Céphée

Céphée, traversée par la Voie Lactée, est riche en amas ouverts et en nébuleuses. Formée d'étoiles relativement brillantes, la constellation présente un aspect bien reconnaissable. Elle se signale également par ses étoiles variables, dont trois se posent prototypes de leurs familles respectives.

Alderamin est située à 49années-lumière. C'est une géante de type spectral A7. Magnitude apparente : 2,45. Éclat réel : vingt fois celui de notre Soleil (magnitude absolue : 1,58). Son spectre révèle une vitesse de rotation particulièrement élevée.

Alraï (Erraï), éloignée de 45 années-lumière, est une étoile de type spectral K1 et de magnitude apparente 3,21, qui vient tout juste de quitter la séquence principale (c'est-à-dire la longue phase de combustion de l'hydrogène dans son coeur, qui occupe 90% de la vie d'une étoile). Brillante comme 8,4 soleils (magnitude absolue : 2,51), elle s'achemine désormais vers le stade de géante rouge.

Eta Cephei est une étoile de type spectral K0, distante de 47 années-lumière. De magnitude absolue 2,63, soit une luminosité 7,5 fois supérieure à celle du Soleil, elle nous apparaît avec une magnitude de 3,41. L'objet s'approche dans notre direction à une vitesse d'environ 80 km/s. (Une étoile de magnitude 11 peut s'observer à proximité (45" d'écart), mais n'a aucune connexion physique avec Eta.)

Erakis =l'Étoile Grenat = Mu Cephei est une magnifique variable rouge située à environ 1000 années-lumière, dont le diamètre pourrait être plusieurs centaines de fois supérieur à celui de notre Soleil. Sa couleur est apparemment variable. On la décrit parfois comme un astre rouge-orangé, mais William Herschel, à qui l'on doit son surnom, la décrivait lui, plutôt, comme un astre pourpre. Ce qui est sûr en revanche, c'est que sa magnitude (peut-être en partie altérée par l'interposition de matière appartenant au nuage entourant IC 1396) évolue entre 5,10 et 3,60 assez irrégulièrement. On décèle cependant dans ses variations une vague périodicité d'environ deux ans qui se superpose à des cycles d'oscillations d'une centaine de jours. Plusieurs cycles dont les durées s'étagent jusqu'à 13 ans ont également été évoqués par les astronomes. 

On notera encore que Mu Cephei contient (en quantités notables selon ce que révèle l'intensité des bandes de son spectre dans l'infrarouge) des molécules de H₂O (vapeur d'eau) dans son enveloppe externe. Elle constitue par ailleurs la tête d'affiche du sous-type de variables rouges semi-régulières SRc.

Epsilon Cephei est une étoile de magnitude 4,3 et de type spectral F0. Sa distance est estimée à 85 années-lumière et sa luminosité intrinsèque doit alors être une dizaine de fois supérieure à celle de notre Soleil. Il s'agit d'une variable rapide apparentée aux étoiles à pulsations du type Delta Scuti (Ecu de Sobieski). Sa période est de 61 minutes, mais la variation d'éclat est très faible : 0,03 magnitude.

Delta Cephei est une étoile variable pulsante dont la magnitude évolue entre 3,44 et 4,27, sur une période de 5 jours 8 heures 48 minutes, du fait de fluctuations régulières du volume de son enveloppe. Sa température superficielle, elle-même, oscille selon le même rythme, faisant évoluer le type spectral entre F5 (couleur blanche) et G2 (jaune). Éloigné de 1000 années-lumière, cet astre géant atteint à son maximum une luminosité 3300 fois supérieure à celle du Soleil. Son diamètre, qui évolue sur une plage de 10% pendant la pulsation, doit être en moyenne une trentaine de fois celui de notre étoile.

Delta constitue le prototype de la grande famille des céphéides, des étoiles géantes variables à pulsations de population I (c'est-à-dire de la génération du Soleil). Leur masse est environ 5 à 10 fois supérieure à celle de notre étoile.

Delta Cephei est, par ailleurs, une étoile binaire offrant un beau contraste jaune-bleu : son principal compagnon, de type spectral B7 et de magnitude apparente 7,50 se trouve à 41" d'écart. Une autre étoile, de magnitude 13 peut s'observer à 20,9", mais ne constitue qu'une double optique.

RZ Cephei est une étoile variable à pulsations du type de RR Lyrae (Lyre). Sa magnitude évolue entre 9,2 et 9,8 et son spectre de A0 à A3 sur une période normalement de 7 h 24 mn. Parfois, à quelques années d'intervalle, l'astre connaît aussi de subites variations de période de quelques secondes (en plus ou en moins). Ainsi, par exemple, la période a-t-elle brusquement diminué de 4 secondes en 1901, puis a-t-elle repris sa valeur précédente en 1916, avant de s'allonger encore de 2 secondes en 1923...  On estime sa distance à près de 2000 années-lumière et sa magnitude absolue à 0,5 (50 fois la luminosité du Soleil). RZ Cephei se déplace à une vitesse record dans l'espace : ~650 km/h.

Alphirk = Bêta Cephei, située à 700 années-lumière, est une étoile binaire, dont la principale composante est une géante de type B2 variable. Elle présente en premier lieu un décalage d'une période de 4 heures et 34 mn dans les raies de son spectre, trahissant une pulsation de son enveloppe, dont la vitesse radiale atteint à son maximum la vitesse d'une trentaine de kilomètres par seconde, et cela s'accompagne secondairement de petites variations de sa magnitude apparente (entre 3,30 et 3,35). Avec une magnitude absolue qui oscille autour de -3,08, l'étoile est en moyenne mille fois plus lumineuse que le Soleil.  Certains astronomes font d'Alphirk le prototype d'étoiles variables pulsantes de faible amplitude, les b-Cephei. D'autres préfèrent Bêta Canis Majoris (Grand Chien), comme tête d'affiche de cette famille. Il est également possible d'en parler comme de quasi-céphéides... 

La seconde composante est une étoile de type spectral A3 et de magnitude 8, située à 14" d'écart. Elle est une douzaine de fois plus lumineuse que le Soleil.

U Cephei est une binaire à éclipses, analogue à Algol (Persée) et située à un millier d'années-lumière, et. Ici, c'est une petite étoile bleue très brillante de type spectral B8 (130 fois plus lumineuse que le Soleil et d'un diamètre trois fois supérieur), qui est occultée périodiquement par une grosse étoile orangée de type G8, (25 fois plus lumineuse que le Soleil, et d'un diamètre cinq fois supérieur). 
La période de révolution du système autour de son centre de gravité, qui correspond bien sûr aussi à l'intervalle séparant deux passages d'une étoile donnée devant l'autre, est de 2,5 jours. Cette période ayant d'ailleurs tendance à augmenter lentement au fils des ans. Phénomène qui s'expliquerait par une perte et un transfert de masse de la composante orange vers la bleue. 

Le système a une magnitude apparente globale de 6,8 en dehors des périodes d'éclipses. Lors des éclipses par l'étoile la plus sombre, l'éclat descend graduellement, pendant 4 heures, pour atteindre la magnitude 9,2, qui restera ensuite inchangée pendant 2 heures, avant une nouvelle remontée de 4 heures. Pendant les éclipses secondaires (passage de l'étoile brillante devant sa compagne), l'atténuation de l'éclat est moins sensible.

V V Cephei est, comme la précédente, une étoile à éclipses. Le système, distant de 2300 années-lumière, est composé d'une étoile bleue de type spectral B9, 13 fois plus massive que le Soleil, et d'une supergéante rouge de type M2ep, 18 fois plus massive que le Soleil, et qui se pose comme l'étoile dont le diamètre, équivalent à celui de l'orbite de Mars, est le plus important. 

La période de révolution de VV Cephei est de 20 ans 4 mois, presque aussi longue que celle d'Epsilon Aurigae (Cocher), la détentrice de ce record. Les éclipses de l'étoile bleue par la rouge durent 650 jours. Ils sont précédés de 4 mois pendant lesquels la magnitude photographique passe de 6,7 à 7,4. Le retour complet à la normale après l'éclipse tarde un an et demi. Une dissymétrie qui s'observe aussi pour d'autres étoiles à éclipses, en particulier, Dzêta Aurigae (Cocher).

La géante rouge étant elle-même légèrement variable (avec une périodicité d'environ 350 jours), une variation d'éclat de 0,3 magnitude est enregistrée pendant la durée de l'occultation. Le reste du temps, ce sont les variations de la géante bleues, apparemment siège d'instabilités la conduisant à se défaire de son enveloppe, que l'on observe.

La dernière éclipse par la géante rouge a eu lieu en 2017.

La première composante de cette binaire est de type spectral A3. Elle est séparée de la seconde - une étoile F7 - par un angle de 6".

Dzêta Cephei est une étoile double. La première composante est une supergéante de magnitude apparente 3,39 (magnitude absolue -3,35, soit une luminosité 2000 fois supérieure à celle du Soleil). La seconde, écartée de 7,7", affiche une magnitude apparente de 6,50. Distance du système : 800 années-lumière.

NGC 6939 est un amas ouvert d'une centaine d'étoiles éparpillées. Distance estimée à près de 1900 années-lumière. Magnitude 7,80.

IC 1396 est une amas d'une cinquantaine d'étoiles immergées d'un un grand ensemble nébulaire, dont fait partie la nébuleuse de la Trompe d'éléphant. Magnitude globale 3,50. Distance de l'ordre de 2500 années-lumière.

NGC 7510 est situé dans une région riche sinon confuse de la Voie Lactée. C'est un amas ouvert très étiré, constitué d'une cinquantaine d'étoiles et associé à une nébulosité. Distance : 10 000 années-lumière, au moins.

NGC 7762 représente une petite concentration d'étoiles réunies dans un volume d'une dizaine d'années-lumière. La distance de cet amas ouvert est estimée à 3500 années-lumière. 

NGC 7129 est un amas ouvert associé à une nébuleuse brillante d'une magnitude de 11,5 et d'un diamètre angulaire avoisinant les 8'. Distance : 3200 années-lumière. Des observations suggèrent qu'un système planétaire est en cours de formation autour d'une des très jeunes étoiles de l'amas.

