Ascension Droite | 21 : 33,5 (h:m) |
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Déclinaison | -00 : 49 (deg:m) |
Distance | 37,5 (kilo.al) |
Magnitude | 6,5 (visuelle) |
Dimension | 16,0 (min d'arc) |
Découvert par Jean-Dominique Maraldi le 11 septembre 1746.
Charles
Messier le trouva indépendamment et le catalogua
exactement 14 ans plus tard, le 11 septembre 1760, comme une
"nébuleuse sans étoiles".
William Herschel
fut le premier à le résoudre en étoiles.
M2 a un diamètre approximatif de 175 années-lumière,
contient environ 150 000 étoiles et est l'un des plus riches
et des plus denses amas d'étoiles, comme l'indique sa densité
de classe II. Sa forme elliptique est évidente,
comme on peut le voir sur notre image, avec une "ellipticité" de 9 (ou de
forme E1) et un angle de position de 135 degrés.
A une distance de 37 500 années-lumière
(selon la base de données de W.E.
Harris), il se situe bien au-delà du centre galactique.
Visuellement, sa magnitude apparente est de 6,5 et son
diamètre de 6 à 8 minutes d'arc, avec une
région centrale dense et brillante d'environ 5 minutes.
Sur les clichés courants on peut estimer son
diamètre à 12,9 minutes, mais en
photographie à haute sensibilité il
s'étend jusqu'à 16,0 minutes.
Comme la plupart des amas globulaires, la partie centrale de M2 est très dense : le diamètre de son cœur est de seulement 0,34 minute d'arc (soit environ 20 secondes), ce qui correspond à un diamètre linéaire de 3,7 années-lumière. Son rayon "demi-masse" est de 0,93 minute (soit 56 secondes ou 10 années-lumière en linéaire). Par contre son rayon gravitationnel est important : 21,45 minutes, correspondant en linéaire à 233 années-lumière, distance au-delà de laquelle ses étoiles sont susceptibles de s'échapper sous l'influence des forces de marée de la Voie Lactée.
Ses étoiles les plus brillantes sont des géantes rouges et jaunes de magnitude 13,1, tandis que celles de la branche horizontale ont une magnitude apparente de 16,1. Le type spectral de l'amas dans son ensemble est donné pour F0, et l'index de couleur pour -0,06 ; des mesures plus récentes donnent F4, B-V = 0,66.
A partir de son diagramme couleur-magnitude, Halton Arp (1962) a estimé l'âge de M2 à environ 13 milliards d'années, soit à peu près celui des amas globulaires M3 et M5.
De ses 21 étoiles variables répertoriées, les deux premières ont été découvertes par Bayley en 1895 (Pickering et Bailey 1895), puis 8 autres jusqu'en 1897. Pour la plupart ce sont des "amas variables", ainsi nommés, de type RR Lyrae, de courtes périodes inférieures à un jour. Trois d'entre-elles, cependant, sont des Céphéides "classiques" de type II (étoiles W Virginis) avec des périodes de 15,57, 17,55 et 19,30 jours respectivement, pour une brillance apparente visuelle correspondant à peu près à la 13ème magnitude.
Ces étoiles ont été étudiées par H.C. Arp (1955) et G.Wallerstein (1970).
L'une d'elles est une variable RV Tauri dont la magnitude apparente varie entre 12,5 et 14,0 avec une période de 69,09 jours ; cette étoile, découverte en 1897 par l'amateur français A.Chèvremont, présente des minima alternativement forts et faibles. Elle se situe sur le bord Est de l'amas, légèrement vers le Nord.
M2 se rapproche de nous à la vitesse, relativement
lente, de 5,3 km/sec. Du fait de sa situation dans le halo galactique,
il a été classé en tant qu'amas "H2"
(halo globulaire), par Woltjer
(1975) et Nincovic
(1983) ; ce dernier estimant l'excentricité de son
orbite à 0,60.
Pour déterminer cette orbite à
l'intérieur de la galaxie il faut connaître sa
position par rapport au centre galactique et sa vitesse spatiale.
Comme sa vitesse radiale est très bien connue, une mesure
précise de son mouvement propre reste cruciale pour obtenir
sa vitesse spatiale. Une estimation à partir de son
mouvement par rapport à des galaxies en arrière
plan a été entreprise par l'Observatoire de Lick (Cudworth et Hanson 1993), donnant des variations en Ascension Droite et Déclinaison de respectivement 0,41 et 0,22 seconde d'arc par siècle, soit 4,1 et 2,2 msa/an.
Dauphole et al. (1996), par hypothèse, ont donné à ces mouvements les valeurs de +5,5 et -4,2 msa/an, et ont
abouti à une orbite d'excentricité e=0,67, une
distance "apogalactique" de 91 000 années-lumière, et une
élévation maximum de 78 000 années-lumière au-dessus et au-dessous du plan galactique.
Geffert et al.
(1997) ont obtenu, pour son mouvement spatial, des valeurs
améliorées à partir des
données fournies par le satellite astrométrique Hipparcos de l'ESA.
Brosche et al.
(1997) en ont déduit une orbite pour M2 ainsi que
pour d'autres amas globulaires. Selon ces calculs M2 parcourt une
orbite de forte excentricité (e=0,76), dite "box
type", avec une distance "périgalactique" de
23 500 années-lumières qui
entraîne cet amas à la distance "apogalactique"
énorme de 171 000 années-lumière
et à 165 000 années-lumière
au-dessus et au-dessous du plan galactique.
M2 peut être trouvé assez facilement à partir d'Alpha et Beta Aquarii, ou bien depuis Epsilon Pegasi. Il est situé à 5 degrés au Nord de Beta Aquarii, à la même déclinaison que Alpha.
Avec sa magnitude visuelle de 6,5, M2 est un objet difficile
à l'œil nu (pratiquement invisible dans des conditions
"moyennes"), mais tout à fait accessible avec l'aide de
petits instruments, ou même des jumelles de
théâtre, du fait de sa position dans un champ
pauvre en étoiles. Un instrument de 4 pouces (10 cm) sans
obstruction (lunette ou télescope "schiefspiegler") ne
permet pas de le résoudre mais montre seulement
quelques-unes des étoiles les plus brillantes
réparties sur les taches nébuleuses
d'arrière-plan dues aux étoiles non résolues.
Observant avec une lunette de 4 pouces, John Mallas distingue
une formation remarquable, ligne courbe et sombre, traversant la partie
Nord-Est de l'amas, que l'on retrouve aussi sur les photographies.
Avec un 8 pouces, cet amas globulaire est partiellement
résolu en étoiles, même près
du centre dans de bonnes conditions d'observation. Des instruments plus
puissants, au-delà de 10 pouces, sont nécessaires
pour une résolution complète.
La ligne sombre, mentionnée ci-dessus, peut-être
décelée sur notre photo.
Des télescopes au-delà de 16 pouces (40 cm)
permettent de voir d'autres détails ou régions
plus sombres mais moins remarquables.
Références : (Version originale)
Dernière Modification : 16 juin 2006
Traduction française
Bernard Trézéguet
29/10/98 - 10/10/03 -
15/09/06 -