Astronomie

Densité d'étoiles de l'amas globulaire en fonction de la distance au centre

Densité d'étoiles de l'amas globulaire en fonction de la distance au centre

Contexte : Je souhaite simuler des amas globulaires de manière simple, juste pour afficher les positions des étoiles.

En supposant l'isotropie, quel serait un modèle raisonnable de la densité du nombre d'étoiles en fonction de r, la distance du centre de l'amas ?

Je suppose qu'un tel modèle aurait également des paramètres libres.


La chose habituelle est un modèle King.

Il existe en effet des paramètres libres. Ce sont la densité centrale, le "rayon central" et un rayon de troncature de marée.

Le contexte et la justification de ces modèles sont donnés dans le lien. Ils donnent une assez bonne représentation de la densité surfacique des amas globulaires (voire des amas ouverts). Ils nécessitent un schéma numérique pour "déprojeter" du plan du ciel en 3D.

Si vous trouvez que les détails des intégrales d'Abel sont trop délicats dans la déprojection, vous pouvez toujours vous rapprocher d'un modèle de Plummer. Ceci est analytiquement et informatiquement plus facile à traiter, mais manque un peu de réalisme physique. La densité centrale et un rayon caractéristique sont ici des paramètres libres.


Découvrez le package MASSCLEAN, il peut être utilisé pour générer des amas artificiels/synthétiques de métallicités arbitraires, âges, masse, rayon (basé sur une distribution de profil de King) et inclut même la contamination des étoiles de terrain.

Voici un exemple de cluster généré avec le code (à droite) imitant un cluster connu (NGC 3603, à gauche) :

Voir l'article original pour une bonne description des capacités du code.


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NGC 4993 héberge une fusion d'étoiles à neutrons binaires, GW170817/GRB 170817A, émettant des ondes gravitationnelles et des ondes électromagnétiques. La distance à cette galaxie n'est pas bien établie. Nous sélectionnons les amas globulaires candidats à partir des images du télescope spatial Hubble (HST)/ACS F606W de NGC 4993 dans les archives, en utilisant les paramètres structurels des sources détectées. La distribution radiale de la densité numérique de ces candidats montre une concentration centrale significative autour du centre de la galaxie à la distance galactocentrique r < 50″, montrant qu'ils sont principalement les membres de NGC 4993. De plus, la fonction de luminosité de ces candidats est bien ajustée par un fonction gaussienne. Par conséquent, les candidats sélectionnés à r < 50″ sont principalement considérés comme des amas globulaires dans NGC 4993. Nous dérivons une magnitude Vega corrigée de l'extinction dans la fonction de luminosité des amas globulaires à 20″ < r < 50″, F606W (max ) 0 = 25,36 ± 0,08 (V 0 = 25,52 ± 0,11) mag. En adoptant l'étalonnage des magnitudes de renouvellement des amas globulaires, MV (max) = -7,58 ± 0,11, nous dérivons une distance à NGC 4993, d = 41,65 ± 3,00 Mpc ( <(mM)>0 = 33,10+/- 0,16) . L'erreur systématique de cette méthode peut atteindre ±0,3 mag. Cette valeur est cohérente avec les estimations de distance précédentes basées sur la relation du plan fondamental et la méthode des ondes gravitationnelles dans la littérature. La distance dans cette étude peut être utilisée pour contraindre les valeurs des paramètres, y compris l'angle d'inclinaison du système binaire dans les modèles d'analyse des ondes gravitationnelles.


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En choisissant des échantillons limités en latitude galactique que l'on peut supposer complets, en considérant séparément les informations indépendantes de la distance contenues dans les positions des amas, et en tenant compte des informations contenues dans leur distribution tridimensionnelle apparente, de nouvelles méthodes quantitatives d'analyse de la structure du système d'amas globulaire galactique sont développés. On constate que le système d'amas est légèrement aplati, et il n'y a aucune preuve d'une variation de l'aplatissement en fonction de la métallicité. Une loi de Hubble décrit sa densité comme se situant dans la gamme des rayons solaires 0,2-5. Une différence systématique d'échelle de distance d'environ 0,5 magnitude est nécessaire pour réconcilier le centroïde de cette distribution avec celui des amas pauvres en métaux, le décalage étant du même type et de la même taille que ceux prédits par les modèles de pulsation théoriques des étoiles RR Lyrae. Les effets d'une distance estimée au centre galactique de 6,8 plus ou - 0,8 kpc sur une analyse dynamique antérieure du système d'amas sont considérés et jugés faibles.


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Nous utilisons les données d'imagerie à deux bandes de l'Advanced Camera for Surveys à bord du télescope spatial Hubble pour une étude détaillée de NGC 1533, une galaxie SB0 du groupe Dorado entourée d'un anneau de H I. NGC 1533 semble terminer une transition de type tardif à précoce : il est rouge, mais pas tout à fait mort. Une faible structure en spirale devient visible après la soustraction des galaxies, et des étoiles bleues lumineuses peuvent être vues dans des zones isolées du disque. La poussière est visible dans la carte des couleurs dans la région autour de la barre, et il y a un dégradé de couleur linéaire sur tout le disque. Nous déterminons une distance précise à partir de la méthode de fluctuation de la luminosité de la surface (SBF), en trouvant (m-M) = 31,44 +/- 0,12 mag, ou d = 19,4 +/- 1,1 Mpc. Nous étudions ensuite les couleurs, les tailles et la fonction de luminosité (GCLF) de l'amas globulaire (GC). Les estimations de la distance à partir de la médiane des rayons de demi-lumière du GC et du pic du GCLF concordent bien avec la distance SBF. La fréquence spécifique du GC est S N = 1,3+/-0,2, typique d'une galaxie à disque de type ancien. La distribution des couleurs est bimodale, comme cela est couramment observé pour les galaxies brillantes. Il y a une suggestion que les GC les plus rouges ont des tailles plus petites, mais la tendance n'est pas significative. Les tailles augmentent considérablement avec le rayon galactocentrique, d'une manière plus similaire au système GC de la Voie lactée qu'à ceux de la Vierge. Cette différence peut être un effet des gradients de densité plus raides dans les groupes lâches par rapport aux amas de galaxies. Des études supplémentaires sur les galaxies de type précoce dans les régions à faible densité peuvent aider à déterminer s'il s'agit bien d'une tendance environnementale générale.

Basé sur des observations faites avec le télescope spatial NASA/ESA Hubble, obtenues auprès du Space Telescope Science Institute, qui est exploité par l'Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., dans le cadre du contrat NASA NAS 5-26555. Ces observations sont associées au programme n° 10438.


