NGC 3766

NGC 3766
Image illustrative de l’article NGC 3766
MGC 3766 par le relevé DSS.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Centaure[1]
Ascension droite (α) 11h 36m 14,388s[2]
Déclinaison (δ) −61° 36′ 18,61″ [2]
Magnitude apparente (V) 5,3[3],[4],[5],[6]
Dimensions apparentes (V) 6,9'[4] 13,9'[6],[7] 15′[3]

Localisation dans la constellation : Centaure

(Voir situation dans la constellation : Centaure)
Astrométrie
Distance 2161+149
−131 pc [a]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Amas ouvert
Classe I1p[3] I3r :b[5]
Galaxie hôte Voie lactée
Dimensions 29,8 ± 3,1 al[b]
Âge 14,5 M a [8],[5]
Découverte
Découvreur(s) Nicolas-Louis de Lacaille[1]
Date [1]
Désignation(s) OCL 860
ESO 129-SC27[3]
BRAN 360
C 1133-613
Cl VDBH 120
Cl Collinder 248
[KPR2004b] 293
[KPS2012] MWSC 1958[6]
Caldwell 97
Liste des amas ouverts
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NGC 3766 (appelée aussi Caldwell 97) est un très jeune amas ouvert situé dans la constellation du Centaure. Il a été découvert par l'astronome français Nicolas-Louis de Lacaille en 1751.

Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme moins de 50 étoiles (lettre p) dont la concentration est forte (I) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle (le chiffre 1). Toutefois, selon le catalogue Lynga, la répartition des magnitudes des étoiles de NGC 3766 est grande (3) et l'amas contient plus de 100 étoiles (r). Lynga indique aussi que l'amas renferme 100 membres[5].

L'amas ouvert NGC 3766 prise par le télescope suisse de 1,2 mètre Leonhard-Euler de l'observatoire de Genève situé à l'observatoire de La Silla.

Observation

Avec une magnitude visuelle de 5,3, l'amas est à peine visible à l'œuil nu depuis un endroit sombre. On peut facilement l'observer avec de petites jumelles[4].

Localisation de NGC 3766 dans la constellation de Scorpion. (Stellarium)
Position de NGC 3766 par rapport à deux étoiles.

NGC 3766 est situé à environ 1,6 degré au nord-est Lambda Centauri et à 1,2 degré au sud-ouest de HD 102350 . Les amas ouverts NGC 3519, NGC 3532, NGC 3572, NGC 3590 et NGC 3603 se trouvent dans la même région du ciel.

Caractéristiques

Distance

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[6] : 0,460 ± 0,035 mas[9], 0,481 ± 0,027 0 mas[10], 0,459 ± 0,043 mas[11], 0,459 ± 0,042 mas[12], 0,459 ± 0,002 mas[7] et 0,459 ± 0,042 mas[13]. La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude est égale à 0,462 8 ± 0,029 8, ce qui correspond à une distance de 2 161+149
−−131 pc.

Vitesse

Six valeurs de la vitesse radiale sont indiquées sur Simbad, soit −16,18 ± 0,59 km/s[14], −16,489 ± 0,269 km/s[9], −14,80 ± 1,72 km/s[15], −16,489 ± 0,269 km/s[10], −17,35 ± 0,94 km/s[16] et −15,60 ± 0,7 km/s[17]. La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude est égale à −16,15 ± 0,75 km/s.

Taille

Selon les sources la taille de l'amas est de 13,9'[6],[7] ou de 15'[3]. Le logiciel Aladin possède un outil qui permet de mesurer la distance angulaire. On obtient pour la région où sont concentrées les jeunes étoiles bleues une valeur nettement supérieure à 10'. La valeur de 6,9' indiquée sur Skylive semble donc erronée.

Grâce à un calcul simple, on peut trouver la taille réelle de l'amas. En utilisant la plus grande taille apparente (15') et la plus grande distance, on obtient la taille réelle maximale soit 32,86 al. De même, en utilisant la plus petite taille apparente (13,9') et la plus petite distance, on obtient la plus petite taille réelle, soit 26,77 al. De ces deux valeurs, on déduit que la taille de l'amas est égale à 29,8 ± 3,1 al.

Mouvement propre

Simbad indique huit couples de valeurs pour le mouvement propre de l'amas, dont six provenant d'articles publiés entre et sont très semblables. Les deux autres provenant d'articles publiés en et sont très différents. Les valeurs de ces six couples en ascension droite et en déclinaison sont :

  • −6,733 ± 0,017 mas/an et 1,010 ± 0,009 mas/an[9]
  • −6,732 ± 0,105 mas/an et 0,996 ± 0,105 mas/an[11]
  • −6,736 ± 0,112 mas/an et 0,964 ± 0,126 mas/an[10]
  • −6,731 ± 0,111 mas/an et 0,961 ± 0,119 mas/an[12]
  • −6,731 ± 0,004 mas/an et 0,961 ± 0,005 mas/an[7]
  • −6,731 ± 0,111 mas/an et 0,961 ± 0,119 mas/an[13]

La moyenne du mouvement propre et de leur incertitude obtenue de ces six couples en ascension droite et en déclinaison est égale à −6,732 ± 0,364 mas/an et −0,595 ± 0,077 mas/an.

