La Baleine

Par son extension, la Baleine est la quatrième constellation du ciel. Malgré son aspect un peu désertique cette région proche du pôle sud galactique renferme nombre d'étoiles intéressantes.

Menkar est une étoile, avec une magnitude absolue de -1,61, quatre cents fois plus lumineuse que notre Soleil. Éloignée de 220 années-lumière, sa magnitude apparente est de 2,54. Cette géante rouge de type M2 affiche une température superficielle de 3200 K.

Avec une magnitude apparente de 2,04 et une magnitude absolue de -0,3, Deneb Kaitos = Diphda une étoile 110 fois plus lumineuse que le Soleil. C'est une géante de température superficielle égale à 4200 K, située à 96 années-lumière d'après les mesures d'Hipparcos.

Baten Kaitos est distante de 150 années-lumière. La magnitude apparente de cette géante est de 3,90.

Eta Ceti est une étoile située à 120 années-lumière. Elle est de magnitude apparente 3,46 et de magnitude absolue 0,67 (50 fois plus lumineuse que le Soleil).

Tau Ceti, de magnitude apparente 3,49, et située seulement à 11,9 années-lumière, est la vingtième étoile la plus proche. Elle est aussi terriblement attrayante puisque, malgré un éclat absolu de moitié inférieur à celui du Soleil, elle partage avec notre étoile de nombreuses caractéristiques. De là imaginer qu'elle ait pu posséder des planètes, voire une sorte de Terre habitable analogue à la nôtre, il n'y avait qu'un pas. Il a été franchi par Frank Drake et les astronomes du projet Ozma s'occupaient de rechercher des civilisations extraterrestres. 

OmicronCeti = Mira Ceti = la Merveilleuse de la Baleine est connue depuis la fin du XVI^e siècle pour les modifications importantes de son éclat. Sa magnitude évolue entre la magnitude 10,10 et un éclat maximal qui, selon les cas, correspond à des magnitudes de 5 à 2. Le tout dans une intervalle moyen de 332 jours. Mira, distante de 400 années-lumière et d'un diamètre moyen 450 supérieur à celui de notre Soleil, constitue le prototype des variables rouges à longue période. L'étoile possède par ailleurs un compagnon de magnitude 10, écarté de 118", et deux autres composantes plus difficiles d'accès. 

Ci-dessous, la grande traînée gazeuze s'extrayant de Mira, comparable dans son aspect à la queue d'une comète, qui a été repérée dans l'ultra-violet grâce au satellite Galex (Galaxy Evolution Explorer). Longue de  13 années-lumière, et d'une masse de 3000 fois celle de la Terre, cette queue correspond au matériau éjecté par l'enveloppe de l'étoile tout au long de sa phase tardive d'existence (stade de géante rouge).
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Traînée de Mira Ceti.
Crédit :  NASA, JPL-Caltech, GALEX, C. Martin (Caltech), M. Seibert (OCIW).

Mira est la troisième étoile après le Soleil et Bételgeuse (Orion) dont la surface ait été résolue. L'extension que l'on observe à la droite du disque pourrait être due à l'attraction de la matière de l'enveloppe de l'étoile par la naine blanche qui lui sert de compagne.

La Merveilleuse de la Baleine (o Ceti : 3,3 gr. à 8, 8 gr.) - L'apparition qui a le plus frappé l'attention et qui a apporté le plus de lumière sur la question des étoiles nouvelles est celle de 1638, dont l'étude est due à Holwarda; voici ce que l'on sait à ce sujet.

Le 16 décembre 1638, il était occupé à mesurer, par un ciel nuageux en vue de l'observation d'une éclipse de Lune, des hauteurs d'étoiles éloignées de l'horizon, lorsque les nuages s'ouvrirent et qu'alors « il vit par trois fois quelque chose de brillant et de nouveau scintiller dans la constellation de la Baleine »; mais préoccupé de l'éclipse, il ne s'en inquiéta pas d'abord davantage. Cependant, comme, après quelques jours de temps couvert, il réobservait le ciel en vue de vérifier les hauteurs prises précédemment, son oeil tombant par hasard sur la Baleine : « il y vit encore scintiller quelque chose de nouveau et que, jusqu'alors, il n'avait jamais vu ». II considéra d'abord cette apparition comme un météore temporaire, mais le jour suivant, sur les conseils du professeur de Mathématiques Bernard Fullénius, il reprit l'examen de cette portion du ciel; l'apparence qui l'avait tant frappé était encore visible et il put en faire une étude attentive et en déterminer la position (25 décembre 1638).

Soit à l'oeil nu, soit avec une lunette, elle était en tout semblable aux étoiles voisines; «son éclat surpassait celui des étoiles de 3° grandeur de la bouche et de la joue de la Baleine ou de l'épine dorsale des Poissons, mais il était certainement moindre que celui des étoiles de 2° grandeur des mandibules et de la tête du Bélier». Peu après, d'ailleurs, il ne put retrouver cette étoile qu'il crut disparue et grand fut son étonnement quand, le 7 novembre 1639, il la revit à la place même qu'elle occupait lors de sa première apparition, et avec un éclat sensiblement le même.

A cette époque cet astre fut considéré par les astronomes comme une étoile nouvelle, et Holwarda eut beaucoup de peine à démontrer qu'elle était connue depuis longtemps et que Bayer l'avait cataloguée en 1603 comme de 4e grandeur sous le nom de o Baleine [1].

