Bienvenue à Messier lundi! Aujourd'hui, nous continuons dans notre hommage à notre cher ami, Tammy Plotner, en regardant l'amas globulaire appelé Messier 75!
Au XVIIIe siècle, le célèbre astronome français Charles Messier a remarqué la présence de plusieurs «objets nébuleux» lors de l'observation du ciel nocturne. Prenant à l'origine ces objets pour des comètes, il a commencé à les cataloguer afin que d'autres ne commettent pas la même erreur. Aujourd'hui, la liste résultante (connue sous le nom de catalogue Messier) comprend plus de 100 objets et est l'un des catalogues les plus influents des objets de l'espace profond.
L'un de ces objets est Messier 75 (alias NGC 6864), un amas globulaire situé à environ 67 500 années-lumière de la Terre près de la constellation sud du Sagittaire. Cet objet est également à environ 14 700 années-lumière du Centre Galactique, et situé de l'autre côté par rapport à la Terre. En raison de sa distance et de son emplacement, cet objet est pratiquement impossible à voir des jumelles et difficile à résoudre avec de petits télescopes.
La description:
À une distance d'environ 67 500 années-lumière de la Terre, M75 est l'un des plus éloignés de tous les amas globulaires, positionné à 47 600 années-lumière au-delà du centre galactique de la Voie lactée. S'étendant sur 180 années-lumière, il brille avec la bougie de 180 000 soleils! Que fait-il là-bas? Qui sait… Peut-être générer de nouvelles étoiles variables - ou simplement écraser ses géantes rouges les unes dans les autres. Comme Tim Adams (et al) l'a dit dans une étude de 2004:
«Nous étudions un moyen d'expliquer la rareté apparente des étoiles géantes rouges dans les amas globulaires post-effondrement. Nous proposons que les collisions entre les géantes rouges et les systèmes binaires puissent conduire à la destruction d'une partie de la population de la géante rouge, soit en éliminant le noyau de la géante rouge, soit en formant un système d'enveloppe commun qui conduira à la dissipation de la enveloppe géante rouge. En traitant la géante rouge comme deux masses ponctuelles, une pour le noyau et une autre pour l'enveloppe (avec une loi de force appropriée pour tenir compte de la distribution de la masse), et les composants du système binaire également traités comme des masses ponctuelles, nous utilisons un code à quatre corps pour calculer les échelles de temps sur lesquelles les collisions se produiront. Nous effectuons ensuite une série de cycles d'hydrodynamique des particules lisses pour examiner les détails du transfert de masse au sein du système. De plus, nous montrons que les collisions entre des étoiles simples et des géantes rouges conduisent à la formation d'un système d'enveloppe commun qui détruira l'étoile géante rouge. Nous constatons que la collision à faible vitesse entre les systèmes binaires et les géantes rouges peut conduire à la destruction de jusqu'à 13% de la population de géants rouges. Cela pourrait aider à expliquer les gradients de couleur observés dans les amas globulaires PCC. Nous constatons également qu'il est possible que des systèmes binaires formés par les deux types de collision puissent éventuellement entrer en contact, produisant peut-être une population de variables cataclysmiques. »
Mais les étoiles rouges signifient vieilles, n'est-ce pas? Et si le M75 est loin - peut-être aussi vieux. Mais quel âge? Selon Geneviève Parmentier et Eva K. Grebel de l'Institut d'astronomie (dans une étude de 2005):
«Nous étudions quelle peut être l'origine de la distribution spatiale actuellement observée de la masse du système de globules globulaires Galactic Old Halo. Nous proposons que son profil de densité de masse radiale soit une relique de la distribution du matériau baryonique froid dans la protogalaxie. En supposant que celui-ci résulte du profil de l'ensemble de la protogalaxie moins la contribution de la matière noire (et une petite contribution du gaz chaud par lequel les nuages protoglobulaires étaient liés), nous montrons que les distributions de masse autour du centre galactique de ce froid gaz et du Vieux Halo sont d'accord de manière satisfaisante. Afin de démontrer notre hypothèse de manière encore plus concluante, nous simulons l'évolution dans le temps, jusqu'à 15 ans Gyr, d'un système d'amas globulaire putatif dont la distribution de masse initiale dans le halo galactique suit le profil du gaz protogalactique froid. Nous montrons qu'au-delà d'une distance galactocentrique d'ordre 2–3 kpc, la forme initiale d'un tel profil de densité de masse est préservée malgré la destruction complète de certains amas globulaires et l'évaporation partielle de certains autres. Ce résultat est presque indépendant du choix de la fonction de masse initiale pour les amas globulaires, qui est encore mal déterminé. La forme de ces profils de densité de masse du système de grappes évolué est également en accord avec le profil actuellement observé du système de grappe globulaire Old Halo, renforçant ainsi notre hypothèse. Notre résultat pourrait suggérer que l'aplatissement montré par le profil de densité de masse de Old Halo à de courtes distances du centre galactique est, au moins en partie, d'origine primordiale.
