Pour les articles homonymes, voir Andromède, nébuleuse d'Andromède et M31.

Galaxie d'Andromède M31
La galaxie d'Andromède (M31) avec deux satellites : M32 (disque nébuleux au bord supérieur droit), et M110 (petite galaxie elliptique en-dessous de M31).
Découverte
Découvreur(s)	Al-Soufi[1]
Date	~ 964 à Ispahan
Désignations	M 31 NGC 224 PGC 2557 MCG+07-02-016 UGC 454
Observation (Époque J2000.0)
Ascension droite	00h 42m 44,330s[2]
Déclinaison	+41° 16′ 07,50″[2]
Coordonnées galactiques	ℓ = 121,1743 · b = -21,5733[2]
Vitesse radiale	-301 ± 7 km/s[2]
Distance	778±17 kpc (∼2,54 millions d' a.l.)[3],[4],[5],[6]
Magnitude app.	3.4
Dimensions app.	190 × 60 minutes d'arc[7]
Constellation	Andromède
Caractéristiques
Type	SA(s)b[7]
Masse	1,23+1,8−0,6×1012 masses solaires[8]
modifier

La galaxie d'Andromède est une grande galaxie spirale du Groupe local située à environ 2,55 millions d'années-lumière (780 kpc) du Soleil, dans la constellation d'Andromède. Également identifiée sous les numéros M31 et NGC 224 dans le catalogue Messier et dans le New General Catalogue, elle a longtemps été appelée Grande Nébuleuse d’Andromède jusqu'à ce que sa nature galactique ait été reconnue à la suite des travaux d'Edwin Hubble en 1925.

La galaxie d'Andromède est la galaxie spirale la plus proche de la Voie lactée ; d'autres galaxies sont plus proches de nous, comme les nuages de Magellan ou la galaxie naine du Sagittaire, mais ce sont de petites galaxies irrégulières ou elliptiques.

C'est également la plus grande galaxie du Groupe local — dans lequel se trouvent près d'une soixantaine de galaxies et notamment la Voie lactée ou encore la galaxie du Triangle (M33) — et elle contiendrait de l'ordre de mille milliards d'étoiles^[9], contre seulement 200 à 400 milliards pour la Voie lactée. Sa luminosité équivaudrait à 26 milliards de fois celle du Soleil^[10], soit 25 % de plus que notre galaxie. La densité stellaire y est également plus élevée que dans la Voie lactée^[11], en revanche la galaxie d'Andromède ne serait peut-être pas la plus massive des deux, contrairement à ce qu'on a longtemps pensé, la Voie lactée possédant semble-t-il davantage de matière noire^[12]. On a pu établir par ailleurs que la Voie lactée connaît une dynamique de formation stellaire de trois à cinq fois plus élevée que la galaxie d'Andromède, ainsi que deux fois plus d'explosions de supernovae^[13].

La galaxie d'Andromède et la Voie lactée se rapprochent l'une de l'autre à environ 300 km/s, et entreront peut-être en collision dans 3 à 5 milliards d'années.

Avec une magnitude visuelle de 3,4, la galaxie d'Andromède est l’une des rares galaxies visibles à l’œil nu depuis la Terre dans l’hémisphère nord ; les galaxies M33 et M81 sont également visibles à l’œil nu sous d’excellentes conditions, et le Petit et Grand Nuage de Magellan sont visibles depuis l’hémisphère Sud. C’est également un des objets les plus étendus de la voûte céleste, avec un diamètre apparent de 3,18° correspondant à une extension physique de 140 000 années-lumière (43 kpc), soit plus de six fois le diamètre apparent de la Lune^[14] ; la partie visible à l’œil nu est cependant sensiblement plus réduite.

  Propriétés physiques

  La galaxie d'Andromède vue à 24 μm par le télescope spatial Spitzer^[15].

  La galaxie d'Andromède vue dans l'infrarouge par le télescope spatial WISE^[16].

  Séquelles de la traversée de la galaxie d'Andromède par la galaxie M32 vues par le télescope spatial Spitzer^[17].

  Gros plan du télescope spatial Hubble sur une région périphérique du disque galactique de la galaxie d'Andromède montrant les étoiles résolues individuellement avec en arrière plan des galaxies éloignées apparaissant comme des taches diffuses entre les étoiles ponctuelles^[18].

  La galaxie d'Andromède vue par le télescope spatial Spitzer^[19].

