NGC 3603 | |
L'ammasso aperto NGC 3603 | |
Dati di osservazione ( Epoch J2000.0 ) | |
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Costellazione | Scafo |
Ascensione retta (α) | 11 h 15 m 06.6 s |
Declinazione (δ) | −61 ° 15 ′ 40 ″ |
Magnitudine apparente (V) | 9.1 |
Dimensioni apparenti (V) | 4.0 ′ |
Posizione nella costellazione: Carina | |
Astrometria | |
Distanza | 6,5 ± 0,5 kpc (∼21.200 al ). |
Caratteristiche fisiche | |
Tipo di oggetto | Cluster aperto |
Classe | I1pn |
Galassia ospitante | via Lattea |
Dimensioni | 25 al |
Età | 2,5 M a |
Scoperta | |
Discoverer (s) | John Herschel |
Datato | 14 marzo 1834 |
Designazione / i | OCL 854 ESO 129-SC16 |
Elenco dei cluster aperti | |
NGC 3603 è un ammasso aperto associato a una vasta regione HII situata nella costellazione della Carina . Fu scoperto dall'astronomo britannico John Herschel nel 1834 . NGC 3603 è circondato da una gigantesca regione HII situata nel braccio della Carina della nostra galassia, la Via Lattea
NGC 3603 è a circa 6.500 pc ((21.200 al ) dal sistema solare e le ultime stime danno un'età di 17 milioni di anni. La dimensione apparente dell'ammasso è di 2,0 minuti d'arco , che, considerando la distanza, dà una dimensione massima effettiva di circa 25 anni luce.
NGC 3603 contiene al centro un ammasso stellare molto compatto, probabilmente un superammasso stellare , HD 97950. Questo ammasso comprende più di 7500 stelle, comprese molte stelle molto giovani e molto massicce.
NGC 3603 è stato scoperto da John Herschel il 14 marzo 1834durante il suo viaggio in Sud Africa. Notò che si trattava di un oggetto straordinario, forse un ammasso globulare . A proposito di questo avvistamento, scrive nelle sue note: “ammasso globulare e nebulosa, stelle dalla 15 ° alla 18 ° magnitudine”. Lo catalogò come nebulosa 3334 nel suo taccuino delle osservazioni astronomiche fatte al Capo di Buona Speranza ( Risultati delle osservazioni astronomiche fatte al Capo di Buona Speranza ) pubblicato nel 1847.
Nel 1864, la Royal Society pubblicò nel suo Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars dove questo ammasso era elencato come numero 2354. L'ammasso fu successivamente incorporato da John Dreyer nel New General Catalog come NGC 3603.
L'ammasso centrale è stato catalogato per la prima volta come una stella nel catalogo di Henry Draper con HD 97950, ma nonostante ciò è stato a lungo riconosciuto come una nebulosa o sistema stellare multiplo. È stato anche notato che il suo spettro mostrava caratteristiche insolite, era associato a un tipo Oe nel catalogo di Henry Draper. Quindi, abbiamo cambiato questo tipo in WN5 + O quando abbiamo scoperto nel suo spettro le caratteristiche di una stella Wolf-Rayet . Infine, quando abbiamo ottenuto immagini con una risoluzione migliore, abbiamo scoperto che HD 97950 conteneva tre delle stelle più luminose e massicce conosciute, oltre a un certo numero di stelle di tipo O e molte stelle meno luminose.
La nebulosa associata a NGC 3603 è la più massiccia nube di gas incandescente e plasma, nota come regione HII , nella Via Lattea. La radiazione ultravioletta e i forti venti stellari provenienti dalla forte concentrazione delle stelle più massicce conosciute nella galassia hanno respinto i gas dell'ammasso e abbiamo una visione molto chiara di questo ammasso nella luce visibile. L'ammasso e la nebulosa NGC 3603 possono essere visti in un telescopio di medie dimensioni come una piccola nuvola piuttosto ordinaria con una sfumatura giallastra dovuta all'assorbimento interstellare .
Le altre regioni HII della Via Lattea (W49, Sgr B2, Cygnus X e Eta Carina) sono quasi completamente nascoste dalla luce visibile dalla polvere, il che è un peccato, poiché molte informazioni non possono essere misurate direttamente o facilmente in altri. lo spettro elettromagnetico . Gli studi delle regioni HII sono quindi stati condotti a lungo osservandole in altre galassie, come la regione di Doradus (la nebulosa Tarantola) nella Grande Nube di Magellano o NGC 2363 nella galassia irregolare NGC 2366 . Fortunatamente, le regioni centrali della grande regione HII di NGC 3603 possono essere osservate in luce visibile. È per questo motivo che sono stati condotti diversi studi dall'inizio degli anni '70, e anche prima, perché a metà degli anni '60 studi ottici combinati con osservazioni radio astronomiche hanno dimostrato che NGC 3603 era una sorgente radio estremamente termica. Queste e altre osservazioni, fatte successivamente in altre galassie, hanno portato al concetto di regioni scoppiate di formazione stellare e persino in alcuni casi intere galassie con formazione stellare estremamente veloce. NGC 3603 è ora considerata una tale regione ed è paragonata da alcuni alla regione HII ancora più grande della Nebulosa Tarantola nella Grande Nube di Magellano .
