Bienvenue à Messier lundi! Aujourd'hui, nous continuons à rendre hommage à notre cher ami, Tammy Plotner, en examinant l'amas globulaire appelé Messier 68.
Au XVIIIe siècle, alors qu'il cherchait des comètes dans le ciel nocturne, l'astronome français Charles Messier continuait de noter la présence d'objets fixes et diffus qu'il avait initialement confondus avec des comètes. Avec le temps, il viendrait compiler une liste d'environ 100 de ces objets, espérant empêcher d'autres astronomes de faire la même erreur. Cette liste - connue sous le nom de catalogue Messier - allait devenir l'un des catalogues les plus influents des objets du ciel profond.
L'un de ces objets est l'amas globulaire connu sous le nom de Messier 68. Situé à environ 33 000 années-lumière dans la constellation de l'hydre, cet amas est en orbite à travers le laiteux. En plus d'être l'un des amas globulaires les plus pauvres en métaux, il pourrait subir un effondrement du noyau et aurait été acquis dans une galaxie satellite qui a fusionné avec la Voie lactée dans le passé.
La description:
À une distance d'environ 33 000 années-lumière, l'amas globulaire M68 contient au moins 2 000 étoiles, dont 250 géantes et 42 variables - dont l'une est en fait une étoile de premier plan et non un véritable membre. S'étendant sur 106 années-lumière de diamètre et venant vers nous à une vitesse de 112 kilomètres par seconde, environ 250 étoiles géantes s'éloignent joyeusement - profitant de leur statut chimiquement abondant. Comme Jae-Woo Lee (et al), l'a indiqué dans une étude de 2005:
«Nous présentons une étude détaillée de l'abondance chimique de sept étoiles géantes dans M68, dont six géantes rouges et une étoile de branche géante postasymptotique (AGB). Nous trouvons des différences significatives dans les gravités déterminées à l'aide de la photométrie et celles obtenues à partir de l'équilibre d'ionisation, ce qui suggère que les effets non LTE (NLTE) sont importants pour ces étoiles à faible gravité et pauvres en métaux. Nous adoptons une abondance de fer en utilisant des gravités photométriques et des raies Fe II pour minimiser ces effets, en trouvant [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). Pour les rapports élément / fer, nous nous appuyons sur des raies neutres contre Fe I et des raies ionisées contre Fe II (sauf pour [O / Fe]) pour minimiser également les effets NLTE. Nous trouvons des variations dans les abondances de sodium parmi les étoiles du programme. Cependant, il n'y a pas de corrélation (ou anticorrélation) avec les abondances d'oxygène. De plus, l'étoile post-AGB a une abondance normale (faible) de sodium. Ces deux faits renforcent encore l'idée que les variations observées parmi certains éléments légers au sein des amas globulaires individuels proviennent de variations primordiales et non d'un mélange profond. M68, comme M15, montre des abondances élevées de silicium par rapport aux autres amas globulaires et aux étoiles de champ de métallicité comparable. Mais M68 s'écarte encore plus en montrant une sous-abondance relative de titane. Nous supposons que dans le M68, le titane se comporte comme un élément de pic de fer plutôt que son adhérence plus couramment observée aux améliorations observées dans les soi-disant éléments tels que le magnésium, le silicium et le calcium. Nous interprétons ce résultat comme impliquant que l'enrichissement chimique vu dans M68 peut provenir de contributions de supernovae avec des progéniteurs un peu plus massifs que ceux qui contribuent aux abondances normalement observées dans d'autres amas globulaires.
