Astronomie

Distribution des étoiles dans la Voie lactée et analogie avec les amas globulaires

Distribution des étoiles dans la Voie lactée et analogie avec les amas globulaires


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Juste une question rapide (et, espérons-le, simple) sur la répartition des étoiles dans la Voie lactée et dans les amas globulaires. Je me demandais Pourquoi il N'EST PAS possible de décrire les distributions des étoiles dans ces deux systèmes par analogie à la distribution des molécules d'air dans une pièce.

Parlons-nous du mouvement plus aléatoire des molécules d'air ainsi que du nombre relativement important de collisions entre molécules d'air… quelque chose que nous ne verrions pas dans une galaxie. Je suppose également que les molécules d'air n'ont pas le même potentiel gravitationnel central… et donc ne se déplacent pas par rapport à un point fixe. C'est-à-dire que c'est beaucoup plus aléatoire ? Tout conseil sur ce point serait grandement apprécié.


Les particules dans un gaz se rapprochent des objets ponctuels qui interagissent de manière grossièrement élastique par des forces à courte portée lorsqu'elles entrent en collision, mais n'interagissent pas autrement.

Les étoiles interagissent gravitationnellement sur de longues distances, occasionnellement entre elles, mais toujours avec le potentiel gravitationnel global du système.

Parfois, les gens parlent thermodynamiquement des amas d'étoiles. Vous pouvez discuter de la "température" des étoiles lorsque vous faites référence à la dispersion des vitesses dans un amas. Le concept de chauffage ou de refroidissement d'un cluster a également un certain mérite.


NOTRE GALAXIE : LA VOIE LACTE

Premier « modèle » de la Voie lactée :
Une "feuille" infinie d'étoiles.

    C'était avant que les astronomes ne connaissent :
  • Systèmes stellaires séparés
  • Toutes les étoiles ne sont pas comme le Soleil.

    Harlow Shapley utilise des céphéides et des étoiles RR Lyrae pour déterminer les distances jusqu'à 93 amas globulaires. Il dresse une carte en 3D de leur répartition. Il trouve beaucoup plus d'amas globulaires situés d'un côté du Soleil plutôt que répartis uniformément autour du Soleil.

À partir de là, Shapley est parvenu à 3 conclusions :

    1) Le Soleil n'est PAS au centre de la Voie lactée.


Distribution des étoiles dans la Voie lactée et analogie avec les amas globulaires - Astronomie

La distribution de densité des amas globulaires dans la Galaxie issue du catalogue Kukarkin obéit à la loi R' 4 en projection sur le plan YZ : log ( )= 2587R1/4 sur toute la gamme des distances (R <50 kpc), avec un écart type E(log )=0. 145 (ou 3,3% de la plage de 4,4 en logcr), cohérent avec les statistiques de comptage. Le rayon effectif du système est R e =2. .34 kpc, avec son centroïde à R 0=7.0 kpc du soleil. Il n'y a aucune preuve d'un aplatissement significatif du système de clusters dans son ensemble. La distribution de densité apparente des amas globulaires dans Messier 31 dérivée de la liste récente de Sar ent et al. obéit également à la loi R 1/4 en dehors du rayon d'interférence sévère et disque ( <16') : logcr(R )=2.222- l.616R " (l5' <R <120'), avec un écart type (logo)=0.072, cohérent avec les statistiques de comptage. Le rayon effectif du système est Re = 18,0 = 3,4 kpc si la distance est A = 652 kpc. Il est en accord étroit avec le rayon effectif R e = 17'. 3 de la distribution de la luminosité dans la composante sphéroïdale qui obéit aussi étroitement à la loi R 1/4 : B = 14,65 + l.45(r ")1/4 Nous concluons que la distribution de densité observée des amas globulaires peut être utilisée pour déduire le rayon effectif de la sphère sphéroïdale (renflement) composant de la Galaxie.


Distribution des étoiles dans la Voie lactée et analogie avec les amas globulaires - Astronomie

La corrélation entre l'abondance des éléments lourds dans les amas galactiques et leur position galactocentrique est étudiée. En raison de la variation de la dispersion du rapport d'abondance Fe/H avec la distance galactocentrique (Kinman, 1959) ou de Q avec la vitesse (Van den Bergh, 1967), il était difficile d'obtenir un bon gradient de métallicité pour le système de groupes. Il est montré que le mélange d'amas pauvres en métaux et comparativement riches en métaux près du centre galactique (rayon inférieur à 10 kpc) peut être un effet dynamique causé par la non-circularité de leurs orbites. Trois modèles de potentiel sont utilisés pour représenter la Galaxie : ceux d'Innanen (1966), d'Ostriker et Caldwell (1978) et de Bahcall et Soneira (1980). Les différents types de clusters sont séparés par l'utilisation de l'énergie comme paramètre. Un graphique est obtenu qui pourrait être utilisé comme relation entre l'énergie et la métallicité. De plus, il est montré qu'une meilleure relation est difficile à obtenir en raison du manque de vitesses tangentielles.


Illuminer la matière noire

Carte du ciel montrant les 6 amas globulaires (croix) que les auteurs associent à 8 ruisseaux stellaires (cercles).
Adapté de Bonaca et al. 2021

Que pouvons-nous faire avec ces informations ? Comprendre l'origine de ces flux stellaires nous permet de mieux tracer leurs trajectoires, depuis combien de temps ils sont en orbite et quelles autres interactions gravitationnelles ils ont pu avoir au fil du temps. Ces détails sont précieux non seulement pour comprendre l'évolution des galaxies, mais aussi pour cartographier la distribution globale de la matière noire dans notre galaxie et étudier la structure à petite échelle de la matière noire dans les galaxies hôtes des ruisseaux.

La poursuite de l'extension du travail de Bonaca et de ses collaborateurs aux autres ruisseaux stellaires en orbite autour de la Voie lactée reposera sur des mesures de mouvement continu de haute qualité de ces sources faibles et distantes. Recherchez d'autres résultats à mesure que les futures données Gaia seront publiées !

Citation

"Le clustering orbital identifie les origines des flux stellaires galactiques", Ana Bonaca et al 2021 ApJL 909 L26. doi:10.3847/2041-8213/abeaa9

Cet article a été initialement publié sur AAS Nova, qui présente les faits saillants de la recherche dans les revues de l'American Astronomical Society.


