L'article et son titre sont traduits ; les notes de traitement et certaines légendes de recadrage restent en allemand.
M 31
M31 — la galaxie voisine, ses deux compagnes et un anneau d'hydrogène
Andromède est la grande galaxie la plus proche et, à la magnitude 3,4, l'objet le plus brillant du ciel qui n'appartienne pas à la Voie lactée. Environ 2,5 millions d'années-lumière nous en séparent. La lumière de cette image était déjà en route lorsqu'il n'y avait pas encore d'êtres humains sur Terre. Et pourtant la galaxie n'est pas un point lointain : son disque ténu s'étend sur près de six fois la largeur de la pleine Lune — l'œil n'en saisit d'ordinaire que le noyau brillant.
Un petit contrepoint au fameux superlatif : M 31 n'est pas assurément l'objet le plus lointain visible sans instrument. M 33 se trouve plus loin encore, à quelque 2,76 millions d'années-lumière, et peut également apparaître à l'œil nu sous un ciel exceptionnellement sombre. Pour ces deux galaxies, le problème n'est pas la quantité de lumière reçue mais sa répartition sur une immense surface.
Nouveau dans cette version : l'hydrogène. Au-dessus de l'image en bande large d'août vient s'ajouter une couche Hα issue de 26 poses au filtre duo-bande réparties sur trois nuits de septembre — sans étoiles, soustraite du continu, et superposée à l'image couleur dans Photoshop en mode Superposition claire. Ce qui n'était qu'une teinte rosée se décompose désormais en objets distincts : le grand anneau de formation stellaire s'avère être une chaîne de dizaines de complexes H II, le bras sud-ouest porte son propre chapelet, et même à l'extrémité du disque un nœud brille encore. Les plus marquants sont annotés avec leur nom de catalogue — le plus souvent d'après Walter Baade et Halton Arp, qui mesurèrent 688 nébuleuses en émission dans M 31 sur les plaques du Palomar en 1964 (BA 1-…), complétés par le catalogue publié par Pellet et ses collègues en 1978. Trois des complexes annotés contiennent ou touchent un rémanent de supernova.
Le champ. L'image mesure 3,330 × 2,212° en astrométrie, à 2,2196 secondes d'arc par pixel. À la distance de M 31, cela représente environ 145 000 × 96 000 années-lumière ; un pixel couvre quelque 27 années-lumière. À cette échelle, les bandes de poussière, les associations stellaires bleues et les nœuds H II rouges deviennent de la structure et non plus une simple nuance.
Pourquoi les bras spiraux ressemblent à des ellipses. Nous voyons le disque incliné d'environ 77°, donc presque par la tranche. La spirale n'apparaît donc pas comme un motif ouvert mais comme des ellipses étroites et emboîtées. C'est aussi pourquoi les bandes de poussière sont si contrastées : le regard traverse le disque en oblique et accumule beaucoup de poussière sur la même ligne de visée. L'ellipse la plus marquée n'est pas simplement un bras mais l'anneau de formation stellaire situé à environ 10 kiloparsecs, soit 33 000 années-lumière de rayon — la zone la plus active de la galaxie. C'est exactement là que se trouve la chaîne Hα.
Le noyau compte trois parties. Au centre siège un trou noir d'environ 140 millions de masses solaires, quelque trente fois plus massif que Sagittarius A* dans la Voie lactée. Hubble a résolu son voisinage en trois composantes, P1, P2 et P3 :
- P3 est un disque de plus de 400 étoiles bleues immédiatement autour du trou noir, sur une année-lumière à peine.
- P1 et P2 ne sont pas deux amas mais les deux surdensités visibles d'un unique anneau excentrique d'étoiles rouges anciennes.
Le problème ouvert : la formation d'étoiles si près d'un trou noir devrait être entravée par les forces de marée. Qu'un jeune disque stellaire bleu y existe malgré tout n'est toujours pas complètement expliqué. Sur cette photographie, l'ensemble reste évidemment sous la limite de résolution. Une année-lumière dans M 31 ne couvre qu'environ 0,08 seconde d'arc ; même cent heures de pose ne feraient pas de ce point brillant une structure P1/P2/P3 résolue.
