Cassiopée

Facilement reconnaissable avec ses cinq étoiles formant un W quand elle se trouve au-dessus du pôle nord céleste, et un M, quand elle est au dessous, Cassiopée, anciennement nommée Cerva, ou encore la Chaise ou le Trône, fait partie des 48 constellations remontant à l'Antiquité. Cette région du ciel traversée par la Voie Lactée comporte de nombreux objets intéressants à observer.

Schedir est une géante de type spectral K0 et se situe à 230- années-lumière de nous. Magnitude apparente : 2,24; magnitude absolue : -1,99, soit 500 fois le Soleil. L'étoile est légèrement variable sur une période de 79 jours.

La variabilité de cette étoile a été annoncée par W.-R. Birt en 1832 [1] John Herschel l'avait également reconnue à peu près à la même époque [2]. Depuis, Bogulawski, Goodricke, Heis, Schmidt et Argelander en ont observé les variations.

[1] Memoirs of the Astronomical Society of London, vol. XI, p. 279.
[2] Astronomische Nachrichten, vol XVI, p. 188.

Les changements d'éclat de cette étoile sont compris entre des limites très étroites (2gr.,2 à 2 gr.,8), et la détermination des différents éléments de sa variabilité est très difficile. Néanmoins, par la discussion de l'ensemble des observations, Argelander croit pouvoir conclure pour la durée de sa période à la valeur :

79, 03 j.

Il ajoute, d'ailleurs, que cette durée ne doit être admise qu'avec beaucoup de réserves : 

« les variations d'éclat sont si faibles que ses fluctuation se détachent difficilement des erreurs d'observation; surtout la comparaison d'étoiles si brillantes est toujours très difficile et rendue plus incertaine encore par suite de leurs colorations différentes. Aussi, il est toujours très pénible d'assigner les époques des maxima et des minima. Je n'ai donc noté que les moments décisifs, et il se pourrait due la période soit beaucoup plus courte. Aussi, je considère que cette étoile doit être soumise à un nouvel examen. » (Ch. André, 1899).

Découvert le 17 août 1799 par W. Herschel, ce système n'a accompli depuis lors qu'une moitié de ses révolutions. D'après les mesures micrométriques d'Otto Struve (1856) et héliométriques de Bruno Peter (1895 et 1898) sa parallaxe serait de 0", 154, ce qui le, place à une distance de un million et demi de fois l'unité astronomique et donne à son demi grand axe une longueur de 39 fois cette même unité. En 1881, Ludwig Struve a discuté le mouvement relatif du compagnon autour du centre de gravité commun du système : il résulte de ses investigations que le rapport M'/M, de la masse du compagnon à celle de l'étoile principale est : M'/M = 0,366. Comme, avec la parallaxe précédente, la masse totale des deux étoiles est 4,3 les masses des deux étoiles seraient alors 3,1 et 1,2 fois la masse combinée du Soleil et de la Terre. L'étoile principale a donc une masse sensiblement triple de celle du Soleil, celle du compagnon lui étant à peu près égale; le demi grand axe de son orbite est lui, peu plus grand que celui de Neptune; mais par suite de la valeur assez grande de l'excentricité, le compagnon serait, au passage au périastre, de beaucoup à l'intérieur de l'orbite de cette planète (Ch. André, 1900).

Segin est une géante bleue distante de 500 années-lumière. Elle nous apparaît avec une magnitude de 3,35, mais sa luminosité absolue vaut 700 fois celle du Soleil (magnitude intrinsèque : -2,31).

Achird ***est une autre étoile multiple. Elle est située à 19,4 années-lumière,. Elle possède huit composantes. Les deux plus lumineuses sont de magnitudes 3,46 et 7,40. Leur séparation est de 11,2". C'est un beau couple rouge et or, à observer avec un petit télescope, dont la période de révolution est estimée à 526 ans. La principale composante a une magnitude absolue de 4,59, ce qui en fait une étoile d'une luminosité de 25% supérieure à celle du Soleil

R Cas est une variable rouge à longue période comparable à Mira de la Baleine. Sa magnitude passe en 431 jours de 4,8 à 13,6.

Rhô Cas est une variable irrégulière analogue à R de la Couronne Boréale.

M52 = NGC 7654 *** : cet amas ouvert situé à 7000 années-lumière compte 120 étoiles entre les magnitudes 11 et 13. (NB : l'étoile jaunâtre, à la droite de l'amas, n'en fait pas partie).

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L'amas ouvert M 52. 
Source : NOAO, crédit : AURA/NOAO/NSF, Kitt Peak (Burrell Schmidt telescope
of Case Western Reserve University's Warner and Swasey Observatory).

M 103 est un amas ouvert d'une soixantaine d'étoiles entre les magnitudes 7 et 11, à chercher près de Ksora. Distance : 8100 années-lumière. Âge estimé : 20 millions d'années.
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L'amas ouvert M103.
Credit & Copyright: Hillary Mathis & N. A. Sharp, KPNO 2.1-m Tel., AURA, NOAO, NSF.

NGC 457 ***, un autre amas ouvert, bien reconnaissable, près de f (Phi) Cas. Magnitude visuelle de 6,40. Environ 80 étoiles.
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NGC 457 (AD = 01h 19' 40.08"; déc. = +58° 17' 16.8") et, ci-dessous, NGC 7789.
Source : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2011-2017.