Les deux autres couples sont passablement différents et imprécis. Ils proviennent d'articles moins récents ( et ). Ces deux couples sont :

  • −4,97 ± 3,11 mas/an et −3,44 ± 3,22 mas/an[15]
  • −7,210 ± 0,340 mas/an et 1,330 ± 0,350 mas/an[18]

Les étoiles de NGC 3766

Comme le montre l'image prise à l'observatoire de la Silla, cet amas est surtout constitué de jeunes étoiles bleues. Plusieurs étoiles sont répertoriées sur le site de WEBDA, mais beaucoup ne sont probablement pas membres de l'amas. L'amas renferme onze étoiles de type Be, deux supergéantes rouges, quatre étoiles de type Ap[5]. Selon Llorente et Morales-Durán, NGC 3766 renferme au moins une étoile traînarde bleue[19], mais Lynga indique qu'il y en a quatre[5].

On a découvert 36 étoiles variables d'un type inhabituel dans cet amas. Ces étoiles à pulsation rapide voient leur magnitude apparente varier que de quelques centièmes avec des périodes inférieures à une demi-journée. Ce sont des étoiles de la séquence principale plus chaudes que les étoiles variables de type Delta Scuti et plus froides que les étoiles de type B à pulsation lente[20]. Ces étoiles sont donc d'une nouvelle classe variable jusqu'alors inconnue[21].

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 2897 entrées pour NGC 3766. 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.

Notes et références

Notes

  1. ↑ Valeur provenant de la parallaxe moyenne des étoiles.
  2. ↑ dimension: val maximum = (2161 + 149 pc) x (3,2616 al/pc) x (15/60)° x (3,1416/180)rad/° = 32,86 al
    val minimum = (2161 - 131 pc) x (3,2616 al/pc) x (13,9/60)° x (3,1416/180)rad/° = 29,77 al
    d'où taille = 29,8 ± 3,1 al

Références

  1. ↑ a b et c (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 3750 - 3799 » (consulté le ).
  2. ↑ a et b (en) « Results for object NGC 3766 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  3. ↑ a b c d et e « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 3700 à 3799 », Site WEB du cours d'astronomie du Cégep de Valleyfield.
  4. ↑ a b et c (en) « NGC 3766 (Pearl Cluster) - Open Cluster in Centaurus », The Sky Live (consulté le )
  5. ↑ a b c d e et f (en) « WEBDA page for open cluster NGC 3766, LYNGACLUST - Lynga Open Clusters Catalog, (Miscellanous (Lynga Info)) » (consulté le )
  6. ↑ a b c d et e (en) « NGC 3766 -- Open Cluster », Simbad (consulté le )
  7. ↑ 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])
  8. ↑ (en) « WEBDA page for open cluster NGC 3766, A site Devoted to Stellar Clusters in the Galaxy and the Magellanic Clouds » (consulté le )
  9. ↑ a b et c W. S. Dias, H. Monteiro, J R D Lépine et D A Barros, « The spiral pattern rotation speed of the Galaxy and the corotation radius with Gaia DR2 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 486, no 4,‎ , p. 5726-5736 (DOI 10.1093/mnras/stab770, lire en ligne [html])
  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 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 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])
  13. ↑ 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])
  14. ↑ 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])
  15. ↑ 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])
  16. ↑ 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])
  17. ↑ C. Conrad, R. -D. Scholz, N. V. Kharchenko et Et al., « A RAVE investigation on Galactic open clusters . II. Open cluster pairs, groups and complexes », Astronomy & Astrophysics, vol. 600, no A106,‎ , p. 15 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201630012, Bibcode 2017A&A...600A.106C, lire en ligne [PDF])
  18. ↑ 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])
  19. ↑ Félix Llorente de Andrés et Carmen Morales-Durán, « Open clusters: time-scales, core collapse and blue stragglers », American Journal of Astronomy and Astrophysiscs, vol. 9, no 4,‎ , p. 52-66 (DOI 10.48550/arXiv.2211.10915, Bibcode 2022AmJAA...9...52L, lire en ligne [PDF])
  20. ↑ H. Saio Semaan, S. Ekström, N. Mowlavi, C. Georgy, S. Saesen, F. Eggenberger, T. Semaan et S.J.A.J. Salmon, « Period-luminosity relations of fast-rotating B-type stars in the young open cluster NGC 3766 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 467#4,‎ , p. 3864-3873 (DOI 10.1093/mnras/stx346, Bibcode 2017MNRAS.467.3864S, lire en ligne)
  21. ↑ (en) « L'amas d'étoiles NGC 3766 » (consulté le )

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes


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