3C144

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Nébuleuse du Crabe

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Nébuleuse du Crabe
Crab Nebula.jpg
La Nébuleuse du Crabe observée en optique par le télescope spatial Hubble
Données d'observation
Époque J2000.0
Ascension droite 05h 34m 31,97s[1]
Déclinaison +22° 00′ 52,1″[1]
Coordonnées galactiques ℓ=184,5575, b=-05,7843
Constellation Taureau
Galaxie hôte Voie lactée
Découverte 1731
Type de rémanent Plein
Taille angulaire (minute d'angle) 6×4
Densité de flux à 1 GHz (Jy) 1040
Indice spectral 0,3
Distance (kpc) 2
Méthode d'estimation de la distance mouvement propre et vitesse radiale
Aspect en radio Plein, avec pulsar central et structure en « cheminée » au nord (aussi appelée « jet »)
Aspect en X Présente une structure en tore autour du pulsar (nébuleuse de vent de pulsar)
Aspect en optique Filaments fortement polarisés + émission synchrotron diffuse, avec un jet très faible
Autres désignations (M1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1, 3C 144, CTA 36, CTB 18
Notes Associé à la supernova historique SN 1054 ; contient en son centre un pulsar, PSR B0531+21
Position de la Nébuleuse du Crabe (Crab Pulsar) dans la Voie Lactée. Crédit : NASA/DOE/International LAT Team.

La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952, Taurus A, Taurus X-1) est un rémanent de supernova résultant de l'explosion d'une supernova historique (SN 1054) observée par plusieurs astronomes d'Extrême-Orient de juillet 1054 à avril 1056. La nébuleuse a été observée pour la première fois en 1731 par John Bevis, puis en 1758 par Charles Messier qui en fait le premier objet de son catalogue (catalogue de Messier). Son nom traditionnel remonte au XIXe siècle, époque où William Parsons, troisième comte de Rosse, observe la nébuleuse au Birr Castle dans les années 1840 et y fait référence sous le nom de nébuleuse du Crabe en raison d'un dessin qu'il en fait qui ressemble à un crabe[2]. La Nébuleuse du Crabe ne doit pas être confondue avec la nébuleuse planétaire Hen2-104, parfois appelée « Nébuleuse australe du Crabe » du fait de sa ressemblance considérée comme plus manisfeste avec le crustacé éponyme.

Située à une distance d'environ 2 kiloparsecs (6 300 années-lumière) de la Terre, dans la constellation du Taureau, la nébuleuse a un diamètre de 11 années-lumière (3,4 pc) et sa vitesse d'expansion est de 1 500 km/s, caractéristiques typiques pour un rémanent de cet âge. C'est le premier objet astronomique à avoir été identifié à une explosion historique de supernova.

La nébuleuse contient en son centre un pulsar, le pulsar du Crabe (ou PSR B0531+21) qui tourne sur lui-même environ trente fois par seconde. Il s'agit du pulsar le plus énergétique connu, rayonnant environ 200 000 fois plus d'énergie que le Soleil, dans une gamme de fréquence extrêmement vaste, s'étalant de 10 mégahertz à plus de 30 GeV, soit près de 18 ordres de grandeurs. Le pulsar joue un rôle important dans la structure de la nébuleuse, étant entre autres responsable de son éclairement central.

Située à proximité immédiate du plan de l'écliptique, la nébuleuse est aussi une source de radiations utile pour l'étude des corps célestes qui l'occultent. Dans les années 1950 et 1960, la couronne solaire a été cartographiée grâce à l'observation des ondes radio de la nébuleuse du Crabe. Plus récemment, l'épaisseur de l'atmosphère de Titan, la lune de Saturne, a été mesurée grâce aux rayons X de la nébuleuse.

Sommaire

Origine

Article détaillé : SN 1054.

