NGC 146
amas d'étoiles
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NGC 146 est un amas ouvert dont la magnitude visuelle est de 9,1 et dont la classe est IV3p. L'astronome britannique John Herschel a découvert cet amas en 1829[4].
| NGC 146 | |
| L'amas ouvert NGC 146 par le relevé Pan-STARRS, | |
| Données d’observation (Époque J2000.0) | |
|---|---|
| Constellation | Cassiopée[1],[2] |
| Ascension droite (α) | 00h 33m 03,941 6s[3] |
| Déclinaison (δ) | +63° 18′ 32,292″ [3] |
| Magnitude apparente (V) | 9,1[4],[5],[2],[1] 9,59 dans la bande B[2] |
| Dimensions apparentes (V) | 3,3′[2] 5,0′[1],[4] 9,0′[5],[6] |
Localisation dans la constellation : Cassiopée   | |
| Astrométrie | |
| Distance | 3 048 +159 −144 pc[a] al |
| Caractéristiques physiques | |
| Type d'objet | Amas ouvert |
| Classe | IV3p[4],[1] |
| Masse | 1 492 M☉ [7] |
| Dimensions | 18,3 ± 9,2 al[b] |
| Âge | 32 ± 8 M a [8] |
| Découverte | |
| Découvreur(s) | John Herschel[4] |
| Date | [4] |
| Désignation(s) | OCL 299[4],[1] C 0030+630 OCISM 65 [KPR2004b] 9 [KPS2012] MWSC 0059[5] |
| Liste des amas ouverts | |
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Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, NGC 146 renferme moins de 50 étoiles (lettre p) dont la concentration est faible (IV) et dont les magnitudes se répartissent sur un grand intervalle (le chiffre 3). Cette classification date d'avant les années , car Trumpler est décédé en . C'était donc bien avant les relevés astrométriques du satellite Gaia. En réalité, les amas renferment souvent passablement plus d'étoiles.
Observation
En raison de sa magnitude visuelle égale à 9,1, cet amas n'est pas visible à l'oeil nu. Pour l'observer, il faut utiliser des jumelles dont de diamètre de son objectif, que l'on nomme fréquemment l'ouverture, est de 60 à 70 mm ou un petit télescope[2].
Emplacement de l'amas dans la constellation d'Andromède (Stellarium).
Position de l'amas par rapport à deux étoiles.
Cet amas est passablement éloigné des étoiles brillantes de Cassiopée, à ~3,7° au nord-ouest de Navi (γ Cas) et à ~5,0° au nord-est de Caph (β Cas). Cependant, l'étoile supergéante bleue-blanche Kap Cas de magnitude égale à 4,17 se trouve au sud et à proximité de l'amas.
Caractéristiques
La base de données Simbad indique plusieurs caractéristiques de l'amas[5].
Distance
Cinq valeurs sont indiquées par Simbad, soit:
- 2 727 ± 400 pc (∼8 890 al)[9]
- environ 3 141,0 pc (∼10 200 al)[10]
- environ 3 051 pc (∼9 950 al)[11]
- 2 685 ± 146 pc (∼8 760 al)[12]
- environ 3 032 pc (∼9 890 al)[13]
La moyenne et l'écart type de ces quatre valeurs sont 2 927 ± 207 pc (∼9 550 al).
Une autre façon de calculer la distance de l'amas est d'utiliser les valeurs de la parallaxe stellaire indiquées par Simbad, soit :
- 0,364 ± 0,015 mas/an[14]
- 0,311 ± 0,026 mas/an[9]
- 0,334 ± 0,019 0 mas/an[10]
- 0,311 ± 0,036 mas/an[12]
- 0,307 ± 0,031 mas/an[15]
- 0,307 ± 0,004 mas/an[6]
- 0,307 ± 0,031 mas/an[16]
Les moyennes de la parallaxe et de leur incertitude sont 0,320 1 ± 0,023 1 mas/an ce qui correspond à une distance de 3 124+243
−211 pc[c]. Cette valeur est un peu supérieure à celle indiquée précédemment et sa précision est du même ordre de grandeur. La valeur indiquée dans l'encadré à droite est semblable à celle-ci, mais elle est basée sur la parallaxe de 12 étoiles dont la probabilité d'appartenir à l'amas est égale ou supérieure à 90% et non sur ces deux dernières valeurs ((voir section « Étoile, distance »)). C'est cette valeur qui est utilisée pour calculer la dimansion réelle, mais très imprécise, de l'amas.
