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Nébuleuses et amas stellaires

Les amas ouverts (III)

Hormis les régions HI et HII et les étoiles, la Voie Lactée comprend des sujets très jeunes, les amas ouverts, associations d'étoiles jeunes des classes O, B, A fierté de la Population I. Citons pour mémoire l'amas des Hyades de la constellation du Taureau, l'amas M44 "Praesepe" de la constellation du Cancer et l'amas M45 des Pléiades parmi les plus remarquables.

L'astrophysicien Dave Latham de l'Université d'Harvard, spécialisé dans la dynamique des étoiles binaires et des galaxies proches nous rappelle qu'il existe suffisamment de preuves aujourd'hui témoignant que les étoiles se forment dans le disque de la Voie Lactée bien que sa durée de vie soit un facteur contraignant[3]. Nous pouvons observer des amas ouverts de tout âge dans le disque, les uns à peine formés, les autres ayant 5 ou 10 milliards d'années et représentant les étoiles les plus brillantes de la Séquence principale qui ne sont pas encore totalement consumées. Mais les amas ouverts ne contenant que très peu d'étoiles vis-à-vis de leurs cousins globulaires, ils peuvent plus difficilement interagir et un doute subsiste sur leur phase terminale en regard de l'âge de la Voie Lactée.

Les amas ouverts, boîtes à bijoux du cosmos

Ci-dessus, deux splendeurs du ciel d'un diamètre apparent aussi vaste que la Lune : l'amas des Pléiades M45 entouré de nébuleuses de réflexion et la nébuleuse de la Rosette NGC 2237 sur laquelle se superpose l'amas ouvert NGC 2244 (c'est l'une des rares photos révélant la couleur de l'amas stellaire). Ci-dessous, le scintillant amas NGC 1818 et M103. Documents Chris Hetlage, Evangelos Souglakos, NASA/STScI/HST et KPNO.

Les amas ouverts ne contiennent que des étoiles, sans matière interstellaire (région HI). Seul le très bel et jeune amas des Pléiades s'entoure de nébulosités ionisées par les étoiles bleues proches qu'il a conservé depuis sa formation il y a 80 millions d'années. Ce magnifique amas situé à 390 a.l. dans la constellation du Taureau mérite quelques instants d'attention.

Le spectre des étoiles les plus brillantes des Pléiades est du type B6 à B8, ce sont des étoiles bleues. Toutes présentent une grande vitesse de rotation, oscillant entre 150 et 300 km/s à l'équateur, soit près de 6 fois supérieure à celle du Soleil[4].

En 1938, Otto Struve découvrit que l'étoile Pléione des Pléiades (28 Tauri) tournait si rapidement sur elle-même qu'elle rejetait une bulle d’hydrogène. Il est vraisemblable qu'un processus similaire a formé les nébuleuses de réflexion visibles tout autour de ce magnifique amas d'étoiles.

La compacticité de l’amas des Pléiades est un bon sujet pour tester l’acuité visuelle de chacun. La plupart d'entre nous distinguons 6 étoiles. En 1579, Maestlin recensa 11 étoiles et selon Kepler certains observateurs en notèrent 14. Depuis l'invention du télescope leur nombre n'a cessé de croître et en 1921 l'astronome Trumpler évalua ses membres à 246 étoiles. Mais on retrouve des étoiles appartenant à l'amas des Pléiades sur plus de 3°, si bien que son surnom est tout à fait approprié.

Ouverts mais globulaires

A gauche, ce magnifique amas ouvert, NGC 1850 est perdu dans le Grand Nuage de Magellan situé dans la constellation de la Dorade. Malgré son apparence extrêmement compacte il est classé parmi les amas ouverts en raison de la dynamique qui anime le groupe mais aussi en raison de la présence de nombreuses étoiles jeunes et bleues auxquelles s'ajoutent quelques étoiles rouges T Tauri. Les filaments bleus ont probablement été créés lors de l'explosion d'une supernova. Au centre et à droite, l'amas ouvert HD 97950 situé au coeur de la région HII NGC 3603 dans la nébuleuse de la Carène. Cet amas est dans un processus de transformation en amas globulaire. L'image du centre a été prise en lumière blanche, celle de droite en lumière blanche et en infrarouge et révèle les traces de soufre, d'hydrogène et de fer. Documents NASA/ESA/STScI, NASA-GRIN/ESA/STScI et NASA/ESA/STScI/AURA.