MWSC - Catalogue des amas d'étoiles de la Voie lactée

Ce tableau contient la liste des 3 006 amas stellaires de la Voie Lactée (MWSC) trouvés dans le catalogue 2MAst (2MASS with Astrometry) présenté dans l'article II de cette série (ces amas ont des numéros de source inférieurs à 4000), ainsi que 139 nouveaux amas ouverts supplémentaires ( ces amas ont des numéros de source entre 5000 et 6000) trouvés par les auteurs à des latitudes galactiques élevées (|b_II_| > 18,5 degrés) qui ont été présentés dans l'article III de la série, et 63 nouveaux amas ouverts supplémentaires (ces amas ont des numéros de source entre 4000 et 5000) qui ont été présentés dans le papier IV de la série.

La liste cible du Paper II à partir de laquelle les 3 006 clusters ouverts étaient contenus a été compilée sur la base des listes actuelles de clusters ouverts, globulaires et candidats. La liste des nouveaux amas ouverts à haute latitude dans Paper III a été obtenue à partir d'une liste cible de 714 améliorations de densité trouvées à l'aide du catalogue 2MASS. La liste des nouveaux amas ouverts dans l'article IV a été obtenue à partir d'une liste initiale de 692 amas compacts candidats qui ont été trouvés par les auteurs en effectuant une recherche quasi globale du ciel (ils ont exclu les portions du ciel avec |b_II_| < 5 degrés ) dans les catalogues de mouvement propre PPMXL et UCAC4.

Pour les amas confirmés, les auteurs ont déterminé un ensemble homogène de paramètres astrophysiques tels que l'appartenance, les rayons angulaires des principales parties morphologiques, les mouvements propres moyens des amas, les distances, les rougeurs, les âges, les paramètres de marée et parfois les vitesses radiales.

Codes bibliographiques du catalogue

Les références

Provenance

Produits de données

Le CDS décrit les fichiers de l'atlas comme suit :

Description de la méthodologie de l'article IV

Autour de chaque objet confirmé de leur liste de cibles, les auteurs ont défini une zone circulaire avec un rayon de ra = r2 + radd où r2 est une estimation initiale du rayon de l'amas, et radd = 0,3 deg. Dans ces zones, ils ont sélectionné dans 2MAst uniquement les étoiles avec des drapeaux Rflg (le 2ème triple des drapeaux dans 2MASS) réglés sur 1, 2 ou 3 dans chaque bande, c'est-à-dire les étoiles avec la meilleure qualité de détection en données photométriques et astrométriques. Les 63 zones du ciel avec des amas confirmés contiennent environ 0,49 million d'étoiles 2MAst avec des détections de meilleure qualité dans les données photométriques et astrométriques. Les auteurs ont sélectionné les membres les plus probables et déterminé - avec une méthode/pipeline homogène - les tailles angulaires des principales parties morphologiques, les distances héliocentriques, les excès de couleur, les mouvements propres moyens, les âges, les paramètres de marée.

Ce travail représente la deuxième extension de l'enquête MWSC (Kharchenko et al. 2012, Paper I, 2013, Paper II), qui avait une liste d'entrée originale de 3784 cibles. Après la première extension par Schmeja et al. (2014, article III), qui ont étudié 782 autres candidats, les présents auteurs ont analysé 692 nouveaux candidats. Ils ont adopté pour eux des numéros MWSC commençant par 4001.

Description de la méthodologie de l'article II

Les données stellaires de base ont été extraites du catalogue tout-ciel 2MAst (2Mass with Astrometry), qui a été extrait des catalogues tout-ciel PPMXL (Roeser et al. 2010, CDS Cat. I/317) et 2MASS (Cutri et al. 2003, CDS catégorie II/246). De plus, les auteurs ont incorporé des données sur les vitesses radiales de Kharchenko et al. (2007, CDS Cat. III/254) et les types spectraux de ASCC-2.5 (Kharchenko & Roeser 2009, CDS Cat. I/280).

Autour de chaque objet de leur liste cible, les auteurs ont défini une zone circulaire de rayon rune = r2 + rajouter où r2 est le rayon de l'amas, et rajouter = 0,3 degrés. Dans ces zones, ils ont sélectionné dans 2MAst uniquement les étoiles avec des drapeaux Rflg (le deuxième triple des drapeaux de 2MASS) réglés sur 1, 2 ou 3 dans chaque bande, c'est-à-dire les étoiles avec la meilleure qualité de détection en données photométriques et astrométriques.

Sur les 3 784 cibles de leur liste d'objets, les auteurs ont confirmé 3 006 clusters et/ou associations. Ces 3 006 zones du ciel contiennent environ 63,5 millions d'étoiles 2MAst avec des détections de la meilleure qualité dans les données photométriques et astrométriques. Les auteurs ont sélectionné environ 0,14 million de membres les plus probables situés dans les régions centrales des clusters et déterminé - avec une méthode/un pipeline homogène - les tailles angulaires des principales parties morphologiques, les distances héliocentriques, les excès de couleur, les mouvements propres moyens, les âges, les paramètres de marée, parfois des vitesses radiales et des métallicités.

Description de la méthodologie de l'article III

Autour de chaque objet confirmé de leur liste cible, ils ont défini une zone circulaire avec un rayon de rune = r2 + rajouter où r2 est l'estimation initiale du rayon de l'amas, et rajouter = 0,3 degrés. Dans ces zones, ils ont sélectionné dans 2MAst uniquement les étoiles avec des drapeaux Rflg (le 2ème triple des drapeaux dans 2MASS) réglés sur 1, 2 ou 3 dans chaque bande, c'est-à-dire les étoiles avec la meilleure qualité de détection en données photométriques et astrométriques.

Les 139 zones du ciel avec des amas confirmés contiennent environ 0,52 million d'étoiles 2MAst avec des détections de meilleure qualité dans les données photométriques et astrométriques. Les auteurs ont sélectionné les membres les plus probables et déterminé - avec une méthode/pipeline homogène - les tailles angulaires des principales parties morphologiques, leurs distances héliocentriques, les excès de couleur, les mouvements propres moyens, les âges et les paramètres de marée.

L'article III étend la liste d'entrées initiale de l'article II du projet MWSC de 3784 cibles par 714 nouveaux candidats. Les auteurs ont adopté pour eux une numérotation MWSC commençant par le numéro source 5001. La recherche ayant été effectuée séparément pour les hémisphères Nord et Sud, la numérotation candidate est discontinue : les nombres 5001 <= MWSC < 5499 sont attribués pour b > +18,5 degrés, et 5500 <= MWSC < 5999 désignent des candidats pour b < -18,5 degrés.