  Amas globulaire Mayall II vu par le Télescope spatial Hubble^[20].

  Noyau double de la galaxie d'Andromède vu par le télescope spatial Hubble^[21].

  Cœur de la galaxie d'Andromède vu aux rayons X par le télescope spatial Chandra^[22]. Le trou noir supermassif apparaît comme un point bleu au centre de l'image.

  La galaxie d'Andromède vue dans l'ultraviolet par le télescope spatial GALEX^[23].

  Localisation de la galaxie dans la constellation d'Andromède.

  Disque galactique

Dans le domaine de la lumière visible, la galaxie d'Andromède présente une structure spirale sans barre apparente ni anneau, notée SA(s)b dans le système de Vaucouleurs. Les données du projet 2MASS, qui a cartographié le ciel dans l'infrarouge à une longueur d'onde de 2 μm, suggèrent cependant que le bulbe de cette galaxie serait en forme de boîte, ce qui en ferait une galaxie spirale barrée comme la Voie lactée, la barre étant vue pratiquement dans le sens de la plus grande longueur^[24].

Des données acquises en 1998 dans l'infrarouge par le télescope spatial ISO de l'Agence spatiale européenne ont mis par ailleurs en évidence la présence d'anneaux concentriques, dont un, à environ 33 000 années-lumière (10 kpc) du centre galactique, concentre la majeure partie de la poussière et une grande partie du gaz de toute la galaxie^[25]. Ces anneaux ne sont visibles qu'en infrarouge car ils sont constitués de poussières froides — à une température inférieure à 15 K — qui ne rayonnent pas aux longueurs d'onde visibles. L'existence de cet anneau pourrait indiquer que l'ensemble de la galaxie évolue vers une forme de galaxie à anneau.

Le centre de cet anneau est décalé par rapport au centre de la galaxie, et un anneau plus intérieur, également décalé de l'ordre de 1 600 années-lumière (500 pc) et s'étendant sur environ 4 900 × 3 250 années-lumière (1,5 × 1,0 kpc), semble être directement lié à la collision, il y a environ 210 millions d'années, de la petite galaxie elliptique M32 avec la galaxie d'Andromède^[26], cette dernière ayant été percutée le long de son axe polaire, dépouillant M32 de plus de la moitié de sa masse^[27].

Par ailleurs, le disque galactique n'est pas plan mais au contraire assez tordu quand on l'observe en détail, par exemple à 21 cm^[28], l'origine de cette torsion semblant provenir des petites galaxies satellites, notamment de la galaxie du Triangle. Elle est particulièrement bien visible dans la mesure où le disque galactique est vu sous une inclinaison d'environ 77° (une galaxie vue par la tranche le serait sous un angle de 90°).

Les bras spiraux de la galaxie d'Andromède sont jalonnés de régions H II, qui apparaissent en rouge sur les clichés en couleur et suivent l'enroulement de ces bras. Ces derniers paraissent enroulès très étroitement, bien qu'en fait ils soient plus espacés que ceux de notre galaxie^[29]. Deux grands bras spiraux sont nettement visibles, séparés l'un de l'autre par un minimum de 13 000 années-lumière (4 kpc). Cette structure spirale pourrait être en rapport avec l'interaction gravitationnelle entre la galaxie d'Andromède et la galaxie M32, soulignée par la dynamique des nuages moléculaires de cette galaxie^[30].

  Dynamique

Des études spectroscopiques détaillées ont permis de tracer la courbe de rotation de la galaxie d'Andromède^[31]. En partant du centre galactique, la vitesse des étoiles croît jusqu'à un maximum local de 225 km/s à 1 300 années-lumière (400 pc) puis passe par un minimum local de 50 km/s à 7 000 années-lumière (2 kpc) avant de repasser par un maximum de 250 km/s à 33 000 années-lumière (10 kpc) et de redescendre progressivement pour atteindre 200 km/s à 80 000 années-lumière (24,5 kpc). Cette courbe implique que la masse totale de la galaxie d'Andromède croît linéairement jusqu'à 45 000 années-lumière (13,8 kpc) du centre, puis plus lentement au-delà ; le noyau aurait une masse de 6 milliards de masses solaires.

