Nothing Special   »   [go: up one dir, main page]
Aller au contenu

NGC 4337

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

NGC 4337
Image illustrative de l’article NGC 4337
L'amas ouvert NGC 4337.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Croix du Sud[1]
Ascension droite (α) 12h 24m 03,3102s[2]
Déclinaison (δ) −58° 07′ 25,623″ [2]
Magnitude apparente (V) 8,9[3],[4],[5]
9,44 dans la Bande B[4]
Dimensions apparentes (V) 3,5′[3],[5] 6,6'[4],[6]

Localisation dans la constellation : Croix du Sud

(Voir situation dans la constellation : Croix du Sud)
Astrométrie
Distance 2 367 ± 44 pc (∼7 720 al)[7]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Amas ouvert
Classe II3p[3] II3p :a[5]
Galaxie hôte Voie lactée
Masse 1 049 ± 209 M☉ [7]
Dimensions 11,4 ± 3,7 al[a]
Âge 1,49 ± 0,04 G a [7]
Découverte
Découvreur(s) John Herschel[1]
Désignation(s) OCL 878
ESO 131-SC2[3]
C 1221-578
Cl VDBH 129
[KPS2012] MWSC 2023[8]
Liste des amas ouverts
modifier 

NGC 4337 est un amas ouvert situé dans la constellation de la Croix du Sud. Il a été découvert par l'astronome britannique John Herschel en 1834.

Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme moins de 50 étoiles (lettre p) dont la concentration est moyenne (II) et dont les magnitudes se répartissent sur un grand intervalle (le chiffre 3)[3]. Lynga propose la même classification, mais il ajout :a (signification?)[5].

Observation

[modifier | modifier le code]

Avec une magnitude visuelle de 8,9, on peut observer l'amas avec des jumelles dont l'ouverture est de 60 à 70 mm ou avec un petit télescope[4].

Localisation de NGC 4337 dans la constellation de la Croix du Sud. (Stellarium)
Position de NGC 4337 par rapport une étoile du Céphée.

NGC 4337 est situé à environ 1,45 degré au sud-ouest de Gacrux Gamma Crucis.

Caractéristiques

[modifier | modifier le code]

Certaines caractéristiques apparaissent sur la base de données Simbad, mais une publication très récente () basée sur les mesures de la parallaxe par le satellite Gaia a permis une mise à jour importante des données. Les données du « GAIA EARLY DATA RELEASE 3 (GAIA EDR3) »[9] ont également permis aux auteurs (Almeida, Monteiro et Dias) de cette publication d'estimer la masse de 773 amas ouverts, dont celle de NGC 4337 qui est de 1049 ± 209 [7].

Distance

[modifier | modifier le code]

Selon Almeida et ses collègues, cet amas est à 2 367 ± 44 pc (∼7 720 al) du système solaire[7].

La parallaxe moyenne des étoiles de l'amas a été obtenue des mesures effectuées par le satellite Gaia. Six valeurs semblables publiées dans de récents articles ( à ) sont indiquées sur la base de données Simbad[8] : 0,354 ± 0,045 mas[10], 0,382 ± 0,033 0 mas[11], 0,358 ± 0,057 mas[12], 0,357 ± 0,042 mas[13], 0,357 ± 0,003 mas[6] et 0,357 ± 0,042 mas[14]. La valeur moyenne de la parallaxe et de leur incertitude sont égaux à 0,360 8 ± 0,034 0 mas, ce qui correspond à une distance de 2771+288
−239. Cette distance est nettement supérieure à celle proposée par Almeida et ses collègues.

Dans un article publié en , Angelo, Santos et Corradi évaluent cette distance à 1,70 ± 0,31 pc (∼5,54 al)[15]. Cette distance est nettement plus petite que celle mentionnée plus haut.

En supposant que le Soleil est à 8,0 ± 0,5 kpc (∼26 100 al) du centre de la Voie lactée, la distance entre ce centre et NGC 4337 est de 7,6 ± 0,5 kpc (∼24 800 al)[15].

Taille

[modifier | modifier le code]

Selon les sources, la taille de NGC 4337 est comprise entre 3,5′[3],[5] et 6,6'[4],[6]. Grâce à un calcul simple, on peut trouver la taille réelle de l'amas. En utilisant la plus grande taille apparente et la plus grande distance, on obtient la taille réelle maximale soit 15,10 al. De même en utilisant la plus petite taille apparente et la plus petite distance, on obtient la plus petite taille réelle, soit 7,68 al. De ces deux valeurs, on déduit que la taille de l'amas est égale à 11,4 ± 3,7 al.

