Astronomie

Combien y a-t-il d'étoiles dans un amas globulaire de 10^5 masses solaires ?

Combien y a-t-il d'étoiles dans un amas globulaire de 10^5 masses solaires ?

Je me demandais s'il y avait un moyen facile d'estimer le nombre d'étoiles dans un amas globulaire (GC) avec 10^5 masses solaires.

Peut-on, par exemple, simplement supposer que le GC est composé d'étoiles semblables au soleil et a donc 10^5 étoiles ? Ou est-ce trop simple ?

Merci pour vos réponses!


La masse moyenne de la fonction de masse initiale est d'environ 0,3 masse solaire (Maschberger 2013). Un GC avec 10^5 masses solaires aura donc ~3 x 10^5 étoiles dedans. Étant donné que les étoiles les plus massives seront déjà mortes dans un GC, la masse moyenne de la distribution de masse actuelle du GC sera en fait légèrement inférieure, impliquant un nombre légèrement plus grand d'étoiles, mais ce sera une correction relativement faible (certainement pas plus d'un facteur 3).


Des preuves alléchantes : l'amas d'étoiles le plus proche du Soleil est-il en train d'être détruit ?

L'amas d'étoiles des Hyades se confond progressivement avec l'arrière-plan des étoiles de la Voie lactée. L'amas est situé à 153 années-lumière et est visible à l'œil nu car les membres les plus brillants forment une forme d'étoiles en "V" dans la constellation du Taureau, le Taureau. Cette image montre des membres des Hyades identifiés dans les données Gaia. Ces étoiles sont marquées en rose et les formes des différentes constellations sont tracées en vert. On peut voir des étoiles des Hyades s'étirer depuis l'amas central pour former deux « queues ». Ces queues sont appelées queues de marée et c'est par elles que les étoiles quittent l'amas. L'image a été créée à l'aide de Gaia Sky. Crédit : ESA/Gaia/DPAC, CC BY-SA 3.0 Reconnaissance OIG : S. Jordan/T. Sagrista.

Les données du satellite de cartographie des étoiles Gaia de l'ESA ont révélé des preuves convaincantes que l'amas d'étoiles le plus proche du Soleil est perturbé par l'influence gravitationnelle d'une structure massive mais invisible dans notre galaxie.

Si cela est vrai, cela pourrait fournir des preuves d'une population suspectée de « sous-halos de matière noire ». Ces nuages ​​​​de particules invisibles sont considérés comme des reliques de la formation de la Voie lactée et sont maintenant répartis dans toute la galaxie, constituant une sous-structure invisible qui exerce une influence gravitationnelle notable sur tout ce qui dérive trop près.

La chercheuse de l'ESA Tereza Jerabkova et ses collègues de l'ESA et de l'Observatoire européen austral ont fait cette découverte en étudiant la façon dont un amas d'étoiles proche se fond dans le fond général des étoiles de notre galaxie. Cette découverte était basée sur la première troisième version de données (EDR3) de Gaia et les données de la deuxième version.

La véritable étendue des queues de marée Hyades a été révélée pour la première fois par les données de la mission Gaia de l'ESA. Les données Gaia ont permis de retracer les anciens membres de l'amas d'étoiles (en rose) dans tout le ciel. Ces étoiles sont marquées en rose et les formes des différentes constellations sont tracées en vert. L'image a été créée à l'aide de Gaia Sky. Crédit : ESA/Gaia/DPAC, CC BY-SA 3.0 Reconnaissance OIG : S. Jordan/T. Sagrista

L'équipe a choisi les Hyades comme cible car c'est l'amas d'étoiles le plus proche du Soleil. Il est situé à un peu plus de 153 années-lumière et est facilement visible pour les observateurs du ciel dans les hémisphères nord et sud sous la forme d'étoiles brillantes en forme de «V» marquant la tête du taureau dans la constellation du Taureau. Au-delà des étoiles brillantes facilement visibles, les télescopes révèlent une centaine d'étoiles plus faibles contenues dans une région sphérique de l'espace, d'environ 60 années-lumière de diamètre.

Un amas d'étoiles perdra naturellement des étoiles car, lorsque ces étoiles se déplacent dans l'amas, elles se tirent les unes sur les autres par gravité. Ce tiraillement constant modifie légèrement les vitesses des étoiles, en déplaçant certaines vers les bords de l'amas. De là, les étoiles peuvent être balayées par l'attraction gravitationnelle de la galaxie, formant deux longues queues.

Une queue traîne l'amas d'étoiles, l'autre se retire devant lui. Ils sont connus sous le nom de queues de marée et ont été largement étudiés dans des galaxies en collision, mais personne ne les avait jamais vus depuis un amas d'étoiles ouvert proche, jusqu'à très récemment.

La clé pour détecter les queues de marée est de repérer quelles étoiles dans le ciel se déplacent de la même manière que l'amas d'étoiles. Gaia rend cela facile car il mesure avec précision la distance et le mouvement de plus d'un milliard d'étoiles dans notre galaxie. "Ce sont les deux quantités les plus importantes dont nous avons besoin pour rechercher les queues de marée des amas d'étoiles dans la Voie lactée", explique Tereza.

Les tentatives précédentes d'autres équipes n'avaient rencontré qu'un succès limité car les chercheurs n'avaient recherché que des étoiles qui correspondaient étroitement au mouvement de l'amas d'étoiles. Cela excluait les membres qui sont partis plus tôt dans son histoire de 600 à 700 millions d'années et qui voyagent donc maintenant sur des orbites différentes.

Pour comprendre la gamme d'orbites à rechercher, Tereza a construit un modèle informatique qui simulerait les diverses perturbations que les étoiles en fuite dans l'amas pourraient ressentir pendant leurs centaines de millions d'années dans l'espace. C'est après avoir exécuté ce code, puis comparé les simulations aux données réelles, que la véritable étendue des queues de marée Hyades a été révélée. Tereza et ses collègues ont trouvé des milliers d'anciens membres dans les données de Gaia. Ces étoiles s'étendent maintenant sur des milliers d'années-lumière à travers la galaxie en deux énormes queues de marée.

Mais la vraie surprise était que la queue de marée arrière semblait manquer d'étoiles. Cela indique que quelque chose de beaucoup plus brutal est en train de se produire que l'amas d'étoiles qui se « dissout » doucement.

En exécutant à nouveau les simulations, Tereza a montré que les données pourraient être reproduites si cette queue était entrée en collision avec un nuage de matière contenant environ 10 millions de masses solaires. "Il doit y avoir eu une interaction étroite avec cette touffe vraiment massive, et les Hyades viennent d'être brisées", dit-elle.

Mais quelle pourrait être cette touffe ? Il n'y a aucune observation d'un nuage de gaz ou d'un amas d'étoiles aussi massif à proximité. Si aucune structure visible n'est détectée même lors de futures recherches ciblées, Tereza suggère que l'objet pourrait être un sous-halo de matière noire. Ce sont des amas naturels de matière noire qui sont censés aider à façonner la galaxie au cours de sa formation. Ce nouveau travail montre comment Gaia aide les astronomes à cartographier ce cadre de matière noire invisible de la galaxie.

« Avec Gaia, la façon dont nous voyons la Voie Lactée a complètement changé. Et grâce à ces découvertes, nous serons en mesure de cartographier les sous-structures de la Voie lactée bien mieux que jamais », explique Tereza. Et après avoir prouvé la technique avec les Hyades, Tereza et ses collègues étendent maintenant le travail en recherchant les queues de marée d'autres amas d'étoiles plus éloignés.

Référence: “Les queues de marée longues de 800 pc de l'amas d'étoiles Hyades : découverte possible de surdensités épicycliques candidates à partir d'un amas d'étoiles ouvert” par Tereza Jerabkova, Henri MJ Boffin, Giacomo Beccari, Guido de Marchi, Jos HJ de Bruijne et Timo Prusti, le 24 mars 2021, Astronomie et astrophysique.
DOI : 10.1051/0004-6361/202039949


L'étoile de Kapteyn

L'étoile de Kapteyn est une naine rouge très faible, un peu plus bleue et
variateur que Gliese 623 A (M2.5V) et B (M5.8Ve) en bas à droite.
(Voir une image 2MASS Survey de Kapteyn de la NASA Star
et base de données des exoplanètes.)

