Édition des étoiles
Circinus est une constellation peu lumineuse, avec une seule étoile plus brillante que la quatrième magnitude. Alpha Circini, une étoile blanche de séquence principale d’une magnitude apparente de 3,19, se trouve à 54 années-lumière et à 4° au sud d’Alpha Centauri. Ce n’est pas seulement l’étoile la plus brillante de la constellation, c’est aussi l’exemple le plus brillant d’une étoile Ap à oscillation rapide (RoAp) dans le ciel nocturne. Elle possède le type spectral inhabituel A7 Vp SrCrE, montrant des émissions accrues de strontium, chrome et europium. Les étoiles de ce type ont des champs magnétiques étrangement localisés et sont légèrement variables. Alpha Circini forme un système stellaire binaire avec un compagnon nain orange de type spectral K5 et de magnitude 8,5, qui avec une séparation de 5,7 secondes d’arc n’est discernable qu’avec un télescope. La distance entre les deux étoiles est de 260 UA et elles mettent 2600 ans à tourner autour d’un centre de gravité commun. La deuxième étoile la plus brillante est Beta Circini, une étoile blanche de séquence principale de type spectral A3Va et d’une magnitude de 4,07, située à environ 100 années-lumière. Elle a environ 1,8 fois le diamètre du Soleil.
Gamma Circini est une étoile binaire à 450 années-lumière, dont les composants nécessitent un télescope de 150 mm pour être vus, car ils ne sont séparés que de 0,8 seconde d’arc. La composante la plus brillante est une étoile Be bleutée de type spectral B5IV+ et de magnitude 4,51, tandis que la composante la plus faible est une étoile jaune de magnitude 5,5. Elles orbitent l’une autour de l’autre tous les 180 ans. Delta Circini est également une étoile multiple dont les composants ont des magnitudes de 5,1 et 13,4 et orbitent autour d’un centre de gravité commun tous les 3,9 jours. La composante la plus brillante est une binaire à éclipses rapprochées (plus précisément, une variable ellipsoïdale en rotation), avec un creux mineur de magnitude (0,1). Les deux sont des étoiles bleues chaudes de types spectraux O7III-V et O9.5V, respectivement, et sont estimées avoir environ 22 et 12 fois la masse du Soleil. À plus de 3600 années-lumière, ce système éclipserait Vénus, de magnitude -4,8, si elle était distante de 32 années-lumière (10 parsecs). Les deux composantes principales sont séparées de 50 secondes d’arc, résolubles à l’œil nu pour les individus ayant une bonne vision et facilement discernables avec un télescope.
Eta Circini est une géante jaune de type spectral G8III et de magnitude 5.17, située à environ 276 années-lumière, et Zeta Circini est une étoile de séquence principale bleu-blanc de type spectral B3V et de magnitude 6,09, située à environ 1273 années-lumière.
493 étoiles variables ont été enregistrées dans Circinus, mais la plupart ont une très petite portée ou sont assez faibles. Trois exemples proéminents sont Theta Circini, T Circini, et AX Circini. Theta Circini est une variable irrégulière de classe B, dont la magnitude varie de 5,0 à 5,4. T Circini a un spectre de type B, dont la magnitude varie de 10,6 à 9,3 sur une période de 3,298 jours, bien qu’il s’agisse en fait d’un système binaire à éclipses plutôt que d’une étoile pulsante. AX est une Céphéide variable qui varie entre les magnitudes 5,6 et 6,19 sur 5,3 jours. C’est une supergéante jaune-blanche de type spectral F8II+, située à 1600 années-lumière. BP Circini est une autre céphéide variable dont la magnitude apparente varie de 7,37 à 7,71 sur 2,4 jours. Les deux céphéides sont des binaires spectroscopiques, avec des compagnons qui sont des étoiles bleu-blanc de type spectral B6 et de 5 et 4,7 masses solaires respectivement. BX Circini est une étoile faible qui fluctue entre les magnitudes 12,57 et 12,62 sur une période de 2 heures 33 minutes. Plus de 99% de sa composition semble être de l’hélium. Son origine n’est pas claire, mais on pense qu’elle est le résultat de la fusion d’une naine blanche d’hélium et de carbone/oxygène.
Plusieurs étoiles avec des systèmes planétaires se trouvent dans les frontières de Circinus, bien qu’aucune des étoiles hôtes ne soit particulièrement proéminente. HD 134060 est une étoile naine jaune semblable au soleil, de type spectral G0VFe+0,4 et de magnitude 6,29, située à environ 79 années-lumière. Ses deux planètes ont été découvertes en 2011 par la méthode des vitesses radiales : la plus petite, HD 134060 b, a une masse de 0,0351 MJ (masses de Jupiter) et tourne autour de son étoile tous les 3,27 jours, à 0,0444 UA ; la plus grande, HD 134060 c (0,15 MJ), tourne plus loin, à 2,226 UA, avec une période d’environ 1161 jours. Encore plus faible, avec une magnitude de 8,8, HD 129445 se trouve à 220 années-lumière et possède 99% de la masse du Soleil et un type spectral similaire de G8V. HD 129445 b, une planète semblable à Jupiter (1,6 MJ) découverte en 2010 par la méthode des vitesses radiales, tourne autour de cette étoile à une distance de 2,9 UA, environ tous les 1840 jours.
