( en français ; en abrégé), aussi désigné 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 ) () 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.
Histoire 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 . C'est l'astronome français Nicolas-Louis de Lacaille qui a découvert sa nature nébuleuse avec une petite lunette astronomique de (~¸) 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 (~), Dunlop écrivit que était une belle et large nébuleuse facilement résolbable en étoiles. Herschel fit de nombreux commentaires concernant le brillant et spectaculaire noyau .
Observation
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. 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 , une étoile de magnitude égale à 2,80. , un autre amas globulaire, se trouve à environ 3,3° au nord-est de .
Caractéristiques Distance Quatre distances sont indiquées sur la base de données Simbad et deux autres proviennent d'articles publiés après l'an 2000. Ces distances sont : , , , , et .
La distance moyenne et l'écart type de cet échantillon sont de . 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 et ses coordonnées X, Y et Z par rapport au centre de la galaxie sont respectivement égales à , et . Dimension apparente
Deux sources indiquent pour la taille apparente des valeurs près de 31′, soit 30,9′ 31,8′. 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′ inclus probablement des étoiles loin du noyau brillant de l'amas, mais qui y sont gravitationnellement liées. Taille réelle En utilisant la valeur de 43,8′, la seule publiée dans un article de revue, et la distance de comme valeur, on obtient une taille réelle égale à Vitesse Simbad indique cinq valeurs de la vitesses, soit , , , et .
La moyenne et l'écart type de ces valeurs sont égaux à . Masse et âge La masse de l'amas est estimée à et il est âgé d'environ 13,06 Ga. Métallicité 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 = 16,4% et 10 = 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 0,74 0,724 0,735 0,626 0,75 0,72 0,75 0,74 0,747 0,77 0,72 0,82 0,60 0,75 0,76 0,76 0,76
Les étoiles de 47 Tucanae
est un amas extrêmement riche. Il a donc été l'objet de nombreuses publications ( avec la recherche "47 Tucanae", {dans Google Scholar, , avec "47 Tuc" et 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), 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.
L'image à gauche a été réalisée avec le télescope VISTA () 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.
Les étoiles binaires 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 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.
L'étude de Chandra 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 . 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. Les données révèlent aussi la présence de PMS dont la période de rotation est de l'ordre d'une à dix millisecondes.
L'étoile pointée par une flèche dans le panneau de droite est aussi un pulsar milliseconde (PMS), dont la période de rotation est de , 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 de . 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.
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 . 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. Autres études basées sur le relevé de Chandra 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-masseLe rayon à partir du centre où la moitié de la masse de l'amas est contenu égale à 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 , du PMS maintenant nommé et des PMS nouvellement résolus et 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 . Cependant et ont des luminosités X plus faibles.
Trou noir intermédiaire 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 . Galerie
Notes et références Notes
Références
Voir aussi Articles connexes Liste des objets du NGC
Liens externes
Le son des pulsars de 47 Tucanae (en bas de page), Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Université de Manchester. NGC 104 sur la base de données LEDA NGC 104 sur WikiSky Position de Caldwell 106 (NGC 104)) sur le site de Solarius Astronomy Picture Of the Day (APOD) (traduction/adaptation française) (traduction/adaptation française)
Catégorie:Amas globulaire 0104, 47 Tucanae Catégorie:Objet du catalogue Caldwell Catégorie:Objet du New General Catalogue Catégorie:Constellation du Toucan Catégorie:Objet du Cape Photographic Durchmusterung Catégorie:Objet du Córdoba Durchmusterung 2051 95 Catégorie:Objet céleste découvert par Nicolas-Louis de Lacaille