Sh2-54

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Sh2-54
Image illustrative de l’article Sh2-54
L'amas NGC 6604, dont Sh2-54 fait partie
Données d’observation
(Époque J2000)
Constellation Serpent
Ascension droite (α) 18h 17m 53s
Déclinaison (δ) −11° 40′ 58″
Coordonnées galactiques l = 18,7°; b = +02,0°
Dimensions apparentes (V) 140' x 140'

Localisation dans la constellation : Serpent

(Voir situation dans la constellation : Serpent)
Astrométrie
Distance 6 200 al
(1 900,9 pc)
Caractéristiques physiques
Type d'objet Région HII
Classe 3 3 3
Dimensions 35,3 al
(10,8 pc)
Découverte
Désignation(s) Sh2-54, RCW 167, Gum 84/85, W35, LBN 72, LBN 018.45+01.87, IRAS 18150-1142, Avedisova 277
Liste des Régions HII
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Sh2-54 est une grande nébuleuse en émission visible dans la queue de la constellation du serpent.

C'est une région H II étendue dans laquelle les phénomènes de formation d'étoiles sont actifs. À l'intérieur se trouvent un grand nombre de protoétoiles, certaines même de grande masse, et plusieurs sources infrarouges. A cette génération de jeunes étoiles s'ajoute une seconde, âgée d'environ 4 à 5 millions d'années, qui constitue le brillant amas ouvert NGC 6604.

Sh2-54 fait partie d'un vaste système nébuleux qui comprend également la nébuleuse de l'Aigle et la nébuleuse Oméga à proximité, qui sont également liées à deux grandes associations OB, connues sous le nom de Serpent OB1 et Serpent OB2.

Observation[modifier | modifier le code]

Sh2-54 est observée dans la partie orientale de la constellation, à environ 1° nord-ouest de la nébuleuse de l'Aigle, à laquelle elle est physiquement associée. Elle apparaît au contact d'une région de la Voie lactée fortement obscurcie par des poussières appartenant principalement à notre bras spiral, le Bras d'Orion. Le nuage peut être vu et photographié à travers un télescope amateur équipé de filtres spéciaux et d'oculaires à grand champ.

Située presque à cheval sur l'équateur céleste, elle peut être observée depuis toutes les zones peuplées de la Terre avec facilité et sans aucun privilège. La période la plus favorable pour son observation dans le ciel du soir est de décembre à avril.

Structure et formations d'étoiles[modifier | modifier le code]

Le nuage a une extension équivalent à ∼ 35 a.l. (∼ 10,7 pc), et est principalement composé d'hydrogène ionisé par les composants les plus brillants de l'amas ouvert massif NGC 6604, visible dans la partie sud du nuage et comprenant un grand nombre d'étoiles de grande masse issues des gaz du nuage lui-même lors d'un processus initial de formation d'étoiles qui a eu lieu il y a 4 à 5 Ma[1].

Les processus de formation d'étoiles actuellement actifs dans la nébuleuse sont principalement concentrés dans la partie nord, où se trouve un cocon dense indiqué par les initiales M1-88 et catalogué par Colin Stanley Gum en 1955 avec les initiales Gum 85. Bien que cet objet ait été peu étudié, certaines sources de rayonnement infrarouge et un faible amas de jeunes étoiles, BDS03-9, y ont été observés. Ces processus génératifs ont probablement été causés par l'action du vent stellaire des étoiles de NGC 6604, qui a généré une bulle en expansion dont l'onde de choc a frappé et comprimé les gaz du nuage lui-même[2].

En étendant les recherches à toute la région nébuleuse du complexe moléculaire, le nombre de jeunes objets stellaires connus s'élève à près de trente composants. Parmi celles-ci se détachent une dizaine de sources infrarouges dont la plus brillante est IRAS 18151-1208. Cette source a été étudiée en détail au cours de la première décennie du 21e siècle. Lui sont associés deux masers, un à eau et un au méthanol, probablement générés par de jeunes protoétoiles de grande masse, auxquels s'ajoutent deux gros jets collimatés d'hydrogène. On pense qu'il s'agit d'une région H II ultra-compacte dans laquelle est hébergé un très jeune amas d'étoiles en formation[3]. Un deuxième nuage ultra-compact pourrait être l'objet IRAS 18146−1148, contenant également un jeune amas en formation[4]. Parmi les autres sources, IRAS 18151−1208 et IRAS 18151−1134 se distinguent, coïncidant probablement avec deux étoiles bleues de la séquence principale, respectivement de classe spectrale B0 et B2[5].

