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47 Tucanae

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47 Tucanae
NGC 104
Image illustrative de l’article 47 Tucanae
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 2051
HR 95
IRAS 00218-7221
2MASX J00240535-7204531
Melotte 1[4]
Liste des amas globulaires
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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.

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

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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 lui a donné la désignation 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

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  • Emplacement de NGC 104 dans la constellation du Toucan.
    Emplacement de NGC 104 dans la constellation du Toucan.
  • Positionn de NGC 104 par rapport à Beta Hydri et à NGC 362.
    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

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Distance

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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

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mesure du noyau de NGC 104 par Aladin.

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

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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

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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

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La masse de l'amas est estimée à 1 500 000 [9] et il est âgé d'environ 13,06 Ga[11].

Métallicité

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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.

Métallcilicté
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

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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 foncé sur l'arrière-plan d'étoiles jaunâtres[36].

Les étoiles binaires

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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 prédites 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 de 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 la compréhension de l'évolution stellaire et dynamique dans les systèmes binaires[37].

L'étude de Chandra

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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 provenant de 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 détectés[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 rayons 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 sources 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 énergie sont majoritairement des binaires avec une naine blanche 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

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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 sources 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

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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

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Notes et références

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Notes

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  1. ↑ La moyenne et l'écart type de cinq valeurs . Voir section « vitesse ».
  2. ↑ a et b Valeur moyenne = (43,8'/60)° * (pi/180)*(4578 pc) * 3,216 al/pc = 190 al
    Valeur maximale = (43,8'/60)° * (pi/180)*(4578 + 284) pc * 3,216 al/pc = 202 al
    Valeur minimale = (43,8'/60)° * (pi/180)*(4578 - 284) pc * 3,216 al/pc = 178 al
    d'où taille = 190 ± 12 al.
  3. ↑ Le rayon à partir du centre où la moitié de la masse de l'amas est contenu

Références

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  40. ↑ Souradeep Bhattacharya, Craig O. Heinke, Andrey I. Chugunov, Paulo C. C. Freire, Alessandro Ridolfi et Slavko Bogdanov, « Chandra studies of the globular cluster 47 Tucanae: A deeper X-ray source catalogue, five new X-ray counterparts to millisecond radio pulsars, and new constraints to r-mode instability window », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 472, no 3,‎ , p. 3706-3721 (DOI 10.1093/mnras/stx2241, Bibcode 2017MNRAS.472.3706B, lire en ligne [PDF]).
  41. ↑ « Un trou noir de masse intermédiaire mis en évidence au centre de l'amas globulaire 47 Tucanae » (consulté le ).

Voir aussi

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Articles connexes

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Liens externes

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Astronomy Picture Of the Day (APOD)

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