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Les comptages d'étoiles en U, V et R à environ 23 minutes d'arc de la galaxie elliptique particulière voisine NGC 5128 montrent 800-900 objets comptés en excès du bruit de fond dans la région étudiée. Le système de clusters déduit de ces données semble suivre une loi de loi r 1/4 pour r supérieur ou égal à 4 arcmin. A l'intérieur de ce rayon il est possible que les amas soient déficients par rapport au halo lumineux. En utilisant les données d'autres études, une fonction de luminosité d'amas sur une plage de 5 mag a été construite. Il est conforme à la fonction de luminosité de l'amas globulaire du groupe local sur toute la plage si la distance à NGC 5128 est inférieure ou égale à 4 Mpc. L'analyse des dénombrements suggère une population totale de grappes N t = 1200-1900, une fréquence spécifique S = 3,0-3,2 et une distance d'environ 3-4 Mpc. Des distances plus grandes ne sont autorisées que si la fonction de luminosité n'est pas standard dans un tel cas, alors S est bien inférieur à 3 ou N est bien supérieur à 2000.


3. Résultats

3.1. Distributions spatiales et radiales des amas globulaires

La figure 4 (en haut) affiche la distribution spatiale et le profil de densité radiale des amas globulaires candidats avec F606W < 26,4 mag dans le champ ACS de NGC 4993. À titre de comparaison, la figure 4 (en bas) affiche les mêmes chiffres mais pour les sources étendues avec F606W (2,5 pixels) et 26,2 mag. Nous avons utilisé des ouvertures annulaires avec une taille de bac de 10'' pour dériver le profil de densité de nombre radial pour r < 160''. Les densités spatiales et radiales des amas globulaires candidats montrent une concentration centrale significative à r < 50''. Leur densité de nombre radial diminue à mesure que la distance galactocentrique augmente et devient presque plate à r > 60''. Cela montre que les amas globulaires candidats sélectionnés à r < 50'' sont pour la plupart les membres de NGC 4993. NGC 4993, avec un type morphologique de galaxies lenticulaires/elliptiques, ne montre aucune région de formation d'étoiles de sorte que les candidats sélectionnés sont dominés par de véritables amas globulaires plutôt que par de jeunes étoiles supergéantes dans NGC 4993. La plupart des sources dans la région externe à r > 60'' sont probablement des étoiles de premier plan ou des galaxies d'arrière-plan non résolues. D'autre part, les densités numériques spatiales et radiales des sources étendues montrent des distributions presque uniformes, indiquant que les sources étendues sont principalement des galaxies d'arrière-plan dans la direction de NGC 4993.

Figure 4. Distributions spatiales (à gauche) et profils de densité radiale (à droite) des amas globulaires candidats avec F606W < 26,4 mag (cercles rouges) et des galaxies candidates en arrière-plan avec F606W(R < 2,5 pix) < 26,2 mag (cercles bleus). De grands cercles et des lignes verticales marquent la limite de la galaxie et des régions d'arrière-plan. Le trait plein en (b) représente un ajustement avec une loi de Sérsic, en comparaison avec le cas pour m = 1 (ligne pointillée).

Nous ajustons le profil radial de densité de nombres des amas globulaires candidats pour r < 160'' avec une loi Sérsic incluant le niveau de fond (Sérsic 1963 Graham & Driver 2005). Les données pour r > 60'' représentent principalement le niveau de fond. Les valeurs des paramètres que nous avons obtenues sont m = 0.59 ± 0.21, reff = 2084 ± 2,20, et le niveau de fond de Σ = 0,006 sources arcsec −1 . Pour tester l'effet de binning, nous avons effectué un ajustement pour différentes tailles de bac de 5'', 8'' et 15'', obtenant m = 0.60 ± 0.21, m = 0,61 ± 0,21, et m = 0,57 ± 0,19, respectivement. Ces valeurs concordent toutes dans les erreurs, ce qui montre que l'effet de binning est négligeable. Nous avons également tracé un profil exponentiel avec m = 1 comme référence (ligne pointillée). La valeur de l'indice Sérsic que nous observons n'est pas pertinente pour les principaux résultats d'estimation de distance. Le rayon effectif du système d'amas globulaire est plus grand que celui de la lumière de la galaxie (Hjorth et al. 2017 Im et al. 2017).

3.2. Fonction de luminosité des amas globulaires

Nous avons dérivé la fonction de luminosité des candidats de l'amas globulaire dans NGC 4993, en comptant les sources dans la région de la galaxie à 20'' < r < 50''. Nous avons exclu la région centrale à r < 20'' pour éviter tout effet d'extinction dû aux pistes de poussière. Nous avons estimé la contribution des sources d'avant-plan ou d'arrière-plan, en comptant les sources dans la région d'arrière-plan à r > 60''.

Dans les figures 5(a) et (b), nous traçons les fonctions de luminosité des amas globulaires candidats dans la région de la galaxie et la région de l'arrière-plan, respectivement, avant et après correction de complétude. Nous affichons la fonction de luminosité soustraite du fond pour la région de la galaxie sur la figure 5(c). La fonction de luminosité des amas globulaires candidats sélectionnés dans la région de la galaxie sur la figure 5(c) semble être approximativement gaussienne, montrant un chiffre d'affaires (pic) à F606W 25,6 mag. La distribution spatiale avec concentration centrale et la fonction de luminosité avec une forme gaussienne montrent que les amas globulaires candidats sélectionnés à r < 50'' sont en effet pour la plupart de véritables amas globulaires dans NGC 4993.

Figure 5. (a), (b) Fonctions de luminosité des amas globulaires candidats dans les régions de la galaxie et de l'arrière-plan. Les histogrammes noir et rouge représentent respectivement les fonctions de luminosité avant et après correction de complétude. (c) GCLF pour NGC 4993, corrigé de la contamination de fond. La ligne pointillée montre un ajustement gaussien pour la gamme de F606W < 26,4 mag.

Nous ajustons la fonction de luminosité soustraite du fond pour la région de la galaxie, en utilisant une fonction gaussienne. Nous utilisons la plage de magnitude pour le montage, F606W < 26,4 mag, où l'exhaustivité est supérieure à 60%. Les valeurs dérivées de l'amplitude et de la largeur de rotation sont F606W (max) = 25,65 ± 0,04 mag et σ = 0,69 ± 0,05, respectivement.

Nous avons testé l'effet des tailles de bac, des amplitudes de coupure et des rayons galactocentriques à l'aide de la méthode de rééchantillonnage Jackknife. Les valeurs de paramètre que nous avons testées sont des tailles de bac de 0,2 et 0,4 mag, des magnitudes de coupure de F606W = 26,4 et 26,8 mag et des rayons galactocentriques de 10'' < r < 50'' et 20'' < r < 50''. En résumé, les valeurs de la magnitude de rotation sont modifiées de ± 0,04 mag, si nous utilisons différentes tailles de bac, magnitudes de coupure et rayons galactocentriques. Ceci est inclus dans le calcul de l'erreur.

