Complexe de Céphée

Précession des équinoxes

En raison de la précession des équinoxes, les coordonnées célestes des étoiles et des constellations peuvent varier considérablement, en fonction de leur distance par rapport aux pôles nord et sud de l'écliptique^[12],[13].

Dans cette phase précessionnelle, le complexe de Céphée tend à prendre des déclinaisons de plus en plus septentrionales^[14]. Lorsque, dans environ 7 000 ans, le complexe sera à 6 heures d'ascension droite, il atteindra son point le plus septentrional : à cette occasion, il sera, comme on peut le voir sur l'image ci-contre, à quelques degrés du pôle céleste nord, puisque ce dernier sera en direction de Céphée.

IC 1396

IC 1396 est une grande région HII qui est également partiellement visible en lumière visible. Sa luminosité est due à l'excitation de ses gaz par le vent stellaire de la géante bleue HD 206267, appartenant à l'association Cepheus OB2. L'expansion de cette région HII semble avoir créé un grand anneau de gaz moléculaire d'un rayon d'environ 12 parsecs, sur une période d'au moins 3 millions d'années^[36]. La structure annulaire s'étend sur environ 3° et est entourée d'un grand nombre de globules sombres, au sein desquels de nouvelles étoiles se forment probablement en raison de la compression par ionisation, du front de choc des vents stellaires et de la pression de rayonnement. Les plus gros globules sont situés sur le côté nord-ouest de la région nébuleuse^[37].

Dans une étude menée dans les années 1980, 32 globules ont été identifiés, auxquels a été attribuée une désignation numérique de 1 à 32 avec le préfixe GRS (Globules of Radial Systems). Quatre systèmes radiaux de globules ont été identifiés à proximité d'IC 1396, tandis que l'un d'entre eux est centré exactement sur la nébuleuse. Parmi les globules se trouve également la célèbre structure connue sous le nom de « nébuleuse de la Trompe d'Éléphant » (vdB 142)^[38]. Dans l'infrarouge, des recherches ont été menées pour localiser de jeunes objets stellaires associés aux globules. Il a ainsi été découvert que seulement six sources associées à des globules possèdent une structure et une luminosité telles qu'elles pourraient avoir été causées par un chauffage externe, tandis que la majorité d'entre elles ne seraient pas liées à des phénomènes de formation d'étoiles^[39]. En 2005, une étude menée dans le proche infrarouge a permis d'identifier 25 globules, dont quatre n'avaient pas été signalés dans le catalogue SIMBAD. Pour tous les globules sauf quatre, la masse a pu être déterminée, tandis que le diamètre n'a pas pu être mesuré pour sept d'entre eux. Cinq globules contiennent une riche population d’objets de lumière rougeâtre, formant probablement des étoiles. Ces cinq globules ont le taux d'extinction le plus élevé, ce qui suggérerait une relation entre l'intensité de l'activité de formation d'étoiles et la masse des globules eux-mêmes^[39].

Dans les globules de plus petite masse, on pense souvent que la formation d’étoiles est influencée par la pression de rayonnement d’une étoile brillante proche. Dans une étude de l'une d'entre elles, illuminée par la géante bleue brillante HD 206267, un lien avec la distance de cette étoile a été mis en évidence, suggérant que l'évaporation due à la photoionisation influence la distribution de masse du globule autour de la géante bleue. L'influence de l'étoile est donnée par la compression des gaz par la pression de rayonnement^[40].

Sh2-140

Sh2-140 est une région HII située sur le bord sud-ouest de la nébuleuse obscure LDN 1204, dans la bulle de Céphée, à une distance d'environ 900 pc (∼2 940 al) du Soleil^[41]. L'étoile responsable de l'ionisation de la nébuleuse est HD 211880, une étoile bleue de la séquence principale. La région centrale est complètement invisible sur les images optiques, tandis que les images proche infrarouge et radio révèlent la présence d'un amas d'étoiles très concentré. La température de la poussière serait de seulement 35 K, tandis que sa masse serait égale à 600 M_☉^[42].