La nébuleuse du Crabe est observée pour la première fois en 1731 par John Bevis. Elle est re-découverte indépendamment en 1758 par Charles Messier alors à la recherche de la comète de Halley dont la réapparition devait se produire dans cette année-là, et dans cette région du ciel. Réalisant qu'il n'avait en réalité pas observé la comète recherchée, Messier a alors l'idée de réaliser un catalogue de nébuleuses brillantes pour limiter les risques de confusion entre celles-ci et des comètes.

Au début du XXe siècle, l'analyse des premières photographies de la nébuleuse prises à quelques années d'intervalle révèle son expansion. Le calcul de la vitesse d'expansion permet alors de déduire que la nébuleuse a été formée environ 900 ans plus tôt. Les recherches menées dans les récits historiques ont permis d'établir qu'une nouvelle étoile suffisamment lumineuse pour être visible le jour fut observée dans la même portion du ciel par les astronomes chinois et arabes en 1054[3],[4]. Étant donnés sa grande distance et son caractère éphémère, cette « nouvelle étoile » (ou étoile invitée selon la terminologie asiatique) était en fait une supernova — une étoile massive ayant subi une explosion après avoir épuisé ses ressources en énergie issue de la fusion nucléaire.

L'analyse récente de ces textes historiques a montré que la supernova à l'origine de la nébuleuse du Crabe apparut probablement en avril ou début mai 1054, atteignant une magnitude apparente maximale comprise entre -5 et -3 en juillet 1054. Elle était alors plus lumineuse que tous les autres objets du ciel nocturne à l'exception de la Lune. L'évènement est noté dans les recueils chinois. Pendant 23 jours, elle resta suffisamment lumineuse pour être visible en plein jour. La supernova fut observable à l'œil nu pendant environ 2 ans après sa première observation[5]. Grâce aux observations mentionnées dans les textes d'astronomes orientaux en 1054, la nébuleuse du Crabe est le premier objet astronomique dont le lien avec une explosion de supernova a pu être établi[4].

Caractéristiques physiques

Le pulsar du Crabe. Cette image est la combinaison de données optiques de Hubble (en rouge) et de rayons X de Chandra (en bleu).

En lumière visible, la nébuleuse du Crabe est une large masse ovale de filaments, d'une longueur d'environ 6 minutes d'arc et d'une largeur de 4 minutes d'arc[6], entourant une région centrale diffuse bleue. Les filaments sont les restes de l'atmosphère de l'étoile progénitrice et sont constitués principalement d'hélium et d'hydrogène ionisés ainsi que de carbone, d'oxygène, d'azote, de fer, de néon et de soufre. La température des filaments est comprise entre 11 000 et 18 000 K, et leur densité de matière est d'environ 1 300 particules par cm³ [7].

En 1953, Iosif Shklovsky émet l'hypothèse selon laquelle la région bleue diffuse est principalement produite par rayonnement synchrotron, rayonnement dû à la courbure de la trajectoire d'électrons se déplaçant à des vitesses relativistes (c'est-à-dire proche de la vitesse de la lumière)[8]. Trois ans plus tard, sa théorie est confirmée par des observations. Dans les années 1960, il est établi que c'est un fort champ magnétique produit par une étoile à neutrons située au centre de la nébuleuse qui courbe la trajectoire des électrons[9].

La vitesse d'expansion de la nébuleuse a été déterminée en quantifiant le décalage de son spectre par effet Doppler et est estimée à environ 1 500 km/s[10]. Parallèlement, des images prises à plusieurs années d'intervalle révèlent la lente expansion angulaire apparente sur le ciel. En comparant cette expansion angulaire avec la vitesse d'expansion, la distance de la nébuleuse par rapport au Soleil et sa taille ont pu être estimées à respectivement environ 6 300 et 11 années-lumière[11]

À partir de la vitesse d'expansion de la nébuleuse observée actuellement, il est possible de vérifier la date de la supernova qui correspond à sa formation. Le calcul conduit à une date de quelques décennies antérieure à 1054. Une explication plausible de ce décalage serait que la vitesse d'expansion n'a pas été uniforme, mais s'est accélérée depuis l'explosion de la supernova[12]. Cette accélération serait due à l'énergie du pulsar qui alimenterait le champ magnétique de la nébuleuse qui, en s'étendant, entraîne les filaments vers l'extérieur[13].

