Andromède et Pégase

M31 Galaxie d'Andromède

Ascension droite 00h 42m 44,330s2
Déclinaison +41° 16′ 07,50″2

Connue de Al-Sufy aux environs de l'an 905 de notre ère.

M31 est la fameuse Galaxie d'Andromède, notre plus proche grande voisine, formant le Groupe Local de galaxies, avec ses compagnons (comprenant M32 et M110, deux brillantes naines elliptiques), notre Voie Lactée et ses propres compagnons, M33 et plusieurs autres.

Visible à l'œil nu même dans des conditions médiocres d'observation, cet objet était connu de l'astronome persan Abd-al-Rahman Al-Sufi, comme le "petit nuage" qu'il décrivit et représenta en 964 dans son Livre des Etoiles Fixes : Elle était probablement largement connue et observée par les astronomes persans à Ispahan dès 905 de notre ère, ou même avant. R.H. Allen (1899/1963) indique qu'elle était déjà portée sur une carte céleste hollandaise en 1500. Charles Messier, qui l'entra dans son catalogue le 3 août 1764, ignorait évidemment cette antériorité et attribuait la découverte à Simon Marius, qui fut le premier à en donner une description télescopique en 1612, mais (selon R.H. Allen) ne revendiqua pas l'antériorité. Ne connaissant ni la découverte de Al Sufy ni celle de Marius, Giovanni Batista Hodierna redécouvrit personnellement cet objet avant 1654. Cependant Edmond Halley, dans son Traité des Nébuleuses de 1716, attribue la découverte à l'astronome français Bullialdus (Ismail Bouillaud), qui l'observa en 1661 ; mais ce dernier indique qu'il avait déjà été vu 150 ans plus tôt (au début des années1500) par quelque astronome anonyme (R.H. Allen, 1899/1963).

On crut pendant longtemps que la "Grande Nébuleuse d'Andromède" était l'une des plus proches nébuleuses. William Herschel pensait, à tort évidemment, que sa distance "ne devait pas excéder 2 000 fois la distance de Sirius" (soit 17 000 années-lumière) ; néanmoins, il voyait en elle le plus proche "univers-île", identique à notre Voie Lactée, qu'il pensait être un disque d'un diamètre égal à 850 fois la distance de Sirius et d'une épaisseur de 155 fois cette même distance.

Ce fut William Huggins, le pionnier de la spectroscopie, qui remarqua en 1864 la différence entre nébuleuses gazeuses, avec leurs propres lignes spectrales, et ces "nébuleuses" au spectre continu, de type stellaire, que nous savons maintenant être des galaxies, et qui justement découvrit le spectre continu de M31 (Huggins and Miller 1864).

En 1887, Isaac Roberts réalisa les premiers clichés photographiques de la "nébuleuse" d'Andromède, faisant apparaître pour la première fois les traits caractéristiques d'une structure spirale.

En 1912, V.M. Slipher du Lowell Observatory mesura sa vitesse radiale qui se trouva être la vitesse la plus élevée jamais mesurée, environ 300 km/sec dans notre direction. Ceci était déjà une indication de la nature extra-galactique de l'objet. (selon Burnham le chiffre de 266 km/sec serait plus juste, mais R. Brent Tully donne 298 km/sec et le NED a de nouveau présenté 300 +/- 4 km/s comme valeur actualisée). Il faut noter que toutes ces valeurs décrivent le mouvement par rapport à notre Système Solaire, c'est à dire un mouvement héliocentrique, et non par rapport au Centre Galactique (de la Voie Lactée). Cette dernière valeur peut être obtenue en tenant compte du mouvement de notre Système Solaire autour de ce centre. Les valeurs actuelles concernant la vitesse de rotation galactique et la vitesse radiale héliocentrique indiquent que la Galaxie d'Andromède et la Voie Lactée s'approchent l'une de l'autre à environ 100 km/sec.

En 1923, Edwin Hubble découvrit la première variable Céphéide dans la galaxie d'Andromède, déterminant ainsi la distance intergalactique et la vraie nature de M31 en tant que galaxie. Mais comme il ne savait pas qu'il existait deux types de Céphéides, la distance s'en est trouvée erronée d'un facteur de plus de deux. Cette erreur passa inaperçue jusqu'en 1953, époque de mise en service du télescope de 200-inch (5 mètres) du Mont-Palomar. Hubble publia en 1929 son étude historique présentant la "nébuleuse" d'Andromède comme un système stellaire extragalactique (galaxie) (Hubble 1929).