Composants stellaires[modifier | modifier le code]

NGC 6604[modifier | modifier le code]

Article détaillé : NGC 6604.

NGC 6604 est un amas extrêmement jeune et compact : les estimations sur son âge indiquent que ses composantes stellaires les plus massives ne dépassent pas 4 à 5 Ma[6],[7]. La détermination de sa distance, égale à environ 1 700 pc (∼5 540 al), a également permis d'établir la distance de l'ensemble du complexe nébuleux qui lui est associé[1]. L'amas est dominé par HD 167971, une étoile triple, dans lequel tous les composants sont de classe O[8]. HD 167971 apparaît comme un objet de classe spectrale O8Ibf et est considérée parmi les étoiles de classe O les plus brillantes de la Voie lactée[9]. C'est une étoile binaire à éclipses (μ Serpentis) qui a de légères fluctuations de magnitude (de 7,33 à 7,66) sur une période de 3,32 jours. À ce système s'ajoute HD 168112, une géante bleue de classe O5.5III à fortes émissions d'ondes radio[1].

Association Serpent OB2[modifier | modifier le code]

Les composants stellaires les plus massifs liés à la nébuleuse Sh2-54 forment une vaste association OB, cataloguée sous l'acronyme Serpent OB2, qui coïncide avec l'amas ouvert NGC 6604. Sa distance, d'environ 1 700 pc (∼5 540 al) le met en relation avec la nébuleuse Sh2-54, qui fait partie des complexes nébuleux de l'Aigle et Omega et dont les étoiles l'éclairent[10]. Cette nébuleuse est disposée perpendiculairement au plan galactique et s'étend sur ∼ 30 a.l. (∼ 9,2 pc). L'association compte une centaine d'étoiles géantes de classe O et B[9] situées à environ 65 pc (∼212 al) au nord du plan galactique. L'association est liée à une formation proche, "cheminée" (de l'anglais Chimney) de gaz chaud ionisé, un type de formation assez courant dans la Voie lactée et dans d'autres galaxies, d'environ 200 pc (∼652 al) de taille, qui semble jouer un rôle important dans les interactions entre le disque et le halo galactique, notamment en ce qui concerne le transfert de gaz et de photons[10]. Parmi les membres de l'association, on trouve plusieurs étoiles bien connues en astronomie, comme l'étoile binaire Wolf-Rayet CV Serpentis, la binaire HD 166734 et la multiple HD 167971[11]. Le fort vent stellaire de ses composants a produit un front d'onde de choc qui pourrait être responsable de la deuxième génération d'étoiles originaires de la région, celles de la nébuleuse de l'Aigle, ainsi que des processus encore en cours[1].

Environnement galactique[modifier | modifier le code]

Nébuleuse du Serpent (Sh2-54)
La Nébuleuse du Serpent (Sh2-54)

Sh2-54, la nébuleuse de l'Aigle et la nébuleuse Oméga font partie d'un complexe nuageux moléculaire unique couvrant plusieurs centaines d'années-lumière[12]. Sur la base des cartes d'émission de 12CO, il a été découvert que les trois nébuleuses sont reliées par une faible ceinture nébuleuse, visible même dans les images à longue exposition et sensible également au proche infrarouge[13]. Cela indiquerait que les trois nuages constituent les nuages les plus denses, zones où la formation d'étoiles a commencé à avoir lieu[11].

Selon les scientifiques, il est également possible de définir une évolution temporelle du nuage moléculaire : la première région où la formation d'étoiles a eu lieu est celle du nord, coïncidant avec Sh2-54, qui a donné naissance à l'association Ser OB2 il y a 4 Ma. Plus tard, les phénomènes de formation ont affecté la région de la nébuleuse de l'Aigle, il y a 2 à 3 Ma, et seulement récemment (il y a 1 Ma) la nébuleuse Oméga. Les causes qui ont conduit à l'extension des phénomènes de formation peuvent avoir été différentes, comme l'action du vent stellaire des étoiles qui se sont formées de temps en temps qui aurait comprimé les gaz des régions adjacentes les faisant s'effondrer sur elles-mêmes. Des compressions similaires pourraient également avoir été causées par l'explosion de plusieurs supernovae provenant des étoiles les plus massives dérivées de la formation. Une autre possibilité pourrait être que la compression des gaz se soit produite lorsque le complexe nébuleux est entré dans les régions plus denses du bras spiral sur lequel il se trouve[11].