Paramètres

Source_Number
Un numéro d'identification en cours pour chaque cluster ou cluster candidat dans l'ordre croissant J2000.0 Ascension droite, de 1 à 3 784 pour les objets de Paper II, de 5004 à 5963 pour les objets de Paper III et de 4005 à 4688 pour les objets de Paper IV . Certains des numéros sources ont été attribués à des candidats qui se sont avérés ne pas être des clusters et ne sont donc pas contenus dans ce présent tableau, qui ne répertorie que les 3 208 clusters confirmés.

Nom
Le NGC, IC ou autre désignation commune pour le cluster. Les nouveaux clusters du papier III ont reçu des noms en utilisant le préfixe 'MWSC' et leur numéro de source, par exemple, 'MWSC 5004'.

Type_large
Ce paramètre indicateur indique le type d'objet comme suit :

Cluster_Status
Ce paramètre d'indicateur est défini uniquement pour 739 objets qui ne sont pas des clusters ouverts (c'est-à-dire, broad_type != ' ') : 'c' signifie candidat et 'o' signifie objet, selon la documentation CDS.

RA
L'Ascension Droite du centre de cluster adopté dans l'équinoxe sélectionné. Cela a été donné en coordonnées J2000.0 avec une précision de 0,0001 heure (0,36 seconde de temps) dans la table d'origine.

déc
La déclinaison du centre de cluster adopté à l'équinoxe sélectionné. Cela a été donné en coordonnées J2000.0 avec une précision de 0,001 degrés (3,6 secondes d'arc) dans la table d'origine.

LII
La longitude galactique du centre d'amas adopté.

BII
La latitude galactique du centre d'amas adopté.

Noyau_Rayon
Le rayon angulaire du noyau de l'amas, r0, en degrés. Les auteurs ont supposé une distribution symétrique centrale des membres du cluster et ont introduit trois paramètres structurels empiriques r0 <r1 <r2 décrivant la forme du profil de densité radiale (RDP), qui a été ajusté à l'œil nu. Le rayon du noyau visible r0 correspond à la distance du centre du cluster où la pente du RDP s'aplatit, le rayon visible de la partie centrale r1 est la distance à laquelle la diminution de la densité stellaire s'arrête brusquement, et le rayon visible réel (total) d'un amas r2 est définie comme la distance du centre de l'amas où la densité de surface des étoiles devient égale à la densité moyenne du champ environnant. r0 est une nouvelle fonctionnalité considérée ici, alors que dans leurs travaux antérieurs avec le COCD, les auteurs ont déterminé seulement r1 et r2. Sur la base d'une inspection visuelle des données correspondantes, r0, r1, et r2 donner des descriptions empiriques de la taille des grappes, sans association directe avec, par exemple, les paramètres de King rc et rt (voir la section 3.4.4. de l'article I). Cependant, les auteurs ont trouvé que les relations r0 <rc <r1 et rt > r2 sont généralement respectés.

rayon_central
Le rayon angulaire de la partie centrale de l'amas, r1, en degrés. (Voir la description core_radius ci-dessus pour plus de détails).

Cluster_Radius
Le rayon angulaire de l'amas, r2, en degrés. (Voir la description core_radius ci-dessus pour plus de détails).

PM_RA
Le mouvement propre moyen de l'amas dans la direction de l'Ascension droite, muRA * cos(Dec), en milliarcsecondes par an (mas/an).

PM_Déc
Le mouvement propre moyen du cluster dans la direction de la déclinaison, mudéc, en millisecondes d'arc par an (mas/an).

PM_Tot_Error
L'erreur standard dans le mouvement propre total moyen de l'amas, mu, en millisecondes d'arc par an (mas/an).

Rad_Vel
La vitesse radiale moyenne des étoiles sélectionnées dans l'amas, en km/s.

Rad_Vel_Error
L'erreur standard de la vitesse radiale moyenne des étoiles sélectionnées dans l'amas, en km/s.

Num_Rad_Vel_Stars
Le nombre d'étoiles de l'amas utilisé pour le calcul de la vitesse radiale.

Num_Core_Stars
Le nombre d'étoiles membres les plus probables (appelées 1-sigma) dans le rayon de la région centrale, r0. Les probabilités d'appartenance pour les étoiles individuelles dans l'amas sont données dans le fichier d'étoiles associé pour l'amas au CDS (voir la section Produits de données ci-dessus pour plus de détails).

Num_Central_Stars
Le nombre d'étoiles membres les plus probables (appelées 1-sigma) dans le rayon de la région centrale, r1. Les probabilités d'appartenance pour les étoiles individuelles dans l'amas sont données dans le fichier d'étoiles associé pour l'amas au CDS (voir la section Produits de données ci-dessus pour plus de détails).

Num_Cluster_Stars
Le nombre d'étoiles membres les plus probables (appelées 1-sigma) dans le rayon de l'amas, r2. Les probabilités d'appartenance pour les étoiles individuelles dans l'amas sont données dans le fichier d'étoiles associé pour l'amas au CDS (voir la section Produits de données ci-dessus pour plus de détails).

Distance
La distance de l'amas, D, du Soleil, en parsecs (pc). La méthodologie utilisée pour estimer D est discutée dans la section 3.4.3 de l'article I. Les auteurs considèrent que les distances sont précises à +/- 16 %. Pour les amas jeunes, qui ont des séquences principales presque verticales et peu peuplées, la précision de ce paramètre est considérablement plus faible.

E_BV
Le rougissement (excès de couleur), E(B-V), vers l'amas, en magnitudes. La méthodologie utilisée pour estimer E(B-V) est discutée dans la section 3.4.3 de l'article I. Les auteurs considèrent que les valeurs de rougissement sont précises à +/- 0,06 magnitudes (+/-

dix%). Pour les amas jeunes, qui ont des séquences principales presque verticales et peu peuplées, la précision de ce paramètre est considérablement plus faible.

Distance_Module
Le module de distance apparent de l'amas dans le 2MASS Ks bande, c'est-à-dire la quantité [(5 * log (D)) - 5,0 + A_Ks_], où D est la distance au cluster, en parsecs, et AKs est l'extinction dans le 2MASS Ks bande vers le cluster. Une loi de rougissement interstellaire standard est supposée, par exemple, AV = 3,1 * E(B-V), AK = 0,95 * AKs, et AKs = 0,670 * E(J-Ks) (Cardelli et al. 1989, ApJ, 345, 245 Dutra & Bica 2001, A&A, 376, 434). Les auteurs considèrent que les modules de distance sont précis à +/- 0,35 magnitudes. Pour les amas jeunes, qui ont des séquences principales presque verticales et peu peuplées, la précision de ce paramètre est considérablement plus faible.