Le 3 juin 2014, une équipe d'astronomes a signalé la découverte de deux super-Terres en orbite autour de cette ancienne étoile. Kapteyn b pourrait supporter de l'eau liquide à sa surface, bien qu'il ait au moins 4,8 masses terrestres et complète son orbite en seulement 48,6 jours à une distance orbitale moyenne de 0,17, avec une excentricité orbitale de 0,21. Kapteyn c est encore plus massif à un minimum de 7,0 masses terrestres et son année dure 121,5 jours à une distance orbitale moyenne de 0,31, avec une excentricité orbitale de 0,23, et devrait être trop froide pour supporter de l'eau liquide. (Communiqué de presse de CIS et Anglada-Escud et al, 2014).

Victor Robles, James Bullock, Miguel Rocha,
Joel Primack, UC Irvine, UC Santa Cruz

Deux super-Terres ont été détectées autour
L'étoile de Kapteyn (une étoile orpheline arrachée à un
ancienne galaxie satellite naine du Lacté
Way), un dans sa zone habitable (plus).

Cette étoile est située à seulement 12,8 années-lumière (ly) de notre Soleil, Sol, dans la partie (05:11:40.58-45:01:06.27, ICRS 2000.0) de Constellation Pictor, le chevalet du peintre -- au nord-ouest de Beta Pictoris. Cependant, étant beaucoup plus petite et plus froide que Sol, l'étoile de Kapteyn n'est pas visible à l'œil nu. Il a le deuxième mouvement propre connu le plus élevé après l'étoile de Barnard, se déplaçant vers le sud-est à 8,7" par an. Sur la base de sa trajectoire orbitale galactique rétrograde excentrique, l'étoile peut être née d'un amas globulaire similaire à Omega Centauri (Wylie-de Boer et al, 2009 Ken Croswell, New Scientist , 12 novembre 2009 Ken Croswell, Astronomy , 2005).

Mouvement apparent de l'étoile de Kapteyn sur
trois ans.

Selon Ken Croswell, le mouvement propre extrêmement élevé de cette étoile a été découvert en 1897 par Jacobus Cornelius Kapteyn (1851-1922) de l'Université de Groningen et par Robert Thorburn Ayton Innes (1861-1933) d'Édimbourg, en Écosse. Innes observait depuis le Cap de Bonne-Espérance en Afrique du Sud, probablement avec la lunette de 7 pouces de l'Observatoire royal. Kapteyn, qui n'avait pas de télescope, s'est porté volontaire pour mesurer des plaques photographiques prises par David Gill (1843-1914), également à l'Observatoire du Cap. En conséquence, Kapteyn a développé le Cape Photographic Durchmusterung ou CP(D), un catalogue de 454 875 étoiles australes et des valeurs de densité d'étoiles dans l'espace en fonction de la distance, de la luminosité et de la classe spectrale. De plus, sa découverte du "streaming d'étoiles" a conduit au concept de rotation galactique. L'étoile semble avoir été renommée pour Kapteyn dans les années 1920, après sa mort, peut-être parce qu'il a été le premier à remarquer que la faible étoile répertoriée dans un ancien catalogue comme "Cordoba Zone 5 heures 243" et manquante sur l'une des plaques photographiques de Gill jusqu'à ce qu'Innes trouve une étoile correspondant à sa description à l'est de sa position d'origine. (En savoir plus sur Kapteyn).

Les astronomes ont identifié l'étoile de Kapteyn
comme cible de « niveau 1 » pour l'optique de la NASA
Mission SIM, désormais indéfiniment retardée.

En raison de la proximité de Kapteyn avec Sol et de son origine ancienne déduite de l'extérieur du disque galactique, le système a suscité un grand intérêt parmi les astronomes. L'étoile a été sélectionnée comme étoiles cibles de "niveau 1" pour la mission d'interférométrie spatiale optique (SIM) de la NASA. La mission tentera de détecter des planètes aussi petites que trois masses terrestres à moins de deux UA de chaque étoile. Bien que certaines informations système et images récapitulatives de l'étoile de Kapteyn soient toujours disponibles auprès des équipes SIM, le chef de projet SIM a annoncé le 8 novembre 2010 que la mission était reportée indéfiniment en raison du retrait du financement de la NASA.

Orbital
Distance
(a=AUs)
Orbital
Période
(P=jours)
Orbital
Excentricité
(e)
Orbital
Inclination
(i=degrés)

Masse
(Terres)

Diamètre
(Terres)

Densité
(Terres)
Surface
La gravité
(Terres)

Metallicité
(Solaire)
L'étoile de Kapteyn0.0. . . 96,600-129,90031.7-34.9. . 0.074
Intérieur H.Z. Bord?0.12629.80.0?. . . . .
Planète "b"0.16848.60.21?=>4.8. . . .
Extérieur H.Z. Bord?0.23676.50.0?. . . . .
Planète "c"0.311121.50.23?=>7.0. . . .

L'étoile de Kapteyn est une sous-naine rouge sombre ou une séquence principale (sdM0-1.5 ou V), une étoile halo (John E. Gizis, 1997, page 809 et NASA Star and Exoplanet Database), qui serait à l'origine un membre de la Voie lactée halo lumineux de la galaxie. L'étoile a environ 7,4 % de l'abondance de fer de Sol et une abondance de métallicité moyenne pondérée d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium de près de 10,5 % de celle de Sol (Woolf et Wallerstein, 2004). En raison de la rareté des éléments plus lourds, l'étoile semble un peu plus bleuâtre qu'une naine rouge de la séquence principale de classe M. Elle peut avoir environ 29 à 39 pour cent de la masse de Sol (Ken Croswell, 2005 et RECONS), environ un tiers (29 à 32 pour cent) de son diamètre, et moins de 4/1 000e de sa luminosité. C'est une étoile variable désignée VZ Pictoris. Certains numéros de catalogue d'étoiles et désignations utiles pour cette étoile sont : VZ Pic, Gl 191, Hip 24186, HD 33793, CD-45 1841, CP(D)-44 612, SAO 217223, LHS 29, LTT 2200, LFT 395, GC 6369, U 628 et Cordova Zone 5 heures 243.


L'étoile de Kapteyn est plus grande que
Alpha Centauri C (Proxima)
mais nettement plus petit
que Sol (plus de l'ESO).

Selon une analyse de 2014, le bord intérieur de la zone habitable de Kapteyn est situé relativement près de l'étoile à environ 0,126 UA de l'étoile, tandis que le bord extérieur se situe plus loin à environ 0,236 UA (Anglada-Escud et al, 2014, Tableau 2 à la page 4). Compte tenu de la sortie infrarouge relativement plus importante des étoiles M comme l'étoile de Kapteyn, la distance de celle de Kapteyn où une planète de type Terre aurait de l'eau liquide à sa surface est centrée autour de seulement 0,158 UA – bien à l'intérieur de la distance orbitale de Mercure dans le Soleil. Système. En supposant que Kapteyn ait 39% de la masse de Sol, une telle planète terminerait son orbite autour de l'étoile en moins de 37 jours à 0,158 UA – moins de six semaines.

Une super-Terre, Kapteyn b pourrait supporter de l'eau liquide à sa surface. Il a au moins 4,8 masses terrestres et termine son orbite en seulement 48,6 jours à une distance orbitale moyenne de 0,17, avec une excentricité orbitale de 0,21. (Communiqué de presse de CIS et Anglada-Escud et al, 2014).

Une super-Terre encore plus grande, Kapteyn c est plus massive à un minimum de 7,0 masses terrestres. Son année dure 121,5 jours à une distance orbitale moyenne de 0,31, avec une excentricité orbitale de 0,23. La planète, cependant, est située suffisamment loin de son début d'hôte sombre pour qu'elle soit trop froide pour supporter de l'eau liquide. (Communiqué de presse de CIS et Anglada-Escud et al, 2014).

