Bienvenue à Messier lundi! Dans notre hommage continu au grand Tammy Plotner, nous jetons un coup d'œil à la galaxie triangulaire, également connue sous le nom de Messier 33. Profitez-en!
Au XVIIIe siècle, le célèbre astronome français Charles Messier a noté la présence de plusieurs «objets nébuleux» dans le ciel nocturne. Les ayant à l'origine confondus avec des comètes, il a commencé à en dresser une liste afin que d'autres ne commettent pas la même erreur que lui. Avec le temps, cette liste (connue sous le nom de catalogue Messier) comprendrait 100 des objets les plus fabuleux du ciel nocturne.
L'un de ces objets est connu sous le nom de Messier 34, un amas d'étoiles ouvertes situé dans la constellation du nord de Persée. Situé à une distance d'environ 1 500 années-lumière de la Terre, il est l'un des objets Messier les plus proches de la Terre et abrite environ 400 étoiles. Il est également suffisamment lumineux pour être vu à l'œil nu ou à des jumelles, lorsque les conditions d'éclairage le permettent.
Ce que vous regardez:
Cet amas d'étoiles a commencé son voyage ensemble à travers notre galaxie il y a environ 180 millions d'années dans le cadre de «l'association locale»… des groupes d'étoiles comme les Pléiades, l'Alpha Persei Cluster et le Delta Lyrae Cluster qui partagent une origine commune, mais sont devenus gravitationnellement non liés et se déplacent toujours ensemble dans l'espace. Nous savons que les étoiles sont liées par leur mouvement et leur âge communs, mais que savons-nous d'autre à leur sujet?
Eh bien, une chose que nous savons, c'est que sur les 354 étoiles de l'enquête régionale, 89 d'entre elles sont des membres réels du cluster et que les six binaires visuels et trois des quatre étoiles Ap connues sont membres du cluster. Il y a même un géant parmi eux! Mais comme presque toutes les stars, nous savons qu’elles ne sont généralement pas célibataires et qu’elles ont en fait des compagnons. Comme Theodore Simon l'a écrit dans son étude de 2000 concernant NGC 1039 et NGC 3532:
«Environ la moitié des sources détectées dans les deux images ont probablement des équivalents optiques provenant d'enquêtes au sol antérieures. Les autres sont soit des membres potentiels de l'amas, soit des étoiles de premier plan / d'arrière-plan, qui ne peuvent être déterminés que par photométrie supplémentaire, spectroscopie et études de mouvement correct. Il y a une indication (au niveau de confiance de 98%) que les étoiles de type solaire peuvent ne pas avoir les niveaux extrêmes de rotation et d'activité montrés par ceux des amas beaucoup plus jeunes des Pléiades et alpha Persei, mais une évaluation détaillée des propriétés des rayons X coronaux des ces grappes doivent attendre des observations plus sensibles à l'avenir. Si elle est confirmée, cette découverte pourrait aider à exclure la possibilité que l'activité de la dynamo stellaire et le freinage en rotation soient contrôlés par un noyau central tournant rapidement alors que les étoiles passent par cette phase d'évolution du stade Pléiades à celle représentée par les Hyades. »
S'il y a des étoiles compagnes à découvrir, que pourrait-il y avoir d'autre dans le domaine que nous pouvons tout simplement «voir»? Essayez les nains blancs. Comme Kate Rubin (et al.) L'a publié dans le numéro de mai 2008 de l'Astronomical Journal:
«Nous présentons la première étude photométrique et spectroscopique détaillée des naines blanches (WD) dans le domaine de l'amas ouvert ~ 225 Myr (log? Cl = 8,35) NGC 1039 (M34) dans le cadre du Lick-Arizona White Dwarf en cours Sondage. En utilisant l'imagerie UBV à champ large, nous sélectionnons photométriquement 44 candidats WD dans ce domaine. Nous identifions spectroscopiquement 19 de ces objets comme WD; 17 sont des WD DA à atmosphère d'hydrogène, un est un WD DB à atmosphère d'hélium et un est un WD DC froid qui ne présente aucune ligne d'absorption détectable. Sur les 17 DA, cinq sont au module de distance approximatif de l'amas. Un autre WD avec un module de distance de 0,45 mag plus brillant que celui du cluster pourrait être un membre du cluster binaire à double dégénération, mais il est plus susceptible d'être un WD de champ. Nous plaçons les cinq WD d'un seul membre de la grappe dans la relation de masse initiale-finale empirique et constatons que trois d'entre eux sont très proches de la relation linéaire précédemment dérivée; deux ont des masses WD nettement inférieures à la relation. Ces valeurs aberrantes peuvent avoir connu une sorte de perte de masse accrue ou d'évolution binaire; cependant, il est fort possible que ces DEO ne soient que des intrus de la population de DEO sur le terrain. »
Bien que cela semble un peu déroutant, tout dépend de la façon dont les amas d'étoiles évoluent. Comme l'a écrit David Soderblom dans une étude de 2001:
«Nous analysons les observations de rotation de Keck Hires chez les membres nains F, G et K de l'amas ouvert M34 (NGC 1039), qui a 250 Myr, et nous les comparons aux Pléiades, Hyades et NGC 6475. La limite supérieure à la rotation observée dans M34 est environ un facteur deux plus faible que pour les 100 Pléiades de Myr, mais la plupart des étoiles M34 sont bien en dessous de cette limite supérieure, et c'est la convergence globale des taux de rotation qui est la plus frappante. Quelques nains K dans M34 sont encore des rotateurs rapides, ce qui suggère qu'ils ont subi un découplage cœur-enveloppe, suivi d'une reconstitution de l'impulsion angulaire de surface à partir d'un réservoir interne. Notre comparaison de la rotation dans ces grappes indique que l'échelle de temps pour le couplage de l'enveloppe au noyau doit être proche de 100 Myr si le découplage se produit, en fait. »
Histoire de l'observation:
Le M34 a probablement été découvert par Giovanni Batista Hodierna avant 1654, et redécouvert de façon indépendante par Charles Messier le 25 août 1764. Comme il l'a décrit dans ses notes:
«J'ai déterminé la position d'un amas de petites étoiles entre la tête de la méduse et le pied gauche d'Andromède presque sur le parallèle de l'étoile Gamma de cette constellation de lettres. Avec un réfracteur ordinaire de 3 pieds, on distingue ces étoiles; le cluster peut avoir 15 minutes d'extension. J'ai déterminé sa position par rapport à l'étoile Beta dans la tête de la Méduse; son ascension droite a été conclue à 36j 51 ′ 37 ″ et sa déclinaison à 41j 39 ′ 32 ″ nord. ”
Au fil des ans, un grand nombre d'observateurs historiques se sont tournés vers un télescope pour l'examiner - en recherchant également davantage. A déclaré Sir William Herschel: «Un amas d'étoiles; avec 120, je pense qu'il est accompagné d'une lumière tachetée, comme des étoiles à distance. » Pourtant, très peu de choses peuvent être vues à part le fait que la plupart des étoiles semblent être disposées par paires - la plus notable étant le double optique au centre - h 1123 - qui a été cataloguée par Sir John Herschel le 23 décembre 1831.
Charles Messier le découvrit indépendamment le 25 août 1764 et l'inclut dans le catalogue Messier. Comme il l'a écrit dans la première édition du catalogue:
«Dans la même nuit du [25] au 26 août, j'ai déterminé la position d'un amas de petites étoiles entre la tête de la Méduse [Algol] et le pied gauche d'Andromède presque sur le parallèle de l'étoile Gamma de cette lettre constellation. Avec un réfracteur ordinaire [non achromatique] de 3 pieds [FL], on distingue ces étoiles; le cluster peut avoir 15 minutes d'extension. J'ai déterminé sa position par rapport à l'étoile Beta dans la tête de la Méduse; son ascension droite a été conclue à 36j 51? 37?, & Sa déclinaison en 41d 39? 32? Nord."
Mais comme toujours, c'est l'amiral William Henry Smyth qui a décrit l'objet avec la prose la plus fleurie. Comme il l'a écrit dans ses notes lors de l'observation de l'amas en octobre 1837, il a noté ce qui suit:
«Une double étoile en grappe, entre le pied droit d'Andromède et la tête de Méduse; où une ligne de Polaris entre Epsilon Cassiopeiae et Alpha Persei à moins de 2 degrés du parallèle d'Algol, la rencontrera. A et B, 8ème magnitudes, et les deux blancs. Il se trouve dans un groupe d'étoiles dispersées mais élégantes du 8e au 13e degré de luminosité, sur un fond sombre, et plusieurs d'entre elles se forment en paires grossières. Cela a été vu et enregistré pour la première fois par Messier, en 1764, comme une «masse de petites étoiles». et en 1783 a été résolu par Sir W. Herschel avec un réflecteur de sept pieds: avec le 20 pieds, il en a fait «un amas grossier de grandes étoiles de différentes tailles». Par la méthode qu'il a appliquée pour sonder la galaxie, il a conclu que la profondeur de cet objet ne devait pas dépasser le 144e ordre. »
Localisation de Messier 34:
M34 se trouve facilement dans des jumelles à environ deux champs de vision au nord-ouest d'Algol (Beta Persei). Vous saurez quand vous avez trouvé cet amas d'étoiles distinctif parce que "X" marque l'endroit! Dans un chercheur de télescope, il apparaîtra comme un point faible et trouble et se résoudra complètement pour la plupart des télescopes moyens. Messier 34 est une excellente cible pour les nuits au clair de lune ou les zones légèrement polluées et résistera bien à des conditions de ciel pas parfaites.
Il peut même être vu sans aide depuis des emplacements idéaux! Profitez de vos observations!
Et comme toujours, nous avons inclus les faits rapides sur cet objet Messier pour vous aider à démarrer:
Nom d'objet: Messier 34
Désignations alternatives: M34, NGC 1039
Type d'objet: Galactic Open Star Cluster
Constellation: Persée
Ascension droite: 02: 42.0 (h: m)
Déclinaison: +42: 47 (deg: m)
Distance: 1,4 (kly)
Luminosité visuelle: 5,5 (mag)
Dimension apparente: 35,0 (arc min)
Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur Messier Objects ici à Space Magazine. Voici l'introduction de Tammy Plotner aux objets Messier, M1 - La nébuleuse du crabe, M8 - La nébuleuse du lagon, et les articles de David Dickison sur les marathons Messier 2013 et 2014.
N'oubliez pas de consulter notre catalogue Messier complet. Et pour plus d'informations, consultez la base de données SEDS Messier.
Sources:
- Wikipédia - Messier 34
- Objets Messier - Messier 34
- SEDS - Messier 34
