Le complexe de Céphée est une vaste région du bras d'Orion riche en nuages moléculaires géants et en associations d'étoiles bleues très jeunes et brillantes. Il tire son nom de la constellation boréale de Céphée, dans la direction de laquelle il se trouve lorsqu'il est vu de la Terre. Avec le nuage d’Orion, c’est l’une des régions de formation d’étoiles les plus proches de nous, bien que cette dernière soit de taille beaucoup plus petite. De plus, contrairement au nuage d'Orion, la région de Céphée nous apparaît considérablement obscurcie, notamment en ce qui concerne les associations OB, par de vastes nébuleuses obscures plus proches de notre ligne de vue.
La majeure partie du complexe est située assez décentrée par rapport au plan galactique, dans une bande entre les latitudes galactiques et . Le premier à remarquer que cette zone du ciel juste au nord de la traînée de la Voie lactée présentait des caractéristiques étranges fut l'astronome Edwin Hubble, qui trouva une absence totale de galaxies dans cette direction, symptôme d'une forte obscurcissement par la poussière galactique. Malgré cela, ce n’est que dans les années 1960 que la région a commencé à être étudiée systématiquement, et elle s’est avérée être l’un des complexes de nébuleuses et d’étoiles les plus brillants de notre bras spiral.
Le complexe est formé de 8 structures différentes en caractéristiques et en position, qui contiennent à leur tour un total de plus de 200 nébuleuses individuelles plus ou moins brillantes, identifiables en lumière visible et surtout dans l'infrarouge. Beaucoup de ces nébuleuses sont associées à des amas ouverts, comme dans le cas de NGC 7129, ou à des associations OB grandes et brillantes, comme dans le cas d'IC 1396. Il existe quatre associations OB présentes dans cette région, dont certaines sont composées d'étoiles formées dans différentes phases de l'évolution du complexe.
Observation Le complexe de Céphée est situé en direction de l'une des parties les plus septentrionales de la Voie lactée. Malgré sa relative proximité avec nous, ses structures les plus brillantes ne sont pas visibles à l'œil nu ou à l'aide de petits instruments : en effet, dans cette zone, les étoiles brillantes sont rares et les champs d'étoiles de fond sont moins riches que dans d'autres zones du plan galactique. Même la traînée lumineuse de la Voie lactée apparaît très fragmentée, en raison de la présence de larges bancs de poussière sombre qui masquent la lumière derrière elle.gauche|vignette|Projection du chemin de précession du pôle Nord sur le ciel fixe de l'époque J2000.0 pour l'intervalle de temps à partir de 48 000 av. J.-C. jusqu'à 52 000 ap. J.-C.. L'étoile brillante en bas est Véga.Étant à une déclinaison très septentrionale, autour de , la constellation de Céphée et le nuage apparaissent circumpolaires depuis une grande partie de l'hémisphère nord. À la fin de l'été et au début de l'automne, dans l'hémisphère nord, cette branche de la Voie lactée atteint son point culminant au-dessus de l'horizon, apparaissant à son zénith au Canada, dans le nord de l'Europe et en Russie. Depuis l'hémisphère sud, en revanche, la vision est altérée et, dans une partie de l'hémisphère, elle reste toujours en dessous de l'horizon, ne se montrant jamaisUne déclinaison de 60°N équivaut à une distance angulaire du pôle céleste sud de 30°. Ce qui revient à dire qu'au nord de 30°N l'objet apparaît circumpolaire, tandis qu'au sud de 30°S l'objet ne s'élève jamais..
La structure la plus facilement identifiable du nuage est la célèbre nébuleuse IC 1396, qui semble chevaucher μ Cephei, une étoile de magnitude 4 avec une couleur rouge rubis marquée. Dans les photographies à longue exposition ou numériques, les nébuleuses obscures qui masquent la lumière du complexe et même les objets situés en dehors du plan galactique sont facilement identifiés. Edwin Hubble fut en effet le premier à remarquer qu'une grande partie de la zone du ciel en direction de Céphée ne présentait pas de galaxies.
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.
Dans cette phase précessionnelle, le complexe de Céphée tend à prendre des déclinaisons de plus en plus septentrionalesPour le déterminer, il suffit d'analyser les deux coordonnées fournies par SIMBAD pour les équinoxes de printemps de 1950 et 2000, dont les coordonnées sont respectivement +19°52' et +19°41'.. Lorsque, dans environ , 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.
Environnement galactique La partie de la Voie lactée en direction de Céphée montre des signes évidents d'obscurcissement par de gros nuages de poussière, en particulier sur le côté le plus au nord. Le système nébuleux le plus proche de nous dans cette direction, et celui principalement responsable de l'obscurcissement, est situé à un peu plus de et son extension réelle est d'environ . La structure semble être connectée à un autre complexe, légèrement plus éloigné et plus grand, connu sous le nom de nuage de Céphée. À l'intérieur se trouvent quelques sous-structures, parmi lesquelles se distingue un globule de Bok bien connu qui porte le code de catalogue Sh2-136 : c'est un cocon sombre évident sur un fond faiblement nébuleux, avec des dimensions d'environ et à l'intérieur duquel se trouvent de jeunes objets stellaires en formation.
La relation de ces deux objets avec la ceinture de Gould n'a pas encore été établie : bien que la vitesse radiale indique une relation avec une superbulle en expansion connectée à la ceinture, sa position, plutôt détachée du plan dans lequel se trouve la ceinture, suggérerait une structure séparée et indépendante de celle-ci.