NGC 7789 , aussi connu sous le nom de Rose de Caroline (en hommage à Caroline Herschel) est déjà visible avec des jumelles. Celles-ci peuvent révéler une quarantaine d'étoiles étoiles. La lumière tarde 8000 ans à nous parvenir de cet amas ouvert, d'un diamètre d'environ 50 années-lumière (ce qui lui confère un diamètre apparent comparable à celui de la Lune)..

Plusieurs amas ouverts à l'est de la constellation sont associés à des nébulosités. Les trois plus brillants sont NGC 1027, IC 1805  et IC 1848. Leurs magnitudes tournent autour de 6,50. Le premier se situe à 3500 années-lumière, les deux autres deux fois plus loin.

IC 1805 ( = OCL 352 ) est un amas ouvert (Melotte 15) immergé dans une nuage, que les étoiles les plus chaudes (type B0) rendent lumineux. Les vastes condensations de poussière présentes sont également rendues visibles par contraste. Situé à 7500 années-lumière de nous, et d'étendant sur plusieurs centaines d'années lumière ce complexe nébulaire est percé d'une cavitée ou cheminée, étiquetée W4, qui a été creusée par l'expulsion de matière interstellaire à grande vitesse lors de l'explosion de plusieurs supernovae dans l'amas.
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L'amas ouvert IC 1805. Ci-dessous : La région nébulaire autour d' IC 1805
Source : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2005.

A proximité se trouve une autre très belle nébuleuse, IC 1795 :
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La nébuleuse diffuse IC 1795 (A.D. : 2h 26mn 42 s; déc. +62°01' ).

IC 59 et IC 63 sont deux nébuleuses situées à environ 600 années-lumière de nous. Il s'agit de deux reliquats d'une grande masse de matière interstellaire progressivement dispersée par le rayonnement de l'étoile Gamma Cassiopée (Cih), toute proche à l'échelle cosmique (c'est-à-dire à trois ou quatre années-lumière du nuage...). La nébuleuse la plus proche de l'étoile (IC 63) réémet principalement un rayonnement H-Alpha, issu de la recombinaison de l'hydrogène ionisé par les radiations ultraviolettes de l'étoile. IC 59, plus éloignée, apparaît plus bleutée : sa lumière est dûe davantage à la reflexion de la lumière par les poussières qu'elle contient.
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Les nébuleuses IC 59 (à droite) et IC 63 (au centre), près de l'étoile Gamma Cas.

La supernova'observée par Tycho Brahé se situe dans cette constellation, un peu au nord-ouest de l'étoile Kappa. 

En novembre 1572, tous les yeux se tournèrent vers cette constellation : une étoile plus brillante que Véga (Lyre), Sirius (Grand Chien) et même Jupiter s'y était montrée tout à coup; la Pèlerine, c'était son nom, était aussi brillante que Vénus en quadrature; on la voyait en plein midi quand le ciel était pur. Elle demeura visible au même point du ciel pendant 17 mois; mais à partir de janvier 1573, elle fut moins brillante que Jupiter; au mois d'avril, elle descendit à la seconde magnitude. Elle diminua rapidement d'éclat et disparut en mars 1574. Elle était blanche pendant les deux premiers mois que dura son éclat maximum, puis elle devint jaune, enfin rouge et s'éteignit finalement. Quelques astronomes crurent que c'était une comète, et la même que celle que l'on prétendait être apparue à la naissance de Jésus-Christ : elle annonçait donc son second avènement. Tycho Brahé réfuta ces idées, et il composa à cette occasion un grand ouvrage intitulé De nova stella anni 1572. 

Cet événement a correspondu à l'explosion d'une naine blanche appartenant à un système binaire (on parle de supernova de type I). Aujourd'hui, le gaz résiduel dispersé par le cataclysme est très dilué et presque indécelable, même par les grands télescopes optiques. Ce rémanent de gaz très chaud est en revanche beaucoup plus apparent en X (ci-dessous).

Cassiopeia A est une rémanent de supernova distant de 11 000 années-lumière. L'onde de choc a environ 20 années-lumière de diamètre. L'étoile à l'origine de cette grosse boule (dix années-lumière de diamètre) de gaz très chaud en expansion a explosé il y a environ 350 ans.
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Cassiopeia A photographiée par le télescope spatial James Webb.
Crédit : NASA, ESA, CSA, STScI; D. Milisavljevic (Purdue University), 
T. Temim (Princeton University), I. De Looze (University of Gent).
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Cas A, vue dans le domaine X par le satellite Chandra.
Crédit : John Hughes et al. (Rutgers), NASA / CXC / SAO

La région centrale de Cassiopeia A vue par le télescope spatial Hubble.
. Crédit : R. Fesen (Dartmouth) et J. Morse (CASA, U. Colorado), Hubble Heritage Team, NASA.

NGC147 est dans une direction proche de celle de la précédente, avec laquelle il semble probable qu'elle forme un système binaire stable. C'est aussi une galaxie naine sphéroïdale (type E5). Elle est distante de 2,5 millions d'années-lumière. Magnitude 12.
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Les deux galaxies elliptiques NGC 185 et, à droite, NGC 147.

IC 10, également membre du Groupe Local, est une galaxie irrégulière située à 2,2 années-lumière. On y a identifié un certain nombre d'étoiles de Wolf-Rayet. Magnitude : 13,6.
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La galaxie irrégulière IC 10.