Angelo, Santos et Corradi indiquent trois rayons différents, le rayon du cœur (rc), le rayon de marée (rt) et le rayon de demi-masse (rhm). Les valeurs de ces trois rayons sont

  • rc = 1,62 ± 0,25 pc (∼5,28 al)
  • rt = 2,75 ± 0,24 pc (∼8,97 al)
  • rhm = 7,53 ± 1,55 pc (∼24,6 al)

Vitesse

[modifier | modifier le code]

Simbad indique sept valeurs de la vitesse radiale, soit −17,26 ± 0,29 km/s[16], −18,16 ± 1,31 km/s[17], −18,9 ± 0,2 km/s[18], −17,75 ± 0,81 km/s[19], −16,464 ± 0,712 km/s[12], −18,20 ± 1 km/s[20] et −15,58 ± 0,53 km/s[21]. La vitesse moyenne et l'écart type de cet échantillon sont −17,47 ± 1,14 km/s.

Mouvement propre

[modifier | modifier le code]

Simbad indique huit couples de valeurs pour le mouvement propre de l'amas, dont six très semblables, qui proviennent d'articles publiés entre et . Ces six couples en ascension droite et en déclinaison sont :

  • −8,840 ± 0,091 mas/an et 1,469 ± 0,085 mas/an[10]
  • −8,862 ± 0,056 mas/an et 1,492 ± 0,064 mas/an[11]
  • −8,842 ± 0,093 mas/an et 1,474 ± 0,090 mas/an[12]
  • −8,841 ± 0,080 mas/an et 1,468 ± 0,085 mas/an[13]
  • −8,841 ± 0,006 mas/an et 1,468 ± 0,006 mas/an[6]
  • −8,841 ± 0,080 mas/an et 1,468 ± 0,085 mas/an[14]

Le mouvement propre moyen obtenu de ces six valeurs en ascension droite et en déclinaison, ainsi que de leurs incertitudes est égal à −8,845 ± 0,068 mas/an et 1,473 ± 0,069 mas/an. Selon Angelo, Santos et Corradi, le mouvement propre de l'amas en ascension droite et en déclinaison est égale à −8,812 ± 0,120 mas/an et 1,475 ± 0,096 mas/an[15], valeurs qui correspondent à la moyenne des six couples mentionnées plus haut.

Les trois autres couples sont passablement différents et imprécis. Ces trois couples sont :

  • −6,83 ± 2,21 mas/an et 0,49 ± 1,00 mas/an[17]
  • −4,820 ± 1,758 mas/an et −2,041 ± 1,814 mas/an[19]
  • −5,61 ± 5,06 mas/an et 2,37 ± 4,80 mas/an[22]

Métallicité

[modifier | modifier le code]

Simbad indique sept valeurs de la métallicité, soit 0,24[23], 0,24[24], 0,230[10], 0,25[18], 0,105[12], 0,24[20] et 0,12[25]. Selon ces valeurs, le pourcentage d'éléments lourds (plus lourd que l'hydrogène et l'hélium) de cet amas est compris entre de 132% (100,12) et 178% (10+0,25) de celui du Soleil.

Pour Almeida et ses collègues, la métallicité de l'amas est égale à 0,047 ± 0,029[7]. Selon cette valeur, le pourcentage d'éléments lourds (plus lourd que l'hydrogène et l'hélium) de cet amas serait compris entre 104% (100,047 - 0,029) et 119% (100,047 + 0,029) de celui du Soleil.

Pour Angelo, Santos et Corradi, la métallicité de l'amas est égale à −0,32 ± 0,12[15], ce qui correspond à un pourcentage situé entre 36,3% (10-0,44) et 63,1% (10-0,20)[15]. L'intervalle de ces valeurs est totalement différents des valeurs proposées par Simbad et par Almeida et ses collègues.

Âge

[modifier | modifier le code]

Almeida et ses collègues indiquent un âge donné par log10 = 9,172 ± 0,012, ce qui correspond à 1,49 ± 0,04 Ga[7].

La base de données WEBDA propose un âge très inférieur, soit log10 = 8,454[26], ce qui correspond à 108,454= 284 millions d'années.

Angelo, Santos et Corradi indiquent un âge donné par log10 = 9,20 ± 0,10[15], un âge compris entre 1,26 Ga (109,1) et 2,00 Ga (109,3), soit 1,63 ± 0,37 Ga, compatible avec la valeur proposée par Almeida et ses collègues[15].