Nous dérivons ensuite F606W(max)0 = 25,36 ± 0,08 mag après correction de l'extinction du premier plan (UNEF606W = 0,305 ± 0,049 Schlafly & Finkbeiner 2011) et la différence de magnitude (F606W(entrée)–F606W(sortie) = 0,01 ± 0,00). Nous transformons les magnitudes de renouvellement F606W des amas globulaires NGC 4993 en V magnitudes dans le système Johnson-Cousins ​​en utilisant les informations de Sirianni et al. (2005, leur tableau 22). En adoptant comme couleur moyenne des amas globulaires (Lee & Jang 2016a), on obtient V(max)0 = 25,52 ± 0,11 mag.

3.3. Estimation de la distance GCLF pour NGC 4993

La magnitude du renouvellement des GCLF a été utilisée comme indicateur de distance pour les galaxies proches de différents types (voir Harris 2001 Richtler 2003 Di Criscienzo et al. 2006 Rejkuba 2012 Lee & Jang 2016a et les références qui y sont contenues). Nous adoptons le calibrage du chiffre d'affaires V-les magnitudes des bandes basées sur l'échantillon des 100 amas globulaires sélectionnés dans la Voie lactée donnés par Di Criscienzo et al. (2006) : MV (max) = -7,58 ± 0,11 mag. Cet échantillon se compose des amas globulaires avec un rougissement relativement faible (avec ) dans la région externe de la Voie lactée (kpc). Il comprend à la fois des amas globulaires pauvres en métaux et riches en métaux, mais il est dominé par des amas globulaires pauvres en métaux. Comme nous ne disposons d'aucune information sur les couleurs des amas globulaires candidats dans NGC 4993, nous appliquons l'étalonnage basé sur l'échantillon combiné d'amas globulaires pauvres en métaux et riches en métaux.

En appliquant cet étalonnage à l'amplitude de rotation mesurée des amas globulaires NGC 4993, nous dérivons une distance à NGC 4993 : (mM)0 = 33,10 ± 0,11 (exécution) ± 0,11 (sys) = 33,10 ± 0,16 ( = 41,65 ± 3,00 Mpc).

3.4. Incertitudes de la méthode GCLF

Comme erreur systématique pour notre estimation du module de distance, nous citons l'erreur d'étalonnage de la magnitude de rotation, ± 0,11 mag, donnée par Di Criscienzo et al. (2006). Cependant, l'erreur systématique réelle doit être supérieure à cette valeur, compte tenu des incertitudes intrinsèques de la méthode GCLF.

Rejkuba (2012) a présenté un examen approfondi des incertitudes de la méthode GCLF, résumant que l'erreur totale du module de distance estimé pour une galaxie peut s'élever à

0,3 mag. Les sources d'erreurs incluses dans Rejkuba (2012) sont (1) l'incertitude dans les calibrateurs primaires, (2) la dispersion intrinsèque des magnitudes de renouvellement et sa dépendance vis-à-vis de l'échantillon d'amas globulaire, (3) la dépendance des magnitudes de renouvellement vis-à-vis de l'environnement. et l'évolution dynamique, (4) la dépendance des magnitudes de renouvellement sur le type de Hubble ou la luminosité de la galaxie, (5) les corrections dues à une métallicité différente des galaxies cibles et de l'échantillon d'amas globulaire étalon, et (6) l'incertitude sur l'âge de l'échantillon d'amas globulaire. L'estimation quantitative précise des erreurs pour chacune de ces sources n'est pas facile, c'est pourquoi Rejkuba (2012) n'a présenté qu'une valeur approximative pour l'erreur totale.

Nous discutons des sources pertinentes pour NGC 4993 parmi les sources d'erreur dans Rejkuba (2012). NGC 4993 est situé dans un groupe lâche, et la Voie lactée est dans le groupe local. Cela implique que les effets de l'environnement et de l'évolution dynamique sur les magnitudes de renouvellement pour NGC 4993 et ​​la Voie lactée sont similaires, conduisant à une petite erreur. NGC 4993 est aussi lumineuse que la Voie Lactée. Par conséquent, les effets de la luminosité des galaxies sur les magnitudes de rotation et les corrections dues à une métallicité différente des galaxies cibles et de l'échantillon d'amas globulaire étalon sont similaires pour NGC 4993 et ​​la Voie lactée, indiquant que l'erreur due à ces facteurs doit être faible. Compte tenu de cela, l'erreur totale pour le cas de NGC 4993 doit être inférieure à la valeur,

0,3 mag, comme indiqué dans Rejkuba (2012).

De plus, nous discutons de deux autres incertitudes de la méthode GCLF appliquée à NGC 4993 dans cette étude. Tout d'abord, nous avons vérifié l'effet du rougissement sur l'étalonnage du GCLF pour l'échantillon de la Voie lactée. L'échantillon d'amas globulaire de la Voie lactée que nous avons adopté est celui avec moins d'extinction des deux cas de l'échantillon Di Criscienzo et al. (2006) avaient préparé en utilisant le catalogue de la version Harris 2003 (Harris 1996). Les amas globulaires à extinction plus élevée sont principalement situés en direction de la Voie lactée. Ainsi, l'échantillon sélectionné avec moins d'extinction (également situé dans la région externe) dans la Voie lactée serait plus similaire au cas des amas globulaires dans d'autres galaxies que l'ensemble de l'échantillon. Nous avons vérifié l'effet du rougissement sur les magnitudes de rotation à l'aide du catalogue mis à jour de l'amas globulaire de la Voie lactée (version Harris 2010). Nous avons dérivé les amplitudes de chiffre d'affaires pour les échantillons à 2 < R < 35 kpc avec variable E(BV) limites (il n'y a pas de GC avec , donc la plage réelle est ): MV = −7.59 ± 0.08 (σ = 0,95 ± 0,10) pour E(BV) < 0.8 (N = 103)), ce qui est très similaire à la valeur donnée par Di Criscienzo et al. (2006), MV = −7.62 ± 0.08 (σ = 0,96 ± 0,10) pour (N = 85), et MV = −7.68 ± 0.12 (σ = 1,01 ± 0,14) pour (N = 66). Ces valeurs concordent au sein des erreurs, ce qui implique que les erreurs dues à la sélection de rougissement ne sont pas significatives.

