Le Sagittaire

Découverte

Excursion

Kaus Australis, l'étoile la plus brillante de la constellation, est une étoile bleue de magnitude apparente 1,79, 320 fois plus lumineuse que le Soleil (magnitude absolue : -1,44), éloignée de 140 années-lumière. Elle possède une compagnon de magnitude 14,30 à 36".

Kaus Medius, dont la magnitude apparente est 2,72 et la magnitude absolue -2,14 (600 fois le Soleil), est une géante rouge de type spectral K0. Elle possède 4 composantes. Le deuxième élément est de magnitude 13 et se situe à 58" d'écart. Distance 300 années-lumière.

Kaus Borealis, de même type spectral que la précédente, est de magnitude apparente 2,82 et de magnitude absolue 0,95 (35 fois la luminosité du Soleil). Sa distance a été évaluée par le satellite astrométrique Hipparcos à 78 années-lumière.

Nunki est une étoile bleue de la séquence principale de magnitude apparente 2,05, éloignée de 220 années-lumière. Magnitude absolue : -2,14 (l'équivalent de la luminosité de 600 soleils). Un second élément, de magnitude apparente 9,50, est observable à 5' d'écart.

Nash est une géante rouge de magnitude apparente 2,98, éloignée de 96 années-lumière. Sa magnitude absolue de 0,63 correspond à celle d'un astre 50 fois plus lumineux que le Soleil.

Albadah est une supergéante de type spectral F2. Sa magnitude apparente est de 2,88 et sa distance de 500 années-lumière. Magnitude absolue : -2,77, soit la luminosité d'un millier de soleils. On lui connaît trois composantes.

Ain al-Rami est une sous-géante de même type spectral que notre Soleil (G5). Eloignée de 110 années-lumière, elle nous apparaît avec une magnitude de 5,0. Trois composantes sont répertoriées. La deuxième, écartée de 2" de la première est de magnitude 10,80.

Terebellum est une géante rouge de type M3, éloignée de 116 années-lumière et nous apparaissant avec une magnitude de 4,60.

Ascella est une étoile de la séquence principale, de type spectral A2. Sa magnitude apparente est de 2,6, et sa distance de 88 années-lumière. Magnitude absolue de 0,42 (60 fois l'éclat du soleil). C'est une étoile triple. La deuxième composante est de magnitude apparente 3.

Alrami, bien qu'étiquettée Alpha dans la nomenclature de Bayer et 100 fois plus lumineuse que le Soleil, nous apparaît comme une étoile bien discrète de la constellation, avec une magnitude de 4,10. Il s'agit d'une sous-géante de type B8 éloignée de 250 années-lumière. 

Arkab Prior est une étoile binaire. La première composante, une sous-géante bleue, est de magnitude 4,30. la seconde composante, écartée de 28", est de magnitude 7,60.

Arkab Posterior est une géante de type spectral F0. Eloignée de 110 années-lumière, elle nous apparaît avec la magnitude 4,50.

Eta Sagittarii est une étoile de magnitude apparente 3,1 et de magnitude absolue -0,2 (l'équivalent de l'éclat de 100 soleils). Distance : 150 années-lumière.

Phi Sagittarii est distante de 230 années-lumière. Elle nous apparaît avec une magnitude absolue de 3,17, mais brille comme 200 soleils (magnitude absolue : -1,08).

Tau Sagittarii est une étoile 50 fois plus lumineuse que le Soleil (magnitude absolue : 0,48. Eloignée de 120 années-lumière, elle nous apparaît avec une magnitude de 3,32.

Exploration

W Sagittarii est également une Céphéide. Sa magnitude oscille entre 4,30 et 5,10 dans l'espace de 7 jours 14 heures. Cette étoile possède trois autres composantes.

Cette constellation, que traverse la Voie lactée, renferme au moins neuf amas globulaires dont quatre ont été découverts par Messier, quatre par W. Herschel et un par Dunlop; ils sont tous formés de petites étoiles comprises entre la 14e et la 15e magnitude.

