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Messier 45

Amas Ouvert M45 , type 'c', dans le Taureau

Les Pléiades

[m45.jpg]
Ascension Droite 03 : 47,0 (h:m)
Déclinaison +24 : 07 (deg:m)
Distance 0,44 (kilo.al)
Magnitude 1,6 (visuelle)
Dimension apparente 110,0 (min d'arc)

Connues depuis l'Antiquité. Mentionnées par Homère aux environs de 750 et par Hésiode vers 700 avant notre ère.

Les Pléiades font partie de ces objets connus depuis les temps les plus reculés. Au moins 6 étoiles sont visibles à l'œil nu, nombre pouvant atteindre 9 par conditions moyennes et dépasser la douzaine lorsque le ciel est clair et bien noir (Vehrenberg, dans son Atlas of Deep Sky Splendors, rapporte qu'en 1579, bien avant l'invention de la lunette, l'astronome Moestlin avait correctement dessiné les Pléiades avec 11 étoiles. Kepler de son côté parle d'observation de 14 étoiles.

Les méthodes modernes d'observation ont révélé qu'au moins 500 étoiles, la plupart faibles, appartiennent à l'amas des Pléiades, réparties sur un champ de 2 degrés, soit quatre fois le diamètre de la Lune. La concentration est donc plutôt faible comparée à celle des autres amas ouverts. Ceci est une raison laissant penser que l'espérance de vie de l'amas est également assez faible (voir ci-dessous).

Selon Kenneth Glyn Jones, les plus anciennes références connues pour cet amas seraient dues à Homère dans l'Iliade (750 avant J.C. environ) et dans l'Odyssée (vers 720), puis à Hésiode, aux environs de 700 ; selon Burnham, leur observation était à cette époque en relation avec les saisons des cultures. La Bible, à trois reprises, fait également référence aux Pléiades.

Elles sont aussi appelées les "sept sœurs" et, selon la mythologie grecque, les sept filles et leurs parents. Leur nom japonais est "Subaru", qui a été retenu pour baptiser la voiture du même nom. En Perse leur nom est "Soraya", donné à l'avant dernière impératrice iranienne. Les anciens noms européens (par exemple anglais et allemands) montrent qu'elles furent alors comparées à "la poule et ses poussins". D'autres cultures peuvent encore apporter de nombreuses croyances et légendes concernant cet amas bien visible à l'œil nu. Les astronomes grecs Eudoxus de Knidos (c. 403-350 avant JC) et Aratos de Phainomena (c. 270 avant JC) les considéraient comme une constellation à part entière : "La Grappe de raisin". Cette référence est également citée par l'Amiral Smyth dans son Bedford Catalog.

Burnham fait remarquer que le nom "Pléiades" peut-être issu du mot grec signifiant "faire voile", ou bien du mot "pleios" signifiant "plein" ou "beaucoup". Le présent auteur préfère l'idée selon laquelle le nom dériverait de celui de la mère mythologique, Pléione, qui est aussi celui de l'une des étoiles les plus brillantes.

Selon la mythologie grecque, les étoiles principales, visibles à l'œil nu, portent les noms des sept filles de leur "père" Atlas, et de leur "mère" Pléione : Alcyone, Astérope (étoile double, parfois appelée Stérope), Electra, Maïa, Mérope, Taygète et Célaéno. Bill Arnett a réalisé une carte des Pléiades avec les noms des étoiles principales. Ceux-ci sont également reportés sur la copie de l'image UKS donnée sur cette page. Voir également notre carte des Pléiades.

En 1767, le Révérend John Michell utilisa les Pléiades pour calculer la probabilité de trouver, n'importe où dans le ciel, des étoiles disposées de telle sorte qu'elles formeraient un tel groupe apparent, par le hasard des alignements, et aboutit à une chance sur 496 000. Donc, puisque l'observation en montre bien plus, il en déduisit très justement que ces amas sont des groupes physiques (Michell 1767).

Le 4 mars 1769, Charles Messier entra les Pléiades sous le No. 45 dans sa première liste des nébuleuses et amas d'étoiles, publiée en 1771.