Une étoile sous-naine et halo ? - Les sous-naines, comme l'étoile de Kapteyn à proximité, sont plus sombres et plus bleuâtres que les étoiles naines de la séquence principale plus jeunes (Wing et al, 1976). Ils ont une plus faible teneur en "métaux" d'éléments plus lourds que l'hélium. On pense que cette faible métallicité est due à leur naissance à un âge (ou une région) plus précoce de la galaxie, alors que relativement peu de supernovae avaient encore craché leurs métaux dans les nuages ​​de poussière environnants (John E. Gizis, 1997). Les astronomes avaient trouvé 15 sous-nains dans le voisinage solaire en 1998 (Fuchs et Jahrei , 1998).

La plupart des étoiles du renflement central et des amas globulaires du halo galactique sont de vieilles étoiles à faible teneur en métaux, et les étoiles du halo ne représentent que 0,1 à 0,2 pour cent des étoiles proches de Sol (Ken Croswell, 1995, pp. 62-63 ). L'étoile de Kapteyn est l'étoile de halo connue la plus proche, membre d'un amas local d'étoiles de halo appelé "groupe d'étoiles de Kapteyn" ou "groupe mobile" stellaire qui peut faire partie d'un superamas local d'étoiles de halo réparties sur 2 000 à 3 000 parsecs (6 500 à 9 800 années-lumière) dans le halo galactique de la Voie lactée (Olin Jeuck Eggen, 1996).

Les étoiles du halo sont réparties de manière quelque peu sphérique autour du noyau galactique, mais la plupart des membres du halo se situent bien au-dessus ou bien au-dessous du plan galactique. Avec des orbites galactiques extrêmement elliptiques, ils peuvent se déplacer jusqu'à 100 000 années-lumière du centre galactique et aussi près de quelques milliers d'al. Y compris les étoiles des amas globulaires lointains, les étoiles du halo sont parmi les plus anciennes de la galaxie, on pense qu'elles ont pour la plupart 10 milliards d'années et plus. Alors que les étoiles du halo ne sont que très faiblement concentrées vers le plan galactique, elles présentent une forte concentration vers et y compris le noyau galactique mais avec des orbites très excentriques. En tant que groupe, ces étoiles en tant que groupe montrent peu ou pas de rotation nette autour de la galaxie, et donc un membre du halo a une vitesse V très négative ("direction rétrograde"), puisque le mouvement du Soleil autour du centre galactique est dans le V positif. direction.

Ces étoiles contiennent une très faible abondance de métaux d'un à 10 pour cent de celle de Sol (avec une moyenne d'environ deux pour cent), mais la carence en métaux de Kapteyn en tant que sous-nain de type M est étonnamment légère par rapport aux sous-nains de type K et G (JR Mould, 1976) . Alors que les étoiles de halo peuvent totaliser aussi peu que 0,1 pour cent des étoiles dans le voisinage solaire, elles incluent des sous-naines locales, Kapteyn's Star et Groombridge 1830 (un G8VIp avec des "superflares" qui est maintenant considéré comme une seule étoile - sans M- type flare star compagnon). Également appelées étoiles de la population II en raison de leur découverte ultérieure, ce groupe comprend également des variables RR Lyrae avec des périodes supérieures à 12 heures, des sous-naines et d'autres étoiles extrêmement pauvres en métaux, et quelques géantes rouges.


L'étoile de Kapteyn peut
sont nés comme
un membre du
Oméga Centaure
Amas globulaire
avant d'être perturbé
en orbite autour
la Voie Lactée (plus).

Dans une pré-impression du 20 octobre 2009, un groupe d'astronomes regardant 16 étoiles dans le groupe stellaire en mouvement Kapetyn a émis l'hypothèse que l'étoile de Kapteyn est l'une des 14 étoiles de halo du groupe avec la même abondance élémentaire que de nombreux membres de l'Omega Centauri Globular Cluster, qui se trouve à quelque 17 000 années-lumière de Sol. L'amas globulaire le plus lumineux observé depuis la Terre, Omega Centauri, âgé de 12 milliards d'années, a des étoiles d'âges différents et des groupes d'abondance d'éléments traces, ce qui suggère que l'amas pourrait être le noyau d'une galaxie naine qui a fusionné avec la Voie lactée (Bekki et Freeman, 2005 et 2003). Au cours de l'ancienne fusion, la plupart des étoiles périphériques de la galaxie naine ont été perturbées dans de nouvelles orbites rétrogrades autour du noyau de la Voie lactée, qui semble inclure l'étoile de Kapteyn sur la base d'une analyse cinématique et chimique (Wylie-de Boer et al, 2009 et Ken Croswell , New Scientist , 12 novembre 2009).


Combien y a-t-il d'étoiles dans un amas globulaire de 10^5 masses solaires ? - Astronomie




Guide des amas globulaires
PAR MARK ARMSTRONG
L'ASTRONOMIE MAINTENANT
Publié: 14 mai 2013

Les possibilités d'observation commençant à diminuer à mesure que les nuits raccourcissent et s'éclaircissent, les amas globulaires constituent de bonnes cibles dans les circonstances d'observation moins qu'idéales, avec leur luminosité de surface généralement élevée.


Certains des meilleurs amas globulaires sont exposés ce mois-ci. Utilisez ce tableau de recherche pour les retrouver. Image réalisée avec la version Sky 5. Voir la version agrandie.

Le ciel de la fin du printemps et du début de l'été contient une pléthore de grands amas globulaires pour les observateurs de l'hémisphère nord, qui sont présentés ci-dessous.

Les amas globulaires sont des collections quasi sphériques spectaculaires et denses d'étoiles anciennes qui peuplent principalement le halo externe étendu de notre galaxie. On pense qu'ils se sont formés au tout début de la vie de notre galaxie, il y a plus de 11 milliards d'années, ce qui les rend beaucoup plus vieux que les amas ouverts. Notre Galaxie compte 150 à 200 membres, une goutte dans l'océan par rapport aux nombres liés à d'autres galaxies, le géant elliptique M87 en Vierge a un nombre incroyable de 16 000 globulaires et M31 a plus de 300 globulaires confirmés, avec d'autres candidats poussant le total au-delà de 1000. Les globulaires galactiques se présentent dans une gamme de diamètres et de masses, les plus petits peuvent être à peine plus massifs que les plus grands amas ouverts, mais les plus grands tels que M19 et M54, pesant 1,5 million de masses solaires et contenant plusieurs millions d'étoiles, rivalisent avec certaines galaxies naines. En effet, il est possible que le plus brillant et le plus spectaculaire de tous, le puissant Omega Centauri, soit le noyau rayé d'une petite galaxie qui a souffert d'une rencontre rapprochée avec notre galaxie il y a des éons.

La facilité de voir un globulaire n'est pas seulement dû à sa luminosité, son degré de condensation (à quel point il est densément emballé) est également un facteur critique. Un globulaire dense, compact et riche en étoiles montrera un plus grand contraste avec le fond du ciel et sera donc plus facile à voir qu'un globulaire diffus, qui a tendance à se perdre plus facilement dans l'arrière-plan. Les amateurs avertis utilisent une échelle de 12 points qui indique le degré de condensation, allant de I (très dense et compact) à XII (extrêmement diffus sans concentration centrale). M13 est classé V, tout comme M5, bien que beaucoup pensent qu'il est moins dense que M13, alors peut-être qu'il devrait être VI. M3 est classé V1, avec Omega Centauri plus diffus à VII. M92 est classé comme IV, il est donc plus compact que la plupart, il devrait donc être plus facile à saisir en effet, c'est un objet facile dans des jumelles, clairement non stellaire. Pour une vue d'un globulaire vraiment dense, observez M2 (classe II) en Verseau, cet automne.