Alla periferia dell'ammasso centrale, troviamo la stella Sher 25 (in) , una supergigante blu circondata da materiale espulso la cui forma a clessidra ricorda la supernova SN 1987A . Sher 25 ha suscitato grande interesse nello studio dell'evoluzione di stelle massicce come lei. Due delle stelle più luminose conosciute si trovano anche in NGC 3603, ma al di fuori del super ammasso centrale. Questo è WR 42nd (in) e NGC 3603 MTT 58, entrambi di tipo spettrale O2If * / WN6 , che indicano una stella massiccia molto giovane. Si ritiene che WR 42nd sia una stella fuggitiva da un sistema a tre stelle, mentre MTT 58 sembra ancora essere intrappolato nel suo bozzolo genitoriale e forse parte di un sistema binario con una stella di tipo O3If.
Solo sei stelle con lettere dalla A alla F sono generalmente considerate componenti di HH 97950, mentre le altre stelle nell'ammasso e nell'area circostante sono solitamente numerate come membri di NGC 3603. Non ci sono altri gruppi degni di nota nella nebulosa, quindi il cluster HD 97950 viene talvolta indicato semplicemente come NGC 3603.
Le stelle principali dell'ammasso sono designate come NGC 3603 A1 , NGC 3603 A2 , NGC 3603 A3 , NGC 3603 B e NGC 3603 B (abbreviate A1, A2, A3, B e C di seguito). A1 e C sono riconosciute come stelle binarie spettroscopiche . A1a, A1b e C sono tutte stelle Wolf-Rayet di tipo WN6h che sono tra le stelle più massicce e luminose conosciute. Nel 2008, un team dell'Università di Montreal , ha combinato le misurazioni spettroscopiche della velocità radiale con i dati fotometrici rilevati dal telescopio spaziale Hubble per dedurre la massa dei due componenti di A1. Il risultato è sorprendente, 116 ± 31 (massa solare) per la stella principale e 89 ± 16 per la sua compagna. Fu quindi un record, distruggendo la stella WR 20a e infrangendo la barriera delle 100 masse solari.
Ci sono diverse dozzine di giovani stelle di classe O (O3 e O4) nell'ammasso, per lo più stelle della sequenza principale . Ci sono poche stelle giganti e supergiganti tra cui {Lien | Sher 25}, una supergigante blu (tipo B1Iab). C'è anche Sher 18 , una supergigante di tipo O3.5 e Sher 23 un'interessante supergigante di tipo O9.7 ricca di carbonio . Nell'ammasso sono state identificate più di 7.500 stelle, la meno massiccia è più piccola del sole e la più grande ha una massa superiore a 100 masse solari. Le stelle trovate lì sono così giovani che quelle con una massa inferiore a 4 non hanno ancora raggiunto la sequenza principale .
Nome | Distanza | Altro nome | Tipo spettrale | m v | M v | T (K) | L ( ) |
---|---|---|---|---|---|---|---|
1 | Sher 23 | OC9.7Ia | 12.70 | -6.3 | 30.250 | 449.000 | |
2 | Sher 22 | O3III | 13.21 | -5.6 | 46.500 | 863.000 | |
5 | Sher 25 | B1Iab | 12.23 | -6,5 | 22.000 | 649.000 | |
7 | O4V | 13.58 | -5.4 | 44.000 | |||
9 | O4V | 13.71 | -5.2 | 44.000 | |||
10 | O4V | 14.17 | -5.1 | 44.000 | 258.000 | ||
14 | O4V | 13.88 | -5.0 | 44.000 | |||
16 | O3V | 13.53 | -5.4 | 46.500 | 711.000 | ||
17 | O4V | 14.10 | 44.000 | ||||
VS | 18 | WR 43c | WN6h | 11.89 | -7.3 | 44.000 | 2.200.000 |
E | 19 | O5.5III (f) | 12.83 | -6.1 | 41.000 | ||
20 | O4V | 13.98 | 44.000 | ||||
22 | O5III (f) | 13.23 | -5.8 | 41.000 | |||
B | 23 | WR 43b | WN6h | 11.33 | -7.9 | 42.000 | 2.900.000 |
24 | O4V | 12.72 | -6.2 | 44.000 | |||
25 | O4V | 13.01 | -5.9 | 44.000 | |||
A3 | 26 | O3III | 13.09 | -6.4 | 46.500 | ||
27 | O4V | 13.07 | -5.8 | 44.000 | |||
29 | O4V | 13.68 | -5.2 | 44.000 | |||
A1a | 30 | WR 43a | WN6h | 11.18 | -7,8 | 42.000 | 2.500.000 |
A1b | 30 | WR 43a | WN6h | 11.18 | -7,8 | 40.000 | 1.5 milioni |
A2 | 31 | O3V | 12.53 | -6.9 | 46.500 | ||
33 | O5V + OB? | 13.69 | -5.8 | ||||
37 | O6.5V +? | 14.16 | -5.0 | ||||
38 | O3V | 13.21 | -5.9 | 46.500 | 540.000 | ||
F | 39 | O5V | 11.86 | -6.1 | 41.000 | ||
40 | O3V | 13.33 | -5.7 | 46.500 | 780.000 | ||
41 | O4V | 14.24 | -5.1 | 44.000 | 236.000 | ||
