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M15 (amas globulaire)

amas globulaire de la constellation de Pégase
(Redirigé depuis NGC 7078)
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M15 (NGC 7078) est un amas globulaire situé dans la constellation de Pégase. M15 est à environ 33 925 a.l. (10,4 kpc) et à la même distance du centre de la Voie lactée[2].

M15
Image illustrative de l’article M15 (amas globulaire)
L'amas globulaire Messier 15 par le télescope spatial Hubble.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Pégase
Ascension droite (α) 21h 29m 58,38s[1]
Déclinaison (δ) 12° 10′ 00,6″ [1]
Magnitude apparente (V) 6,2 [2],[3] 6,3[4],[5]
3,0 dans la Bande B[5]
Dimensions apparentes (V) 18,0′[4],[3]

Localisation dans la constellation : Pégase

(Voir situation dans la constellation : Pégase)
Astrométrie
Vitesse radiale −106,5 ± 0,2 km/s [6]
Distance 10,944 ± 0,131 kpc (∼35 700 al)[7]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Amas globulaire
Classe IV[4],[8]
Galaxie hôte Voie lactée
Masse 1 190 000 M☉ [9]
Magnitude absolue -9,19[2]
Âge 12,93 G a [10]
Particularité(s) =
Découverte
Découvreur(s) Giovanni Domenico Maraldi[8]
Date [11],[8]
Désignation(s) NGC 7078
LEDA 2802701
2MASS J21295836+1210007[1]
GCL 120 [4]
Liste des amas globulaires
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Histoire

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L'astronome italien Giovanni Domenico Maraldi a découvert par hasard Messier 15 en cherchant la comète de Chéseaux le [12],[3]. Il nota qu'il avait trouvé une étoile nébuleuse assez brillante entre les étoiles Epsilon Pegasi et Beta Equulei[3].

Charles Messier retrouva l'amas dans la nuit du 3 au et il l'ajouta à son catalogue[11]. Il le décrivit comme une « nébuleuse ronde et sans étoiles, avec un centre brillant »[12]. Il ajouta qu'il ne distinguait aucune étoile dans un télescope grégorien à un grossissement de 104, peut-être parce que la nébuleuse était basse sur l'horizon[11].

D'autres astronomes ont ensuite observé cet amas, Jean Nicolas Fortin en et , Johann Elert Bode le , Johann Gottfried Koehler[11] et Joseph Lalande le [8]. Bode le décrivit comme une nouvelle étoile nébuleuse située entre Epsilon Pegasi et les étoiles Gamma-Delta à l'embouchure de la constellation du Petit Cheval[11].

C'est finalement William Herschel qui découvrit la nature de cette nébuleuse en en résolvant ses étoiles[3]. Il écrivit qu'il pouvait distinguer les étoiles de l'amas avec un télescope de 7 pieds[11]. Il observa ensuite l'amas à de nombreuses reprises. Son fils John Herschel observa l'amas à deux reprises les 12 et . Il nota que l'amas était très brillant, irrégulièrement rond et soudainement beaucoup plus brillant vers le centre. Il a inscrit l'amas à son catalogue sous la désignation GC 4670[11].

L'amas a aussi été observé par Charles Piazzi Smyth en . John Dreyer a décrit M15 en reprenant les termes de John Herschel. Il l'a inscrit dans son New General Catalogue sous la désignation NGC 7078[11].

Une photographie de l'amas a été réalisée par Heber Doust Curtis et elle a été publiée en 1918 dans le livre « Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector »[13],[11].

Observation

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La magnitude visuelle de 6,3 de M15 permet de l'observer aisément avec de petites jumelles sous la forme d'une tache laiteuse. Un télescope de 200 mm de diamètre permet de résoudre la périphérie de l'amas en étoiles, mais certainement pas le noyau. Avec des instruments de 350 mm ou plus, il est possible de repérer la nébuleuse planétaire Pease 1 (en), si l'on prend une photographie à longue pose.

Localisation de Messier 15 dans la constellation de Pégase, près de la frontière du Petit Cheval (données du logiciel Stellarium).
M15 en compagnie de deux étoiles.