Plusieurs observations multi-longueurs d'onde ont été menées sur cette nébuleuse, principalement centrées sur la région brillante au bord de LDN 1204 et sur les sources infrarouges situées derrière elle^[43]. Les observations dans la bande infrarouge ont été menées principalement dans le but d’identifier les jeunes étoiles présentes dans la région. À la suite de ces études, un premier catalogue complet de tous les jeunes objets stellaires de Sh2-140 a été établi, composé de trois sources infrarouges, IRS 1, IRS 2 et IRS 3^[44], auxquelles ont été ajoutées deux autres sources découvertes ultérieurement^[45]. À partir des indices spectraux des trois premières sources, il a été déduit qu'elles proviennent d'une région HII faiblement ionisée par des photons provenant d'une seule étoile de la séquence principale de classe B^[45].

À partir de l’observation des protoétoiles, un modèle simplifié de la région a été développé qui a été utilisé pour obtenir les conditions physiques de la poussière et du gaz présents ici. La source IRS 1 apparaît entourée d'un disque dense de poussière, en partie éclairé par des photons émergeant de ses régions polaires ainsi que par le bord intérieur d'une enveloppe de gaz moléculaire. Le modèle développé à partir de ces observations est capable d’expliquer la distribution diffuse de l’intensité lumineuse. La couleur bleue des régions environnantes implique alors l'existence d'un champ de rayonnement avec des températures relativement basses, de 800-900 K^[46].

Grâce à une surveillance à champ large réalisée avec un CCD, certains objets Herbig-Haro associés à des arcs de choc, catalogués comme HH 616 et HH 617, ont été identifiés près de Sh2-140. La plus septentrionale des deux, HH 617, est probablement associée à de l'hydrogène moléculaire expulsé de la source IRS 3, tandis que la source de l'onde de choc observable au sud, HH 616, n'est pas bien comprise : il semble qu'elle pourrait provenir d'une source inconnue située dans la région la plus méridionale de la nébuleuse, qui montrerait des traces d'un jet^[47].

NGC 7129

La nébuleuse par réflexion NGC 7129, également connue sous le nom de Ced 196, est l'une des structures du complexe de Céphée les plus éloignées de nous : elle est en effet située dans une région riche en jeunes étoiles bleues situées au-delà des régions nébuleuses les plus denses^[48]. Au sud et à l'est s'étend un nuage en forme de rein d'environ 11 pc (∼35,9 al) de diamètre, dans une cavité duquel se trouvent de nombreux membres les plus faibles de l'amas ouvert associé, sur le bord est duquel se trouve une grande crête nébuleuse^[6]. NGC 7129 est entouré d'un anneau d'hydrogène neutre (HI) d'un demi-degré de large, qui fait partie d'un système plus vaste de nuages moléculaires, centré sur une étoile bleue cataloguée BD+65° 1638. En étudiant le spectre de cette étoile, on a découvert qu'il s'agit d'un type rare d'étoile dissociée émergeant tout juste du nuage de gaz qui l'a formée, avec un âge estimé à quelques milliers d'années et une masse égale à 6 M_☉^[49].

Grâce à l'étude des étoiles variables et des sources proches de l'infrarouge, une soixantaine d'étoiles pré-séquence principale de faible masse ont été identifiées, dont la plupart sont situées à l'extérieur de la région de photolyse centrale^[50]. Beaucoup d'entre elles sont associées aux parties les plus denses du nuage moléculaire, indiquant une formation d'étoiles active également en dehors de l'amas d'étoiles central^[51]. Plusieurs objets Herbig-Haro sont également signalés, à la fois à l'intérieur et dans les régions environnantes de NGC 7129^[52].

Régions mineures et globules individuels

NGC 7023 est une nébuleuse par réflexion illuminée par la jeune étoile massive HD 200775 et un groupe d'étoiles plus faibles. Elle a été découverte par William Herschel en 1794. Au centre de la nébuleuse se trouve un petit amas ouvert d'étoiles présentant des raies d'émission Hα variables^[53], plus quatre étoiles T Tauri. Selon certaines études, l'étoile variable PV Cephei, située à environ 10 parsecs à l'ouest du nuage, aurait été expulsée du nuage lui-même il y a environ 100 000 ans^[54].

