# NGC 3603

NGC 3603 est un très jeune amas ouvert associé à une vaste région HII situé dans la constellation de la Carène. Il a été découvert par l'astronome britannique John Herschel en 1834. NGC 3603 est entouré d'une région HII géante localisée dans le bras de la Carène de notre galaxie, la Voie lactée.
Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme moins de 50 étoiles (lettre p) dont la concentration est forte (I) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle(le chiffre 1). Toutefois, selon le catalogue Lynga, la concentration des étoiles est moyenne, la répartition des magnitudes de celles-ci est grande (3) et l'amas contient entre 50 et 100 étoiles (m). Cependant, Lynga indique que l'amas renferme 30 membres. Cette contradiction entre la classification et le nombre de membres n'est pas rare dans le catalogue Lynga.

## Observation

NGC 3603 est situé à environ 2,5 degrés au sud-ouest de l'étoile V382 Carinae. Les amas ouverts NGC 3519, NGC 3532, NGC 3572 et NGC 3590 se trouvent dans la même région du ciel.
La base de données Simbad mentionne que NGC 3603 et NGC 3576 sont des jumeaux.

## Histoire

NGC 3603 a été découvert par John Herschel le 14 mars 1834 lors de son voyage en Afrique du Sud. Il a noté que c'était un objet remarquable, peut-être un amas globulaire. Au sujet de cette observation, il écrit dans ses notes : « globular cluster and nebula, stars 15th to 18th magnitude ». Il l'a catalogué comme nébuleuse 3334 dans son cahier des observations astronomiques réalisées au cap de la Bonne-Espérance (Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope) publié en 1847.
En 1864, la Royal Society a publié dans son Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars où cet amas a été répertorié sous le numéro 2354. L'amas a ensuite été incorporé par John Dreyer au New General Catalog comme NGC 3603.
L'amas central a d'abord été catalogué comme une étoile dans le catalogue Henry Draper sous la cote HD 97950, mais malgré cela il a longtemps été reconnu comme une nébuleuse ou un système stellaire multiple. On a aussi noté que son spectre présentait des caractéristiques inhabituelles, il a été associé à un type Oe dans le catalogue Henry Draper. Ensuite, on a changé ce type pour WN5+O lorsqu'on a découvert dans son spectre des caractéristiques d'une étoile Wolf-Rayet. Finalement, lorsqu'on a obtenu des images avec une meilleure résolution, on s'est aperçu que HD 97950 contenait trois des étoiles les plus lumineuses et les plus massives connues, ainsi qu'un certain nombre d'étoiles de type O et de nombreuses étoiles moins lumineuses.

## Caractéristiques
### Descriptiom

La nébuleuse associée à NGC 3603 est le nuage de gaz le plus massif de gaz incandescent et de plasma, connu sous le nom de région HII, de la Voie lactée. Les radiations ultraviolettes et les forts vents stellaires en provenance de la forte concentration des étoiles les plus massives connues dans la galaxie ont repoussé les gaz de l'amas et on a ainsi une vue très dégagée de cet amas en lumière visible. L'amas et la nébuleuse NGC 3603 sont visibles dans un télescope de taille moyenne comme une petite nébulosité plutôt ordinaire présentant une teinte jaunâtre due à l'absorption interstellaire.
Les autres régions HII dans la Voie lactée (W49, Sgr B2, Cygnus X et Êta Carina) sont presque complètement cachées en lumière visible par de la poussière, ce qui est malheureux, car plusieurs informations ne peuvent être mesurées directement ou facilement dans les autres domaines du spectre électromagnétique. Les études des régions HII ont donc été longtemps réalisées en les observant dans d'autres galaxies, comme la région 30 Doradus (la nébuleuse de la Tarentule) dans le Grand Nuage de Magellan ou encore NGC 2363 dans la galaxie irrégulière NGC 2366. Heureusement, les régions centrales de la vaste région HII de NGC 3603 peuvent être observées en lumière visible. C'est pour cette raison que plusieurs études ont été réalisées depuis le début des années 1970, et même auparavant, car au milieu des années 1960, des études optiques combinées à des observations radio astronomiques ont montré que NGC 3603 était une radio source thermique extrêmement puissante. Ces observations ainsi que d'autres, réalisées ultérieurement dans d'autres galaxies, ont conduit au concept de régions à sursauts de formation d'étoiles et même dans certains cas de galaxies entières ayant une formation d'étoiles extrêmement rapide. NGC 3603 est maintenant considéré comme une telle région et il est comparé par certains à la région HII encore plus vaste qu'est la nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan.