Deuxièmement, nous avons vérifié l'effet des sous-populations d'amas globulaires. En général, les galaxies massives hébergent deux sous-populations d'amas globulaires, les pauvres en métaux et les riches en métaux. Dans le cas de la Voie lactée, l'échantillon pauvre en métaux ([Fe/H] < −1.0) est environ trois fois plus grand que l'échantillon riche en métaux ([Fe/H] > −1.0), donc l'échantillon entier est dominé par l'échantillon pauvre en métal. Di Criscienzo et al. (2006) ont montré que l'ampleur du chiffre d'affaires de l'échantillon pauvre en métaux, MV = -7,72 ± 0,10, est 0,34 mag et 0,05 mag plus brillant que la valeur de l'échantillon riche en métaux et de l'échantillon combiné dans la Voie lactée. Ainsi, l'étalonnage de l'échantillon pauvre en métal conduit à un module de distance qui n'est que de 0,05 mag supérieur à la valeur basée sur l'étalonnage de l'échantillon entier. D'autre part, l'étalonnage de l'échantillon riche en métaux conduit à un module de distance inférieur de 0,29 mag à celui basé sur l'étalonnage de l'échantillon complet. De même, la luminosité de NGC 4993 et ​​de la Voie lactée indique que le système d'amas globulaire de NGC 4993 peut être dominé par les amas globulaires pauvres en métaux.

En résumé, l'erreur systématique réaliste pour l'estimation de la distance dans cette étude est estimée à <0.3 mag.


Amas globulaires

Les amas globulaires sont des collections presque sphériques de centaines de milliers d'étoiles, maintenues ensemble par attraction gravitationnelle mutuelle. Ces beaux objets sont presque exempts de gaz et de poussière et contiennent certaines des étoiles les plus anciennes d'une galaxie. Les premières étoiles de ces amas se sont formées en même temps à partir de la même nébuleuse interstellaire, elles ont donc le même âge et la même composition chimique. Depuis le milieu des années 2000, les astronomes utilisant le télescope spatial Hubble de la NASA et d'autres observatoires ont appris que les amas abritent souvent plusieurs générations d'étoiles, ce qui montre qu'elles sont plus complexes qu'on ne le pensait auparavant. Comprendre cette complexité est un aspect majeur de la recherche moderne sur les amas globulaires.

La Voie lactée abrite environ 150 amas globulaires connus, et quelques autres sont susceptibles d'exister cachés derrière le disque épais de notre galaxie. Le nombre d'amas globulaires dans une galaxie donnée semble dépendre de sa masse : la galaxie d'Andromède, notre plus proche grand voisin galactique, compte plus de 400 amas, tandis que la galaxie elliptique géante M87 en abrite plus de dix mille.

Les chercheurs peuvent déterminer l'âge d'un amas par sa « métallicité » : les quantités relatives d'éléments comme l'oxygène, le fer et d'autres éléments plus lourds que l'hélium. Les amas jeunes ont une métallicité plus élevée, tandis que les plus anciens sont « pauvres en métal », car ils se sont formés avant que les supernovas n'aient semé le cosmos avec des éléments plus lourds. Les amas globulaires près du centre de la Voie lactée sont plus anciens que ceux plus éloignés et ont des âges similaires. Cela indique que les amas plus jeunes peuvent avoir été formés lors d'une fusion avec d'autres galaxies, et les amas plus anciens peuvent être des reliques de la naissance de la Voie lactée.

Les étoiles des amas globulaires sont entassées beaucoup plus étroitement qu'en tout autre endroit d'une galaxie. Cela conduit à la création de systèmes binaires, y compris ceux avec des objets compacts : naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Les calculs théoriques montrent que les binaires exotiques, tels que les appariements d'étoiles naines blanches et d'étoiles à neutrons, se produisent environ 100 fois plus souvent que dans le reste de la galaxie. Beaucoup de ces systèmes sont des sources potentielles pour le LIGO et les futurs observatoires d'ondes gravitationnelles.

Les observations aux rayons X des amas ont révélé bon nombre de ces systèmes binaires, qui comprennent des binaires à rayons X au repos à faible rayonnement et à faible masse (qLMXB), qui sont des étoiles ordinaires associées à des étoiles à neutrons qui tirent la matière de leurs compagnons dans un disque d'accrétion chaud. . Certaines étoiles à neutrons dans les binaires sont des pulsars millisecondes (MSP), des objets qui tournent des centaines de fois par seconde. Les MSP sont « filées » en collectant la matière de leurs étoiles compagnes, de sorte que la densité des amas globulaires signifie que ces étoiles à neutrons ont plus de partenaires potentiels.


Comprendre l'état dynamique des amas globulaires

Titre: Comprendre l'état dynamique des clusters globulaires : effondrement central vs effondrement non central
Auteurs: Sourav Chatterjee, Stefan Umbreit, John M. Fregeau et Frédéric A. Rasio
Institution du premier auteur : Département d'astronomie, Université de Floride, Gainesville, FL 32611

Les amas globulaires (GC) sont des amas stellaires denses et sphériques qui orbitent autour d'une galaxie. Ils sont étroitement liés par la gravité mais ne contiennent pas une quantité significative de matière noire, ce qui conduit à des densités stellaires élevées dans leurs centres (c'est-à-dire les noyaux). Les densités stellaires élevées et les masses élevées des GC en font un laboratoire passionnant pour étudier les interactions dynamiques fortes des étoiles telles que les collisions stellaires, créant des binaires dynamiques (c'est-à-dire qu'une étoile peut capturer une autre étoile lorsqu'elle vole de très près), et la ségrégation de masse & #8211 la tendance des étoiles massives et des binaires à s'enfoncer vers l'intérieur tandis que les étoiles de faible masse ont tendance à se déplacer vers les parties externes des amas, les soi-disant halos.

L'évolution dynamique des GC est déterminée par la génération d'énergie dans le cœur et le transport de cette énergie du cœur vers le halo. La génération d'énergie est due à l'évolution stellaire, aux interactions stellaires avec les binaires et à la contraction gravitationnelle - la tendance de l'amas à se contracter une fois qu'il perd le support de pression des énergies cinétiques des étoiles qu'il contient. Par exemple, les binaires durs, qui sont des binaires étroitement liés avec des énergies de liaison dépassant l'énergie cinétique moyenne par étoile dans l'amas, peuvent avoir un effet significatif sur l'évolution dynamique (contraction et expansion) de l'amas. Les collisions élastiques de binaires durs avec d'autres étoiles peuvent les rendre plus dures (plus étroitement liées) et ajouter de l'énergie cinétique à l'étoile en interaction. Ces collisions pompent de l'énergie cinétique dans l'amas, provoquant l'expansion ou l'arrêt de la contraction de l'amas, c'est ce qu'on appelle la combustion binaire. Les interactions entre les binaires et l'étoile agissent comme une source de chaleur qui augmente la pression totale de l'amas contrecarrant l'effondrement gravitationnel. Une façon simple de penser à cela est que la combustion binaire dans les GC est analogue à la fusion nucléaire dans les étoiles. Les deux sources de combustion agissent comme une source d'énergie interne pour soutenir l'objet contre l'effondrement gravitationnel.