Le nuage moléculaire géant a une forme de superbulle et de nombreuses jeunes étoiles qui lui sont associées se trouvent à l'intérieur. La superbulle, cependant, semble avoir quelques millions d'années de plus que le nuage lui-même, ce qui indique qu'il s'agit d'une structure qui préexistait à l'afflux du nuage. L'interaction avec la superbulle (et non ses effets d'expansion) pourrait donc aussi avoir été à l'origine des premiers phénomènes de formation d'étoiles dans la région[11]. Selon certains auteurs, la région pourrait être encore plus étendue, incluant même la nébuleuse de la Lagune, également dans le Bras du Sagittaire (bien qu'elle soit légèrement plus proche de nous), et peut-être aussi la Nébuleuse Trifide, assez éloignée[14].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c et d Bo Reipurth et Astronomical Society of the Pacific, Handbook of star forming regions, Astronomical Society of the Pacific, (ISBN 978-1-58381-670-7, 1-58381-670-4 et 978-1-58381-671-4, OCLC 309365968, lire en ligne)
  2. ↑ E. Bica, C. M. Dutra, J. Soares et B. Barbuy, « New infrared star clusters in the Northern and Equatorial Milky Way with 2MASS », Astronomy and Astrophysics, vol. 404,‎ , p. 223–232 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361:20030486, lire en ligne, consulté le )
  3. ↑ C. J. Davis, W. P. Varricatt, S. P. Todd et S. K. Ramsay Howat, « Collimated molecular jets from high-mass young stars: IRAS 18151-1208. », Astronomy and Astrophysics, vol. 425,‎ , p. 981–995 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361:20041298, lire en ligne, consulté le )
  4. ↑ Douglas O. S. Wood et Ed Churchwell, « Massive Stars Embedded in Molecular Clouds: Their Population and Distribution in the Galaxy », The Astrophysical Journal, vol. 340,‎ , p. 265 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/167390, lire en ligne, consulté le )
  5. ↑ W. H. McCutcheon, P. E. Dewdney, C. R. Purton et T. Sato, « Protostellar Candidates in a Sample of Bright Far-Infrared IRAS Sources », The Astronomical Journal, vol. 101,‎ , p. 1435 (ISSN 0004-6256, DOI 10.1086/115776, lire en ligne, consulté le )
  6. ↑ R. Barbon, G. Carraro, U. Munari et T. Zwitter, « Spectroscopy and BVI_C photometry of the young open cluster NGC 6604 », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 144,‎ , p. 451–456 (ISSN 0365-0138, DOI 10.1051/aas:2000193, lire en ligne, consulté le )
  7. ↑ N. V. Kharchenko, A. E. Piskunov, S. Röser et E. Schilbach, « Astrophysical parameters of Galactic open clusters », Astronomy and Astrophysics, vol. 438,‎ , p. 1163–1173 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361:20042523, lire en ligne, consulté le )
  8. ↑ T. J. Davidge et D. Forbes, « Light curve analysis of the O-type eclipsing binary HD 167971. », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 235,‎ , p. 797–804 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1093/mnras/235.3.797, lire en ligne, consulté le )
  9. ↑ a et b R. M. Humphreys, « Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way. », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 38,‎ , p. 309–350 (ISSN 0067-0049, DOI 10.1086/190559, lire en ligne, consulté le )
  10. ↑ a et b Douglas Forbes, « The Serpens OB2 Association and Its Thermal ``Chimney », The Astronomical Journal, vol. 120,‎ , p. 2594–2608 (ISSN 0004-6256, DOI 10.1086/316822, lire en ligne, consulté le ).
  11. ↑ a b c et d Y. Moriguchi, T. Onishi, A. Mizuno et Y. Fukui, Discovery of a molecular supershell towards two HII regions M16 and M17: Possible evidence for triggered formation of stars and GMCs, (lire en ligne)
  12. ↑ Y. Sofue, T. Handa, E. Fuerst et W. Reich, « Giant stellar-wind shell associated with the HII region M 16. », Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 38,‎ , p. 347–360 (ISSN 0004-6264, lire en ligne, consulté le )
  13. ↑ B. G. Elmegreen, C. J. Lada et D. F. Dickinson, « The structure and extent of the giant molecular cloud near M17. », The Astrophysical Journal, vol. 230,‎ , p. 415–427 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/157097, lire en ligne, consulté le )
  14. ↑ O. I. Stal'Bovskii et V. S. Shevchenko, « The structure of star formation regions. III. Individual regions: spatial extent, mass, and age of SFR Sagittarius I. », Soviet Astronomy, vol. 25,‎ , p. 25–32 (ISSN 0038-5301, lire en ligne, consulté le )

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

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