A notre époque Andromède est certainement la galaxie "externe" la plus observée. C'est particulièrement intéressant car cela permet l'étude des caractéristiques d'une galaxie vue de l'extérieur, caractéristiques qui sont aussi celles de la Voie Lactée mais que l'on ne peut pas voir puisque la plus grande partie de notre galaxie est cachée par la poussière interstellaire. C'est pourquoi on poursuit en permanence l'étude de la structure spirale, des amas ouverts et globulaires, de la matière interstellaire, des nébuleuses planétaires, des restes de Supernova (voir l'article de Jeff Kanipe dans la revue Astronomy de novembre 1995 page 46), du noyau galactique, de ses galaxies satellites et de bien d'autres choses encore.

Plusieurs des points ci-dessus méritent l'attention des amateurs : même Charles Messier trouva ses deux brillants compagnons, M32 et M110, visibles aux jumelles, remarquables dans un petit télescope et fit un dessin des trois.

Ces deux compagnons relativement proches et brillants sont visibles sur de nombreuses photos de M31, dont celle de cette page. Ils sont seulement les plus brillants d'un "essaim" de plusieurs autres plus petits qui entourent Andromède et forment un sous-groupe du Groupe Local. A l'époque de la rédaction de ces lignes (septembre 2003), au moins 11 d'entre eux sont connus : en plus de M32 et M110 on trouve NGC 185, découvert par William Herschel, et NGC 147 (découvert par d'Arrest) ainsi que les très diffus systèmes nains And I, And II, And III et éventuellement And IV (qui pourrait cependant être un amas ou une galaxie distante en arrière-plan), And V, And VI (également appelé "Pegasus dwarf"), And VII (Cassiopeia dwarf) et And VIII. Il n'est toujours pas certain que M33, la petite galaxie spirale du Triangle, et son compagnon probable LGS 3, appartiennent à ce sous-groupe, ou au plus lointain membre du Groupe Local IC 1613, ou encore à l'un de ces membres possibles que sont UGCA 86 ou UGCA 92.

La Galaxie d'Andromède est en notable interaction avec son compagnon M32, lequel est apparemment responsable de la quantité considérable de déformations de la structure spirale. Les bras d'hydrogène neutre sont séparés de 4 000 années-lumière de ceux composés d'étoiles, et ne peuvent pas être observés en continu dans la zone la plus proche du petit voisin. Les simulations sur ordinateurs ont montré que les perturbations peuvent être modélisées en considérant le passage rapproché récent d'un petit compagnon de la masse de M32. Ce dernier, très probablement, a aussi souffert de cette rencontre en perdant de nombreuses étoiles, aujourd'hui disséminées dans le halo d'Andromède.

Le plus brillant des amas globulaires de la Galaxie d'Andromède, G1, est aussi le plus lumineux du Groupe Local de Galaxies ; sa magnitude visuelle apparente depuis la Terre est d'environ 13,72. Il surpasse ainsi le plus brillant amas globulaire de la Voie Lactée, Oméga Centauri, et peut même être entrevu par les amateurs bien équipés, dans des conditions très favorables d'observation, avec des télescopes d'au moins 10 pouces (25 cm) d'ouverture (voir l'article de Leos Ondra dans Sky & Telescope de novembre 1995, p. 68-69). Le Télescope Spatial Hubble a été utilisé pour explorer l'amas globulaire G1 à la mi-1994 (publication en avril 1996). Bien que le plus facile, G1 n'est pas le seul amas globulaire de M31 à être à portée des grands télescopes d'amateurs : ainsi Steve Gottlieb a pu observer 18 amas globulaires avec un instrument de 44cm. Avec leur 14 pouces (36 cm) Newton et une caméra CCD CB245, les observateurs du "Ferguson Observatory", près de Kenwood en Californie, ont pu photographier G1 et quatre faibles amas globulaires de M31. De leur côté Barmby et.al (2000) ont trouvé 435 candidats amas globulaires, et estiment le nombre total à 450 +/- 100.

Ici encore l'astrophotographe est avantagé car il peut collecter la moindre lumière des fins détails des bras spiraux, que l'on distingue très bien sur notre illustration : les amateurs peuvent ainsi obtenir des images saisissantes, même avec un équipement modeste, depuis le grand-angle jusqu'à la vue rapprochée et détaillée. Mais en photographie aussi, un équipement de qualité est toujours payant, comme le prouve l'Amateur texan Jason Ware, auteur de la photo ci-dessus réalisée avec une lunette de 6 pouces (15 cm) et reproduite avec son autorisation. De plus amples informations sont disponibles à propos de cette image.