L'une des caractéristiques les plus inhabituelles de Messier 68 est sa position dans le grand schéma des choses - en face de notre centre galactique. Nous savons que les amas globulaires se trouvent presque exclusivement dans le halo galactique, alors qu'est-ce qui pourrait provoquer cela? Comme Yoshiaki Sofue du Département d’astronomie de l’Université de Tokoyo l’a expliqué dans une étude de 2008:
«Nous construisons une courbe de rotation du groupe galacto-local, combinant la courbe de rotation galactique avec un diagramme, où les vitesses radiales galactocentriques des amas globulaires externes et des galaxies membres du groupe local sont tracées en fonction de leurs distances galactocentriques. Pour que le groupe local soit lié gravitationnellement, un ordre de grandeur de masse plus grand que ceux de la Galaxie et du M31 est requis. Ce fait suggère que le groupe local contient de la matière noire remplissant l'espace entre la galaxie et le M31. Nous pouvons considérer qu'il existe trois composants de la matière noire. Premièrement, la matière noire galactique qui définit la distribution de masse dans une galaxie contrôlant la courbe de rotation externe; deuxièmement, une matière noire étendue remplissant tout le groupe local ayant une dispersion de vitesse aussi élevée que ~ 200 km s ^ -1, qui stabilise gravitationnellement le groupe local; et enfin, une matière noire uniforme ayant des vitesses beaucoup plus élevées provenant de structures supergalactiques. Cependant, la troisième composante n'affecte pas de manière significative la structure et la dynamique du groupe local actuel. Nous pouvons donc spéculer qu'à n'importe quel endroit de la Galaxie, il existe trois composants différents de la matière noire ayant des vitesses ou des températures différentes. Ils peuvent se comporter presque indépendamment les uns des autres, mais interagissent par leur gravité. »
Et ce fait est réalisé par d'autres études. Comme Roberto Capuzzo Dolcetta (et al) l'a démontré dans une étude:
«Les amas globulaires se déplaçant dans la Voie lactée, ainsi que les petites galaxies avalées par le fort champ de marée de la Voie lactée, développent des queues de marée. Ce projet s'inscrit dans un programme d'études plus large consacré à l'étude de l'évolution des systèmes de groupements globulaires dans les galaxies et de la rétroaction mutuelle entre la galaxie mère et son GCS, à petite comme à grande échelle. Ce projet fait partie d'un programme en cours consacré à tester si et comment l'interaction des marées avec la galaxie parente peut affecter la cinématique des étoiles proches du rayon de marée de certains amas globulaires galactiques et expliquer le profil plat observé du profil radial de dispersion de vitesse à de grands rayons . L'étude de l'interaction dynamique des amas globulaires (ci-après GC) avec le champ de marée galactique représente une préoccupation astrophysique moderne et actuelle à la lumière des récentes observations à haute résolution. Le système d'amas globulaire (ci-après GCS) est moins pointu que celui des étoiles halo dans notre Galaxie, en M31, M87 et M89, ainsi que dans trois galaxies de l'amas de Fornax et 18 galaxies elliptiques. L'explication la plus probable de cette découverte est que les deux systèmes (halo et GCS) avaient à l'origine le même profil et que, par la suite, le GCS a évolué en raison de deux effets complémentaires, principalement: l'interaction des marées avec le champ galactique et le frottement dynamique, qui induit GC massifs à se désintégrer dans la région galactique centrale en moins de 10 ^ 8 ans. Les champs de marée externes ont également pour effet d'induire l'évolution de la forme de la fonction de masse des amas individuels, en raison de la perte préférentielle des étoiles de faible masse en raison de la ségrégation de masse. Des preuves solides que le champ de marée joue un rôle fondamental dans l'évolution des fonctions de masse ont été obtenues par la découverte que leurs pentes sont plus fortement corrélées avec l'emplacement de l'amas dans la Voie lactée qu'avec la métallicité de l'amas. Mais les preuves les plus fortes de l'interaction des GC avec le champ galactique ont été trouvées au cours de la dernière décennie, avec la détection de halos et de queues entourant de nombreux GC. »
Est-il vrai que Messier 68 pourrait en effet par un «reliquat» d'une autre galaxie? Oui en effet. Comme M. Catelan l'a fait valoir dans une étude de 2005:
«Nous examinons et discutons les étoiles à ramification horizontale (HB) dans un large contexte astrophysique, y compris les étoiles variables et non variables. Une réévaluation de la dichotomie d'Oosterhoff est présentée, qui fournit des détails sans précédent concernant son origine et sa systématique. Nous montrons que la dichotomie d'Oosterhoff et la distribution des amas globulaires dans le plan de métallicité de la morphologie HB excluent toutes deux, avec une signification statistique élevée, la possibilité que le halo galactique se soit formé à partir de l'accrétion de galaxies naines ressemblant aux satellites actuels de la Voie lactée tels que Fornax, Sagittaire et le LMC - un argument qui, en raison de sa forte dépendance aux anciennes étoiles RR Lyrae, est essentiellement indépendant de l'évolution chimique de ces systèmes après les toutes premières époques de l'histoire de la Galaxie.