Les effets dynamiques qui se développent dans un amas ouverts sont tout différent de ceux d'un amas globulaire. La principale raison est liée à leurs positions respectives, les amas ouverts étant situés au sein même des galaxies. Les étoiles sont liées par la gravitation et chaque individu suit le mouvement général du groupe. Sur quelques centaines de millions d'années, l'aspect du groupe restera sensiblement identique. En étudiant leur mouvement propre nous pouvons localiser un point de convergence à quelques degrés de l'amas, mais il s'agit d'un effet de perspective car en réalité toutes les étoiles d'un amas ouvert voyagent de conserve, sur des trajectoires parallèles.

Tous les amas ouverts n'obéissent pas à cette loi. Il est facile de comprendre que des effets de perspective peuvent provoquer la superposition de plusieurs groupes d'étoiles indépendants. C'est ainsi que l'amas Praesepe, M44 situé dans le Cancer est constitué en réalité de 4 groupes d'étoiles distincts.

En 2017, une équipe internationale d'astronomes dirigée par Enrico Corsaro du CEA publia dans la revue Nature une étude sur l'astérosismologie consacrée aux oscillations d'étoiles géantes rouges des amas ouverts NGC 6791 situé à 13300 années-lumière dans la Lyre et NGC 6819 situé à 7900 années-lumière dans le Cygne, à 4°37' du précédent. Ces deux amas comptent parmi les plus vieux de la Voie Lactée : NGC 6791 est âgé de 8 milliards d'années et NGC 6819 de 2 milliards d'années.

L'analyse des données enregistrées poar le satellite Kepler de la NASA révèle que l'axe de rotation d'une cinquantaine d'étoiles présentent le même alignement. On en déduit que durant la phase protostellaire, le moment cinétique des nuages moléculaires, c'est-à-dire leur rotation, fut efficacement transférée aux étoiles massives. En effet, les étoiles peu massives ne présentent pas cette uniformité car au cours de leur formation les nuages protostellaires sont beaucoup plus agités et turbulents

Comment déterminer l'angle d'inclinaison d'une étoile ? Le diagramme de droite présente les variations d’amplitude d’un mode d’oscillation dipolaire (avec 3 composantes) en fonction de l’angle d’inclinaison de l’axe de rotation de l’étoile par rapport à l'observateur. Quand l’étoile est alignée avec la ligne de visé (0°), seule la composante centrale de l’oscillation est décelable. Observée à 90°, comme c’est le cas pour le Soleil vu depuis la Terre, seules les deux composantes de l’extrémité de l’oscillation sont observables. En mesurant les amplitudes relatives de ces trois composantes, il est possible de déduire l’angle d’inclinaison de l’étoile. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (GIF de 13 MB). Document Enrico Corsaro/CEA.

Si certaines associations stellaires sont vouées à se disperser, les amas ouverts densément peuplé ont toutes les chances de se transformer progressivement en amas globulaire en quelques centaines de millions d'années, à une époque où les étoiles massives auront disparu. C'est notamment le cas de l'amas ouvert HD 97950 situé au coeur de la région HII NGC 3603 dans la nébuleuse de la Carène (NGC 3372) et présenté ci-dessus au centre et à droite. D'abord catalogué comme une simple étoile dans le catalogue de Henry Draper, sa véritable nature est apparue dans les grands télescopes. Situé en pleine Voie Lactée, dans le bras du Sagittaire, c'est l'amas ouvert le plus important de la Galaxie. Mais situé dans une région où l'extinction interstellaire est très forte dans la ligne de visée, il dévoile toute sa splendeur en infrarouge.

Les amas globulaires

A l'opposé des amas ouverts nous trouvons des membres de la Population II, les amas globulaires, dont le plus connu dans l'hémisphère Nord, M13 dans la constellation d'Hercule se situe à 25000 années-lumière de la Terre.

D’aspect sphérique, sortes de globules flottant parmi les constellations, les étoiles constituants un amas globulaire sont en moyenne séparées les unes des autres de 0.5 année-lumière. Dans le coeur des plus denses[5] , la masse peut atteindre environ 100000 M/pc3, leur région centrale étant gouvernée par l'autogravitation.

Cette très forte densité de population incita les radioastronomes à envoyer vers M13 leur premier message aux extraterrestres dans le cadre du programme SETI, le message envoyé sous forme d'impulsions radioélectriques ayant plus de chances ici qu'ailleurs d'être capturé par une éventuelle civilisation vivant dans cet amas. La prouesse technique fut renouvelée une génération plus tard.