Aux environs de 1846, l'astronome allemand Mädler (1794-1874), travaillant à Dorpat, remarqua que les étoiles des Pléiades n'ont pas de mouvement propre mesurable les unes par rapport aux autres ; il en conclut hâtivement qu'elles constituaient la partie centrale fixe d'un système stellaire plus vaste, avec l'étoile Alcyone au centre. Cette conclusion ne pouvait qu'être rejetée, et elle le fut, par d'autres astronomes dont en particulier Friedrich Georg Wilhelm Struve (1793-1864). Néanmoins le mouvement propre commun aux étoiles des Pléiades était la preuve qu'elles se déplaçaient en groupe dans l'espace, et un indice de plus pour les considérer comme un amas physique.

Les photographies à longue pose (et aussi les instruments "grand champ" d'excellente qualité, à faible rapport f/D, c'est à dire une courte distance focale comparée à l'ouverture, et particulièrement les bonnes jumelles) ont révélé que les Pléiades sont apparemment enveloppées par de la matière nébuleuse, bien visible sur notre image. Cette dernière a été réalisée par David Malin avec le "UK Schmidt Telescope" (copyright "Royal Observatory Edinburgh" et "Anglo-Australian Observatory"). Une information complémentaire sur cette image est disponible.

Les nébulosités sont de couleur bleutée, caractéristique des nébuleuses par réflexion, réfléchissant la lumière des étoiles brillantes situées près d'elles (ou à l'intérieur). La plus brillante de ces nébuleuses, autour de Mérope, a été découverte le 19 octobre 1859 par Ernst Wilhelm Leberecht Tempel à Venise (Italie) avec une lunette de 4 pouces (10 cm). Leos Ondra a écrit la biographie de Wilhelm Tempel, disponible "en ligne" avec un dessin de la nébuleuse Mérope, documents qu'il nous a autorisés à inclure dans cette base de données. L'extension à Maïa a été trouvée en 1875 (NGC1432), et les nébuleuses entourant Alcyone, Electra, Célaéno et Taygète en 1880. La grande complexité des nébuleuses des Pléiades a été révélée avec l'apparition des premiers appareils de photographie astronomique, c'est à dire ceux des frères Henry à Paris et Isaac Roberts en Angleterre, entre 1885 et 1888. En 1890, E.E. Barnard découvrit une concentration, d'apparence stellaire, de matière nébuleuse très proche de Mérope, qui la fit admettre dans le IC sous la référence IC349. L'analyse spectrale des nébulosités des Pléiades par Vesto M. Slipher en 1912 révéla leur nature de nébuleuse par réflexion, puisque leur spectre est la copie exacte de celui des étoiles qui les éclairent.

On trouvera des informations complémentaires dans notre table des principales étoiles des Pléiades donnant la nébulosité associée et son numéro dans le catalogue.

Physiquement, la nébuleuse par réflexion est probablement due à de la poussière dans un nuage moléculaire, sans relation avec les Pléiades mais qui croiserait la route de l'amas. Ce n'est donc pas un reste de la nébuleuse dans laquelle l'amas s'est formé, comme le prouvent les différentes vitesses radiales aboutissant à une vitesse relative, de l'un par rapport à l'autre, de 6,8 miles/sec, ou 11 km/sec.

Selon les derniers résultats publiés par une équipe de Genève, G. Meynet, J.-C. Mermilliod, et A. Maeder dans Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 98, 477-504, 1993, l'âge de l'amas des Pléiades serait de 100 millions d'années. Cela est beaucoup plus que l'âge "canonique" précédemment publié de 60 à 80 millions d'années (le Sky Catalogue 2000.0, par exemple, donne 78 millions). Il a été calculé que les Pléiades, en tant qu'amas, ont une espérance de vie de seulement 250 autres millions d'années (Kenneth Glyn Jones) ; à ce moment les étoiles se seront éparpillées et suivront leurs orbites comme des astres isolés (ou multiples).