L'un des meilleurs de tout le ciel, Messier 3 (NGC 5272), éclipsé seulement par M13 dans le ciel nord, est encore bien présent dans la grande constellation des Canes Venatici. M3 a été la première vraie découverte de Messier en mai 1764 et est grande, lumineuse et facile à repérer dans des jumelles, tout en étant visible à l'œil nu dans un ciel sombre et transparent. M3 est l'un des amas les plus grands et les plus massifs, pesant 800 000 masses solaires et on pense qu'il contient environ 500 000 étoiles dans une sphère d'environ 190 années-lumière de diamètre. Il a une orbite galactique hautement elliptique et on pense actuellement qu'il se trouve à 34 000 années-lumière.


L'amas globulaire Messier 3. Crédit : Jeremy Perez

Il ne nécessite pas beaucoup d'ouverture pour commencer à reconnaître la vraie nature de M3, car même une portée de 80 mm à faible puissance le montre comme granuleux et des ouvertures de 100 mm et plus commenceront à résoudre le cluster, ce qui en fait une proposition plus difficile dans ce respect que ses principaux rivaux dans le ciel du nord, M13 et M5. M3 est classé dans la classe V1 sur l'échelle de degré de condensation de 12 points (I étant très dense et compact à XII étant extrêmement diffus), ce qui le rend légèrement plus diffus que ses rivaux susmentionnés, tous deux classés V. Sa taille apparente à travers le l'oculaire dépend de l'ouverture, apparaissant autour de sept minutes d'arc dans un 100 mm et passant à 15 minutes d'arc dans les grands télescopes amateurs. Des images spectaculaires sont possibles grâce à des portées même modestes avec des images CCD LRGB profondes révélant la forme époustouflante de M3 s'étendant sur près de 20 minutes d'arc.

Bien qu'il se trouve dans une partie relativement aride du ciel, M3 est assez facile à trouver, il suffit de regarder à mi-chemin entre le brillant Arcturus (alpha Boötis) et Cor Caroli (alpha CVn), un peu plus proche du premier. Pour le moment, M3 culmine plein sud juste après 23 heures BST à une température très saine d'environ 65 degrés et il y a une fenêtre d'observation de cinq heures jusqu'à ce que le crépuscule du matin intervienne vers 4 heures du matin.

En parcourant le ciel avec des jumelles en direction de Serpens, près de la frontière avec la Vierge, vous risquez de tomber sur un point brumeux, comme une étoile floue. Il s'agit du grand, brillant et bel amas globulaire Messier 5 (NGC 5904), si bon en fait que le grand observateur, Edward Emerson Barnard le trouvait « beaucoup plus beau que M13 ».


L'amas globulaire Messier 5. Crédit : Jim Misti

Gottfried Kirch à Berlin a enregistré M5 pour la première fois en mai 1702, Charles Messier l'a noté en 1764 mais William Herschel a été le premier à le résoudre en 1791. Il est similaire dans de nombreuses catégories à M3 et M13, il est égal à M13 en luminosité, brillant à mag. +5,7 et n'a qu'une taille apparente légèrement inférieure de 20 minutes d'arc par rapport aux 21 minutes d'arc de M13. Cela lui donne une taille réelle de 150 années-lumière de diamètre à sa distance de 26 620 années-lumière. M13 est légèrement plus proche et plus grand avec M3 battant tous les deux à 190 années-lumière à sa distance plus éloignée de 34 170 années-lumière. M5 pourrait contenir jusqu'à un demi-million d'étoiles et peser 800 000 masses solaires. L'âge de M5 est un point de discorde cité précédemment comme l'un des plus anciens, des études en 1997 par Raul Jimenez et Paolo Padoan ont rapporté une jeunesse de dix milliards d'années, ce qui, s'il était correct, en ferait l'un des plus jeunes.

M5 peut être trouvé à l'œil nu par des observateurs aux yeux d'aigle sur des sites sombres à environ 25 degrés au sud-est d'Arcturus et à huit degrés à l'ouest d'alpha Serpentis. Son impact est quelque peu atténué par sa faible déclinaison nord et c'est là que M3 et M13 marquent fortement. D'un autre côté, cela signifie que M5 est visible des deux hémisphères. Les petits télescopes révèlent une forme distinctement elliptique avec un noyau brillant et une résolution des étoiles périphériques. Passer aux télescopes de la classe 150-200 mm donne des vues magnifiques, avec une résolution plus ou moins profonde à des grossissements modérés. M5 peut être observé dès qu'il fait noir et est à son apogée à 0h45 BST lorsqu'il fait 40 degrés. Procurez-vous un exemplaire du numéro de mai d'Astronomy Now pour un guide détaillé et exhaustif d'observation, de croquis et d'imagerie de M5.

Incontestablement le plus bel amas globulaire de l'hémisphère nord, M13 (NGC 6205) est la première expérience d'un amas globulaire pour beaucoup d'observateurs et dès lors sont accrochés. M13 n'est éclipsé que par les grands globulaires méridionaux Omega Centauri et 47 Tucanae, M22 en Sagittaire offrant une concurrence très rude. M13 est très facile à trouver du côté ouest de l'astérisme Keystone d'Hercule, situé à un tiers de la descente d'eta à zeta Herculis et il se trouve également à portée de l'œil nu des sites les plus sombres, brillant à une magnitude intégrée + 5.7.


L'amas globulaire Messier 13. Crédit : Nik Szymanek

Les jumelles captureront facilement M13, flanquée de deux étoiles de septième magnitude, mais ne montreront qu'une tache floue étendue avec un noyau plus brillant. De petits télescopes de bonne qualité de la classe 80-100 mm devraient montrer un diamètre apparent de huit à dix minutes d'arc et commencer à résoudre certaines des étoiles périphériques de cette boule géante de soleils. La mise à niveau à 150 mm et l'utilisation d'un grossissement de 200x donnent tout simplement des vues époustouflantes.

M13 fut découvert par Edmond Halley en 1714 et Messier l'ajouta à sa liste d'objets nébuleux ressemblant à des comètes en 1764. L'infatigable et brillant William Herschel fut le premier à reconnaître sa vraie nature 20 ans plus tard. M13 a une orbite excentrique de 500 millions d'années autour du centre galactique et elle peut être aussi éloignée que 80 000 années-lumière de nous, mais à l'heure actuelle, elle se trouve beaucoup plus près à 26 000 années-lumière. M13 est l'un des plus grands amas avec un diamètre physique de 160 années-lumière, ce qui équivaut à un diamètre apparent sur la sphère céleste de 21 minutes d'arc. Les astronomes pensent que M13 ne contient pas plus d'un million d'étoiles avec une masse totale de 600 000 masses solaires.

M92 (NGC 6341) est un très bon amas globulaire résidant à Hercule mais est souvent éclipsé par le grand amas globulaire M13, à seulement dix degrés au sud-ouest. M92 est plus petit et plus faible (mag. +6,5 et 14') que M13 (+5,7 et 21') car il est physiquement plus petit et plus éloigné. M92 pèse 400 000 masses solaires, entassé dans un diamètre de 110 années-lumière situé à 27 000 années-lumière.


L'amas globulaire Messier 92. Crédit : Nik Szymanek

Ainsi, M92 est facile à localiser dans le nord d'Hercule, sa déclinaison vers le nord étant un autre avantage de sa facilité de détection. Mais à quoi ressemble la vue à travers l'oculaire ? Les amateurs aiment résoudre les étoiles individuelles dans des globulaires et essayer de résoudre les étoiles jusqu'au cœur de l'amas si possible. Les globulaires avec un degré de condensation plus élevé sont plus difficiles à résoudre et la cote élevée de M92, qui est un avantage pour le trouver, devient un obstacle pour essayer de le résoudre. Des ouvertures de l'ordre de 75 à 100 mm commenceront à résoudre les régions externes de M92, le noyau compact et nébuleux faisant allusion à la résolution. Mais il faudra probablement une ouverture de 250 à 300 mm pour résoudre complètement M92 jusqu'au cœur.