LDN 1082 est un nuage filamentaire, visible près de NGC 7023, catalogué pour la première fois par Edward Emerson Barnard sous le nom de B 150. À l'intérieur, on trouve quatre sources de rayonnement infrarouge^[55]. Les estimations de sa distance ne sont pas disponibles, sauf sous forme de spéculation. Selon certains, LDN 1082 serait proche de NGC 7023 non seulement apparemment dans le ciel, mais aussi physiquement, indiquant ainsi une valeur de distance égale à 440 parsecs^[56]. À cette distance, la séparation de 10° entre elle et NGC 7023 serait d'environ 70 parsecs. Selon d'autres estimations, LDN 1082 serait plus proche, à seulement 150 parsecs^[57].

LDN 1228 est un petit nuage s'étendant sur environ 3° dans une direction nord-sud. Sa distance serait de 180 parsecs et il diffère du reste du complexe dans sa dynamique, suggérant qu'il est situé dans la partie la plus proche de nous de la superbulle de l'éruption de Céphée. Plusieurs étoiles Hα et objets Herbig-Haro ont été découverts à l'intérieur^[58],[59]. LDN 1228 contient trois zones de formation d'étoiles : la plus septentrionale est constituée d'un amas d'étoiles entouré de nébulosité et associé à une source de rayonnement infrarouge. L'objet central contient deux objets Herbig-Haro, HH 199 et HH 200. L'objet le plus au sud contient un petit amas d'étoiles de faible masse de pré-séquence principale, avec neuf sources infrarouges associées visibles sur les images prises avec le télescope spatial Spitzer^[60].

LDN 1157 est un objet Herbig-Haro constitué d'un jet de matière particulièrement puissant. Il a été étudié sur plusieurs lignes d'émission, telles que CO, SiO, H, CH₃OH et a été indiqué comme le prototype de jets chimiquement actifs^[61]. Des modèles d'ondes de choc de gaz ont été utilisés pour étudier comment la structure observable s'est formée, tandis que les observations de la ligne d'émission de méthanol suggèrent la présence d'une couche de gaz chauffée dans le disque d'accrétion^[62]. On pense que la protoétoile a quelques milliers d'années et, selon les scientifiques de la NASA, ressemble à ce à quoi notre système solaire devait ressembler il y a des milliards d'années, lors de la formation de notre Soleil^[63].

LDN 1219 (B 175) est une petite nébuleuse dont la forme rappelle vaguement celle d'une comète, située à l'extrémité sud du complexe de Céphée. Elle reflète la lumière de l'étoile bleue BD +69° 1231 et est associée à la nébuleuse par réflexion Ced 201^[64]. Une étude spectroscopique a révélé quelques caractéristiques intéressantes, telles que la présence de l'objet Herbig-Haro HH 450 et de certaines structures filamentaires d'environ 1 parsec qui ressemblent à une forme circulaire, c'est-à-dire un reste de supernova, qui, étant à une distance d'environ 400 parsecs, est également l'un des restes connus les plus proches de nous^[65]. On suppose que la formation d'étoiles dans cette nébuleuse pourrait avoir été déclenchée par la région de photolyse associée à Ced 201^[66].

LDN 1121 est une petite nébuleuse obscure isolée située dans la partie sud du complexe de Céphée. Sa distance n'est pas connue avec certitude, mais les spéculations s'accordent pour indiquer une valeur d'environ 200 parsecs^[67]. Il contient en son sein une structure de jet bipolaire provenant d'une source de rayonnement infrarouge et d'un petit objet compact Herbig-Haro, HH 363, ainsi que trois autres sources infrarouges^[68].

