NGC 3572

Ascension droite (α)11^h 12^m 58,97^s^[2]

Déclinaison (δ)−60° 47′ 20,542″ ^[2]

Magnitude apparente (V)8,2^[3]^,^[4]^,^[5]
8,5 dans la bande B^[4]

Données d’observation (Époque J2000.0)
NGC 3590
L'amas ouvert NGC 3590 par le relevé DSS.
Constellation	Carène^[1]
Ascension droite (α)	11^h 12^m 58,97^s^[2]
Déclinaison (δ)	−60° 47′ 20,542″ ^[2]
Magnitude apparente (V)	8,2^[3]^,^[4]^,^[5] 8,5 dans la bande B^[4]
Dimensions apparentes (V)	2,0′^[3]^,^[5] 4,1'^[6]^,^[7] 5,1'^[4]
Localisation dans la constellation : Carène
Astrométrie
Vitesse radiale	? km/s ^[a]
Distance	2 740⁺³⁰² ₋₂₄₇ pc^[b]
Caractéristiques physiques
Type d'objet	Amas ouvert
Classe	II1p^[3] I1p :p
Galaxie hôte	Voie lactée
Dimensions	9,7 ± 5,0 al^[c]
Âge	17 M a ^[8]
Découverte
Découvreur(s)	John Herschel^[1]
Désignation(s)	OCL 852 ESO 129-SC14 ^[3] C 1110-605 Cl VDBH 114 LISC 1608 [KPR2004b] 284 [KPS2012] MWSC 1920^[6]
Liste des amas ouverts
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NGC 3590 est un très jeune amas ouvert^[1]^,^[2]^,^[8] situé dans la constellation de la Carène. Il a été découvert par l'astronome britannique John Herschel en 1835.

Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme moins de 50 étoiles (lettre p) dont la concentration est moyenne (II) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle (le chiffre 1)^[3]. Toutefois, selon le catalogue Lynga, la concentration des étoiles est forte (I) et la répartition de leur magnitude est moyenne (2). Cependant, Lynga indique que l'amas renferme 25 membres.

Avec une magnitude visuelle de 8,2, on peut observer l'amas avec des jumelles dont l'ouverture est de 40 à 50 mm^[4].

NGC 3590 est situé à environ 1,9 degré au sud-est de V382 Carinae. Les amas ouverts NGC 3519, NGC 3532 et NGC 3572 se trouvent dans la même région du ciel.

Selon l'ESO, NGC 3590 est un amas ouvert d'étoiles de faibles dimensions situé à environ 7 500 années-lumière du système solaire en direction de la constellation de la Carène. Âgé de quelque 35 millions d'années, il est constitué de douzaines d'étoiles faiblement liées entre elles par la gravitation^[9]. Cet amas est situé dans le bras spiral Sagittaire-Carène^[9]. Note : ce texte de l'ESO a été publié en 2014 et ses données ne correspondent à ce que l'on sait de l'amas maintenant.

Caractéristiques

Distance

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 (2018 à 2021) sont indiquées sur la base de données Simbad^[6] : 0,380 ± 0,028 0 mas^[10], 0,362 ± 0,053 mas^[11], 0,361 ± 0,048 mas^[12], 0,361 ± 0,004 mas^[7] et 0,361 ± 0,048 mas^[13]. La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude est égale à 0,365 0 ± 0,036 2, ce qui correspond à une distance de 2 740 ⁺³⁰²
_-247.

Taille

Selon les sources, la taille apparente de l'amas est comprise entre 2'^[3]^,^[5] et 5,1'^[4]. Grâce à un calcul simple, on peut trouver la taille réelle de l'amas. En utilisant la plus grande taille apparente et la plus grande distance, on obtient la taille réelle maximale soit 14,31 al. De même, en utilisant la plus petite taille apparente et la plus petite distance, on obtient la plus petite taille réelle, soit 4,73 al. De ces deux valeurs, on déduit que la taille de l'amas est égale à 9,7 ± 5,0 al.

Vitesse

Cinq vitesses très différentes sont indiquées sur Simbad, soit 9,04 ± 4,01 km/s^[10], 23,05 ± 4,96 km/s^[14], −7,30 ± 6,44 km/s^[15], 6,88 ± 0,73 km/s^[16] et −7,30 ± 6,4 km/s^[17]. Au regard de ces valeurs, on peut donc conclure que la vitesse radiale de l'amas est inconnue.

Mouvement propre

Simbad indique huit couples de valeurs pour le mouvement propre de l'amas, dont six provenant d'articles publiés entre 2018 et 2021 qui sont très semblables. Les deux autres provenant d'articles publiés en 2014 et 2017 sont totalement différents. Les valeurs de ces six couples en ascension droite et en déclinaison sont :

−6,69 ± 1,12 mas/an et 1,98 ± 0,69 mas/an^[15]
−6,111 ± 0,091 mas/an et 1,038 ± 0,081 mas/an^[10]
−6,116 ± 0,154 mas/an et 1,023 ± 0,159 mas/an^[11]
−6,100 ± 0,134 mas/an et 1,013 ± 0,125 mas/an^[12]
−6,100 ± 0,012 mas/an et 1,013 ± 0,012 mas/an^[7]
−6,100 ± 0,134 mas/an et 1,013 ± 0,125 mas/an^[13]

La moyenne du mouvement propre et de l'écart type obtenue de ces six couples en ascension droite et en déclinaison est égale à −6,109 ± 0,239 mas/an et 1,025 ± 0,392 mas/an.

Les deux autres couples sont passablement différents et imprécis. Ils proviennent d'articles moins récents (2014 et 2017). Ces deux couples sont :

−3,30 ± 3,97 mas/an et 1,28 ± 2,28 mas/an^[18]
−3,300 ± 0,370 mas/an et −1,28 ± 0,240 mas/an^[14]

Métallicité

Simbad rapporte une seule valeur de la métallicité, soit 0,058^[11]. Selon cette valeur, le pourcentage d'éléments lourds (plus lourd que l'hydrogène et l'hélium) de cet amas est de 114% (10^0,058) de celui du Soleil.

Âge

La base de données WEBDA et le catalogue Lynga suggère un âge donné par log₁₀ = 7,231^[8], soit 10^7,231 = 17 Ma.

Étoiles

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 339 entrées issues de 649 liens bibliographiques pour NGC 3590^[19]. 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.

Selon cette section, l'amas contiendrait 171 étoiles dont la probabilité d'appartenir à l'amas est égale ou supérieure à 90%. Cependant, pour au moins 23 d'entre elles cette appartenance est très douteuse selon les mesures modernes que l'on a de leur parallaxe ou de leur mouvement propre. Les quatre dernières lignes du tableau de cette section montrent des exemples de cela. Il nous reste donc 148 étoiles dont l'appartenance est presque certaine. En prenant les données de celles-ci, on peut déterminer la distance moyenne de l'amas ainsi que son mouvement propre. Des 148 étoiles, Simbad donne des caractéristiques spéciales à 23 d'entre elles et le type spectral de 19 autres. Le tableau ci-dessous résume les propriétés de ces étoiles. L'avant dernière ligne est la probabilité que l'étoile appartienne à l'amas et le chiffre entre parenthèse, lorsque différent de un, est le nombre de référence qui assigne cette probabilité.

**Caractéristiques principales des étoiles situées dans le champ de vision de NGC 5749**
Nom	α	δ	type spectal	P (mas)	d (pc)	μα* (mas/an)	μδ* (mas/an)	m_V	Prob	Rem
2MASS J11122374-6049130 ^[20]	11^h 12^m 23,746 7^s	−60° 49′ 12,944 2″		0,3637 ± 0,0158	2750⁺¹²⁵ _-114	-6,028	1,096	14,24	100(3)	Cj?
2MASS J11123881-6048164^[21]	11^h 12^m 38,815 3^s	−60° 48′ 16,400 3″		0,4184 ± 0,0208	2390⁺¹²⁵ _-113	-6,236	1,034	14,98	100(3)	Cj?
2MASS J11124369-6048386^[22]	11^h 12^m 43,686 9^s	−60° 48′ 38,659 2″		0,3979 ± 0,0329	2513⁺²²⁷ _-192	-6,155	1,057	16,40	100(3)	Cj?
2MASS J11124976-6045529^[23]	11^h 12^m 49,779 9^s	−60° 45′ 52,922 8″		0,3819 ± 0,0131	2618⁺⁹³ _-87	-6,089	1,008	13,61	100(3)	Cj?
2MASS J11125303-6051499^[24]	11^h 12^m 53,036 1^s	−60° 51′ 49,890 1″		0,3797 ± 0,0287	2634⁺²¹⁵ _-185	-6,172	1,127	15,88	100(3)	Cj?
2MASS J11125395-6047479^[25]	11^h 12^m 53,952 9^s	−60° 47′ 47,954 4″		0,371 ± 0,0158	2695⁺¹²⁰ _-110	-6,244	0,957	14,16	100(3)	Cj?
2MASS J11130057-6048027^[26]	11^h 13^m 00,575 7^s	−60° 48′ 02,749 1″		0,3937 ± 0,0296	2540⁺²⁰⁶ _-178	-6,134	1,038	16,08	100(3)	Cj?
2MASS J11130440-6048392^[27]	11^h 13^m 04,408 3^s	−60° 48′ 39,249 7″		0,373 ± 0,0218	2681⁺¹⁶⁶ _-148	-5,891	1,083	15,16	100(3)	Cj?
2MASS J11130805-6047190^[28]	11^h 13^m 08,046 7^s	−60° 47′ 19,010 7″		0,4035 ± 0,0142	2478⁺⁹⁰ _-84	-5,984	0,942	13,86	100(3)	Cj?
2MASS J11130908-6048024^[29]	11^h 13^m 09,086 0^s	−60° 48′ 02,454 8″		0,3899 ± 0,0135	2565⁺⁹² _-86	-6,062	0,983	13,86	100(3)	Cj?
2MASS J11131067-6046379^[30]	11^h 13^m 10,664 2^s	−60° 46′ 37,833 3″		0,377 ± 0,0274	2653⁺²⁰⁸ _-180	-6,115	1,133	15,86	100(3)	Cj?
2MASS J11131085-6046566^[31]	11^h 13^m 10,876 7^s	−60° 46′ 56,719 6″		0,3638 ± 0,0238	2749⁺¹⁹² _-169	-6,183	0,938	15,52	100(3)	Cj?
2MASS J11131325-6049553^[32]	11^h 13^m 13,254 5^s	−60° 49′ 55,351 1″		0,3671 ± 0,0331	2724⁺²⁷⁰ _-225	-6,131	1,014	16,22	100(3)	Cj?
2MASS J11131446-6047441^[33]	11^h 13^m 14,476 0^s	−60° 47′ 44,038 7″		0,3527 ± 0,0136	2835⁺¹¹⁴ _-105	-6,036	0,997	13,91	100(3)	Cj?
2MASS J11132115-6048422^[34]	11^h 13^m 21,162 1^s	−60° 48′ 42,299 3″		0,3689 ± 0,0177	2711⁺¹³⁷ _-124	-6,045	1,093	14,70	100(3)	Cj?
2MASS J11132358-6049472^[35]	11^h 13^m 23,580 0^s	−60° 49′ 47,227 0″		0,3796 ± 0,0201	2634⁺¹⁴⁷ _-132	-6,021	0,949	15,21	100(3)	Cj?
DAY-I C1110-605-00809^[36]	11^h 12^m 57,864 6^s	−60° 48′ 21,668 7″		0,3809 ± 0,0223	2635⁺¹⁶³ _-145	-6,101	1,028	15,23	100(3)	Cj?
DAY-I C1110-605-00809^[37]	11^h 12^m 53,770 9^s	−60° 46′ 47,657 3″		0,378 ± 0,0198	2646⁺¹⁴⁵ _-132	-6,076	0,928	14,88	100(3)	Cj?
NGC 3590 13^[38]	11^h 13^m 13,720 4^s	−60° 47′ 18,326 6″	B6V	0,3674 ± 0,0134	2722⁺¹⁰³ _-96	-6,115	1,071	13,87	100(3)	Cj?
NGC 3590 2^[39]	11^h 13^m 03,360 5^s	−60° 46′ 57,658 2″	B6V	0,3666 ± 0,0133	2728⁺¹⁰³ _-96	-5,921	1,082	13,33	90(2)	Cj?
NGC 3590 24^[40]	11^h 12^m 56,911 4^s	−60° 47′ 29,097 6″		0,3734 ± 0,0145	2678⁺¹⁰⁸ _-100	-6,079	1,081	13,92	100(3)	Cj?
HD 97581^[41]	11^h 12^m 47,811 8^s	−60° 44′ 16,753 7″	B1/2Iab	0,3956 ± 0,0153	2528⁺¹⁰² _-94	-6,190	1,013	8,84	100(4)	VaPul
UCAC4 146-074974^[42]	11^h 12^m 36,870 2^s	−60° 49′ 06,836 9″		0,3654 ± 0,012	2737⁺⁹³ _-87	-6,051	1,06		100(3)	Bin/ecl
CPD-60 2666^[43]	11^h 12^m 50,289 6^s	−60° 46′ 25,571 3″	B3	0,4017 ± 0,0123	2489⁺⁷⁹ _-74	-6,175	1,084	10,39	100(3)
CPD-60 2674^[44]	11^h 13^m 03,108 0^s	−60° 47′ 51,731 2″	B4	0,3781 ± 0,015	2645⁺¹⁰⁹ _-101	-6,316	1,129	11,32	90(2)
HD 306185^[45]	11^h 12^m 58,610 9^s	−60° 47′ 22,392 2″	B1	0,4118 ± 0,0155	2428⁺⁹⁵ _-88	-6,093	1,065	10,28	100(3)
HD 97284^[46]	11^h 10^m 52,290 9^s	−60° 44′ 30,303 5″	B0/1Iab/b	0,4367 ± 0,0218	2290⁺¹²⁰ _-109	-5,928	1,678	8,86	100
HD 97707^[47]	11^h 13^m 38,344 7^s	−60° 44′ 29,035 8″	B1/2Ib	0,3923 ± 0,0226	2549⁺¹⁵⁶ _-139	-6,151	1,141	8,07	100(3)
NGC 3590 10^[48]	11^h 13^m 06,196 6^s	−60° 47′ 01,011 5″	B5V	0,3987 ± 0,0148	2508⁺⁹⁷ _-90	-6,106	0,994	13,04	100(3)
NGC 3590 11^[49]	11^h 13^m 09,417 1^s	−60° 47′ 17,916 9″	B1	0,3799 ± 0,0115	2632⁺⁸² _-77	-5,972	1,165	12,20	100(3)
NGC 3590 16^[50]	11^h 13^m 13,535 2^s	−60° 47′ 54,512 4″	B9V	0,3916 ± 0,0156	2554⁺¹⁰⁶ _-98	-6,070	1,059	14,27	100(3)
NGC 3590 21^[51]	11^h 12^m 59,153 2^s	−60° 47′ 34,426 9″	B5V	0,3573 ± 0,0114	2799⁺⁹² _-87	-6,270	1,379	12,60	100(3)
NGC 3590 22^[52]	11^h 12^m 57,373 0^s	−60° 47′ 36,365 4″	B5V	0,3640 ± 0,0114	2747⁺⁸⁹ _-83	-6,061	1,039	12,26	100(3)
NGC 3590 32^[53]	11^h 12^m 52,301 6^s	−60° 46′ 32,271 7″	B5V	0,4006 ± 0,0126	2496⁺⁸¹ _-76	-6,183	1,051	12,79	100(3)
NGC 359036^[54]	11^h 12^m 54,194 0^s	−60° 45′ 26,411 1″	B6	0,4006 ± 0,0126	2496⁺⁸¹ _-76	-6,183	1,051	12,38	100(3)
NGC 3590 4^[55]	11^h 12^m 57,127 5^s	−60° 47′ 00,864 2″	B4V	0,3733 ± 0,0147	2679⁺¹¹⁰ _-101	-6,075	1,028	12,82	100(5)
NGC 3590 5^[56]	11^h 12^m 58,855 0^s	−60° 46′ 36,173 5″	B6V	0,3726 ± 0,0128	2684⁺⁹⁵ _-89	-6,203	1,069	13,43	100(3)
HD 97581^[41]	11^h 12^m 47,811 8^s	−60° 44′ 16,753 6″	B1/2Iab	0,3956 ± 0,0153	2528⁺¹⁰² _-94	-6,190	1,013	8,84	100(4)	LP
NGC 3590 8^[57]	11^h 13^m 00,896 5^s	−60° 46′ 40,677 5″	B9V	0,4025 ± 0,0158	2484⁺¹⁰² _-94	-6,151	1,001	14,17	100(3)
WR 42c^[58]	11^h 14^m 01,480 8^s	−61° 03′ 47,709 1″	WN5o	0,0970 ± 0,0183	10309⁺²³⁹⁷ _-1636	-5,626	2,219	16,56	100	WR
WR 43-3^[59]	11^h 15^m 15,369 7^s	−60° 51′ 15,747 4″	O2.5If/WN6	0,1261 ± 0,01	7930⁺⁶⁸³ _-683	-5,625	2,882	12,89	100	WR
2MASS J11125659-6041217^[60]	11^h 12^m 56,599 5^s	−60° 41′ 21,747 2″		?	?	-6,425	4,574		100
2MASS J11124665-6103135^[61]	11^h 12^m 46,649 5^s	−61° 03′ 13,569 6″		?	?	-6,425	4,574		100

Cj? = Candidate au titre de Young stellar object
Bin/ecl = Binaire à éclipses
Vp = Variable pulsante
LP = Étoile variable à longue période

Les quatre dernières lignes de ce tableau sont des exemples des étoiles peu susceptibles d'appartenir à l'amas, en particulier les deux étoiles de Wolf-Rayet. La distance de ces deux étoiles les place vraiment hors de NGC 3590. On ne connait pas la distance des deux autres étoiles, comment peut-on leur assigner une probabilité de 100% d'appartenir à l'amas.

Distance

La compilation de la parallaxe et du mouvement propre de chacune des 148 étoiles permet d'obtenir une distance moyenne et le mouvement propre moyen de l'amas. La moyenne de la parallaxe et de leur incertitude des étoiles est égale à 0,406 45 ± 0,038 16 mas, ce qui correspond à une distance de 2 460⁺²⁵⁵
₋₂₁₁ pc. On peut cependant calculer la distance à partir des parallaxes de deux autres façons. Premièrement, on peut calculer la moyenne et l'écart type des distances des 148 étoiles. La valeur obtenue est égale à 2 531 ± 413 pc (∼8 260 al). On peut aussi utiliser la moyenne des distances ainsi que la moyenne des écarts positifs et négatifs obtenus pour chaque étoile à partir de leur parallaxe. Cette dernière méthode donne une valeur de 2 531⁺²⁵⁶
₋₁₉₃ pc. Peu importe la méthode, ces valeurs sont très semblables. Cependant, on peut remarquer que les distances obtenues sont sensiblement les mêmes et légèrement inférieures à celle obtenue par le calcul des parallaxes indiqués par Simbad.

Mouvement propre

La moyenne et l'écart type du mouvement propre des 148 étoiles en ascension droite et en déclinaison sont respectivement égaux à −6,042 ± 0,305 mas/an et 1,168 ± 0,453 mas/an. Ces deux valeurs sont comparables à celles indiquées précédemment.

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