Le plus brillant nuage d'étoiles de la galaxie d'Andromède M31 a reçu son propre numéro NGC, soit NGC 206, parce que William Herschel l'avait noté dans son catalogue comme HV.36 sur la base de son observation et de sa découverte le 17 octobre 1786. C'est le brillant nuage d'étoiles dans le haut gauche de notre image (très bien visible sur la photo agrandie), juste sous une remarquable nébuleuse obscure.

Malgré la masse de connaissances accumulées aujourd'hui sur la Galaxie d'Andromède, sa distance n'est pas réellement bien déterminée, même si elle est parmi les mieux connues au niveau intergalactique. En effet, s'il est bien établi que M31 est environ 15 à 16 fois plus éloignée que le Grand Nuage de Magellan (LMC), la valeur absolue de cette mesure reste encore incertaine, habituellement donnée entre 2,4 et 2,9 millions d'années-lumière, selon les sources actuelles. Ceci est une conséquence de l'incertitude sur la distance du LMC ainsi que sur l'échelle générale des distances intergalactiques. C'est ainsi que la (relativement) récente correction, à partir des données recueillies par le satellite astrométrique Hipparcos de l'ESA, a augmenté cette valeur de plus de 10 %, soit de 2,4 à 2,5 à environ 2,9 millions d'années-lumière que nous utilisons ici.

Dans des conditions "normales" d'observation, les dimensions apparentes visibles de la Galaxie d'Andromède sont d'environ 3x1 degrés (notre valeur plus précise, donnée ci-dessus, est de 178x63 minutes d'arc et, de son côté, le NED indique 190x60). De soigneuses estimations de son diamètre angulaire, obtenues avec des jumelles de 50mm, par l'astronome français Robert Jonckhere en 1952-1953, aboutissent à un développement en degrés de 5,2x1,1 (rapporté par Mallas), correspondant à un disque de plus de 250 000 années-lumière à une distance de 2,9 million AL, de sorte que cette galaxie est environ deux fois plus large que notre Voie Lactée ! L'estimation de sa masse est de 300 à 400 milliards de fois celle du Soleil. Comparé aux dernières estimations concernant la Voie Lactée, cela est considérablement moins que la masse de notre galaxie, impliquant que celle-ci doit être beaucoup plus dense que M31. Ces résultats sont confirmés par les nouvelles estimations de la masse totale de leur halo respectif, qui se révèle être d'environ 1,23 trillion (10^12) de masses solaires pour M31 et de 1,9 trillion (10^12) pour la Voie Lactée (Evans and Wilkinson, 2000).

Le Télescope Spatial Hubble a révélé que la Galaxie d'Andromède M31 possédait un noyau double. Ceci laisse penser que, soit elle a réellement deux noyaux brillants, probablement parce qu'elle a "absorbé" une plus petite galaxie qui un jour a pénétré jusqu'au cœur, soit des parties de son noyau unique sont obscurcies par de la matière sombre, probablement de la poussière. Dans le premier cas le noyau supplémentaire peut être un reste d'une violente collision, évènement dynamique survenu dans les premiers temps de l'histoire du Groupe Local. Dans le deuxième cas le dédoublement du noyau d'Andromède serait une illusion causée par un nuage sombre l'occultant partiellement.

A ce jour une seule supernova a été observée dans la Galaxie d'Andromède, celle de 1885, également appelée S Andromedae. Ce fut la première supernova découverte hors de la Voie Lactée le 20 août 1885 par Ernst Hartwig (1851-1923) à l'Observatoire de Dorpat en Estonie. Elle atteignit la magnitude 6 entre le 17 et le 20 et fut signalée indépendamment par plusieurs observateurs. Cependant, seul Hartwig eut la pleine compréhension de cet évènement. Sa brillance diminua pour atteindre la magnitude 16 en février 1890. 

