l'exemple le plus connu.
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), elle fut découverte par l'astronome russe Witold Karlovitch Tseraski en 1880. Elle est composée d'une étoile de classe spectraleClassification spectrale : classification des étoiles en fonction de la distribution de leur rayonnement électromagnétique, qui dépend essentiellement de la température de surface, instaurée par l'observatoire de Harvard au début du XXe siècle.
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 B qui est éclipsée tous les deux jours et demi par une géante de type G. L'éclipse totale a une durée de 2 heures et la remontée de luminosité s'effectue en 4 heures.
Le couple n'est séparé que par 10 millions de km, un transfert de matière entre les deux astres fait varier leurs masses respectives et a allongé leur période orbitale d'environ 4 minutes au cours du dernier siècle.

Sélection d'objets non-stellaires
NGC 6946 = Caldwell 12 = Galaxie du Feu d'artifice
Galaxie - SABcd Dimension : 13,0' × 13,0' Distance : 19,4 × 106 a.l.
Ascension droite : 20h 34m 52,63s (J2000) Déclinaison : +60° 09' 12,5" (J2000) Magnitude : 9,05 ± 0,09
NGC 6946
La galaxie spirale NGC 6946 montre un taux de supernovæ particulièrement élevé.

NGC 6946 est une galaxieGalaxie : les étoiles ne se distribuent pas au hasard dans l'Univers, elles tendent à se regrouper dans des objets comprenant chacun entre un à cent milliards de membres que l'on nomme galaxies.
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spirale vue presque de face. Découverte par William HerschelWilliam Herschel
Fils de musicien, William Friedrich Wilhelm Herschel reçoit également une formation musicale, apprenant le hautbois et le violon. En 1757, il quitte sa ville natale de Hanovre pour l'Angleterre où il s'installe comme copiste à Londres, puis enseigne la musique à Durham…
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le 9 septembre 1798, sa position déborde sur la constellationConstellation : les constellations prennent leurs origines essentiellement dans la mythologie. N'ayant aucune entité physique propre, elles résultent d'une simple association d'étoiles qui, vues depuis la Terre, semblent angulairement proches.
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voisine du CygneCygne
Constellation boréale visible en été, son étoile la plus brillante est Deneb.
Cygne
. Son diamètre réel est estimé à 40 000 années-lumièreAnnée-lumière : unité de distance correspondant à celle parcourue par la lumière (dans le vide) en un an.
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, soit environ un tiers de celui de la Voie lactéeVoie lactée : en l'absence de toute pollution lumineuse, la voûte céleste semble traversée par une bande blanchâtre. En raison de sa similitude avec une trainée laiteuse, elle fut appelée galaxias (voie de lait) par les Grecs.
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. Située proche du plan équatorial de notre Galaxie, NGC 6946 est fortement obscurcie par de la matière interstellaire.
Une supernovaSupernova : effondrement d'une étoile massive en fin de vie (type II, Ib et Ic) ou explosion thermonucléaire d'une naine blanche à la suite d'une accrétion de matière arrachée à une étoile voisine (type Ia).
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de type II (SN 2017eaw : 20h 34m 44s, +60° 11' 35") y a été découverte le 14 mai 2017 ; magnitudeMagnitude (stellaire) : échelle logarithmique permettant de répertorier les étoiles en fonction de leur luminosité. Le niveau zéro de cette échelle a été arbitrairement attribué à une série d'étoiles étalons et le rapport entre chaque magnitude est d'un facteur 2,5.
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maximale : 12,14.
Neuf autres supernovæ ont été observées au sein de NGC 6946 depuis 1917 : SN 1917A, SN 1939C, SN 1948B, SN 1968D, SN 1969P, SN 1980K, SN 2002hh, SN 2004et ainsi que SN 2008S. C'est un taux de production inhabituellement élevé par rapport à notre Galaxie où ne se produit en moyenne qu'un événement de ce type par siècle. C'est d'autant plus marquant que la Voie lactée comprend deux fois plus d'étoiles. Pas moins de 89 nébulosités présentant un spectre caractéristique de résidu de supernova y ont été détectées.

NGC 6951
Galaxie - SABbc Dimension : 3,8' × 3,3' Distance : 74,4 × 106 a.l.
Ascension droite : 20h 37m 14,12s (J2000) Déclinaison : +66° 06' 20,3" (J2000) Magnitude : 12,41 ± 1,48
NGC 6951
La galaxie spirale NGC 6951