### Distance

La parallaxe moyenne des étoiles de l'amas a été obtenue des mesures effectuées par le satellite Gaia. Trois valeurs indentiques, mais avec des incertitudes publiées dans de récents articles (2018 à 2022) sont indiquées sur la base de données Simbad : {La parallaxe moyenne des étoiles de l'amas a été obtenue des mesures effectuées par le satellite Gaia. Sept valeurs différentes publiées dans de récents articles (2018 à 2022) sont indiquées sur la base de données Simbad : 0,076 ± 0,074 mas, 0,076 ± 0,005 mas et 0,076 ± 0,074 mas. La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude est égale à 0,076 ± 0,051, ce qui correspond à une distance de 13 158$^{+26842}$ $_{−5284}$ 42 pc. Comme c'est souvent le cas pour des amas éloignés, la distance est passablement imprécise.

### Taille

Selon les sources, la taille apparente est comprise entre 3,3' et 4,7'$^,$. Grâce à un calcul simple, on peut trouver la taille réelle de l'amas. En utilisant la plus grande taille apparente et la plus grande distance, on obtient la taille réelle maximale soit 178,4 al. De même, en utilisant la plus petite taille apparente et la plus petite distance, on obtient la plus petite taille réelle, soit 24,65 al. De ces deux valeurs, on déduit que la taille de l'amas est égale à 102 ± 77 al, ce qui comme la distance est imprécis.

### Vitesse

Trois valeurs de la vitesse radiale sont indiquées sur Simbad, soit 44,04 ± 31,27 km/s, 23,00 km/s et 28,17 ± 0,74 km/s. La moyenne de ces valeurs et l'écart type de cet échantillon est égale à 31,7 ± 11,0 km/s, tandis que la moyenne de leur incertitude es de 16,0 km/s. Si l'on ne tient pas compte de la dernière vitesse totalement différent, on obtient une moyenne pour la vitesse et pour l'incertitude de 2,12 ± 1,14 km/s. La vitesse radiale de cet amas n'est donc pas connue avec précision.

### Mouvement propre

Simbad indique cinq couples de valeurs pour le mouvement propre de l'amas, dont trois provenant d'articles publiés entre 2018 et 2020 qui sont très semblables. Les deux autres couples proviennent d'articles publiés en 2014 et en 2017 et ils sont totalement différents. Les valeurs des tois couples en ascension droite et en déclinaison sont :
* −5,543 ± 0,189 mas/an et 1,961 ± 0,149 mas/an
* −5,543 ± 0,010 mas/an et 1,961 ± 0,010 mas/an
* −5,543 ± 0,189 mas/an et 1,961 ± 0,149 mas/an
La moyenne du mouvement propre et de leur incertitude obtenue de ces trois couples en ascension droite et en déclinaison est égale à −5,543 ± 0,126 mas/an et 1,961 ± 0,161 mas/an.
Les deux autres couples sont passablement différents et imprécis. Ils proviennent d'articles moins récents (2014 et 2017). Ces deux couples sont :
* −1,77 ± 2,58 mas/an et −2,73 ± 2,29 mas/an
* −5,760 ± 1,780 mas/an et 0,280 ± 1,240 mas/an

### Masse

Déduite des études photométriques, la masse de l'amas HH 97950 serait comprise entre 10 000 et 16 000 $M_{\odot }$. En étudiant le mouvement des étoiles et les lois de la gravitation, on obtient une masse de 19 000 $M_{\odot }$. La densité du centre de masse de l'amas est de 60 000 $M_{\odot }$/pc$^3$, ce qui est 10 fois plus élevé que celle de la nébuleuse d'Orion et comparable à celle de R136.