E_JK
Le rougissement (excès de couleur), E(J-Ks), vers l'amas, en magnitudes.

E_JH
Le rougissement (excès de couleur), E(J-H), vers l'amas, en magnitudes.

Delta_H
La correction de la magnitude H de l'isochrone ajustée, Delta-H. Les auteurs ont constaté que les isochrones théoriques correspondaient généralement aux séquences observées dans le Ks,(J-Ks)-diagrammes mieux que dans le Ks, (J - H) un. Ils ont observé un changement de couleur (J - H) qui est généralement d'environ quelques centaines de magnitude, mais il variait d'un groupe à l'autre. Ils attribuent cet effet à un manque d'étalonnage global de la bande H dans 2MASS et, en plus, aux variations spatiales des propriétés de la poussière absorbante qui affectent la bande H. Par conséquent, ils ont introduit cette correction empirique Delta-H pour fournir un meilleur ajustement isochrone dans le Ks, (J - H) diagramme.

Log_Age
Le logarithme de l'âge moyen des étoiles de l'amas, log t, en années. La méthodologie utilisée pour estimer l'âge des grappes et leur précision sont discutées dans la section 3.4.3 de l'article I.

Log_Age_Error
L'erreur standard dans le logarithme de l'âge moyen des étoiles de l'amas, log t, en années.

Num_Log_Age_Stars
Le nombre d'étoiles de l'amas utilisé pour le calcul de l'âge moyen de l'amas. Une valeur de -1 pour ce paramètre indique que l'âge du cluster a été défini manuellement.

King_Core_Radius
Le rayon du noyau, rc, d'un modèle King ajusté au cluster RDP, en parsecs. Ceci a été estimé en utilisant la même technique que celle appliquée précédemment aux clusters COCD (voir Piskunov et al. 2007, A&A, 468, 151 pour plus de détails). La méthode est basée sur un ajustement à trois paramètres (rc, rt et un facteur de normalisation) des profils de King cumulatifs à la distribution de densité observée des membres du cluster.

King_Core_Radius_Error
L'erreur standard dans le rayon du noyau, rc, d'un modèle King ajusté au cluster RDP, en parsecs.

King_Tidal_Radius
Le rayon de marée, rt. d'un modèle King adapté au cluster RDP, en parsecs. Ceci a été estimé en utilisant la même technique que celle appliquée précédemment aux clusters COCD (voir Piskunov et al. 2007, A&A, 468, 151 pour plus de détails). La méthode est basée sur un ajustement à trois paramètres (rc, rt et un facteur de normalisation) des profils de King cumulatifs à la distribution de densité observée des membres du cluster.

King_Tidal_Radius_Error
L'erreur standard dans le rayon de marée, rt, d'un modèle King ajusté au cluster RDP, en parsecs.

King_Norm_Factor
Le facteur de normalisation d'un modèle King adapté au cluster RDP, en parsecs -2 . Ceci a été estimé en utilisant la même technique que celle appliquée précédemment aux clusters COCD (voir Piskunov et al. 2007, A&A, 468, 151 pour plus de détails). La méthode est basée sur un ajustement à trois paramètres (rc, rt et un facteur de normalisation) des profils de King cumulatifs à la distribution de densité observée des membres du cluster.

King_Norm_Factor_Error
L'erreur standard dans le facteur de normalisation d'un modèle King ajusté au cluster RDP, en parsecs -2 .

Code de référence
La source de référence pour la liste MWSC et les paramètres d'entrée pour le cluster codés comme suit : deux objets Paper III, 'MWSC 5901' et 'MWSC 5963', avaient des valeurs reference_code de 'ARIa' dans la table CDS qui sont sans papiers, et la HEASARC les considère erronées. Sur la base de leurs latitudes galactiques, le HEASARC a corrigé ces valeurs en 'ARIn' et 'ARIs', respectivement.

Type_Cluster
Le type de cluster d'objets source, codé comme suit :

Metallicité
La métallicité de l'amas, [Fe/H]. Ces valeurs ont été copiées de Conrad et al. (2014, A&A, 562, A54) ou Dias et al. (2002, A&A, 389, 871), Version 3.1, 24/nov/2010 pour les amas globulaires, ils sont tirés du catalogue Harris (1996, AJ, 112.1487, CDS Cat. VII/202), édition 2010, ou sont nouvellement déterminé.

Metallicity_Error
L'erreur standard dans la métallicité, [Fe/H].

Num_Metallicity_Stars
Le nombre d'étoiles de l'amas utilisé pour la métallicité dérivée.

commentaires
Ce paramètre contient des notes pour de nombreux (mais pas tous) des objets.

Classer
La classification d'objet HEASARC Browse, basée sur la valeur du paramètre broad_type.


15 La Voie Lactée

En regardant dans la direction opposée (flèche bleue), nous voyons toujours la bande de la Voie lactée, mais maintenant elle est plus faible car notre Soleil se trouve loin du centre galactique, nous voyons donc plus d'étoiles en regardant vers le centre qu'en regardant dans la direction opposée .

En regardant perpendiculairement au disque (flèches rouges), on voit beaucoup moins d'étoiles.

  • Le disque et le renflement sont intégrés dans une boule à peu près sphérique de "faible - vieux" des étoiles connues sous le nom de Halo galactique (pas dessiné sur la photo).
  • (une) La galaxie d'Andromède, notre galaxie sœur, est à environ 800 km/c et elle ressemble probablement assez à la disposition générale de notre propre galaxie de la Voie lactée. Le disque et le renflement sont clairement visibles sur cette image, qui mesure environ 30 000 pc de diamètre.

Les étoiles faibles du halo, entourant complètement le disque et le renflement, ne peuvent pas être vues ici. Les étoiles blanches saupoudrées sur toute cette image sont des étoiles de premier plan dans notre propre galaxie environ mille fois plus proches.