Deux compagnes, deux énigmes très différentes. M32 et M110 figurent toutes deux dans le champ. M32 est étonnamment compacte et dense ; elle est peut-être le noyau mis à nu d'une galaxie autrefois plus grande. M110 est bien plus diffuse et contient, précisément, de la poussière et de jeunes étoiles — ce que l'on n'attend guère dans une elliptique naine classique. Toutes deux ont probablement été façonnées par leur interaction avec M 31, mais de façons opposées. Elles restent d'ailleurs sombres dans la couche Hα : leur teinte rougeâtre vient d'étoiles anciennes, non de gaz ionisé.
NGC 206 et le disque externe. Au sud-ouest du noyau se trouve NGC 206, l'une des plus grandes associations OB du Groupe local. Ses étoiles bleues occupent une trouée dégagée ; les complexes H II du bras sud-ouest — Pellet 162, BA 1-318, BA 1-457 et le grand complexe BA 1-363 — l'entourent. Dans le bras nord-est, l'annotation marque la chaîne allant de BA 1-577 à BA 1-245, et le rémanent de supernova voisin de BA 1-212 : lieux de naissance et vestiges des mêmes vies brèves d'étoiles massives.
La collision aura-t-elle seulement lieu ? M 31 se rapproche de nous, et la fusion avec la Voie lactée a longtemps été tenue pour quasi certaine. Une étude de simulation publiée en 2025, fondée sur les données Gaia et des masses galactiques révisées, ne donne plus qu'environ 50 % de probabilité dans les dix milliards d'années à venir. Dans ces modèles, M 33 augmente les chances de collision tandis que le Grand Nuage de Magellan dévie le système de côté. Même pour notre galaxie voisine la plus célèbre, l'avenir est donc moins tranché que les récits populaires ne l'ont longtemps affirmé.
Où dans le ciel
Le rectangle est le champ réel de cette image, avec sa rotation mesurée — ce n'est pas un symbole. Les figures des constellations et les positions stellaires viennent de SIMBAD.
3 entrées se trouvent ici dans un rayon de 27° — cliquez sur un champ pour y aller.
Recadrages
Noyau et disque
Noyau et disque — 77° d'inclinaison, un noyau triple sous la limite de résolution et l'anneau interne
1,06° × 0,88°·00h 42m 46.58s +41° 15′ 19.9″
Un champ d'environ 41 800 × 32 400 années-lumière (57,5′ × 44,6′), centré presque exactement sur le noyau ; M32 reste dans le cadre au bord gauche. La gauche est ici le sud — le nord se trouve à droite dans cette image.
La tache brillante au centre contient l'ensemble du noyau triple : le trou noir de 140 millions de masses solaires, le disque stellaire bleu d'une année-lumière de diamètre et l'anneau rouge large de cinq années-lumière. À 2,22″ par pixel, tout cela se situe très en deçà d'un seul point image.
Ce que l'on voit bien, en revanche, c'est la géométrie du disque : l'inclinaison de 77° transforme les bras spiraux en ellipses emboîtées, et les bandes de poussière se dressent devant elles en arcs sombres et nets. En haut passe le grand anneau de formation stellaire avec ses complexes Hα — BA 1-40 et BA 1-67 sont annotés — et plus près du centre la couche Hα révèle l'anneau interne : BA 1-4 à 11,7′ et BA 1-406 à 15′, soit 8 500 à 11 000 années-lumière du centre. En bas à gauche, sur le bord interne du bras sud-ouest, se trouve le complexe BA 1-292 avec les jeunes amas KWE 45 à 48.
