47 Tucanae
amas globulaire appartenant à notre Galaxie, et situé dans la constellation du Toucan
From Wikipedia, the free encyclopedia
47 Tucanae (47 du Toucan en français ; 47 Tuc en abrégé), aussi désigné NGC 104 ou Caldwell 106, est un amas globulaire appartenant à notre galaxie, la Voie lactée.
| 47 Tucanae NGC 104 | |
| Sur la sphère céleste, 47 Tucanae est situé près du Petit Nuage de Magellan. | |
| Données d’observation (Époque J2000.0) | |
|---|---|
| Constellation | Toucan[1],[2] |
| Ascension droite (α) | 00h 24m 05,358 9s[3] |
| Déclinaison (δ) | −72° 04′ 53,198″ [3] |
| Magnitude apparente (V) | 4,09[4],[5],[6] 4,0[2] 3,95[7] |
| Dimensions apparentes (V) | 50′[2] 43,8′[4],[8] 30,9′[7] 31,8′[6] |
| Astrométrie | |
| Vitesse radiale | −16,32 ± 2,245 km/s [a] |
| Distance | 4,547 ± 0,284 kpc (∼14 800 al) |
| Caractéristiques physiques | |
| Type d'objet | Amas globulaire |
| Classe | III[2],[1],[7] |
| Galaxie hôte | Voie lactée |
| Masse | 1,5 × 106 M☉ [9] |
| Dimensions | 190 ± 12 al[b] |
| Magnitude absolue | -9,42[10],[7] |
| Âge | 13,06 Ga[11] a |
| Particularité(s) | Le des plus gros amas globulaires après Omega Centauri. |
| Découverte | |
| Découvreur(s) | Nicolas-Louis de Lacaille[1] |
| Date | [1] |
| Désignation(s) | 47 Tuc GCL 1 C106 ESO 050-SC009 PGC 2802612[1] HD 95 IRAS 00218-7221 2MASX J00240535-7204531 Cl Melotte 1[4] |
| Liste des amas globulaires | |
modifier  |
|
Il est situé dans la constellation du Toucan. Il est l'un des gros amas globulaires de notre galaxie (avec Omega Centauri) (NGC 5139) et après celui-ci, il est le plus lumineux des amas globulaires. Sa magnitude apparente est d'environ 4,1, ce qui en fait un objet aisément observable à l'œil nu depuis un endroit exempt de pollution lumineuse[1].
Histoire
À l'œil nu, cet amas est semblable à une étoile de magnitde 4. C'est la raison pour laquelle l'astronome allemand Johann Elert Bode l'a lui a donné la désignaton 47 Tucanae. C'est l'astronome français Nicolas-Louis de Lacaille qui a découvert sa nature nébuleuse avec une petite lunette astronomique de 0,5 po (~¸1,25 cm)[1] en Afrique du Sud en écrivant que son noyau ressemblait à une comète brillante. C'est aussi au cours de ce voyage qu'il a dénommé 14 constellations.
L'amas a ensuite été observé par James Dunlop le et par John Herschel le . Avec son télescope doté d'un miroir de 9 po (~23 cm), Dunlop écrivit que NGC 104 était une belle et large nébuleuse facilement résolbable en étoiles. Herschel fit de nombreux commentaires concernant le brillant et spectaculaire noyau 47 Tucanae[1].
Observation
Emplacement de NGC 104 dans la constellation du Toucan.
Positionn de NGC 104 par rapport à Beta Hydri et à NGC 362.
Cet amas est situé dans la constellation très méridionale du Toucan et il est très difficilement observable depuis l'hémisphère nord, étant uniquement visible en dessous d'une latitude de +18 degrés[12]. Il est situé près du Petit Nuage de Magellan et il est assez éloigné des étoiles les plus brillantes du ciel, car une distance angulaire de 5,1° le sépare de Beta Hydri, une étoile de magnitude égale à 2,80. NGC 362, un autre amas globulaire, se trouve à environ 3,3° au nord-est de 47 Tuc.
Caractéristiques
Distance
Quatre distances sont indiquées sur la base de données Simbad et deux autres proviennent d'articles publiés après l'an 2000. Ces distances sont : 4,15 ± 0,08 kpc (∼13 500 al)[4],[13], environ 4,41 kpc (∼14 400 al)[4],[14], environ 5 kpc (∼16 300 al)[4],[15], 4,69 ± 0,136 kpc (∼15 300 al)[4],[16], environ 4,5 kpc (∼14 700 al)[9] et 4,530 ± 0,06 kpc (∼14 800 al)[17].
La distance moyenne et l'écart type de cet échantillon sont de 4,547 ± 0,284 kpc (∼14 800 al). Ce sont ces valeurs qui sont inscrits dans l'encadré à droite et qui ont servi à calculer la taille réelle de l'amas.
Selon William E. Harris, la distance entre l'amas et le centre de la Voie lactée est égale à environ 7,4 kpc (∼24 100 al) et ses coordonnées X, Y et Z par rapport au centre de la galaxie sont respectivement égales à environ 1,9 kpc (∼6 200 al), environ −2,6 kpc (∼−8 480 al) et environ −3,1 kpc (∼−10 100 al)[10].
Dimension apparente
Deux sources indiquent pour la taille apparente des valeurs près de 31′, soit 30,9′[7] 31,8′[6]. Le logiciel Aladin permet de mesurer cette taille. Même en se rendant vraiment à l'extérieur de l'amas, on obtient une valeur inférieure à 35′. Les valeurs données par Wolfgang Steinicke et par Simbad semblent bien trop grandes, mais la valeur donnée par Simbad est basée sur un article dont les auteurs ont utilisé les données du relevé Gaia DR2 avec des mesures de la parallaxe beaucoup plus précises que celles obtenues auparavant par les télescopes terrestres. Ainsi, la valeur de 43,8′[4],[8] inclus probablement des étoiles loin du noyau brillant de l'amas, mais qui y sont gravitationnellement liées.
Taille réelle
En utilisant la valeur de 43,8′, la seule publiée dans un article de revue, et la distance de 4,547 ± 0,284 kpc (∼14 800 al) comme valeur, on obtient une taille réelle égale à 190 ± 12 al[b]
Vitesse
Simbad indique cinq valeurs de la vitesses, soit 11,98 ± 2,75 km/s[18], 17,2 ± 0,01 km/s[14], 17,2 km/s[19], 12,21 km/s[20] et 18 km/s[10].
La moyenne et l'écart type de ces valeurs sont égaux à 16,32 ± 2,45 km/s.
Masse et âge
La masse de l'amas est estimée à 1 500 000 [9] et il est âgé d'environ 13,06 Ga[11].
Métallicité
Simbad affiche 18 valeurs de la métallicité de l'amas. Le tableau ci-dessous indique ces valeurs. La moyenne et l'écart type de cet échantillon est de -0,7343 ± 0,0497, ce qui signifie que l'amas renferme entre 10(0,7343 - 0,0497) = 16,4% et 10(0,7343 + 0,0497) = 20,7% d'éléments lourd (plus lourds que l'hydrogène et l'hélim) par rapport au Soleil, ce qui confirme l'âge très avancé de cet amas.
| 0,747[21] | 0,74[22] | 0,724[23] | 0,735[23] | 0,626[24] | 0,75[25] |
| 0,72[26] | 0,75[27] | 0,74[27] | 0,747[28] | 0,77[29] | 0,72[19] |
| 0,82[30] | 0,60[31] | 0,75[31] | 0,76[5] | 0,76[31] | 0,76[32] |
Les étoiles de 47 Tucanae
Cette image en infrarouge a été réalisé par le télescope VISTA, l'un des télescopes de l'Observatoire européen austral (ESO).
Les traînardes bleues de 47 Tuc.
.jpg)
47 Tuc est un amas extrêmement riche. Il a donc été l'objet de nombreuses publications (4 190 avec la recherche "47 Tucanae", {dans Google Scholar, 8 570, avec "47 Tuc" et 2 220 avec "NGC 104") ainsi que de nombreuses études de recensement de populations stellaires. Il est aussi l'amas globulaire possédant le plus grand nombre de pulsars connus (plus d'une vingtaine), dont une majorité de pulsars millisecondes (PMS)[33], comme attendu pour un amas âgé, dont les étoiles jeune sont mortes depuis longtemps. On y trouve également un nombre élevé de traînardes bleues, dont l'abondance atteste que ces étoiles se forment à la suite d'interaction rapprochée, voire de collision avec d'autres étoiles[34],[35].
L'image à gauche a été réalisée avec le télescope VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) de l'ESO. Elle montre la présence de plusieurs géantes rouges. Elles sont faciles à repérer, brillant d'une couleur orange foncée sur l'arrière-plan d'étoiles jaunâtres[36].
Les étoiles binaires
47 Tuc (NGC 104) est l'un des amas globulaires galactiques les plus massifs, riche en étoiles traînardes bleues et abritant de nombreux trous noirs de masse stellaire prédits mais encore insaisissables. Ceci en fait un candidat prometteur pour la recherche de binaires. Une étude de 47 Tuc réalisée avec le spectrographe à champ intégral VLT/MUSE a permis de déterminer les variations de vitesse radiale de 21 699 étoiles. Selon cette étude, la fraction totale de binaires dans l'amas est de (2,4 ± 1,0) %, en accord avec les estimations photométriques précédentes, et une fraction de binaires accrue parmi les étoiles traînardes bleues, environ trois fois supérieure à la moyenne de l'amas. Aucune binaire avec des périodes inférieures à trois jours n'a été détectée et aucune avec un compagnon noir massif. Une comparaison la région avec les prédictions des modèles les plus récents montre que l'absence de telles binaires à courte période et de binaires avec des compagnons massifs est surprenante, soulignant la nécessité d'améliorer ls compréhension de l'évolution stellaire et dynamique dans les systèmes binaires[37].
L'étude de Chandra
L'image à gauche est composée de deux panneaux. Celui de gauche montre la région du ciel en lumière visible où Chandra a effectué le premier relevé complet des étoiles binaires compactes au cœur de l'amas globulaire 47 Tucanae. Presque tous les objets visibles sur le panneau de droite provienant Chandra sont des systèmes binaires, où une étoile compagne normale, semblable au Soleil, orbite autour d'une étoile effondrée, une naine blanche ou une étoile à neutrons. Chandra a détecté une centaine de sources X, plus de dix fois ce que les autres satellites avaient détectées[38]. Les données révèlent aussi la présence de PMS dont la période de rotation est de l'ordre d'une à dix millisecondes[38].
L'étoile 47 Tuc W pointée par une flèche dans le panneau de droite est aussi un pulsar milliseconde (PMS), dont la période de rotation est de 2,35 ms, rien de bien particulier. Cependant, il se démarque des autres pulsars parce son système binaire produit beaucoup plus de rayon X de haute énergie que les autres. Cette anomalie suggère une origine différente pour la source de rayon X de 47 Tuc W. On pense qu'elle proviendrait à la collision entre la matière émise par l'étoile normale et les particules s'échappant du pulsar à une vitesse approchant de celle de la lumière[39].
L'autre image à droite, aussi composée de deux panneaux, montre une région du ciel dont le diamètre angulaire est 15 fois plus petit que celui de la pleine lune. Chandra a détecté plus d'une centaine de source X, soit dix fois plus que détectées auparavant par les autres satellites. L'image dans le panneau de droite est un agrandissement de cette région du cœur de 47 Tuc W. Les couleurs dans le panneau de droite représentent l'énergie dominante pour les sources X, le rouge pour les sources de faibles énergies, le bleu pour les sources de haute énergie et le vert pour les sources d'énergie intermédiaire. Les sources rouges sont surtout des pulsars millisecondes, alors que les sources blanches de haute énertie sont majoritairement des binaires avec une naine blache qui capture la matière émise par sa compagne. Les sources bleues sont aussi des binaires contenant une naine blanche. Les objets qui montrent un mélange de rouge et de blanc sont des paires d'étoiles ayant subi d'importantes éruptions dues à leur proximité[38].
Autres études basées sur le relevé de Chandra
Les auteurs d'un article paru en ont utilisé des données recueillies par Chandra en , entre et pour établir une liste plus complète des sources X et pour étudier certains des PMS présentant des émissions radio de faible intensité. Ils ont rapporter plus de 370 source X dans le rayon de demi-masse[c] égale à 2,79 " de l'amas, dont 81 nouvellement identifiées. La majorité des sources nouvellement identifiées se situent dans la région centrale dense, confirmant leur appartenance à l'amas.
Cinq de ces nouvelles sources de rayons X sont à des variables BY Dra ou W UMa. Les spectres rayons X des PMS récemment découverts 47 Tuc aa, 47 Tuc ab du PMS maintenant nommé 47 TucZ et des PMS nouvellement résolus 47 Tuc S et 47 Tuc F ont été obtenus. De manière générale, ces spectres répondent au modèle du corps noir ou à celui de l'atmosphère d'une étoile à neutrons, avec des températures, des luminosités et des rayons d'émission similaires à ceux d'autres PMS connus dans 47 Tuc. Cependant 47 Tuc aa et 47 Tuc ab ont des luminosités X plus faibles[40].
Trou noir intermédiaire
En 2017 Bulent Kiziltan, directeur de recherche au centre d’astrophysique Harvard & Smithsonianun affirme avoir détecté un trou noir intermédiaire de 1400 à 3700 masses solaires au sein de 47 Tucanae[41].
Galerie
47 Tucanae au télescope 500/1900, aperçu global de l'amas.
47 Tucanae par le télescope spatial Hubble.
NGC 104, un amas globulaire compact.
47 Tuc par le Grand télescope d'Afrique australe.
Image obtenue avec le télescope Kueyen et l'instrument FORS1 de l'ESO.
