NGC 3603 est un très jeune amas ouvert associé à une vaste région HII situé dans la constellation de la Carène. Il a été découvert par l'astronome britannique John Herschel en 1834. NGC 3603 est entouré d'une région HII géante localisée dans le bras de la Carène de notre galaxie, la Voie lactée.
Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme moins de 50 étoiles (lettre p) dont la concentration est forte (I) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle (le chiffre 1). Toutefois, selon le catalogue Lynga, la concentration des étoiles est moyenne, la répartition des magnitudes de celles-ci est grande (3) et l'amas contient entre 50 et 100 étoiles (m). Cependant, Lynga indique que l'amas renferme . Cette contradiction entre la classification et le nombre de membres n'est pas rare dans le catalogue Lynga.
Observation
NGC 3603 est situé à environ 2,5 degrés au sud-ouest de l'étoile V382 Carinae. Les amas ouverts NGC 3519, NGC 3532, NGC 3572 et NGC 3590 se trouvent dans cette même région du ciel.
Selon la base de données Simbad, NGC 3603 et NGC 3576 sont des jumeaux. Histoire NGC 3603 a été découvert par John Herschel le lors de son voyage en Afrique du Sud. Il a noté que c'était un objet remarquable, peut-être un amas globulaire. Au sujet de cette observation, il écrit dans ses notes : « globular cluster and nebula, stars 15th to 18th magnitude ». Il l'a catalogué comme nébuleuse 3334 dans son cahier des observations astronomiques réalisées au cap de la Bonne-Espérance (Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope) publié en 1847.
En 1864, la Royal Society a publié dans son Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars où cet amas a été répertorié sous le numéro 2354. L'amas a ensuite été incorporé par John Dreyer au New General Catalog comme NGC 3603. vignette|Régions proches de NGC 3603 (au centre) imagées par le télescope VISTA de l'ESO. Image captée aux infrarouges. L'amas central a d'abord été catalogué comme une étoile dans le catalogue Henry Draper sous la cote HD 97950, mais malgré cela il a longtemps été reconnu comme une nébuleuse ou un système stellaire multiple. On a aussi noté que son spectre présentait des caractéristiques inhabituelles, il a été associé à un type Oe dans le catalogue Henry Draper. Ensuite, on a changé ce type pour WN5+O lorsqu'on a découvert dans son spectre des caractéristiques d'une étoile Wolf-Rayet. Finalement, lorsqu'on a obtenu des images avec une meilleure résolution, on s'est aperçu que HD 97950 contenait trois des étoiles les plus lumineuses et les plus massives connues, ainsi qu'un certain nombre d'étoiles de type O et de nombreuses étoiles moins lumineuses.
Caractéristiques 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. 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. vignette|L'amas stellaire NGC 3603 et la nébuleuse qui l'entoure imagés par le télescope spatial Hubble (2005). 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, 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.
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 ( à ) sont indiquées sur la base de données Simbad : , et . La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude est égale à , ce qui correspond à une distance de 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' et 4,7'. 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 . De même, en utilisant la plus petite taille apparente et la plus petite distance, on obtient la plus petite taille réelle, soit . De ces deux valeurs, on déduit que la taille de l'amas est égale à , ce qui comme la distance est imprécis. Vitesse Trois valeurs de la vitesse radiale sont indiquées sur Simbad, soit , et . La moyenne de ces valeurs et l'écart type de cet échantillon est égale à , tandis que la moyenne de leur incertitude es de . 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 . 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 et qui sont très semblables. Les deux autres couples proviennent d'articles publiés en et en et ils sont totalement différents. Les valeurs des trois couples en ascension droite et en déclinaison sont : et et et
La moyenne du mouvement propre et de leur incertitude obtenue de ces trois couples en ascension droite et en déclinaison est égale à et .
Les deux autres couples sont passablement différents et imprécis. Ils proviennent d'articles moins récents ( et ). Ces deux couples sont : et et Masse Déduite des études photométriques, la masse de l'amas HD 97950 serait comprise entre et . En étudiant le mouvement des étoiles et les lois de la gravitation, on obtient une masse de . La densité du centre de masse de l'amas est de , ce qui est plus élevé que celle de la nébuleuse d'Orion et comparable à celle de R136. 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 d'années pour les étoiles les plus massives, mais qui est aussi compatible avec un âge d'un million d'années. 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. D'autres études ont estimé des âges jusqu'à d'années, mais l'existence des étoiles les plus massives et les plus lumineuses fournit une limite supérieure assez certaine de d'années.
Il s'agit donc d'un des plus jeunes amas ouverts de notre galaxie. L'amas des Arches est âgé d'environ 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 log = 6,842, soit 10 = .
Étoiles À la périphérie de l'amas central, on retrouve l'étoile Sher 25, une supergéante bleue qui est entourée de matériel éjecté dont la forme en sablier rappelle celle de la supernova SN 1987A. Sher 25 a suscité un grand intérêt dans l'étude de l'évolution d'étoiles massives comme elle. Deux des étoiles les plus lumineuses connues se trouvent aussi dans NGC 3603, mais en dehors du super amas central. Il s'agit de et de WR 42d qui sont toutes deux de type spectral O2If*/WN6, indiquant une jeune étoile extrêmement massive. On pense que WR 42e est une étoile fugitive provenant d'un système de trois étoiles, alors que WR 42d semble toujours emprisonnée dans son cocon parental et qu'elle fait possiblement partie d'un système binaire avec une étoile de type O3If.
Le superamas HD 97950 droite|thumb| Le cœur de l'amas ouvert capté par le télescope spatial Hubble.
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. 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 (masses solaires) pour l'étoile principale et 89 ± 16 pour sa compagne. C'était alors un record, détrônant l'étoile WR 20a et brisant la barrière des 100 masses solaires..
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 , une supergéante de type O3.5 et Sher 23 une intéressante supergéante de type O9.7 riche en carbone. Plus de 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 n'ont pas encore atteint la séquence principale.