GalaxieGalaxie : les étoiles ne se distribuent pas au hasard dans l'Univers, elles tendent à se regrouper dans des objets comprenant chacun entre un à cent milliards de membres que l'on nomme galaxies.
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spirale barrée découverte par l'astronome corse Jérôme Eugène Coggia (1849 – 1919) en 1877 et indépendamment par l'américain Lewis Swift (1820 – 1913) au cours de l'année suivante. Une ouverture d'au moins 200 mm est nécessaire pour discerner la structure en barre qui la traverse. Le diamètre réel est légèrement inférieur à celui de la Voie lactéeVoie lactée : en l'absence de toute pollution lumineuse, la voûte céleste semble traversée par une bande blanchâtre. En raison de sa similitude avec une trainée laiteuse, elle fut appelée galaxias (voie de lait) par les Grecs.
Glossaire
, environ 100 000 années-lumièreAnnée-lumière : unité de distance correspondant à celle parcourue par la lumière (dans le vide) en un an.
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.
Elle possède un noyau très actif qui cache un trou noir supermassif, ce qui la classe dans la catégorie des galaxies de Seyfert. Ces galaxies ont en leur centre un trou noir supermassif entouré d'un disque d'accrétion de matière en chute qui est responsable de la source du rayonnement observé. Les galaxies de Seyfert représentent entre 5 et 10 % des galaxies observables.
Quatre supernovæSupernova : effondrement d'une étoile massive en fin de vie (type II, Ib et Ic) ou explosion thermonucléaire d'une naine blanche à la suite d'une accrétion de matière arrachée à une étoile voisine (type Ia).
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y ont été découvertes : SN 1999el de type IIn à la magnitudeMagnitude (stellaire) : échelle logarithmique permettant de répertorier les étoiles en fonction de leur luminosité. Le niveau zéro de cette échelle a été arbitrairement attribué à une série d'étoiles étalons et le rapport entre chaque magnitude est d'un facteur 2,5.
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maximale de 15,4, SN 2000E de type Ia, magn. 14,3, SN 2015G, de type Ib (20h 37m 25s, +66° 07' 11") le 23 mars 2015, magn. 15,5 et iPTF16ejj, de type non déterminé (20h 37m 14s, +66° 06' 19") le 27 juillet 2016 à la magn. 16,07.

NGC 7023 = Caldwell 4 = Collinder 429 = Nébuleuse de l'Iris
Nébuleuse en réflexion Dimension : 10' × 8' Distance : 1 300 a.l.
Ascension droite : 21h 01m 35,57s (J2000) Déclinaison : +68° 10' 10,3" (J2000) Magnitude : 7,0
NGC 7023
La nébuleuse en réflexion NGC 7023 - Crédit : NASA, ESA and Digitized Sky Survey 2

Une certaine confusion règne à propos de la référence de cet objet. C'est bien la nébuleuse à émissionNébuleuse à émission : complexe gazeux ionisé par le rayonnement d'étoiles jeunes et chaudes.
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qui est découverte le 18 octobre 1794 par William HerschelWilliam Herschel
Fils de musicien, William Friedrich Wilhelm Herschel reçoit également une formation musicale, apprenant le hautbois et le violon. En 1757, il quitte sa ville natale de Hanovre pour l'Angleterre où il s'installe comme copiste à Londres, puis enseigne la musique à Durham…
Glossaire
et référencée comme telle dans le New General Catalog. Aujourd'hui, NGC 7023 est souvent désigné comme un amas ouvertAmas ouvert : composés d'étoiles relativement jeunes, toutes nées de la même nébuleuse, ils se situent principalement dans le plan du disque des galaxies spirales.
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au sein de la nébuleuse LBN 487. Par ailleurs, il porte le numéro 429 dans le catalogue des amas stellaires dressé par l'astronome suédois Per Collinder (1890 - 1974) en 1931.

NGC 7380
Amas ouvert - III 3 p (n) Dimension : Ø 20' Distance : 12 000 a.l.
Ascension droite : 22h 47m 20,97s (J2000) Déclinaison : +58° 07' 55,3" (J2000) Magnitude : 7,20 ± 0,10
NGC 7380
L'amas ouvert NGC 7380 niché dans la nébuleuse Sharpless 2-142

Amas ouvertAmas ouvert : composés d'étoiles relativement jeunes, toutes nées de la même nébuleuse, ils se situent principalement dans le plan du disque des galaxies spirales.
Glossaire
découvert par Carolyn HerschelCarolyn Herschel
Sœur et assistante de William Herschel, elle travaille également seule sur de multiples sujets. Elle découvre de nouvelles comètes, des objets du ciel profond. En 1828, elle reçoit la Médaille d'or de la Royal Astronomical Society…
Glossaire
(1750 - 1848), en 1787. Il s'agit d'un jeune amas encore englobé dans la nébuleuse à émissionNébuleuse à émission : complexe gazeux ionisé par le rayonnement d'étoiles jeunes et chaudes.
Glossaire
qui lui a donné naissance, qui n'est malheureusement visible que sur des photographies en longues poses. Cette dernière est répertoriée Sharpless 2-142, certaines sources citent NGC 7380 comme étant la nébuleuse même.
Le repérage de ce type d'objet sur fond de Voie lactéeVoie lactée : en l'absence de toute pollution lumineuse, la voûte céleste semble traversée par une bande blanchâtre. En raison de sa similitude avec une trainée laiteuse, elle fut appelée galaxias (voie de lait) par les grecs.
Glossaire
n'est pas toujours aisé. En prolongeant vers l'Est la distance entre les étoiles ζ (dzêta) et δ (delta), on trouve une étoile de magnitudeMagnitude (stellaire) : échelle logarithmique permettant de répertorier les étoiles en fonction de leur luminosité. Le niveau zéro de cette échelle a été arbitrairement attribué à une série d'étoiles étalons et le rapport entre chaque magnitude est d'un facteur 2,5.
Glossaire
6,3 (HIP 112508), NGC 7380 est situé immédiatement au sud. Une ouverture de 150 mm permet d'en révéler les composantes.

