NGC 7226

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NGC 7226
Image illustrative de l’article NGC 7226
L'amas ouvert NGC 7226 par le relevé Pan-STARRS
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Céphée[1]
Ascension droite (α) 22h 10m 26,8943s[2]
Déclinaison (δ) 55° 23′ 54,865″ [2]
Magnitude apparente (V) 9,6[3],[4],[5]
10,11 dans la Bande B[5]
Dimensions apparentes (V) 3′[5] 2′[3],[4] 2,3′[6],[7]

Localisation dans la constellation : Céphée

(Voir situation dans la constellation : Céphée)
Astrométrie
Vitesse radiale −77,99 ± 3,72 km/s [a]
Distance 5513+1154
−813[b]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Amas ouvert
Classe I1p[4],[1] I2m :b[3]
Galaxie hôte Voie lactée
Dimensions 13,9 ± 5,0 al[c]
Âge 273 M a [8],[3]
Découverte
Découvreur(s) Edward Singleton Holden [1]
Date [1]
Désignation(s) OCL 215 [4]
Collinder 446[6]
Liste des amas ouverts
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NGC 7226 est amas ouvert situé dans la constellation de Céphée. Il a été découvert par l'astronome américain Edward Singleton Holden en 1881[1].

Selon la classification des amas ouverts, cet amas renferme moins de 50 étoiles (la lettre p), dont la concentration est forte (I) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle (le chiffre 1)[4],[1]. Toutefois, selon le catalogue Lynga, l'amas contient entre 50 et 100 étoiles (lettre m) dont les magnitudes se répartissent sur un intervalle moyen (le chiffre 2. Cependant, Lynga indique que l'amas renferme 25 membres. Cette contradiction entre la classification et le nombre de membres n'est pas rare dans le catalogue Lynga. De plus, le catalogue Lynga indique que l'amas fait partie d'un amas double (:b)[3].

Observation[modifier | modifier le code]

Avec une magnitude visuelle de 9,6, on peut observer l'amas avec des jumelles dont l'ouverture est d'au moins 80 mm ou avec un petit télescope[5].

Localisation de NGC 7226 dans la constellation du Céphée. (Stellarium)
Position de NGC 7226 par rapport à une étoile.

NGC 7226 est situé à environ 2,7 degré presque directement au sud de l'étoile Zeta Cephei.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

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

La parallaxe moyenne des étoiles de l'amas a été obtenue des mesures effectuées par le satellite Gaia. Cinq valeurs différentes publiées dans de récents articles ( à ) sont indiquées sur la base de données Simbad[6] : 0,165 ± 0,026 mas[9], 0,187 ± 0,043 mas[10], 0,185 ± 0,041 mas[11], 0,185 ± 0,006 mas[7] et 0,185 ± 0,041 mas[12]. La valeur moyenne de la parallaxe est égale à 0,181 4 ± 0,031 4 mas, ce qui correspond à une distance de 5 513+1 154
−813 pc.

Selon les sources, la taille apparente est comprise entre 2'[3],[4] et 3'[5]. En utilisant les plus petites valeurs de la distance et de la taille apparente, on obtient grâce à un calcul simple la plus petite taille réelle de l'amas, soit 8,92 al. De même, la combinaison des plus grandes valeurs de la distance et de la taille apparente donne une taille réelle de 18,98 al. On déduit de ces deux valeurs que la taille réelle de l'amas est de 13,9 ± 5,0 al.

Deux vitesses identiques sont indiquées sur Simbad, soit −75,99 ± 3,72 km/s[13],[14].

Mouvement propre[modifier | modifier le code]

Simbad indique sept couples de valeurs pour le mouvement propre de l'amas, dont cinq très semblables, qui proviennent d'articles publiés entre et . Deux articles publiés en et indiquent des valeurs très différentes. Les valeurs des sept couples en ascension droite et en déclinaison sont :

  • −1,858 ± 0,030 mas/an et −2,079 ± 0,040 mas/an[9]
  • −0,770 ± 1,280 mas/an et −4,410 ± 0,830 mas/an[15]
  • −1,838 ± 0,117 mas/an et −2,059 ± 0,098 mas/an[10]
  • −1,844 ± 0,124 mas/an et −2,065 ± 0,084 mas/an[11]
  • −1,844 ± 0,016 mas/an et −2,065 ± 0,013 mas/an[7]
  • −1,844 ± 0,124 mas/an et −2,065 ± 0,084 mas/an[12]
  • −1,430 ± 2,690 mas/an et −3,410 ± 1,240 mas/an[16]

Le mouvement propre moyen obtenu des cinq valeurs publiées après en ascension droite et en déclinaison est égal à −1,846 ± 0,082 mas/an et −2,067 ± 0,064 mas/an.

Métallicité[modifier | modifier le code]

Simbad rapporte une seule valeur de la métallicité, soit -0,186[10]. Selon cette valeur, le pourcentage d'éléments lourds (plus lourd que l'hydrogène et l'hélium) de cet amas est de 65% (10-0,008) de celui du Soleil.

Âge[modifier | modifier le code]

Webda et Lynga indiquent un âge de 273 millions d'années (log10=8,436)[8],[3].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. ↑ Les deux vitesses indentiques indiquées sur la base de données Simbad.
  2. ↑ Valeur provenant de la parallaxe moyenne des étoiles.
  3. ↑ dimension : maximum = 3'*(5513+1154)pc * 3,2616 al/pc * pi/(60*180) = 18,98 al
    minimum = 2'*(5513-813)pc * 3,2616 al/pc * pi/(60*180) = 8,92 al
    d'où taille = 13,9 ± 5,0 al.

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e et f (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 7200 - 7249 » (consulté le ).
  2. ↑ a et b (en) « Results for object NGC 7226 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  3. ↑ a b c d e f et g (en) « WEBDA page for open cluster NGC 7226, LYNGACLUST - Lynga Open Clusters Catalog, (Miscellanous (Lynga Info)) » (consulté le )
  4. ↑ a b c d e et f « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 7200 à 7299 », Sur le site WEB du cours d'astronomie du Cégep de Valleyfield.
  5. ↑ a b c d et e (en) « NGC 7226 - Open Cluster in Cepheus », The Sky Live (consulté le )
  6. ↑ a b et c (en) « NGC 7226 -- Open Cluster », Simbad (consulté le )
  7. ↑ a b et c 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])
  8. ↑ a et b (en) « WEBDA page for open cluster NGC 7226, A site Devoted to Stellar Clusters in the Galaxy and the Magellanic Clouds » (consulté le )
  9. ↑ 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])
  10. ↑ a b et c 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])
  11. ↑ 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])
  12. ↑ 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])
  13. ↑ 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])
  14. ↑ 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])
  15. ↑ 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])
  16. ↑ 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])

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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