NGC 3603

Description

La nébuleuse associée à NGC 3603 est le nuage de gaz le plus massif de gaz incandescent et de plasma, connu sous le nom de région HII, de la Voie lactée^[11]. Les radiations ultraviolettes et les forts vents stellaires en provenance de la forte concentration des étoiles les plus massives ont repoussé les gaz de l'amas, offrant une vue très dégagée de l'amas en lumière visible. L'amas et la nébuleuse NGC 3603 sont visibles dans un télescope de taille moyenne comme une petite nébulosité plutôt ordinaire présentant une teinte jaunâtre due à l'absorption interstellaire^[12].

Les autres régions HII dans la Voie lactée (W49, Sgr B2, Cygnus X et Êta Carina) sont presque complètement cachées en lumière visible par de la poussière, ce qui est malheureux, car plusieurs informations ne peuvent être mesurées directement ou facilement dans les autres domaines du spectre électromagnétique. Les études des régions HII ont donc été longtemps réalisées en les observant dans d'autres galaxies, comme la région 30 Doradus (la nébuleuse de la Tarentule) dans le Grand Nuage de Magellan ou encore NGC 2363 dans la galaxie irrégulière NGC 2366. Heureusement, les régions centrales de la vaste région HII de NGC 3603 peuvent être observées en lumière visible. C'est pour cette raison que plusieurs études ont été réalisées depuis le début des années 1970^[13], et même auparavant, car au milieu des années 1960, des études optiques combinées à des observations radio astronomiques ont montré que NGC 3603 était une radio source thermique extrêmement puissante. Ces observations, ainsi que d'autres réalisées ultérieurement dans d'autres galaxies, ont conduit au concept de régions à sursauts de formation d'étoiles et même dans certains cas de galaxies entières ayant une formation d'étoiles extrêmement rapide. NGC 3603 est maintenant considéré comme une telle région et il est comparé par certains à la région HII encore plus vaste qu'est la nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan^[14].

Distance

La parallaxe moyenne des étoiles de l'amas a été obtenue des mesures effectuées par le satellite Gaia. Trois valeurs identiques, mais avec des incertitudes publiées dans de récents articles (2018 à 2022) sont indiquées sur la base de données Simbad^[6] : 0,076 ± 0,074 mas^[15], 0,076 ± 0,005 mas^[7] et 0,076 ± 0,074 mas^[16]. La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude est égale à 0,076 ± 0,051, ce qui correspond à une distance de 13 158^+26 842
_−5 284 42 pc. Comme c'est souvent le cas pour des amas éloignés, la distance est passablement imprécise.

Taille

Selon les sources, la taille apparente est comprise entre 3,3'^[5] et 4,7'^[6],[7]. 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 178,4 al. De même, en utilisant la plus petite taille apparente et la plus petite distance, on obtient la plus petite taille réelle, soit 24,65 al. De ces deux valeurs, on déduit que la taille de l'amas est égale à 102 ± 77 al, ce qui comme la distance est imprécis.

Vitesse

Trois valeurs de la vitesse radiale sont indiquées sur Simbad, soit 44,04 ± 31,27 km/s^[17], 23,00 km/s^[18] et 28,17 ± 0,74 km/s^[19]. La moyenne de ces valeurs et l'écart type de cet échantillon est égale à 31,7 ± 11,0 km/s, tandis que la moyenne de leur incertitude es de 16,0 km/s. Si l'on ne tient pas compte de la dernière vitesse totalement différent, on obtient une moyenne pour la vitesse et pour l'incertitude de 2,12 ± 1,14 km/s. La vitesse radiale de cet amas n'est donc pas connue avec précision.

Mouvement propre

Simbad indique cinq couples de valeurs pour le mouvement propre de l'amas, dont trois provenant d'articles publiés entre 2018 et 2020 qui sont très semblables. Les deux autres couples proviennent d'articles publiés en 2014 et en 2017 et ils sont totalement différents. Les valeurs des trois couples en ascension droite et en déclinaison sont :

• −5,543 ± 0,189 mas/an et 1,961 ± 0,149 mas/an^[15]
• −5,543 ± 0,010 mas/an et 1,961 ± 0,010 mas/an^[7]
• −5,543 ± 0,189 mas/an et 1,961 ± 0,149 mas/an^[16]

La moyenne du mouvement propre et de leur incertitude obtenue de ces trois couples en ascension droite et en déclinaison est égale à −5,543 ± 0,126 mas/an et 1,961 ± 0,161 mas/an.

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

• −1,77 ± 2,58 mas/an et −2,73 ± 2,29 mas/an^[20]
• −5,760 ± 1,780 mas/an et 0,280 ± 1,240 mas/an^[18]

Masse

Déduite des études photométriques, la masse de l'amas HD 97950 serait comprise entre 10 000 et 16 000 ${\displaystyle M_{\odot }}$^[10]. En étudiant le mouvement des étoiles et les lois de la gravitation, on obtient une masse de 19 000 ${\displaystyle M_{\odot }}$^[21]. La densité du centre de masse de l'amas est de 60 000 ${\displaystyle M_{\odot }}$/pc³, ce qui est 10 fois plus élevé que celle de la nébuleuse d'Orion et comparable à celle de R136^[10].