Taille et dimension
Trois des sources consultées indiquent des tailles apparentes très différentes de l'amas, soit 3,3′[2], 5,0′[1],[4] et 9,0′[5],[6]. En utilsant la distance de 3 048 +159
−144 pc, on peut calculer la taille minimale et maximale de NGC 146. La plus petite taille se calcule en utilisant la valeur de 3,3′ pour sa dimension apparente et (3 053–153) pc pour sa distance. Cela donne une valeur de 9,09 al[d]. De même pour la taille maximale, on obtient une valeur de 27,39 al[e]. On peut déduire de ces deux valeurs que la taille de l'amas est égale à 18,2 ± 9,1 al, valeur très peu précise en raison du manque de précision de la taille apparente de l'amas.
Vitesse radiale
Trois valeurs trois de la vitesse radiale moyenne des étoiles de l'amas sont indiquées par Simbad, soit: −99,852 ± 20,842 km/s[14] 17,840 ± 17,63 km/s[9] 17,84 ± 17,63 km/s[17]
En onclusion, on ne connaît guère la vitesse des étoiles de cet amas. D'ailleurs Simbad, dans la section children, n'indique aucune vitesse pour les 12 étoiles qui s'y trouvent.
Mouvement propre
Simbad indique neuf couples, dont sept très semblables, du mouvement propre moyen des étoiles de l'amas, soit :
- −2,848 ± 0,038 mas/an et −0,498 ± 0,063 mas/an[14]
- −2,836 ± 0,010 mas/an et −0,454 ± 0,007 mas/an[9]
- −2,848 ± 0,036 mas/an et −0,499 ± 0,058 mas/an[10]
- −2,873 ± 0,087 mas/an et −0,458 ± 0,107 mas/an[12]
- −2,864 ± 0,071 mas/an et −0,451 ± 0,075 mas/an[15]
- −2,864 ± 0,011 mas/an et −0,451 ± 0,013 mas/an[6]
- −2,864 ± 0,071 mas/an et −0,451 ± 0,075 mas/an[16]
La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude sont respectivement de −2,857 ± 0,046 mas/an en ascension droite et de −0,466 ± 0,057 mas/an en déclinaison.
Les deux autres couples sont très différents et imprécis. Ce sont :
Métallicité
Une seule valeur de la métallicité est indiquée sur Simbad, soit -0,051[12]. Cette valeur signifie que l'amas contient en moyenne 88,9% (10-0,051*100) d'éléments lourds, plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, par rapport au Soleil. Après le Big Bang, l'Univers ne contenait que des éléments légers, l'hydrogène et l'hélium et quelques traces de lithium. La nucléosynthèse primordiale a produit d'autres éléments plus lourds que l'hélium mais guère plus. Les éléments plus lourds ont ensuite été produits dans le cœur des étoiles et éjectés dans l'espace par des supernovas. Plus la métallicité d'une étoile ou d'un amas est élevée, plus il est âgé. Avec une telle métallicité, cet amas serait plus jeune que le soleil, msis plusieurs sources mentionnent qu'il s'agit d'un très jeune amas, aussi jeune que 32 ± 8 Ma[8], pouvant même contenir de jeunes étoilesAe/Be de Herbig âgées de 10 à 16 millions[19]
Les étoiles de NGC 146
Simbad montre un bouton nommé children. En cliquant sur ce bouton, on atteint une section de cette base de données qui renferme un tableau contenant 93 entrées (les children) et 145 liens bibliographiques pour NGC 146[20]. Cependant, des étoiles peuvent apparaître plusieurs fois dans la deuxième colonne du tableau, les liens bibliographiques, d'où le nombre leur nombre qui est supérieur au nombre d'étoiles. De plus, le nombre d'étoiles diminue généralement davantage lorsqu'on choisit de ne montrer que celles dont la probabilité d'appartenir à l'amas est égale ou supérieure à 90%. Pour NGC 146, il y en a étonnamment que 12 [21], étonnamment car selon Bisht et ses collègues la masse de l'amas est de 1492 alors que la masse moyenne des étoiles est de 1,93[7]. Simbad n'indique pas la masse des étoiles, mais celon ces chiffres, NGC 146 devrait renfermer des étoiles très lourdes.