[1] On a souvent dit, après Képler, que, dès 1596, D. Fabricius avait, au cours de ses observations, noté la disparition de cette étoile : le fait est très douteux et paraît peu probable.

Cette identification conduisait à une conséquence de la plus haute importance, en prouvant sa variabilité rapide et périodique, et ce fait parut tellement remarquable due les contemporains donnèrent à cette étoile le nom de Merveilleuse (Mira Ceti). Cependant, dans les premiers temps, Fullénius et Jurge à Hambourg furent seuls à l'observer. Le premier la revit en septembre 1642 et peut-être en 1643. Le second la vit en février 1647 et la classa comme de 3° grandeur; en 1648, au contraire, il la chercha vainement.

Un peu plus tard Hévélius soumit cette étoile à un examen attentif qui dura de 1659 à 1678; ses observations, beaucoup plus nombreuses et plus exactes que celles à peu près simultanées de Maraldi, Bouillaud, Picard et J. D. Cassini, sont les premières qu'on puisse réellement utiliser dans le calcul de la périodicité de o Baleine [2] (Ch. André, 1899).

[2] Historiola mirae stellae in collo Ceti; 1662.

T Ceti est une étoile aux variations dites semi-régulières d'une période moyenne de 159 jours. Éloignée de 500 années-lumière, elle voit sa magnitude apparente évoluer entre 5,50 et 6,90.

UV Ceti est une naine rouge à sursauts (flare star) typique. De magnitude ordinairement de l'ordre de 12,40, ses brèves sautes d'humeur peuvent la conduire à briller brusquement, en moins de cinq minutes, comme une étoile de magnitude 6,80. Cinquième étoile en distance du Soleil, elle est située à 7,9 années-lumière et possède, à 3", un compagnon de magnitude 13.

Plusieurs étoiles doubles ou multiples méritent une attention spéciale dans cette constellation :

Kaffaljidhma, distante de 82 années-lumière est une étoile triple. Sa composante brillante, blanc-bleue, est de magnitude 3,47. Magnitude absolue 1,47, soit un éclat 22 fois supérieur à celui du Soleil. Sa plus proche compagne, blanc-jaune, située à 2,8", est de magnitude 6,40. Le dernier élément du trio se situe à 14". C'est une étoile de magnitude 10.

Nu Ceti, géante rouge distante de 400 années-lumière possède une première composante de magnitude 5,0 et, à 7,8" de là, une autre de magnitude 7,70.

37 Ceti, distante de 70 années-lumière, possède deux composantes écartées de 49,6". Magnitudes respectives : 5,21 et 7,80.

66 Ceti à 73 années-lumière est triple. Sa composante la plus brillante est de magnitude 5,70. La deuxième, écartée de 16,3" est de magnitude 7,70.

84 Ceti est une binaire dont les deux composantes, écartées de 3,8", sont de magnitudes respectives 5,70 et 9,40. La distance du système est évaluée à 91 années-lumière.

NGC 247	WLM

WLM (Wolf-Lundmark-Melotte; coordonnées : 00h 01mn  57,90s; -15° 27' 50,0") est une galaxie naine irrégulière. Découverte en 1909 par l'astronome Max Wolf, puis étudiée plus en détail par Knut Lundmark et Philibert Jacques Melotte, dont les noms ont été réunis dans son appellation actuelle, elle est située à environ 3 millions d'années-lumière de la Terre, et se trouve à la périphérie du Groupe Local. Elle semble avoir évolué relativement isolée, sans avoir subi de fortes interactions avec les grandes galaxies voisines. Cette galaxie possède un diamètre d'environ 8000 années-lumière et renferme plusieurs centaines de millions d'étoiles. Sa structure irrégulière est caractérisée par une abondance de gaz d'hydrogène neutre, indispensable à la formation de nouvelles étoiles. Malgré sa petite taille, WLM présente encore une activité de formation stellaire modérée, avec des régions contenant des étoiles jeunes et massives. WLM possède également un ancien système d'étoiles regroupées dans un amas globulaire, fait relativement rare pour une galaxie naine de ce type. L'étude de ses populations stellaires a ainsi montré qu'elle contient à la fois des étoiles très anciennes, âgées de plus de 10 milliards d'années, et des générations plus récentes. Sa faible abondance en éléments lourds en fait un laboratoire précieux pour comprendre les conditions chimiques qui régnaient dans les premières phases de l'évolution de l'Univers. En raison de son isolement, WLM est souvent considérée comme un exemple représentatif d'une galaxie ayant conservé une partie importante de ses caractéristiques originelles. Les astronomes l'utilisent pour étudier les mécanismes de formation des galaxies naines et l'évolution chimique des systèmes stellaires peu perturbés.

NGC 1055. -  Située à environ 60 millions d'années-lumière et de magnitude 11,4, cette galaxie spirale vue par la tranche révèle dans son disque ses grandes bandes sombres de poussières.
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La galaxie spirale NGC 1055.

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La galaxie spirale M 77.

Autres galaxies dans la constellation de la Baleine : NGC 157 (spirale);  NGC 210 (spirale);  NGC 274 (galaxie elliptique); NGC 309 (galaxie spirale barrée éloignée de 210 millions d'années-lumière);  NGC 1073 (autre galaxie spirale barrée); IC 1613 (galaxie irrégulière naine, membre du Groupe local).