M110
NGC 205 (M110) — une elliptique naine avec une poussière qu'elle ne devrait pas avoir
33,3′ × 25,4′·00h 40m 21.22s +41° 41′ 24.0″
Un champ d'environ 22 100 × 15 200 années-lumière (30,4′ × 20,9′), centré sur la position de catalogue de NGC 205. Distance projetée au noyau de M31 : 36,5′, soit environ 26 600 années-lumière.
M110 est une galaxie compagne elliptique naine — donc en principe un objet fait d'étoiles anciennes et dépourvu de gaz. Ce n'est pas ce que l'on observe : le centre de NGC 205 renferme des nuages de poussière et de jeunes étoiles bleues, signe d'une formation stellaire au cours des quelques centaines de millions d'années écoulées. Pour une elliptique naine, c'est l'exception et non la règle. Dans la couche Hα, M110 reste pourtant sombre : les jeunes étoiles qui s'y trouvent n'ionisent plus une quantité notable de gaz.
L'explication plausible de cette poussière tient au voisinage lui-même : l'interaction de marée avec M31 peut pousser du gaz vers l'intérieur au lieu de seulement l'arracher. La décroissance douce et diffuse vers l'extérieur est typique de ce type de galaxie — aucune structure n'a été perdue ici, il n'y en a tout simplement pas.
M32
M32 — la galaxie la plus compacte du voisinage
18,8′ × 19,2′·00h 42m 45.31s +40° 51′ 52.0″
Un champ d'environ 11 900 × 12 300 années-lumière (16,4′ × 16,9′), centré sur M32. Distance projetée au noyau de M31 : 24,2′, soit environ 17 600 années-lumière — en projection, M32 se situe donc presque dans le disque.
M32 est le prototype de l'elliptique compacte : minuscule comparée à M31, mais dotée d'une densité stellaire centrale qui dépasse de plusieurs ordres de grandeur le voisinage de notre Soleil. Un trou noir de quelques millions de masses solaires occupe son cœur.
D'où vient un tel objet reste ouvert. L'hypothèse la plus forte : M32 serait le noyau résiduel d'une galaxie plus grande dont M31 aurait arraché les étoiles externes lors d'un passage rapproché. Une hypothèse apparentée en fait le vestige de la galaxie massive qui a fusionné avec M31 il y a environ deux milliards d'années. On discute également si un passage de M32 à travers le disque de M31 a contribué à créer l'anneau de formation stellaire si marqué. Sur l'image, M32 reste discrète — une boule de lumière lisse, très concentrée, sans structure interne ni la moindre émission Hα.
NGC 206
NGC 206 et le bras sud-ouest — un atelier stellaire et son voisinage
51,2′ × 32,7′·00h 40m 05.88s +40° 38′ 51.0″
Un champ d'environ 34 700 × 18 700 années-lumière (47,8′ × 25,7′). Le recadrage suit tout le bras sud-ouest ; NGC 206 se trouve au-dessus et à droite du centre, à 40,2′ (environ 29 200 années-lumière) au sud-ouest du noyau, presque exactement sur le grand axe du disque.
NGC 206 n'est ni une galaxie à part ni un amas stellaire, mais une association OB : un rassemblement lâche de plusieurs centaines d'étoiles très chaudes, bleues et éphémères, sur quelque 4 000 années-lumière — la région de formation stellaire la plus brillante et la plus vaste de tout M31. Ses membres les plus lumineux n'ont que quelques dizaines de millions d'années. Sa position est parlante : dans une trouée entre deux bras de poussière. L'association a consommé l'essentiel du gaz alentour et balayé le reste par rayonnement et vents stellaires — ce qui explique qu'elle-même brille à peine en Hα.
Le gaz qui lui manque se trouve tout autour : juste au-dessus le complexe Pellet 162, à côté BA 1-318 avec le jeune amas KWE 17, plus à l'intérieur BA 1-457 — et en bas à gauche, là où le bras s'amincit déjà, le complexe H II le plus brillant de tout le bras sud-ouest, BA 1-363, autour de l'association OB 139. La couche Hα fait du bras une séquence : gaz épuisé près de NGC 206, formation stellaire active quelques milliers d'années-lumière plus loin.
