Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme plus de 100 étoiles (lettre r) dont la concentration est moyenne (II) et dont les magnitudes se répartissent sur un intervalle moyen (le chiffre 2). Cependant, d'après les données du catalogue Lynga, la classification de l'amas est I 3 r (forte concentration et magnitude sur un grand intervalle). Aussi, toujours selon Lynga et en contradiction avec sa classification, l'amas est composé de 80 étoiles[4].
Observation
Avec une magnitude visuelle de 7,2, on peut observer l'amas avec de petites jumelles ou un télescope dont l'ouverture est d'au moins 150 mm[5].
NGC 6475 est situé près et à l'est de NGC 6444, un autre amas ouvert de la constellation du Scorpion. NGC 6475 est à environ 2,4 degrés au nord-est de l'amas globulaireNGC 6441 et à environ 4,8 degrés au nord-est de Shaula (Lambda Scorpii).
Histoire des observations
Découvert par Ptolémée, cet amas a été observé par Charles Messier dans la même nuit que M6[8], soit le . Il l'a décrit comme étant plus vaste et plus considérable que M5[9].
Johann Elert Bode et William Herschel (le ) ont observé cet amas. William a noté que l'amas renfermait environ 30 étoiles. John Herschel a observé l'amas à deux reprises, le et le . Il l'a inscrit dans son catalogue sous la désignation GC 4340 en le décrivant comme très brillant, assez riche, un peu compressé avec des étoiles de magnitude 7 à 12. John Dreyer, auteur du New General Catalogue grandement inspiré de celui de John Herschel, a inscrit la découverte de Messier sous le désignation NGC 6475 en le décrivant dans les mêmes termes que John Herschel[9].
Caractéristiques
Certaines caractéristiques apparaissent sur la base de donnéesSimbad, mais une publication très récente () basée sur les mesures de la parallaxe par le satellite Gaia a permis une mise à jour importante des données. Les données du « GAIA EARLY DATA RELEASE 3 (GAIA EDR3) »[10] ont également permis aux auteurs (Almeida, Monteiro et Dias) de cette publication d'estimer la masse de 773 amas ouverts, dont celle de NGC 7086 qui est de 791 ± 158 [7].
La base de donnéesSimbad indique sept valeurs de la distance: 0,27 kpc[11], 0,282 kpc[12], 285,0 pc[13], 299 pc[14], 277 pc[15], 303 pc[16] et 300 pc[17]. La distance moyenne de cet échantillon est de 288 ± 13 pc (∼939 al), ce qui est compatible avec la distance proposée par Almeida, Monteiro et Dias[7].
La taille apparente de l'amas est de 75′[3] ou de 80′[4] (75,5 ± 2,5'), ce qui, compte tenu de la distance de 273 ± 1 pc et grâce à un calcul simple, équivaut à une taille réelle de 20,1 ± 0,7 al.
Six vitesses semblables sont aussi indiquées sur la base de donnéesSimbad: −14,63 ± 0,26 km/s[18]−12,60 ± 1,04 km/s[14], −14,591 ± 1,534 km/s[15], −14,84 ± 0,16 km/s[19], −14,84 ± 0,17 km/s[20] et −14,7 ± 0,2 km/s[21]. La vitesse moyenne de cet échantillon est de −14,4 ± 0,9 km/s.
Métallicité
Simbad rapporte cinq valeurs de la métallicité comprises entre -0,012 et +0,02. Selon Almeida et ses collègues, la métallicité de l'amas est égale à 0,114 ± 0,001. Selon cette valeur, le pourcentage d'éléments lourds (plus lourd que l'hydrogène et l'hélium) de cet amas serait de 130% (100,114) de celui du Soleil.
Âge
Webda et Lynga indiquent un âge de 140 millions d'années (log10=8,233)[22],[4], ce qui est très inférieur à l'âge de 465 millions d'années préconisé par Almeida.
Une requête de la forme NGC 6475 Num (où Num est un nombre allant de 1 à 130) permet d'obtenir les étoiles se trouvant dans le champ de vision de M7. On peut obtenir la désignation des étoiles les plus brillantes de l'amas dans le logiciel Aladin (CDS). Par exemple, en cliquant sur une des étoiles brillantes près du centre, on voit apparaître sa désignation, HD 162587 dans l'image ci-contre à gauche. Il suffit alors de cliquer sur cette désignation pour téléverser la page Simbad de l'étoile. On constate alors qu'il s'agit d'une étoile double ou multiple dont le type spectral est K3III et dont la parallaxe est de 3,96 ± 0,58[25], ce qui correspond à une distance de 252 ± 37 pc.
Le tableau suivant liste les 130 étoiles les plus brillantes se trouvant dans le voisinage de M7. Évidemment, toutes ne sont pas membres de l'amas, parce que trop éloignées ou trop rapprochées, mais également parce que leur mouvement propre ne correspond pas à celui de l'amas.
Les étoiles dans le champ de vision de M7
(les colonnes sont triables avec les flèches )
↑ abcde et fAnderson Almeida, Hektor Monteiro et Wilton S Dias, « Revisiting the mass of open clusters with Gaia data », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 525, no 2, , p. 2315-2340 (DOI10.1093/mnras/stad2291, lire en ligne [PDF])
↑Martin Netopil, İnci Akkaya Oralhan, Hikmet Çakmak, Raúl Michel et Yüksel Karataş, « The Galactic metallicity gradient shown by open clusters in the light of radial migration », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 509, no 1, , p. 421-439 (DOI10.1093/mnras/stab2961, lire en ligne [PDF])
↑L. Spina, Y-S Ting, G M De Silva et et al., « The GALAH survey: tracing the Galactic disc with open clusters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 503, no 3, , p. 3279-3296 (DOI10.1093/mnras/stab471, lire en ligne [PDF])
↑E. Poggio, R. Drimmel, T. Cantat-Gaudin et et all., « Galactic spiral structure revealed by Gaia EDR3. », Astronomy & Astrophysics, vol. 651, no A104, , p. 10 pages (DOI10.48550/arXiv.2103.01970, lire en ligne [PDF])
↑ a et bWilton Wilton S. Dias, Héktor Monteiro, Aandré Moitinho, Jácques R. D. Lépine, Giovanni Carraro, Ernst Paunzen, Bruno Alessi et Lázaro Villela, « Updated parameters of 1743 open clusters based on Gaia DR2 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 504, no 1, , p. 356-371 (DOI10.1093/mnras/stab770, lire en ligne [PDF])
↑Sami Dib, Stefan Schmeja et Richard J. Parker, « Structure and mass segregation in Galactic stellar clusters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 473, no 1, , p. 849-859 (DOI10.1093/mnras/stx2413, lire en ligne [PDF])
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