LDN 1251 est un nuage allongé est-ouest situé sur le bord est du complexe. Sa forme de comète suggère qu'elle interagit avec la grande superbulle provoquée par l'explosion de supernova^[67]. Sa distance par rapport à nous a été déterminée de diverses manières et le nuage a été cartographié sur plusieurs lignes d'émission, telles que ¹³CO, SiO, NH₃, HCN et autres^[69]. En étudiant la population de jeunes objets stellaires, certains auteurs ont trouvé une douzaine d'étoiles Hα et une source de rayonnement infrarouge^[70], d'où émerge un jet optique, classé HH 149^[71]. Il existe également deux sources d’ondes radio thermiques^[72].

Cepheus OB2

Cepheus OB2 est la plus orientale et la plus méridionale des différentes associations Cepheus. Elle a été découverte en 1968 et est situé à une courte distance, à la fois en perspective et en termes réels, du grand complexe nébuleux obscur qui forme le Rift du Cygne et est presque en contact avec l'association Cygnus OB7. La distance qui nous sépare est estimée à environ 800 parsecs, comparable aux nuages du Rift, avec lesquels elle partage également la même vitesse radiale^[2]. On connaît 75 étoiles membres très brillantes, dont la géante bleue fugitive λ Cephei.

On pense que Cepheus OB2 est divisé en deux sous-groupes d'âges différents : le plus jeune, catalogué comme Cepheus OB2b, coïncide avec l'amas ouvert Tr 37, l'un des plus jeunes amas connus, avec un âge estimé à 3,7 millions d'années^[75]. Dans les années 1970, il a été suggéré que l'étoile brillante μ Cephei était un membre de Tr 37, tandis que l'étoile principalement responsable de l'excitation de la grande nébuleuse qui semble associée à l'amas, IC 1396, appartient à cette association^[7]. Le deuxième sous-groupe, Cepheus OB2a, contient un grand nombre d'étoiles massives évoluées qui se sont répandues sur une vaste zone entre les latitudes galactiques 100°–106° et les longitudes +2°–+8°. Son âge est estimé à 8 millions d'années et il contient l'amas NGC 7160^[8]. Cepheus OB2a est entouré d'une structure nébuleuse en forme d'anneau, la bulle de Cepheus pouvant être le vestige d'une ancienne explosion de supernova. Cette explosion pourrait avoir été la cause du début des processus de formation d'étoiles qui ont conduit à la naissance de l'association, comme semble le démontrer la présence de certaines régions HII et de sources de rayonnement infrarouge qui semblent contenir de jeunes étoiles en formation^[76].

Des études sur la métallicité des étoiles de l’association indiquent qu’elles sont pauvres en métaux^[77]. Les étoiles de faible et moyenne masse appartiennent à différentes populations stellaires et sont nées à des moments différents et dans divers sous-groupes au cours de l'évolution de l'association. Des groupes d'étoiles contemporaines de faible masse se trouveraient dans les deux sous-associations de Cepheus OB2^[78].

Cepheus OB3

Cepheus OB3 semble être de taille apparemment plus petite que son prédécesseur, bien que sa distance, estimée à 725 parsecs, soit comparable à celle du précédent. À l'intérieur, il y a environ quarante étoiles jeunes et brillantes^[79]. Des études photométriques menées dans les années 1990 ont redéfini cette liste de composants, en l’étendant aux étoiles les plus faibles^[80].

Comme la précédente, cette association montre également des preuves d'une subdivision de ses étoiles membres en deux sous-groupes, catalogués comme Cepheus OB3a et Cepheus OB3b, dont la caractéristique discriminante est leur âge : Cepheus OB3a serait en fait la plus jeune, avec un âge initialement estimé à 4 millions d'années, tandis que la seconde aurait 8 millions d'années^[81]. Avec le perfectionnement des techniques de détection, un âge de 5,5 millions d'années a été indiqué plus tard pour la première et de 7,5 millions d'années pour la seconde^[80]. Les étoiles les plus brillantes du sous-groupe Cepheus OB3b excitent les gaz d'une nébuleuse proche, la région HII Sh2-155 (la célèbre nébuleuse de la Grotte)^[81]. Selon une étude réalisée à partir des données du satellite Hipparcos, des doutes ont été émis quant au fait que l'étoile fugitive λ Cephei mentionnée ci-dessus puisse provenir de cette association, et non de la précédente^[82].

