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Nous présentons la spectroscopie HST du noyau de M31 obtenue avec STIS. Les spectres pris autour des lignes CaT à 8500 ne voient que les géantes rouges dans les pics de luminosité double P1 et P2. En revanche, les spectres pris à 3600-5100 A sont sensibles au petit noyau bleu intégré dans P2, le noyau rouge à faible luminosité de surface. P2 a un spectre de type K, mais le noyau bleu intégré a un spectre de type A avec de fortes lignes d'absorption de Balmer. Étant donné la faible probabilité de collisions stellaires, un starburst vieux de 200 Myr semble être l'origine la plus plausible du noyau bleu. En termes de population stellaire, de taille et de dispersion de vitesse, le noyau bleu est si différent de P1 et P2 que nous l'appelons P3. Les distributions de vitesse de ligne de visée des étoiles rouges dans P1+P2 renforcent le soutien au modèle de disque excentrique de Tremaine. La cinématique de P3 est cohérente avec un disque stellaire circulaire en rotation keplérienne autour d'un trou noir supermassif avec Mbh = 1. 4 x 10⁸ Mₛun. Les disques P3 et P1+P2 tournent dans le même sens et sont presque coplanaires. La dispersion de vitesse observée de P3 est due à une rotation floue et a une valeur maximale de sigma = 1183±201 km/s. La vitesse de rotation maximale observée de P3 est V = 618±81 km/s à un rayon de 0. 05" = 0. 19 pc correspondant à une vitesse de rotation circulaire à ce rayon d'environ 1700 km/s. Toute alternative de cluster d'étoiles sombres à un trou noir doit avoir un rayon de demi-masse <= 0. 03" = 0. 11 pc. Nous montrons que cela exclut les clusters de naines brunes ou d'étoiles mortes pour des raisons astrophysiques.
Bender et al. (Tue,) ont étudié cette question.