La distance de l'amas a été déterminée récemment par mesure directe de la parallaxe à l'aide du satellite astrométrique Hipparcos de l'ESA ; selon ces mesures, les Pléiades sont à une distance de 380 années-lumière (auparavant le chiffre de 408 al avait été admis). La nouvelle valeur nécessite une explication à cause des magnitudes apparentes comparativement faibles des étoiles de l'amas. Cependant, des observations ultérieures par le Télescope Spatial Hubble, et par les observatoires du Mont Palomar et du Mont Wilson ont finalement montré que la distance donnée par Hipparcos est probablement trop faible : la mesure précise de la parallaxe des étoiles des Pléiades place cet amas à une distance de 440 +/-6 années-lumière.

La classe Trumpler donnée pour les Pléiades est de II,3,r (Trumpler, selon Kenneth Glyn Jones) ou I,3,r,n (Götz et Sky Catalogue 2000.0), signifiant que cet amas apparaît dispersé et fortement ou modérément resserré vers le centre, que ses étoiles se répartissent sur un large éventail de brillance, et qu'il est riche (plus de 100 membres).

Certaines des étoiles des Pléiades sont en rotation rapide, avec des vitesses de 150 à 300 km/sec à la surface, ce qui est courant pour des astres de la séquence principale d'un certain type spectral (A-B). Du fait de cette rotation, ce sont des corps qui doivent être des sphéroïdes, aplatis aux pôles, plutôt que des sphères. Cette rotation peut être détectée parce qu'elle produit des raies d'absorption spectrale élargies et diffuses, alors qu'une partie de la surface stellaire s'approche de nous d'un côté, pendant que celle du côté opposé s'en éloigne, relativement à la vitesse radiale moyenne de l'étoile. L'exemple le plus marquant d'une étoile en rotation rapide dans cet amas est Pléione, qui de plus est une étoile variable entre les magnitudes 4,77 et 5,50 (Kenneth Glyn Jones). On a pu observer, par spectroscopie, qu'entre les années 1938 et 1952, Pléione a éjecté une coquille de gaz du fait de sa rotation, comme prédit par O.Struve.

Cecilia Payne-Gaposhkin signale la présence de quelques Naines Blanches (WD) dans les Pléiades. Ces étoiles soulèvent un problème spécifique d'évolution stellaire : comment des Naines Blanches peuvent-elles exister dans un amas si jeune ? Comme il n'y en a pas qu'une, il est plus que certain que ces étoiles sont d'authentiques membres de l'amas et non pas des étoiles capturées dans le champ stellaire (un mécanisme qui de toute façon ne fonctionne pas dans le cas d'un amas ouvert et plutôt distendu). Selon la théorie de l'évolution stellaire, les Naines Blanches ne peuvent avoir une masse supérieure à une limite égale à environ 1,4 fois celle du Soleil (la limite de Chandrasekhar), sinon elles s'effondreraient sous l'effet de leur propre gravitation. Mais des étoiles ayant une si faible masse ont une évolution très lente, au point qu'il leur faut des milliards d'années pour arriver à ce stade final, et non pas les 100 millions d'années de l'amas des Pléiades.

La seule explication possible semble être que ces étoiles WD étaient massives à l'origine, de sorte qu'elles ont évolué rapidement, mais pour une raison quelconque (telle que de violents vents stellaires, transfert de masse à de proches voisines, ou rotation rapide), elles ont perdu la plus grande partie de leur masse. En conséquence, il est possible qu'une autre partie significative de leur masse ait formé une nébuleuse planétaire. De toute façon, ce qui reste alors de l'étoile, et qui auparavant était son noyau, a dû se trouver sous la limite de Chandrasekhar, ce qui l'a amenée à l'état final de Naine Blanche stable, dans lequel on la voit aujourd'hui.

