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NGC 188

amas ouvert dans la constellation de Céphée

NGC 188 (Caldwell 1) est un amas ouvert situé dans la constellation de Céphée à une distance d'environ 1 850 ± 12 pc (∼6 030 al)[5]. Il a été découvert par l'astronome britannique John Herschel en 1831[2]. Parce qu'il est rapproché du Pôle nord céleste, certain, comme Stellarium, le nomme aussi amas Polarissima[7].

NGC 188
Image illustrative de l’article NGC 188
L'amas ouvert NGC 188 par le relevé Pan-STARRS.
Données d’observation
(Époque J2000)
Constellation Céphée[1],[2]
Ascension droite (α) 00h 47m 27,527 0s[3]
Déclinaison (δ) 85° 16′ 10,739″ [3]
Magnitude apparente (V) 8,1[1],[4]
8,9113,9 dans la bande B(445 nm
Dimensions apparentes (V) 15,0 ′[1]17,7' × 17,7'[4]

Localisation dans la constellation : Céphée

(Voir situation dans la constellation : Céphée)
Astrométrie
Distance 1 850 ± 12 pc (∼6 030 al)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Amas ouvert
Classe II2r[1],[2]
Dimensions 28,1 ± 1,9 al
Âge 6,41 ± 0,33 Ga[5] a
Découverte
Découvreur(s) John Herschel[2]
Désignation(s) OCL 309[1]

Cl Melotte 2
C 0039+850
[KPS2012] MWSC 0074[6] Caldwell 1
Liste des amas ouverts
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Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, NGC 188 renferme est riche en étoiles, (plus de 100 étoiles lettre r), dont la concentration est moyenne (II) et dont les magnitudes se répartissent sur un intervalle moyen (le chiffre 2). Cette classification date d'avant les années , car Trumpler est mort en . C'était donc bien avant les relevés astrométriques du satellite Gaia. En réalité, les amas renferment souvent passablement plus d'étoiles.

D'ailleurs, la base de données Simbad indique que 848 étoiles[8] ont une probabilité égale ou supérieure à 90% d'appartenir à l'amas[9]. Mais, comme nous le verrons à la section « Étoiles », plus d'une centaine d'entre elles ont des caractéristiques astrométriques (distance, mouvement propre et même les deux) qui montrent qu'elles n'en font pas partie[10].

Observation

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NGC 188 est à environ 1,1° de 2 UMi, une étoile de la constellation de Céphée et à quelque 31,8' de HIP 3006.

En raison de sa magnitude égale à 8,1, NGC 188 peut être observé avec des jumelles dont le diamètre est compris entre 40 et 50 mm ou avec un petit télescope[4].

Caractéristiques

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Selon la publication la plus récente concernant cet amas, il est âgé de 6,41 ± 0,33 Ga[5], un peu plus âgé que le Soleil qu'on estime à 4,57 Ga. NGC 188 est l'un des plus vieux amas observés à ce jour[11]. La distance qui nous sépare de l'amas est de 1 850 ± 12 pc (∼6 030 al)[5]. Sa taille minimale est de 26,2 al, si l'on choisit sa plus petite dimension apparente (15,0 ′[1]) et sa plus petite distance (1 850 - 12 pc)[a]. De même, sa taille maximale est obtenue en utilisant la plus grande distance et la plus grande dimension apparente. Cela donne 30,0 al[b]. De ces deux nombres, on peut écrire que la taille de l'amas est de 28,1 ± 1,9 al.

La base de données Simbad indique également plusieurs caractéristiques de cet amas.

Vitesse

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Douze valeurs de la vitesse apparaissent sur Simbad, soit :

  • −42,083 ± 0,504 km/s[12]
  • −41,774 ± 0,131 km/s[13]
  • −41,64 ± 0,56 km/s[14]
  • −42,03 ± 0,05 km/s[15]
  • −41,96 ± 0,33 km/s[16]
  • −45,00 ± 2,13 km/s[17]
  • −41,602 ± 0,576 km/s[18]
  • −41,4 ± 1,1 km/s[19]
  • −41,82 ± 0,15 km/s[20]
  • −41,70 ± 0,19 km/s[21]
  • −41,86 ± 0,13 km/s[22]

La moyenne et l'écart type de ces douze vitesses sont −42,06 ± 0,95 km/s.

