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NGC 4349

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NGC 4349
Image illustrative de l’article NGC 4349
L'amas ouvert NGC 4349 par le relevé 2MASS.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Croix du Sud[1]
Ascension droite (α) 12h 24m 06,036s[2]
Déclinaison (δ) −61° 52′ 13,622″ [2]
Magnitude apparente (V) 7,4[3],[4],[5],[6]
8,01 dans la Bande B[5]
Dimensions apparentes (V) 4,0′[3],[6] 6,3'[5] 9,0'[7]

Localisation dans la constellation : Croix du Sud

(Voir situation dans la constellation : Croix du Sud)
Astrométrie
Vitesse radiale −12,7 ± 1,5 km/s km/s [a]
Distance 2 011+105
−103 pc[b]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Amas ouvert
Classe I2m[3] II2m :b
Galaxie hôte Voie lactée
Âge 207 M a [8],[6]
Découverte
Découvreur(s) James Dunlop[1]
Date [1]
Désignation(s) OCL 882
ESO 131-SC3[3]
C 1221-616
Cl VDBH 130
[KPR2004b] 309
[KPS2012] MWSC 2024[4]
Liste des amas ouverts
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NGC 4349 est un amas ouvert situé dans la constellation de la Croix du Sud. Il a été découvert par l'astronome écossais James Dunlop en 1834.

Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme entre 50 et 100 étoiles (lettre m) dont la concentration est forte (I) et dont les magnitudes se répartissent sur un intervalle moyen (le chiffre 2). Le catalogue Lynga indique que la concentration des étoiles est moyenne (II) et il ajoute :b pour indiquer un double amas[6].

Observation[modifier | modifier le code]

Avec une magnitude visuelle de 7,4, on peut observer l'amas avec de petites jumelles[5].

Localisation de NGC 4349 dans la constellation de la Croix du Sud. (Stellarium)
Position de NGC 4349 par rapport à une étoile.

NGC 4349 est situé à environ 1,3 degrés au sud-est d'Acrux Alpha Crucis.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Distance[modifier | modifier le code]

La base de données Simbad indique cinq valeurs de la parallaxe de l'amas mesurée par le satellite Gaia et provenant de récentes publications ( à ), soit 0,525 ± 0,020 0 mas[9], 0,491 ± 0,039 0 mas[10], 0,490 ± 0,036 mas[11], 0,490 ± 0,003 mas[7] et 0,490 ± 0,036 mas[12]. La moyenne de ces cinq valeurs et de leurs incertitudes sont 0,497 2 ± 0,026 8 mas ce qui correspond à une distance de 2 011+115
−103 al.

Taille[modifier | modifier le code]

Selon les sources, la taille de l'amas est comprise entre 4,0′[3],[6] et 9,0'[7]. En utilisant les plus grandes valeurs de la dimension apparente et de la distance, on obtient la taille maximale de l'amas, soit 25,51 al. De même, pour calculer la taille minimale de l'amas, il faut utiliser les plus petites valeurs de la dimension apparente et de la distanc. On obtient une valeur de 10,51 al. De ces deux valeurs, on déduit que la taille de l'amas est égale à 18,0 ± 7,5 km/s.

Vitesse[modifier | modifier le code]

La base de données Simbad[4] indique cinq valeurs de la vitesse radiale l'amas: −11,94 ± 0,09 km/s[13], −15,00 ± 3,01 km/s[14], −11,773 ± 0,416 km/s[10], −11,46 ± 0,21 km/s[15] et −13,50 ± 2,3 km/s[16]. La moyenne et l'écart-type ces valeurs sont de −12,73 ± 1,49 km/s alors que la moyenne de leur incertitude est de 1,21 km/s.

Mouvement propre[modifier | modifier le code]

Simbad indique sept couples de valeurs pour le mouvement propre de l'amas, dont cinq provenant d'articles publiés entre et sont très semblables. Les deux autres provenant d'articles publiés en et sont totalement différents. Les valeurs de ces cinq couples en ascension droite et en déclinaison sont :

  • −7,865 ± 0,135 mas/an et −0,247 ± 0,110 mas/an[9]
  • −7,825 ± 0,154 mas/an et −0,298 ± 0,136 mas/an[10]
  • −7,827 ± 0,159 mas/an et −0,296 ± 0,119 mas/an[11]
  • −7,827 ± 0,011 mas/an et −0,296 ± 0,010 mas/an[7]
  • −7,827 ± 0,159 mas/an et −0,296 ± 0,119 mas/an[12]

Le mouvement propre moyen obtenu de ces cinq valeurs en ascension droite et en déclinaison, ainsi que de leurs incertitudes est égal à −7,834 ± 0,124 mas/an et −0,287 ± 0,099 mas/an.

Les deux autres couples sont passablement différents et imprécis. Ils proviennent d'articles moins récents ( et ). Ces deux couples sont :

  • −1,90 ± 4,73 mas/an et −0,160 ± 4,380 mas/an[17]
  • −12,378 ± 1,414 mas/an et −4,928 ± 1,608 mas/an[14]

Métallicité[modifier | modifier le code]

Simbad indique quatre valeurs de la métallicité : -0,090[18], -0,034[10], -0,07[19] et -0,07[20]. Selon ces valeurs, le pourcentage d'éléments lourds (plus lourd que l'hydrogène et l'hélium) de cet amas est compris entre 81% (10-0,090) et 92% (10-0,034) de celui du Soleil.

Âge[modifier | modifier le code]

Webda et Lynga indiquent un âge de 207 millions d'années (log10=8,35, soit 108,35).