De nouvelles observations des Pléiades depuis 1995 ont révélé plusieurs candidates au titre de Naines Brunes, ces étoiles d'un type exotique ou objets de nature stellaire. Ces objets, pour le moment hypothétiques, sont considérés avoir une masse intermédiaire entre celle des planètes géantes (comme Jupiter) et celle des petites étoiles (la théorie des structures stellaires montre que les plus petites étoiles, c'est à dire les corps qui produisent de l'énergie par fusion à un moment quelconque de leur vie, doivent avoir une masse d'au moins 6 à 7% de celle du Soleil, soit 60 à 70 fois celle de Jupiter). Les Naines Brunes doivent donc avoir une masse de 10 à 60 fois celle de Jupiter. On suppose qu'elles sont visibles dans l'infrarouge, ont un diamètre inférieur ou équivalent à celui de Jupiter (143 000 km) et une densité de 10 à 100 fois supérieure, du fait de la gravité beaucoup plus grande qui compresse leur matière.

Même à l'œil nu et dans de modestes conditions d'observation, les Pléiades sont très faciles à trouver, en gros à 10 degrés au Nord-Ouest de la brillante étoile rouge géante Aldébaran (87 Alpha Tauri, magnitude 0,9, type spectral K5 III). Cette dernière est apparemment entourée d'un autre amas bien connu : Les Hyades, mais en réalité elle n'en fait pas partie, étant située au premier-plan (à la distance de 68 années-lumière, comparée à 150 pour les Hyades).

L'amas des Pléiades est un superbe objet dans des jumelles ou des instruments à "grand champ", laissant voir plus d'une centaine d'étoiles dans un champ de 1,5 degré de diamètre. Avec des télescopes il arrive souvent que, même au grossissement minimum, on ne puisse le voir en entier. A noter que de nombreuses étoiles doubles et multiples sont contenues dans cet amas. La nébuleuse de Mérope, NGC1435, nécessite un ciel bien noir et sera mieux vue avec un instrument à "grand champ" (Tempel l'a découverte avec une lunette de 4 pouces).

Comme les Pléiades sont proches de l'Ecliptique (à 4 degrés seulement), leur occultation par la Lune se produit assez souvent : c'est un spectacle captivant, spécialement pour les amateurs disposant de peu d'équipement. En fait on peut observer ce phénomène à l'œil nu, mais de petites jumelles ou le plus modeste des instruments augmenteront le plaisir de l'observation. C'est ainsi que l'occultation des Pléiades de mars 1972 fut l'une des premières expériences astronomiques amateurs du présent auteur. A cette occasion on peut comparer la dimension apparente de la Lune et celle de l'amas : Burnham fait remarquer que la Lune peut être "insérée dans le quadrilatère formé par" Alcyone, Electra, Mérope et Taygète (Maïa, et probablement Astérope, seraient occultées dans ce cas de figure). Les planètes également peuvent se rapprocher de l'amas des Pléiades et offrir alors un spectacle de choix (occasionnellement Vénus, Mars et Mercure peuvent même le traverser).

Comme on l'a fait remarquer dans la description de la nébuleuse d'Orion, il est un peu surprenant de la part de Messier d'avoir ajouté les Pléiades à son catalogue (ainsi d'ailleurs que M42/M43 et l'amas Praesepe M44) et cela restera sans doute sujet à spéculation.

  • Historique des Observations et Descriptions de M45
  • Autres images de M45
  • Images Amateurs de M45
  • Image en rayonnement X de M45 par Rosat

    Bill Arnett : M45 page photo, page info.

  • M45 : imagerie multispectrale, SIRTF Multiwavelength Messier Museum
  • La "page web" de Steven Gibson, les Pléiades dans la mythologie.
  • WEBDA : la page "Amas Ouverts" sur les Pléiades, M45
  • La documentation SIMBAD sur M45
  • La documentation NED sur M45
  • Publications sur M45 (NASA ADS)
  • Rapports d'observations sur M45 (IAAC Netastrocatalog)
  • Documentation NGC "en ligne" sur M45

    Références (Version originale)



    Hartmut Frommert
    Christine Kronberg
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    Dernière modification : 4 août 2001

    Traduction française
    Bernard Trézéguet
    27/12/98 - 15/01/04 -
    18/12/06 -