Objets du ciel profondEdit
Trois amas ouverts et une nébuleuse planétaire se trouvent dans les frontières du Circinus, tous visibles avec des télescopes amateurs de différentes tailles. NGC 5823, également appelé Caldwell 88, est un amas ouvert vieux de 800 millions d’années, situé à 3500 années-lumière et couvrant une région de 12 années-lumière le long de la frontière nord de la constellation. Malgré une magnitude intégrée de 7,9, l’amas peut être vu en sautant d’une étoile à l’autre depuis Beta Circini ou Alpha Centauri. Il contient 80 à 100 étoiles de magnitude 10 et moins, réparties sur un diamètre de 10 secondes d’arc. Les étoiles les plus brillantes, cependant, ne sont pas de véritables membres de l’amas, car elles sont plus proches de la Terre que les plus faibles. NGC 5823 apparaît distincte à l’observateur, parfois vue comme un « S » inversé, tel que décrit par John Herschel, bien qu’elle ait également été décrite comme « en forme de tulipe » et « en boîte ». Cet amas peut être facilement confondu avec un amas similaire, NGC 5822, situé à proximité dans Lupus. Comparativement, l’amas ouvert NGC 5715 est plus faible (magnitude intégrée de 9,8) – son étoile la plus brillante n’est que de 11e magnitude – et plus petit (7,0 minutes d’arc), ne comprenant que 30 étoiles. Le troisième amas ouvert, Pismis 20, contient 12 étoiles dans un diamètre de 4,5 secondes d’arc mais présente une magnitude similaire à NGC 5823 (7,8). À 8270 années-lumière, il nécessite un télescope amateur avec une ouverture de plus de 300 mm pour être facilement discerné.
La nébuleuse planétaire NGC 5315 a une magnitude de 9,8 autour d’une étoile centrale de magnitude 14,2, située à 5,2 degrés à l’ouest-sud-ouest d’Alpha Circini. Elle n’est visible que sous forme de disque à des grossissements supérieurs à 200 fois. Bernes 145 est une nébuleuse sombre et réfléchissante répertoriée pour la première fois dans le catalogue de Bernes de 1971. La composante sombre de la nébuleuse est facilement visible dans un grand télescope amateur, et mesure 12 par 5 minutes d’arc. La composante plus petite de la nébuleuse de réflexion nécessite un instrument plus grand et une vision détournée pour être vue.
Circinus abrite également ESO 97-G13, communément appelée la galaxie Circinus. Découverte en 1977, c’est une galaxie relativement peu obscure (magnitude 10,6), ce qui est inhabituel pour les galaxies situées dans les constellations proches de la Voie lactée, car leur faible lumière est obscurcie par le gaz et la poussière. Cette galaxie spirale oblongue de 6,9 par 3,0 minutes d’arc et de 26 000 années-lumière de diamètre, est située à 13 millions d’années-lumière de la Terre et se trouve à 4 degrés du plan galactique. C’est la galaxie de Seyfert la plus proche de la Voie lactée, et elle abrite donc un noyau galactique actif.
Circinus X-1 est un système d’étoiles binaires à rayons X qui comprend une étoile à neutrons. Les observations de Circinus X-1 en juillet 2007 ont révélé la présence de jets de rayons X que l’on trouve normalement dans les systèmes de trous noirs. Situé à 19 000 années-lumière, le pulsar PSR B1509-58, également appelé pulsar de Circinus, a expulsé de son pôle sud un jet de matière long de 20 années-lumière, clairement visible dans le spectre des rayons X. Un autre vestige de supernova dans le Circinus est celui de SN 185. Enregistrée par des observateurs chinois en 185 après J.-C., SN 185 a été visible dans le ciel nocturne pendant environ huit mois ; ses vestiges, connus sous le nom de RCW 86, couvrent une surface plus grande que la pleine lune typique.
Une étoile naine blanche dans un système binaire proche peut accumuler de la matière provenant de son compagnon jusqu’à ce qu’elle s’enflamme et explose dans une explosion thermonucléaire, appelée nova. Ces étoiles s’éclairent généralement de 7 à 16 magnitudes. Nova Circini 1926, également connue sous le nom de X Circini, a été observée à la magnitude 6,5 le 3 septembre 1926, avant de s’éteindre et de fluctuer entre les magnitudes 11,7 et 12,5, au cours de 1928, et la magnitude 13, en 1929. Nova Circini 1995 (BY Circini) a atteint une magnitude apparente maximale de 7,2 en janvier 1995. BW Circini est un système binaire à rayons X de faible masse, comprenant un trou noir d’environ 8 masses solaires et une étoile subgéante jaune G0III-G5III. Des explosions de rayons X ont été enregistrées en 1987 et 1997, et peut-être en 1971-72.
Dispersion de météoresEdit
Circinus est le radiant d’une pluie de météores annuelle, les Alpha Circinides (ACI). Observés pour la première fois dans le Queensland en 1977, ces météores ont une vitesse moyenne de 27,1 km/s et on pense qu’ils sont associés à une comète de longue période. En 2011, Peter Jenniskens a proposé que la traînée de débris de la comète C/1969 T1 pourrait croiser l’orbite de la Terre et générer une pluie de météores provenant d’un radiant proche de Beta Circini. La pluie ACI atteint son apogée le 4 juin, le jour où elle a été observée pour la première fois.