NGC 2099 aka M37

NGC 2099 M37 Jean-Brice GAYET

M37 aka NGC 2099, le 15 janvier 2018 entre 23H30 et 02H00 . Nerpio.

C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME

Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (sans PhotoShoping)

Poses unitaires de 150 secondes. 15L 8R 8B.

Astrométrie par PI :

Resolution ........ 0.387 arcsec/px

Field of view ..... 26' 15.3" x 26' 20.4"

M37 (NGC 2099 = GC 1295 = JH 369) est un amas ouvert de magnitude 5.6 (visible à l’œil nu) situé dans la constellation du Cocher. Il a été découvert indépendamment par l'astronome sicilien Giovanni Battista Hodierna en 1654 et par Charles Messier 10 ans plus tard.

 

Per Dreyer le décrit comme un "amas, riche, plus compact au centre, avec des étoiles petites et grandes ».

NGC 2099 M37 Jean-Brice GAYET

Amas de type de type II1r selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler (Astronome Suisse-américain ayant noté le premier que la luminosité des amas globulaires les plus distants était plus faible qu'escompté et que les étoiles apparaissaient plus rouges (phénomène d'extinction interstellaire, mis en évidence en 1930). Les amas globulaires ayant servi à estimer la taille de la Voie lactée, ce résultat conduisit à une réduction par rapport aux estimations précédentes de près de 40 %). Cet amas renferme en effet plus de 100 étoiles (lettre r), dont la concentration est moyenne (II) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle (le chiffre 1).  Cette classification est assez ancienne et de nombreux amas contiennent en réalité passablement plus d'étoiles que le nombre estimé par Trumpler.

 

M37 est situé à environ 1 383 pc (∼4 510 a.l.) du système solaire et les estimations récentes lui donnent un âge d'environ 500 millions d'années. La taille apparente de l'amas est de 15,0 minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance, donne une taille réelle maximale d'environ 19,7 années-lumière.

NGC 2099 M37 Jean-Brice GAYET

Sur les 300 études référencées où M37 apparaît, je n'ai lu que l’une des dernières. Il s’agit d’une étude spectroscopique visant à caractériser l’activité chromosphérique des étoiles de faible masse de l’amas, mesurée par leur émission en Hα. Honnêtement le texte est touffu. Mais intéressant car la relation "rotation - activité coronale" est considérée comme une approximation de la dynamo stellaire sous-jacente responsable de l'activité magnétique des étoiles de type "solaires" et tardif. Ce phénomène a été étudié en détail pour les étoiles partiellement convectives et plus récemment pour les étoiles convectives, censées fonctionner en "dynamo d’interface".

 

Par ailleurs, ça me permet d’introduire une notion de mécanique des fluides, le nombre de Rossby (Ro). En effet, les mesures de la pente de la loi de puissance de la relation entre le nombre de Rossby (rapport entre la période de rotation et le temps de rotation convectif) et la luminosité fractionnelle des rayons X sont importantes dans la compréhension de ces "dynamos magnétiques stellaires" des étoiles à convection totale ou partielle.

 

Je passerai sur le point de l’article où les auteurs expliquent qu'il est intéressant de chercher une relation entre l’âge, la rotation et l’activité (ARAR pour age–rotation–activity relation) des étoiles de faible masse puisqu'il est plus probable que des planètes ressemblant à la Terre soient découvertes dans les zones habitables d’étoiles "dispersées" anciennes et de faible masse, situées dans notre banlieue galactique proche. Or pour comprendre leur « environnement » en terme d’exposition aux rayonnements (que l’on pourrait aussi qualifier « d’irradiation »), il est nécessaire de disposer d'une ARAR robuste pouvant être appliqué à leur étoile « mère ». S’il est connu la dépendance de la période de rotation au flux de rayon X et à l'émission Hα, une mesure de ces deux paramètres pourrait être utilisée pour déterminer l’âge précis d’étoiles de champ isolée. En gros, déterminer leur « habitabilité potentielle » (les scientifiques sont d’éternels optimistes).

 

Le nombre de Rossby (qui tient son nom de Carl-Gustaf Rossby, un météorologiste suédois) est un nombre sans dimension. Il représente le rapport entre les forces d'inertie et les forces dues à la rotation qui caractérisent le mouvement d'un fluide dans un repère tournant.

 

On fait la différence entre un écoulement à fort nombre de Rossby ou à faible nombre de Rossby.

 

Appliqué à la géophysique, par exemple, si le nombre de Rossby est très supérieur à l'unité (=1), alors les forces de Coriolis sont négligeables devant l'inertie de l'écoulement (exemples : conduite d'eau, rivière, torrent). Dans le cas contraire d'un nombre de Rossby très inférieur à l'unité, les forces de Coriolis dominent le mouvement du fluide (exemples : circulation océanique globale, perturbation atmosphérique). On conçoit assez bien que les écoulements influencés par la rotation terrestre soient plutôt des écoulements se produisant à des échelles importantes.

 

Par ailleurs, il faut aussi prendre en considération que pour les étoiles de type tardif (de type spectral K, M, S ou C de la séquence principale), la vitesse de rotation et l'intensité du champ magnétique diminuent avec le temps. Cette diminution résulterait d'une boucle de rétroaction dans laquelle les vents enlèveraient du moment cinétique de l'étoile, freinant sa rotation et diminuant le cisaillement entre les zones radiative et convective internes, responsables de la génération du champ magnétique. Le champ magnétique plus faible résultant produisant alors des vents plus faibles, ceux-ci continueraient à faire ralentir l'étoile et à affaiblir davantage son champ magnétique, mais à un rythme moindre.

 

Cette relation entre l'âge, la période de rotation et l'activité magnétique d’une étoile a été modélisée de manière empirique à l'aide de données provenant de populations homogènes et contemporaines d'amas ouverts. Deux des traceurs d’activité stellaire couramment utilisés sont le flux de rayons X, qui provient de la couronne des étoiles de type tardif, et l’émission Hα qui trouve son origine dans la chromosphère. En raison de leurs mécanismes de réchauffement liés, il est attendu une corrélation entre les émissions de rayons X et de Hα dans les étoiles magnétiquement actives.

 

Pour en revenir à nos moutons, avec ses plus de 400 membres dont la période de rotation est connue et ses plus de 270 membres dont les mesures de flux du rayonnement X sont connues, M37 était le meilleur "laboratoire" pour évaluer ces modèles (il n’existe pas d’autres base de données observationnelles comparables pour une population stellaire de ce type d’âge et de cette taille au sein d'un amas plus ancien (autre que les Pléiades, âge estimé : 112 millions d'années)).

 

Or les auteurs de l’étude ont ainsi pu constater que 1) l'activité chromosphérique décroissait beaucoup plus lentement que l'activité coronale avec l’augmentation de Ro et 2) que le Ro de leur indicateur d’activité chromosphérique était plus petit que le Ro de leur indicateur d'activité coronal ce qu’ils ont interprété comme une preuve possible d’un "stripping coronal", probablement dû à la fois aux forces centrifuges et à un déséquilibre entre l’équilibre de pression magnétique et plasmatique.

 

Velu, ce papier, vraiment…

Sources :

 

Chromospheric and coronal activity in the 500 myr old open cluster m37 : evidence for coronal stripping ? A. Núñez, M. A. Agüeros, K. R. Covey  & Mercedes Lopez-Morales. The Astrophysical Journal, 834:176 (10pp), 2017 January 10.

Page créée le 23/01/2019