Bras nord-est
Le bras nord-est — là où le disque s'achève, avec une chaîne d'usines à étoiles et un rémanent
52,7′ × 56,5′·00h 45m 49.96s +42° 07′ 07.7″
Un champ d'environ 36 000 × 35 900 années-lumière (49,6′ × 49,4′). Le recadrage suit le bras externe nord-est jusque dans la zone où le disque brillant s'éteint. Les bandes de poussière se réduisent à des filaments isolés et la brillance de surface chute rapidement.
Ce qui n'était qu'un bras bleu pâle avant la couche Hα est désormais une chaîne : BA 1-577 et BA 1-578 en bas, puis BA 1-212 avec l'association OB 51 et le jeune amas BA 1-210 — à 27″ de là se trouve le rémanent de supernova [LL2014] 144, dans une région où des étoiles naissent et meurent à la fois. Plus loin viennent BA 1-642, Pellet 930, et tout au bord BA 1-245, à 71′ soit environ 52 000 années-lumière du noyau. Le bras forme des étoiles jusque-là, où la lumière stellaire elle-même se distingue à peine du fond de ciel.
Le bras externe est aussi la partie la plus honnête de toute image de galaxie : son signal dépasse à peine le fond du ciel, si bien que chaque heure de pose supplémentaire y produit son effet en premier.
Anneau Hα
L'anneau de formation stellaire — la chaîne Hα de l'arc nord-est
1,06° × 0,80°·00h 44m 21.02s +41° 32′ 35.1″
Un champ d'environ 42 300 × 28 700 années-lumière (58,2′ × 39,5′) ; le noyau occupe le coin inférieur gauche et le centre du recadrage se situe à 24,5′ au nord-est. C'est le recadrage pour lequel la couche Hα a été faite.
L'arc qui traverse le champ du bas à gauche vers le haut à droite est l'anneau de formation stellaire situé à environ 10 kiloparsecs — en projection, la moitié proche d'une ellipse. Sans bande étroite, c'est un liseré rosé. Avec Hα, il se décompose en complexes distincts, et les noms de catalogue de Baade et Arp prennent un visage : BA 1-117, le complexe Hα le plus brillant de toute l'image, large de plus de 2′ soit 1 500 années-lumière, avec l'association OB 42 à ses côtés ; BA 1-67, au centre duquel se trouve le candidat rémanent BW-61 ; BA 1-40, avec le rémanent [LL2014] 89 à 18″ seulement ; BA 1-163 à l'extrémité est de l'arc, à 47″ du rémanent BA 1-160, également détecté en rayons X. En bas à droite, du côté nord-ouest du disque, BA 1-548 se superpose à un nuage moléculaire géant — l'anneau s'y poursuit derrière la poussière.
Que les rémanents de supernova voisinent d'aussi près les régions H II n'est pas un hasard mais le principe même : les étoiles qui ionisent l'hydrogène ne vivent que quelques millions d'années. Là où une région est active depuis assez longtemps, les premières explosent déjà pendant que les suivantes brillent encore. Plus près du noyau, BA 1-4 et BA 1-577/578 marquent respectivement l'anneau interne et l'amorce du bras nord-est.
Extrémité sud-ouest
L'extrémité sud-ouest — là où le disque se perd dans le noir, un dernier nœud et une étoile devant
40,8′ × 26,3′·00h 38m 10.97s +40° 18′ 35.0″
Un champ d'environ 33 000 × 15 600 années-lumière (45,4′ × 21,4′) ; le centre se situe à 81′, soit environ 59 000 années-lumière du noyau — plus loin que tout autre recadrage. En haut à droite, le disque brillant s'arrête ; à gauche, un dernier voile d'étoiles se dissout dans le fond de ciel.