  • Avant 20 cc:
    • notre Galaxie l'univers
    • le Soleil est au centre de la Galaxie
    • La galaxie est au centre de l'univers
    • Il a compté les étoiles dans différentes directions du ciel. Il a supposé que toutes les étoiles sont égales en luminosité.
    • Il a conclu que Galaxy était aplati (le soleil est au centre), une collection d'étoiles à peu près en forme de disque.
    • Quelques raffinements dans le comptage : largeur=10 kpc, épaisseur=2 kpc
    • L'observation a été faite dans la bande visible.
    • Ils n'ont pas pris en compte l'ISM (seulement après les années 1930).
    • Nous avons déjà rencontré étoiles variables (novae, supernovae et phénomènes connexes) : ils sont appelés variables cataclysmiques.
    • Les étoiles dont la luminosité varie de façon régulière, mais beaucoup plus subtilement. Ceux-ci sont appelés variables intrinsèques.
    • Deux types de variables intrinsèques ont été trouvés :
      • RR Lyrae étoiles et Céphéides.
      • La variabilité de ces étoiles provient d'un équilibre dynamique entre la gravité et la pression. Ils ont de grandes oscillations autour de la stabilité.
      • L'opacité augmente
      • rayonnement piégé ➤
      • la pression interne augmente ➤
      • star "gonfle" ➤
        • l'étoile s'éclaircit ➤ la surface devient chaude ➤ le rayon rétrécit
        • la luminosité diminue ➤ l'étoile se dilate et se refroidit
        • Comme un étoile de masse évolue à travers la bande, il devient un Céphéide variable.
        • Faible masse les étoiles à branches horizontales dans la bande d'instabilité sont RR Lyrae variables.

        RR Lyrae Période : 0,5 - 1 jours

        Céphéide Période : 1 - 100 jours

        • Période de pulsation et luminosité sont assez étroitement corrélées.
        • Pour calculer la distance :
          • Observer la période.
          • Calculez le luminosité (en utilisant l'intrigue/la relation).
          • Calculez le distance: luminosité apparente ∝ L / d 2 .
          • RR Lyrae les étoiles ont toutes environ la même luminosité
            • connaître leur magnitude apparente nous permet de calculer la distance.
            • une fois la période mesurée, la luminosité est connue et on peut procéder comme ci-dessus.

            L'application de la relation période-luminosité des étoiles variables céphéides nous permet de déterminer des distances jusqu'à environ 25 Mpc avec une précision raisonnable.

            Il montre beaucoup plus de détails du centre galactique que la vue en lumière visible, car l'infrarouge n'est pas autant absorbé par le gaz et la poussière.

            Vue d'artiste d'une vue (presque) de bord de la Voie lactée (La luminosité et la taille de notre Soleil sont grandement exagérées pour plus de clarté). Il montre schématiquement les distributions de

            Le halo galactique :

            • Il et des amas globulaires se sont formés très tôt
            • Le halo est sphérique.
            • Toutes les étoiles du halo sont très vieilles
            • Il n'y a ni gaz ni poussière.

            Le disque galactique :

            • Il contient les étoiles les plus jeunes
            • Il contient également des régions de formation d'étoiles (nébuleuses d'émission et gros nuages ​​de gaz et de poussière).

            Le renflement galactique :

            • Population-I:
              • JEUNE + SUR LE DISQUE
              • Lieu des régions de formation d'étoiles
              • Contient des stars de tous âges
              • VIEILLE + HORS DU DISQUE (c'est-à-dire HALO)
              • Contient de vieilles étoiles
              • Moins abondant en éléments lourds (> He)
              • Disque étoiles (courbes bleues) se déplacent en ordre (orbites circulaires).
              • Halo étoiles (courbes oranges) ont des orbites avec des orientations et des excentricités largement aléatoires.
              • Étoiles bombées (courbes jaunes) sont intermédiaires entre le disque et les étoiles du halo.
                • Ils ne partagent pas la rotation bien définie du disque.

                Autour du Soleil:

                • Petite échelle (à quelques dizaines de secondes du PC) :
                  • ALÉATOIRE.
                  • COMMANDÉ.
                  • Tout Disque Galactique rotation "différentiellement" généralités Centre Galactique.
                    • à 8 kpc, le soleil tourne avec 220 km/s.
                    • Période du Soleil :
                      • Année Galactique = 225 Millions d'années.

                      (a) La Voie Lactée peut-être formée par la fusion de plusieurs systèmes plus petits.

                      (b) Au début, notre La galaxie était de forme irrégulière, avec du gaz distribué dans tout son volume.

                      Lorsque les étoiles se sont formées au cours de cette étape, il n'y avait pas de direction préférée dans laquelle elles se déplaçaient ni d'emplacement préféré dans lequel elles se trouvaient. Leurs orbites les ont transportés à travers un volume tridimensionnel étendu entourant la galaxie nouveau-née.

                      (c) Dans le temps, le gaz et la poussière sont tombés sur le plan galactique et a formé un disque en rotation. Les étoiles qui s'étaient déjà formées ont été laissées dans le halo.

                      (d) Les nouvelles étoiles se formant dans le disque héritent de sa rotation globale et orbitent ainsi autour du centre galactique de manière ordonnée, orbites circulaires.

                      Moment angulaire du nuage effectuer l'évolution galactique

                      Densité des nuages effectuer l'évolution galactique

                      • Le gaz interstellaire nous empêche d'observer au-delà du disque.
                      • Spectre visible n'est pas assez pour atteindre la plus grande échelle de notre Galaxie.
                      • Puisque l'hydrogène est l'élément le plus abondant dans l'ISM :
                        • Ligne d'émission radio de 21 cm de l'hydrogène atomique
                        • Il peut être utilisé pour cartographier l'ensemble de la structure.
                        • Un modèle mathématique de la Galaxie peut être construit en utilisant les Radio Maps qui utilisent de simples orbites circulaires.
                        • Galaxy a une rotation différentielle :
                          • Vitesse des nuages dépendent de leur distance.
                          • La force du signal est une mesure de la densité de gaz.
                          • Les centres de deux structures principales du centre galactique coïncident sur les cartes radio.
                            • Distribution de gaz
                            • Système d'amas globulaire
                            • Il s'étend jusqu'à 50 kpc du Centre Galactique.
                            • La partie centrale du gaz (20 kpc) est confinée à environ 100 pièces sur le disque.
                            • Au-delà de cette distance, le gaz est voilé.
                            • Voie lactée ≡ Une galaxie spirale

                            Structure en spirale de la voie lactée. Une conception d'artiste de notre Galaxie vue de face.

