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Paire NGC 2207 / IC 2163 en filtre L
Paire NGC 2207 / IC 2163 en filtre L

Pose unitaire de 300 s en filtre L, révélant la barre centrale de NGC 2207 (à droite)

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NGC 2207 / IC 2163, empilement filtre B
NGC 2207 / IC 2163, empilement filtre B

Empilement en filtre B montrant un disque externe asymétrique, surtout étendu vers le Sud, avec de longs jets qui s’arquent à presque 3’ de la portion la plus brillante du disque (à regarder avec un écran correctement calibré ...)

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NGC 2207 / IC 2163

Dissection d'une rencontre rasante

Le Lièvre et le Grand Chien
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Introduction

Découvertes par John Herschel en 1835 dans le Grand Chien, les galaxies spirales IC 2163 et NGC 2207, distantes de 35 Mpc, sont actuellement impliquées dans une rencontre rasante dont l’étude des zones de formation d’étoiles et des structures de poussière est fascinante. Médecin « anatomiste », je vous propose une dissection au scalpel du télescope spatial Hubble (HST) de cette image de NGC 2207, réalisée avec le Planewave CDK 12.5 en poses de 5 minutes (79 poses en L retenues sur 161, 20 poses en R,  19 en G et 23 en B). Le Nord est en haut, l'Est est à gauche. Le champ de vue est de 46' 33.9" x 30' 28.6".

parie NGC 2207 / IC 2163 vue par Hubble
parie NGC 2207 / IC 2163 vue par Hubble

Figure 1 : Image du HST datant du 04 novembre 1999 montrant parfaitement la superposition des deux galaxies avec le bras spirale de NGC 2207 et les bandes de poussière en avant d’IC 2163 Figure 2 : filaments de poussière d'IC 2163 Figure 3 : poussières au premier plan dans les bras de NGC 2207

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Description

M77 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme galaxie type morphologique (R)SA(rs)b dans son atlas des galaxies. La notation (R) correspond à Ring, la galaxie étant entourée d'un anneau extérieur. Simbad la classe SAb C.
Paire NGC 2207 / IC 2163 - Barres centrales
Paire NGC 2207 / IC 2163 - Barres centrales

Figure 1 : La structure nucléaire en forme barre de NGC 2207, en filtre R (Emelgreen et al. 1995) Figure 2 : Zoom sur la région centrale d’IC 2163 en bande R. L’amas optique est à l’extrémité NE de la barre. (Emelgreen et al. 1995)

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Un peu de science

Filaments de poussière parallèles dans la queue de marrée de IC 2163


Comme le montre la figure 2 de l'image de Hubble ci-dessus, la queue de marée de IC 2163 commence à l'extrémité Est de l'"œil" interne, avec une distribution de lumière large et peu "profonde". Le gaz s'écoulant de la crête décrite ci-dessus a une structure particulière, caractérisée par de minces filaments de poussière parallèles transversaux à la direction du mouvement.


Le gaz et les étoiles s'écoulent vers l'extérieur et vers le bas (Sud) le long d'un arc incurvé au Sud-Est où se trouve une bande de poussière qui traduit la présence d’un front de choc et où le flux change de direction, s'étendant au Nord-Ouest le long du bras sur environ 15 kpc de largeur. Le long du flux de marée, on peut voir de nombreux filaments de poussière presque parallèles de 85 pc d'épaisseur, perpendiculaires à la direction d'écoulement et espacés d'environ 2". Ils s'élargissent vers le bord externe du bras de marée, où ils se séparent en deux longues bandes de poussière denses, restant parallèles l'une à l'autre. La formation d'étoiles qui se produit dans les filaments est « à la traîne », comme si le gradient de pression exponentiel du disque poussait vers l'extérieur le gaz mais pas les jeunes étoiles. Le gaz situé à des rayons petits et intermédiaires le long de l’arc inférieur retourne vers la galaxie, tandis dans le reste du bras de marée, le gaz s'écoule vers l'extérieur.


Les modèles numériques suggèrent que ces filaments proviennent de bras en spirale floculants qui étaient présents avant l'interaction. On peut voir à titre d'exemple le modèle numérique représenté sur la figure en haut à droite du cadre ci-dessous.


