NGC 133 est un amas ouvert assez étendue de magnitude apparente 9,4 renfermant des étoiles doubles. Cet amas est situé dans la constellation de Cassiopée. L'astronome prussien Heinrich d'Arrest a découvert en 1865.
Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, NGC 133 renferme moins de 50 étoiles (lettre p) dont la concentration est faible (IV) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle (le chiffre 1). Cette classification date d'avant les années , car Trumpler est décédé en . C'était donc bien avant les relevés astrométriques du satellite Gaia. En réalité, les amas renferment passablement plus d'étoiles.
Observation En raison de sa magnitude visuelle égale à 9,4, cet amas n'est pas visible à l'oeil nu. Pour l'observer, il faut utiliser des jumelles dont de diamètre de son objectif, que l'on nomme fréquemment l'ouverture, est de 60 à ou un petit télescope.
Cet amas est passablement éloigné des étoiles brillantes de Cassiopée, à ~3,45° au nord-ouest de γ Cas et à ~4,78° au nord-est de β Cas. L'amas peut donc être plus facile à localiser avec le chercheur d'un télescope ou encore plus aisément avec un télescope muni d'une monture autoguidée et automatisée numériquement.
Caractéristiques La base de données indique plusieurs caractéristiques de l'amas. Distance Quatre valeurs très différentes sont indiquées sur Simbad, soit:
La moyenne et l'écart type de ces quatre valeurs sont , une distance très imprécise.
Une autre façon de calculer la distance de l'amas est d'utiliser les valeurs de la parallaxe stellaire indiquées sur Simbad, soit :
Les moyennes de la parallaxe et de leur incertitude sont ce qui correspond à une distance de d=1000/0,2300 pc = 4347 pc d = 1000/(0,2300+0,0538) pc = 3523 pc d = 1000/(0,2300-0,0538) pc = 5675 pc. Cette valeur est nettement supérieure à celle indiquée précédemment et guère plus précise. La valeur indiquée dans l'encadré à droite est basée sur la parallaxe de 48 étoiles (voir section « Étoile, distance ») et non sur ces deux dernières valeurs.
Taille et dimension Seulement, deux des sources consultées indiquent la taille apparente de l'amas, soit 2,1′ et 3′. En utilsant la distance de , on peut calculer la taille minimale et maximale de . La plus petite taille se calcule en utilisant la valeur de 2,1′ pour sa dimension apparente et pour sa distance. Cela donne une valeur de (2,1/60)°*(π rad/180°)*(4587-726) pc * 3,2616 al/pc = . De même pour la taille maximale, on obtient une valeur de (3/60)°*(π rad/180°)*(4587+1136) pc * 3,2616 al/pc = . On peut déduire de ces deux valeurs que la taille de l'amas est égale à .
Vitesse radiale Seulement trois valeurs de la vitesse radiale moyenne des étoiles de l'amas sont indiquées sur Simbad, soit:
Les moyennes de ces vitesses et de leur incertitude sont de .
Mouvement propre Simbad indique sept couples du mouvement propre, mais deux de ces couples sont totalement différents des autres et très peu précis. Les cinq couples fort semblables sont en en ascension droite et en déclinaison: et et et et et
La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude sont respectivement de en ascension droite et de en déclinaison.
Les deux autres couples indiqués sur Simbad sont: et et
Métallicité Une seule valeur de la métallicité de l'amas est mentionnée sur Simbad, soit -0,133. Cette valeur signifie que l'amas contient 74% (10 en pourcentage) d'éléments lourds, plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, par rapport au Soleil. Après le Big Bang, l'Univers ne contenait que des éléments légers, l'hydrogène et l'hélium et quelques traces de lithium. La nucléosynthèse primordiale a produit d'autres éléments plus lourds que l'hélium mais guère plus. Les éléments plus lourds ont ensuite été produits dans le cœur des étoiles et éjectés dans l'espace par des supernovas. Plus la métallicité d'une étoile ou d'un amas est élevé, plus ils sont âgées. Bien qu'aucune des sources consultées ne mentionnent l'âge de , on peut conclure d'après sa métallicité qu'il est plus jeune que le Soleil.