Essayez de basculer la vue entre M13 et M92 et voyez comment vous les évaluez ? Variez le grossissement et prenez beaucoup de temps pour observer chaque grappe. M92 apparaît asymétrique même dans des portées aussi petites que 80 mm, avec la condensation centrale décalée vers le nord-est et il n'y a pas de chaînes d'étoiles évidentes, contrairement à celles de M5 et M13.

M92 et M13 sont tous deux superbement placés les soirs de mai, essentiellement observables toute la nuit, culminant au petit matin. M92 est circumpolaire du Royaume-Uni (ne se fixe jamais).

Ophiuchus abrite pas moins de sept amas globulaires Messier, la paire M10 (NGC6254) et M12 (NGC6218) (à seulement un peu plus de trois degrés l'une de l'autre) étant la plus accessible aux observateurs de l'hémisphère nord et se trouvant être deux des plus belles n'importe où dans le cieux. M10 est légèrement supérieur à son voisin dans toutes les catégories, brillant au mag. +6,6 et s'étendant sur près de 20 minutes d'arc de diamètre apparent.


L'amas globulaire Messier 12. Crédit : Jim Misti

Il est visible aux jumelles mais la vue sera tellement meilleure dans un petit télescope et même une lunette de 80 mm au grossissement x100 commencera à résoudre les étoiles individuelles. M10 est de compacité et de concentration moyennes, classée VII, et il ne faudra qu'une portée de 150 mm pour résoudre complètement les étoiles jusqu'au cœur. M10 est un globulaire assez grand avec un diamètre physique de 140 années-lumière, mais en commun avec M107 (également chez Ophiuchus), il est plutôt moyen, composé d'environ 250 000 masses solaires.

M12 est un globulaire sensiblement plus lâche même à travers de petites ouvertures (classification IX) et si vous avez une portée de 100-150 mm, vous devriez être en mesure de résoudre complètement cet amas jusqu'à son noyau si la vision permet une puissance suffisamment élevée. M12 est plus petit et plus faible que M10 bien qu'il n'y ait pas grand-chose en termes de luminosité, à peine deux dixièmes à +6,8, en taille, il perd de cinq minutes d'arc bien qu'il se trouve à 4 000 années-lumière plus près que son voisin à 20 760 années-lumière. Cela correspond à sa véritable taille physique d'environ 85 années-lumière, bien plus petite que M10. En raison du fait qu'ils se trouvent au sud de l'équateur céleste (bien que marginalement), M10 et M12 ne s'éloignent pas bien de l'horizon sud-est avant minuit et culminent vers 2 heures du matin, alors qu'ils sont tous les deux confortablement à plus de 30 degrés au-dessus de l'horizon sud.


TRANSITIONS DE PHASE DANS LES PLASMAS ASTROPHYSIQUES DENSE

3 CONGÉLATION DES NAINES BLANCHES ET L'ÂGE DE LA GALAXIE

Jusqu'à tout récemment, l'opinion généralement acceptée était que notre Galaxie s'était formée lors d'un effondrement initial rapide 19 . Dans cette image, les âges de toutes les composantes de la Galaxie doivent être les mêmes que les âges des amas globulaires les plus anciens , (15 ± 3) × 10 9 ans 15 ± 3 Gyr 20 . Récemment, cependant, des méthodes basées sur la nucléocosmochronologie et sur les âges de refroidissement des naines blanches ont été introduites, qui donnent toutes deux des âges pour le disque galactique beaucoup plus jeunes que cela. Par exemple, Malaney et Fowler 21 ont obtenu un âge galactique tg ≲ 12 Gyr à partir des rapports Th/Nd et Eu/Ba.

L'autre nouvelle méthode d'obtention de l'âge du disque galactique, introduite par Winget et al. 22 , combine la déficience observée des naines blanches ayant des luminosités L < 10 −4,5 L 23 avec la théorie du refroidissement de la naine blanche. Le résultat donne tg ≈ 9 Gyr, cohérent avec les résultats de la nucléocosmochronologie mais en conflit avec les âges des amas globulaires. Un calcul plus récent et totalement indépendant d'Iben et Laughlin 24 obtient un âge du disque ∼ 9 Gyr, en accord avec les résultats de Winget et al. 22 .

La séparation des phases carbone-oxygène peut-elle expliquer cet écart ? Jusqu'à récemment, on pensait que la séparation du plasma C/O dans une naine blanche en phases riches en C et riches en O lors de la congélation, comme le premier proposé Stevenson 25 , pourrait expliquer la différence entre l'âge de refroidissement de la naine blanche et le âges des amas globulaires. Comme le montre Mochkovitch 26 , le naufrage du solide plus dense et riche en O libère une énergie gravitationnelle substantielle, ralentissant le refroidissement d'une naine blanche et allongeant son âge. Si cela devait se produire, le disque de la Galaxie pourrait être beaucoup plus ancien que l'estimation actuelle donnée par le « chronomètre nain blanc ».

Cependant, l'allongement de l'âge d'une naine blanche froide augmente également la fonction de luminosité à ces faibles magnitudes. Garcia-Berro et al. 27 have recently computed the effect of complete phase separation upon the luminosity function, and they find a large and potentially observable effect. Thus, if phase separation were to occur, it could eventually be subjected to observational test.

It now seems very unlikely that C/O phase separation will take place, however. Barrat et al. 28 have recomputed the phase diagram for a C/O mixture and have found it to be of the spindle type rather than the eutectic type suggested by Stevenson. They conclude that significant phase separation does not occur, and that the maximum increase in the white dwarf ages associated with the freezing of this binary plasma is about 0.5 Gyr. Still more recently, Ichimaru, lyetomi, and Ogata 29 have also recomputed the C/O phase diagram and found it to be of an “azeotropic” form. Like Barrat et al., they have concluded that significant phase separation does not occur and that the effect on white dwarf ages is minimal. These two studies essentially close the book on this effect.

The most attractive possibility for resolving the difference between the ages obtained from white dwarf cooling and nucleocosmochronology, on the one hand, and from cluster ages, on the other, seems to me to be to abandon the hypothesis that the disk of the Galaxy is the same age as the halo. Indeed, according to Norris and Green 30 , “There seems no compelling reason to believe that the Galactic disk in the solar neighborhood has any major stellar component as old as the disk globular clusters.” They favor a more gradual formation process and point out that the pressure-supported collapse models of Larson 31 are in best accord with observations. In Larson's model 6, after ∼ 2 Gyr, the disk is confined to within ∼ 5 kpc of center. Only after a further several Gyr does the disk form at the solar distance from the center. They regard this as “the most natural explanation of the apparent relative youth of the disk in the solar neighborhood.” Larson 32 , too, advocates this solution.

In the end, the definitive determination of the age of the galactic disk will almost certainly require the Hubble Space Telescope. In preparation for the launch of this instrument, Tamanaha et al. 33 have recently undertaken a calculation of the contribution to the white dwarf luminosity function of the stars which completed their evolution during the formation of the galactic halo. Such a possibility was first discussed by Larson 34 who postulated “bimodal star formation,” with a “high-mass” star formation mode occurring preferentially in the early history of the galactic disk.

Tamanaha et al. 33 point out that after ∼ 15 Gyr, a 0.8 M white dwarf will have cooled to L ∼ 10 −6 L, implying MV ∼ +20, just below the current limit of detection. Though there exist increasing uncertainties in the microphysics at lower luminosities, these authors have made a first effort to explore this domain. Their most interesting finding is that the most extreme models do allow the entire halo dark matter to consist of white dwarfs, with ages thalo = 12 to 13 Gyr. Younger halos cannot supply all the dark matter. This is a testable result, and when the HST is launched, it will surely be one of the priorities for observational investigation.


10 Beautiful Star Clusters for Stargazers

Credit & Copyright: Jewel Box (NGC 4755) by Dieter Willasch (Astro-Cabinet)

Star clusters represent distinct steps in the evolution of the Universe. On the one hand, globular clusters can be thought of as “fossils”, in the sense that in many cases, they are all that remain of smaller galaxies that were devoured when large galaxies formed. Open clusters on the other hand, are evidence of the evolution of the Universe, in that in almost all cases, the constituent stars in these groupings all formed at roughly the same time from the remnants of their predecessors, to shine until eventually they too will die, with their remains in turn supplying the material for new stars to form.

