Selon les plus récentes mesures réalisées par le satellite Gaia sur les étoiles à l'intérieur de M20, l'amas est à 1 214+13 −12parsecs (3 960 ± 42 al) du système solaire[4],[7] et il s'approche de nous à une vitesse estimée entre 2,1 ± 1,6 km/s et 5,0 ± 3,7 km/s[7].
Histoire
Un temps orthographiée triffide, la nébuleuse Trifide a été découverte par Charles Messier en 1764, qu'il a ensuite ajoutée dans son catalogue[5],[2]. L'origine du nom courant de M20 est attribuée à John Herschel ; bien que les réfractaires aux anglicismes peuvent donner à M20 le surnom de nébuleuse du Trèfle, le terme de Trifide est toujours de mise, dans les milieux francophones, pour rappeler l'apparence inhabituelle de la nébuleuse — en anglais, trifid est un qualificatif pouvant se traduire par trilobé(e).
La disposition de la nébuleuse Trifide en trois lobes explique sans doute la raison pour laquelle William Herschel lui a attribué quatre numéros différents dans son catalogue[2] : H IV.41, H V.10, H V.11 et H V.12[9].
La nébuleuse sombre qui est à l'origine de l'apparence trifide a été cataloguée B 85 par l'astronome américainEdward Barnard[2].
Observation
D'une manière générale, on peut observer la nébuleuse sous la forme d'un disque assez brillant et de luminosité relativement uniforme — si l'on ne tient pas compte des méandres formés par les chenaux de la nébuleuse obscure — accolé d'un disque de taille voisine mais un peu plus faible et décroissant en luminosité au fur et à mesure que l'on s'éloigne de l'étoile qui se trouve au centre. La nébuleuse se présente donc comme deux disques accolés d'une dizaine de minutes d'arc chacun au centre desquels se trouve une étoile — triple dans l'un des cas. Si les conditions sont réunies, l'astronome amateur pourra observer cela au moyen d'un télescope de 200 mm de diamètre (l'étoile triple sera le plus souvent vue double).
La nébuleuse Trifide partage la vedette de cette région extrêmement riche du ciel avec de nombreux objets brillants à proximité, notamment la nébuleuse de la Lagune (M8) située à environ 1,4 degré au sud-est de M20. Elle est d'ailleurs encore plus rapprochée de l'amas ouvertM21 qui est à 0,4° au nord-est. Un autre amas ouvert, NGC 6546, est situé à environ 1,2° au sud-est.
La région de la nébuleuse Trifide.
Caractéristiques
Assez connue comme une nébuleuse en émission traversée par une nébuleuse obscure digitée qui lui donne son aspect caractéristique, ses régions externes constituent en outre une nébuleuse par réflexion dont une binaire spectroscopique bleue relativement brillante HD 164402, au nord (17h 58m 54.38s -22° 46′ 49.06.24″)[10], révèle la présence par un vaste halo diffus de même teinte centré sur cette étoile. La parallaxe de cette étoile est de 0,887 4 ± 0,054 1 mas[10] ce qui correspond à une distance de 1 127 ± 69 pc (∼3 680 al).
Les observations réalisées par le satellite Chandra, en plus d'identifier 304 sources de rayonnement X, ont permis de résoudre le système stellaire HC 164492 en trois ou même quatre sources distinctes. HD 164492A est une étoiles de type O7.5 III et c'est elle qui ionise la nébuleuse[11]. Les composantes B et C sont des étoiles de B6 V et la quatrième composante possible est de type Be. Une douzaine d'étoiles de la région présentent des éruptions et la plupart sont des étoiles pré-sequence principale[11]. Le nombre total d'étoiles dans la nébuleuse est estimé à 3100[12].
Des observations réalisées à l'aide du télescope spatial Spitzer ont permis de découvrir 30 étoiles embryonnaires massives et 120 étoiles nouvellement nées dispersées à la fois dans ses couloirs sombres et dans ses nuages lumineux. Ces étoiles sont visibles sur l'image infrarouge de Spitzer sous forme de taches jaunes ou rouges. Dix des embryons massifs sont situés dans les quatre couloirs sombres de la nébuleuse[13].
Galerie d'images
Vue générale de la nébuleuse.
Centre de la nébuleuse Trifide. Photo prise par le télescope Hubble.
↑ a et bCatherine Zucker, Joshua S. Speagle, Edward F. Schlafly, Gregory M. Green, Douglas P. Finkbeiner, Alyssa Goodman et João Alves, « A Compendium of Distances to Molecular Clouds in the Star Formation Handbook », Astronomy & Astrophysics, vol. 633, no A51, , p. 16 pages (DOI10.1051/0004-6361/201936145, lire en ligne [PDF])
↑L. Cambrésy, J. Rho, D. J. Marshall et W. T. Reach, « Variation of the extinction law in the Trifid nebula », Astronomy & Astrophysics, vol. 527, no A141, , p. 10 pages (DOI10.1051/0004-6361/201015863, lire en ligne [PDF])
↑ a et bJeonghee Rho, Solange V. Ramírez, Michael F. Corcoran, Kenji Hamaguchi et Bertrand Lefloch, « Bertrand », The Astrophysical Journal, vol. 607, no 2, , p. 904-912 (DOI10.1086/383081, Bibcode2004ApJ...607..904R, lire en ligne [PDF])
↑Michael A. Kuhn, Konstantin Getman et Eric D. Feigelson, « THE SPATIAL STRUCTURE OF YOUNG STELLAR CLUSTERS. II. TOTAL YOUNG STELLAR POPULATIONS », The Astrophysical Journal, vol. 802, no 1, , p. 16 pages (DOI10.1088/0004-637X/802/1/60, lire en ligne [PDF])
