Hercule

Dzêta Herculis est une étoile binaire. La première composante est de magnitude apparente 2,81 (magnitude absolue : 2,64, soit 7,4 fois la luminosité du Soleil). La seconde, de magnitude 5,60, est écartée de 1". Leur période orbitale est de 34 ans. Distance du système : 35 années-lumière. 

Découvert par W. Herschel le 18 juillet 1782. Ce système a été mesuré par lui le 21 juillet suivant, puis réobservé en 1795, époque où il constata que la distance avait diminué; en 1802, nouvelle recherche, mais Herschel ne put alors séparer l'étoile en ses deux composantes. Ce n'est qu'en 1826 qu'une étude nouvelle et régulière de cette étoile fut entreprise par W. Struve et, après lui, par nombre d'astronomes. Depuis l'époque de sa découverte, ce groupe a effectué trois révolutions complètes, et cependant les éléments obtenus ne sont pas très concordants. Il y a lieu de remarquer que W. Struve, dont l'attention était si attachée à l'examen des couleurs des étoiles doubles, a noté le compagnon rougeâtre, alors qu'actuellement il est manifestement bleuâtre. Est-ce une erreur on un indice de variabilité? (Ch. André, 1900).

Nu Herculis (au nord de x Herculis) est une binaire à éclipses du même type que Algol (Persée). Sa magnitude passe de 5,10 à 4,60 en deux jours. Sa distance est estimée à 470 années-lumière.

Autres étoiles : 

Pi Herculis est une étoile de magnitude apparente 3,16. Sa magnitude absolue est de -2,1, soit une luminosité intrinsèque équivalente à celle de 600 soleils. Distance : 400 années-lumière.

Mu Herculis est distante de seulement 27,4 années-lumière. Étoile de type G5 et de magnitude absolue 3,8, c'est-à-dire brillante comme 2,6 soleils, elle nous apparaît avec une magnitude de 3,42. C'est aussi la primaire d'un système multiple. 

Ce groupe est en réalité triple [et même quadruple!]; en 1781, W. Herschel découvrit que l'étoile MuHerculis (de grandeur 3,6) était double, le compagnon étant de grandeur 9,4. Malgré leur grande distance (30" environ), ces deux étoiles forment d'ailleurs un système physique, car elles ont le même mouvement propre (0",811). L'observation de ce système fut reprise en 1825 par South et, quelques années après, par W. Struve (1829). En juillet 1859, Alvan Clark, l'observant avec une lunette de 0,19 m, reconnut que le compagnon lui-même était double et formé de deux étoiles à fort peu près de même éclat (9,4 et 10) et très voisines (1",0) l'une de l'autre. Depuis lors, ce système serré a été l'objet d'observations très nombreuses, qui ont mis en évidence son mouvement orbital; c'est celui dont nous avons donné les éléments (Ch. André, 1900).

Ce brillant amas d'environ 8' de diamètre fut découvert par Halley en 1714, qui le dit visible à l'oeil nu par un beau ciel et une nuit sans lune. Cinquante ans après, il fut examiné par Messier qui l'a classé sous le n° 13; avec son télescope newtonien de 4 pieds et un grossissement de 60; "il est, dit-il, rond, beau, brillant, et ne contient aucune étoile".

En 1783, W. Herschel le résolut cependant fort aisément en étoiles à l'aide de son télescope de 7 pieds, et, après l'avoir réétudié en 1787 avec son télescope de 20 pieds il le déclare "très bel amas d'étoiles, flammes au centre et composé d'une multitude d'étoiles à partir de la 11e grandeur".

Les meilleures descriptions faites avec des lunettes d'ouverture moyenne sont celles de d'Arrest [1] et de Schönfeld [2]; avec des instruments de grande ouverture, nous avons le dessin fait par Stoney avec le grand télescope de lord Rosse[3] et celui de Trouvelot avec l'objectif de 0,36 m de l'Observatoire de Harvard [4].

[1] D'Arrest, Siderum nebulosorum observations havnienses, 1867.
[2] Schönfeld, Beobachtungen von Nebelflecken und Sternhaufen. Mannheim, 1862 et 1875.
[3] Philosophical Transactions for 1861.
[4] Annals of the astronomical observatory of Harvard College, vol. VIII.

Ces deux dernières descriptions ne sont d'ailleurs pas concordantes : la caractéristique de la première est le tracé de trois canaux rectilignes, à 120° l'un de l'autre, partant du milieu de l'amas, bordés sur chaque rive d'étoiles relativement brillantes, qui, d'après Stoney, seraient absolument. vides d'étoiles. Trouvelot, au contraire, signale l'existence au centre d'une nébulosité irrésoluble. En 1887, et au moyen d'observations faites avec un objectif de 0,30 m, Harrington [5] confirme la réalité des canaux, mais il ne signale aucune nébulosité. Ils sont, au contraire, absolument invisibles dans la photographie de Scheiner, et si Palmer les reconnaît sur ses clichés, il constate en même temps qu'il peut, à l'intérieur de chacun d'eux, compter jusqu'à 15 étoiles de faible éclat, et ne trouve mille part trace de nébulosité : pour lui, les reconnaît sur ses clichés, il constate en même temps qu'il peut, à l'intérieur de chacun d'eux, compter jusqu'à 15 étoiles de faible éclat, et ne trouve nulle part trace de nébulosité : pour lui, l'amas est purement stellaire.

[5] Astronomical Journal, vol. VII, p. 166 et suiv.

La vérité serait peut-être que la distribution des étoiles brillantes de l'amas serait différente de celle des étoiles faibles. Ces dernières, si elles étaient seules, donneraient à l'amas une forme absolument globulaire; les autres, prises à hart, le feraient au contraire apparaître comme rayonné (Ch. André, 1900).

 

M 13

M 92

NGC 6229 est un amas globulaire, qui avec une magnitude photographique de 9,49, se révèle nettement moins lumineux que les précédents. Sa distance est estimée à 100 000 années-lumière.