By keeping the above in mind when looking at the star clusters on this list, the items presented here may become more than just pretty pictures instead, they may come to be seen as the building blocks of the Universe, without which our Sun and solar system may never have existed.

Omega Centauri (NGC 5139)

– Constellation: Centaurus
– Class: VIII
– Coordinates: RA 13h 26m 47.28s | Dec. -47° 28′ 46.1?
– Distance: About 15,800 light years
– Mass: 4 million solar masses
– Radius: 86 light years
– Magnitude: 3.9
– Estimated age: 12 billion years
– Other designations: NGC 5139, GCl 24, Caldwell 80

Image Credit: ESO

Under really dark skies, Omega Centauri appears almost as big as the full Moon, which is not surprising given that this, the biggest cluster orbiting the Milky Way (and the second biggest cluster in the Local Group) spans a full 150 light years, and contains roughly 10 million stars that are on average separated by only about one tenth of a light year. In fact, the cluster is so distinctively different from other similar globular clusters that some investigators believe that it is not the remaining core of a dwarf galaxy that had been assimilated into the Milky Way.

The most distinguishing feature of this cluster is the large number of old, evolved, red giant (Population II) stars that account for a significant percentage of its total stellar population. This and other factors explain the wide distribution of metallicity and stellar ages in the cluster, which suggests that unlike other globular clusters that formed from the same material at roughly the same time, Omega Centauri may be the product of an accretion process in which smaller clusters may have been cannibalized to produce the mixed stellar population. Investigations are continuing.

47 Tucanae (NGC 104)

Image Credit: ESA/Hubble

– Constellation: Tucana
– Class: III
– Coordinates: RA 00h 24m 05.22s | Dec. -72° 04′ 57.9″
– Distance: 16,700 light years
– Mass: 1 million solar masses
– Radius: 60 light years (120 ly diameter)
– Magnitude: 4.95
– Estimated age: 13.06 billion years
– Other designations: NGC 104, GCl 1, Caldwell 106, 1RXS J002404.6-720456

Apart from the fact that 47 Tucanae is the second biggest and brightest globular cluster around the Milky Way, and also contains several million stars, it contains many stars of scientific interest. For instance, the cluster contains at least 21 blue stragglers (near its nucleus), which are stars that have merged with other stars through one of several mechanisms. 47 Tucanae is also contains several hundred X-ray sources.

Furthermore, the cluster houses at least 25 millisecond pulsars, which is the largest population of such objects in any known globular cluster. Moreover, based on recently obtained data, the cluster is very likely to contain a 2000+ solar mass black hole, and given this mix of extreme gravity, exotic radiation, and a low overall metal content, it is perhaps not surprising that despite a diligent search, no planets have been discovered in, or around the cluster.

Messier 2 (NGC 7089)

Image Credit: NASA/STScI/WikiSky

– Constellation: Aquarius
– Class: II
– Coordinates: RA 21h 33m 27.02s | Dec. –00° 49′ 23.7″
– Distance: 37,500 light-years
– Mass: 900,000 solar masses
– Radius: 87.3 light years (174.6ly diameter)
– Magnitude: +6.3
– Estimated age: 13 billion years
– Other designations: NGC 7089

Discovered in 1746 by Jean-Dominique Maraldi and Jacques Cassini, this large cluster was at first thought to be nothing more than a cloud of nebulosity, until William Herschel was able to resolve individual stars in 1783. Spanning about 175 light years, M2 is just visible to the naked eye under dark skies, but a small telescope will easily resolve some of the brighter stars in its outer fringes. In total, M2 contains only about 150,000 stars, which number includes at least 21 variable stars. The brightest members of the cluster are either red or yellow giants, which no doubt helps to make the cluster as conspicuous as it is.

NGC 1049 (in Fornax Dwarf Galaxy)

Image Credit: NASA / ESA / S. Larsen

– Constellation: Fornax
– Class: V
– Coordinates: RA 02h 39m 52.5s | Dec. -34° 16′ 08″
– Distance: 630,000 light years
– Radius: 12 light years (24ly diameter)
– Magnitude: +12.9
– Other designations: Hodge 3

Located a whopping 630,000 light years away, orbiting one of the Milky Way’s satellite galaxies, this pretty cluster is well worth observing in telescopes of moderate aperture. However, its parent galaxy, the Fornax Dwarf Galaxy, is nearly invisible, which makes finding, and observing the cluster a whole lot easier

Mayall II (Andromeda’s Cluster)

Image Credit: Michael Rich, Kenneth Mighell, and James D. Neill (Columbia University), and Wendy Freedman (Carnegie Observatories) and NASA

– Constellation: Andromeda
– Coordinates: RA 00h 32m 46.51s | Dec. +39° 34′ 39.7″
– Distance: 2.9 million light years
– Mass: 1×107 (Solar masses)
– Radius: 21.2 (42.4ly diameter)
– Magnitude: +13.8
– Estimated age: About 12 billion years
– Other designations: G1, NGC-224-G1, SKHB 1, GSC 2788:2139, HBK 0-1, Andromeda’s Cluster

Mayall II is the biggest and brightest globular cluster in the entire Local Group of Galaxies, consisting of around 300,000 old stars which orbits the Andromeda Galaxy at a distance of about 130,000 light years from that galaxy’s centre. While it has been difficult to calculate the exact mass of this cluster, most estimates put the value at about twice that of Omega Centauri. Mayall II also almost certainly contains an intermediate mass black hole in its core.

Like Omega Centauri, Mayall II is characterized by a wide distribution of metallicity and stellar ages, which suggests that it is not a true globular cluster, but the remains of a dwarf galaxy that had been tidally stripped by the Andromeda galaxy. Note that the two bright objects in the frame are unrelated, over-exposed foreground stars.

Southern Pleiades (IC 2602)

Image Credit: Marcin Paciorek

– Constellation: Carina
– Coordinates: RA 10h 42m 57.5s | Dec. -64° 23′ 39″
– Distance: 479 light years
– Dimensions: 50’ × 50’
– Magnitude: 1.9
– Estimated age: 50 million years
– Other designations: Theta Carinae Cluster, Melotte 102, Collinder 229, VDBH 103

Like its namesake in the Northern Hemisphere, the Southern Pleiades is a conspicuous naked-eye object, even though it is 70% fainter than the Taurean Pleiades. It has fewer members, though, consisting of only about 60 or so stars, the brightest of which is Theta Carinae, which shines at magnitude +2.74. The age of the Southern Pleiades is still uncertain, but it is thought to be at least as old as the cluster IC 2391, which is estimated to be about 50 million years old, based on its lithium depletion boundary.

Jewel Box (NGC 4755)

Image Credit: ESO

– Constellation: Crux
– Coordinates: RA 12h 53m 42s | Dec. -60° 22.0′
– Distance: 6,440 light years
– Magnitude: 4.2 (Total, integrated magnitude)
– Estimated age: 16 million years
– Other designations: NGC 4755, Herschel’s Jewel Box, Kappa Crucis Cluster, Caldwell 94

Forming part of the Southern Cross, the aptly Jewel Box [cluster] is among the youngest known open star clusters, being only about 14 million years or so old. Clearly visible without optical aid, it contains about 100 brightly colored stars, which John Herschel described as follows: “..this cluster, though neither a large nor a rich one, is yet an extremely brilliant and beautiful object when viewed through an instrument of sufficient aperture to show distinctly the very different colour of its constituent stars, which give it the effect of a superb piece of fancy jewellery”.

The most luminous stars in this little cluster are all supergiants, and count among the most luminous stars in the entire Milky Way galaxy, which gives some credence to the statement often made by northern observers that “..the South has all the best stuff”. It does, indeed.