Les estimations de la masse totale de la nébuleuse permettent d'évaluer la masse de la supernova initiale. Les estimations de la masse contenue dans les filaments de la nébuleuse du Crabe varient d'une à cinq masses solaires[14]. D'autres estimations basées sur le pulsar du Crabe ont mené à des valeurs différentes.

Étoile centrale

Article détaillé : Pulsar du Crabe.
Cette séquence d'images prises par le télescope spatial Hubble montre des parties de la nébuleuse du Crabe se modifiant sur une période de quatre mois. Crédit: NASA/ESA.

Au centre de la nébuleuse du Crabe se trouvent en apparence deux étoiles peu brillantes : l'une d'elles est à l'origine de la nébuleuse. Elle a été identifiée en tant que telle en 1942, lorsque Rudolph Minkowski découvrit que son spectre optique était extrêmement inhabituel et ne ressemblait pas à celui d'une étoile normale[15]. Il a été établi par la suite que la région autour de l'étoile est une source importante d'ondes radio (1949)[16], de rayons X (1963)[17] et qu'elle est un des objets du ciel les plus brillants en rayons gamma (1967)[18]. En 1968, des recherches ont montré que l'étoile émettait ses radiations sous forme de brèves impulsions, devenant un des premiers pulsars à être identifié et le premier à avoir été associé à un rémanent de supernova.

Les pulsars sont à l'origine de fortes radiations électromagnétiques, émises plusieurs fois par seconde par de brèves et très régulières impulsions. Leur découverte en 1967 souleva de nombreuses questions ; l'hypothèse selon laquelle ces impulsions étaient des signaux d'une civilisation avancée fut même proposée[19]. Cependant, la découverte d'une source radio pulsante au centre de la nébuleuse du Crabe fut une preuve que les pulsars n'étaient pas des signaux extra-terrestres mais étaient formés par des explosions de supernova. Il a depuis été établi que ces impulsions sont dues à des étoiles à neutrons en rotation rapide et dont les puissants champs magnétiques concentrent les radiations émises en d'étroits faisceaux de rayonnement. L'axe du champ magnétique n'étant pas aligné avec celui de rotation, la direction du faisceau balaie le ciel suivant un cercle. Lorsque par hasard la direction du faisceau rencontre la Terre, une impulsion est observée. Ainsi, la fréquence des impulsions est une mesure de la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons.

Le pulsar du Crabe aurait un diamètre compris entre 28 et 30 kilomètres[20]. Il émet des impulsions de radiations toutes les 33 millisecondes[21]. Mais comme dans tous les cas de pulsars isolés, la fréquence des impulsions diminue très légèrement mais régulièrement, indiquant que le pulsar ralentit tout doucement. Il arrive cependant que, de temps à autre, sa période de rotation connaisse de brusques variations. Ces variations sont appelées tremblements d'étoiles et seraient dues à de soudains réajustements de la structure interne de l'étoile à neutrons.

L'énergie émise par le pulsar engendre une région particulièrement dynamique au centre de la nébuleuse du Crabe. Alors que la plupart des objets astronomiques ont des durées caractéristiques d'évolution de l'ordre de plusieurs dizaines de milliers d'années, les parties centrales de la nébuleuse évoluent sur des périodes de quelques jours[22]. La partie la plus dynamique de la zone centrale de la nébuleuse est la zone où le vent équatorial du pulsar rencontre la matière environnante en formant une onde de choc. La forme et la position de cette zone changent rapidement sous l'effet du vent équatorial. Cette zone est visible sous la forme de petites traînées brillantes dont l'éclat augmente puis faiblit au fur et à mesure qu'elles s'éloignent du pulsar.

Étoile progénitrice

La nébuleuse du Crabe vue en infrarouge par le télescope spatial Spitzer.