Histoire de l'observation:
Après sa découverte dans la nuit du 27 au 28 août 1780 par Pierre Mechain, cette faible boule d'étoiles fut scrupuleusement observée et cataloguée par Charles Messier le 5 octobre et ajoutée à son catalogue comme objet n ° 75 le 18 octobre 1780. Comme le notait Messier à l'époque:
«Nébuleuse sans étoile, entre le Sagittaire et la tête du Capricorne; vu par M. Mechain les 27 et 28 août 1780. M. Messier l'a cherché le 5 octobre suivant, et le 18 octobre, l'a comparé à l'étoile 4 Capricorne, de sixième grandeur, selon Flamsteed: il semblait à M Messier ne doit être composé que de très petites étoiles, contenant de la nébulosité: M. Mechain l'a rapporté comme une nébuleuse sans étoiles. Messier l'a vu le 5 octobre; mais la Lune étant au-dessus de l'horizon, et ce n'est que le 18 du même mois qu'il a pu juger de sa forme et déterminer sa position.
En 1799, Sir William Herschel y était - mais ne l'a pas résolu. "Il n'y a pas la moindre apparence de son composé d'étoiles, mais il ressemble à d'autres amas de ce genre, quand ils sont vus avec de faibles pouvoirs de pénétration et d'agrandissement", écrit-il.
Il faudra encore 11 ans à Herschel avant qu'il ne puisse distinguer des étoiles individuelles et prononcer dans ses notes privées: «C'est un amas globulaire». Vingt ans plus tard, son fils John disait: «Pas brillant; petit; rond; assez soudainement plus lumineux vers le milieu; 2 ′ de diamètre; marbré, mais pas résolu. Un objet insignifiant. "
Cependant, l'amiral Smyth a pensé que c'était un peu mieux. Comme il l'a écrit en voyant l'objet:
«Un amas globulaire dans l'espace entre le bras gauche du Sagittaire et la tête du Capricorne, et 7 degrés 1/2 degrés au sud-sud-ouest de Beta Capricorni. Il s'agit d'une masse blanche lucide parmi certaines étoiles à aperçu, dont une grande dans le champ de nf. Elle a été découverte par Pierre Mechain en 1780, qui la considérait comme une nébuleuse sans étoiles; mais Messier la considérait comme une masse de très petites étoiles, dont l'opinion, sur un objet au mieux plutôt faible, était audacieuse. En 1784, il fut résolu par le Newtonien de 20 pieds de William Herschel et, une fois jaugé, il reçut une profondeur du 734e ordre. Pas étonnant que cette miniature de 3 Messier soit pâle à regarder! »
Localisation de Messier 75:
Messier 75 est une prise difficile à jumelles en raison de sa petite taille et de sa faible luminosité, mais avec une astuce simple, vous pouvez l'attraper sous un ciel sombre un peu plus facilement que vous ne le pensez. Plutôt que de progresser dans l'ascension droite, essayez la déclinaison! En utilisant Theta Aquilae (l'étoile la plus au sud des ailes de l'aigle) comme guide, identifiez ensuite le brillant duo d'Alpha Capricornii. Tracez une ligne mentale entre les deux et pensez à cela comme un seul houblon.
Faites un autre saut à la même distance, en gardant votre chercheur ou vos jumelles alignés plein sud de Thêta et vous y serez! Bien qu'il soit de taille presque stellaire dans les jumelles, le M75 est très réalisable dans des conditions de ciel sombre et se présente comme un petit changement de contraste rond dans les petits télescopes. Les oscilloscopes à mi-ouverture détecteront une texture granuleuse et les télescopes plus grands commenceront la résolution. Parce qu'il s'agit d'un objet faible, il nécessite un ciel plus sombre et n'est pas bien adapté aux zones polluées par la lumière ou aux nuits au clair de lune.
Profitez de vos propres observations de cette lointaine boule d'étoiles…
Et voici les faits rapides sur ce groupe d'étoiles pour vous aider à démarrer:
Nom d'objet: Messier 75
Désignations alternatives: M75, NGC 6864
Type d'objet: Amas globulaire de classe I
Constellation: Sagittaire
Ascension droite: 20: 06.1 (h: m)
Déclinaison: -21: 55 (deg: m)
Distance: 67,5 (kly)
Luminosité visuelle: 8,5 (mag)
Dimension apparente: 6,8 (arc min)
Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur les objets Messier et les amas globulaires ici à Space Magazine. Voici l'introduction de Tammy Plotner aux objets Messier, M1 - La nébuleuse du crabe, Spotlight d'observation - Quoi qu'il soit arrivé à Messier 71?, Et les articles de David Dickison sur les marathons Messier 2013 et 2014.
N'oubliez pas de consulter notre catalogue Messier complet. Et pour plus d'informations, consultez la base de données SEDS Messier.
Sources:
- NASA - Messier 75
- Objets Messier - Messier 75
- Wikipédia - Messier 75