  Halo galactique

Il y aurait environ 460 amas globulaires associés à la galaxie d'Andromède^[32]. Le plus massif d'entre eux, appelé Mayall II, ou « G1 » pour Globular One en anglais, est l'amas globulaire le plus brillant du Groupe local^[20]. Il renferme plusieurs millions d'étoiles et est près de deux fois plus brillant qu'omega Centauri, l'amas globulaire plus brillant associé à notre galaxie. Plusieurs générations d'étoiles, de métallicité variables, s'y côtoient, et G1 semble trop massif pour un amas globulaire ordinaire, ce qui a fait penser qu'il serait en fait le noyau d'une galaxie naine dont les parties extérieures auraient été assimilées il y a longtemps par la galaxie d'Andromède elle-même^[33].

La galaxie d'Andromède renferme également une association stellaire bien connue, NGC 206, mais également des associations bien plus vastes, de la masse d'un amas globulaire mais bien plus étendues et donc bien moins denses^[34], qu'on ne connaît pas dans la Voie lactée.

  Composition

L'analyse spectroscopique des étoiles du halo de la galaxie d'Andromède montre que ce dernier est semblable à celui de notre galaxie, avec une métallicité plus faible que dans le disque galactique et décroissante avec la distance au bulbe galactique^[11]. Ceci indiquerait que ces deux galaxies auraient connu une évolution comparable, absorbant jusqu'à peut-être deux cents galaxies naines avant d'acquérir la taille qu'elles ont aujourd'hui^[35].

Les étoiles les plus éloignées des halos de la Voie lactée et de la galaxie d'Andromède se trouvent peut-être jusqu'au tiers de la distance séparant ces deux galaxies.

  Bulbe galactique

La galaxie d'Andromède abrite un amas stellaire particulièrement compact en son centre, avec une double structure mise en évidence par le télescope spatial Hubble dès 1993. La concentration la plus brillante, désignée par P1, est distincte du centre de la galaxie, qui est en fait matérialisé par la moins brillante des deux concentrations, appelée P2 ; ces deux composantes sont séparées par une distance d'environ 4,9 années-lumière (1,5 pc). P2 renferme un trou noir supermassif dont la masse a été estimée de 30 à 50 millions de masses solaires en 1993^[36] puis réévaluée de 110 à 230 millions de masses solaires en 2005^[37]. La dispersion des vitesses mesurée autour de cet objet est voisine de 160 km/s^[38], ce qui a permis d'affiner l'estimation de la masse de ce trou noir supermassif à l'aide de la relation M-sigma.

La nature de la concentration P1 n'est pas entièrement comprise. Les premières interprétations en faisaient le noyau résiduel d'une ancienne galaxie cannibalisée, mais les calculs ont rapidement montré qu'une telle structure ne saurait demeurer cohérente très longtemps au voisinage d'un trou noir supermassif de cette taille, lequel l'aurait dispersée sous l'effet des forces de marée. Il avait alors été proposé qu'un second trou noir supermassif, cette fois au centre de P1, aurait pu stabiliser cette structure sur le long terme, mais la distribution des étoiles dans P1 ne plaide pas en la faveur de l'existence d'un tel trou noir en son centre^[39]. P1 pourrait davantage correspondre à une accumulation d'étoiles à l'apoapside de leur orbite autour du trou noir supermassif de la galaxie^[39].

  Masse et luminosité

La masse totale de la galaxie d'Andromède — matière baryonique + matière noire — a été estimée à 1,23^+1,8_−0,6 mille milliards de masses solaires^[8], c'est-à-dire moins des deux tiers de celle de la Voie lactée, estimée par cette même étude à 1,9^+3,6_−1,7 mille milliards de masses solaires ; les incertitudes attachées à ces deux estimations sont cependant trop larges pour pouvoir conclure de manière définitive. Cependant, on peut dès à présent retenir que la masse de ces deux galaxies est du même ordre de grandeur et que la densité d'étoiles au sein de la galaxie d'Andromède est supérieure à celle observée au sein de notre galaxie^[11].

La galaxie d'Andromède contient cependant davantage d'étoiles que la Voie lactée, et sa luminosité totale a pu être évaluée à environ 26 milliards de fois la luminosité solaire, soit de l'ordre de 25 % de plus que la luminosité totale de notre propre galaxie^[10]. Cependant, la Voie lactée connaît un taux de formation stellaire de trois à cinq fois plus élevé que celui de la galaxie d'Andromède, avec un taux de supernovae double^[13], de sorte que la galaxie d'Andromède semble avoir atteint un état de relatif repos après avoir connu une phase de formation stellaire soutenue tandis que notre galaxie semble au contraire nettement plus active en ce domaine ; si cela devait se poursuivre, la luminosité totale de la Voie lactée finirait par surpasser celle de la galaxie d'Andromède.

  Distance

Plusieurs méthodes indépendantes d'évaluation des distances extragalactiques ont été utilisées pour mesurer l'éloignement de la galaxie d'Andromède, donnant des résultats assez convergents.

Ainsi, la mesure de la périodicité de céphéides dans cette galaxie a permis en 2004 d'en déterminer la magnitude absolue et donc d'en déduire la distance par comparaison avec leur magnitude visuelle^[3],[40] à 2,51 ± 0,13 millions d'années-lumière (770 ± 40 kpc).

À la même époque, la découverte d'une binaire à éclipses dont on a pu déterminer avec précision la taille et la température des composantes — et donc leur magnitude absolue — a permis de façon analogue, en comparant leur magnitude absolue à leur magnitude visuelle, de déterminer la distance de la galaxie^[4] à 2,52 ± 0,14 millions d'années-lumière (770 ± 43 kpc), mesure en accord remarquable avec la précédente par une méthode indépendante.

La luminosité infrarouge des étoiles de population II au sommet de la branche des géantes rouges constitue un autre indicateur de distance utilisé pour évaluer l'éloignement des galaxies ; appliquée à la galaxie d'Andromède, cette mesure à donné en 2005^[5] une valeur de 2,56 ± 0,08 millions d'années-lumière (780 ± 25 kpc).

Combinées avec une mesure antérieure par la méthode de la fluctuation de la brillance de surface dans l'infrarouge, qui avaient donné en 2003 une distance de 2,57 ± 0,06 millions d'années-lumière (790 ± 18 kpc), toutes ces valeur donnent une estimation moyenne de la distance de la galaxie d'Andromède voisine de 2,54 ± 0,06 millions d'années-lumière (778 ± 17 kpc).

  Collision avec la Voie lactée

La mesure du décalage vers le rouge du spectre électromagnétique de la galaxie d'Andromède donne une valeur négative de -0,001004 ± 0,000023^[2] correspondant à une vitesse radiale héliocentrique de -301 ± 7 km/s, c'est-à-dire que la galaxie d'Andromède se rapproche du Soleil à environ 300 km/s. Il s'ensuit que les deux galaxies pourraient se rencontrer d'ici trois à cinq milliards d'années, si toutefois la vitesse tangentielle relative de ces deux objets le permet. Cette dernière est difficile à évaluer, mais une limite supérieure de 100 km/s a été proposée en 2005 suite à l'analyse de la dynamique des satellites de cette galaxie^[41].

Si cette rencontre devait se produire, il en résulterait probablement une galaxie elliptique géante sans que la plupart des étoiles qui constitueront alors les deux galaxies incidentes ne connaissent elles-mêmes d'interactions rapprochées : pour fixer les idées, la distance du Soleil à Proxima Centauri, l'étoile la plus proche de notre Système solaire, est de 4,243 années-lumière (1,3 pc) alors que le rayon solaire vaut 7,352×10^-8 année-lumière (2,254×10^-8 pc), ce qui signifie que l'éloignement de Proxima Centauri est de plus de 57,5 millions de rayons solaires ; la densité de matière baryonique au sein d'une galaxie est ainsi particulièrement faible, et les interactions directes entre étoiles de galaxies en collision sont de ce fait très improbables.

Carte interactive du Groupe local. Cliquer sur les galaxies elles-mêmes — et non sur leur libellé — pour accéder à leur page.

  Galaxies satellites

Une vingtaine de galaxies naines orbitent autour de la galaxie d'Andromède. La plus massive est la galaxie du Triangle, une galaxie spirale bien dessinée aisément reconnaissable, mais M110 est également très connue, étant toujours bien visible sur les clichés d'ensemble de la galaxie d'Andromède comme une petite galaxie elliptique orientée obliquement par rapport à sa grande voisine. M32, une galaxie elliptique naine dite « compacte », est plus discrète mais également toujours visible comme un petit disque aux contours légèrement flous en bordure du disque de la galaxie d'Andromède ; M32 est très vraisemblablement à l'origine de certaines perturbations morphologiques au sein du disque de la galaxie d'Andromède suite à la traversée quasiment orthogonale de celui-ci il y a quelque 210 millions d'années. Les autres satellites sont de petites galaxies elliptiques naines ou des galaxies naines sphéroïdales.