Logiciel à télécharger : GlobularClusters (simulateur)

A gauche, M13 qui brille à la magnitude apparente +5.8 dans la constellation d'Hercule photographié par Maurizio Cabbibo avec une lunette apochromatique Takahashi TOA de 130 mm f/7.7 avec lunette-guide et caméra CCD SBIG-STL-11000. Il s'agit d'un composite LRGB exposé 5 heures au total. La petite galaxie au-dessus à droite est NGC 6207 de magnitude 11.6. Entre cette galaxie et M13, on distingue également une petite galaxie spirale active, IC 4617 de magnitude 15.1. Au centre et à droite, deux images de l'amas globulaire atypique car plus proche de l'amas ouvert, NGC 6362 également appelé Tau Canis Majoris respectivement photographié par J.W. Inman (centre) avec un télescope amateur et par le Télescope Spatial Hubble (droite). Cet amas visible à l'oeil nu comme une étoile de magnitude 4.4 se situe à 25000 années-lumière. L'image prise par Hubble révèle de nombreuses étoiles bleues en périphérie de l'amas plutôt qu'au centre où la concentration des étoiles est la plus élevée. On suppose que leur présence inhabituelle si loin du centre est liée à des interactions stellaires ou à un transfert de matière dans des systèmes binaires. Ces processus auraient réchauffés ces étoiles, leur donnant une apparence bleutée et plus jeune que leurs voisines.

Les amas globulaires peuvent être représentés comme des systèmes sphériques à n corps. Ils ne contiennent virtuellement pas de poussières ni d'étoiles jeunes, à l'exception de NGC 6362 présenté ci-dessus et NGC 6101 qui contiendrait également de jeunes étoiles et surtout des centaines de trous noirs stellaires.

Le plus brillant des amas globulaires est Oméga Centaure, NGC 5139. Il brille dans l'hémisphère Sud comme une étoile un peu floue de magnitude 4.2, avec une coloration jaune verdâtre (classe spectrale F7). Situé à environ 17000 a.l., son diamètre apparent est voisin de celui de la pleine Lune ! En son centre, les étoiles sont 10000 fois plus rapprochées que dans la banlieue du Soleil avec une distance moyenne de 500 millions de kilomètres entre les étoiles.

A l'inverse des autres amas globulaires, Oméga Centaure continue à produire des étoiles extrêmement riches en hélium. Cette bizarrerie a conduit les astrophysiciens à l'étudier plus en détail.

Selon une étude publiée en 2008 par Eva Noyola de l'Université du Texas et ses collègues, Oméga Centaure ne serait pas un amas globulaire mais le résidu d'un noyau de galaxie dont les étoiles périphériques auraient été absorbées par la Voie Lactée. A l'appui de cette hypothèse, les étoiles composant Oméga Centaure présentent une métallicité très variable, l'amas présente une vitesse orbitale élevée et une forme aplatie, sans compter qu'il abrite un trou noir galactique d'une masse estimée à 40000 M.

Distribution des amas globulaires dans la Voie Lactée. Document adapté de Bruce MacEvoy.

Ainsi qu’en témoignent les 157 amas globulaires qui peuplent la Voie Lactée (inventaire 2010), ces amas stellaires se trouvent en dehors du plan de la Galaxie, dans une zone sphérique centrée sur le noyau dénommée le halo stellaire. Son rayon, corrigé de l'absorption interstellaire peut atteindre 260000 années-lumière mais certains amas se trouvent à 320000 années-lumière du noyau. Les plus proches se situent à quelques années-lumière du noyau et ont été enrichis en métaux par les étoiles du bulbe.

Ce halo fut mis en évidence dès 1918 par Harlow Shapley et nous retrouvons cette structure autour de la plupart des galaxies. Dans le cas de la Voie Lactée, la densité spatiale des étoiles du halo n'est pas régulière mais accuse une chute rapide en périphérie qui suit grosso-modo une loi en 1/r3.

Les amas globulaires sont distribués dans le halo en fonction de la gravité et ont été classé en trois rayons en fonction de leur distance au bulbe galactique :

- le rayon nucléaire (défini en fonction de leur vitesse et de leur densité)

- le rayon de demi-masse

- le rayon de marée.

Ils sont également distribués en fonction de leur type spectral qui est directement lié à la masse et à l'âge des étoiles qu'ils abritent. Ainsi, près de la moitié des amas globulaires sont de couleur jaune-orangée des classes G0-G5 et se trouvent près du bulbe tandis que les amas globulaires jaunâtres des classes F2-F6 et relativement plus jeunes et plus pauvres en métaux se situent en majorité en périphérie du halo stellaire et donc à l'écart du plan galactique.

