Selon la classification des amas ouverts, cet amas renferme moins de 50 étoiles (la lettre p), dont la concentration est moyennement faible (III) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle (le chiffre 1)[4],[1]. Toutefois, selon le catalogue Lynga, l'amas contient entre 50 et 100 étoiles. Cependant, Lynga indique que l'amas renferme 25 membres. Cette contradiction entre la classification et le nombre de membres n'est pas rare dans le catalogue Lynga.
Observation
Avec une magnitude visuelle de 7,7, on peut observer l'amas avec des jumelles dont l'ouverture est de 40 à 50 mm[5] ou avec un petit télescope.
NGC 7209 est situé à environ 4,4 degré au sud-ouest de l'étoile 4 Lacertae et à environ 4,1 degrés au sud-est de Pi2 Cygni.
Caractéristiques
Certaines caractéristiques apparaissent sur la base de donnéesSimbad, mais une publication très récente () basée sur les mesures de la parallaxe par le satellite Gaia a permis une mise à jour importante des données. Les données du « GAIA EARLY DATA RELEASE 3 (GAIA EDR3) »[9] ont également permis aux auteurs (Almeida, Monteiro et Dias) de cette publication d'estimer la masse de 773 amas ouverts, dont celle de NGC 7209 qui est de 1087 ± 217 [8].
Distance, taille et vitesse
Selon Almeida et ses collègues, cet amas est à 1 178 ± 17 pc du système solaire[8].
La parallaxe moyenne des étoiles de l'amas a été obtenue des mesures effectuées par le satellite Gaia. Cinq valeurs différentes publiées dans de récents articles ( à ) sont indiquées sur la base de donnéesSimbad[6] : 0,811 ± 0,045 mas[10], 0,818 ± 0,031 mas[11], 0,824 ± 0,043 mas[12], 0,820 ± 0,044 mas[13],[14] et 0,820 ± 0,002 mas[7]. La valeur moyenne de la parallaxe est égale à 0,818 6 ± 0,033 0 mas, ce qui correspond à une distance de 1 222+51 −47 pc. Cette distance est compatible, quoique légèrement supérieure, à celle proposée par Almeida et ses collègues.
La taille apparente de l'amas varie selon les sources, mais la plus récente valeur de 36,5'[6],[7] vient des mesures réalisées par le satellite Gaia (Gaia DR2) ce qui, compte tenu de la distance de 1 178 ± 17 pc et grâce à un calcul simple, équivaut à une taille réelle de 40,8 ± 0,6 al.
Cinq vitesses, dont quatre différentes, sont indiquées sur la base de donnéesSimbad: −16,79 ± 3,2 km/s[15], −9,70 km/s[16],[17], −18,188 ± 0,596 km/s[12] et −18,42 ± 0,34 km/s[18]. La vitesse moyenne et l'écart-type de cet échantillon est de −15,8 ± 4,1 km/s.
Mouvement propre
Simbad indique six couples de valeurs pour le mouvement propre de l'amas, dont cinq différents, mais très semblables, qui proviennent d'articles publiés entre et . Ces valeurs en ascension droite et en déclinaison sont :
Le mouvement propre moyen obtenu de ces quatre valeurs en ascension droite et en déclinaison est égal à +2,277 ± 0,083 mas et +0,278 ± 0,087 mas.
Métallicité
Simbad rapporte deux valeurs de la métallicité, soit 0,146[12] et 0,07[19]. Selon Almeida et ses collègues, la métallicité de l'amas est égale à 0,048 ± 0,064. Selon cette valeur, le pourcentage d'éléments lourds (plus lourd que l'hydrogène et l'hélium) de cet amas serait compris entre 96% et 129% (100,048 ± 0,064) de celui du Soleil.
Âge
Webda et Lynga indiquent un âge de 414 millions d'années (log10=8,617)[20],[3], ce qui est presque le même âge de 422 millions d'années proposé par Almeida.
