Messier 30 - Messier 30

Messier 30
M30 NASA.jpg
Amas ouvert Messier 30 en Capricorne
Données d'observation ( époque J2000 )
Classer V
Constellation Capricorne
Ascension droite 21 h 40 m 22,12 s
Déclinaison –23° 10′ 47,5″
Distance 27,14 ± 0,65  kly (8,3 ± 0,20  kpc )
Magnitude apparente (V) +7,7
Dimensions apparentes (V) 12'.0
Caractéristiques physiques
Masse 1,6 × 10 5  M
Metallicité  = –2,27 dex
Âge estimé 12,93  Gyr
Autres désignations M30, NGC 7099, GCl 122
Voir aussi : Amas globulaire , Liste des amas globulaires

Messier 30 (également connu sous le nom de M30 ou NGC 7099 ) est un amas globulaire d'étoiles situé au sud-est de la constellation australe du Capricorne , à peu près à la déclinaison du soleil lorsque ce dernier est au solstice de décembre . Elle a été découverte par l'astronome français Charles Messier en 1764, qui l'a décrite comme une nébuleuse circulaire sans étoile. Dans le Nouveau Catalogue Général , compilé au cours des années 1880, il était décrit comme un « remarquable globulaire, brillant, grand, légèrement ovale ». Il peut être facilement observé avec une paire de jumelles 10×50, formant une tache de lumière brumeuse d'environ 4  minutes d'arc de large qui est légèrement allongée le long de l'axe est-ouest. Avec un instrument plus grand, les étoiles individuelles peuvent être résolues et l'amas couvrira un angle allant jusqu'à 12 minutes d'arc en passant  en un noyau compressé d'environ une minute d'arc de large contenant une densité d'étoiles supplémentaire.

Elle est la plus longue observable (opposée au soleil) dans la première quinzaine d'août.

M30 est centrée à 27 100 années-lumière de la Terre avec une marge d'erreur d'environ 2,5% et mesure environ 93 années-lumière de diamètre. L'âge estimé est d'environ 12,9 milliards d'années et il forme une masse d'environ 160 000 fois la masse du Soleil ( M ). L'amas suit une orbite rétrograde (contre le flux général) à travers le halo galactique interne, suggérant qu'il a été acquis à partir d'une galaxie satellite plutôt que de se former dans la Voie lactée . Il est à cette époque de 22,2 kly (6,8 kpc), du centre de la galaxie, contre environ 26 kly (8,0 kpc) pour le Soleil .

L'amas est passé par un processus dynamique appelé effondrement du noyau et a maintenant une concentration de masse à son noyau d'environ un million de fois la masse du Soleil par parsec cube . Cela en fait l'une des régions les plus denses de la galaxie de la Voie lactée . Les étoiles si proches connaîtront un taux élevé d'interactions pouvant créer des systèmes d' étoiles binaires , ainsi qu'un type d'étoile appelé traînard bleu qui se forme par transfert de masse. Un processus de ségrégation de masse peut avoir amené la région centrale à gagner une plus grande proportion d'étoiles de masse plus élevée, créant un gradient de couleur avec une augmentation du bleu vers le milieu de l'amas.

Références et notes de bas de page

Carte indiquant l'emplacement de M 30

Liens externes

Coordonnées : Carte du ciel 21 h 40 m 22.03 s , −23° 10′ 44.6″