                            • Les parties intérieures du disque galactique tournent plus vite que l'extérieur.
                              • Cela crée rotation différentielle.
                              • Par conséquent, les étoiles changent de position par rapport aux autres.
                              • Par conséquent, toute structure potentielle à grande échelle ne durera pas assez longtemps sur le disque galactique.
                              • ils sont enroulés vagues de compression de gaz qui se déplacent à travers le disque galactique
                              • Gaz serre nuages ​​de gaz interstellaire et déclenche la formation d'étoiles au fur et à mesure de leur déplacement.
                              • Les spirales que nous voyons sont simplement motifs se déplaçant à travers le disque, PAS de grandes masses de matière transportés d'un endroit à l'autre.
                              • Même si le taux de rotation du matériau du disque varie avec la distance du Centre Galactique, la vague elle-même reste intacte, définissant les bras spiraux du Galaxy.
                              • Distribution de gaz :
                                • Le mouvement du gaz est indiqué dans rouge Le mouvement du bras est indiqué dans blanc.
                                • DERRIÈRE & VITE: Densité de gaz la plus élevée (marquée par des pistes de poussière).
                                • DE FACE & RALENTIR: Onde de densité en spirale.
                                • ENTRE: Le gaz entre dans le bras par derrière le gaz est comprimé et forme des étoiles.
                                • La persistance des bras spiraux en tant qu'ondes de densité peut être comprise en utilisant un embouteillage comme analogie.
                                • Le bourrage persiste même si certaines voitures y entrent et en sortent.
                                • Il peut persister longtemps après la fin de l'événement qui l'a déclenché.
                                • La masse peut être calculée en étudiant le mouvement des nuages ​​de gaz et des étoiles dans le disque galactique.
                                • Liens de la loi Kepler Période orbitale, Taille de l'orbite et Masses de deux objets quelconques.
                                • Pour le Soleil : P=225 Myr, a=8 kpc et donc MMW = 10 11 M .

                                Cette masse est concentrée au centre de la Galaxie. Cependant, la Matière Galactique est distribuée le long de la Galaxie.

                                • Pour déterminer la vraie masse de la Galaxie, le mouvement des gaz bien au-delà du Soleil doit être étudié.
                                • Cela ne peut être fait qu'en longueur d'onde radio.
                                • Les observations radio donnent le taux de rotation de la galaxie à différentes distances du centre galactique.
                                • Le tracé résultant de vitesse de rotation vs distance du centre est appelée courbe de rotation galactique.
                                • Notez qu'à l'extrémité de la Galaxie (à 15 km du centre) il existe quelque chose (détecté en radio) qui tourne toujours par rapport au centre.
                                • Par conséquent
                                  • La partie lumineuse de la Voie lactée (délimitée par des amas globulaires et des bras spiraux) est visible [aka. pointe de l'iceberg] et détectée par des moyens normaux.
                                  • La région lumineuse est entourée d'un vaste halo sombre invisible qui s'étend bien au-delà des limites observées.
                                  • Il est ne pas Gaz hydrogène
                                  • Il est ne pas composé de trucs d'étoiles.
                                  • Photographie de matière stellaire et interstellaire en direction du centre galactique.
                                  • En raison de l'obscurcissement important, même les plus grands télescopes optiques ne peuvent pas voir plus d'un dixième de la distance au centre.
                                  • Notez l'emplacement de la nébuleuse M8 à l'extrême haut au centre.
                                  • Le champ mesure environ 20° verticalement. La boîte superposée décrit l'emplacement du centre de notre Galaxie.
                                  • L'encart montre une vue infrarouge d'optique adaptative de l'amas stellaire dense entourant le Centre galactique, dont le noyau même est indiqué par les flèches jumelles.

                                  (a) Une image infrarouge d'une partie du plan galactique montre de nombreuses étoiles brillantes emballées dans un volume relativement petit entourant le centre galactique (boîte blanche). La densité moyenne de matière dans cette région encadrée est estimée à environ un million de fois celui du voisinage solaire.

                                  (b) La partie centrale de notre Galaxie, telle qu'observée dans la partie radio du spectre. Cette image montre une région sur 100 pc à travers entourant le centre galactique (qui se trouve dans la tache lumineuse en bas à droite). L'émission radio à grande longueur d'onde traverse la poussière de la galaxie, offrant une vue de la matière à proximité immédiate du centre de la galaxie.

                                  (c) Un récent Chandra image montrant la relation entre un reste de supernova chaude (rouge) et Sgr A*, le trou noir présumé au centre même de notre Galaxie.

                                  (d) Le motif en spirale d'émission radio provenant du Sagittaire A lui-même suggère un anneau de matière en rotation seulement quelques parsecs à travers.


                                  Herschel mesure la galaxie

                                  En 1785, Guillaume Herschel (Figure 1) a fait la première découverte importante sur l'architecture de la Voie lactée. À l'aide d'un grand télescope à réflexion qu'il avait construit, William et sa sœur Caroline ont compté les étoiles dans différentes directions du ciel. Ils ont découvert que la plupart des étoiles qu'ils pouvaient voir se trouvaient dans une structure aplatie encerclant le ciel, et que le nombre d'étoiles était à peu près le même dans toutes les directions autour de cette structure. Herschel a donc conclu que le système stellaire auquel appartient le Soleil a la forme d'un disque ou d'une roue (il aurait pu l'appeler un Frisbee sauf que le Frisbee n'avait pas encore été inventé), et que le Soleil doit être près du moyeu de la roue (Figure 2).

                                  Figure 1. William Herschel (1738-1822) et Caroline Herschel (1750-1848) : William Herschel était un musicien allemand qui a émigré en Angleterre et s'est mis à l'astronomie pendant son temps libre. Il a découvert la planète Uranus, construit plusieurs grands télescopes et mesuré la place du Soleil dans la Galaxie, le mouvement du Soleil dans l'espace et les luminosités comparatives des étoiles. Ce tableau montre William et sa sœur Caroline en train de polir une lentille de télescope. (crédit : modification d'ouvrage par la Wellcome Library)

                                  Pour comprendre pourquoi Herschel est arrivé à cette conclusion, imaginez que vous êtes membre d'un groupe en formation pendant la mi-temps d'un match de football. Si vous comptez les membres du groupe que vous voyez dans différentes directions et obtenez à peu près le même nombre à chaque fois, vous pouvez conclure que le groupe s'est arrangé en un motif circulaire avec vous au centre. Puisque vous ne voyez aucun membre du groupe au-dessus de vous ou sous terre, vous savez que le cercle formé par le groupe est beaucoup plus plat que large.

                                  Figure 2. Herschel’s Diagram of the Milky Way: Herschel a construit cette section transversale de la Galaxie en comptant les étoiles dans différentes directions.

                                  Nous savons maintenant que Herschel avait raison sur la forme de notre système, mais qu'il avait tort quant à l'emplacement du Soleil dans le disque. Comme nous l'avons vu dans Entre les étoiles : gaz et poussière dans l'espace, nous vivons dans une galaxie poussiéreuse. Parce que la poussière interstellaire absorbe la lumière des étoiles, Herschel ne pouvait voir que ces étoiles à environ 6 000 années-lumière du Soleil. Aujourd'hui, nous savons qu'il s'agit d'une très petite section de l'ensemble du disque d'étoiles d'un diamètre de 100 000 années-lumière qui constitue la Galaxie.