M110

Galaxie Elliptique M110 (NGC 205), type E6p, dans AndromèdeUn Satellite de la Galaxie d'Andromède, M31

Ascension Droite 00 : 40,4 (h:m)
Déclinaison +41 : 41 (deg:m)
Distance 2 900 (kilo.al)
Magnitude 8,5 (visuelle)
Dimension Apparente 17x10 (min d'arc)

Découverte par Charles Messier en 1773.
M110 est la deuxième plus brillante galaxie, satellite de celle d'Andromède M31, avec M32, et est également un membre du Groupe Local.
Curieusement, cette galaxie fut découverte par Charles Messier le 10 août 1773, comme décrite dans la Connaissance des Temps pour 1801, et portée sur son dessin détaillé de la "Grande Nébuleuse d'Andromède" et de ses compagnes, publiée en 1807. Cependant Messier n'inclut jamais cet objet dans son catalogue, pour une raison inconnue, peut-être un certain manque de précision dans le relevé. Ce fut finalement le dernier objet ajouté, par Kenneth Glyn Jones en 1966. Caroline Herschel, indépendamment, découvrit M110 le 27 août 1783, un peu plus de 10 ans après Messier, et William Herschel lui donna le numéro H V.18 quand il le catalogua le 5 octobre 1784.

Cette petite galaxie elliptique M110 se trouve à peu près à la même distance de nous que M31, soit environ 2,9 millions d'années-lumière comme l'a confirmé Walter Baade en 1944 en la résolvant en étoiles (Baade 1944). Elle est de type Hubble E5 ou E6 et est dite "particulière" parce qu'elle présente certaines structures sombres inhabituelles (probablement des nuages de poussière). Aujourd'hui M110 est souvent considérée comme une galaxie sphéroïde naine, et non du genre elliptique (ceci ferait alors d'elle, évidemment, la première sphéroïde naine connue). Cependant, comme elle est beaucoup plus brillante qu'une naine sphéroïde typique, Sidney van den Bergh a récemment introduit le terme "Galaxie Sphéroïdale" pour celle-ci et les galaxies similaires, dont des membres du Groupe Local comme NGC 147 et NGC 185. Sa masse a été estimée entre 3,6 et 15 milliards de masses solaires.

Apparemment, et malgré sa relative petite taille, elle aurait aussi un remarquable système de 8 amas globulaires dans un halo autour d'elle. Le plus brillant d'entre eux, G73, est de 15ème magnitude environ et donc à portée des grands télescopes d'amateurs. Steve Gottlieb l'a observé, ainsi que les amas globulaires de M31, avec un télescope de 44 cm et des amateurs au Ferguson Observatory près de Kenwood (Californie) ont obtenu une image CCD montrant 7 d'entre eux, à l'aide d'un Newton de 14 pouces (35 cm) et d'une caméra CCD CB245.    

M32


Galaxie Elliptique M32 (NGC 221), type E2, dans AndromèdeUn satellite de la Galaxie d'Andromède, M31

Ascension Droite 00 : 42,7 (h:m)
Déclinaison +40 : 52 (deg:m)
Distance 2 900 (kilo.al)
Magnitude 8,1 (visuelle)
Dimension Apparente 8x6 (min. d'arc)


Découverte en 1749 par (Guillaume Joseph Hyacinthe) Jean-Baptiste Le Gentil de la Galaisière.

M32 est la petite mais brillante compagne de la grande galaxie d'Andromède, M31, et, par là même un membre du Groupe Local de galaxies. Elle peut être facilement trouvée lorsque l'on observe la Galaxie d'Andromède puisqu'elle est située à 22 minutes d'arc exactement au Sud de la région centrale de M31, semblant posée sur le bord des bras spiraux. Elle apparaît comme une tache ronde remarquablement brillante, légèrement étirée suivant un angle de position 150-330 degrés, bien visible dans de petits instruments. L'ellipticité est d'environ E2, ce qui signifie que le petit axe de son image elliptique, de  notre point de vue, semble environ 20 pour-cent plus petit que le grand axe.

C'est une naine elliptique de seulement quelque 3 milliards de masses solaires et d'un diamètre estimé à 8 000 années-lumière, ce qui est très peu comparé à sa géante voisine spirale. Néanmoins son noyau présente des caractéristiques comparables à celui de M31, ce qui est surprenant pour une si petite galaxie : environ 100 millions de masses solaires, à raison de 5 000 soleils par parsec cube, sont en rotation rapide autour d'un objet central supermassif. Du fait de ce noyau, M32 est parfois classée comme cE2 au lieu de simplement E2, notamment par le NED.