Pour localiser M15, il faut prolonger la ligne joignant les étoiles Theta Pegasi et Epsilon Pegasi (Enif) vers le nord-ouest. M15 est à environ 4,1° au nord-ouest d'Enif.

Caractéristiques

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Classe

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La classe de concentration Shapley-Sawyer de M15 est IV[4],[8], ce qui signifie que l'amas présente une concentration intermédiaire assez riche.

Structure

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M15 est peut-être le plus dense des amas globulaires[3] sur les 157 connus (en [2]) de la Voie lactée. Le noyau de M15 est très dense à la suite d'un effondrement de cœur, phénomène assez courant dans l'évolution des amas globulaires, car au moins 21 des amas de notre galaxie renfermeraient un noyau effondré[3], dont M30 et M70. Le noyau est extrêmement petit par rapport à l'amas, soit seulement environ 0,14 minute d'arc. Le rayon de demi-masse de M15 est d'environ 10 années-lumière, ce qui signifie que la moitié de la masse de l'amas se trouve entre son centre et une sphère de 10 al. Beaucoup pensent que le centre de certains amas denses comme M15 pourrait contenir un ou plusieurs trous noirs[3],[14].

Vitesse, distance et taille

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Quatre valeurs de la vitesse radiale de M15 ont été rapportées dans de récentes publications ( et ) et sont indiquées sur la base de données Simbad: 15,65 ± 4,63 km/s[15], −106,5 ± 0,2 km/s[16], −106,50 km/s[17] et −106,76 ± 0,25 km/s[18]. Si l'on ne tient pas compte de la première valeur, William W. Harris indique une vitesse semblable, soit −107 ± 0,2 km/s[2].

Simbad indique deux valeurs de la distance : 10,360 16 kpc (∼33 800 al)[19] et environ 9,90 kpc (∼32 300 al)[16]. Selon Harris, M15 est à environ 10,4 kpc (∼33 900 al) du système solaire. Les auteurs d'une récente publication () ont effectué des mesures de la périodes de plusieurs étoiles variables afin de déterminer la distance de M15. Ils ont obtenue une valeur de 10.9440.131 kpc (∼35 700 al)[7].

Si on admet une distance de 10.9440.131 kpc (∼35 700 al)[7] et une taille apparente de 18'[4],[3], un calcul simple montre que sa taille réelle est de 187 ± 2 années-lumière.

Métallicité, masse et âge

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Boyles et Harris indique une valeur -2,37,[9],[2]. La base de données Simbad rapporte 15 valeurs de la métallicité comprises entre -2,10 et -2,58 pour une valeur moyenne et un écart-type de −2,316 ± 0,105. La métallicité indiquée par Forbes est -2,02[10]. Une métallicité comprise entre 2,421 (2,316 + 0,105) et 2,211 (2,316 - 0,105) signifie que la concentration en éléments lourds (plus lourd que l'hélium) de M15 est comprise entre 0,38% (10-2,421) et 0,62% (10-2,211) de celle du Soleil.

Après le Big Bang, l'Univers étant surtout composé d'hydrogène et d'hélium, la métallicité était pratiquement nulle. L'univers s'est progressivement enrichi en métaux (éléments plus lourds que l'hélium) grâce à la synthèse de ceux-ci dans le cœur des étoiles. La métallicité des amas du halo de la Voie lactée varie d'un centième (1%) à un dixième (10%) de la métallicité solaire, ce qui signifie que ces amas se décomposent en deux sous-groupes, les relativement jeunes et les vieux [20]. On peut donc considérer M15 comme vieux et pauvre en métaux[7]. Selon Forbes, M15 est âgé de 12,93 milliards d'années[10], l'un des amas les plus anciens connus.

Les étoiles de M15

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Étoiles variables

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Ce vieil amas abrite de nombreuses étoiles variables. Le site SEDS rapporte un total de 112 étoiles variables[3]. Ce nombre a été porté à 135 en par Bhardwaj et ses collègues, dont 129 étoiles variables de type RR Lyrae, quatre céphéides de population II (trois BL Herculis et une W Virginis) et une céphéide anormale (en) dans cet amas[7].