A partir des lois de la mécanique céleste, les astronomes ont découvert que la quantité de matière contenue dans ce halo est équivalente à la  masse des étoiles de la Voie Lactée, mais plus des 4/5e de cette matière ne sont pas visibles et probablement constitués de matière et d'énergie sombres dont on ignore encore la nature.

Concernant les autres galaxies, on estime que le halo de la galaxie "Sombrero" M104 située dans la constellation de la Vierge contiendrait jusqu'à 10000 amas globulaires. M109 en contient au moins 270.

Quelques uns parmi les 509 amas globulaires recensés dans M31 par le CFHT sont accessibles aux amateurs. Leur magnitude oscille entre 13 et 15 et ils présentent presque tous un aspect stellaire. Les plus brillants ressemblent à une petite tache de quelques secondes d'arc (< 10"). Leur observation nécessite un télescope d'au moins 250 mm d'ouverture (ou 125 mm avec amplificateur d'image) et de très bonnes conditions atmosphériques.

Amas globulaires dans les galaxies extérieures

A gauche, le halo de la galaxie M104 contient environ 10000 amas globulaires, l'une des plus grandes concentrations connue. Presque chaque petit point de la périphérie est un amas globulaire ! A droite, Mayall2 (G1) l'amas globulaire le plus brillant visible dans la galaxie M31. Situé à 2.5° au SO du noyau de M31, il contient quelque 300000 étoiles. Il est accessible aux télescopes d'au moins 250 mm d'ouverture observant dans de très bonnes conditions. A première vue il ressemble à un système triple de magnitude 13.7. Avec un peu d'attention vous constaterez que l'étoile centrale est un peu floue et s'étend sur environ 10". Documents NASA/ESA/STScI et NASA/U.Columbia/Carnegie Observatories.

Les amas globulaires sont presque aussi vieux que les galaxies qu'ils entourent. Agés de plus de 10 milliards d'années, ils contiennent entre 100000 et 1 million d'étoiles généralement en fin d'évolution.

Dave Latham nous rappelle que cette hypothèse est soutenue par au moins trois arguments observationnels :

- Les amas globulaires sont dispersés tant au-dessus qu'en-dessous du plan de la Voie Lactée, et ont donc dû se former avant la condensation des gaz et des poussières qui formèrent le disque Galactique;

- Les éléments lourds que l'on a trouvé dans les atmosphères stellaires des amas globulaires sont déficients d'un facteur 10 à 100 comparés au Soleil, indiquant que les étoiles de ces amas ont appartenu à la première génération d'étoiles, formée avant même que les composés bruts n'aient été enrichis par la nucléosynthèse, précédent l'apparition des étoiles massives;

- Enfin, les étoiles massives se trouvant sur la Séquence principale des amas globulaires se sont toutes consumées, donnant à ces amas un âge d'au moins 12  milliards d'années.

Les amas globulaires renferment également des étoiles variables. M15 (NGC 7078) contient même une nébuleuse annulaire.

En 1988, les radioastronomes ont confirmé que les amas globulaires contenaient également des étoiles binaires et des pulsars, principalement M15 et 47 Tucana. Des pulsars millisecondes ont été découverts dans M28[6] et certains amas globulaires contiennent même des pulsars X, issus vraisemblablement de systèmes binaires dont l'un des membres a perdu son atmosphère au profit du pulsar. Ce transfert de masse finit par provoquer l'émission d'un rayonnement X pulsé.

L'amas globulaire M15, NGC 7078, avec à droite un gros plan sur son noyau. Situé à 30600 a.l. il présente un diamètre de 130 a.l. Il renferme des étoiles variables, une nébuleuse planétaire et quelques étoiles bleues et chaudes. Son noyau émet également un rayonnement X intense peut-être provoqué par l'interaction d'un trou noir avec des étoiles proches. Document NASA/ESA/STScI et NASA/UCO/Lick Obs./UC Santa Cruz.

Grâce aux simulations informatiques, des développements récents basés sur l’évolution des modèles de King-Michie suggèrent que la vie des amas globulaires n'est probablement pas aussi sereine qu'on l'imaginait jusqu'à présent. Les étoiles évoluant autour du noyau sur des orbites fortement excentriques, les orbites stellaires peuvent interagir et évoluer au cours du temps[7]. Tantôt à l'écart de l'amas, les étoiles se retrouveront quelques millions d'années plus tard très près du noyau.