Gould a fait la triangulation photographique de la région céleste voisine de M 22 : la portion ainsi mesurée couvre un espace de 11,5 mn en ascension droite et de 3° en déclinaison autour du point déterminé par 18 h 10mn d'ascension droite et -18°3' de déclinaison, et le catalogue obtenu contient 776 étoiles entre la 6e et la 10,5e magnitude.

Les amas ouverts 18 et 24 de Messier compris dans ces limites n'apparaissent sur les plaques photographiques de Gould [1] que comme de faibles condensations (Ch. André, 1900).

[1] Gould, Great cluster in Sagittarius (Cordoba photographs, p. 482 et suiv.).

La Nébuleuse de la Lagune = M 8 *** correspond à un très bel ensemble nébulaire d'une soixante d'années lumière de diamètre, situé à 4500 années-lumière. La nébuleuse est illuminée par un amas de très jeunes étoiles chaudes (NGC 6530, dont l'âge est estimé à moins d'un million d'années), en particulier deux de ces étoiles bleues, visibles à l'oeil nu, 7 et 9 Sgr. L'existence au sein de la nébuleuse d'étoiles en formation du type T Tauri (Taureau), qui sont sujettes à des éruptions violentes, est la cause de variations d'éclat que l'on peut y observer. Par ailleurs, plusieurs bandes sombres de poussières se détachent sur le fond brillant de la nébuleuse. Elles constituent de puissants radiateurs infrarouges. On a affaire ici à un site de formation stellaire. De nouvelles étoiles se forment actuellement dans la partie ouest de ce complexe.
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M 8. Source : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2004.

Région centrale de M 8, vue par le télescope spatial Hubble. Des nuées
sombres riches en poussières et en gaz moléculaire se détachent 
sur la nébuleuse ionisée. (c) NASA/ESA.

La Nébuleuse Trifide = M 20 *** se situe dans la même région que M 8. Il s'agit d' un amas ouvert associé à un ensemble de nuages brillants et sombres de magnitude globale 6,30. la partie brillante correspond à l'illumination (par ionisation) d'un nuage de gaz par un petit amas d'étoiles très chaudes. La disposition particulière de trois bandes de poussières sombres se détachant sur le fond brillant expliquent le nom donné à cet objet si souvent photographié. Les photos révèlement également une composante bleue, qui est une nébuleuse par réflexion, indépendante du reste de la nébulosité. Distance : 9000 années-lumière.
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La nébuleuse Trifide (M 20). Crédit & Copyright : Todd Boroson, AURA, NOAO, NSF

Les images de M 20 obtenues par le télescope spatial Hubble révèlent de nombreux détails de la nébuleuse, liés à la présence de très jeunes étoiles massives, qui exercent une forte influence sur leur environnement. Le rayonnement ultraviolet de ces étoiles est en particulier responsable de l'érosion des nuages de gaz et de poussières et de la mise à nu de certaines structures, telles que des problyds (disques protoplanétaires). On peut également constater la présence d'un long jet (objet de Herbig-Haro, étiqueté HH-399), qui correspond à une éjection de matière à partir d'une étoile de masse moyenne en formation. 

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Détails des régions centrales de M20. 
Crédit : NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (AURA/STScI)  / F. Yusef-Zadeh (Northwestern Univ.).

On pourra également noter la présence, à la bordure nettement dessinée d'une concentration poussiéreuse, une structure filamenteuse bleutée, qui correspond à une émanation d'oxygène en cours de dispersion dans l'espace. 
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Autres détails du centre de M20. Crédit : J. Hester (Arizona St. U) et al., WFPC2, HST, NASA

D'autres éléments ont encore pu être mis en évidence, telles que des colonnes de gaz et de poussières analogues à celles de M16 (Serpent) y sont observables. Il s'agit de sites de formation stellaire dont la périphérie ici encore est érodée par le rayonnement très énérgétique des étoiles massives proches. Il y a encore dans la nébuleuse, au total, assez de matière pour fabriquer 1500 étoiles comme le Soleil.