                                  Harlow Shapley: Mapmaker to the Stars

                                  Jusqu'au début des années 1900, les astronomes acceptaient généralement la conclusion de Herschel selon laquelle le Soleil se trouve près du centre de la Galaxie. The discovery of the Galaxy’s true size and our actual location came about largely through the efforts of Harlow Shapley. En 1917, il étudiait les étoiles variables RR Lyrae dans les amas globulaires. En comparant la luminosité intrinsèque connue de ces étoiles à leur luminosité, Shapley a pu calculer à quelle distance elles se trouvent. (Recall that it is distance that makes the stars look dimmer than they would be “up close,” and that the brightness fades as the distance squared.) Knowing the distance to any star in a cluster then tells us the distance to the cluster itself.

                                  Globular clusters can be found in regions that are free of interstellar dust and so can be seen at very large distances. Lorsque Shapley a utilisé les distances et les directions de 93 amas globulaires pour cartographier leurs positions dans l'espace, il a découvert que les amas sont répartis dans un volume sphérique, dont le centre n'est pas au Soleil mais à un point éloigné le long de la Voie lactée dans le direction du Sagittaire. Shapley then made the bold assumption, verified by many other observations since then, that the point on which the system of globular clusters is centered is also the center of the entire Galaxy (Figure 3).

                                  Figure 3. Harlow Shapley and His Diagram of the Milky Way: (a) Shapley pose pour un portrait formel. (b) Son diagramme montre l'emplacement des amas globulaires, avec la position du Soleil également marquée. La zone noire montre l'ancien diagramme de Herschel, centré sur le Soleil, approximativement à l'échelle.

                                  Le travail de Shapley a montré une fois pour toutes que notre étoile n'a pas de place particulière dans la Galaxie. We are in a nondescript region of the Milky Way, only one of 200 to 400 billion stars that circle the distant center of our Galaxy.

                                  Born in 1885 on a farm in Missouri, Harlow Shapley at first dropped out of school with the equivalent of only a fifth-grade education. Il a étudié à la maison et à l'âge de 16 ans, il a obtenu un emploi de journaliste couvrant des histoires de crime. Frustrated by the lack of opportunities for someone who had not finished high school, Shapley went back and completed a six-year high-school program in only two years, graduating as class valedictorian.

                                  In 1907, at age 22, he went to the University of Missouri, intent on studying journalism, but found that the school of journalism would not open for a year. Leafing through the college catalog (or so he told the story later), he chanced to see “Astronomy” among the subjects beginning with “A.” Recalling his boyhood interest in the stars, he decided to study astronomy for the next year (and the rest, as the saying goes, is history).

                                  Upon graduation Shapley received a fellowship for graduate study at Princeton and began to work with the brilliant Henry Norris Russell (see the Henry Norris Russell feature box). Pour sa thèse de doctorat, Shapley a apporté des contributions majeures aux méthodes d'analyse du comportement des étoiles binaires à éclipse. He was also able to show that cepheid variable stars are not binary systems, as some people thought at the time, but individual stars that pulsate with striking regularity.

                                  Impressed with Shapley’s work, George Ellery Hale offered him a position at the Mount Wilson Observatory, where the young man took advantage of the clear mountain air and the 60-inch reflector to do his pioneering study of variable stars in globular clusters.

                                  Shapley subsequently accepted the directorship of the Harvard College Observatory, and over the next 30 years, he and his collaborators made contributions to many fields of astronomy, including the study of neighboring galaxies, the discovery of dwarf galaxies, a survey of the distribution of galaxies in the universe, and much more. Il a écrit une série de livres et d'articles non techniques et est devenu l'un des vulgarisateurs les plus efficaces de l'astronomie. Shapley enjoyed giving lectures around the country, including at many smaller colleges where students and faculty rarely got to interact with scientists of his caliber.

                                  During World War II, Shapley helped rescue many scientists and their families from Eastern Europe later, he helped found UNESCO, the United Nations Educational, Scientific, and Cultural Organization. Il a écrit une brochure intitulée La science à bord du navire pour les hommes et les femmes des forces armées qui devaient passer de nombreuses semaines à bord de navires de transport vers l'Europe. And during the difficult period of the 1950s, when congressional committees began their “witch hunts” for communist sympathizers (including such liberal leaders as Shapley), he spoke out forcefully and fearlessly in defense of the freedom of thought and expression. A man of many interests, he was fascinated by the behavior of ants, and wrote scientific papers about them as well as about galaxies.

                                  By the time he died in 1972, Shapley was acknowledged as one of the pivotal figures of modern astronomy, a “twentieth-century Copernicus” who mapped the Milky Way and showed us our place in the Galaxy.


                                  Computer Program Detail Page

                                  The EJS Shapley's Globular Clusters Model shows the distribution of globular clusters around the plane of the Milky Way as determined by Harlow Shapley in 1918. The Space View frame shows a 3D view of the distribution of the clusters around the galactic plane, along with the location of the Sun and Shapley's location for the galactic center (as well as the boundary of what Shapley called the "Big Galaxy") as determined by the cluster distribution. Globular clusters are shown in different colors depending on how their distances were determined: using Cepheid variables (red), brightest stars in the cluster (green), or apparent diameter of the cluster (blue). Other windows show a plot of the cluster locations projected onto the galactic plane, a plot of the number of clusters versus galactic longitude (showing a peak toward Shapley's proposed galactic center), and a histogram of distances from the galactic plane (showing a dearth of clusters very close to the plane).

                                  The simulation allows the viewer to adjust Shapley's distances to account for the effects of absorption. Absorption by dust in the galactic plane caused the cluster stars to appear dimmer than they should be from distance alone. This led Shapley to overestimate their distances, with larger errors for clusters near the galactic plane where absorption effects are greatest. The simulation uses a model for absorption proposed by Joel Stebbins in 1933. Stebbins assumed a thin (1 kpc thick), uniform absorbing layer along the galactic plane, with light passing perpendicularly through the plane being dimmed by 0.36 magnitudes. A slider in the simulation allows the user to adjust the dimming produced by the absorbing layer from 0 (Shapley's assumed value) up to 0.36 (the value found by Stebbins). The simulation will also display Stebbins' revised galactic center and boundary, which essentially matches the modern view of the Milky Way.

                                  Please note that this resource requires at least version 1.5 of Java (JRE).