On a estimé que sur une période d'un milliard d'années, les perturbations stellaires provoquaient une modification de la trajectoire des étoiles voisines de l'ordre de 90°. Il est de même apparu que la plupart des amas originellement compacts ont été désintégrés par ce mécanisme, dispersant les étoiles dans la halo de la Voie Lactée.

L'univers existant depuis environ 13.8 milliards d'années, la plupart des étoiles d'un amas globulaire sont parvenues à un état d'équilibre gravitationnel. Certaines étoiles ont été éjectées en dehors de l'amas tandis que les forces gravitationnelles qui se développent dans son noyau ont provoqué sa contraction. En quelques milliards d'années, il finit par s'effondrer provoquant ce que l'on appelle une "catastrophe gravothermique". A ce jour, 20 % des amas globulaires ont subi une telle contraction. Ce faible nombre pourrait s'expliquer par le transfert de l'énergie nécessaire à cet effondrement vers les systèmes binaires et les étoiles proches. Les couples se rapprocheraient un peu plus, sans entraîner d'effets particuliers, mais ils stopperaient la contraction des amas.

Enfin S.Tremaine et J.Ostriker[8] de l’Université de Princeton ont également suggéré à partir de mesures effectuées sur M31 que si les amas globulaires atteignaient une densité de 1010 M/pc3 à une distance inférieure à 0.02 pc (4000 UA) du noyau d’une galaxie, ils seraient attirés vers lui par la friction dynamique. Mais à l’heure actuelle aucun amas ne présente ces caractéristiques.

L'étude des interactions stellaires dans un amas globulaire nous rappelle une nouvelle fois, le rôle important de la gravitation dans la stabilité des systèmes multiples.

A gauche, l'amas globulaire M80, NGC 6093, de magnitude apparente +8 est situé dans la constellation du Scorpion à 28000 a.l. Il est âgé d'environ 12.5 milliards d'années et contient des centaines de milliers d'étoiles. Noter la présence d'étoiles jeunes et bleues au centre de l'amas, une catégorie d'étoiles que l'on rencontre rarement dans ce type d'amas. M80 vit l'explosion d'une nova en 1860. Cliquer sur l'image de droite pour lancer une animation (Mpeg de 2.8 MB) effectuant un zoom sur 47 Tucana (en bas de l'image, à gauche du LMC), passant progressivement de la lumière blanche au rayonnement X sur les dernières images. Documents NASA/STSCI/HST et Chandra.

Les Nuages de Magellan

Lors de sa course autour du monde en 1519, le navigateur Fernando Magellan découvrit, perdues parmi les étoiles de l'hémisphère Sud deux petites taches floues à la limite de la perception visuelle séparées l'une de l'autre d'environ 22°. Nous savons aujourd’hui qu’il s'agit de deux petites galaxies irrégulières satellites de la Voie Lactée situées à environ 180000 a.l. du noyau.

Le Grand Nuage de Magellan (LMC en anglais) s'étend sur plus de 10° (mais environ 5° à l'oeil nu) et contient quelque 20 milliards d'étoiles géantes, pour la plupart jeunes et chaudes des classes O et B.

Pratiquement tous les objets de notre Galaxie sont représentés dans les nuages de Magellan. Le Grand Nuage de Magellan contient environ 2000 étoiles variables, plus de 400 nébuleuses brillantes dont la célèbre nébuleuse de la Tarentule (NGC 2070) qui vit l'explosion de la supernova de Sanduleak en 1987. Il contient 65 nébuleuses annulaires, d'innombrables amas ouverts et globulaires, un pulsar ainsi que des régions de matière obscure. Au total on a recensé près de 900 objets et les découvertes se succèdent.

Ainsi en 1996 des astronomes participant au projet OGLE de l'Université de Princeton et observant à Las Campanas au Chili ont découvert dans le Grand Nuage de Magellan une première confirmation de l'existence des MACHO, ces objets sombres qui peuplent les galaxies et qui pourraient participer à la matière sombre de l'univers. Ce thème qui fait encore couler beaucoup d'encre sera développé dans le dossier consacré à la cosmologie.