Une étude publiée au printemps 2006^[42] a indiqué que la plupart des galaxies naines sphéroïdales (y compris de transition vers les galaxies irrégulières) — Galaxie naine irrégulière de Pégase, Andromeda I, Andromeda III, LGS 3, Andromeda V, Andromeda VI, Andromeda VII et Andromeda IX — et des galaxies elliptiques — M32 et NGC 147 — se trouvent à moins de 16 kpc d'un plan passant par le centre de la galaxie d'Andromède. Si Andromeda II, NGC 185 et M110 s'écartent significativement de ce plan, la galaxie du Triangle, qui est pourtant une galaxie spirale, en est proche. La raison de cette distribution coplanaire demeure pour l'heure l'objet de spéculations, le fait que ce plan comprenne également le groupe de galaxies voisin appelé groupe de M81 pouvant indiquer la présence d'une concentration de matière noire distribuée dans un plan à grande échelle dans l'Univers proche.

Le tableau ci-dessous résume les formations identifiées comme satellites de la galaxie d'Andromède et leurs principaux paramètres selon Koch et Grebel^[42] ; les coordonnées cartésiennes (X_M31, Y_M31, Z_M31) centrées sur la galaxie d'Andromède sont déduites des coordonnées polaires (α, δ, D_☉) usuelles centrées sur le Soleil :

Satellites de la galaxie d'Andromède^[42]

Nom	Typologie	α (J2000.0)	δ (J2000.0)	Distance au Soleil (kpc)	XM31 (kpc)	YM31 (kpc)	ZM31 (kpc)	Année de découverte
Galaxie du Triangle (M33)	SA(s)cd	01h 33m 51s	+30° 39′ 37″	847 ± 60	87,4	49,8	196,7	1654 ?
M32	cE2	00h 42m 42s	+40° 51′ 55″	770 ± 40	4,7	4,0	0,1	1749
M110 (NGC 205)	dE6	00h 40m 22s	+41° 41′ 07″	830 ± 35	3,8	-55,3	16,0	1773
NGC 185	dE5	00h 38m 58s	+48° 20′ 12″	620 ± 25	-89,3	121,6	-89,4	1787
NGC 147	dE5	00h 33m 12s	+48° 30′ 29″	755 ± 35	-85,5	-8,7	-52,4	1829
IC 10	dIrr	00h 20m 17s	+59° 18′ 14″	660 ± 65	-200,0	70,7	-140,7	1887
IC 1613	dIrr	01h 04m 47s	+02° 07′ 02″	715 ± 35	369,2	334,5	84,8	1906
Galaxie naine irrégulière de Pégase (PegDIG)	dIrr/dSph	23h 28m 36s	+14° 44′ 35″	760 ± 100	355,5	106,5	-174,5	~ 1955
Andromeda I	dSph	00h 45m 40s	+38° 02′ 28″	790 ± 30	41,0	-0,5	24,7	1970
Andromeda II	dSph	01h 16m 30s	+33° 25′ 09″	680 ± 25	42,2	144,9	53,5	1970
Andromeda III	dSph	00h 35m 34s	+36° 29′ 52″	760 ± 70	63,2	23,2	-7,2	1970
LGS 3	dIrr/dSph	01h 03m 53s	+21° 53′ 05″	620 ± 20	149,1	240,6	21,4	1976
Andromeda V	dSph	01h 10m 17s	+47° 37′ 41″	810 ± 45	-104,2	-26,3	45,8	1998
Andromeda VI (Naine sphéroïdale de Pégase)	dSph	23h 51m 46s	+24° 34′ 57″	775 ± 35	243,1	37,6	-100,5	1998
Andromeda VII (Naine de Cassiopée)	dSph	23h 26m 31s	+50° 41′ 31″	760 ± 70	-86,3	-50,5	-191,5	1998
Andromeda IX	dSph	00h 52m 53s	+43° 12′ 00″	790 ± 70	-31,6	-12,4	22,0	2004
Andromeda XI[43]								2006
Andromeda XII[43]								2006
Andromeda XIII[43]								2006
Courant de marée nord-ouest (courants E et F)[44]								2009
Courant de marée sud-est[44]								2009
Andromeda XXVIII[45]								2011
Andromeda XXIX[45]								2011

  Rôle historique

  La galaxie d'Andromède par Isaac Roberts

Elle a été observée en 964 par un astronome persan (Abd-al-Rahman Al Soufi) qui l’a décrite comme un « petit nuage ». Sa première description à l’aide d’un télescope est réalisée par Simon Marius en 1612 (souvent décrit comme le découvreur de la galaxie). Elle a été photographiée pour la première fois en 1887 par l'astronome Isaac Roberts, dans son observatoire de Crowborough dans le Sussex.

