Pegasus (Pégase)
Le catalogue
ÉTOILES DOUBLES
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Désignation AD (2000.0) DE m1 m2 Écart PA Date Note Spectre
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FOX 103 00 04 56.0 +26 38 56 6.3 10.7 17.5" 133° 1962 K4IIIb
STF B 11 AB 1 21 22 05.2 +19 48 16 4.2 7.6 36.5" 311° 2001 [ 1] K0.5III
HJ 1647 AB 21 28 59.8 +22 10 46 6.1 10.2 41.1" 177° 1996 [ 2] M4-5III
HJ 1647 AC 21 28 59.8 +22 10 46 6.2 10.7 40.3" 129° 1966
BU 685 2 21 29 56.9 +23 38 20 4.6 11.6 29.9" 331° 1934 [ 3] M1III
STF A 56 AB 3 21 37 43.6 +06 37 06 6.2 7.5 39.5" 349° 2001 [ 4] A2V
HJ 941 4 21 38 31.9 +05 46 18 5.7 11.8 27.2" 335° 1910 [ 5] A9IV-Vn
STF 2824 AB-C 21 44 38.7 +25 38 42 4.1 10.8 14.2" 291° 1983
HJ 947 AB 21 51 34.2 +19 49 36 5.8 11.4 18.9" 98° 1999 B8III
HJ 947 BC 21 51 35.5 +19 49 33 5.8 11.4 40.8" 298° 1985
STF 2834 AB 21 51 40.2 +19 18 25 6.9 9.9 4.3" 297° 2002 F5IV
STF 2841 A-BC 21 54 17.4 +19 43 05 6.4 8.0 22.0" 110° 2002 K0III+F7V
STF 2850 21 59 49.6 +23 56 27 7.0 11.0 2.8" 264° 1983 [ 6] M5
HJ 289 20 22 01 05.3 +13 07 11 5.6 11.1 54.7" 324° 1925 [ 7] F4III
HJ 953 22 04 34.5 +32 56 30 6.4 11.3 21.2" 106° 1934 G3II
HO 612 22 07 03.3 +34 31 17 7.0 12.0 22.0" 69° 1927 F5IV
BU 1511 AB Pi-1 22 09 13.6 +33 10 20 5.6 11.9 27.7" 323° 1934 [ 8] G8III
BU 698 AB 22 11 54.7 +06 53 47 7.0 11.8 10.7" 338° 1926 A7IV
STF 2877 AB 22 14 18.4 +17 11 22 6.7 9.2 22.2" 22° 2002 [ 9] K4IV
STF 2878 AB 22 14 29.2 +07 58 34 6.9 8.1 1.5" 117° 2002 B9IV
STT 467 22 14 48.6 +22 31 24 6.7 10.7 22.9" 274° 2002 [ 10] G8III
HJ 962 AB 30 22 20 27.6 +05 47 22 5.4 11.5 6.4" 18° 1958 [ 11] B5IV
HJ 962 AC 22 20 27.6 +05 47 22 5.4 11.3 16.3" 224° 1989
HO 615 AD 22 21 19.3 +28 19 50 4.8 11.9 41.9" 307° 1924
KUI 113 40 22 38 52.6 +19 31 20 5.8 11.4 1.5" 243° 1968 [ 12] G8II
CHE 418 22 45 34.5 +30 26 33 6.4 10.9 29.3" 19° 1961 G9V
STF 2958 22 56 51.5 +11 50 54 6.6 9.1 4.0" 14° 2002 A3Vs
STF 2968 23 00 42.4 +31 04 59 6.7 9.5 3.4" 91° 2002 B9pMn
STT 488 23 07 25.5 +20 34 54 6.7 10.4 14.7" 335° 2002 K0III
STF 2978 23 07 27.7 +32 49 31 6.3 7.5 8.3" 145° 2002 A3V
STF 2982 57 23 09 31.5 +08 40 38 5.1 9.7 32.6" 198° 2002 [ 13]
STF 2986 23 09 57.1 +14 25 36 6.6 8.9 31.0" 269° 2002 G0V
STF 2991 23 13 26.5 +11 03 54 6.0 10.2 33.1" 358° 2001 [ 14] G8III
HJ 1859 23 14 21.7 +29 46 19 6.4 9.9 34.0" 121° 1975 F6IVw
STF 3007 AB 23 22 48.7 +20 33 32 6.7 9.8 5.8" 91° 2002 G2V dK6
BU 720 72 23 33 57.2 +31 19 31 5.7 6.1 0.6" 97° 2002 Orb[ 15] K4IIIb
KUI 117 75 23 37 56.8 +18 24 02 5.4 11.6 27.9" 246° 1960 [ 16] A1Vn
STT 505 23 45 29.3 +20 24 56 6.8 9.6 2.5" 61° 2002 G8III
HJ 321 23 57 46.2 +11 28 28 6.6 10.5 25.1" 134° 2002 B9V
BU 1533 23 59 47.8 +11 16 24 6.6 11.1 25.7" 122° 1901 A2
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[ 1] 1 Peg. B is a spectroscopic binary, P = 1111d, and
is BD+19@4690. Spectrum K0V.