Quelle est la morphologie du Grand Nuage de Magellan ? En 1955, Gérard de Vaucouleurs de l'Université d'Austin dressa une carte photométrique du Grand Nuage de Magellan. Celle-ci révéla la présence d'un noyau pratiquement circulaire à partir duquel s'étendait plusieurs petits bras spiraux. Depuis, le Grand Nuage de Magellan est classé parmi les galaxies spirales barrées, SBm. Comme on le voit ci-dessous, son compagnon, le Petit Nuage de Magellan est plus discret et plus diffus. Sa forme contraste fortement avec l'amas globulaire 47 Tucana situé à quelques degrés de distance.

Ci-dessus à gauche, le Grand Nuage de Magellan brille à la magnitude 0.1. Remarquer les nombreuses régions HII dont la nébuleuse de la Tarentule à droite du centre (en rose). A droite, le Petit Nuage de Magellan de magnitude 2.3 et l'amas globulaire très compact 47 Tucana, NGC 104 à sa droite. Ci-dessous, les queues de marée observées à 21 cm qui s'étendent à partir des Nuages de Magellan vers la Voie Lactée. Voici leur extension sur la voûte céleste. Documents Stephane Guisard, Stanislav Volskiy et SCIRO.

Les deux galaxies sont reliées entre elles ainsi qu'à la Voie Lactée par deux queues de marée formant des ponts diffus de matière contenant des régions HI et une population jeune d'étoiles bleues[9]. La Voie Lactée et les deux Nuages de Magellan forment ainsi un système multiple en interactions dont les effets gravifiques réciproques modifient insensiblement mais constamment l'évolution. Cette configuration n'est pas exceptionnelle et nous trouvons d'autres exemples de ce type dans le ciel, comme la galaxie d'Andromède M31 ou celle des Chiens de Chasse M51 qui s'entoure également de galaxies satellites.

Les Nuages de Magellan ne sont pas les seules galaxies satellites de la Voie Lactée, il s'agit seulement des plus brillantes. Nous verrons à propos des découvertes récentes que la Voie Lactée s'entoure de pas moins de 27 galaxies satellites dont 9 furent découvertes en 2015.

A discuter de galaxies et nous situant à présent en lisière de l'espace profond, profitons-en pour nous éloigner de la Voie Lactée et partir à la découverte des autres galaxies et des entités plus étranges encore qui peuplent l'univers.

Pour plus d'informations

Le milieu interstellaire (sur ce site)

Les cirrus et les nébuleuses du flux intégré (IFN), sur ce site

Etoiles et matière interstellaire, James Lequeux, Agnès Acker et al., Ellipses Marketing, 2009

A la découverte des galaxies, Alessandro Boselli, Ellipses Marketing, 2007

Le milieu interstellaire, James Lequeux et Edith Falgaron, EDP Sciences, 2002

Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium, Bruce Draine, Princeton University Press, 2011

Interstellar Matters, Gerrit L. Verschuur, Springer-Verlag, 1988/2003

Herschell Museum of Astronomy

Catalogue NGC/IC (fichier .xls d'environ 14600 objets)

Catalogue NGC, John Dreyer,1888

Wolfgang's Steinicke's database (NGC/IC révision 2000)

Steve Gottlieb (notes sur les objets NGC)

Le catalogue NGC interactif en ligne, SEDS

Catalogues de William Herschel (Royal Society) :

Catalogue de Mille Nouvelles Nébuleuses et Amas d'Etoiles, 1786

Catalogue de deux Milles Nouvelles Nébuleuses et Amas d'Etoiles, 1789

Catalogue de 500 Nouvelles Nébuleuses, Etoiles Nébuleuses, Nébuleuses Planétaires et Amas d'Etoiles, 1803

Catalogue de Nébuleuses et d'Amas d'Etoiles, 1863.

A consulter :

La Voie Lactée - Au-delà de la Voie Lactée

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[3] R.Mathieu et T.Mazeh, Astrophysical Journal, 326, 1988, p256.

[4] La vitesse équatoriale du Soleil est de 48 km/s. Il fait une rotation sur lui-même en 25 jours environ.

[5] C.Peterson et I.King, Astronomical Journal, 80, 1975, p427.

[6] A.Lyne et al., Nature, 328, 1987, p399.

[7] J.Zahn, Annales d'Astrophysique, 29, 1966, p313 - J.Zahn, Astronomy and Astrophysics, 57, 1966, p383 - J.Zahn et L.Bouchet, Astronomy and Astrophysics, 223, 1989, p112.

[8] S.Tremaine et J.Ostriker, Astrophysical Journal, 196, 1975, p407.

[9] M.Mathewson et al., IAU Symposium 108, 1984, p125 - W.Kunkel et al., Nature, 318, 1985, p160.


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