Étoiles[modifier | modifier le code]

Simbad montre un bouton nommé Children. En cliquant sur ce bouton, on atteint une section de cette base de données qui renferme un tableau contenant 343 childen. Une colonne de ce tableau indique la probabilité que l'étoile appartienne à l'amas.En cliquant sur la désignation de l'étoile, on atteint la page de Simbad qui résume ses propriétés.

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. ↑ La moyenne et l'écart-type des cinq vitesses indiquées sur la base de données Simbad.
  2. ↑ Valeur provenant de la parallaxe moyenne des étoiles.

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b et c (en) « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 4300 - 6349 » (consulté le ).
  2. ↑ a et b (en) « Results for object NGC 4349 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  3. ↑ a b c d et e « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 4300 à 4399 », Site WEB du cours d'astronomie du Cégep de Valleyfield.
  4. ↑ a b et c (en) « NGC 4349 -- Open Cluster », Simbad (consulté le )
  5. ↑ a b c et d (en) « NGC 4349 - Open Cluster in Crux », The Sky Live (consulté le )
  6. ↑ a b c d et e (en) « WEBDA page for open cluster NGC 4349, LYNGACLUST - Lynga Open Clusters Catalog, (Miscellanous (Lynga Info)) » (consulté le )
  7. ↑ a b c et d T. Cantat-Gaudin et F. Anders, « Clusters and mirages: cataloguing stellar aggregates in the Milky Way », Astronomy & Astrophysics, vol. 633, no A99,‎ , p. 22 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201936691, lire en ligne [PDF])
  8. ↑ (en) « WEBDA page for open cluster NGC 4349, A site Devoted to Stellar Clusters in the Galaxy and the Magellanic Clouds » (consulté le )
  9. ↑ a et b E. Poggio, R. Drimmel, T. Cantat-Gaudin et et all., « Galactic spiral structure revealed by Gaia EDR3. », Astronomy & Astrophysics, vol. 651, no A104,‎ , p. 10 pages (DOI 10.48550/arXiv.2103.01970, lire en ligne [PDF])
  10. ↑ a b c et d Wilton Wilton S. Dias, Héktor Monteiro, Aandré Moitinho, Jácques R. D. Lépine, Giovanni Carraro, Ernst Paunzen, Bruno Alessi et Lázaro Villela, « Updated parameters of 1743 open clusters based on Gaia DR2 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 504, no 1,‎ , p. 356-371 (DOI 10.1093/mnras/stab770, lire en ligne [PDF])
  11. ↑ a et b T. Cantat-Gaudin, F. Anders, S. Castro-Ginard et et al., « Painting a portrait of the Galactic disc with its stellar clusters », Astronomy & Astrophysics, vol. 640, no A1,‎ , p. 17 pages (DOI 10.1051/0004-6361/202038192, Bibcode 2020A&A...640A...1C, lire en ligne [PDF])
  12. ↑ a et b T. Cantat-Gaudin, C. Jordi, A. Vallenari et et al., « A Gaia DR2 view of the open cluster population in the Milky Way », Astronomy & Astrophysics, vol. 618, no A93,‎ , p. 16 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201833476, lire en ligne [PDF])
  13. ↑ Y. Tarricq, C. Soubiran, L. Casamiquela et Et al., « 3D kinematics and age distribution of the open cluster population », Astronomy & Astrophysics, vol. 647, no A19,‎ , p. 15 pages (DOI 10.48550/arXiv.2012.04017, lire en ligne [PDF])
  14. ↑ a et b A. V. Loktin et M. E. Popova, « Updated version of the `homogeneous catalog of open cluster parameters' », Astrophysical Bulletin, vol. 72, no 3,‎ , p. 257-265 (DOI 10.1134/S1990341317030154, Bibcode 2017AstBu..72..257L, lire en ligne [html])
  15. ↑ C. Soubiran, T. Cantat-Gaudin, M. Romero-Gómez et et al., « Open cluster kinematics with Gaia DR2 », Astronomy and Astrophysics, vol. 619, no A155,‎ , p. 11 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201834020, lire en ligne [PDF])
  16. ↑ C. Conrad, R. -D. Scholz, N. V. Kharchenko et Et al., « A RAVE investigation on Galactic open clusters . II. Open cluster pairs, groups and complexes », Astronomy & Astrophysics, vol. 600, no A106,‎ , p. 15 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201630012, Bibcode 2017A&A...600A.106C, lire en ligne [PDF])
  17. ↑ W.S. Dias, H. Monteiro, T. C. Caetano, J. R. D. Lépine et M. Assafin, « Proper motions of the optically visible open clusters based on the UCAC4 catalog », Astronomy & Astrophysics, vol. 564, no A79,‎ (DOI 10.1051/0004-6361/201323226, Bibcode 2014A&A...564A..79D, lire en ligne [PDF])
  18. ↑ Martin Netopil, İnci Akkaya Oralhan, Hikmet Çakmak, Raúl Michel et Yüksel Karataş, « The Galactic metallicity gradient shown by open clusters in the light of radial migration », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 509, no 1,‎ , p. 421-439 (DOI 10.1093/mnras/stab2961, lire en ligne [PDF])
  19. ↑ M. Netopil, E. Paunzen, U. Heiter et C. Soubiran, « On the metallicity of open clusters. III. Homogenised sample. », Astronomy & Astrophysics, vol. 585, no A150,‎ , p. 17 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201526370, lire en ligne [html])
  20. ↑ U. Heiter, M. Soubiran, M. Netopil et E. Paunzen, « On the metallicity of open clusters. II. Spectroscopy. », Astronomy & Astrophysics, vol. 561, no A93,‎ , p. 22 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201322559, lire en ligne [html])


Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]


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