Pearl Cluster (NGC 3766)

Image Credit: ESO

– Constellation: Centaurus
– Coordinates: RA 11h 36.1m | Dec. -61° 37′
– Distance: 5,500 light-years
– Diameter: 12.0 (arc mins)
– Magnitude: 5.3
– Estimated age: 14.4 million years
– Other designations: NGC 3766, Lacaille III.7, Dunlop 289, Melotte 107, Collinder 248, C1133-613, Caldwell 97

The most attractive aspect of this little open cluster that’s bearing down on us at the rate of 14.8 km per second is the two red giant stars that bracket the core of younger, blue stars. Although there appears to be about 137 stars in this cluster, accurate photometric data exists for only 36, meaning that many stars in the cluster may not be members of the group.

However, the uniform color, and hence the temperature, of the stars in this cluster seems to suggest that they all formed at the same time, from a common origin, which is supported by their largely common proper motion. Investigations into the origin of the cluster are ongoing, but regardless of the outcome, the cluster will remain an easy binocular or small scope target for at least the next million years or so.

Hodge 301 (in Large Magellanic Cloud)

Image Credit: ESO

– Constellation: Dorado
– Coordinates: RA 05h 38m 27s | Dec. -69° 04′ 26?
– Distance: 168,000 light years
– Magnitude: 11
– Estimated age: 20 million years

Unlike the next item on this list, Hodge 301 is a fairly sedate open cluster the is also located in Tarantula Nebula within the Large Magallanic Cloud galaxy. Removed from the far more energetic R136 by about 150 light years, many stars this cluster have had time to evolve into giants, and it is thought that as many as 40 supernova events have occurred in this part of nebula, which have collectively contributed to the violent currents and shock waves within the Tarantula Nebula that have in turn, sparked periods of intense star formation.

The presence of two major star clusters within the nebula, one of which is at least ten times older than the other, has enabled investigators to observe relatively close-up the effects of supernova events and fast solar winds on dense concentrations of gas and dust.

R136 (in Large Magellanic Cloud)

Image Credit: NASA, ESA

– Constellation: Dorado
– Coordinates: RA 05h 38m 42.396s | Dec. -69° 06′ 03.36?
– Distance: 157,000 light years
– Mass: 450,000 solar masses
– Magnitude: 9.5
– Estimated age: About 1.5 million years
– Other designations: UCAC2 1803442, SAO 249329, HD 38268, TYC 9163-1014-1, CD-69 324, GC 7114

While open clusters-within-open-clusters are not exactly rare, it is not often that an inner cluster such as this one is bright enough to illuminate an entire nebula, which in this case, also happens to be the Tarantula Nebula in the Large Magellanic Cloud.

Previously known as RMC 136, this tightly packed knot of stars constitutes the inner regions of the larger open cluster NGC 2070, and spans about 6.5 light years. It similarly contains some of the most massive and luminous stars known, among which are 32 very hot O-type blue stars, at least 40 other, slightly cooler O-type stars, and at least 12 massive Wolf-Rayet stars, most of which are of the extremely energetic WNh type- all packed into the innermost 5 parsecs, or 16.3 light years, of the inner cluster.

Other stars within about 150 parsecs (490ly) of the core include an additional 325 O-type stars, and a further 19 Wolf-Rayet stars. However, this cluster-within-a-cluster is only about 1.5 to 2 million years old, which means that there are no, old stars among its stellar population.


How many stars are there in a Globular Cluster of 10^5 solar masses? - Astronomie



Above, a wide-field view of the cluster (Image Credit N.A.Sharp, REU program/AURA/NSF/NOAO)
Below, an HST image of its core (Image Credit ESA/Hubble/NASA)


NGC 104 (= PGC 2802612 = 47 Tucanae)
Discovered (1751) by Nicolas Lacaille
A 4th-magnitude globular cluster in Tucana (RA 00 24 05.2, Dec - 72 04 49)
Above, a 7 arcmin wide image of the cluster core (North is about 30 to the right of up in this image Credit ESO)
Below, the region studied in detail with the HST to measure stellar motions in the cluster's core
(North is about 30 to the right of up in this image Credits Ground-based image at top, VLT, R. Kotak & H. Boffin, ESO
2/3 arcmin wide HST closeup at bottom, ESA, G. Meylan (Ecole Polytechnique Federale de Lausanne), NASA)


Below, a 25 by 37 arcmin wide view of nearly the entire cluster (North is nearly at the top in this image)
(Credit & © Daniel Verschatse, Observatorio Antilhue, Chile used by permission)



NGC 5139 = ω (Omega) Centauri
Discovered (1677) by Edmond Halley
A 4th-magnitude globular cluster in Centaurus (RA 13 26 47.0, Dec -47 28 51)
Above, a half degree wide view of the core of NGC 5139 (Image Credit ESO)
Below, a one degree wide DSS image centered on the cluster

Below, the center of Omega Centauri, where stars are packed ten thousand times more densely than in the Solar neighborhood. (Adrienne Cool (SFSU) et al., Hubble Heritage Team (STScI/AURA), NASA, apod011010)


NGC 2419 (= PGC 2802643): "The Intergalactic Wanderer"
Discovered (Dec 31, 1788) by William Herschel
A 10th-magnitude globular cluster in Lynx (RA 07 38 08.5, Dec +38 52 57)

Open Clusters

An open cluster (also sometimes referred to as a galactic cluster) can be thought of as a loosely gravitationally bound collection of tens or hundreds of stars, many of which are young, bright, blue stars. These stars were formed at the same time (give or take a few thousands of years!) from the same initial cloud of gas (mostly hydrogen) and dust. There are approximately 1500 or so of these open clusters in our Galaxy and we know that they also exist in nearby galaxies such as the Large and Small Magellanic Clouds (LMC and SMC). The stars in an open cluster are therefore relatively close to each other which makes them different to constellations (such as Orion and Ursa Major) since constellations are group of stars that only appear to be close to each other but which are in fact at different distances from us.

When they are young (a few million or tens of millions of years old), these clusters can contain some very massive and bright stars (perhaps as massive as 200 times the mass of our Sun) with spectral types O or B. The youngest open clusters (less than 10 million years old) often contain the remnants of the gas cloud from which they were formed. This gas is now visible as 'cloudiness' within many astronomical images and is known as nebulosity.

Stars in open clusters have proved very useful to astronomers since they were all formed from the same giant cloud (so they have the same chemical composition) and are all at approximately the same distance from us. It is therefore safe to assume that any differences between the stars in an open cluster are really caused by their different masses. These differences manifest themselves in terms of brightness, surface temperature and the star's life-time and make them perfect targets for studies such as those that produce colour magnitude diagrams from photometry.

Stars obey Wien's Law - the more massive stars are usually very blue (and therefore hot - perhaps around 30,000 K), intermediate mass stars (like the Sun) are yellow (cooler - approximately 6,000 K), and the very lowest mass stars are red (cool - around 3,000 K).

Many of these open clusters are included in the Messier catalogue. This is a list of around deep sky objects, mostly visible from the northern hemisphere. Among the most striking objects in this list are M25, M44 (the Beehive), M45 (the Pleiades), M67 and NGC290 (see Figure 1).

Figure 1: A Hubble Space Telescope image of the open cluster, NGC290.
Credit: ESA, NASA, E.Olszewski

Further information on open clusters can be found at the WEBDA and Dias databases.

While we can describe open clusters subjectively, science teaches us that more thorough analysis can allow us to understand more about these objects. With this in mind, a classification system for open clusters was designed in the 1930s by the Swiss astronomer, Robert Trumpler. The Trumpler system classifies a cluster based on three properties

  • a Roman numeral from I-IV denoting concentration (I = strongly concentrated, IV = loosely concentrated)
  • a number from 1 to 3 indicating the range in stellar brightness (1 = small, 3 = large)
  • the letter p, m or r to indicate whether the cluster is poor, medium or rich in stars

An additional 'n' is given if the cluster shows signs of nebulosity.