La Nébuleuse Omega = M 17 *** est située à cheval sur la ligne de démarcation entre le Sagittaire et le Serpent. Sa lumière provient de l'ionisation causée par l'amas d'étoiles (très dispersées) nichées en son coeur. Magnitude de l'ensemble : 6,0. Distance : 5500 années-lumière; diamètre : environ 30 a.-l.
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La nébuleuse Oméga (M 17). Crédit : SOFI, NTT, ESO

M 18 est un petit amas ouvert associé à une nébuleuse brillante. Eloigné de 3500 années-lumière, l'objet des de magnitude 6,90.

M 21 est un amas ouvert dans lequel on peut y dénombrer une soixantaine d'étoiles très concentrées. Magnitude : 5,90. Distance : 4000 années-lumière.

M 23 = NGC 6494 révèle 120 étoiles, rassemblées dans un volume d'une vingtaine d'années-lumière de diamètre. Cet amas ouvert est de magnitude 5,50. Sa distance est estimée à 2200 années-lumière. Son âge à 200 millions d'années.
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M 18

M 21

M 23

M 24 *** est un amas ouvert riche et compact, immergé dans une nébuleuse. Magnitude globale : 11,20. A noter en haut de l'image les deux nuages sombres : B 92 et B 93. L'ensemble nébuleux en haut est composé de IC 1283/4, NGC 6589/90, NGC 6995.

M 25 est lui aussi un amas ouvert très concentré, mais plus pauvre que le précédent. Il est de magnitude 4,60 et se situe à 2500 années-lumière de nous.

NGC 6520 est un amas ouvert proche d'un gros nuage sombre (poussières), nommé Barnard 86.
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M 24

M 25

NGC 6520

M 22 = NGC 6656 *** est un très bel amas globulaire de magnitude photographique 5,24, parfois comparé à M 13 (Hercule). Il est le plus brillant visible dans l'hémisphère nord et pourrait être visible à l'oeil nu. Sa distance est évaluée à 10 000 années-lumière.

Halley attribue la découverte de cet amas à Abraham Ihle en 1665, cependant Hévélius paraît l'avoir indiqué longtemps auparavant. Le Gentil en publia, en 1747, un dessin qu'il fit à l'aide de son télescope de 18 pieds; pour lui, c'est "une nébuleuse irrégulière, chevelue et répandant de tous côtés des espèces de rayons de lumière". Lors de la construction de son Catalogue, Messier lui trouva, au contraire, une forme ronde, mais il n'y vit non plus aucune étoile.

C'est W. Herschel qui en fit la résolution et le décrivit comme un amas globulaire formé d'étoiles de grandeurs comprises entre la 10e et la 15e; il est remarquable par la visibilité de deux de ses composantes qui sont, l'une de 10e et l'autre de 11e grandeur. Cet amas paraît beaucoup plus dense au centre que si toutes les étoiles étaient à égale distance les unes des autres; c'est pour W. Herschel une preuve certaine que les étoiles sont liées les unes aux autres par leurs attractions mutuelles. Il le recommande, d'autre part, comme un objet capital pour la détermination du pouvoir de pénétration d'un miroir ou d'un objectif. (Ch. André, 1900).-

M 22 Source : NOAO, crédit : N.A.Sharp, REU program/AURA/NOAO/NSF

M 28. Source : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2004.

M 28 est, avec une magnitude de 7,45, un amas globulaire, lui aussi, relativement brillant, mais très compact. Sa distance est de l'ordre de 40 000 années-lumière.

M 54 est un amas globulaire de magnitude 7,90. Sa distance est estimée à 60 000 années-lumière. Il aurait été arraché par la Voie Lactée à sa seconde plus proche voisine, la Naine du Sagittaire (voir ci-dessous).

M 55, moins concentré que les précédents, malgré ces cent mille étoiles, est un amas globulaire distant de 20 000 années-lumière. Sa magnitude photographique est de 5,75. Diamètre apparent : les deux-tiers de la pleine lune.
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M 55. Crédit: B.J. Mochejska, J. Kaluzny (CAMK), 1m Swope Telescope

M 69.  Source : NOAO, Crédit : REU program/AURA/NOAO/NSF - T2KA CCD camera at the Kitt Peak National Observatory's 0.9-meter telescope

M 69, situé à 60 000 années-lumière est un amas globulaire peu spectaculaire de magnitude 8,30. Distance estimée à 25 000 années-lumière. Il a une cinquantaine d'années-lumière de diamètre.