[ 2] Proper motion of B +029 -003.
[ 3] 2 Peg.
[ 4] 3 Peg. A is an occultation double. B is BD+05@4829.
[ 5] 4 Peg.
[ 6] A is an irregular variable.
[ 7] 20 Peg.
[ 8] Pi (1) Peg.
[ 9] AB: An optical pair.
[ 10] Proper motion of B +007 -013.
[ 11] 30 Peg.
[ 12] 40 Peg.
[ 13] 57 Peg. A is an irregular variable, GZ Peg. Spectrum
composite; M4IIIs+A2V.
[ 14] Proper motion of B -013 -007.
[ 15] 72 Peg. P = 241yr., a = 0.45", motion direct.
Variable?
[ 16] 75 Peg. A is a spectroscopic binary.
ÉTOILES VARIABLES
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Nom AD (2000) DE Type Max Min T (Jul) P (jours) F Spectre
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AM 21 10.15 +12 27.5 SRa 9.0 11.0 v 2441620. 137.1 44 M1e-M3e
AN 21 11.42 +13 22.3 M 9.6 <13. v 2442667. 280.07 M5
EF 21 15.04 +14 04.1 UG 10.7 <17. p
X 21 21.01 +14 27.1 M 8.8 14.4 v 2445244. 201.2 50 M2e-M5e
SW 21 22.48 +21 60.0 M 8.0 14.0 v 2438750. 396.33 42: M4e
TV 21 26.77 +16 34.8 M 9. <14. v 2438550. 247.10 M0e
CG 21 41.30 +24 46.7 RRab 10.64 11.58 V 2439102.396 0.4671382 17 A7-F6
epsil 21 44.19 +09 52.5 Lc 0.7 3.5 v K2Ib
RR 21 44.51 +25 00.4 M 8.5 14.9 v 2445290. 264.05 43 M4e-M8e
TU 21 45.07 +12 41.8 M 8.2 14.6 v 2445137. 321.6 45 M7e-M8e
AV 21 52.10 +22 33.4 RRab 9.88 10.92 V 2443790.316 0.3903747 17 A7-F6
AW 21 52.35 +24 00.7 EA/DS 7.40 8.61 V 2443741.400 10.62259 10 A5Ve+F2:pe
DF 21 54.73 +14 33.5 EA/DS 9.1 10.9 p 2433505.62 14.6987 04 *A2:
V 22 01.04 +06 07.3 M 7.0 15.0 v 2444506. 302.35 44 M3e-M7e
RT 22 04.16 +35 07.3 M 9.4 15.4 v 2445599. 215.0 44 M3e-M6e
RZ 22 05.87 +33 30.4 M 7.6 13.6 v 2445248. 438.7 44 C9,1e(Ne)(TC)/CSe
T 22 08.90 +12 32.4 M 8.4 15.4 v 2445159. 379.4 49 M6e-M8e
Y 22 11.63 +14 21.9 M 8.9 16.0 v 2443038. 206.93 46 M3e-M5e
RS 22 12.26 +14 33.2 M 8.2 14.7 v 2445161. 415.4 45 M6e-M9e
RU 22 14.05 +12 42.2 UGSS+ZZ: 9.0 13.2 v ~ 74.3 pec(UG)+G8IVN
RV 22 25.63 +30 28.4 M 9.0 15.5 v 2442049. 396.8 38 M6e
UX 22 28.60 +18 01.6 EA/SD 10.7 12.0 p 2440425.479 1.544617 14 *G5V
SS 22 33.97 +24 33.8 M 8.0 13.6 v 2445177. 424.8 M6e-M7e
EX 22 49.10 +24 53.1 M 10. 19. p 2436770. 337.24 25: M10
SX 22 50.42 +17 53.6 M 9.7 15. p 2445186. 303.6 43 S3,9e-S4.5,9e
BG 22 52.79 +15 39.2 EA/SD 10.5 11.6 v 2445532.518 1.95272 18 A2
RW 23 04.19 +15 18.2 M 8.8 14.6 v 2445457. 208.43 48 K3e-M6.5e
ER 23 05.57 +33 27.2 EA/SD 11. 12. p 2445526.554 2.274670 A2
R 23 06.65 +10 32.6 M 6.9 13.8 v 2442444. 378.1 44 M6e-M9e
DY 23 08.85 +17 12.9 SX Phe(B) 9.95 10.62 V 2444502.07044 0.072926297 32 A3-F1
W 23 19.83 +26 16.7 M 7.6 13.0 v 2444873. 345.5 46 M6e-M8e
S 23 20.55 +08 55.1 M 6.9 13.8 v 2445311. 319.22 47 M5e-M8.5e
TY 23 29.94 +13 32.4 EA/SD 10.1 12.0 v 2440451.784 3.092220 14 *A2
DI 23 32.24 +14 58.2 EA/SD 9.38 10.48 V 2445196.488 0.7118168 21 *F4IV
FF 23 36.14 +09 49.0 M 9.7 14.7 v 2438659. 252.4 M5
SU 23 37.00 +32 42.0 M 8.1 11.5 v 2426610. 198.4 M3e
DL 23 48.38 +15 39.4 M 9.7 <15. v 2442759. 180.4 M0
U 23 57.97 +15 57.2 EW/KW 9.23 10.07 V 2436511.66823 0.374781439 F3+F3
Z 0 00.11 +25 53.2 M 7.3 13.6 v 2445090. 334.8 50 M6e-M8.5e(TC)
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CIEL PROFOND