Étoiles

[modifier | modifier le code]

Simbad montre aussi un bouton nommé Children. En cliquant sur ce bouton, on atteint une section de cette base de données qui renferme un tableau contenant 407 entrées pour NGC 4337. Cependant, des étoiles (les Children) peuvent apparaître plusieurs fois dans la deuxième colonne du tableau, d'où le nombre de liens bibliographiques qui est supérieure au nombre d'étoiles. La quatrième colonne de ce tableau indique la probabilité que l'étoile appartienne à l'amas. En cliquant sur le titre de cette colonne, on peut classer la probabilité par ordre croissant ou décroissant. En cliquant sur la désignation de l'étoile, on atteint la page de Simbad qui résume ses propriétés.

Le temps de relaxation (crossing time), c'est-à-dire le temps le plus court sur lequelle des événements dynamiques significatifs peuvent se produire, tels des changements de forme de l'amas ou des échanges d'énergie entre ses membres, pour NGC 4337 est de 1,83 ± 0,17 Ma[15].

Notes et références

[modifier | modifier le code]

Notes

[modifier | modifier le code]
  1. ↑ dimension: val maximum = (2367 + 44 pc) x (3,2616 al/pc) x (6,6/60)° x (3,1416/180)rad/° = 15,10 al
    val minimum = (2367 - 44 pc) x (3,2616 al/pc) x (3,5/60)° x (3,1416/180)rad/° = 7,68 al
    d'où taille = 11,4 ± 3,7 al

Références

[modifier | modifier le code]
  1. ↑ a et b (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 5700 - 5749 » (consulté le ).
  2. ↑ a et b (en) « Results for object NGC 4337 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  3. ↑ a b c d e et f « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 4300 à 4399 », Sur le site WEB du cours d'astronomie du Cégep de Valleyfield.
  4. ↑ a b c d et e (en) « NGC 4337 - Open Cluster in Crux », The Sky Live (consulté le )
  5. ↑ a b c d et e (en) « WEBDA page for open cluster NGC 4337, LYNGACLUST - Lynga Open Clusters Catalog, (Miscellanous (Lynga Info)) » (consulté le )
  6. ↑ a b c et d T. Cantat-Gaudin et F. Anders, « Clusters and mirages: cataloguing stellar aggregates in the Milky Way », Astronomy & Astrophysics, vol. 633, no A99,‎ , p. 22 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201936691, lire en ligne [PDF])
  7. ↑ a b c d e f et g Anderson Almeida, Hektor Monteiro et Wilton S Dias, « Revisiting the mass of open clusters with Gaia data », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 525, no 2,‎ , p. 2315-2340 (DOI 10.1093/mnras/stad2291, lire en ligne [PDF])
  8. ↑ a et b (en) « NGC 4337 -- Open Cluster », Simbad (consulté le )
  9. ↑ (en) « GAIA EARLY DATA RELEASE 3 (GAIA EDR3) », ESA
  10. ↑ a b et c L. Spina, Y-S Ting, G M De Silva et et al., « The GALAH survey: tracing the Galactic disc with open clusters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 503, no 3,‎ , p. 3279-3296 (DOI 10.1093/mnras/stab471, lire en ligne [PDF])
  11. ↑ a et b E. Poggio, R. Drimmel, T. Cantat-Gaudin et et all., « Galactic spiral structure revealed by Gaia EDR3. », Astronomy & Astrophysics, vol. 651, no A104,‎ , p. 10 pages (DOI 10.48550/arXiv.2103.01970, lire en ligne [PDF])
  12. ↑ a b c et d Wilton Wilton S. Dias, Héktor Monteiro, Aandré Moitinho, Jácques R. D. Lépine, Giovanni Carraro, Ernst Paunzen, Bruno Alessi et Lázaro Villela, « Updated parameters of 1743 open clusters based on Gaia DR2 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 504, no 1,‎ , p. 356-371 (DOI 10.1093/mnras/stab770, lire en ligne [PDF])
  13. ↑ a et b T. Cantat-Gaudin, F. Anders, S. Castro-Ginard et et al., « Painting a portrait of the Galactic disc with its stellar clusters », Astronomy & Astrophysics, vol. 640, no A1,‎ , p. 17 pages (DOI 10.1051/0004-6361/202038192, Bibcode 2020A&A...640A...1C, lire en ligne [PDF])
  14. ↑ a et b T. Cantat-Gaudin, C. Jordi, A. Vallenari et et al., « A Gaia DR2 view of the open cluster population in the Milky Way », Astronomy & Astrophysics, vol. 618, no A93,‎ , p. 16 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201833476, lire en ligne [PDF])
  15. ↑ a b c d e f g et h M S Angelo, J F C Santos et W J B Corradi, « Characterizing low-contrast Galactic open clusters with Gaia Data Release 2 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 493, no 2,‎ , p. 3473-3489 (DOI 10.1093/mnras/staa517, Bibcode 2020MNRAS.493.3473A, lire en ligne [PDF])
  16. ↑ Y. Tarricq, C. Soubiran, L. Casamiquela et Et al., « 3D kinematics and age distribution of the open cluster population », Astronomy & Astrophysics, vol. 647, no A19,‎ , p. 15 pages (DOI 10.48550/arXiv.2012.04017, lire en ligne [PDF])
  17. ↑ a et b Vijith Jacob Poovelil, G. Zasowski, S. Hasselquist et et al, « Open Cluster Chemical Homogeneity throughout the Milky Way », The Astrophysical Journal, vol. 903, no 1,‎ , p. 18 pages (DOI 10.3847/1538-4357/abb93e, Bibcode 2020ApJ...903...55P, lire en ligne [PDF])
  18. ↑ a et b L. Magrini, N. Lagarde, C. Charbonnel et et al., « The Gaia-ESO survey: Mixing processes in low-mass stars traced by lithium abundance in cluster and field stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 651, no A84,‎ , p. 16 pages (DOI 10.1051/0004-6361/202140935, Bibcode 2021A&A...651A..84M, lire en ligne [PDF])
  19. ↑ a et b A. V. Loktin et M. E. Popova, « Updated version of the `homogeneous catalog of open cluster parameters' », Astrophysical Bulletin, vol. 72, no 3,‎ , p. 257-265 (DOI 10.1134/S1990341317030154, Bibcode 2017AstBu..72..257L, lire en ligne [html])
  20. ↑ a et b John Donor, Peter M. Frinchaboy, Katia Cunha et et al., « The Open Cluster Chemical Abundances and Mapping Survey. IV. Abundances for 128 Open Clusters Using SDSS/APOGEE DR16 », The Astronomical Journal, vol. 159, no 5,‎ , p. 13 pages (DOI 10.3847/1538-3881/ab77bc, Bibcode 2020AJ....159..199D, lire en ligne [PDF])
  21. ↑ C. Soubiran, T. Cantat-Gaudin, M. Romero-Gómez et et al., « Open cluster kinematics with Gaia DR2 », Astronomy and Astrophysics, vol. 619, no A155,‎ , p. 11 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201834020, lire en ligne [PDF])
  22. ↑ W.S. Dias, H. Monteiro, T. C. Caetano, J. R. D. Lépine et M. Assafin, « Proper motions of the optically visible open clusters based on the UCAC4 catalog », Astronomy & Astrophysics, vol. 564, no A79,‎ (DOI 10.1051/0004-6361/201323226, Bibcode 2014A&A...564A..79D, lire en ligne [PDF])
  23. ↑ Martin Netopil, İnci Akkaya Oralhan, Hikmet Çakmak, Raúl Michel et Yüksel Karataş, « The Galactic metallicity gradient shown by open clusters in the light of radial migration », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 509, no 1,‎ , p. 421-439 (DOI 10.1093/mnras/stab2961, lire en ligne [PDF])
  24. ↑ S. Randich, G. Gilmore, L. Magrini et et al., « The Gaia-ESO Public Spectroscopic Survey: Implementation, data products, open cluster survey, science, and legacy », Astronomy & Astrophysics, vol. 666, no A121,‎ , p. 29 pages (DOI 10.1051/0004-6361/202243141, Bibcode 2022A&A...666A.121R, lire en ligne [PDF])
  25. ↑ M. Netopil, E. Paunzen, U. Heiter et C. Soubiran, « On the metallicity of open clusters. III. Homogenised sample. », Astronomy & Astrophysics, vol. 585, no A150,‎ , p. 17 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201526370, lire en ligne [html])
  26. ↑ (en) « WEBDA page for open cluster NGC 4337, A site Devoted to Stellar Clusters in the Galaxy and the Magellanic Clouds » (consulté le )

Voir aussi

[modifier | modifier le code]

Articles connexes

[modifier | modifier le code]

Liens externes

[modifier | modifier le code]
    •  NGC 4329  •  NGC 4330  •  NGC 4331  •  NGC 4332  •  NGC 4333  •  NGC 4334  •  NGC 4335  •  NGC 4336  •  NGC 4337  •  NGC 4338  •  NGC 4339  •  NGC 4340  •  NGC 4341  •  NGC 4342  •  NGC 4343  •  NGC 4344  •  NGC 4345      
Ce document provient de « https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=NGC_4337&oldid=219693941 ».