Il existe deux classes distinctes de GC : les GC à effondrement de cœur et les GC à effondrement sans cœur. Ces deux types de classes sont déterminés par observation par leur profil de densité de noyau. C'est-à-dire comment la densité de luminosité projetée diminue du centre de l'amas à son bord central. Le cœur d'un GC à effondrement de cœur suit une loi de puissance alors que celui d'un GC à effondrement sans cœur est essentiellement plat. De plus, ces deux classes présentent une distribution bimodale du rapport entre la taille de leur noyau et leur taille de demi-lumière (c'est-à-dire la distance du centre où la moitié de la lumière totale est enfermée et est une mesure de la taille de l'amas). Les rapports rayon de cœur/rayon de demi-lumière des GC à effondrement de cœur culminent autour de valeurs de rapport de taille de cœur-halo plus petites par rapport aux GC à effondrement sans cœur.

De nombreux phénomènes intéressants se produisent au sein des GC, et il existe encore de nombreuses questions sans réponse. Une question importante est de savoir quels sont les ancêtres des anciennes GC que nous voyons en orbite autour de la Voie lactée et d'autres galaxies ? Quels effets évolutifs et dynamiques ces clusters ont-ils subis ? Pourquoi y a-t-il ces deux classes “distinctes” d'amas globulaires et quelle propriétés déterminent ces états physiques ? Telles sont les questions auxquelles les auteurs tentent de répondre.

Avec cet objectif à l'esprit, les auteurs effectuent plus de 200 simulations numériques Monte Carlo pour suivre l'évolution dynamique des GC de leur formation à un âge de 12 Gyrs (l'âge typique des anciennes GC observées) couvrant un ensemble diversifié de conditions initiales telles que leur nombre d'étoiles, fraction de binaires primordiaux (binaires formés lors de la formation de la GC plutôt qu'en raison de la capture stellaire), rayon de l'amas et masse de l'amas. Ces amas de super étoiles sont des régions brillantes, compactes et massives de formation d'étoiles caractérisées par des tailles de quelques parsecs, des masses de l'ordre d'un million de masses solaires et des densités de masse élevées. Dans ces simulations, les auteurs placent le GC à une distance de 8,5 kpc du centre de leur galaxie hôte. Ils comparent ensuite les propriétés de leurs GC simulées à celles des GC observées pour voir si ces conditions initiales sont réalistes et aussi pour comprendre quels effets dynamiques sont responsables de la production des GC que nous observons aujourd'hui.

(gauche) Evolution de la masse de l'amas d'étoiles pour tous les modèles simulés. Les lignes noires, rouges, bleues, vertes et magenta désignent des modèles avec des fractions binaires primordiales de 0, 0,5, 0,1, 0,2, 0,3, respectivement, pour chaque masse initiale considérée. (à droite) L'histogramme solide représente les masses des GC observées qui sont à une distance de 7 à 10 kpc du centre de leur galaxie hôte. L'histogramme en pointillés concerne tous les GC galactiques observés.

La figure ci-dessus montre l'évolution de la masse des GC simulés. Le panneau de gauche montre l'évolution de la masse en fonction du temps tandis que l'histogramme de droite compare les masses finales des amas simulés aux masses mesurées des GC observées. Comme on peut le voir sur cette figure, pendant le premier Gyr, les amas simulés perdent de la masse très rapidement. Cela est dû à la perte de masse élevée due aux vents stellaires et à la formation d'objets compacts pour les étoiles massives des amas. Après ce retrait de masse rapide, les masses des amas diminuent à un rythme plus lent, presque constant, causé par une perte de masse stellaire constante à travers la limite extérieure du GC. Cela est dû au fait que la masse est retirée du GC par la marée en raison de son interaction gravitationnelle avec sa galaxie hôte. Les auteurs constatent que leurs amas modèles ont des masses finales comparables aux masses observées des GC.

Les deux figures suivantes montrent l'évolution de la densité centrale et du rayon du cœur des amas simulés dans l'étude. En accord avec la figure d'évolution de masse, les auteurs constatent que la densité centrale diminue très rapidement pendant le premier Gyr en raison de la perte de masse des étoiles de grande masse. Cette forte diminution est suivie d'une augmentation quasi linéaire pendant la phase de contraction. Le rayon du noyau augmente rapidement très tôt, ce qui est également dû à la perte de masse des étoiles massives qui sont principalement situées au centre des amas en raison de la ségrégation de masse. Ce mécanisme conduit à une perte nette d'énergie de liaison gravitationnelle, qui à son tour provoque l'expansion du noyau de l'amas. Ensuite, lorsque le taux de perte de masse diminue de manière significative, le noyau se contracte via la relaxation gravitationnelle à deux corps due aux interactions stellaires (c'est-à-dire l'échange d'énergie cinétique en énergie de liaison gravitationnelle due aux interactions stellaires – cliquez ici pour une explication plus mathématique).

Evolution de la densité centrale des amas stellaires simulés présentés sur la figure 1, suivant le même format que la figure précédente. L'histogramme de droite montre la distribution de la densité centrale pour les GC observées situées à 7-10 kpc de leur galaxie hôte (ligne continue) et pour tous les amas globulaires observés (ligne pointillée).

Evolution du rayon du noyau d'amas d'étoiles simulé pour tous les modèles présentés dans la figure 1, suivant le même format que la figure précédente. L'histogramme de droite montre la distribution des rayons du noyau pour les GC observées situées à 7-10 kpc de leur galaxie hôte (ligne continue) et pour tous les amas globulaires observés (ligne pointillée).


Densité d'étoiles de l'amas globulaire en fonction de la distance au centre - Astronomie

Nous avons étudié le système d'amas globulaire (GCS) de la galaxie elliptique NGC 4636, pour laquelle une étude photographique de Hanes (1977) existe déjà. NGC 4636 est situé dans une région externe de faible densité de l'amas de galaxies de la Vierge. Nous avons trouvé un GCS assez riche de 3600+/-500 amas globulaires (GC). Cela correspond à une fréquence spécifique de S=7,5+/-2,0, légèrement supérieure à la moyenne des galaxies elliptiques de l'amas de la Vierge (S=

6), mais inférieur à S=9.9, qui a été trouvé par Hanes. Compte tenu de l'incertitude des valeurs S absolues, nous ne pouvons pas conclure qu'il existe une réelle dispersion des valeurs S parmi les elliptiques Virgo et Fornax. Le chiffre d'affaires de la fonction de luminosité de l'amas globulaire (GCLF) de NGC 4636 est à V = 24,1 +/- 0,1 mag, équivalent à un module de distance de (mM) = 31,2 +/- 0,3 mag si nous adoptons une magnitude de rotation absolue uniforme pour GCLF en Vierge de -7.1+/-0.3mag. Cette distance est en bon accord avec les distances dérivées par d'autres méthodes pour NGC 4636. Comme déjà vu dans d'autres galaxies avec des systèmes riches, le profil de densité des amas globulaires est nettement plus plat que le profil lumineux de la galaxie elle-même. Les masses des amas globulaires suivent une loi de puissance avec un exposant de -1.9+/-0.1, similaire à ce qui est observé dans la Voie lactée et M31.