Distance

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Huit distances sont indiquées sur Simbad, soit :

La moyenne et l'écart type de ces huit distances sont 1 890 ± 222 pc (∼6 160 al)

Une autre façon de calculer la distance de NGC 188 consiste à utiliser les sept valeurs de la parallaxe moyenne des étoiles de l'amas indiquée par Simbad. Ces valeurs sont :

  • 0,556 ± 0,031 mas[12]
  • 0,537 27 ± 0,021 4 mas[13]
  • 0,509 ± 0,050 mas[24]
  • 0,507 ± 0,046 mas[29]
  • 0,507 ± 0,002 mas[30]
  • 0,507 ± 0,046 mas[31]
  • 0,505 3 ± 0,001 1 mas[22]

La moyenne de ces valeurs est de 0,518 367 ± 0,028 214 mas, où l'incertitude est égale à la moyenne des incertitudes des valeurs. Cette valeur du parallaxe moyen équivaut à une distance de 1 929 +111
−100 pc[c].

Mouvement propre

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Simbad indique 13 couples du mouvement propre en ascension droite et en déclinaison dont 12 sont très semblables. Le 13e est passablement différent et imprécis. Les douze couples en ascension droite et en déclinaison sont respectivement :

  • −2,322 ± 0,099 mas et −1,020 ± 0,120 mas[12]
  • −2,369 ± 0,077 mas et −1,035 ± 0,103 mas[13]
  • −2,303 ± 0,182 mas et −0,953 ± 0,167 mas[24]
  • −2,32 ± 0,54 mas et −0,94 ± 0,52 mas[16]
  • −2,323 ± 0,091 mas et −1,019 ± 0,112 mas[25]
  • −2,302 ± 0,184 mas et −0,995 ± 0,172 mas[18]
  • −2,307 ± 0,139 mas et −0,960 ± 0,146 mas[29]
  • −2,307 ± 0,006 mas et −0,960 ± 0,006 mas[30]
  • −2,31 ± 0,19 mas et −0,960 ± 0,16 mas[32]
  • −2,307 ± 0,139 mas et −0,960 ± 0,146 mas[31]
  • −2,308 ± 0,003 mas et −0,956 ± 0,003 mas[22]
  • −3,00 ± 1,83 mas et −0,37 ± 0,10 mas[33]

La moyenne de ces valeurs en ascension droite est de −2,373 17 ± 0,290 00 mas où l'incertitude est égale à la moyenne des incertitudes des valeurs. La moyenne en déclinaison est de −0,927 33 ± 0,178 30 mas où l'incertitude est l'écart type des valeurs.

L'autre couple est +0,554 ± 0,257 mas et −1,476 ± 0,247 mas[17]

Métallicité

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Article détaillé : Population stellaire.

Simbad indique 15 valeurs de la métallicité, soit :

La moyenne et l'écart type de ces valeurs sont 0,099 9 ± 0,075 7. Cela signifie que le le pourcentage d'éléments lourds (plus lourd que l'hydrogène et l'hélium) de cet amas se situe entre 150% (10(0,0999+0,0757) en pourcentage) et 106% (10(0,0999-0,0757)) de celui du 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. On peut conclure d'après la métallicité des étoiles de NGC 188 qu'elles sont en moyenne plus âgées que le Soleil, ce que confirme d'ailleurs Yakut et ses collègues[5].