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Nom AD (2000) DE Type V B Dim. Dist. Notes
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NGC 7042 21 13.8 +13 35 GSb 12.8 2.0x1.8' 5280 km/s
M 15 21 30.0 +12 10 AG IV 6.4 12.3' 10.3 kpc NGC 7078
PK 65-27.1 21 30.0 +12 10 NP 1 14.9p 1"/3" Pease 1
NGC 7137 21 48.2 +22 10 GSAB(rs)c 12.4 13.1 1.6x1.4' 1890 km/s
NGC 7156 21 54.6 +02 57 GSAB(rs)cd: 12.5 13.1 1.6x1.4' 4140 km/s
NGC 7177 22 00.7 +17 44 GSAB(r)b 11.2 12.0 3.1x2.0' 1340 km/s
NGC 7217 22 07.9 +31 22 G(R)SA(r)ab 10.1 11.0 3.9x3.2' 1160 km/s
NGC 7241 22 15.8 +19 14 GSB(s)bc(p) 13.4 3.4x1.1' 1630 km/s 2 Zw 174
NGC 7280 22 26.5 +16 09 GSABO(r)+ 12.1 13.0 2.2x1.5' 2030 km/s
NGC 7292 22 28.4 +30 18 GIrBm 12.5 13.0 2.1x1.7' 1200 km/s
NGC 7320 22 36.1 +33 57 GSA(s)d 12.6 13.2 2.2x1.1' 990 km/s Hick 92A
NGC 7331 22 37.1 +34 25 GSA(s)b 9.5 10.4 10.5x3.7' 1040 km/s
NGC 7332 22 37.4 +23 48 GSOp/ 11.1 12.0 4.1x1.1' 1470 km/s
NGC 7339 22 37.8 +23 47 GSAB(s)bc:? 12.2 13.1 3.0x0.74' 1540 km/s
NGC 7385 22 49.9 +11 37 GEp: 12.0 13.1 1.5x1.3' 7980 km/s
NGC 7386 22 50.0 +11 42 GSAO: 12.3 13.3 1.4x1.2' 7410 km/s
NGC 7448 23 00.1 +15 59 GSA(rs)bc 11.7 12.2 2.7x1.2' 2370 km/s Arp 13
NGC 7457 23 01.0 +30 09 GSAO(rs)-: 11.2 12.1 4.3x2.3' 1030 km/s
NGC 7454 23 01.1 +16 23 GE4 11.8 12.8 2.2x1.6' 2170 km/s
NGC 7465 23 02.0 +15 58 G(R')SBO(s)a 12.6 13.3 1.2x0.79' 2140 km/s Mrk 313
NGC 7469 23 03.3 +08 52 G(R')SAB(rs)a12.3v 13.0 1.5x1.1' 5050 km/s
NGC 7479 23 05.0 +12 19 GSB(s)c 10.9 11.6 4.1x3.1' 2540 km/s
NGC 7490 23 07.4 +32 23 GSbc 13.1 2.8x2.6' 6420 km/s
NGC 7497 23 09.1 +18 11 GSB(s)d 12.2 13.0 4.9x1.1' 1890 km/s
NGC 7515 23 12.8 +12 41 GS? 12.4 13.2 1.7x1.6' 4640 km/s
NGC 7550 23 15.3 +18 58 GSAO- 12.0 13.1 1.4x1.2' 5280 km/s Hick 93A
NGC 7610 23 19.7 +10 11 GScd: 13.0 13.4 2.5x1.9' 3710 km/s
NGC 7619 23 20.2 +08 12 GE 11.1 12.1 2.5x2.3' 3950 km/s
NGC 7625 23 20.5 +17 14 GSA(rs)ap 12.1 12.8 1.6x1.4' 1790 km/s 3 Zw 102
NGC 7626 23 20.7 +08 13 GEp: 11.1 12.2 2.6x2.3' 3570 km/s
NGC 7653 23 24.8 +15 16 GSb 12.7 13.4 1.6x1.4' 4430 km/s
NGC 7664 23 26.7 +25 05 GSc: 12.7 13.4 2.6x1.5' 3660 km/s
NGC 7673 23 27.7 +23 35 G(R')SAc(p) 12.8 13.2 1.3x1.2' 3580 km/s Mrk 325
NGC 7678 23 28.5 +22 25 GSAB(rs)c 11.8 12.4 2.3x1.7' 3670 km/s Arp 28
NGC 7711 23 35.7 +15 18 GSO 12.2 13.1 2.6x1.3' 4220 km/s
NGC 7720 23 38.5 +27 02 GE+p: 12.3 13.4 1.6x1.3' 8900 km/s
NGC 7722 23 38.7 +15 57 GS/a 13.4 1.7x1.4' 4200 km/s
NGC 7741 23 43.9 +26 05 GSB(s)cd 11.3 11.8 4.4x3.0' 935 km/s
NGC 7742 23 44.3 +10 46 GSA(r)b 11.6 12.4 1.7x1.7' 1800 km/s
NGC 7743 23 44.4 +09 56 G(R)SBO(s)+ 11.5 12.4 3.0x2.6' 1810 km/s
NGC 7753 23 47.1 +29 29 GSAB(rs)bc 13.0 3.3x2.1' 5350 km/s
NGC 7769 23 51.0 +20 09 G(R)SA(rs)b 12.4 13.2 1.7x1.6' 4380 km/s
NGC 7768 23 51.0 +27 09 GE 12.3 13.2 1.6x1.3' 8370 km/s
NGC 7771 23 51.4 +20 07 GSB(s)a 12.3 13.1 2.5x1.0' 4450 km/s
NGC 7798 23 59.4 +20 45 GS 12.4 13.0 1.4x1.3' 2570 km/s Mrk 332
NGC 7800 23 59.6 +14 48 GIrm? 13.1 2.3x1.6' 1890 km/s
NGC 7814 00 03.3 +16 09 GSA(s)ab:/ 10.6 11.6 5.5x2.3' 1200 km/s
NGC 7817 00 04.0 +20 45 GSAbc:/ 12.1 12.9 3.5x0.93' 2470 km/s
NGC 14 00 08.8 +15 49 G(R)IrB(s)mp 12.1 12.7 2.8x2.1' 1010 km/s Arp 235