Densité d'étoiles de l'amas globulaire en fonction de la distance au centre - Astronomie

Guide des CLUSTERS GLOBULAIRES.

Les amas globulaires sont des systèmes symétriques comptant jusqu'à un million d'étoiles formées il y a environ 13 à 15 milliards d'années, et en tant que tels, ils sont les plus anciens sous-systèmes stellaires survivants dans les galaxies. En 1993, il y en avait environ 125 connus dans notre propre galaxie, la plupart d'entre eux dans un halo sphérique entourant la forme en forme de roue formée par les bras en spirale.

A typical globular cluster is a nearly symmetrical system of stars, with the highest concentration of stars near its own center. In these central regions of the cluster, the stars are so closely packed that often it becomes difficult to distinguish individual points of light from each other.

This photograph, taken by the Digital Sky Survey , is of the M2 globular cluster, which is located in the halo of the M31 cluster, in the constellation of Aquarius. As can be seen clearly, the center of the cluster contains a higher density of stars than the outer layers of the cluster.

General information on Globular Clusters.

The average star density in a Globular Cluster is about 0.4 stars per cubic parsec. In the dense center of the cluster, the star density can increase from 100 to 1000 per cubic parsec. However, even in the center of clusters, there is still plently of space between the stars. "Solid centers" as shown in photographic images, are not due to the higher number of stars, but are because of finite resolution in the telescopes used to obtain the image, and distortion of light due to the Earth's atmosphere. The Hubble Space Telescope, which orbits above Earth's atomosphere, will therefore be able to take more accurate images of globular clusters, with less interference.

It is the largest stars in a cluster that are the first ones to use up the hydrogen in their core and evolve off the main sequence, to become Red Giants. As time goes on, the stars of successively lower mass leave the main cluster, making it seem to fade away like a dying flame. By now, the only stars still remaining in the main cluster have masses comparable to that of the Sun or less.

In some clusters, such as M67 , however, the giant stars are brighter than the brightest main stars, and must have become brighter during their evolution.

To show that a lot of data can be obtained from just one cluster, here is another image of the M2 cluster taken by IRAS (Infra Red Astronomy Satellite) . This image gives us information regarding the chemical makeup of a cluster, the red areas indicate carbon monoxide , and the smaller, yellow areas indicate hydrogen .

The average linear diameters of globular clusters range from 20 to 100 parsecs or more. In a relatively nearby globular cluster, more than 30,000 stars have been counted. In that particular cluster, there are almost certainly many more stars unobservable due to their weak light. The combined light from all these stars usually gives a typical cluster an absolute magnitude with a range of -5 to -10, or 10 4 to 10 6 times the luminosity of the sun.

One of the brightest known clusters in our Galaxy is w Centauri , and the brightest known cluster in the galaxy of Andromeda is the M2 cluster. Using Colour-Magnitude graphs.

A way of analysing globular clusters is to use Colour-Magnitude diagrams. A colour-magnitude diagram is a plot of the apparent magnitudes of the stars in a cluster against their colour indices. Globular clusters nearly all have very similar colour-magnitude diagrams. The one below is a standard colour-magnitude graph, plotting the stars' colour index by their luminoscity .

This graph shows the appearance of the colour-magnitude diagram for a typical globular cluster of known distance, for which the apparent magnitudes have been converted to absolute magnitudes. The region from a to b is the main sequence. The main sequence would probably extend farther down than a if the cluster were near enough for us to observe its fainter stars. Above point b , however, the main sequence appears to terminate with most globular clusters, this point occurs at about absolute magnitude (M v = +3.5). From b to c there is a sequence of stars that are yellow and red giants. The brightest and reddest of them at M v = -3 are brighter than typical red giants in the solar neighbourhood. A third sequence of stars extends from d to f this is the horizontal branch of the H-R diagram for a globular cluster. The stars on the horizontal branch have already been through the red giant phase of evolution.

If a cluster had been recently formed, say within the past three million years, then it would produce a colour-magnitude diagram similar to the hypothetical one below, developed by R. Kippenhahan in Munich. This graph plots the stars' luminoscity against their surface temperature in Kelvin. It was later discovered that there are indeed real star clusters that fit this description.

Here are a number of facts regarding Globular Clusters.

Number known in Galaxy 125
Location in Galaxy Halo and nuclear bulge
Diameter(pc) 20-100
Mass(solar masses) 10 4 -10 5
Number of stars 10 4 -10 5
Colour of brightest stars Red
Integrated luminosity of cluster(L s ) 10 4 -10 6
Density of stars(M s /pc 3 ) 0.5-1000
An example of one 47 Tucanae

Globular clusters revolve about the nucleus of a galaxy on orbits of high eccentricity and high inclination to the galactic plane. About a third of globular clusters are concentrated around the galactic center . A typical cluster has a period of revolution around the order of 10 8 years. A cluster spends most of its time far from the center of a galaxy, and so most of them can, and have been discovered in the spaces between galaxies.

This image of the M2 cluster, clearly shows the cluster (mainly red), moving around the Galaxy (mainly yellow) in a very large orbit around the nuclear bulge of the Galaxy. Again, the red represents carbon monoxide, and the yellow represents hydrogen. How they hold themselves together.

To ensure the stability of an isolated cluster, the average speed of its individual stars must not exceed the escape velocity from the cluster. If this occurred, the stars would escape into space, and the cluster would dissipate. If the stellar velocities are low enough to satisfy this condition, then the cluster is gravitationally bound , i.e. the force of gravity is strong enough to keep the member stars from escaping.

Due to clusters moving in various orbits in the Galaxy, they are bound together with gravitational forces that are stronger than the disrupting forces exerted on it by the Galaxy or other nearby stars, and this results in an added condition for the stability of a cluster. Another factor in the stability of clusters is size-the smaller and more compact the cluster, the greater its own gravitational binding force compared with the disrupting forces, and the more chance it has to survive to old age.

Because globular clusters are highly compact systems, they are consequently very stable, and so most globular clusters will probably maintain their identity almost indefinitely.

But even these clusters lose some stars, especially if they have a slow mass. This is due to there always being a few stars in a cluster that move faster than the cluster's average speed.

When a star escapes, it carries with it energy, removing this energy from the cluster as a whole. This eventually results in the cluster developing a tightly bound core surrounded by a rarefied halo of stars-much like the first image of the M2 cluster, and similar to the following image of the cluster NGC 5927 .