Le tableau ci-dessous montre les principales propriétés des 12 étoiles dont la probabilité d'appartenir à l'amas est égal ou supérieur à 90%.
| Nom | α | δ | type | P (mas) | d (pc) | μα* (mas/an) | μδ* (mas/an) | Probabilité | mV | Rem |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| LS I +63 81[22] | 00h 33m 12,293 5s | 63° 17′ 45,629 3″ | B | 0,3137 ± 0,0147 | 3188+157 -143 |
-2,937 | -0,633 | 90(2) | 11,30 | |
| Cl* NGC 146 HAR 105[23] | 00h 33m 01,644 3s | 63° 18′ 43,996 8″ | B3 | 0,3209 ± 0,0109 | 3116+110 -102 |
-2,850 | -0,632 | 100(3) | 12,08 | |
| Cl* NGC 146 HAR 12[24] | 00h 33m 24,278 6s | 63° 20′ 13,922 3″ | B3III | 0,3136 ± 0,0145 | 3189+155 -141 |
-2,834 | -0,599 | 90(2) | 11,63 | |
| Cl* NGC 146 HAR 25[25] | 00h 33m 09,992 7s | 63° 19′ 11,828 0″ | B7 | 0,334 ± 0,011 | 2994+98 -92 |
-2,818 | -0,499 | 100(3) | 13,15 | |
| Cl* NGC 146 SSS S2[26] | 00h 33m 18,219 4s | 63° 18′ 38,107 6″ | B5-7Ve | 0,3307 ± 0,0117 | 3024+111 -103 |
-2,818 | -0,508 | 100(3) | 13,65 | Be |
| Cl* NGC 146 SSS 17[27] | 00h 33m 45,919 0s | 63° 15′ 58,088 3″ | 0,3118 ± 0,0183 | 3207+200 -178 |
-2,881 | -0,575 | 100(3) | 14,91 | ||
| Gaia DR3 430875555847640704[28] | 00h 32m 52,706 2s | 63° 29′ 55,272 8″ | 0,3399 ± 0,018 | 2942+162 -146 |
-2,823 | -0,494 | 100(3) | |||
| Gaia DR3 430878029748975232[29] | 00h 33m 50,989 4s | 63° 21′ 01,963 8″ | 0,3454 ± 0,0249 | 2895+225 -195 |
-2,847 | -0,450 | 100(3) | |||
| UCAC4 767-006409[30] | 00h 32m 40,845 3s | 63° 22′ 44,897 4″ | 0,3292 ± 0,0117 | 3038+112 -104 |
-2,849 | -0,417 | 100(3) | 13.589 | ||
| Gaia DR3 430874181458119296[31] | 00h 32m 36,550 4s | 63° 18′ 00,670 8″ | 0,3119 ± 0,0233 | 3206+259 -223 |
-2,858 | -0,502 | 90(2) | |||
| Gaia DR3 430877686151572224[32] | 00h 34m 19,574 4s | 63° 23′ 50,658 9″ | 0,3410 ± 0,0214 | 2933+196 -173 |
-2,867 | -0,433 | 90(2) | |||
| Gaia DR3 430882530874443520[33] | 00h 32m 44,188 2s | 63° 27′ 21,556 9″ | 0,3441 ± 0,0158 | 2906+140 -128 |
-2,844 | -0,461 | 90(2) |
Mouvement propre
La moyenne et l'écart type du mouvement propre des 12 étoiles en ascension droite et en déclinaison sont de −2,852 ± 0,033 mas/an et −0,513 ± 0,073 mas/an. Ces deux valeurs sont, à l'intérieur des valeurs défénies par les incertitues, égales à celles indiquées précédemment.
Distance
Les valeurs de la parallaxe et de leur incertitude permettent de calculer la distance moyenne des étoiles de l'amas de trois différentes manières. La plus simple consiste à calculer la distance de chaque étoile à partir de sa parallaxe et ensuite d'obtenir la moyenne et l'écart type de ces valeurs. Cela donne une distance de 3 053 ± 160 pc (∼9 960 al).
On peut aussi calculer la distance à partir de la parallaxe moyenne et de l'écart type de type des 12 étoiles, soit 0,328 0 ± 0,016 3 mas, où l'incertitude est égale à la moyenne des incertitudes. La distance obtenue est alors égale à 3 048 +159
−144 pc. C'est cette valeur qui est inscrite dans l'encadré de droite et qui est utilisée pour calculer la taille de l'amas. Cette distance est semblable aux autres distances calculées par d'autres méthode ou à la distance moyenne des valeurs indiquées sur Simbad, mais cette deuxième façon, bien que peu précise, est un peu plus précise que les autres.
La denière façon consiste à utiliser la moyenne des écarts positifs (160 pc) et des écarts négatifs (−144 pc) avec la valeur moyenne de la distance. On obtient 3 053 +160
−144 pc, soit à peu près la même valeur qu'avec la deuxième manière, mais avec des incertitudes plus grandes.
Étoile spéciale
Il n'y a qu'une seule étoile spéciale parmi les 12 étoiles. Il s'agit de Cl* NGC 146 SSS S2, une étoile Be[26].