En cartographiant la zone d'association ¹²CO, un complexe de nébuleuses moléculaires de dimensions 20 × 60 parsecs a été identifié depuis les années 70, dans lequel on peut distinguer quelques zones plus denses, cataloguées de Cepheus A à Cepheus F. Dans certaines d'entre elles, en particulier dans la première, la formation d'étoiles serait très active, causée par l'interaction du nuage lui-même avec la région HII en expansion Sh2-155^[83]. Cepheus OB3 peut donc être considéré comme un exemple de phénomène de formation d'étoiles séquentielle^[84].

Cepheus A est l'une des régions nébuleuses les plus étudiées du ciel : c'est une région de formation d'étoiles massives et extrêmement active, au sein de laquelle sont connues plusieurs sources thermiques et non thermiques, quelques petites régions HII et de fortes émissions de rayonnement infrarouge, le tout dans une zone du ciel inférieure à une minute d'arc^[85].

Plus de cinquante sources de rayons X sont connues dans l'association Cepheus OB3, dont beaucoup ont été détectées par ROSAT. On soupçonne que la plupart d'entre elles proviennent d'étoiles T Tauri situées dans les régions entourant le nuage moléculaire (mais pas à l'intérieur de celui-ci)^[86]. Toujours en utilisant les rayons X, l'observatoire de rayons X Chandra a découvert, dans les années 2000, deux amas ouverts très riches composés de 321 étoiles pré-séquence principale. L'un d'entre eux s'étend au-delà du nuage moléculaire et fait partie de l'association Cepheus OB3b. Ces observations suggèrent que la fonction de luminosité des rayons X de cette association diffère de celle obtenue avec d'autres amas similaires, comme celui de la nébuleuse d'Orion : en fait, dans Cepheus OB3b, il y a plus d'étoiles avec des masses inférieures à 0,3 M_☉^[87].

Cepheus OB4

Cepheus OB4 a été découvert en 1959, avec l'identification de 16 jeunes étoiles chaudes dans une petite région du ciel aux coordonnées galactiques l = 118°; b = +4°, incluant l'amas ouvert Berkeley 59. Elle semble connectée à une nébuleuse obscure très dense et irrégulière contenant plusieurs régions d'émission, dont la région dense HII Sh2-171 (Ced 214 ou W1) au centre et NGC 7822 au nord^[88]. L'association serait composée de 42 géantes bleues, situées à une distance de 845 parsecs de nous. Il existe également une corrélation entre la luminosité et le rougissement de ces composantes : en effet, les étoiles de classe spectrale O et B se trouvent uniquement dans les régions internes du nuage, tandis que les composantes de classe B tendant davantage vers le blanc sont placées à l'extérieur de celui-ci, principalement en raison de l'incomplétude des relevés^[89]. On estime que l’âge des étoiles de l’association se situe entre 0,6 et 6 millions d’années^[89].

Comme les deux autres associations, Cepheus OB4 se compose également de deux zones aux propriétés dynamiques et évolutives différentes : la plus ancienne et la plus dispersée d'entre elles s'étend sur une zone de 15 minutes d'arc (environ 4 parsecs) de diamètre et est située sur le bord sud d'une structure nébuleuse circulaire appelée « boucle de Céphée » (Cepheus Loop). Grâce au mouvement propre de ses composants, son point de formation possible a été identifié, situé près du centre de ce qui est aujourd'hui la boucle de Céphée. La boucle de Céphée aurait ainsi pris naissance à partir du vent stellaire des étoiles de l’association et se serait ensuite étendue pour atteindre d’autres nuages moléculaires. Le résultat de ces collisions formera plus tard l'amas ouvert Berkeley 59^[90].