La galaxie d’Andromède est la spirale géante la plus proche de nous et c’est par la mesure de sa distance que se révéla la composition de l’Univers et l’échelle du cosmos.

Des étoiles variables céphéides extragalactiques furent identifiées par Edwin Hubble sur les photos astronomiques de cette galaxie et permirent, grâce à la relation période-luminosité établie en 1912 par Henrietta Leavitt d’en déterminer la distance, ce qui confirma la nature extragalactique de cette nébuleuse (comme étaient appelées les galaxies jusqu’alors). Contrairement à une idée très répandue, ce n’est pas cette galaxie qui fut la première à être identifiée comme telle par Hubble ; elle ne vint qu’en troisième position, après la galaxie de Barnard et la galaxie du Triangle. Ce fut le premier pas qui le mena à établir la loi de Hubble qui elle-même fut l’observation décisive prouvant l’expansion de l’Univers et par suite la théorie du Big Bang. La détermination de la distance importante (pour l’époque) de la Galaxie d’Andromède permit de réinterpréter un événement de 1885 qui avait été considéré comme étant une nova. Du fait de sa magnitude apparente relativement faible et de la distance de la galaxie, cet événement était en réalité extrêmement lumineux à l’échelle d’une galaxie. Il s’agissait en fait d’une supernova (une explosion d’étoile), par la suite nommée SN 1885A. Il s’agit de la première supernova vue depuis l’invention du télescope, et de la seule connue dans la galaxie d’Andromède.

En 1943, alors que Los Angeles était sous couvre-feu, Walter Baade utilisa le télescope Hooker du Mont Wilson et fut ainsi le premier à résoudre des étoiles dans la région centrale de cette galaxie.

C’est par l’étude de M31 que put être mis en évidence une nouvelle classe d’étoiles variables, les variables lumineuses bleues (ou LBV), découvertes par Edwin Hubble et Allan Sandage en 1953^[46]. Les quatre premiers représentants de cette classe dans M31 étaient AF Andromedae, AE Andromedae, M31 V15 et VA-1. Ces étoiles dans M31 sont suffisamment brillantes (magnitude apparente de l’ordre de 16 ou 17) pour être aisément observables depuis la Terre, et dont l’uniformité des distances permet une meilleure analyse.

  Observation

La galaxie d’Andromède est visible dans la constellation d’Andromède. Dans d’excellentes conditions, on peut la voir à l’œil nu, mais globalement il vaut mieux utiliser une paire de jumelles. Elle se présente alors comme une tache diffuse, laiteuse, mais on ne voit que son noyau. Au télescope, il est possible de la voir plus étendue, avec ses deux galaxies satellites.

  Notes et références

  Annexes

  Articles connexes

• Groupe local
• SN 1885A

  Liens externes

• (en) M31 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg
• (fr) Messier 31, page de la SEDS

v · d · m Les galaxies du Groupe local et de sa périphérie
Principaux membres	Voie lactée · Galaxie d'Andromède (M31) · Galaxie du Triangle (M33) · Grand Nuage de Magellan (LMC) · Petit Nuage de Magellan (SMC) · Galaxie de Barnard (NGC 6822) · M32 · IC 10
Galaxies sphéroïdales et naines sphéroïdales lumineuses	M110 (NGC 205) · NGC 185 · NGC 147 · Fornax · Sagittarius · Canis Majoris
Naines irrégulières faibles	IC 1613 · WLM · Pegasus · Aquarius · SagDIG · LGS 3 · Phoenix · Leo A
Naines sphéroïdales du groupe d’Andromède	And I · And II · And III · And V · And VI · And VII · And IX · And X
Naines sphéroïdales faibles	Bootes · Carina · Cetus · Coma Berenices · Draco · Hercules · Leo I · Leo II · Sculptor · Sextans · Tucana · Ursa Major I · Ursa Major II · Ursa Minor
Périphérie du Groupe Local	Cam A · UGCA 92 · NGC 3109 · GR 8 · Antlia · Sextans A · Sextans B · IC 5152 · UKS 2323-326 · ESO 249-010

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

• Portail de l’astronomie