Âge

La corrélation entre la séquence principale et la pré-séquence principale des étoiles de l'amas donne un âge d'un million d'années ou même moins. La diagramme HR ne montre pas de point de sortie de la séquence principale en dépit du fait que le modèle des étoiles donne un âge d'environ 2,5 millions d'années pour les étoiles les plus massives, mais qui est aussi compatible avec un âge d'un million d'années^[10]. Un petit nombre d'étoiles, dont Sher 25, sont apparemment plus âgées. On a ainsi suggéré qu'il y a dans l'amas un sursaut de formation d'étoiles plus récent^[22]. D'autres études ont estimé des âges jusqu'à 2 millions d'années, mais l'existence des étoiles les plus massives et les plus lumineuses fournit une limite supérieure assez certaine de 2,5 millions d'années^[23].

Il s'agit donc d'un des plus jeunes amas ouverts de notre galaxie. L'amas des Arches est âgé d'environ 2,5 millions d'années, alors que celui du Quintuplet est âgé de presque le double. On doit cependant noter que la base de données WEBDA et le catalogue Lynga lui attribue un âge donné par log₁₀ = 6,842^[8],[4], soit 10^6,842 = 6,95 Ma.

Le superamas HD 97950

Seules six étoiles dont les lettres vont de A à F sont généralement considérées comme composantes de HD 97950, tandis que les autres étoiles de l'amas et de la zone environnante sont habituellement numérotées comme membre de NGC 3603. Il n'y a pas d'autres groupes notables dans la nébuleuse, ainsi l'amas HD 97950 est quelquefois appelé simplement NGC 3603.

Membres

Les principales étoiles de l'amas sont désignées comme étant NGC 3603 A1, NGC 3603 A2, NGC 3603 A3, NGC 3603 B et NGC 3603 C (abrégées A1, A2, A3, B et C dans la suite). A1 et C sont reconnues comme étant des étoiles binaires spectroscopiques. A1a, A1b et C sont toutes des étoiles Wolf-Rayet de type WN6h qui figurent parmi les étoiles les plus massives et les plus lumineuses connues^[26]. En 2008, une équipe de l'Université de Montréal a combiné des mesures spectroscopiques de vitesse radiale avec des données photométriques prises par le télescope spatial Hubble pour déduire la masse des deux composantes de A1. Le résultat donne 116 ± 31 ${\displaystyle M_{\odot }}$ (masses solaires) pour l'étoile principale et 89 ± 16 ${\displaystyle M_{\odot }}$ pour sa compagne. C'était alors un record, détrônant l'étoile WR 20a et brisant la barrière des 100 masses solaires^[27].

Il y a dans l'amas plusieurs douzaines de jeunes étoiles de classe O (O3 et O4), principalement des étoiles de la séquence principale. Il y a peu d'étoiles géantes et supergéantes, dont Sher 25, une supergéante bleue (type B1Iab). On y trouve également Sher 18 (en), une supergéante de type O3.5 et Sher 23 une intéressante supergéante de type O9.7 riche en carbone. Plus de 7 500 étoiles ont été identifiées dans l'amas, la moins massive étant plus petite que le Soleil et la plus grosse ayant une masse dépassant les 100 masses solaires. Les étoiles qu'on y trouve sont si jeunes que celles dont la masse est inférieure à 4 ${\displaystyle M_{\odot }}$ n'ont pas encore atteint la séquence principale^[10].

Davantage d’informations ...

Principales étoiles par ordre de distance au centre de l'amas^[28]

Nom[29]	Distance[28]	Autre nom	Type spectral[10]	mv[22]	Mv[28]	T (K)[22],[30]	L (${\displaystyle L_{\odot }}$[22])
	1	Sher 23	OC9.7Ia[22]	12,70	-6,3	30 250	449 000
	2	Sher 22	O3III[22]	13,21	-5,6	46 500	863 000
	5	Sher 25	B1Iab[22]	12,23	-6,5	22 000	649 000
	7		O4V	13,58[14]	-5,4	44 000
	9		O4V	13,71	-5,2	44 000
	10		O4V	14,17	-5,1[22]	44 000	258 000
	14		O4V	13,88[28]	-5,0	44 000
	16		O3V	13,53	-5,4	46 500	711 000
	17		O4V	14,10		44 000
C[26]	18	WR 43c	WN6h	11,89	-7,3	44 000	2 200 000
E	19		O5.5III(f)	12,83[28]	-6,1	41 000
	20		O4V	13,98[28]		44 000
	22		O5III(f)	13,23[14]	-5,8	41 000
B[26]	23	WR 43b	WN6h	11,33	-7,9	42 000	2 900 000
	24		O4V[22]	12,72	-6,2	44 000
	25		O4V	13,01[28]	-5,9	44 000
A3	26		O3III	13,09	-6,4	46 500
	27		O4V	13,07[28]	-5,8	44 000
	29		O4V	13,68[28]	-5,2	44 000
A1a[26]	30	WR 43a	WN6h	11,18	-7,8	42 000	2 500 000
A1b[26]	30	WR 43a	WN6h	11,18	-7,8	40 000	1 500 000
A2	31		O3V	12,53	-6,9	46 500
	33		O5V+OB?[22]	13,69	-5,8
	37		O6.5V+?	14,16	-5,0
	38		O3V	13,21	-5,9	46 500	540 000
F	39		O5V	11,86[28]	-6,1	41 000
	40		O3V	13,33	-5,7	46 500	780 000
	41		O4V	14,24	-5,1	44 000	236 000
	42		O3III	12,99	-6,1	46 500	1 030 000
	43		O4V	13,87[28]	-5,0	44 000
	45		O8V-III	14,14	-4,7[22]	33 750	124 000
	48	Sher 18	O3.5If[22]	12,65	-6,4	39 500	1 790 000
D	49		O4V	12,64[28]	-6,3	44 000
D	50		O5V	12,74[28]	-6,2	41 000
	51		O4V(f)	13,33[28]	-5,6	44 000
D	52		O4V	13,68[28]	-5,2	44 000
	57		O4V	13,98[28]		44 000
	58		O5.5V	13,09	-5,1	39 500
	59		O4V	13,65[28]	-5,3	44 000
	60		O4V	13,60[28]	-5,3	44 000
	61		O5V	12,74[28]	-6,0	41 000
	62		O4V	13,09	-5,6	44 000
		MTT 25	O3V[22]	12,61[14]	-6,2	46 500
		MTT 58[31]	O2If*/WN6	14,76	-5,7		855 000
		WR 42e[32]	O2If*/WN6	14,53	-6,3		1 300 000

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Le nombre d'étoiles de type WNh et de type O dépasse celui de tout amas connu de notre galaxie. L'amas du Quintuplet et celui des Arches ont chacun environ 20 jeunes étoiles massives et une masse comparable à celle de NGC 3603, mais ils ne contiennent ni étoiles O3 ni Wn6. Des amas comme Westerlund 1 sont trop âgés pour contenir de telles étoiles, bien que leur masse puisse être supérieure à celle de NGC 3603. Cependant, on trouve dans l'amas R136 du Grand Nuage de Magellan des étoiles plus massives que celles de HD 97950, ainsi qu'un plus grand nombre de jeunes étoiles de type O. R136 est dans son ensemble 10 fois plus massif que NGC 3603^[33].

En utilisant les données du télescope spatial Spitzer, des astronomes ont découvert à proximité de NGC 3603 une étoile produisant une onde de choc en arc. L'observation de cette étoile dans le visible a permis de déterminer qu'elle est de type O6V. L'orientation de l'onde de choc ainsi que la distance qui sépare l'étoile de l'amas suggèrent qu'elle a été expulsée de l'amas lors d'une rencontre dynamique entre des étoiles dans le noyau de l'amas. La position de cette étoile O6V ainsi que celle d'une autre étoile de type O2If*/WN6 située de l'autre côté de NGC 3603 laisse supposer que les deux étoiles ont été éjectées de l'amas lors de la même rencontre. Cette rencontre aurait impliqué trois corps, l'étoile O6V et un énorme système binaire dont les deux étoiles auraient fusionné pour devenir l'étoile O2If*/WN6. Si cette hypothèse s'avère correcte, on peut déduire la masse du système binaire d'avant l'éjection en utilisant la loi de la conservation de la quantité de mouvement. Sachant que la masse actuelle de l'étoile O6V est de 30 ${\displaystyle M_{\odot }}$, on déduit qu'au moment de l'éjection la masse du système binaire de O2If*/WN6 aurait été de 175 ${\displaystyle M_{\odot }}$. De plus, l'intensité du rayonnement X de O2If*/WN6, typique d'une étoile isolée, suggère que les deux composantes du système binaire d'avant l'éjection ont fusionné^[34].

Parallaxe et distance

La parallaxe moyenne des étoiles du tableau précédent est égale à 0,130 8 ± 0,036 5 mas, où l'incertitude de mesure est égale à l'écart type. Cette parallaxe correspond à une distance de 7 647^+2 959
_−1 668 Mpc. Il existe cependant deux autres façons de calculer cette distance. On peut calculer la distance moyenne obtenue pour chaque étoile du calcul de leur parallaxe. Cela donne une valeur de 8 169 ± 2 023 Mpc. On peut aussi calculer les moyennes des écarts positifs et négatifs respectivement égaux à 2 423 Mpc et −1 499 Mpc pour une distance égale à 8 169^+2 423
_−1 499 km/s. Dans les deux cas, le résultat reste très imprécis, mais moins que les valeurs de la parallaxe obtenues précédemment^[6].