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Omega Centauri

Amas globulaire- Centaure

Credit: P. Seitzer (U. Michigan)
Omega Centauri = NGC 5139 est, avec une magnitude de 4,17, l'amas globulaire le plus brillant que l'on puisse observer. Son éclat en fait un objet visible à l'oeil nu. Sa distance est estimée à environ 20 000 années-lumière. Son diamètre apparent est comparable à celui de la pleine lune. L'amas rassemble une dizaine de millions d'étoiles dans une volume d'une cinquantaine d'années-lumière de diamètre. Il partage avec M 3, dans les Chiens de Chasse, le record du nombre d'étoiles variables en son sein. Des travaux récents tendent à voir en Omega Cen non un véritable amas globulaire, mais la région centrale d'une galaxie satellite de la Voie lactée et dont les régions périphériques auraient été phagocytées par elle. 
Il était d'abord catalogué comme une étoile par Ptolémée, puis par Bayer qui lui a accolé l'étiquette w comme à une étoile ordinaire.
Découvert par Halley, cet amas, situé sur le bord de la Voie lactée, se présente à l'oeil nu sous la forme d'un objet rond, cométaire, d'éclat à peu près égal à celui d'une étoile de 4e grandeur, tandis que dans cette région les étoiles isolées les plus brillantes sont de 8e ou 9e grandeur.

Dans une lunette puissante il apparaît comme un globe de 40' de diamètre, où la lumière croît rapidement vers le centre, et formé d'innombrables étoiles de la 13e à la 15e grandeur.

Les photographies qu'en a prises Bailey à Arequipa permettent d'y compter plus de 6000 étoiles et le nombre total de celles qui le composent est certainement beaucoup plus grand; ainsi se trouve pleinement confirmée l'assertion de J. Herschel qui le désigne comme "le plus riche et le plus grand objet de cette espèce que renferme le Ciel"; il est d'ailleurs quelque peu elliptique.


Les variables dans les amas globulaires ont souvent retenu l'attention. Ces études ont été principalement faites dans w Centauri et M 5 (Serpent).
En ce qui concerne w Centauri, sur les 6000 étoiles qu'on a dénombrées dans les photographies, 3000 sont assez brillantes et assez bien séparées pour pouvoir servir d'étoiles de comparaison dans la découverte des variables (on ne considère comme telles que celles dont les variations d'éclat constatées sont supérieures à une demi-grandeur).
On a pu constater ainsi l'existence de 125 étoiles variables (soit un cinquantième du nombre total), et déterminer en outre les durées de période de 106 d'entre elles. La plus longue est de 475 jours et la plus courte de 6h 11 mn. 98 de ces étoiles ont une période moindre que 241, et pour trois d'entre elles elle est inférieure à 7h; des huit étoiles dont la période surpasse 24 h, deux l'ont comprise entre un et deux jours, deux entre deux et trois jours; viennent ensuite des périodes de quatre, quinze, cent cinquante et quatre cent soixante-quinze jours. En résumé, l'immense majorité de ces variables ont des périodes très courtes et même beaucoup plus courtes que la majeure partie, des variables due nous avons étudiées déjà; il semble même qu'on ne doive accepter qu'avec grandes réserves les quelques longues périodes signalées plus haut.
Un point digne de remarque est la régularité de leur période on en a suivi plusieurs pendant un millier de périodes, une même pendant plus de cinq mille, sans y constater aucune irrégularité [1] (Ch. André, 1900).
[1] II y a cependant une réserve à faire ici, car en raison de la durée de pose nécessaire pour obtenir l'image, les variations d'éclat de l'ordre de celles à constater peuvent bien n'y pas être discernables.
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