NGC 16 00 09.1 +27 44 GSABO-/ 12.0 13.0 1.8x0.95' 3230 km/s
NGC 23 00 09.9 +25 55 GSAB(s)a 12.0 12.9 2.1x1.3' 4730 km/s Mrk 545
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Étoiles doubles
STF 2797
Coordonnées : 21h26.7m +13°41'
Ce couple n'est pas indiqué dans le tableau parce que ses composantes sont plus faibles que la magnitude 7. Il est néanmoins à la portée d'un instrument de moyen diamètre. Il se situe non loin de M15, à un peu moins de 2° nord-ouest.
Il est constitué de deux étoiles de magnitude 7.4 et 8.8 situées à environ 230 parsecs du Soleil. La séparation est de 3.4" avec un angle de position de 219°. La composante principale est une étoile blanche de type spectral A2. C'est une étoile variable de type Bêta Lyrae (une binaire en contact), nommée KP Peg, de faible amplitude (0.21 magnitude seulement).
Au Kepler 200/1200 à x200 : séparation facile, la composante principale est blanche et est accompagnée d'une étoile un peu plus faible, située à une distance un peu plus grande que le diamètre de la principale.
STF 2799
Coordonnées : 21h28.9m +11°05'
Encore une étoile double dont les composantes sont juste un peu trop faibles pour être inclus, mais observable dans un 200 mm. Elle aussi se situe dans le voisinage de M15, à 1° sud.
Elle est constituée de deux étoiles de magnitude 7.4 dont la principale est de type F4 V. Leur distance est d'environ 130 parsecs. On connaît les éléments du couple : la période est de 619 ans et le demi-grand axe de 1.66", ce qui représente à cette distance 216 UA. Voici leurs éphémérides :
2000 1.72" 262°
2020 1.75" 256°
2040 1.77" 250°
2060 1.77" 244°
2080 1.73" 238°
Au Kepler 200/1200 à x200 : le couple est séparé en deux étoiles serrées, toutes deux de couleur "blanc jaunâtre". Sur un dessin fait en août 2002, j'ai noté un alignement dans la direction de l'étoile GSC 1123-1800, de magnitude 10.8. En fait l'alignement passe un peu au nord, d'environ 45" à 50" (par comparaison avec le couple optique GSC 1123-1564 / GSC 1123-1936, dont la séparation est d'un peu plus de 1'). Ceci donne un angle de position d'environ 261°. Cette méthode devrait permettre de détecter la rotation du couple dans une vingtaine d'année : l'alignement sera alors parfait avec l'étoile GSC 1123-1800.
3 Peg
Ce couple écarté est formé de deux étoiles blanches de la séquence principale. Il est situé à environ 80 parsecs du Soleil. La composante principale est une binaire spectroscopique qui n'est pas décelable optiquement.
Au Kepler 200/1200 à x200 : les deux étoiles sont bien écartées l'une de l'autre, toutes deux relativement brillantes.
4 Peg, HJ 941
Coordonnées : 21h38.5m +05°46'
Ce couple, situé à moins d'un degré au sud de 3 Peg, n'a pas été retenu dans le catalogue à cause de la différence d'éclat du compagnon, bien plus faible, qui rend l'observation difficile. Néanmoins il est observable dans un télescope de moyen diamètre.
L'étoile principale est de magnitude 5.7, mais son compagnon n'est que de magnitude 11.8. L'écartement est relativement important : de l'ordre de 28" (à 330°), ce qui aide à séparer le compagnon.