### Âge

La corrélation entre la séquence principale et la pré-séquence principale des étoiles de l'amas donne un âge d'un million d'années ou même moins. La diagramme HR ne montre pas de point de sortie de la séquence principale en dépit du fait que le modèle des étoiles donne un âge d'environ 2,5 millions d'années pour les étoiles les plus massives, mais qui est aussi compatible avec un âge d'un million d'années. Un petit nombre d'étoiles, dont Sher 25, sont apparemment plus âgées. On a ainsi suggéré qu'il y a dans l'amas un sursaut de formation d'étoiles plus récent. D'autres études ont estimé des âges jusqu'à 2 millions d'années, mais l'existence des étoiles les plus massives et les plus lumineuses fournit une limite supérieure assez certaine de 2,5 millions d'années.
Il s'agit donc d'un des plus jeunes amas ouverts de notre galaxie. L'amas des Arches est âgé d'environ 2,5 millions d'années, alors que celui du Quintuplet est âgé de presque le double. On doit cependant noter que la base de données WEBDA et le catalogue Lynga lui attribue un âge donné par log$_{10}$ = 6,842$^,$, soit 10$^{6,842}$ = 6,95 Ma

## Étoiles

Simbad montre aussi un bouton nommé Children. En cliquant sur ce bouton, on atteint une section de cette base de données qui renferme un tableau contenant 379 entrées pour NGC 3603. Cependant, des étoiles (les Children) peuvent apparaître plusieurs fois dans la deuxième colonne du tableau, d'où le nombre de liens bibliographiques qui est supérieure au nombre d'étoiles. La quatrième colonne de ce tableau indique la probabilité que l'étoile appartienne à l'amas. En cliquant sur le titre de cette colonne, on peut classer la probabilité par ordre croissant ou décroissant. En cliquant sur la désignation de l'étoile, on atteint la page de Simbad qui résume ses propriétés.
À la périphérie de l'amas central, on retrouve l'étoile Sher 25, une supergéante bleue qui est entourée de matériel éjecté dont la forme en sablier rappelle celle de la supernova SN 1987A. Sher 25 a suscité un grand intérêt dans l'étude de l'évolution d'étoiles massives comme elle. Deux des étoiles les plus lumineuses connues se trouvent aussi dans NGC 3603, mais en dehors du super amas central. Il s'agit de WR 42e (en) et de WR 42d qui sont toutes deux de type spectral O2If*/WN6, indiquant une jeune étoile extrêmement massive. On pense que WR 42e une étoile fugitive provenant d'un système de trois étoiles, alors que 42d semble toujours emprisonnée dans son cocon parental et qu'elle fait possiblement partie d'un système binaire avec une étoile de type O3If

### Le superamas HD 97950

Seules six étoiles dont les lettres vont de A à F sont généralement considérées comme composantes de HD 97950, tandis que les autres étoiles de l'amas et de la zone environnante sont habituellement numérotées comme membre de NGC 3603. Il n'y a pas d'autres groupes notables dans la nébuleuse, ainsi l'amas HD 97950 est quelquefois appelé simplement NGC 3603.