Histoire de l'observation:
Le M68 a été découvert par Charles Messier le 9 avril 1780 qui l'a décrit comme; «Nébuleuse sans étoiles sous Corvus et Hydra; il est très faible, très difficile à voir avec les réfracteurs; près d'elle est une étoile de sixième magnitude ». La première résolution des étoiles individuelles a bien sûr été attribuée à Sir William Herschel. Comme il l'écrivait dans ses notes à l'époque:
«Une belle grappe d'étoiles, extrêmement riche et si compressée que la plupart des étoiles sont mélangées; il est près de 3 ′ de large et environ 4 ′ de long, mais principalement rond, et il y a très peu d'étoiles dispersées. Cet amas ovale se rapproche également de la forme globulaire, et la compression centrale est portée à un degré élevé. L'isolation est également si avancée qu'elle admet une description précise du contour. »
Grâce à une erreur assez étrange de la part de l'amiral Smyth, on a cru pendant de nombreuses années que c'était la découverte de Pierre Mechain. Comme Smyth l'a écrit dans ses notes:
"Une grande nébuleuse ronde sur le corps d'Hydra, sous Corvus, découverte en 1780 par Mechain. En 1786, le puissant réflecteur de 20 pieds de Sir William Herschel l'a résolu en un riche amas de petites étoiles, si comprimé que la plupart des composants sont mélangés. Elle est large d'environ 3 pieds et longue de 4 pieds; et il a estimé que sa profondeur pourrait être de l'ordre du 344e. Il est posé presque à mi-chemin entre deux petites étoiles, l'une dans le np [NW] et l'autre dans le quadrant sf [SE], une ligne entre laquelle bissecterait la nébuleuse. Il est très pâle, mais si marbré qu'un examen patient mène à l'inférence, qu'il a pris une figure sphérique en obéissance aux forces d'attraction. Différencié avec Beta Corvi, dont il porte sud-est, à moins de 3 degrés. "
Cette erreur a mis près d'un siècle à se corriger! Ne prenez pas un siècle pour voir vous-même ce joli amas globulaire ...
Localisation de Messier 68:
Les étoiles plus brillantes de la saison hivernale septentrionale rendent la recherche de ce petit amas globulaire assez facile pour les jumelles et les télescopes - commencez d'abord par identifier le rectangle déséquilibré de la constellation de Corvus et concentrez votre attention sur son étoile la plus au sud-est - Beta. Notre cible est située à environ trois largeurs de doigt au sud-est de Beta Corvi et à un souffle au nord-est de la double étoile A8612.
Il apparaîtra comme une lueur ronde et faible dans les jumelles, et de petits télescopes percevront les membres individuels. Les grands télescopes résoudront complètement ce petit globulaire jusqu'au cœur! Messier Object 68 est bien adapté à toutes les conditions du ciel lorsque les étoiles de Corvus sont visibles.
Et voici les faits rapides sur cet objet Messier pour vous aider à démarrer:
Nom d'objet: Messier 68
Désignations alternatives: M68, NGC 4590
Type d'objet: Amas globulaire de classe X
Constellation: Hydra
Ascension droite: 12: 39,5 (h: m)
Déclinaison: -26: 45 (deg: m)
Distance: 33,3 (kly)
Luminosité visuelle: 7,8 (mag)
Dimension apparente: 11,0 (arc min)
Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur Messier Objects ici à Space Magazine. Voici l'introduction de Tammy Plotner aux objets Messier, M1 - La nébuleuse du crabe et les articles de David Dickison sur les marathons Messier 2013 et 2014.
N'oubliez pas de consulter notre catalogue Messier complet. Et pour plus d'informations, consultez la base de données SEDS Messier.
Sources:
- Objets Messier - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipédia - Messier 68