Près du centre et dominé par cet objet, le ciel serait entièrement occupé par ses étoiles, tandis que, vu depuis les bords, un hémisphère seulement serait étoilé, l'autre ne montrant que quelques étoiles les plus éloignées puis l'espace intergalactique. En direction de M31, cette dernière offrirait un spectacle saisissant dans le ciel nocturne à un astronome virtuel situé en périphérie de M32.

Vue de la Terre, M32 semble se superposer aux bras spiraux de M31. Il serait intéressant de savoir si, en fait, elle se situe devant ou derrière le disque de la grande galaxie. Des mesures spectroscopiques n'ont montré aucune absorption, comme on pourrait en attendre si la lumière traversait la matière interstellaire du disque de M31, ce qui laisse donc penser que M32 est plus proche de nous.

La vitesse radiale de M32 a été trouvée en rapprochement et égale à 203 km/s (R. Brent Tully) ou 205 +/- 8 km/s (NED) dans le système héliocentrique, c'est à dire vers notre Système Solaire ; mais, corrigée de la vitesse de rotation de la Galaxie, elle devient pratiquement nulle par rapport au centre de la Voie Lactée (RV=0). Si l'on compare maintenant M32 à M31, la vitesse radiale de M32 dans notre direction est plus faible de 100km/s, ce qui fait qu'elle se rapproche de M31 à cette même vitesse, compte tenu de la faible distance qui les sépare.

M32 et M110, l'autre brillant compagnon de M31, sont les galaxies elliptiques les plus proches de nous, et donc parmi les plus étudiées. Elles ont toutes deux été résolues en premier par Walter Baade en 1944 à l'aide du télescope de 100 pouces (254 cm) Hooker au Mont-Wilson alors qu'il résolvait le noyau de M31 (Baade 1944). Il remarqua aussi qu'elles contenaient principalement des étoiles âgées de population II, d'une brillance équivalente à celles de M31 (et donc sensiblement à la même distance), confirmant ainsi leur proximité de la grande galaxie spirale. Il y a des différences remarquables entre ces galaxies naines : alors que M32 est typiquement du genre elliptique, compacte avec une forte brillance de surface, M110 est beaucoup moins dense, sa brillance de surface est plus faible et elle possède une structure particulière ; ainsi M110 est souvent classée comme sphéroïde naine au lieu d'elliptique. Point remarquable : M32 ne contient aucun amas globulaire alors que, autre différence, on en décompte 8 dans M110.

M32, en tant que galaxie elliptique, est principalement composée de vieilles étoiles, dont seules celles de faible masse, intrinsèquement peu lumineuses, ont survécu jusqu'à maintenant, ce qui est normal pour ce genre de population âgée (que l'on trouve aussi dans les amas globulaires), les étoiles les plus massives ayant en principe terminé leur vie active passée à brûler leur combustible nucléaire : ce sont maintenant des naines blanches ou des étoiles à neutrons. Cependant la distribution spectrale et la couleur de cette galaxie ( son type spectral global est G3 et son index de couleur B-V = 0,75) indiquent que ses étoiles ont des abondances chimiques différentes de celles des vieux amas globulaires pauvres en éléments lourds. Dans M32, au contraire, ces derniers sont très présents dans de nombreuses étoiles de sa population, laquelle semble donc apparemment beaucoup plus jeune avec seulement 2 ou 3 milliards d'années, mais contient aussi de vieilles étoiles de concentration moindre.

Quelques nébuleuses planétaires ont été découvertes entre les étoiles de M32, mais pas de matière interstellaire ni de nuages de gaz ; pas non plus d'hydrogène neutre ni d'amas ouverts. Apparemment M32 n'est plus en état de fabriquer de nouvelles étoiles et se réduit à sa vieille population, plus quelques étoiles d'âge intermédiaire. Selon des données obtenues par investigations photométriques multicolores, cette population stellaire ressemble bien davantage à celle de galaxies elliptiques beaucoup plus grandes qu'à celle de galaxies naines de même taille, qui sont typiquement des naines de type sphéroïdal

Des novae apparaissent parfois dans M32, dont une récemment, le 31 août 1998, découverte dans le cadre du "Programme de Recherche de Supernova de l'Observatoire de Lick" par une équipe d'astronomes de l'Université de Californie à Berkeley, sous la direction de E. Halderson (1998). Cette nova est apparue à environ 28,5 secondes d'arc à l'Ouest et 44,7 secondes au Sud du noyau de la galaxie et atteignit la magnitude 16,5. Par contre des supernovae n'ont jamais été observées.

