NGC 4147

	NGC 4147
	; L'amas globulaire NGC 4147.
Données d’observation; (Époque J2000.0)
Constellation	Chevelure de Bérénice
Ascension droite (α)	12h 10m 06,149s
Déclinaison (δ)	+18° 10′ 31,78″
Magnitude apparente (V)	+10.74
Dimensions apparentes (V)	1.730′×1.592′
	Localisation dans la constellation : Chevelure de Bérénice
Astrométrie
Distance	environ 19 kpc (∼62 000 al)
Caractéristiques physiques
Type d'objet	Amas globulaire
Classe	VI
Masse	37 200 M☉
Dimensions	6.6′
Âge	~11,39×109 a
Découverte
Découvreur(s)	William Herschel
Date	14 mars 1784
Désignation(s)	NGC 4147
Liste des amas globulaires
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NGC 4147 est un amas globulaire situé dans la constellation boréale de la Chevelure de Bérénice. Il a été découvert par l'astronome anglais William Herschel le 15 février 1784^[3], qui le décrivit comme un objet « très lumineux, plutôt large, devenant progressivement plus brillant au milieu »^[7]^,^[8]. Cette première observation de William Herschel a été incluse dans le New General Catalogue comme NGC 4153. C'est la deuxième observation de William Herschel en date du 14 mars 1784 qui s'est vu octroyer la désignation NGC 4147^[3].

Sa magnitude apparente est de 10,7^[9]. Il est situé à environ 19 kpc (∼62 000 al)^[2] du Soleil, à une latitude galactique élevée de 77,2°^[5].

C'est un amas globulaire relativement petit, et qui est classé 112^e en luminosité parmi la population d'amas globulaires de la Voie lactée. Il est considéré comme un amas de type Oosterhoff I (OoI), bien qu'il ait une métallicité relativement faible. En fait, sa métallicité est la plus basse parmi tous les amas de type OoI connus. Il possède 19 étoiles variables candidates de type RR Lyrae et un grand nombre de 23 traînardes bleues. Ces dernières sont présentes en plus grande proportion vers le cœur, dense, de l'amas, ce qui est cohérent avec l'idée selon laquelle les traînardes bleues seraient issues de fusions d'étoiles^[2]^,^[10]. La métallicité de NGC 4147 est estimée à −1,50 [Fe/H] et son âge à 11,39 milliards d'années^[6]. Selon une étude publiée en 2011 par J. Boyles et ses collègues, la métallicité de l'amas est égale à -1,80 et sa masse est égale à 74 700 $M_{\odot }$ . Dans cette même étude, la distance de l'amas est estimée à environ 19,3 kpc (∼62 900 al)^[11].

L'amas est distant de 21,6 ± 2,3 kpc (∼70 500 al) du centre galactique^[5] et il est relativement isolé des autres amas globulaires de la galaxie^[2]. La position de l'amas en fait un candidat qui serait associé au courant du Sagittaire, et il pourrait ainsi avoir été capturé par la Voie lactée après avoir séparé de la galaxie naine du Sagittaire^[5]. Une carte du contour de l'amas montre des bras de marée en forme de S qui s'étirent au nord et au sud jusqu'à plusieurs rayons de marée de l'amas. De telles caractéristiques sont prédites pour les amas globulaires qui suivent des orbites elliptiques et qui sont proches de leur apoapside^[12].

Références

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « NGC 4147 » (voir la liste des auteurs).

↑ ^{a et b} (en) M. F. Skrutskie et al., « The Two Micron All Sky Survey (2MASS) », The Astrophysical Journal, vol. 131, n^o 2,‎ février 2006, p. 1163–1183 (DOI 10.1086/498708, Bibcode 2006AJ....131.1163S)
↑ ^{a b c et d} (en) Peter B. Stetson, M. Catelan et Horace A. Smith, « Homogeneous Photometry. V. The Globular Cluster NGC 4147 », The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 117, n^o 838,‎ décembre 2005, p. 1325–1361 (DOI 10.1086/497302, Bibcode 2005PASP..117.1325S, arXiv astro-ph/0508650)
↑ ^{a b et c} (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 4147 » (consulté le 13 janvier 2023).
↑ (en) Brian Kimmig et al., « Measuring Consistent Masses for 25 Milky Way Globular Clusters », The Astronomical Journal, vol. 149, n^o 2,‎ février 2015, p. 15 (DOI 10.1088/0004-6256/149/2/53, Bibcode 2015AJ....149...53K, arXiv 1411.1763)
↑ ^{a b c et d} (en) Julio A. Carballo-Bello et al., « A search for stellar tidal debris of defunct dwarf galaxies around globular clusters in the inner Galactic halo », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 445, n^o 3,‎ décembre 2014, p. 2971–2993 (DOI 10.1093/mnras/stu1949, Bibcode 2014MNRAS.445.2971C, arXiv 1409.7390)
↑ ^{a et b} Duncan A. Forbes et Terry Bridges, « Accreted versus in situ Milky Way globular clusters », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 404#3,‎ mai 2010, p. 1203-1214 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x, Bibcode 2010MNRAS.404.1203F, lire en ligne)
↑ « very bright, pretty large, gradually brighter in the middle »
↑ (en) Stephen James O'Meara, Deep-Sky Companions: The Secret Deep, vol. 4, Cambridge University Press, 2011, 225–228 p. (ISBN 978-1139500074, lire en ligne)
↑ (en) Emanuele Dalessandro et al., « Ultraviolet Properties of Galactic Globular Clusters with Galex. II. Integrated Colors », The Astronomical Journal, vol. 144, n^o 5,‎ novembre 2012, p. 13 (DOI 10.1088/0004-6256/144/5/126, Bibcode 2012AJ....144..126D, arXiv 1208.5698)
↑ (en) A. Arellano Ferro et al., « CCD Photometry of the RR Lyrae Stars in NGC4147 », Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, vol. 40,‎ octobre 2004, p. 209–221 (2004) (Bibcode 2004RMxAA..40..209A)
↑ J. Boyles, D. R. Lorimer, P. J. Turk, R. Mnatsakanov, S. Lynch, S. M. Ransom, P. C. Freire et K. Belczynski, « YOUNG RADIO PULSARS IN GALACTIC GLOBULAR CLUSTERS », The Astrophysical Journal, vol. 742#1,‎ novembre 2011, p. 12 pages (DOI 10.1088/0004-637X/742/1/51, Bibcode 2011ApJ...742...51B, lire en ligne)
↑ (en) K. Jordi et E. K. Grebel, « Search for extratidal features around 17 globular clusters in the Sloan Digital Sky Survey », Astronomy and Astrophysics, vol. 522,‎ novembre 2010, p. 23 (DOI 10.1051/0004-6361/201014392, Bibcode 2010A&A...522A..71J, arXiv 1008.2966)