In the dense core of a cluster, the stars in it occasionally collide, and some of the debris eventually coalesces. Predictions indicate that this dynamical evolution could lead to the development of a large Black Hole at the cluster's center.At the same time, a few stars in the outer parts of the cluster would continue to escape. The escape rate and dynamical evolution for the rich globular clusters are so slow that the clusters can easily survive for many billions of years, remaining mostly unchanged. Analysis of certain Globular Clusters.

These following images will be used to analyse the chemical content of various globular clusters. The three types of image used will be ordinary photo images, infra-red images (IRAS) taken, unless otherwise stated, at a frequency of 100 microns, and finally, nH images, which all show the cluster in relation to the Galaxy.

The clusters presented here are to be investigated by a team of people, including Professor A. Evans, S. Eyres, and M.E.L. Hopwood from Keele University. They will be saerching for molecular gas in these metal-rich globular clusters, with the first three to be searched in November 1997, and the rest in March 1998. Until then, here is some information on those particular clusters. 47 Tucanae

This partial photo image of 47 Tucanae, shows that it looks like a typical globuar cluster, with a central, dense concentration of stars, and the less dense, darker surrounding layers, held in place by the cluster's gravity.

This IRAS image of 47 Tucanae shows a little hydrogen to the middle-left of the image, and even smaller trace amounts of carbon monoxide next to the top left corner.

This nH image of 47 Tucanae shows it to contain a lot of carbon monoxide, in contrast to the yellow streak of hydrogen below it, representing part of the Galaxy.

By combining the results of all three images, it can be seen that 47 Tucanae is a large cluster that contains carbon monoxide, but not in overwhelming amounts, and only has a trace of hydrogen present. NGC 1261

This photo image of NGC 1261 shows at least three distinct different layers of stars the dense center, the less dense middle-outer layer, and the outer layer, where the stars have lots more space between them, and where the gravitaional pull on them from the center is weakest.

This IRAS image of NGC 1261 shows there to be large amounts of hydrogren in the surrounding space, and slightly less in the actual center of the cluster itself.

This nH image of NCG 1261 shows there to be large amounts of carbon monoxide, especially in the outer layers. Compared with the previous example (47 Tucanae), this cluster is relatively closer to the Galaxy.

Using the results from all three images, it can be seen that NGC 1261 is one of the smaller clusters that contains reasonably large amounts of both hydrogren and carbon monoxide. M2

Again, this photo image of the M2 cluster shows a highly packed center, with the density of stars gradually decreasing, as the distance from the center increases. The M2 cluster is the brightest known cluster in the galaxy of Andromeda.

This IRAS image of the M2 cluster shows that there is a substansial portion of carbon monoxide in the cluster, with trace amounts of hydrogen on its outskirts, with the rest ordinary space.

This nH image of the M2 cluster shows it to contain quite a lot of carbon monoxide, with fewer amounts in the cluster's center.

By using the various images, it can be seen that the M2 cluster is quite large, and contains a large amount of carbon monoxide, with only trace amounts of hydrogen. w Centauri

This photo image shows the brightest globular cluster in our own Galaxy, w Centauri. As with most of globular clusters, it follows the standard pattern, with a dense center and less dense outer layers. However, this cluster overall, will probably contain more stars than the usual average number of stars found in a cluster. This is because the cluster is one of the brightest there is.

This IRAS image of w Centauri, taken at a frequency of 60 micons, shows there to be hydrogen in the cluster, and greater amounts of it in the surrounding space.

However, this IRAS image of w Centauri shows there to be large amounts of carbon monoxide, with no trace of hydrogen showing up on the image.

This nH image of w Centauri shows the large amounts of carbon monoxide present in the cluster, and shows the cluster to be quite large in size.

Using all the images together, it can be seen that w Centauri is a large cluster, containing large amounts of both hydrogen and carbon monoxide. NGC 4833

This photo image of NGC 4833 shows it to be a relatively quite small cluster, with its center appearing only slightly more dense than the surrounding layers of stars. Its small size will be due to the cluster's center not having enough gravity to hold on to many of its stars, and so, they would have left the cluster.

This IRAS image of NGC 4833 shows that there appears to be roughly equal amounts of hydrogen (at the top of the image), and carbon monoxide (at the bottom of the image).

This nH image of NGC 4833, shows it to contain carbon monoxide in certain areas. In the image, there appears to be more carbon monoxide towards the top of the picture, considerably less in the center of the cluster, and gradually less towards the bottom of the cluster.

Overall, using all the data in the images, it can be seen that NGC 4833 is a very small cluster containing roughly equal amounts of both carbon monoxide and hydrogen. NGC 5634

This photo image of NGC 5634 shows it to appear much like a typical cluster, with again a dense center surrounded by layers of gradually decreasing star density. It appears to be quite small, but this does not appear to have affected the cluster in a serious way, instead, all it is now, is a miniture version of an average-sized cluster.

This IRAS image of NGC 5634 shows only that there are small amounts of both carbon monoxide and hydrogen in the cluster, the rest being unremarkable space.

This nH image of NGC 5634 shows there to be scattered amounts of hydrogen present in the cluster, with more hydrogen on the outside of the cluster, and less hydrogen on the inside of the cluster.

Using all three images, it can be seen that NGC 5634 is a small cluster containing little hydrogen or carbon monoxide. NGC 5927

This photo image of NGC 5927 looks very similar to the photo image of NGC 4833, showing a small cluster with a center star density not that much higher from the rest of the cluster. The difference with this one compared with NGC 4833, is that this cluster's center is slightly more dense, and so, compared with NGC 4833, looks slightly more orderly.

Like the IRAS image of NGC 4833, this IRAS image of NGC 5927 shows there to be roughly equal amounts of both hydrogen, with a biase towards the amount of hydrogen.

This nH image of NGC 5927 shows it to contain a lot of carbon monoxide, both in the center and outer layers of the cluster.

Using all the images together, it can be seen that NGC 5927 is a very small cluster containing large amounts of both hydrgen and carbon monoxide. NGC 2808

This photo image of NGC 2808 shows, like the other clusters, a dense center. However, the surrounding stars are not arranged in an orderly fashion, as in the previous globular clusters. Instead, stars just seem to be de-localised, and only just held in place by the cluster's gravity.

This IRAS image of NGC 2808 shows there to be a greater amount of carbon monoxide present, than hydrogen.

Like the IRAS image, this nH image of NGC 2808 shows the cluster to contain a lot of carbon monoxide.

By using all the images together, it can be seen that NGC 2808 is a generally de-localised cluster containing large amounts of carbon monoxide, and fewer amounts of hydrogen. By combining the general results from all of the images comapred together, the following conclusions can be reached.

  • 1. The larger globular clusters contain large amounts of carbon monoxide, and small amounts of hydrogen.
  • 2. The smaller globular clusters contain roughly equal amounts of carbon monoxide and hydrogen.