La composante principale est de type spectral A9 IV-V. Elle est situé à 53 parsecs du Soleil. Par contre, la seconde composante est située plus loin : en réalité le couple est optique et non physique.
Au Kepler 200/1200 à x200 : l'étoile principale est blanche, légèrement jaunâtre. Son compagnon est très faible.
Kappa Pegasi, STF 2824 AB-C
Coordonnées : 21h44.6m +25°39'
Cette étoile triple est un couple orbital. Voici l'orbite du couple A-B. En fait, ce n'est pas ce couple (appelé aussi BU 989, puisque c'est Burnham qui l'a découvert) qui est accessible aux instruments moyens d'amateur ; il est bien trop serré !
Le couple découvert par F.G.W. Struve, AB-C, est constituée de deux composantes de magnitude 4.1 (AB, le couple serré, inaccessible) et 10.8. La séparation est de 14.2" et l'angle de position de 291° (ces valeurs se modifient avec le temps). La composante principale (A) est de type F2 IV, la seconde composante (B) est de type F6 IV. Le système triple est situé à 35 parsecs. Les composantes A et B sont situées à un peu plus de 8 UA l'une de l'autre, tandis que la composante C, seule observable, est à plus de 500 UA.
La composante B est en fait la plus massive du système. Elle est elle-même une binaire spectroscopique (Kappa Pegasi est donc un étoile quadruple !), qui a été récemment séparée par interférométrie des tavelures, avec une séparation de 0.10" seulement. Il est possible que C ne soit pas liée au système (orbite hyperbolique ?)
Au Kepler 200/1200 à x200 : le couple A-C est facilement séparé en une étoile blanche jaunâtre, brillante, accompagnée d'une étoile plus faible bien écartée.
HO 465
Coordonnées : 21h46.5m +22°10'
Cette étoile multiple ne figure pas dans le catalogue en raison de la magnitude tout juste trop faible de sa composante principale. Avec un instrument de moyen diamètre, il est possible d'observer trois composantes. Les deux composantes les plus brillantes sont A et B, de magnitude 7.1 et 9.1, situées à 43" et 246°. La composante A (de type A2) est elle-même accompagnée d'une étoile de magnitude 9.4, mais ce couple est inaccessible car la séparation n'est que de 0.2". Par contre, la composante B (de type A7) forme un couple observable : elle est accompagnée d'une étoile de magnitude 10.9 située à 5" et 80°. Ce système est situé à 180 parsecs.
Au Kepler 200/1200 à x200 : A et B sont visibles de façon immédiate, mais la composante C est très difficile à distinguer. Elle est située tout près de B, à peu près dans l'alignement des deux principales composantes, entre les deux.
HJ 947
C'est une étoile triple. La composante principale est une grosse étoile de type spectral B8 III et de magnitude 5.8. Elle est située à 180 parsecs du Soleil.
Le compagnon le plus brillant, B, est de magnitude 11.4. L'écartement est de 18.9", à 98° d'angle de position. L'autre compagnon, C, est encore plus faible : c'est une étoile de magnitude 13.5 seulement, à 24.4" et 312°. Aucun n'est lié à l'étoile principale : il s'agit en fait d'un système triple optique.
Au Kepler 200/1200 à x200 : les deux compagnons ont été observés. Le premier est relativement facile, bien que faible. Par contre l'autre compagnon est très faible. Il a été vu "de l'autre côté", et seulement parce que j'ai eu l'idée de le chercher.
STF 2834
Coordonnées : 21h51.7m +19°18'
Cette étoile triple, située à 100 parsecs du Soleil, n'a pas été retenue dans la liste ci-dessus à cause de la différence de magnitude des compagnons. Ses deux principales composantes sont de magnitude 6.9 et 9.9, et séparées de 4.3" (angle de position de 297°). L'étoile A est une étoile de type F6 V. Une troisième composante, plus faible, a été découverte par Burnham (couple BU 1506). De magnitude 12.5, elle est située à 28.3" et 118° de la composante principale.
Au Kepler 200/1200 à x200 : l'étoile principale est jaunâtre. Le compagnon est faible, situé juste à côté. Je n'ai pas cherché la composante C, invisible à première vue en tout cas.
STF 2854
Coordonnées : 22h04.4m +13°39'
Encore une étoile double hors-tableau. Elle est constituée de deux composantes quasi-identiques, de magnitude 7.8 et 7.9, situées à 1.9" et 83° (la séparation a lentement diminué depuis leur découverte par F.G.W. Struve il y a deux siècles). La composante A est de type spectral F6 V ; elle est située à 67 parsecs et pourrait être une étoile variable (cataloguée comme "suspecte" sous le numéro NSV 14013).
Au Kepler 200/1200 à x200 : le couple est serré, avec deux composantes jaunâtres, de même éclat, et presque accolées l'une à l'autre.
STF 2878
Cette étoile double est située à 270 parsecs. Elle est composée d'une étoile de type B9 IV, de magnitude 6.9, et d'un compagnon de magnitude 8.1 à 1.5" et 115°. Deux autres compagnons, optiques, sont observables : l'étoile C est de magnitude 9.7, à 67" et 120° ; l'étoile D est de magnitude 10.8, à 125" et 274°.