M 70 est également un amas globulaire discret, distant de 70 000 années-lumière. Magnitude : 8,50. 
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M 70.

M 75.

M 75, de magnitude 8,76 et d'un diamètre apparent inférieur à 4', s'avère lui aussi un amas globulaire assez décevant dans les petits instruments.Sa distance est estimée à 150 000 années-lumière.

Curiosités

O235/M53 (désignation abrégée de OGLE 2003-BLG-235 / MOA 2003-BLG-53) correspond à un événement de microlentille gravitationnelle observé du 14 au 21 juillet 2003, et au cours duquel la luminosité d'une étoile située à 25 000 années-lumière de nous s'est trouvée légèrement amplifiée. L'événement, constaté  indépendamment par deux équipes (Microlensing Observations in Astrophysics ou MOA et Optical Gravitational Lensing Experiment  III ou OGLE-III) a été interprété comme l'interposition d'un corps invisible gravitant autour d'une une naine rouge de type M située à 17 000 années-lumière. La meilleure explication actuellement disponible est que ce corps est une planète géante d'une masse de  l'ordre de 1,5 fois celle de Jupiter, circulant sur une orbite de 3 UA, soit environ 450 millions de kilomètres autour de son étoile. Mais il pourrait aussi  s'agir d'une naine blanche, voire d'une étoile à neutrons.

La Naine du Sagittaire = SagDEG (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy) est une galaxie elliptique naine satellite de la Voie Lactée. Avec une distance estimée à 80 000 années-lumière seulement, c'est, après la Naine du Grand Chien, découverte en 2003, notre voisine la plus proche. Très difficile à observer, elle n'a découverte qu'en 1994 par R. Ibata, M. Irwin et G. Gilmore, à partir d'étude de densité stellaire à proximité du plan galactique. L'objet est actuellement en train d'être détruit par les forces de marée de notre Galaxie dont elle croisera le disque dans cent millions d'années. 

Signes de cette de cette dislocation : un certain nombre d'étoiles dispersées sur son orbite, et qui forment apparemment un courant fantôme en cours de dissolution dans le halo galactique, ainsi qu'une masse gazeuse, également allongée et placée sur la même orbite, et qui pourrait aussi provenir de cette galaxie. Contenant l'équivalent de 4 à 10 millions de masses solaires ( soit 1 à 2 % de la masse de la petite galaxie) sous forme d'hydrogène neutre, cette structure pourrait avoir été extirpée à la Naine du Sagittaire  il y a deux cents à trois cents millions d'années.  De plus, quatre amas globulaires, qui appartiennent aujourd'hui à la Voie lactée, pourraient bien avoir été arrachés à SagDEG : M 54 (voir ci-dessus), Arp 2, Terzan 7 et Terzan 8. 

Une nova est apparue en avril 1999 dans cette constellation :

Quelques unes des étoiles intrinsèquement les plus lumineuses de la Voie lactée, se rencontrent également dans ce secteur du ciel. Il en est ainsi de l'étoile du Pistolet, située dans l'amas du Quintuplet, près du centre galactique, et de la variable bleue lumineuse LBV 1806-20, qui si elle est bien une étoile simple (et non un couple compact) pourrait bien être l'étoile la plus lumineuse et la plus massive de notre Galaxie. Cet objet, seulement observable dans l'infrarouge, et également associé à un répéteur gamma (Les sursauteurs gamma, les étoiles à neutrons), et à une région ionisée géante (W 31). Il est est situé lui aussi dans une direction proche du centre galactique (coordonnées : AD: 18 h 08 mn 39,32 s,  déc : -20° 24' 39,5"), mais bien plus loin (45 000 années-lumière) brille comme quarante millions de soleils, et pourrait avoir une masse au moins 150 fois supérieure à celle de notre étoile, au-delà, donc, de la limite de 120 masses solaires habituellement assignée aux étoiles par les modèles théoriques.