### Membres

Les principales étoiles de l'amas sont désignées comme étant NGC 3603 A1, NGC 3603 A2, NGC 3603 A3, NGC 3603 B et NGC 3603 C (abrégées A1, A2, A3, B et C dans la suite). A1 et C sont reconnues comme étant des étoiles binaires spectroscopiques. A1a, A1b et C sont toutes des étoiles Wolf-Rayet de type WN6h qui figurent parmi les étoiles les plus massives et les plus lumineuses connues. En 2008, une équipe de l'Université de Montréal a combiné des mesures spectroscopiques de vitesse radiale avec des données photométriques prises par le télescope spatial Hubble pour déduire la masse des deux composantes de A1. Le résultat donne 116 ± 31 M$_☉$ (masses solaires) pour l'étoile principale et 89 ± 16 pour sa compagne. C'était alors un record, détrônant l'étoile WR 20a et brisant la barrière des 100 masses solaires.
Il y a dans l'amas plusieurs douzaines de jeunes étoiles de classe O (O3 et O4), principalement des étoiles de la séquence principale. Il y a peu d'étoiles géantes et supergéantes, dont Sher 25, une supergéante bleue (type B1Iab). On y trouve également Sher 18 (en), une supergéante de type O3.5 et Sher 23 une intéressante supergéante de type O9,7 riche en carbone. Plus de 7 500 étoiles ont été identifiées dans l'amas, la moins massive étant plus petite que le Soleil et la plus grosse ayant une masse dépassant les 100 masses solaires. Les étoiles qu'on y trouve sont si jeunes que celles dont la masse est inférieure à 4 M$_☉$ n'ont pas encore atteint la séquence principale.
Principales étoiles par ordre de distance au centre de l'amas :
| Nom | Distance | Autre nom | Type spectral | m$_v$ | M$_v$ | T (K)$^,$ | L ($L_{\odot }$) |
| | 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 | |
| C | 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 | 1 500 000 |
| 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 | O3.5If | 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 | O2If*/WN6 | 14,76 | -5,7 | | 855 000 |
| | | WR 42e | O2If*/WN6 | 14,53 | -6,3 | | 1 300 000 |
Le nombre d'étoiles de type WNh et de type O dépasse celui de tout amas connu de notre galaxie. L'amas du Quintuplet et celui des Arches ont chacun environ 20 jeunes étoiles massives et une masse comparable à celle de NGC 3603, mais ils ne contiennent ni étoiles O3 ni Wn6. Des amas comme Westerlund 1 sont trop âgés pour contenir de telles étoiles, bien que leur masse puisse être supérieure à celle de NGC 3603. Cependant, on trouve dans l'amas R136 du Grand Nuage de Magellan des étoiles plus massives que celles de HD 97950, ainsi qu'un plus grand nombre de jeunes étoiles de type O. R136 est dans son ensemble 10 fois plus massif que NGC 3603.
En utilisant les données du télescope spatial Spitzer, des astronomes ont découvert à proximité de NGC 3603 une étoile produisant une onde de choc en arc. L'observation de cette étoile dans le visible a permis de déterminer qu'elle est de type O6V. L'orientation de l'onde de choc ainsi que la distance qui sépare l'étoile de l'amas suggèrent qu'elle a été expulsée de l'amas lors d'une rencontre dynamique entre des étoiles dans le noyau de l'amas. La position de cette étoile O6V ainsi que celle d'une autre étoile de type O2If*/WN6 située de l'autre côté de NGC 3603 laisse supposer que les deux étoiles ont été éjectées de l'amas lors de la même rencontre. Cette rencontre aurait impliqué trois corps, l'étoile O6V et un énorme système binaire dont les deux étoiles auraient fusionné pour devenir l'étoile O2If*/WN6. Si cette hypothèse s'avère, on peut déduire la masse du système binaire d'avant l'éjection en utilisant la loi de la conservation de la quantité de mouvement. Sachant que la masse actuelle de l'étoile O6V est de 30 $M_{\odot }$, on déduit qu'au moment de l'éjection la masse du système binaire de O2If*/WN6 aurait été de 175 $M_{\odot }$. De plus, l'intensité du rayonnement X de O2If*/WN6, typique d'une étoile isolée, suggère que les deux composantes du système binaire d'avant l'éjection ont fusionné.