Nébuleuse planétaire

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M15 a aussi été le premier amas globulaire dans lequel a été découverte en une nébuleuse planétaire. Il s'agit de Pease 1 (en). C'est l'une des quatre nébuleuses planétaires identifiés à ce jour dans les amas globulaires de la Voie lactée[21]. En , on a découvert une possible deuxième nébuleuse près du centre de l'amas[22].

Pulsars

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M15 contient également un nombre considérable de pulsars, des étoiles à neutrons provenant de supernovas qui se sont produites dans l'amas lorsqu'il était jeune[3]. Neuf pulsars ont été découverts dans l'amas, de PSR M15A à PSR M15I, ce dernier localisé en [23].

Source rayon X

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Une première source X, 4U 2129+12, a été rapportée dans une publication de [24]. La contrepartie optique de cette source est l'étoile AC 211 du catalogue Aurière-Cordoni[25],[26]. Il s'agit d'une étoile variable qui est la source d'émission de rayonnement ultraviolet dont les propriétés sont consistantes avec d'une binaire X de masse intermédiaire ou faible[25].

Une deuxième binaire X a été découverte dans l'amas en . Il s'agit de 4U 2127+119, une binaire de faible masse. Cette seconde source avec une étoile bleue de magnitude 19 U située à 3,3" du centre de l'amas[27].