Au-delà de ce système de nuages obscurcissants, il existe une région moins riche en complexes nébuleux, mais dans laquelle se trouve une association OB assez clairsemée, connue sous le nom de Lacerta OB1. À une distance de () se trouve l'un des nuages moléculaires géants les plus étendus de notre bras spiral : il s'agit d'une longue ceinture de poussière s'étendant sur des milliers d'années-lumière dans une direction transversale au bras, formée par les Rifts du Cygne et de l'Aigle, qui se connecte à une autre bande sombre, visible en direction de Céphée, dont les parties éclairées sont IC 1396 et plusieurs autres nébuleuses mineures, qui en certains points circonscrits sont éclairées par des étoiles proches et brillent donc par réflexion. gauche|vignette|Carte schématique de la région galactique entre le Soleil et le complexe de Céphée. Immergés dans les régions arrière du système nébuleux, se trouvent quelques grands groupes de jeunes géantes bleues très chaudes, regroupées dans les associations Cépheus OB2, Cépheus OB3 et Cépheus OB4, auxquelles s'ajoute, à l'ouest, Cygnus OB7 et, dans les secteurs les plus éloignés et orientaux, Cassiopeiae OB14. Les amas ouverts les plus remarquables immergés dans la zone sont et NGC 7243, bien que ce dernier se trouve dans un plan différent de celui des associations OB.
En continuant plus loin, dépassant ainsi le complexe moléculaire et les associations OB, nous atteignons le bras de Persée, l'un des plus grands bras de notre galaxie, dans lequel, en particulier en direction de Cassiopée, se trouvent de vastes et brillants groupements d'étoiles bleues. Dans le même bras, nous trouvons également le complexe nébuleux géant de NGC 7538, à une distance de plus de .
Structure Dans le complexe de Céphée, il est possible de distinguer un grand nombre de structures, de taille variable, qui comprennent à leur tour des formations plus petites et des concentrations nébuleuses et stellaires.
Le terme Cepheus Flare (littéralement « le souffle de Céphée ») a été inventé par Edwin Hubble pour désigner la zone du ciel dans la partie centrale de Céphée dépourvue d'objets extragalactiques, s'étendant du plan galactique jusqu'aux régions aux hautes latitudes galactiques où la luminosité de la Voie lactée redevient visible, indiquant ainsi la présence d'une grande masse de poussière qui obscurcit notre Galaxie. Son extension est comprise entre et de longitude galactique.
Une étude de la distribution de l'hydrogène neutre dans la région a révélé la présence, à de deux structures dynamiquement différentes de gaz interstellaire situées à des latitudes galactiques comprises entre et , qui se déplacent à une vitesse d'environ l'une par rapport à l'autre. Il s’agit probablement de régions en expansion ou en collision. Une grande zone de continuum radio, appelée plus tard Boucle III (Loop III), a également été découverte dans la région, centrée aux coordonnées galactiques et s'étend sur , ce qui pourrait avoir été créé par une série d'explosions de supernova. Cette structure de bulle en mouvement indique également que le milieu interstellaire est affecté par une dynamique énergétique vigoureuse : la large gamme de mouvements différents observés pourrait être le reflet de l'action de différentes ondes de chocBerkhuijsen, E. M. 1973, A&A, 24, 143.
Dans l'infrarouge et en se basant sur la distribution de l'extinction visuelle, il a été possible d'identifier jusqu'à , divisés en 8 complexes majeurs. En étudiant la distribution spatiale et la dynamique de la matière interstellaire dans Céphée et Cassiopée, ainsi qu'en analysant son spectre, dont les lignes spectrales sont larges et souvent à double pic, il a été émis l'hypothèse que l'éruption de Céphée fait partie d'une vaste superbulle qui renferme un ancien vestige de supernova. En supposant une distance de (presque ) pour le centre géométrique de la superbulle, un rayon d', une vitesse d'expansion de et une masse d'hydrogène neutre égale à ont été obtenus.
Des études à basse résolution dans la bande CO ont révélé que les nuages de cette région forment un complexe uniforme de nébuleuses moléculaires géantes. Sur la base d'observations de nébuleuses par réflexion, une estimation de la distance du complexe a été donnée entre . Par la suite, l'étude de cette bande d'émission a été étendue à une région de située entre les constellations de Céphée et de Cassiopée à une latitude galactique , découvrant ainsi que les nuages peuvent être divisés en deux sous-systèmes bien distincts pour leurs propriétés dynamiques, et séparés par une région dans laquelle le gaz est très raréfié entre et de longitude galactique. On a émis l'hypothèse que cette région entre Céphée et Cassiopée a été créée par une supernova, dont l'onde de choc violente a créé la superbulle « vide ». L'âge de ce vestige de supernova a été estimé à environ et aurait été causé par une supernova de type Ib et Ic. Une étude plus approfondie, menée à 13CO, a permis de déterminer que sur nuages moléculaires observés entre Céphée et Cassiopée, font partie du complexe de Céphée, tandis que les autres lui sont soit superposés, soit derrière lui.
Mesures de distances vignette|La nébuleuse NGC 7023, l'une des références utilisées pour tenter d'établir la distance au complexe de Céphée. La distance jusqu'au complexe de Céphée a été calculée pour la première fois à la fin des années 1960, grâce à des études spectroscopiques et photométriques des étoiles illuminant les nébuleuses par réflexion situées dans l'éruption de Céphée. Avant qu'il ne soit réalisé que la région était en fait un complexe de nébuleuses moléculaires uniques, on a découvert que ces nébuleuses par réflexion étaient situées à des distances différentes. Aux latitudes galactiques proches de l'équateur galactique, à une distance d', on trouve les associations Cepheus OB2 et Cepheus OB3, tandis que les nuages moléculaires semblent être à une distance moindre.