L'étoile qui a explosé en supernova et donné naissance à la nébuleuse est appelée l'étoile progénitrice. Deux types d'étoiles explosent sous forme de supernovas : les naines blanches (qui donnent des supernova de type «Ia») et les étoiles massives (qui donnent des supernova de type «Ib», «Ic» et «II»). Dans ce dernier cas, le cœur de l'étoile s'effondre sur lui-même et se fige en un cœur de fer. L'explosion est produite par l'atmosphère s'effondrant et qui rebondit sur ce cœur. Elle laisse derrière elle un objet compact qui est parfois un pulsar. La présence d'un tel pulsar au sein de la nébuleuse du Crabe signifie qu'elle s'est formée à partir d'une étoile massive. En effet, les supernovas de type «Ia» ne produisent pas de pulsars.

Les modèles théoriques d'explosion de supernova suggèrent que l'étoile à l'origine de la nébuleuse du Crabe avait une masse comprise entre huit et douze masses solaires. Les étoiles de masse inférieure à huit masses solaires seraient trop légères pour engendrer des explosions de supernova et produisent des nébuleuses planétaires. Les étoiles de masse supérieure à douze masses solaires produisent des nébuleuses présentant une composition chimique différente de celle observée au sein de la nébuleuse du Crabe[23].

Un des principaux problèmes soulevés par l'étude de la nébuleuse du Crabe est que la masse combinée de la nébuleuse et du pulsar est beaucoup plus faible que la masse prédite pour l'étoile progénitrice. La raison de cette différence est inconnue[24]. L'estimation de la masse de la nébuleuse est obtenue en mesurant la quantité totale de lumière émise et, connaissant la température et la densité de la nébuleuse, en en déduisant la masse requise pour émettre la lumière observée. Les estimations varient entre 1 et 5 masses solaires, la valeur communément admise étant 2 ou 3 masses solaires[23]. L'étoile à neutrons aurait une masse comprise entre 1,4 et 2 masses solaires.

La théorie principale expliquant la masse manquante de la nébuleuse du Crabe est qu'une proportion substantielle de la masse de l'étoile progénitrice a été éjectée avant l'explosion de la supernova dans un fort vent stellaire comme c'est le cas de nombreuses étoiles massives comme les étoiles Wolf-Rayet. Cependant, un tel vent aurait créé une coquille autour de la nébuleuse (comme une bulle de Wolf-Rayet). Bien que des observations à différentes longueurs d'onde aient été menées afin d'identifier cette coquille, elle n'a jamais pu être identifiée[25].

Transits par des corps du système solaire

Image prise par Hubble d'une petite région de la nébuleuse du Crabe montrant sa structure filamentaire. Crédit: NASA/ESA.

Le nébuleuse du Crabe est située à environ 1°½ de l'écliptique, le plan de l'orbite terrestre autour du Soleil. En conséquence, la Lune et parfois les planètes occultent ou transitent devant la nébuleuse. Bien que le Soleil ne transite pas devant la nébuleuse, sa couronne passe devant elle. Ces transits et occultations peuvent être utilisés afin d'étudier à la fois la nébuleuse et l'objet qui passe devant elle en observant les modifications engendrées par ce dernier sur les radiations de la nébuleuse.

Les transits lunaires ont été utilisés afin de cartographier les émissions de rayons X au sein de la nébuleuse[17]. Avant le lancement de satellites dédiés à l'observation en rayons X tels que XMM-Newton ou Chandra, les télescopes d'observation en rayons X avaient une très faible résolution angulaire. Inversement, la position de la Lune est connue avec une très grande précision. Ainsi, quand cette dernière passe devant la nébuleuse, les variations de la luminosité de la nébuleuse permettent de créer une carte des émissions en rayons X[26].

La couronne solaire passe devant la nébuleuse chaque mois de juin. Les variations des ondes radio provenant de la nébuleuse sont utilisées afin d'étudier la densité et la structure de la couronne. Les premières observations ont montré que la couronne est bien plus étendue qu'il n'était communément admis précédemment. Ces observations ont aussi permis d'établir que la couronne présente des variations substantielles de densité[27].

Saturne transite aussi devant la nébuleuse du Crabe mais très rarement. Son dernier transit, en 2003, était le premier depuis 1296 ; le prochain aura lieu en 2267. Les scientifiques ont utilisé le télescope Chandra pour observer la lune de Saturne, Titan, durant son transit devant la nébuleuse et ont remarqué que l'ombrage des rayons X dû au passage de Titan était plus grand que la surface solide de cette lune en raison de l'absorption de rayons X par son atmosphère. Ces observations ont permis d'établir que l'épaisseur de l'atmosphère de Titan est de 880 km[28]. Le transit de la planète Saturne elle-même n'a pas pu être observé car le télescope Chandra passait à travers la ceinture de Van Allen au même moment.

La nébuleuse dans la fiction

La nébuleuse du Crabe apparaît à plusieurs reprises dans des œuvres de fiction. On peut notamment citer :

Annexes

Articles connexes

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Liens externes

Sources

  • (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu d’une traduction de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Crab nebula ».
  • (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu d’une traduction de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Nebulae in fiction ».

Notes et références

  1. ↑ a  et b  SIMBAD Astronomical Database, Résultats pour NGC 1952. Consulté le 25 décembre 2006
  2. ↑ (en) K. Glyn Jones, The Search for the Nebulae, Journal of the History of Astronomy, 7, 67 (1967).
  3. ↑ (en) Lundmark K. 1921, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 33, p.225, Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations Résumé disponible sur ADS : 1921PASP...33..225L
  4. ↑ a  et b  Mayall N.U. 1939, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, v. 3, p.145, The Crab Nebula, a Probable Supernova, Résumé disponible sur ADS : 1939ASPL....3..145M
  5. ↑ Collins G.W., Claspy W.P., Martin J.C. 1999, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 111, p. 871, Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054 Résumé disponible sur ADS : 1999PASP..111..871C
  6. ↑ À titre de comparaison, la pleine lune correspond à 30 minutes d'arc
  7. ↑ Fesen R.A., Kirshner R.P. 1982, Astrophysical Journal, v. 258, p. 1-10, The Crab Nebula. I - Spectrophotometry of the filaments, Résumé disponible sur ADS : 1982ApJ...258....1F
  8. ↑ Shklovskii 1953, Doklady Akademii Nauk SSSR v.90, p.983, On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission
  9. ↑ Burn B.J. 1973, v. 165, p. 421, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1973MNRAS.165..421B
  10. ↑ Bietenholz M.F., Kronberg P.P., Hogg D.E., Wilson A.S. 1991, Astrophysical Journal Letters, vol. 373, p. L59-L62, The expansion of the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1991ApJ...373L..59B
  11. ↑ Virginia Trimble, The Distance to the Crab Nebula and NP 0532, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 85, pp 579-584, 1973. Résumé disponible sur ADS : 1973PASP...85..579T
  12. ↑ Trimble V. 1968, Astronomical Journal, v. 73, p. 535, Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1968AJ.....73..535T
  13. ↑ Bejger M., Haensel P. 2003, Astronomy and Astrophysics, v.405, p.747-751, Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters, Résumé disponible sur ADS : 2003A&A...405..747B
  14. ↑ Fesen R.A., Shull J.M., Hurford A.P. 1997, Astronomical Journal v.113, p. 354-363, An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1997AJ....113..354F
  15. ↑ Minkowski R. 1942,, Astrophysical Journal, v. 96, p.199, The Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1942ApJ....96..199M
  16. ↑ Bolton J.G., Stanley G.J., Slee O.B. 1949, Nature, v. 164, p. 101, Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation, Résumé disponible sur ADS : 1949Natur.164..101B
  17. ↑ a  et b  Bowyer S., Byram E.T., Chubb T.A., Friedman H. 1964, Science, v. 146, pp. 912-917, Lunar Occulation of X-ray Emission from the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1964Sci...146..912B
  18. ↑ Haymes R.C., Ellis D.V., Fishman G.J., Kurfess J.D., Tucker, W.H. 1968, Astrophysical Journal, v. 151, p.L9, Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1968ApJ...151L...9H
  19. ↑ Del Puerto C. 2005, EAS Publications Series, v. 16, pp.115-119, Pulsars In The Headlines
  20. ↑ M. Bejger and P. Haensel 2002, Astronomy and Astrophysics, v. 396, p. 917–921, Moments of inertia for neutron and strange stars: Limits derived for the Crab pulsar, Résumé disponible sur ADS : 2002A&A...396..917B
  21. ↑ Harnden F.R., Seward F.D. 1984, Astrophysical Journal, v. 283, p. 279-285, Einstein observations of the Crab nebula pulsar, Résumé disponible sur ADS : 1984ApJ...283..279H
  22. ↑ Hester J.J., Scowen P.A., Sankrit R., Michel F.C., Graham J.R., Watson A., Gallagher J.S. 1996, Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 28, p.950, The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1996AAS...188.7502H
  23. ↑ a  et b  Davidson K., Fesen R.A. 1985, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, v. 23, p. 119-146, Recent developments concerning the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1985ARA&A..23..119D
  24. ↑ Fesen R.A., Shull J.M., Hurford A.P. 1997, Astronomical Journal v.113, p. 354-363, An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1997AJ....113..354F
  25. ↑ Frail D.A., Kassim N.E., Cornwell T.J., Goss W.M. 1995, Astrophysical Journal, v. 454, p. L129–L132, Does the Crab Have a Shell?, Résumé disponible sur ADS : 1995ApJ...454L.129F
  26. ↑ Palmieri T.M., Seward F.D., Toor A., van Flandern T.C. 1975, Astrophysical Journal, v. 202, p. 494-497, Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 1975ApJ...202..494P
  27. ↑ Erickson W.C. 1964, Astrophysical Journal, v. 139, p.1290, The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona, Résumé disponible sur ADS : 1964ApJ...139.1290E
  28. ↑ Mori K., Tsunemi H., Katayama H., Burrows D.N., Garmire G.P., Metzger A.E. 2004, Astrophysical Journal, v. 607, pp. 1065-1069, An X-Ray Measurement of Titan's Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula, Résumé disponible sur ADS : 2004ApJ...607.1065M. Certaines images de Chandra utilisées par Mori et al. peuvent être vues sur le site de Chandra.
Objets du catalogue Messier

00M1 • 00M2 • 00M3 • 00M4 • 00M5 • 00M6 • 00M7 • 00M8 • 00M9 • 0M10 • 0M11 • 0M12 • 0M13 • 0M14 • 0M15 • 0M16 • 0M17 • 0M18 • 0M19 • 0M20 • 0M21 • 0M22 • 0M23 • 0M24 • 0M25 • 0M26 • 0M27 • 0M28 • 0M29 • 0M30 • 0M31 • 0M32 • 0M33 • 0M34 • 0M35 • 0M36 • 0M37 • 0M38 • 0M39 • 0M40 • 0M41 • 0M42 • 0M43 • 0M44 • 0M45 • 0M46 • 0M47 • 0M48 • 0M49 • 0M50 • 0M51 • 0M52 • 0M53 • 0M54 • 0M55 • 0M56 • 0M57 • 0M58 • 0M59 • 0M60 • 0M61 • 0M62 • 0M63 • 0M64 • 0M65 • 0M66 • 0M67 • 0M68 • 0M69 • 0M70 • 0M71 • 0M72 • 0M73 • 0M74 • 0M75 • 0M76 • 0M77 • 0M78 • 0M79 • 0M80 • 0M81 • 0M82 • 0M83 • 0M84 • 0M85 • 0M86 • 0M87 • 0M88 • 0M89 • 0M90 • 0M91 • 0M92 • 0M93 • 0M94 • 0M95 • 0M96 • 0M97 • 0M98 • 0M99 • M100 • M101 • M102 • M103 • M104 • M105 • M106 • M107 • M108 • M109 • M110

Voir aussi : Catalogue Messier • Amas globulaire • Constellation • Galaxie • Nébuleuse


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