Les étoiles de NGC 188

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On peut aussi accéder aux propriétés de certaines étoiles situées dans les environs de NGC 188 en utilisant la base de données Simbad et en cliquant sur le bouton children. NGC 188 renferme 5740 children et 10 000 liens bibliographiques. Plusieurs étoiles apparaissent à plusieurs reprises, ce qui explique le nombre de liens supérieurs au nombre d'étoiles. En cliquant sur la désignation de l'étoile, on atteint la page de Simbad qui résume ses propriétés. De plus, le tableau obtenu en se restreignant aux étoiles qui ont une probabilité égale ou supérieur à 90 % d'appartenir à l'amas, on obtient un tableau de 848 entrées[9]. Mais parmi ces entrées, il y a en a manifestement 133 qui n'appartiennent sans doute pas à l'amas. Citons par exemple les étoiles Cl* NGC 188 SMV 3261[43], NGC 188 1018[44], Cl* NGC 188 DGV 1090[45], NGC 188 2139[46] et NGC 188 3037[47] dont on ne connait pas la parallaxe et donc la distance qui nous en sépare. De plus, la plupart de ces 133 étoiles présentent des caractéristiques astrométriques très différentes des autres étoiles de l'amas. Par exemple, les parallaxes de Cl* NGC 188 PKM 8038[48] et de Cl* NGC 188 PKM 593[49] sont respectivement égales à 0,352 5 ± 0,284 7 mas et 0,169 0 ± 0,235 3 mas ce qui équivaut à des distances de 2 837 +12 133
−1 270 pc et 5 917 +5 917
−3 444 pc et on leur attribue une probabilité de 100% d'appartenir à l'amas!

En ne conservant que les étoiles que les (848 - 133) = 715 étoiles restantes on peut déduire les principales propriétés de l'amas.

Distance

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Il y a trois façons de calculer la distance de l'amas à partir du tableau des 715 étoiles. Le plus simple consiste à calculer la distance de chaque étoile à partir de sa parallaxe. La moyenne des distances donnent 1 919 ± 235 Mpc (∼6,26 milliards d'al) où l'incertitude est l'écart type de l’échantillon.

La deuxième façon consiste à utiliser la parallaxe moyenne des 715 étoiles, soit 0,527 9 ± 0,059 6 mas, ce qui correspond à une distance de 1 894 +241
−192 pc[d]

La troisième façon consiste à utiliser la moyenne des écarts positifs et négatifs du tableau avec la distance moyenne. Cela donne 1 919 +165
−137 pc.

Toutes ces valeurs sont semblables à celle préconisée par Yakut et ses collègues, mais elles sont moins précises.

Vitesse

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La valeur de la vitesse radiale de 483 étoiles est indiquées. On obtient une valeur de −42,16 ± 6,05 km/s où l'incertitude est l'écart type des 483 valeurs[50]. Cette valeur est très près de celle obtenue précédemment, mais moins précise.

Mouvement propre

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Le tableau des 715 étoiles indique des valeurs de −2,298 8 ± 0,307 4 mas et de −1,022 ± 0,428 mas pour le mouvement propre en ascension droite et en déclinaison, deux valeurs égales à l'intérieur des incertitudes égales à celles vues précédemment.

Les étoiles spéciales

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Selon Simbad, NGC 188 renferme un nombre très impressionnant d'étoiles spéciales, 105 binaire spectroscopiques, 14 géante rouge, quatre étoiles sur la branche horizontale, un stade suivant celui des géantes rouges, six binaires à éclipses, six variables de type BY Draconis et un nombre impressionnant de 19 traînardes bleues[51]

Notes et références

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Notes

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  1. ↑ dmin=(15/60)°*(2π/180)rad/°*(1850-12)pc*3,2616al/pc=26,16 al.
  2. ↑ dmin=(17/60)°*(2π/180)rad/°*(1850+12)pc*3,2616al/pc=30,03 al.
  3. ↑ d=1000/0,518367 = 1929 pc ; dmax = 1000/(0,518367 - 0,028214) = 2040 pc ; dmin = 1000/(0,518367 + 0,028214) = 1830 pc, d'où 1 929 +111
    −100     pc.
  4. ↑ d=1000/0,52785 = 1894 pc ; dmax = 1000/(0,52785 - 0,05958) = 2136 pc ; dmin = 1000/(0,52785 + 0,05958) = 1702 pc, d'où 1 894 +241
    −192     pc.

Références

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Voir aussi

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Articles connexes

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