Au Kepler 200/1200 à x200 : n'a pas été séparée.
STF 2958
Cette étoile double, distante de 82 parsecs, est composée d'une étoile de type spectral A3 V et de magnitude 6.6, et d'un compagnon de magnitude 9.1 situé à 3.9" et 14°.
Au Kepler 200/1200 à x200 : dédoublée facilement, avec un compagnon faible. Les deux étoiles sont blanches.
STF 3007
Il s'agit d'un système triple. Les deux principales composante de ce système, distant de 38 parsecs, sont de magnitude 6.7 et 9.8, avec une séparation de 5.8" et un angle de position de 91°. L'étoile principale est identique au Soleil, de type spectral G2V ; elle est accompagnée d'une petite étoile naine dK6. La troisième composante est une petite étoile de magnitude 10.9, à 97" et 308°. Son mouvement propre est beaucoup plus faible que celui des deux principales composantes, signe peut-être qu'elle n'est pas liée au système.
Au Kepler 200/1200 à x200 : l'étoile principale est jaunâtre. Son compagnon est
faible mais nettement visible.
85 Pegasi, BU 733
Coordonnées : 00h02.2m +27°05'
Ce couple serré n'est pas listé dans le tableau ci-dessus. Il est distant de seulement 12.4 parsecs, et est constitué d'une étoile semblable au Soleil, de type spectral G2 V, de magnitude apparente 5.8 (et absolue 5.3), et d'un compagnon de magnitude 8.9. Le couple forme un binaire orbitale, avec un demi-grand axe de 0.83" et une période de 26.3 ans. Voici l'orbite de ce couple et ses éphémérides :
2002 0.75" 204°
2004 0.78" 223°
2006 0.82" 241°
2008 0.85" 257°
2010 0.84" 273°
Une troisième composante, optique, se trouve à près de 3', à la magnitude 9.9. Le déplacement du couple par rapport à cette troisième composante a été relativement important depuis qu'on l'a découvert (il y a deux siècles), preuve qu'elle n'est pas liée à l'étoile double. Il en est de même pour la quatrième composante, de magnitude 13.0.
Le couple orbital a été détecté aussi en tant que binaire spectroscopique. La composante principale pourrait être variable (entre 5.72 et 5.83). Elle est cataloguée dans le catalogue des variables supectes (NSV 14809).
Étoiles variables
Ciel profond
NGC 7042
Mewlon 210 : NGC 7042 est un rond faible dans un champ riche en étoiles. La quantité d'étoiles gêne un peu l'observation.
Voici des images de M15 :
M15 a été découvert par Jean-Dominique Maraldi le 7 septembre 1746, tandis qu'il recherchait la comète de De Chéseaux. Il est situé à 10.3 kpc du Soleil, et à 10.4 kpc du centre de la Galaxie. L'amas est de magnitude 6.2, ce qui correspond à cette distance à une magnitude absolue de -9.2, soit une luminosité de 360 000 fois celle du Soleil. Les étoiles de la branche horizontale (dont les RR Lyrae) sont de magnitude 15.8. Le type spectral intégré est F3/F4. La moitié de la masse de l'amas est comprise dans un diamètre de 2.1', alors que le diamètre complet de l'amas est de 12.3'. Compte tenu de la distance, ceci représente un diamètre de 37 parsecs. Le coeur ne fait que 4" de rayon, soit 0.2 parsec. La densité d'étoiles y est extrêmement élevée, peut-être la plus élevée pour un amas globulaire de notre Galaxie ; elle correspond à la luminosité de 240 000 soleils par parsec cube.
L'amas est résolu en quelques dizaines d'étoiles lorsqu'on atteint la magnitude 14. Il est très concentré (classe IV, les plus concentrés étant de classe I). Messier ne disposait pas d'instruments suffisamment performants pour le résoudre en étoiles, c'est William Herschel qui fut le premier à résoudre l'amas, en 1783. Sa forme est légèrement oblongue, surtout vers le centre. M15 est un des amas les plus riches et les plus compacts que l'on connaisse.
M15 est un amas globulaire dont le coeur a connu une phase d'effondrement ("post-core-collapse globular cluster"), comme M30 et M70 notamment. Pour cette raison, l'amas contient plusieurs binaires en contact qui sont des sources de rayons X (type LMXB, "binaire X de faible masse"). La principale source X, qui est de cette classe, a été découverte en 1974. On a découvert depuis des astres similaires dans d'autres amas globulaires : NGC 1851, NGC 6441 ou NGC 6624 notamment. L'amas contient aussi 9 pulsars, dont un pulsar très rapide (de période 6 milliseconde) au centre. Le pulsar PSR 2127+11 C est un pulsar double.