Étoiles
On peut accéder aux propriétés des étoiles située dans les environs de NGC 7209 en utilisant sur base de données Simbad la requête de recherche NGC 7209 NUM, où NUM est un nombre allant de 1 à 123. Toutefois, 14 pages ainsi obtenues n'indiquent pas la parallaxe des étoiles.
Pour les 109 autres étoiles, le tableau ci-dessous reproduit quelques-unes des données (parallaxe, mouvement propre, etc.), qui proviennent du « GAIA EARLY DATA RELEASE 3 (GAIA EDR3) »[21] publié en .
Les distances de 48 étoiles de ce tableau sont à l'intérieur de la distance moyenne de l'amas obtenue des mesures de la parallaxe et leur mouvement propre sont semblables. Elles sont probablement membres de NGC 7209. La distance moyenne des 48 étoiles est de 1 245 ± 35 pc (∼4 060 al). Cette valeur est compatible avec les valeurs des distances déjà mentionnées. Leurs mouvements propres moyens en ascension droite et en déclinaison sont respectivement égaux à 2,329 ± 0,220 mas et 0,220 ± 0,141 mas, valeurs très semblables à celles indiquées par Simbad[6].
Le tableau est classé selon l'ordre ascendant de la distance, mais vous pouvez changer cela en cliquant dans l'en-tête de l'une ou l'autre des colonnes.
Caractéristiques principales des étoiles situées dans le champ de vision de NGC 7209
Simbad montre aussi un bouton nommé Children. En cliquant sur ce bouton, on atteint une section de cette base de données qui renferme un tableau contenant 1 772 entrées, dont 973 Children, pour NGC 7209[131]. Cependant, des étoiles (les Children) peuvent apparaître plusieurs fois dans la deuxième colonne du tableau, d'où le nombre de liens bibliographiques qui est supérieure au nombre d'étoiles. La quatrième colonne de ce tableau indique la probabilité que l'étoile appartienne à l'amas. En cliquant sur le titre de cette colonne, on peut classer la probabilité par ordre croissant ou décroissant. En cliquant sur la désignation de l'étoile, on atteint la page de Simbad qui résume ses propriétés.
↑ abc et dT. Cantat-Gaudin et F. Anders, « Clusters and mirages: cataloguing stellar aggregates in the Milky Way », Astronomy & Astrophysics, vol. 633, no A99, , p. 22 pages (DOI10.1051/0004-6361/201936691, lire en ligne [PDF])
↑ abcd et eAnderson Almeida, Hektor Monteiro et Wilton S Dias, « Revisiting the mass of open clusters with Gaia data », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 525, no 2, , p. 2315-2340 (DOI10.1093/mnras/stad2291, lire en ligne [PDF])
↑ a et bY. Tarricq, . Soubiran, L. Casamiquela, A. Castro-Ginard, J. Olivares, N. Miret-Roig et P. A. B. Galli, « Structural parameters of 389 local open clusters », Astronomy & Astrophysics, vol. 659, no A59, , p. 13 pages (DOI10.1051/0004-6361/202142186, Bibcode2022A&A...659A..59T, lire en ligne [PDF])
↑ a et bE. 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 (DOI10.48550/arXiv.2103.01970, lire en ligne [PDF])
↑ abc et dWilton 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 (DOI10.1093/mnras/stab770, lire en ligne [PDF])
↑ a et bT. 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 (DOI10.1051/0004-6361/201833476, lire en ligne [PDF])
↑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 (DOI10.48550/arXiv.2012.04017, lire en ligne [PDF])
↑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 (DOI10.1051/0004-6361/201630012, Bibcode2017A&A...600A.106C, lire en ligne [PDF])
↑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 (DOI10.1051/0004-6361/201834020, lire en ligne [PDF])
↑M. Netopil, E. Paunzen, U. Heiter et C. Soubiran, « On the metallicity of open clusters », Astronomy & Astrophysics, vol. 585, no A150, , p. 17 pages (DOI10.1051/0004-6361/201526370, lire en ligne [html])