NGC 2467

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NGC 2467
L'amas ouvert et la nébuleuse en émission NGC 2467.
L'amas ouvert et la nébuleuse en émission NGC 2467.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Poupe[1]
Ascension droite (α) 07h 52m 23,4s[2]
Déclinaison (δ) −26° 26′ 36″
Distance environ 1 355 pc (∼4 420 a.l.) [3]
Magnitude apparente (V) 7,1[4]
Dimensions apparentes (V) 15,0[4]

Localisation dans la constellation : Poupe

(Voir situation dans la constellation : Poupe)
Puppis IAU.svg
Caractéristiques physiques
Type d'objet Amas ouvert et nébuleuse en émission
Galaxie hôte Voie lactée
Dimensions 19 a.l. [5]
Âge 12,6 M a[3]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel [1]
Date 9 décembre 1784[1]
Désignation(s) OCL 668
LBN 1065
ESO 493-SC25[4]
Liste des objets célestes

NGC 2467 est un jeune amas ouvert associé à une nébuleuse en émission situé dans la constellation de la Poupe. NGC 2467 a été découvert par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1784.

NGC 2467 est à environ 1 355 pc (∼4 420 a.l.) du système solaire et les dernières estimations donnent un âge de 12,6 millions d'années. La taille apparente de l'amas est de 15 minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance, donne une taille réelle maximale d'environ 19 années-lumière.

À cause de sa forme, des auteurs l'ont surnommé « Skull and Crossbones nebula »[6] (« nébuleuse de la tête de mort», ). Pour certains, à cause de ses couleurs, elle a l'apparence d'un mandrill. La nébuleuse renferme des régions où de vastes nuages d'hydrogène donnent naissance à des étoiles[7]. Cette région est mentionnée dans l'ouvrage Hubble’s Universe: Greatest Discoveries and Latest Images[8].


Description de la région de NGC 2467[modifier | modifier le code]

Les amas stellaires de la région[modifier | modifier le code]

NGC 2467 a longtemps été considéré comme le noyau de l'association stellaire Puppis I. Cependant, NGC 2467 n'est pas en soit un amas ouvert[9], mais plutôt une superposition de plusieurs groupes d'étoiles qui sont dans la même ligne de vue et qui ont différentes vitesses radiales[10]. L'un de ces groupes est composé d'étoiles très jeunes et elles sont très éloignées, au-delà de l'association Puppis OB2. Un autre groupe est plus rapproché, à une distance similaire à Puppis OB1, et il renferme des étoiles moins jeunes[11].

Il y a aussi deux autres amas stellaires dans cette région : Haffner 19 (H19 sur la légende de l'image WikiCommon) et Haffner 18 (H18 sur la légende).

Les étoiles des amas[modifier | modifier le code]

La région est dominée par une jeune étoile massive HD 64315 (en bas et à gauche du centre sur la légende) de type spectral O6. H19 est un amas compact qui renferme une sphère de Strömgren ionisée par une étoile chaude de type B0 V. H18 contient une très jeune étoile, FM3060a (voir la légende). Cettte étoile vient de voir le jour et elle est encore entourée de son cocon natal. On estime l'âge de H19 à 2 millions d'années. L'âge de H18 est moins certain, certains le jugent aussi jeune qu'un million d'années[12]. La région renferme d'autres étoiles précoces comme HD 64568 (voir la légende en haut à droite) dont la relation avec les amas n'est pas certaine[13].

La région HII de NGC 2467[modifier | modifier le code]

La région HII de NGC 2467 a été la cible de diverses études pour mieux cerner le processus de formation des étoiles. Parmi les questions encore en suspend, on ne sait pas encore jusqu'à quel point les étoiles massives de type O ou B peuvent influencer la formation de nouvelles étoiles dans une telle région. Est-ce que ces étoiles massives peuvent déclencher le processus de formation d'autres étoiles?[12] On a réalisé une recherche approfondie de cette région à l'aide du télescope spatial Spitzer. Cette recherche a permis de découvrir 45 protoétoiles avant que la réserve d'hélium liquide du télescope soit épuisée[12]. La majorité de ces protoétoiles étaient situées le long du rebord de la région HII.[12] Cette concentration d'étoiles en devenir le long du front d'ionisation nous fournit d'importantes évidences au sujet du déclenchement de la formation d'une étoile : ces protoétoiles sont concentrés dans des zones où l'onde de choc dans la zone d'ionisation comprime le gaz moléculaire[12].

Distance des amas H19 et H18[modifier | modifier le code]

On a estimée que H19, H18 et la nébuleuses S311 (où se trouve l'étoile HD 64315) sont à environ 5,9 kpc (∼19 200 a.l.) et environ 6,3 kpc (∼20 500 a.l.), les plaçant dans bras spiral de Persée de la Voie lactée. Mais, il y a un écart significatif entre ces distances mesurées cinématiquement et les distances mesurées par photométrie[14]. Indépendamment de ces différences, H19 et H18 peuvent être considérés comme un groupe binaire[13].

Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a, b et c (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 8 avril 2018)
  2. (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 2467 (consulté le 8 avril 2018)
  3. a et b (en) « WEBDA page for open cluster NGC 2467, A site Devoted to Stellar Clusters in the Galaxy and the Magellanic Clouds » (consulté le 8 avril 2018)
  4. a, b et c (en) « Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke » (consulté le 8 avril 2018)
  5. On obtient la taille d'un astre par le produit de la distance qui nous en sépare et de l'angle, exprimé en radian, de sa plus grande dimension.
  6. (en) Jeff Barbour et Tammy Plotner, What's Up 2006 - 365 Days of Skywatching, Lulu (lire en ligne)
  7. (en) « A cosmic concoction in NGC 2467 », Hubble Space Telescope (consulté le 28 février 2013)
  8. (en) Nancy Atkinson, « Stunning Gallery of Previously Unpublished Images », Universe Today,
  9. Lars Olog Lodén, « A study of NGC 2467 and the association Pup I », Arkiv för Astronomi, vol. 4,‎ , p. 65-72 (Bibcode 1966ArA.....4...65L, lire en ligne)
  10. Paris Pismis et Marco Arturo Moreno, « Internal motions in H II regions. III. The nebular complex NGC 2467 », Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, vol. 1,‎ , p. 373-380 (Bibcode 1976RMxAA...1..373P, lire en ligne)
  11. A. Feinstein et R.A. Vazquez, « New UBVRI photoelectric photometry in the field of the open cluster NGC 2467 », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 77#2,‎ , p. 321-326 (Bibcode 1989A&AS...77..321F, lire en ligne)
  12. a, b, c, d et e Keely D. Snider, J. Jeff Hester, Steven J. Desch, Kevin R. Healy et John Bally, « Spitzer Observations of The H II Region NGC 2467: An Analysis of Triggered Star Formation », The Astrophysical Journal, vol. 700 #1,‎ , p. 506-522 (DOI 10.1088/0004-637X/700/1/506, Bibcode 2009ApJ...700..506S, lire en ligne)
  13. a et b R. Gamen, R. Barbá, M. Rubio, R.A. Méndez et D. Minniti, « Deep Photometric Studies in the Third Quadrant: NGC 2467 », Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica (Serie de Conferencias), vol. 26,‎ , p. 72-73 (lire en ligne)
  14. M.P. Fitzgerald et A. F. J. Moffat, « Puppis clusters Haffner 19 and 18ab and the 15 kiloparsec arm », Astronomical Journal, vol. 79,‎ , p. 873 (Bibcode 1974AJ.....79..873F, lire en ligne)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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