Parmi les étoiles particulières, on compte aussi une variable de type SX Phoenicis, qui sont des céphéides naines de population II aux pulsations très rapides et parfois irrégulières. Elle a été découverte en 2001 (date de publication). Nommée SXP 1, il s'agit d'un "blue straggler", un de ces astres énigmatiques qui semblent en contradiction avec nos connaissances sur les amas globulaires : ce sont des étoiles bleues, donc a priori jeunes, ce qui est impossible dans un amas globulaire ! On trouvera ici un cours sur les "blue stragglers", ainsi que des détails ici (à propos de ceux découverts dans M3), ici (découverts dans 47 du Toucan), et ici. On pourra lire aussi cette page.
SXP 1 est situé à 102.8" N et 285.6" W du centre de l'amas. Sa magnitude moyenne est 18.45 (V) et varie avec une amplitude de 0.15 magnitude (V). Les pulsations se font selon deux cycles imbriqués, de période très semblable l'une de l'autre, de 0.0406 et 0.0411 jours. Outre cette particularité, l'étoile ressemble à celles du même type que l'on trouve parfois dans les autres amas globulaires.
La cinématique du centre de l'amas globulaire a été étudié à l'aide d'un système d'optique adaptative avec le télescope de Hawaï (CFHT). Les modèles théoriques actuels n'expliquent pas les vitesses obtenues, tandis que l'hypothèse de l'existence d'un trou noir de 2500 fois la masse du Soleil pourrait l'expliquer.
M15, comme beaucoup d'amas globulaires, contient des étoiles variables de type RR Lyrae. L'une d'elles est incluse dans le catalogue GCVS, FO Peg, située à 18' nord-ouest :
AD/DE : 21h28.98m / +12°19.7'
Type : RRab
Max : 15.5 p
Min : 17.1 p
Maxi à : 2 437 233.322 (JJ)
Période : 0.50380 jours (8% pour la montée)
L'amas contient de nombreuses autres étoiles variables, 112 au total, ce qui en fait le numéro 3 derrière M3 et Oméga Centauri.
L'amas globulaire contient une nébuleuse planétaire, Pease 1 (encore appelée K 648), située sur le bord nord-est de la portion centrale de l'amas. Elle fait 1" de diamètre (sans ses extensions). F.G. Pease l'a découverte en 1927 sur des photos prises au télescope de 2.50 m. du Mont Wilson. Des observations faites avec le télescope spatial Hubble montrent qu'il s'agit d'une nébuleuse typique, avec une double enveloppe elliptique. Un faible halo entoure la nébuleuse qui ne montre pas de signe d'interaction avec le milieu interstellaire.
La nébuleuse s'étend avec une vitesse de 12 à 16 km/s (selon les raies spectrales étudiées). Connaissant le rayon de la nébuleuse, on en déduit un âge de plus de 4200 ans.
L'étoile centrale a une température de surface de près 40 000 K, une luminosité égale à 3.5 fois celle du Soleil, un rayon égal à 1.3 fois celui du Soleil et une masse de 0.60 fois celle du Soleil (c'est une valeur supérieure à ce qu'on observe en moyenne dans le halo galactique et en particulier dans les amas globulaires : 0.50 fois la masse du Soleil). Cette étoile n'est ni double ni variable. Le supplément de masse ne peut donc pas s'expliquer par la présence d'un compagnon invisible. Il est possible que l'étoile de départ était une binaire en contact, et qu'il y ait eu fusion des deux étoiles avant la formation de la naine blanche, ainsi devenue plus massive.
On a pu déterminer la masse de la nébuleuse et sa luminosité, en s'aidant d'observations spectroscopiques et de modèles de formation de nébuleuses planétaires. On trouve une masse de 0.57 fois celle du Soleil et une luminosité de 3800 fois celle du Soleil. À partir de sa magnitude, on en déduit sa distance : environ 11 kpc. Cette distance est semblable à celle mesurée par ailleurs pour M15, ce qui prouve l'appartenance de la nébuleuse à l'amas globulaire.
Aux jumelles 50 mm, comme à la lunette 60/700 japonaise, l'amas est visible sous forme d'une boule lumineuse plus brillante au centre. Il n'est pas résolu au 115/900. Il est résolu en périphérie en plusieurs dizaines d'étoiles avec un télescope de 250 mm en pleine ville.
Avec le Mewlon 210, la résolution ne pose pas non plus de problème (à condition de grossir !), mais bien-sûr le centre reste nébuleux et très brillant. Néanmoins on devine une myriade d'étoiles allant jusqu'au centre en vision indirecte (par très bonne transparence).
Au C8 l'amas est extrêmement condensé, avec une vingtaine d'étoiles périphériques et un centre granuleux mais non résolu. L'image était plus intéressante au Mewlon. Au Kepler 200/1200, l'image est similaire : on observe un centre très brillant, très condensé, et autour une multitude d'étoiles vues uniquement en vision périphérique, peut-être une quarantaine. On sent qu'il ne manque que quelques dixièmes de magnitude pour avoir une vision spectaculaire...
NGC 7177
Mewlon 210 : galaxie brillante, avec un bulbe compact, allongée légèrement EW. Le bord nord semble plus tranché (bande d'absorption ?)
NGC 7217
Mewlon 210 : galaxie brillante, ronde, avec un bulbe notable.