                                  25: The Milky Way Galaxy

                                  • Contributed by Andrew Fraknoi, David Morrison, & Wolff et al.
                                  • Sourced from OpenStax

                                  Today, we know that our Sun is just one of the many billions of stars that make up the huge cosmic island we call the Milky Way Galaxy. How can we &ldquoweigh&rdquo such an enormous system of stars and measure its total mass?

                                  One of the most striking features you can see in a truly dark sky&mdashone without light pollution&mdashis the band of faint white light called the Milky Way, which stretches from one horizon to the other. The name comes from an ancient Greek legend that compared its faint white splash of light to a stream of spilled milk. But folktales differ from culture to culture: one East African tribe thought of the hazy band as the smoke of ancient campfires, several Native American stories tell of a path across the sky traveled by sacred animals, and in Siberia, the diffuse arc was known as the seam of the tent of the sky.

                                  In 1610, Galileo made the first telescopic survey of the Milky Way and discovered that it is composed of a multitude of individual stars. Today, we know that the Milky Way comprises our view inward of the huge cosmic pinwheel that we call the Milky Way Galaxy and that is our home. Moreover, our Galaxy is now recognized as just one galaxy among many billions of other galaxies in the cosmos.

                                  • 25.1: The Architecture of the Galaxy The Milky Way Galaxy consists of a thin disk containing dust, gas, and young and old stars a spherical halo containing populations of very old stars, and globular star clusters a thick, more diffuse disk with stars that have properties intermediate between those in the thin disk and the halo a peanut-shaped nuclear bulge of mostly old stars around the center and a supermassive black hole at the very center. The Sun is located roughly halfway out of the Milky Way.
                                  • 25.2: Spiral Structure The gaseous distribution in the Galaxy&rsquos disk has two main spiral arms that emerge from the ends of the central bar, along with several fainter arms and short spurs the Sun is located in one of those spurs. Measurements show that the Galaxy does not rotate as a solid body, but instead its stars and gas follow differential rotation, such that the material closer to the galactic center completes its orbit more quickly.
                                  • 25.3: The Mass of the Galaxy The Sun revolves completely around the galactic center in about 225 million years (a galactic year). The mass of the Galaxy can be determined by measuring the orbital velocities of stars and interstellar matter. The total mass of the Galaxy is about 2 × 1012 MSun.As much as 95% of this mass consists of dark matter that emits no electromagnetic radiation and can be detected only because of the gravitational force it exerts on visible stars and interstellar matter.
                                  • 25.4: The Center of the Galaxy A supermassive black hole is located at the center of the Galaxy. Measurements of the velocities of stars located within a few light-days of the center show that the mass inside their orbits around the center is about 4.6 million MSun. Radio observations show that this mass is concentrated in a volume with a diameter similar to that of Mercury&rsquos orbit. The density of this matter concentration exceeds that of the densest known star clusters by a factor of nearly a million.
                                  • 25.5: Stellar Populations in the Galaxy We can roughly divide the stars in the Galaxy into two categories. Old stars with few heavy elements are referred to as population II stars and are found in the halo and in globular clusters. Population I stars contain more heavy elements than globular cluster and halo stars, are typically younger and found in the disk, and are especially concentrated in the spiral arms. The Sun is a member of population I.
                                  • 25.6: The Formation of the Galaxy The Galaxy began forming a little more than 13 billion years ago. Models suggest that the stars in the halo and globular clusters formed first, while the Galaxy was spherical. The gas, somewhat enriched in heavy elements by the first generation of stars, then collapsed from a spherical distribution to a rotating disk-shaped distribution. Stars are still forming today from the gas and dust that remain in the disk. Star formation occurs most rapidly in the spiral arms.
                                  • 25.E: The Milky Way Galaxy (Exercises)

                                  Thumbnail: The Milky Way rises over Square Tower, an ancestral pueblo building at Hovenweep National Monument in Utah. Many stars and dark clouds of dust combine to make a spectacular celestial sight of our home Galaxy. The location has been designated an International Dark Sky Park by the International Dark Sky Association.


                                  Milky Way's satellite globular cluster studied in detail

                                  Spatial distribution of the Lae 3-like stellar population in the field of view. Credit: Longeard et al., 2019.

                                  Using the Canada–France–Hawaii Telescope (CFHT) and Keck Observatory, an international group of astronomers has performed a photometric and spectroscopic study of Laevens 3—a satellite globular cluster in the Milky Way galaxy. The research, detailed in a paper published September 18 on the arXiv pre-print repository, provides insights into the properties of this cluster.

                                  Observations of globular clusters (GCs) in the Milky Way galaxy are of high importance for astronomers as they are among the oldest objects in the universe. Therefore, they are perceived as natural laboratories for the study of stellar evolution processes.

                                  Located some 210,000 light-years away from the Earth, Laevens 3 (or Lae 3 for short) is a galactic GC discovered by Benjamin P. M. Laevens in 2015 using the Pan-STARRS 1 telescope. First observations found that it is a faint cluster, about 8 billion years old, with a half-light radius of around 23 light-years and a relatively low metallicity at a level of approximately -1.9. The system is assumed to orbit the center of Milky Way in the galactic outer halo.

                                  Observations of such faint and distant satellite systems as Lae 3 could be crucial to shed more light on the formation and evolution of our home galaxy. So a team of astronomers led by Nicolas Longeard of the Observatory of Strasbourg in France decided to take a closer look at this cluster.

                                  "We present a photometric and spectroscopic study of the Milky Way satellite Laevens 3. Using MegaCam/CFHT g and i photometry and Keck II/DEIMOS multi-object spectroscopy, we refine the structural and stellar properties of the system," the astronomers wrote in the paper.

                                  The study found that Lae 3 is larger and older than previously thought. The color-magnitude diagram shows that it is about 13 billion years old, while broadband photometry analysis indicates that it has a half-light radius of approximately 37 light-years.

                                  The distance to Lae 3 was calculated to be some 200,000 light-years and its metallicity was measured to be at a level of -1.8. The research also found that the cluster's total luminosity is about 1,125 solar luminosities, which translates into an absolute magnitude of -2.8 mag.

                                  The study confirmed that Lae 3 has an outer halo orbit with a pericenter of about 133,000 light-years and an apocenter of approximately 279,000 light-years.

                                  According to the paper, all the results suggest that Lae 3 exhibits the main characteristics of Milky Way outer halo globular clusters. Moreover, the study found that Lae 3 showcases signs of mass segregation, which confirms the globular cluster nature of this system.

                                  "Overall, Laevens 3 shares the typical properties of the Milky Way's outer halo globular clusters. Furthermore, we find that this system shows signs of mass segregation, which strengthens our conclusion that Laevens 3 is a globular cluster," the researchers concluded.


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