Comme l'indiquent sa population stellaire, la taille de son noyau et sa compacité, M32 ressemble beaucoup à une galaxie elliptique bien plus importante. Il semble donc possible que M32 ait été beaucoup plus grande dans le passé mais ait perdu ses étoiles extérieures, ainsi que les amas globulaires qu'elle a pu posséder, à l'occasion d'un ou de plusieurs passages rapprochés avec la Galaxie d'Andromède. Ces étoiles et amas ont été absorbés, intégrés et font maintenant partie du halo de M31. Que M32 ait vécu récemment un tel scénario est suggéré par les perturbations qu'elle a dû provoquer et dont, apparemment, on constate les traces dans la structure spirale de la grande galaxie

M32 fut la toute première galaxie elliptique jamais découverte, et ce par Le Gentil le 29 octobre 1749. Charles Messier remarque dans sa description qu'il avait d'abord vu cet objet en 1757 (son premier enregistrement d'une observation de l'un de "ses" objets) et qu'il l'avait inclus ainsi que M110, le 3 août 1764, dans son croquis de la "Grande Nébuleuse" d'Andromède. De son côté Halton Arp l'enregistra sous le numéro 168 dans son Catalogue of Peculiar Galaxies. 

M33 Galaxie du triangle

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 spirales7.

Observation

Cette galaxie peut être vue à l’œil nu lorsque d’excellentes conditions d’observations sont réunies. Elle n’est cependant pas l’objet visible à l’œil nu le plus lointain car la galaxie M81, nettement plus éloignée, peut être vue dans des conditions exceptionnelles. Cependant, nombre d’observateurs aguerris n’ont jamais réussi à observer M81 à l’œil nu, aussi M33 peut être considérée comme l’objet le plus lointain visible à l’œil nu par un observateur moyen.

Contenu soumis à la licence CC-BY-SA. de Wikipédia en français  Wikipédia en français   Photo: Robert Gendler, Subaru Telescope (NAOJ)

NGC7331

NGC 7331 est une galaxie spirale barrée située à environ 13 Mpc(∼42,4 millions d'a.l.) de la Terre dans la constellation de Pégase. D'un diamètre d'environ 100 000 années-lumière, elle est l'élément principal d'un ensemble de galaxies connu sous le nom de Deer Lick group, bien que les autres galaxies de cet ensemble soient environ 10 fois plus éloignées de la Terre qu'elle.

 C’est un objet facilement observable avec un petit télescope type 114/900. Dans de plus gros instruments au-delà de 250mm de diamètres, on peut commencer à apercevoir les autres galaxies du groupe. Le spectacle devient alors très intéressant. 

Ascension droite 22h 37m 04,1s
Déclinaison +34° 24′ 56″
Vitesse radiale 816 ± 1 km/s
Distance environ 13 Mpc(∼42,4 millions d'a.l.)
Magnitude app. 10.65

M15

M15 est un amas globulaire situé dans la constellation de Pégase, à la limite de visibilité à l'œil nu. C'est l'un des amas globulaires les plus denses de la Galaxie.

Il est visible plus facilement aux jumelles comme une tache floue,c'est un des plus beaux amas globulaire du ciel boréal.

Il faut néanmoins un télescope de 200mm pour le résoudre en étoiles.

NGC7457

NGC7457 est une petite galaxie lenticulaire  de 12° de magnétude.

A observer avec au minimum un 200mm.

NGC7479

NGC 7479 est une galaxie spirale barrée de type "SBb", avec une barre d'étoiles très marquée, vue de face ce qui permet d'admirer sa structure. Elle est située à 3° sous Alpha Peg.

Elle est située dans la constellation de Pégase à une distance de 105 millions d'années-lumière, et elle présente une dimension angulaire apparente de 4,1' par 3,2' d'angle.

A observer avec au minimum un 200mm.

NGC7217

NGC 7217 est une galaxie spirale à anneau située à environ 50 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation de Pégase.

A observer avec au minimum un 200mm.

Ascension droite(α) 22h 07m 52,4s
Déclinaison (δ) +31° 21′ 33″ 
Distance ∼50 millions d'a.l.(∼15,3 Mpc)


NGC7448

NGC 7448 est une galaxie spirale dans la constellation de Pégase. L'objet céleste a été découvert le 16 octobre 1784 par l'astronome germano-britannique William Herschel.

A observer avec au minimum un 200mm.