En étudiant la morphologie et la dynamique des régions HII associées à Cepheus OB4 à différentes raies d'émission, l'existence de deux structures en coquille en expansion a été découverte : l'une d'elles, d'un rayon de 0,7°, contient les nébuleuses NGC 7822 et Sh2-171, ainsi que la plupart des étoiles de l'association, dont le vent stellaire favorise son expansion. L'autre structure, d'un rayon de 1,5°, est centrée sur la deuxième nébuleuse et pourrait être le résultat d'une explosion de supernova ou de l'action du vent stellaire d'étoiles plus massives^[88]. En étudiant la distribution spatiale et les propriétés dynamiques du milieu interstellaire dans la région, une autre structure de bulle a été découverte, dont le centre se situe aux coordonnées galactiques l = 122°; b = +10°. Étant donné une distance de 800 parsecs, il a été calculé que le rayon de la bulle devrait être d'environ 100 parsecs, une vitesse d'expansion de 0,4 km/s et une masse d'hydrogène neutre égale à 99 000 M_☉^[24]. Dans les nuages sombres présents dans cette région, plusieurs sources avec des lignes d'émission Hα ont été identifiées, dont certaines sont considérées comme des étoiles T Tauri^[91].

Cepheus OB6

L'association Cepheus OB6 est visible dans la direction des coordonnées galactiques l = 104°, b = -0,5°, superposée à l'association Cepheus OB2. Elle a été découverte en 1999, identifiant un groupe de 27 étoiles signalées dans le catalogue Hipparcos, parmi lesquelles se distingue la célèbre supergéante δ Cephei, prototype des variables Céphéides. Ces composants présentent une faible concentration et, contrairement aux autres associations de Céphée, se distinguent par une gamme plus large de classes spectrales : les plus grands composants sont en effet 6 de classe B, 7 de classe A, 1 de classe F, 2 de classe G et 3 de classe K. Il s'agit donc d'un groupe d'étoiles plus ancien, c'est-à-dire d'une ancienne association OB dans sa phase évoluée : l'étoile la plus bleue est de classe B5III, ce qui indique un âge d'environ 50 millions d'années. La distance de cette association est estimée à 270 ± 12 parsecs^[18]. Aucun sous-groupe de cette association n’a été découvert^[92].

Dans une étude des orbites galactiques d'étoiles proches, l'hypothèse a été avancée que certains membres de l'association AB Doradus ont interagi avec Cepheus OB6 il y a environ 38 millions d'années. Cette rencontre rapprochée aurait déclenché la formation des étoiles de l'association AB Doradus, dont les étoiles sont également contemporaines de celles de l'association Céphée^[93].

Textes généraux

• (en) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: Hidden Treasures, Cambridge University Press, 2007 (ISBN 0-521-83704-9)
• (en) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two, New York, Dover Publications, Inc., 1978
• (en) Chaisson, McMillan, Astronomy Today, Englewood Cliffs, Prentice-Hall, Inc., 1993 (ISBN 0-13-240085-5)
• (en) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy, Boston, McGraw-Hill, 2007, 3^e éd. (ISBN 0-07-321369-1, lire en ligne)
• (it) AA. VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002
• (it) J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia, Milano, Garzanti, 2005 (ISBN 88-11-50517-8, lire en ligne)
• (it) W. Owen, Atlante illustrato dell'Universo, Milano, Il Viaggiatore, 2006 (ISBN 88-365-3679-4)
• (it) J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici, Trieste, Editoriale Scienza, 2006 (ISBN 88-7307-326-3)

Textes spécifiques

Cartes célestes

• (en) Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas, 2005 (lire en ligne)
• (en) Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°, Richmond, Virginie, USA, Willmann-Bell, inc, 1987 (ISBN 0-943396-14-X)
• (en) Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition, Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998 (ISBN 0-933346-90-5)
• (en) Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0, Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, 3^e éd. (ISBN 0-521-80084-6, lire en ligne)

Thèmes généraux

• Céphée (constellation)
• Cassiopée (constellation)
• Nébuleuse

Thème spécifiques

• Bras d'Orion
• Nuage d'Orion
• IC 1396

Phénomènes liés

• Association OB
• Naissance des étoiles
• Nuage moléculaire géant
• Région HI
• Région HII
• Superbulle