NGC 7320
Mewlon 210 : galaxie allongée à peu près nord-sud, faible. Elle est accompagnée de deux petites taches alignées est-ouest et vues seulement en vision indirecte, qui sont NGC 7318 et NGC 7319. Les autres membres du Quintet n'ont pas été vus. Kepler 200/1200 : seule NGC 7320 est perçue, très faiblement et en vision indirecte. Meade Starfinder 10" : NGC 7320 est mieux visible et les deux autres petites galaxies qui l'accompagnent se distinguent très faiblement également.
NGC 7331
Mewlon 210 : galaxie brillante et étendue, allongée presque dans le sens nord-sud. Le bulbe est brillant et contient un noyau stellaire. La portion ouest du bulbe est clairement celle qui nous est la plus proche (image semblable à celle de M31 aux jumelles, par exemple). Des extensions faibles donnent à la galaxie une forme très allongée. Aucune des galaxies d'arrière-plan n'a été vue.
NGC 7332 et NGC 7339
Mewlon 210 : galaxie facilement visible, très allongée, située entre deux étoiles brillantes. Juste à côté, plus faible mais pas trop difficile, se trouve NGC 7339. Elle a la même forme que NGC 7332, mais avec une orientation différente et une taille plus petite. Les deux galaxies ont une forme de fuseau et forment une belle image, rentrant toutes deux dans le même champ. NGC 7339 semble encore plus allongée que NGC 7732.
NGC 7385 et NGC 7386
Mewlon 210 : ces deux galaxies sont faibles, mais bien visibles dans le même champ. Les autres galaxies de l'amas n'ont pas été vues.
NGC 7448
Mewlon 210 : galaxie de moyenne brillance, évidente, allongée.
NGC 7454
Mewlon 210 : galaxie relativement facile, ronde, située tout contre une étoile de magnitude 11. Elle semble ronde.
NGC 7465
Mewlon 210 : tache faible, ronde, petite en vision directe mais un peu plus étendue du coin de l'oeil. Elle est accompagnée d'une toute petite tache ronde très faible, NGC 7463.
NGC 7469
Mewlon 210 : tache ronde, très faible, vue uniquement du coin de l'oeil.
NGC 7479
Mewlon 210 : petite galaxie assez brillante, condensée, à peu près ronde.
NGC 7497
Mewlon 210 : galaxie faible, allongée et étendue.
NGC 7619, NGC 7626 (Pegasus I)
Mewlon 210 : NGC 7619 est une galaxie ronde, de brillance moyenne, accompagnée de NGC 7626, à peu près identique et tout aussi ronde. On aperçoit au nord une troisième galaxie plus faible, NGC 7623, plus petite.
NGC 7625
Mewlon 210 : galaxie ronde, assez brillante et à peu près uniforme, autour d'un noyau ponctuel bien vu en vision indirecte. Il y a une étoile très brillante à environ 10' est.
NGC 7673
Mewlon 210 : petite tache ronde, compacte, pas trop faible, parfaitement uniforme et entourée d'étoiles assez brillantes.NGC 7677 n'a pas été vue.
NGC 7678
Mewlon 210 : cette galaxie "colore" un petit triangle rectangle d'étoiles moyennes. La présence des étoiles gêne l'observation et il est difficile de la détailler. La galaxie est allongée dans le sens du triangle.
NGC 7741
Mewlon 210 : très belle galaxie ! Sa barre est bien observable, et on devine à la limite ses bras, du moins la forme générale de l'enroulement (la comparaison d'un dessin et d'une photo confirmant le sens observé).
NGC 7742
Mewlon 210 : galaixe parfaitement ronde, de faible brillance de surface. On observe un bulbe qui représente environ le tiers du disque (en diamètre).
NGC 7743
Mewlon 210 : petite galaxie facile à distinguer, avec un bulbe notable, dont le diamètre fait environ la moitié du diamètre de la galaxie. Elle est peut-être un petit peu allongée (sa forme est difficile à définir). Il y a une petite étoile tout contre le bord sud.
NGC 7753
Mewlon 210 : galaxie faible et allongée.
NGC 7769 et NGC 7771
Mewlon 210 : NGC 7769 est la plus grande galaxie de ce couple. Elle est à peu près ronde. NGC 7771 est une peu plus brillante, mais aussi un peu plus petite. Elle est allongée à peu près est-ouest.
NGC 7798
Mewlon 210 : galaxie assez facile à distinguer, sous forme d'une tache ronde floue un peu plus brillante vers le centre. Il y a une étoile de magnitude 12 environ, proche de la galaxie au SWS.
NGC 7814
Arcane 205 : galaxie brillante et facile à trouver, allongée dans le sens SE-NW. Mewlon 210 : Galaxie brillante, allongée (mais moins que NGC 7332 par exemple), avec un centre progressivement plus brillant.
NGC 7817
Mewlon 210 : galaxie facile, très étendue, allongée dans le sens SW-NE. Le bulbe est deux fois plus petite que l'ensemble et l'image évoque un peu celle de M31 aux jumelles, avec le bord NW "devant" la galaxie.