Examples using this system include the Pleiades which are I3rn (strongly concentrated with a large range in brightness, richly populated and containing nebulosity), while the nearby Hyades are classified as II3m (more dispersed with fewer stars and no nebulosity).

Read more about spectral types.

Which of the following best describes an open cluster?

A collection of tens to hundreds of old stars No, it is generally younger stars that are found in open clusters A collection of hundreds to thousands of young stars No, open clusters do not normally have this many stars A collection of tens to hundreds of young stars Yes, this is correct A collection of hundreds to thousands of old stars No, open clusters generally have less stars and the stars are younger

How many clusters are there in our Galaxy (open and globular)?

Around 150 of each type No, there are more open clusters than this Around 1500 of each type No, there are fewer open clusters than this 150 open and 1500 globular No, these values are the wrong way around 150 globular and 1500 open Yes, this is correct


Hidden Black Hole in Globular Cluster May Be a Cosmic Middle Child

For decades, astronomers have tracked black holes with masses millions of times that of the sun, as well as those with tens of solar masses. But black holes between those two extremes have proved elusive. Now, astronomers studying a globular cluster have found just such a black hole at its center, showing that intermediate-mass black holes could be hiding out in these compact agglomerations of stars.

Lead study author Bülent Kiziltan, an astronomer at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), and his co-authors Holger Baumgardt (of Australia's University of Queensland) and Abraham Loeb (also of CfA) found a black hole between 1,400 and 3,700 solar masses at the center of 47 Tucanae, a globular cluster in the southern sky some 16,700 light-years from Earth.

Black holes are usually found because they emit massive amounts of X-rays as matter falls in. Midsize black-hole candidates have been found in galaxies a group from the University of Maryland and NASA's Goddard Space Flight Center found one in another galaxy in 2015, and there are about a dozen objects in total. [The Strangest Black Holes in the Universe]

Kiziltan and his team found this one by measuring motions of pulsars within the cluster. They found the telltale signs of a compact, massive object in the cluster's heart. The likeliest explanation for the motions was a black hole.

"Intermediate-mass black holes have been expected [in globular clusters] for many decades," Kiziltan told Space.com. "But we've not been able to find one conclusively."

Theorists think stellar-mass black holes form from stars that are at least a few dozen times the mass of the sun. When they run out of nuclear fuel, there is no longer enough energy from radiation to hold the star's outer layers against its immense gravity. The star collapses, and then explodes as a supernova. (Supernovas can outshine the galaxies in which they reside.) What's left of the star then shrinks into a tiny volume. A 100-solar-mass star, as a black hole, would have a radius of about 180 miles (290 kilometers). The former star's escape velocity exceeds that of light, resulting in a black hole, from which nothing can escape.

A big question for astronomers is what the population of black holes looks like. Given that there are supermassive black holes, and stellar-mass ones, there should be a population of black holes with masses between those two. But there don't seem to be as many as expected. The centers of globular clusters, which are agglomerations of old stars, seemed a good place to look, as earlier studies indicated they might be there, according to the new study. [No Escape: Black Holes Explained (Infographic)]

The problem is, black holes are visible only when stuff falls in them. As such, the researchers needed another method that didn't depend on picking up radio emissions.

That's why Kiziltan and his colleagues decided to look at the pulsars that inhabit a globular cluster. Pulsars form from stars less massive than those that make black holes. After those stars go supernova, they collapse into neutron stars.

Some neutron stars spin rapidly and emit radio waves along a line offset from their rotational axes. These are called pulsars. Earthbound observers see them if Earth is in the radio beam as it sweeps across the sky. Pulsars' rotation rates change so little that they are precise timekeepers. They are precise enough that by timing the signal and looking for any Doppler shifts, it's possible to measure a pulsar's movement along one's line of sight.

Kiziltan's group tracked the movement of some two dozen pulsars and used computer simulations to model the cluster to track down their black-hole candidate.

"We're proposing a brand-new approach to the study of globular clusters," Kiziltan said. "It's not only that we see the dynamical signature of a black hole, but how to probe the region near it without going too close to it." Probing the centers of globular clusters is usually difficult, because the density of stars makes it hard to see what's going on.

Finding the intermediate-mass black hole raises more questions about how these black holes form, said Cole Miller, a professor of astronomy at the University of Maryland who studies black-hole formation. "Let's say it's an intermediate-mass black hole," he said. "How did it get there?"

"Globular clusters have small escape speeds," he said. "So the stars should blow away all the gas." There will be some as stars age, such as a red giant's stellar winds. "But that amount of gas is nowhere close enough to make an intermediate-mass black hole."

This differs from the supermassive black holes at galactic centers, he added, because one would expect lots of matter to accumulate there, feeding a black hole and allowing it to grow very fast.

Both Kiziltan and Cole said there are several ways to grow black holes early in a cluster's history. "One of my favorites is runaway collisions of stars or stellar- mass black holes," Miller said. "An interesting effect is, if you have a bunch of stars in a dense stellar region, the heaviest will start runaway collisions." Once a black hole forms &mdash perhaps when a star that's absorbed a few neighbors dies ― all the matter that isn't in a stable orbit around the black hole will fall in or get ejected from the cluster, he said. That puts an automatic stop on the black hole's growth.

For scientists to get a better handle on how such black holes might form in clusters, more of them need to be found &mdash but that won't be easy, Kiziltan said. The only reason it worked for 47 Tucanae was that there were enough pulsars in it to begin with, and they were close enough to see. Not every globular cluster has the right combination of distance and bright pulsars.


Researchers explore the surroundings of globular cluster NGC 6809

NGC 6809. Credit: Hewholooks/Wikimedia Commons

Using the 4-meter Blanco telescope at the Cerro Tololo InterAmerican Observatory (CTIO), astronomers have mapped the outermost regions of a galactic globular cluster known as NGC 6809. Results of the study, published May 24 on the arXiv pre-print server, could improve our understanding of this cluster and its surroundings.

Globular clusters (GCs) are collections of tightly bound stars orbiting galaxies. Astronomers perceive them as natural laboratories enabling studies on the evolution of stars and galaxies. In particular, globular clusters could help researchers to better understand the formation history and evolution of early-type galaxies as the origin of GCs seems to be closely linked to periods of intense star formation.

NGC 6809 (also known as Messier 55 or M55) is a galactic GC in the constellation Sagittarius, located some 17,600 light years away. It has a radius of about 48 light years, mass of approximately 269,000 solar masses and is estimated to be 12.3 billion years old. Although many studies of NGC 6809 have been conducted, still little is known about its outermost regions.

In order to change this, a team of researchers led by Andres E. Piatti of the National University of Cuyo in Mendoza, Argentina, decided to investigate this cluster and its surroundings with the Dark Energy Camera (DECam) of the CTIO's 4-m Blanco telescope.

"Here, we explored the outermost regions of NGC 6809. We built its CMD [color-magnitude diagram] from DECam images centered on the cluster, which reached nearly 6 mag below the cluster MS [main sequence] turnoff," the astronomers wrote in the paper.

Piatti's team constructed stellar density maps for stars distributed in five different magnitude intervals along the cluster main sequence. Such maps are useful tools when it comes to identifying extra-tidal features distributed around the cluster's main body.

By analyzing the stellar density maps, the astronomers found that only stars—with NGC 6809 membership probability over 70 percent and more than 4 mag fainter than those at the MS turnoff—exhibit some excesses of stars at opposite sides from the cluster center. This suggests that less massive stars are prone to leave the cluster more easily.

The research detected no signs of tidal tails in the studied inner globular cluster sample. This is in agreement with recent results from numerical simulations and suggests that it could be due to a comparative shorter diffusion time. The researchers explained that the diffusion time of streams (tidal tails in GCs) is reduced by gravitational potentials that sustain chaotic orbits.

"The lack of detection of tidal tails in the studied inner globular cluster sample could be due to the reduced diffusion time of tidal tails by the kinematically chaotic nature of the orbits of these globular clusters, thus shortening the time interval during which the tidal tails can be detected," the authors of the paper concluded.