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Triangle
Hiver
Méridien 5 décembre, 21h00
Le Triangle figurait déjà dans la liste des 48 constellations répertoriées par Ptolémée dans son Almageste, l’une des rares constellations antiques (avec la Balance) à ne pas provenir d’un mythe et la seule qui soit décrite par une figure géométrique.
À l’époque grecque, cette constellation portait le nom de Deltotron, le Delta (vraisemblablement celui du Nil), identifié par la lettre grecque Δ. Les romains conservèrent cette appellation en la nommant Deltotum.
Ascension droite Entre 21,125 et 40,75
Déclinaison Entre 25 et 36,75
Taille observable 132 deg2 (79e)
Visibilité Entre 90° N et 50° S Source ICI
M33
La galaxie du Triangle, également appelée M33, est une galaxie spirale de type SA(s)cd appartenant au Groupe local et située dans la constellation du Triangle. Sans doute satellite de la galaxie d’Andromède, sa distance au Soleil est assez mal connue. Les mesures actuelles donnent une distance allant de environ 0,73 Mpc (∼2,38 millions d’a.l.) à environ 0,94 Mpc (∼3,07 millions d’a.l.).
C’est la troisième galaxie la plus massive du Groupe local après la galaxie d’Andromède et la Voie lactée, et devant le Grand Nuage de Magellan ; avec une masse évaluée à 60 milliards de masses solaires, elle ne représente que 5 % de la masse de la galaxie d’Andromède, la matière noire constituant près de 85 % de cette masse6.
Cataloguée pour la première fois par Charles Messier en 1764, la galaxie du Triangle avait probablement déjà été observée auparavant, étant visible à l’œil nu lorsque les conditions s’y prêtent. Son étude astronomique remonte au moins au milieu du xixe siècle, puisque William Parsons, 3e comte de Rosse, avait, dès 1850, suggéré que sa structure présentait des spirales
Magnitude 6.27
Dimensions 70,8 × 41,7 minutes d’arc Source ICI
NGC 672 et IC 1727
NGC 672 est une galaxie spirale barrée située dans la constellation du Triangle à environ 19 millions d’années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l’astronome germano-britannique William Herschel en 1786.
La classe de luminosité de NGC 672 est III-IV et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d’hydrogène ionisé1.
Plusieurs mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 7,318 ± 1,243 Mpc (∼23,9 millions d’a.l.) 8, ce qui est à l’intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage
IC 1727 est une galaxie spirale barrée de type magellanique située dans la constellation du Triangle à environ 23 millions d’années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l’ingénieur britannique Isaac Roberts en 18966.
La classe de luminosité de IC 1727 est V et elle présente une large raie HI. De plus, c’est une galaxie LINER, c’est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d’émission caractérisé par de larges raies d’atomes faiblement ionisés1.
Avec une brillance de surface égale à 14.34 mag/am2, on peut qualifier ic 1727 de galaxie à faible brillance de surface (LSB en anglais pour low surface brightness). Les galaxies LSB sont des galaxies diffuses (D) avec une brillance de surface inférieure de moins d’une magnitude à celle du ciel nocturne ambiant.
NGC 925
NGC 925 Amatha Galaxy est une galaxie spirale barrée située à environ 30 [4] millions d’ années-lumière dans la constellation du Triangulum . La classification morphologique de cette galaxie est SB (s) d, [3] indiquant qu’elle a une structure en barres et des bras spiraux lâchement enroulés sans anneau. [6] Le bras en spirale au sud est plus fort que le bras nord, ce dernier apparaissant floculantet moins cohérent. La barre est décalée du centre de la galaxie et est le site de formation d’étoiles sur toute sa longueur. Ces deux traits morphologiques – un bras spiral dominant et la barre décalée – sont typiquement des caractéristiques d’une galaxie spirale magellanique. [7] La galaxie est inclinée à un angle de 55 ° par rapport à la ligne de visée le long d’un angle de position de 102 °
Magnitude 10.7
Taille 10.0′ Source ICI
M106 (NGC 4258)
à 23,5 ± 1,0 millions d’années-lumière5. M106 a été découvert par l’astronome français Pierre Méchain en 1781.
La classe de luminosité de M106 est II-III et elle présente une large raie HI ainsi qu’un jet d’ondes radio. De plus, c’est une galaxie LINER, c’est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d’émission caractérisé par de larges raies d’atomes faiblement ionisés. Enfin, M106 est une galaxie active de type Seyfert 1.91.
Près d’une centaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 7,271 ± 0,980 Mpc (23,7 ± 3,2 millions d’années-lumière)11, ce qui est semblable et à l’intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage (6,26 ±0,47 Mpc). Il existe cependant une mesure encore plus précise de sa distance, soit 7,2 ± 0,3 Mpc, grâce à la présence d’un mégamaser à vapeur d’eau dans la galaxie.