Sh2-155 = Caldwell 9 = Nébuleuse de la Grotte
Nébuleuse à émission Dimension : 50,0' × 30,0' Distance : 2 400 a.l.
Ascension droite : 22h 57m 05,9s (J2000) Déclinaison : +62° 38' 09" (J2000) Magnitude : 7,7
Sh2-155
La nébuleuse à émission Sh2-155

Caldwell 9 est une faible nébuleuse à émissionNébuleuse à émission : complexe gazeux ionisé par le rayonnement d'étoiles jeunes et chaudes.
Glossaire
au sein d'un complexe gazeux entouré de plusieurs nébulosités plus sombres qui absorbent le rayonnement. Elle doit son nom commun à l'une de ces nébuleuses en absorptionNébuleuse en absorption : nuage moléculaire froid se détachant en ombre chinoise sur un fond plus lumineux en absorbant le rayonnement perçu par l'observateur.
Glossaire
située en avant-plan qui lui donne visuellement une apparence d'entrée de grotte.

NGC 40 = Caldwell 2 = Nébuleuse du Nœud papillon
Nébuleuse planétaire Dimension : Ø 37" Distance : 4 000 a.l.
Ascension droite : 00h 13m 00,97s (J2000) Déclinaison : +72° 31' 18,2" (J2000) Magnitude : 11,89 ± 0,42
NGC 40
La nébuleuse planétaire NGC 40 - Crédit : Misti Mountain Observatory

La nébuleuse planétaireNébuleuse planétaire : en fin de vie, les astres du type Soleil passent par le stade de géante rouge, les couches les plus externes sont éjectées par la pression de radiation émise par le noyau et la partie centrale se contracte en une naine blanche.
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NGC 40 a été découverte par William HerschelWilliam Herschel
Fils de musicien, William Friedrich Wilhelm Herschel reçoit également une formation musicale, apprenant le hautbois et le violon. En 1757, il quitte sa ville natale de Hanovre pour l'Angleterre où il s'installe comme copiste à Londres, puis enseigne la musique à Durham…
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le 25 novembre 1788. Comme tous les objets de ce type, elle résulte de l'éjection des couches supérieures de l'étoile qui lui a donné naissance. C'est le rayonnement provenant de la naine blanche résiduelle qui est à l'origine de sa luminescence. Son diamètre réel est d'environ une année-lumièreAnnée-lumière : unité de distance correspondant à celle parcourue par la lumière (dans le vide) en un an.
Glossaire
. Elle va continuellement se diluer pour disparaître dans 30 000 à 40 000 ans.

NGC 188 = Caldwell 1 = Collinder 6 = Melotte 2
Amas ouvert - II 2 r Dimension : Ø 25' Distance : 6 680 a.l.
Ascension droite : 00h 47m 27,97s (J2000) Déclinaison : +85° 15' 17,8" (J2000) Magnitude : 8,10 ± 0,10
NGC 188
L'amas ouvert NGC 188

Situé à un peu plus de 4° du pôle céleste Nord, l'amas ouvertAmas ouvert : composés d'étoiles relativement jeunes, toutes nées de la même nébuleuse, ils se situent principalement dans le plan du disque des galaxies spirales.
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NGC 188 a été découvert par John HerschelJohn Herschel
Observant à l'observatoire de Slough (banlieue de Londres) de 1826 à 1832, puis depuis le Cap (Afrique du Sud) entre 1833 et 1837, il publiera ses travaux sous la forme d'un Grand catalogue de 10 200 étoiles doubles et multiples…
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le 3 novembre 1831. C'est l'un des plus vieux amas stellaires connus, les dernières estimations lui donnent un âge de 4,3 milliards d'années. Contrairement à la majorité des amas ouverts, il se situe à l'écart du plan galactique à une distance de 1 800 années-lumièreAnnée-lumière : unité de distance correspondant à celle parcourue par la lumière (dans le vide) en un an.
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Si l'amas est repérable avec des jumelles 10×50, il faut toutefois une ouverture d'au moins 150 mm pour commencer à le résoudre en étoiles individuelles.

Les coordonnées équatoriales J2000 et les magnitudes associées (V) sont extraites des bases de données HyperLeda (http://leda.univ-lyon1.fr) et du CDS Portal (http://cdsportal.u-strasbg.fr/). Les données relatives aux supernovæ proviennent de The Open Supernova Catalog (https://sne.space/).
Sauf mention contraire, les illustrations sont issues des différents catalogues du Digitized Sky Survey (http://archive.stsci.edu/cgi-bin/dss_form).