Le double nœud rouge est BA 1-490 avec ses voisins BA 1-487 à 1-492 : le complexe H II le plus externe de l'extrémité sud-ouest, à 77′ du noyau. BA 1-490 est en même temps DDB 1-1, une entrée du premier catalogue optique de candidats rémanents de supernova dans M31. Que des étoiles se forment encore aussi loin montre à quel point le gaz du disque s'étend au-delà de sa lumière stellaire visible.
L'étoile blanc-bleu brillante en dessous n'a rien à voir avec tout cela : HD 3431 est une étoile A0 de la Voie lactée située à environ 640 années-lumière — quelque 4 000 fois plus proche que la galaxie devant laquelle elle se tient. Sa lumière voyageait depuis moins d'une vie humaine, celle de la galaxie depuis 2,5 millions d'années.
Prise de vue et traitement
Bande large : 114 poses de 120 s des nuits des 20/21 et 22/23 août 2026, prises à Friedrichsdorf avec une ZWO ASI2600MC Air sur une William Optics RedCat 71 (349 mm de focale), gain 100, bin 1, sans filtre supplémentaire et à environ −10 °C stables : 13 680 s, soit 3 h 48 min de signal couleur.
Hα : 26 poses au filtre duo-bande Hα/O III des nuits des 31 août/1er septembre, 1er/2 septembre et 2/3 septembre 2026 — trois de 240 s et 23 de 300 s, ensemble 7 620 s, soit 2 h 07 min. Seul le canal rouge du master duo-bande calibré a été conservé, recalé sur l'image en bande large, soustrait du continu au moyen du rouge large mis à l'échelle, puis calculé sans étoiles. Cela fait au total 140 poses et 5 h 55 min dans cette image. Le contenu O III des canaux vert et bleu du filtre duo-bande n'a pas été utilisé.
Les deux nuits d'août ont été calibrées avec leurs propres darks et flats. Le second groupe de flats est décisif : il a été acquis après une rotation de la caméra d'environ 90°. Les flats sont liés à l'orientation du capteur, à l'empreinte de poussière et au train optique, et ne doivent pas être mélangés d'une orientation à l'autre. LocalNormalization et la pondération par signal de PSF ont égalisé transparence et fond de ciel ; toutes les poses ont ensuite été recalées sur la nouvelle géométrie 90°/270° et intégrées ensemble. Le champ reste ainsi entièrement couvert, sans coins noirs dus à une surface d'union trop grande.
Dans le master linéaire, la composante verte a d'abord été normalisée multiplicativement, puis le gradient résiduel à grande échelle retiré soustractivement par DBE. Cet ordre évite que DBE ait à modéliser une dominante de couleur globale comme s'il s'agissait d'un fond spatial. Ont suivi la résolution astrométrique, l'étalonnage colorimétrique fondé sur Gaia, un passage correctif de BlurXTerminator et un traitement séparé de la galaxie et des étoiles. NoiseXTerminator a été appliqué respectivement sur la couche linéaire et sur la couche sans étoiles.
La combinaison s'est faite dans Photoshop : la couche Hα sans étoiles est posée sur l'image couleur finie en mode Superposition claire (Screen), l'opacité réglée à l'œil. Ce mode n'éclaircit que là où la couche Hα porte du signal — les couleurs stellaires, les bandes de poussière et le noyau jaune restent ceux de l'image en bande large, tandis que les régions H II gagnent en saturation et en étendue. C'est une manière assumée de rendre visibles les régions en émission, non une carte Hα étalonnée photométriquement.
Astrométrie de la version AVIF publiée (5401 × 3587 pixels) : 4 388 étoiles de référence, résidu 0,423″, échelle 2,2196″/pixel, centre AD 00h 42m 45,6s, Déc +41° 15′ 30″, champ 3,330 × 2,212°, rotation +89,98°. Le nord se trouve donc à droite et l'est en haut. Les annotations, recadrages et dimensions angulaires sont calculés à partir de cette solution ; les positions des complexes H II marqués ont été mesurées comme barycentres de l'excès Hα dans l'image elle-même, puis identifiées via SIMBAD.