En octobre et novembre 2003 les astronomes ont assisté a un phénomène déroutant dans cet amas. Lors d'observations du disque de gaz et de poussières qui entoure une très jeune étoile massive de type Be (étoile de Herbig)  étiquetée LKHa 234 (la plus à gauche des étoiles brillantes, au centre de l'image), ils ont constaté des apparitions sporadiques de raies d'absorption dans son spectre dues au sodium. Cela a été interprété comme une indication qu'un corps de type cométaire à très probablement été volatilisé par l'étoile dont il se serait trop rapproché. La taille de l'objet a même pu être évaluée (environ 100 km de diamètre), ainsi que la distance à laquelle il s'est rapproché  avant sa destruction (environ 15 millions de kilomètres). 

C'est n'est pas la première fois que des astronomes observent un phénomène conduisant à une interprétation similaire. D'autres indices de présence de comètes ont déjà été recueillis sur Bêta Pictoris (Peintre). Mais cette étoile-là est plus évoluée et moins massive que LKHa 234; il est plus aisé d'y supposer la présence d'un système planétaire en formation. Dans le cas présent, l'étoile concernée a moins de cent mille ans, et cela paraît être un délai excessivement court pour que se forment des planètes. Et surtout des planètes suffisamment grosses pour que leur gravitation perturbe suffisamment l'orbite d'une grosse comète et la précipite vers l'étoile.

NGC 7822 est la plus marquante des nébuleuses brillantes et sombres que l'on peut observer dans la partie occidentale de cette constellation. Elle est cependant réservée aux seuls photographes.
-

NGC 7822. Ci-dessous : Nuages moléculaires se détachant sur la nébuleuse brillante.-

NGC 7023 = la Nébuleuse de l'Iris, à une distance de 1300 années-lumière de nous,  correspond à un amas ouvert associé à une nébuleuse par réflexion (on doit sa couleur bleue dominante à la diffusion de la lumière des étoiles massives de l'amas par des poussières, répandues dans un espace où les études infrarouges révèlent égalemnt la présence de ces molécules complexes que sont les PAH). Sur l'image ci-dessous on observe nettement, sous la forme d'un tracé sombre rectiligne, la trace laissée il y a quelque cinq cent mille ans par l'étoile PV Cephei (aujourd'hui située à une trentaine d'années-lumière de là), lors de son expulsion de l'amas ouvert avant même la fin sa formation.

Barnard 150 est un nuage sombre visible à contre-jour sur un fond riche en étoiles. Il est situé à 1200 années-lumières de nous. 
-

La nébuleuse sombre Barnard 150, dans la constellation de Céphée
(AD : 20 h 51' 4,8"; Déc. 60° 10' 48").

NGC 2300 et, à droite, NGC 2276.

NGC 6946 est une grande galaxie spirale de type SABcd, vue presque de face, située à la limite des constellations de Céphée et du Cygne, et distante, peut-être, d'une quinzaine de millions d'années-lumière. Une forte activité de formations stellaires s'y manifeste. Une dizaine de supernovae y ont par ailleurs été observées depuis le début du XX^e siècle.Magnitude photographique : 10,50.
-

NGC 6946. Source : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2011, 2014.

Une quarantaine de nébuleuses brillantes y ont été dénombrées, ainsi qu'un nombre inhabituellement élevé de supernovae (au moins quatre). La première d'entre elles, observée en juillet 1917 au Mont Wilson, a apporté la preuve définitive, à une époque où la question n'était pas encore complètement éclaircie, de la nature extragalactique des "nébuleuses spirales". NGC 6946 constitue par ailleurs une importante source de rayonnement radio (radiogalaxie).

NGC 6951 est une autre belle galaxie spirale (type SABbc). Son noyau actif la classe en outre parmi les galaxies de Seyfert 2. Magnitude : 11,6. Distance : 55 millions d'années-lumière.

PV Cephei (20 h 45 mn 54,29 s; +67° 57' 38,8"). Cette étoile variable, de type spectral A5,  immergée dans un nuage moléculaire a attiré l'attention des astronomes début 2004, lorsqu'ils se sont aperçu que l'objet - excessivement rapide, avec sa vitesse de 18 km/s, soit quarante fois la vitesse d'une balle de fusil - s'était formée, il y a cinq cent mille ans, bien loin de là au sein de l'amas ouvert qui constitue NGC 7023. Expulsée par les effets de perturbations gravitationnelles au sein de son ensemble stellaire d'origine, l'étoile n'avait pas alors complètement achevée sa formation, comme l'on révélé les objets de HerbigHaro semés sur sa trajectoire (et qui ont aussi montré que l'astre avait accéléré au fil du temps). Aujourd'hui, elle se situe à une trentaine d'année-lumière de son lieu de naissance. 
-

PV Cep et la nébuleuse par réflexion qui lui est associée.
(une partie de celle-ci peut se comprendre comme de la matière expulsée par l'étoile 
sous la forme d'un jet de Herbig-Haro).