For more information on Globular Clusters, try these sites:

"Exploration Of The Universe" by George O. Abell, David Morrison & Sidney C. Wolff


Messier 2

Messier 2 (M2) is a globular cluster located at an approximate distance of 37,500 light years from Earth, well beyond the galactic centre. The cluster lies in the direction of Aquarius constellation. It is one of the largest known clusters of its kind in the night sky, spanning about 175 light years in diameter. It has the designation NGC 7089 in the New General Catalogue.

Messier 2 has an apparent magnitude of 6.3 and is located five degrees north of the bright star Beta Aquarii, which is also known by the traditional name Sadalsuud. With an apparent magnitude of 2.87, Sadalsuud is the brightest star in Aquarius. M2 is on the same declination as Alpha Aquarii, the constellation’s second brightest star. Alpha Aquarii, also known as Sadalmelik, lies 10 degrees northeast of cluster. Sadalsuud, Sadalmelik and Messier 2 form a large right-angled triangle.

Messier 2 is among the older globular clusters associated with the Milky Way. The cluster’s estimated age is 13 billion years, roughly the same as the age of the globular clusters Messier 3 and Messier 5, located in the constellations Canes Venatici and Serpens respectively. The Universe is estimated to be 13.8 billion years old, which means that the cluster likely formed when the Universe was only 6 percent of its current age, less than a billion years old. M2 is moving toward us at about 5.3 kilometres per second.

The cluster orbits in the halo of the Milky Way and contains some of our galaxy’s oldest known stars. As the stars are much older than the Sun, they have few elements heavier than hydrogen and helium, which makes the existence of Earth-like planets highly unlikely in the cluster.

M2’s tidal influence is significantly larger than its diameter and reaches about 233 light-years. This is the point beyond which member stars could escape the cluster because of the tidal gravitational forces from the Milky Way.

Messier 2 is dense and compact, containing approximately 150,000 stars within a diameter of 150 light years. The dense central region of M2 is only 0.34 arc minutes across, corresponding to a diameter of 3.7 light years.

The cluster has one of the densest cores and belongs to the density class II on a scale of I to XII, with XII reserved for clusters that are the most diffuse at the core.

This image of the Globular cluster Messier 2 (M2) was taken by Galaxy Evolution Explorer on August 20, 2003. This image is a small section of a single All Sky Imaging Survey exposure of only 129 seconds in the constellation Aquarius. This picture is a combination of Galaxy Evolution Explorer images taken with the far ultraviolet (colored blue) and near ultraviolet detectors (colored red). Globular clusters are gravitationally bound systems of hundreds of thousands of stars that orbit in the halos of galaxies. The globular clusters in out Milky Way galaxy contain some of the oldest stars known. M2 lies 33,000 light years from our Sun with stars distributed in a spherical system with a radius of approximately 100 light years. Image: NASA/JPL/California Institute of Technology

The brightest stars in M2 are of magnitude 13.1 and mostly yellow and red giants. The cluster’s overall spectral class is F4.

Messier 2 has an elliptical shape. It is home to 21 known variable stars . These are mostly RR Lyrae variables, pulsating variable stars belonging to the spectral class A (or F), typically half as massive as the Sun, and commonly found in globular clusters. RR Lyrae variables are often used as standard candles to measure galactic distances.

Three Cepheid variables have also been identified in the cluster. Cepheids are luminous variable stars that also serve as indicators of galactic distance scales. These stars vary between a larger, brighter state and a smaller, denser one. Cepheids were named after Delta Cephei in Cepheus constellation, the first variable star of this type to be identified.

One of the variable stars found in M2 is an RV Tauri variable, a luminous pulsating variable that exhibits changes in luminosity and spectral type over a 69.09 day period. The star is located at the eastern edge of M2.

M2 globular cluster (NGC 7089). Image: Ole Nielsen

Messier 2 was discovered by the Italian-born French astronomer Jean-Dominique Maraldi on September 11, 1746. Maraldi discovered the object while observing a comet with the French astronomer Jacques Cassini, the son of the famous Italian astronomer Giovanni Cassini.

Maraldi wrote, “On September 11 I have observed another one [nebulous star, besides M15] for which the right ascension is 320d 7′ 19″ [21h 20m 29s], & the declination 1d 55′ 38″ south, very near to the parallel where the Comet should be. This one is round, well terminated and brighter in the center, about 4′ or 5′ in extent and not a single star around it to a pretty large distance none can be seen in the whole field of the telescope. This appears very singular to me, for most of the stars one calls nebulous are surrounded by many stars, making one think that the whiteness found there is an effect of the light of a mass of stars too small to be seen in the largest telescopes. I took, at first, this nebula for the comet.”

Atlas Image mosaic obtained as part of the Two Micron All Sky Survey (2MASS), a joint project of the University of Massachusetts and the Infrared Processing and Analysis Center/California Institute of Technology, funded by the National Aeronautics and Space Administration and the National Science Foundation.

Charles Messier spotted the cluster on September 11, 1760 – exactly 14 years after Maraldi’s discovery – and thought it was a nebula without any stars associated with it.

Messier’s entry read, “Nebula without star in the head of Aquarius, its center is brilliant, & the light surrounding it is round it resembles the beautiful nebula which is situated between the head & the bow of Sagittarius [M22], it is seen very well with a telescope of 2 feet [FL], placed below the parallel [same Dec] of Alpha Aquarii. ”

Messier 2 was the first globular cluster to be included in Messier’s catalogue.

The German-British astronomer William Herschel was the first to resolve individual stars in M2, in 1783.

With an apparent magnitude of 6.3, Messier 2 is just at the edge of naked eye visibility, but requires extremely good viewing conditions, with clear skies and no light pollution. The best time of year to observe the cluster is between the months of July and October.

The globular cluster can be observed in binoculars and small telescopes, but individual stars can only be seen in larger instruments, starting with 6-inch telescopes. A peculiar dark lane can be seen crossing the northeast edge of the cluster in larger telescopes.

Larger instruments are required to resolve the stars because the cluster is very far away and the stars in it are old, so only the rare stars similar to the Sun and the occasional blue straggler are visible. Blue stragglers are main sequence stars found in clusters, that appear bluer and more luminous than stars at the main sequence turn-off point for the cluster. American astronomer Allan Sandage discovered these stars in 1953 while studying the stellar population of the globular cluster Messier 3.

FACTS

Object: Cluster
Type: Globular
Class: II
Designations: Messier 2, M2, NGC 7089, GC 4678, Bode 70
Constellation: Aquarius
Right ascension: 21h 33m 27.02s
Declination: -00°49󈧛.7”
Distance: 37,500 light years
Age: 13 billion years
Number of stars: 150,000
Apparent magnitude: +6.3
Apparent dimensions: 16 x 16 arc minutes
Radius: 87.3 light years

LOCATION

Messier 2 location in Aquarius constellation. Image: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg)