M2 (amas globulaire)

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M2
Image illustrative de l’article M2 (amas globulaire)
L'amas globulaire Messier 2 par le télescope spatial Hubble.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Verseau
Ascension droite (α) 21h 33m 27,01s[1]
Déclinaison (δ) −00° 49′ 23,9″ [1]
Magnitude apparente (V) 6,47 [2] 6,5[3] 6,6[4] 6,25[5]
3,0 dans la Bande B [5]
Dimensions apparentes (V) 16′[4],[3]

Localisation dans la constellation : Verseau

(Voir situation dans la constellation : Verseau)
Astrométrie
Vitesse radiale −3,5 ± 0,3 km/s [a]
Distance environ 11,5 kpc (∼37 500 al)[2]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Amas globulaire
Classe II[4],[6]
Galaxie hôte Voie lactée
Masse 104 000 M☉ [7]
Magnitude absolue -9,03[2]
Âge 11,78 G a [8]
Particularité(s) =
Découverte
Découvreur(s) Giovanni Domenico Maraldi[9],[6]
Date [9],[6]
Désignation(s) NGC 7089
LEDA 2802702[1]
HD 205146
GCL 121[10]
Liste des amas globulaires
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M2 (NGC 7089) est un amas globulaire situé dans la constellation du Verseau. M2 est à environ 37 510 al (11,5 kpc) et à 33 920 al (11,5 kpc) du centre de la Voie lactée[2].

Histoire[modifier | modifier le code]

L'astronome italien Giovanni Domenico Maraldi a découvert Messier 2 le , quatre jours après avoir découvert M15 alors qu'il cherchait la comète de Chéseaux. Il nota qu'il avait trouvé une autre étoile nébuleuse de assez brillante à côté de M15. Il nota aussi qu'elle était ronde, bien terminée et plus brillante au centre. Aucune étoile ne se trouvait dans les environs, ce qui lui apparaissait étrange. À première vue, il pensait qu'il observait une comète[9].

Exactement 14 années plus tard, le , Charles Messier redécouvrit indépendamment cet amas[3]. Il a observé l'amas avec un télescope grégorien à un grossissement de 104 et il le décrivit comme une nébuleuse sans étoiles[9].

D'autres astronomes ont ensuite observé cet amas, Jean Nicolas Fortin en et , Johann Elert Bode le , Johann Gottfried Koehler, Caroline Herschel le [9]. Bode le décrivit comme une nouvelle étoile nébuleuse située au-dessus de Beta Aquarii vers le nord qui apparaît dans un télescope de 7 pieds comme une forme ronde présentant un noyau vif[9].

C'est William Herschel qui découvrit la nature de cette nébuleuse le [3] en résolvant ses étoiles. Il écrivit qu'il pouvait distinguer les étoiles de l'amas avec un télescope de 7 pieds[9]. Il observa ensuite l'amas à de nombreuses reprises. Son fils John Herschel observa l'amas à trois reprises entre les années et . Il a inscrit l'amas à son catalogue sous la désignation GC 4678[9].

L'amas a aussi été observé par Charles Piazzi Smyth en , par William Parsons en , par Thomas William Webb (en) et par William Huggins en . John Dreyer a décrit M2 en reprenant les termes de John Herschel. Il l'a inscrit dans son New General Catalogue sous la désignation NGC 7089[9].

John Ellard Gore (en) dans l'un de ses nombreux écrits mentionne qu'une photographie prise par le Dr. Roberts en montre le centre de l'amas imbriqué dans une nébulosité intense qui selon lui a évolué à partir d'une nébulosité spirale. Gore évalue le nombre d'étoiles de l'amas à environ 800[9]. Camille Flammarion a publié en dans la revue de la Société astronomique de France (dont il est le fondateur) une description de l'amas accompagnée d'une photographie et d'un dessin.

Une photographie de l'amas a été réalisée par Heber Doust Curtis et elle a été publiée en 1918 dans le livre « Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector »[11],[9].

Observation[modifier | modifier le code]

La magnitude visuelle de 6,25[5] de M2 permet de l'observer aisément avec de petites jumelles sous la forme d'une tache laiteuse. Un télescope de 200 mm de diamètre permet de résoudre les étoiles de l'amas

Localisation de Messier 2 dans la constellation du Verseau, près de la frontière du Petit Cheval (données du logiciel Stellarium).
M2 en compagnie de deux étoiles.

M2 est à environ 4,7 degrés presque directement au nord de Beta Aquarii et à quelque 8,0 degrés presque directement à l'ouest d'Alpha Aquarii.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Classe[modifier | modifier le code]

La classe de concentration Shapley-Sawyer de M2 est II[4],[6], ce qui signifie que l'amas présente une concentration centrale dense.

Distance, taille et vitesse[modifier | modifier le code]

Une seule valeur parue dans une publication de est indiquée sur la base de données Simbad, soit environ 0,012 Mpc (∼39 100 al)[12]. Selon Harris et Boyles, M2 est à environ 11,5 kpc (∼37 500 al) du système solaire[2],[7].

Si on admet une distance d'environ 11,5 kpc et une taille apparente de 16'[4],[3], un calcul simple montre que sa taille réelle est d'environ 175 années-lumière. Cependant, une récente étude () a montré que M2 est sans doute beaucoup plus vaste. L'amas serait intégré dans une enveloppe stellaire diffuse qui s'étendrait sur une distance radiale d'au moins 60', soit environ 210 pc[13].

Cinq valeurs de la vitesse sont aussi indiquées sur Simbad: 235,762 771 ± 4,442 18 km/s[14], −3,6 ± 0,3 km/s[15], 3,60 km/s[16], 3,72 ± 0,34 km/s[17] et 3,0 ± 5,0 km/s[18]. La première valeur semble incorrecte. La moyenne des quatre autres donne −3,5 ± 0,3 km/s, ce qui est semblable à la valeur de −5,3 ± 2,0 km/s indiquée par Harris[2].

Une longue queue de marée[modifier | modifier le code]

Les données du « GAIA EARLY DATA RELEASE 3 (GAIA EDR3) »[19] ont permis de trouver de très longues queues de marée associées à 15 amas globulaires dont M2[20],[21]. Le long flux de débris stellaire associé à l'amas est d'une longueur de quelque 45° et d'une largeur d'environ 100 pc[21].

Métallicité, masse et âge[modifier | modifier le code]

Boyles et Harris indiquent une valeur -1,65[7],[2]. La base de données Simbad rapporte huit valeurs de la métallicité comprises entre -1,399 et -1,66 pour une valeur moyenne et un écart-type de −1,53 ± 0,111. La métallicité indiquée par Forbes est -1,31[8]. Une métallicité comprise entre (-1,53 - 0,11 = -1,64) et (-1,53 + 0,11 = -1,42) signifie que la concentration en éléments lourds (plus lourd que l'hélium) de M2 est comprise entre 2,3 % (10-1,64) et 3,8 % (10-1,42) de celle du Soleil.

Après le Big Bang, l'Univers étant surtout composé d'hydrogène et d'hélium, la métallicité était pratiquement nulle. L'univers s'est progressivement enrichi en métaux (éléments plus lourds que l'hélium) grâce à la synthèse de ceux-ci dans le cœur des étoiles. La métallicité des amas du halo de la Voie lactée varie d'un centième (1 %) à un dixième (10 %) de la métallicité solaire, ce qui signifie que ces amas de décomposent en deux sous-groupes, les relativement jeunes et les vieux [22]. Selon sa métallicité, M2 est donc pauvre en métaux lourds. Selon Forbes, il est âgé de 11,78 milliards d'années[8].

Les étoiles de M2[modifier | modifier le code]

Trois générations d'étoiles[modifier | modifier le code]

Trois générations d'étoiles sont présentes dans l'amas. La population A est pauvre en métaux lourds, la population B est moyennement riche et la population C est riche. D'autres amas présentent aussi des étoiles avec des métallicités différentes, tels M22, mais M2 renferme une troisième composante stellaire (la population C) qui le rend plus similaire à la région centrale de la galaxie naine du Sagittaire et à l'amas globulaire M54 associé à cette galaxie[23].

Les étoiles variables[modifier | modifier le code]

En date de l'année , on avait découvert 43 étoiles variables dans M2 dont 23 de type RRAB, 15 de type RRC, une de type RV Tauri, une de type SX Phoenicis (SX Phe) et trois céphéides de type CWA[24].

M2, une ancienne galaxie naine[modifier | modifier le code]

On pense que M2 pourrait être une galaxie naine capturée par la Voie lactée. Plusieurs caractéristiques supportent cette hypothèse: M2 possède une vaste enveloppe, il montre une grande dispersion de l'abondance du fer et il renferme une variété d'éléments provenant de captures neutroniques[13]. Le fait que l'amas présente également une longue queue de marée supporte aussi cette hypothèse[20].

Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. ↑ La moyenne de quatre des cinq valeurs indiquées sur Simbad.

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b et c (en) « Results for object NGC 7089 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e f et g (en) « CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS : THE DATABASE, Compiled by WWilliam E. Harris, McMaster University » (consulté le )
  3. ↑ a b c d et e (en) « Observatoire de Paris, Messier 2 (Observations and Descriptions) » (consulté le )
  4. ↑ a b c d et e « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 7000 à 7099 », Site WEB du cours d'astronomie du Cégep de Valleyfield.
  5. ↑ a b et c (en) « Messier 2 (Great Pegasus Cluster) - Globular Cluster in Pegasus », The Sky Live (consulté le )
  6. ↑ a b c et d (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 7050-7099 » (consulté le ).
  7. ↑ a b et c J. Boyles, D. R. Lorimer, P. J. Turk, R. Mnatsakanov, S. Lynch, S. M. Ransom, P. C. Freire et K. Belczynski, « YOUNG RADIO PULSARS IN GALACTIC GLOBULAR CLUSTERS », The Astrophysical Journal, vol. 742, no 1,‎ , p. 12 pages (DOI 10.1088/0004-637X/742/1/51, Bibcode 2011ApJ...742...51B, lire en ligne [PDF])
  8. ↑ a b et c Duncan A. Forbes et Terry Bridges, « Accreted versus in situ Milky Way globular clusters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 404, no 3,‎ , p. 1203-1214 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x, Bibcode 2010MNRAS.404.1203F, lire en ligne [PDF])
  9. ↑ a b c d e f g h i j et k « Observatoire de Paris, Messier 2 (Observations and Descriptions) » (consulté le )
  10. ↑ (en) « M 15 -- Globular ClusterCluster » (consulté le )
  11. ↑ (en) H. D. Curtis, « Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector », Publications of Lick Observatory, vol. 13,‎ , p. 9-42 (Bibcode 1918PLicO..13....9C, lire en ligne)
  12. ↑ Duncan A. Forbes, Paul Lasky, Alister W. Graham et Lee Spitler, « Uniting old stellar systems: from globular clusters to giant ellipticals », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, no 4,‎ , p. 1924-1936 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13739.x, Bibcode 2008MNRAS.389.1924F, lire en ligne [PDF])
  13. ↑ a et b P. B. Kouzma, G. S. Da Costa, A. D. Mackey et T. A. Roderick, « The outer envelopes of globular clusters – I. NGC 7089 (M2) », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 461, no 4,‎ , p. 3639-3652 (DOI 10.1093/mnras/stw1561, lire en ligne [html])
  14. ↑ Laura L. Watkins, Roeland P. van der Marel, Sangmo Tony Sohn et N. Wyn Evans, « Evidence for an Intermediate-mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions », The Astronomical Journal, vol. 873, no 2,‎ , p. 16 pages (DOI 10.3847/1538-4357/ab089f, lire en ligne [PDF])
  15. ↑ H. Baumgardt et M. Hilker, « A catalogue of masses, structural parameters, and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters. », Monthly Notices of the Royal Astronomical Societ, vol. 478, no 2,‎ , p. 1520-1557 (DOI 10.1093/mnras/sty1057, lire en ligne [PDF])
  16. ↑ David M. Nataf, Rosemary F. G. Wyse, Ricardo P. Schiavon, Yuan-Sen Ting, Dante Minniti, Roger E Cohen, José G. Fernández-Trincado, Douglas Geisler, Christian Nitschelm et Peter M. Frinchaboy, « The Relationship between Globular Cluster Mass, Metallicity, and Light-element Abundance Variations », The Astronomical Journal, vol. 158, no 1,‎ , p. 39 pages (DOI 10.3847/1538-3881/ab1a27, lire en ligne [PDF])
  17. ↑ H. Baumgardt, M. Hilker, A. Sollima et A. Bellini, « Mean proper motions, space orbits and velocity dispersion profiles of Galactic globular clusters derived from Gaia DR2 data », Monthly Notices of the Royal Astronomical Societ, vol. 482, no 4,‎ , p. 5138-5155 (DOI 10.1093/mnras/sty2997, lire en ligne [PDF])
  18. ↑ (en) Wilson R. E., General Catalogue of Stellar Radial Velocities, New York, NY, VizieR On-line Data Catalog, , 355 p. (Bibcode 2010yCat.3021....0W, lire en ligne)
  19. ↑ (en) « GAIA EARLY DATA RELEASE 3 (GAIA EDR3) », ESA
  20. ↑ a et b Rodrigo Ibata, Khyati Malhan et Nicolas Martin, « Charting the Galactic Acceleration Field. I. A Search for Stellar Streams with Gaia DR2 and EDR3 with Follow-up from ESPaDOnS and UVES », The Astrophysical Journal, vol. 914, no 2,‎ , p. 22 pages (DOI 10.3847/1538-4357/abfcc2, lire en ligne [PDF])
  21. ↑ a et b Carl J. Grillmair, « The Extended Tidal Tails of NGC 7089 (M2) », The Astrophysical Journal, vol. 929, no 1,‎ , p. 8 pages (DOI 10.3847/1538-4357/ac5bd7, lire en ligne [PDF])
  22. ↑ « Université de Liège, Département d'Astrophysique, Géophysique et Océanographie » (consulté le )
  23. ↑ A. P. Milone, A. F. Marino, G. Piotto et et al., « The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of galactic globular clusters – II. The seven stellar populations of NGC 7089 (M2) », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 447, no 1,‎ , p. 927-938 (DOI 10.1093/mnras/stu2446, lire en ligne [html])
  24. ↑ (en) E. V. Kazarovets et al., « The 82nd Name-List of Variable Stars. Part I - RA 0hr to 18hr, Novae and Globular-cluster Variables », Information Bulletin on Variable Stars, Budapest, Commissions G1 and G4 of the IAU, vol. 63, no 6261,‎ (DOI 10.22444/IBVS.6261, Bibcode 2019IBVS.6261....1K, lire en ligne)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

    •  NGC 7081  •  NGC 7082  •  NGC 7083  •  NGC 7084  •  NGC 7085  •  NGC 7086  •  NGC 7087  •  NGC 7088  •  NGC 7089  •  NGC 7090  •  NGC 7091  •  NGC 7092  •  NGC 7093  •  NGC 7094  •  NGC 7095  •  NGC 7096  •  NGC 7097      
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