Les étoiles de NGC 133 Simbad montre un bouton nommé . En cliquant sur ce bouton, on atteint une section de cette base de données qui renferme un tableau contenant 178 entrées (les ) et 279 pour . Cependant, des étoiles peuvent apparaître plusieurs fois dans la deuxième colonne du tableau, d'où le nombre des liens bibliographiques qui est supérieur au nombre d'étoiles. De plus, le nombre d'étoiles diminue généralement davantage lorsqu'on choisit de ne montrer que celles dont la probabilité d'appartenir à l'amas est égale ou supérieure à 90%. Pour , il y en a 48 . Mouvement propre La moyenne et l'écart type du mouvement propre des 48 étoiles en ascension droite et en déclinaison sont de et . Ces deux valeurs sont semblables à celles indiquées précédemment. Vitesse Seulement trois vitesses sont indiquées. La moyenne et l'écart type de celles-ci sont . Cette valeur est très semblable aux trois valeurs indiquées précédemment. Distance Les valeurs de la parallaxe et de leur incertitude permettent de calculer la distance moyenne des étoiles de l'amas de trois différentes manières. La plus simple consiste à calculer la distance de chaque étoile à partir de sa parallaxe et ensuite d'obtenir la moyenne et l'écart type de ces valeurs. Cela donne une distance de .
On peut aussi calculer la distance à partir de la parallaxe moyenne et de l'écart type de type des 48 étoiles, soit . La distance obtenue est alors égale à .
Enfin, une troisième façon consiste à utiliser la moyenne des écarts positifs () et des écarts négatifs () avec la valeur moyenne de la distance. On obtient , soit à peu près la même valeur qu'avec la deuxième manière, mais avec des incertitudes moindres. C'est cette valeur qui est inscrite dans l'encadré de droite et qui est utilisée pour calculer la taille de l'amas.
La distance obtenue est semblable à celles indiquées précédemment, mais cette troisième façon, bien que peu précise, est un peu plus précise que les autres. Plus un amas ouvert est éloigné et plus sa parallaxe est petite et plus sa mesure est imprécise. C'est ce qui explique le peu de précision de la distance de .
Étoiles spéciales Seulement quatre étoiles variables sont connues dans . Le tableau ci-dessous résume leurs propriétés.
+Membres du groupe de NGC 788 Désignation Mv pra A.D. Mv pra Dec. Parallaxe D (pc) m Var Prob V* NO Cas -2,387 -0,439 0,1992 ± 0,0183 5020 14,076 Cl Cep var 100-2, 97 ZTF J003127,11+632310,5 -2,432 -0,462 0,0250 ± 0,0183 4000 V l p 100-3, 94 ZTF J003059,20+632220,6 -2,465 -0,598 0,2142 ± 0,034 4669 Rs CVn 100-2 2MASS J00310859+6322562 -2,503 -0,526 0,2358 ± 0,0142 4241 V l p 100-3 96 Cl Cep var : céphéide classique V l p : étoile variable à longue période Rs CVn : étoile variable de type RS Canum Venaticorum
Le deuxièm chiffre après le tiret dans la dernière colonne de la probabilité indique le nombre de publications indiquant cette probabilité.
Notes et références Notes
Références
Voir aussi Articles connexes Liste des objets du NGC
Liens externes
NGC 133 sur spider.seds.org NGC 133 sur la base de données LEDA NGC 133 sur WikiSky
0133 Catégorie:Constellation de Cassiopée Catégorie:Amas ouvert Catégorie:Objet céleste découvert en 1865 Catégorie:Objet céleste découvert par Heinrich Louis d'Arrest