42 | O3III | 12.99 | -6.1 | 46.500 | 1.030.000 | ||
43 | O4V | 13.87 | -5.0 | 44.000 | |||
45 | O8V-III | 14.14 | -4,7 | 33.750 | 124.000 | ||
48 | Sher 18 | O3.5Se | 12.65 | -6.4 | 39.500 | 1.790.000 | |
D | 49 | O4V | 12.64 | -6.3 | 44.000 | ||
D | 50 | O5V | 12.74 | -6.2 | 41.000 | ||
51 | O4V (f) | 13.33 | -5.6 | 44.000 | |||
D | 52 | O4V | 13.68 | -5.2 | 44.000 | ||
57 | O4V | 13.98 | 44.000 | ||||
58 | O5.5V | 13.09 | -5.1 | 39.500 | |||
59 | O4V | 13.65 | -5.3 | 44.000 | |||
60 | O4V | 13.60 | -5.3 | 44.000 | |||
61 | O5V | 12.74 | -6.0 | 41.000 | |||
62 | O4V | 13.09 | -5.6 | 44.000 | |||
MTT 25 | O3V | 12.61 | -6.2 | 46.500 | |||
MTT 58 | O2Se * / WN6 | 14.76 | -5.7 | 855.000 | |||
WR 42nd | O2Se * / WN6 | 14.53 | -6.3 | 1.300.000 |
Il numero di stelle di tipo WNh e di tipo O supera quello di qualsiasi ammasso conosciuto nella nostra galassia. L' ammasso Quintuplet e l' ammasso Arches hanno ciascuno circa 20 stelle giovani massicce e una massa paragonabile a NGC 3603, ma non contengono stelle O3 o Wn6. Ammassi come Westerlund 1 sono troppo vecchi per contenere tali stelle, sebbene la loro massa possa essere maggiore di quella di NGC 3603. Tuttavia, nell'ammasso R136 della Grande Nube di Magellano troviamo stelle più massicce di quelle di HD 97950, nonché una maggiore numero di giovani stelle di tipo O. R136 è complessivamente 10 volte più massiccio di NGC 3603.
Utilizzando i dati del telescopio spaziale Spitzer , gli astronomi hanno scoperto una stella vicino a NGC 3603 che produce un'onda d'urto arcuata. L'osservazione di questa stella nel visibile ha permesso di stabilire che è di tipo O6V. L'orientamento dell'onda d'urto e la distanza tra la stella e l'ammasso suggeriscono che sia stata espulsa dall'ammasso durante un incontro dinamico tra stelle nel nucleo dell'ammasso. La posizione di questa stella O6V così come quella di un'altra stella di tipo O2If * / WN6 situata sull'altro lato di NGC 3603 suggerisce che le due stelle siano state espulse dall'ammasso durante lo stesso incontro. Questo incontro avrebbe coinvolto tre corpi, la stella O6V e un enorme sistema binario le cui due stelle si sarebbero fuse per diventare la stella O2If * / WN6. Se questa ipotesi risulta corretta, possiamo dedurre la massa del sistema binario prima dell'espulsione utilizzando la legge di conservazione della quantità di moto . Sapendo che la massa attuale della stella O6V è 30 , deduciamo che al momento dell'espulsione la massa del sistema binario di O2If * / WN6 sarebbe stata 175 . Inoltre, l'intensità dei raggi X di O2If * / WN6, tipica di una stella isolata, suggerisce che le due componenti del sistema binario di pre-espulsione si siano fuse.
Dedotta dagli studi fotometrici , la massa del cluster HH 97950 sarebbe compresa tra 10.000 e 16.000 . Studiando il movimento delle stelle e le leggi di gravità , otteniamo una massa di 19.000 . La densità del centro di massa dell'ammasso è 60.000 / pc 3 , che è 10 volte superiore a quella della nebulosa di Orione e paragonabile a quella di R136 .
La correlazione tra la sequenza principale e la sequenza pre-principale delle stelle nell'ammasso dà un'età di un milione di anni o anche meno. Il diagramma HR non mostra un punto di uscita della sequenza principale nonostante il fatto che il modello a stella dia un'età di circa 2,5 milioni di anni per le stelle più massicce, ma che è anche coerente con un'età di un milione di anni. Un piccolo numero di star, tra cui Sher 25, è apparentemente più vecchio. È stato quindi suggerito che ci sia una più recente esplosione di formazione stellare nell'ammasso. Altri studi hanno stimato età fino a 2 milioni di anni, ma l'esistenza delle stelle più massicce e luminose fornisce un limite superiore abbastanza certo di 2,5 milioni di anni.
È quindi uno degli ammassi aperti più giovani della nostra galassia. Il cluster di Arches ha circa 2,5 milioni di anni, mentre quello del Quintuplet è quasi il doppio.