M28 (NGC 6626) est un amas globulaire situé dans la constellation du Sagittaire à environ a.l. (5,5 kpc) du Soleil et à a.l. (2,7 kpc) du centre de la Voie lactée.

Histoire En 1784, l'astronome français Charles Messier est le premier à avoir observé M28, mais il l'a décrit incorrectement comme une nébuleuse sans étoiles. Les astronomes allemands Johann Elert Bode et Johann Gottfried Koehler l'ont aussi décrit comme une nébuleuse. C'est William Herschel en qui a été le premier à se rendre compte de sa nature en le décrivant comme une partie du ciel très riche en étoiles.

À partir de John Herschel a observé à trois reprises l'amas. Il l'a décrit comme un amas très brillant, vaste et graduellement très dense vers son centre avec des étoiles de magnitude allant de 14 à 16. En , William Henry Smyth a aussi observé cet amas, puis John Dreyer l'a inclus dans son catalogue, le New General Catalogue, sous la désignation NGC 6626.

Observation

vignette|gauche|redresse=0.80|Localisation de NGC 6626 dans la constellation du Sagittaire. Messier 28 à moins d'un degré au nord-ouest de Kaus Borealis (Lambda Sagittarii), une étoile de magnitude 2,82.

Dans des jumelles, cet amas est faiblement visible comme une tache floue. Dans un petit télescope de , il apparaît comme une nébuleuse d'environ 11,2 minutes d'arc. Son noyau et quelques étoiles de sa périphérie deviennent visibles lorsqu'on utilise un télescope de . Un télescope de permet de voir son noyau plus dense de taille égale 2 minutes d'arc.

Caractéristiques Selon de récentes mesures effectuées par le satellite Gaia, la vitesse radiale héliocentrique de cet amas est égale à . La base de données Simbad indique aussi deux autres valeurs récentes de la vitesse : et . William W. Harris indique une vitesse un peu différente, soit .

Cet amas est un peu allongé, ayant une ellipticité égale à 0,16 et la taille apparente de son noyau est de 13,8′.

Selon une étude publiée en 2011 par J. Boyles et ses collègues, la métallicité de M28 est égale à -1,32 et sa masse est égale à . Dans cette même étude, la distance de l'amas est aussi estimée à .

Cinq valeurs de la métallicité comprises entre -1,21 et -1,70 sont indiquées sur Simbad. La valeur indiquée par Harris est de -1,32. Une métallicité comprise entre -1,70 et -1,21 signifie que la concentration en fer de Messier 28 est comprise entre 2,0% et 6.2% de celle du Soleil. Après le Big Bang, l'Univers étant surtout composé d'hydrogène et d'hélium, la métallicité était pratiquement nulle. L'univers s'est progressivement enrichi en métaux (éléments plus lourds que l'hélium) grâce à la synthèse de ceux-ci dans le cœur des étoiles. La métallicité des amas du halo de la Voie lactée varie d'un centième (1%) à un dixième (10%) de la métallicité solaire, ce qui signifie que ces amas se décomposent en deux sous-groupes, les relativement jeunes et les vieux. Selon sa métallicité, M28 serait donc un amas relativement riche en métaux, âgé d'environ 12 milliards d'années.

Les étoiles de Messier 28

Les étoiles variables En date de , on avait découvert dans M28 22 étoiles variables de type RR Lyrae (13 RR0 et 9 RR1) et 10 autres étoiles variables. Parmi ces 10 étoiles, deux ont des périodes d'environ , trois dont la période approche et l'une à très longue période égale à .

Les pulsars PSR 1821-24 est le premier pulsar découvert dans un amas globulaire en 1987 par A. G Lune et al.. En 2007, Becker et Hui écrivaient dans un article qu'environ 10% des 1765 pulsars connus étaient des pulsars millisecondes dont la majorité sont situés dans des amas globulaires en raison de la densité énorme de population stellaire dans leur noyau et qu'alors M28 était le troisième amas globulaire après Terzan 5 et 47 Tucanae contenant le plus de pulsars.

En 2022, on avait découvert la présence de 14 pulsars dans M28 associés à des étoiles à neutrons, dont 13 sont des pulsars millisecondes et un de période intermédiaire égale à 79,83 millisecondes (voir table 2, page 4).

Galerie

Notes et références

Voir aussi Articles connexes Liste des objets du NGC

Liens externes

NGC 6626 sur le site du professeur C. Seligman

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