Galerie

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Notes et références

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  1. ↑ a b et c (en) « Results for object NGC 7078 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e et f (en) « CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS : THE DATABASE, Compiled by WWilliam E. Harris, McMaster University » (consulté le )
  3. ↑ a b c d e f g h i j et k (en) « Observatoire de Paris, Messier 15 (Observations and Descriptions) » (consulté le )
  4. ↑ a b c d e et f « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 7000 à 7099 », Site WEB du cours d'astronomie du Cégep de Valleyfield.
  5. ↑ a et b (en) « Messier 15 (Great Pegasus Cluster) - Globular Cluster in Pegasus », The Sky Live (consulté le )
  6. ↑ (en) « M 15 -- Globular ClusterCluster » (consulté le )
  7. ↑ a b c d et e Anupam Bhardwaj, Marina Rejkuba, G. C. Sloan, Marcella Marconi, Yang et Soung-Chul, « Optical and Near-infrared Pulsation Properties of RR Lyrae and Population II Cepheid Variables in the Messier 15 Globular Cluste », The Astrophysical Journal, vol. 922, no 1,‎ , p. 18 pages (DOI 10.3847/1538-4357/ac214d, Bibcode 2021ApJ...922...20B, lire en ligne [PDF])
  8. ↑ a b c d et e (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 7050 - 7099 » (consulté le ).
  9. ↑ a et b J. Boyles, D. R. Lorimer, P. J. Turk, R. Mnatsakanov, S. Lynch, S. M. Ransom, P. C. Freire et K. Belczynski, « YOUNG RADIO PULSARS IN GALACTIC GLOBULAR CLUSTERS », The Astrophysical Journal, vol. 742, no 1,‎ , p. 12 pages (DOI 10.1088/0004-637X/742/1/51, Bibcode 2011ApJ...742...51B, lire en ligne [PDF])
  10. ↑ a b et c Duncan A. Forbes et Terry Bridges, « Accreted versus in situ Milky Way globular clusters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 404, no 3,‎ , p. 1203-1214 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x, Bibcode 2010MNRAS.404.1203F, lire en ligne [PDF])
  11. ↑ a b c d e f g h et i « Observatoire de Paris, Messier 15 (Observations and Descriptions) » (consulté le )
  12. ↑ a et b « Hubert Reeves, Interview Astronomie/Écologie, Messier 15 amas globulaire », Astropolis.fr (consulté le )
  13. ↑ (en) H. D. Curtis, « Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector », Publications of Lick Observatory, vol. 13,‎ , p. 9-42 (Bibcode 1918PLicO..13....9C, lire en ligne)
  14. ↑ Chia-Hsuan Cheng et Ing-Guey Jiang, « Investigating dynamical properties of globular clusters through a family of lowered isothermal models », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 519, no 1,‎ , p. 445-449 (DOI 10.1093/mnras/stac3520, lire en ligne [PDF])
  15. ↑ Laura L. Watkins, Roeland P. van der Marel, Sangmo Tony Sohn et N. Wyn Evans, « Evidence for an Intermediate-mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions », The Astronomical Journal, vol. 873, no 2,‎ , p. 16 pages (DOI 10.3847/1538-4357/ab089f, lire en ligne [PDF])
  16. ↑ a et b H. Baumgardt et M. Hilker, « A catalogue of masses, structural parameters, and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters. », Monthly Notices of the Royal Astronomical Societ, vol. 478, no 2,‎ , p. 1520-1557 (DOI 10.1093/mnras/sty1057, lire en ligne [PDF])
  17. ↑ David M. Nataf, Rosemary F. G. Wyse, Ricardo P. Schiavon, Yuan-Sen Ting, Dante Minniti, Roger E Cohen, José G. Fernández-Trincado, Douglas Geisler, Christian Nitschelm et Peter M. Frinchaboy, « The Relationship between Globular Cluster Mass, Metallicity, and Light-element Abundance Variations », The Astronomical Journal, vol. 158, no 1,‎ , p. 39 pages (DOI 10.3847/1538-3881/ab1a27, lire en ligne [PDF])
  18. ↑ H. Baumgardt, M. Hilker, A. Sollima et A. Bellini, « Mean proper motions, space orbits and velocity dispersion profiles of Galactic globular clusters derived from Gaia DR2 data », Monthly Notices of the Royal Astronomical Societ, vol. 482, no 4,‎ , p. 5138-5155 (DOI 10.1093/mnras/sty2997, lire en ligne [PDF])
  19. ↑ Laura L. Watkins, Roeland P. van der Marel, Andrea Bellini et Jay Anderson, « Hubble Space Telescope Proper Motion (HSTPROMO) Catalogs of Galactic Globular Clusters. III. Dynamical Distances and Mass-to-Light Ratios », The Astrophysical Journal, vol. 812, no 2,‎ , p. 17 pages (DOI 10.1088/0004-637X/812/2/149, Bibcode 2015ApJ...812..149W, lire en ligne [PDF])
  20. ↑ « Université de Liège, Département d'Astrophysique, Géophysique et Océanographie » (consulté le )
  21. ↑ William V Dixon, « Evidence of Third Dredge-Up in Post-AGB Stars in Galactic Globular Clusters », En attente de publication,‎ (DOI 10.48550/arXiv.2311.04775, lire en ligne [PDF])
  22. ↑ A. W. Peterson, « Possible detection of a second planetary nebula in M15 at Hα », Astronomy and Astrophysics, vol. 53,‎ , p. 441-442 (Bibcode 1976A&A....53..441P, lire en ligne [PDF])
  23. ↑ Zhichen Pan, Lei Qian, Xiaoyun Ma et et al., « FAST Globular Cluster Pulsar Survey: Twenty-four Pulsars Discovered in 15 Globular Clusters », The Astrophysical Journal Letters, vol. 915, no 2,‎ , p. 8 pages (DOI 10.3847/2041-8213/ac0bbd, lire en ligne [PDF])
  24. ↑ W. Forman, C. Jones, L. Cominsky, P. Julien, S. Murray, G. Peters, H. Tananbaum et R. Giacconi, « The fourth Uhuru catalog of X-ray sources. », Astrophysical Journal, vol. 38,‎ , p. 357-412 (DOI 10.1086/190561, Bibcode 1978ApJS...38..357F, lire en ligne [PDF])
  25. ↑ a et b M. Auriere, O. Le Fevre et A. Terzan, « A possible optical counterpart for the M 15 globular cluster X-ray source », Astronomy and Astrophysics, vol. 138, no 2,‎ , p. 415-420 (Bibcode 1984A&A...138..415A, lire en ligne [html])
  26. ↑ P. Hertz, « An 8.5 hour X-ray period in the M15 X-ray source 4U 2129 + 12 », Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor, vol. 315,‎ , L119-L122 (Bibcode 1987ApJ...315L.119H, lire en ligne [html])
  27. ↑ Nicholas E. White et Angelini, « The Discovery of a Second Luminous Low-Mass X-Ray Binary in the Globular Cluster M15 », The Astrophysical Journal, vol. 561, no 1,‎ , L101-L105 (DOI 10.1086/324561, lire en ligne [PDF])

Voir aussi

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Articles connexes

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Liens externes

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