Magnitude 8.4
Taille 190′ Source ICI
M3 (NGC 5272)
L’objet a été découvert en 1764 par Charles Messier et fut résolu pour la première fois en étoiles par William Herschel vers 1784. La première étoile variable de l’amas fut découverte en 1889 par Pickering. En 1953, Allan Sandage découvrit des étoiles bleues dans l’amas.
L’amas est l’un des plus importants par le nombre d’étoiles : il en compterait pas moins d’un demi-million. La taille de l’amas est d’environ 160 années-lumière. De tous les amas connus, M3 est celui qui contient le plus d’étoiles variables : pas moins de 274 ont été recensées, dont 170 RR Lyrae2. La détermination de la période d’autres de ces étoiles, les céphéides, a permis de nous faire une idée précise de la distance de l’amas, soit ∼34 000 a.l. (∼10 400 pc).
Les étoiles de l’amas sont âgées de 8 milliards d’années mais il contient un nombre relativement élevé de blue stragglers, des étoiles bleues de la séquence principale qui apparaissent anormalement plus jeunes et plus lumineuses que les autres étoiles de l’amas
Magnitude 8.4
Taille 16,2′ Source ICI
NGC 4244
également connu sous le nom de Caldwell 26 , est une galaxie spirale lâche bordée, et fait partie du groupe M94 ou du groupe Canes Venatici I, un groupe de galaxies relativement proche du groupe local contenant la Voie lactée . Dans le ciel, il est situé près de l’étoile jaune à l’œil nu, Beta Canum Venaticorum , mais aussi près de la galaxie spirale barrée NGC 4151 et de la galaxie irrégulière NGC 4214 .
Elle trouve à environ 4,3 mégaparsecs [3] (14 millions d’années-lumière) [6] . Un amas d’étoiles nucléaires et un halo sont situés près du centre de cette galaxie.
Magnitude 10.2
Taille 16,2′ Source ICI
NGC 4395
Galaxie spirale à faible luminosité de surface située à environ 14 millions d’ années-lumière (ou 4,3 Mpc ) de la Terre. Le noyau de NGC 4395 est actif et la galaxie est classée comme Seyfert Type I connu pour son trou noir supermassif de très faible masse . Elle a été photographié et classé comme » nébuleuse en spirale » dans un article de 1920 de l’ astronome Francis G. Pease . Maintenant, on sait qu’il s’agit d’une galaxie distincte de la Voie lactée (voir Grand débat ). Avec plusieurs autres galaxies proches, des étoiles résolues dans NGC 4395 ont été utilisées pour mesurer le taux d’expansion de l’Univers par Allan Sandage et Gustav Andreas Tammann dans leur article de 1974. Plus récemment, NGC 4395 a été découvert pour contenir un noyau galactique actif de très faible luminosité. Depuis lors, son noyau a fait l’objet de plusieurs articles académiques et de tentatives pour mesurer la masse de son trou noir central.
Magnitude 10.6
Taille 13,2′ Source ICI
NGC 4631 et NGC 4627
NGC 4631 a été découvert par l’astronome germano-britannique William Herschel en 1787. NGC 4631 est aussi appelée la galaxie de la Baleine.
NGC 4631 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SB(s)d sp ou Sc sp dans son atlas des galaxies5,6.
La classe de luminosité de NGC 4631 est IV et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d’hydrogène ionisé1.
Près d’une vingtaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 5,097 ± 1,537 Mpc (∼16,6 millions d’a.l.)7, ce qui est à l’extérieur des distances calculées en employant la valeur du décalagec.
NGC 4631 renferme des régions de sursaut d’étoiles, c’est-à-dire des régions de formation d’étoiles intenses. De nombreuses taches bleues visibles sur l’image du télescope spatial Hubble montrent la présence de plusieurs jeunes étoiles massives et chaudes. Des émissions de l’hydrogène ionisé8 ainsi que la présence de poussière interstellaire chauffée par les radiations de ces étoiles témoignent aussi de cette intense activité9.
La longévité de ces étoiles massives est de courte durée et les supernovas sont nombreuses dans cette galaxie. Il y a eu tellement de supernovas dans le centre de NGC 4631 qu’elles ont projeté des gaz hors du disque de la galaxie. Les données rayons X captées par le télescope spatial Chandra10 montrent la présence de ces vents dans le halo de NGC 4631. Les observations réalisées par le satellite ROSAT ont montré que les radiations proviennent à des distances pouvant aller jusqu’à environ 8 kpc (∼26 100 a.l.) au-dessus du disque11. Les rayons X les plus intenses proviennent du halo à environ 3 kpc au-dessus du disque. Les rayons X dans le halo sont bordés de deux filaments étendus d’onde radio
Magnitude 10.2
Taille 16,2′ Source ICI