De nombreux filaments du bras de marée de l'IC 2163 ont des amas d'étoiles brillants qui leur sont adjacents. En règle générale, ces amas se trouvent sur les bords internes des filaments, à des rayons galactocentriques plus petits, ce qui est d’ailleurs le cas dans les filaments de poussière plus petits et plus faibles d'IC 2163 ainsi que dans les bandes de poussière denses près du bord du bras de marée.


Le déplacement systématique des amas d'étoiles par rapport aux filaments de poussière du bras de marée est un outil de d'évaluation important de la dynamique du gaz : ces amas se forment dans les bandes de poussière puis deviennent "balistiques" après leur formation alors que la poussière et le gaz ne le sont pas, réagissant aux forces de pression. Le déplacement relatif des poussières par rapport aux amas est donc un excellent indicateur de la direction des gradients de pression. Pour expliquer que les filaments de poussière soient systématiquement en dehors des amas, il faut donc que la pression du gaz soit décroissante avec l'augmentation du rayon galactocentrique (comme il l'est attendu pour un disque exponentiel).


Poussières au premier plan dans les bras de NGC 2207


Le rétro-éclairage par IC 2163 offre une vue unique de la bande de poussière et de la formation d'étoiles de l'un bras en spirale externe de NGC 2207. La Figure 2 de l’image en haut à droite du cadre ci-dessous le révèle plus en détail :   ce qui apparaît dans notre image "au sol" comme une bande de poussière unique dans le bras en spirale de NGC 2207 se compose en réalité de quatre à sept banderoles presque parallèles qui couvrent toute la largeur du bras en haute résolution. Les décréments d'amplitude de luminosité dans de nombreux éléments de poussière de ces bras sont compris entre 0,4 et 1,5 mag.


Les bandes de poussière du bras en spirale dans l'image HST de NGC 2207 montrent une structure interne complexe rappelant les cirrus galactiques ou d'autres structures interstellaires diffuses de la Voie lactée, mais à une échelle beaucoup plus grande. Il y a aussi des étoiles ou des amas bleus adjacents à de nombreux nuages de poussière, comme s'ils venaient de s'y former. Ces bras en spirale sont des ondes de densité dans NGC 2207, et leurs structures de poussière délimitent vraisemblablement les chocs au sein du bras, comme dans la théorie standard. Cependant, les chocs ne sont pas "lisses" ni non plus simplement grumeleux au sens habituel : ils sont composés de longs filaments noueux qui, à certains endroits, sont disposés côte à côte en stries parallèles. Une telle structure suggère que les chocs de densité se sont produits en plusieurs endroits séparés le long de la largeur du bras, ou que le gaz inter-bras n'est pas réparti sous la forme de nuages sphériques, mais en mode filamentaire, comme dans M51.


Il n'est pas observé de vieilles étoiles dans ces bras car elles sont trop faibles par rapport au disque de IC 2163 en arrière-plan, alors qu'elles sont visibles dans d'autres parties du bras notamment au niveau de la région au nord de IC 2163 (avant que les bras ne traversent le disque). Ils présentent aussi de nombreuses étoiles rouge pâle dans ces régions, aux côtés de jeunes amas et d'autres bandes de poussière. Les étoiles bleues dans les bras spiraux au premier plan sont intéressantes par ce qu'elles disent sur les processus par lesquels les ondes de densité déclenchent ou organisent la formation d'étoiles. NGC 2207 a été le premier exemple de galaxie où ont pu être vues en rétro-éclairage de telles formations d'étoiles déclenchées. La résolution d'Hubble (1 pixel / 17 pc) permet de voir des images d'allure stellaires bleues mélangées à de la poussière. Ces objets bleus sont probablement de jeunes amas. Le processus de formation des étoiles semble être celui d'un effondrement gravitationnel local plutôt que de collisions de nuages.


Tous les bras en spirale de NGC 2207 n'ont pas ces structures parallèles de poussière. À l'Ouest, à mi-chemin dans le disque optique, les bandes de poussière traversent le bras en saillies mais plus à l'Ouest, dans le bras externe, certaines des bandes de poussière sont à nouveau parallèles. Il est possible que ces saillies traduisent une résonance orbitale.

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Régions d’intérêt d’émissions particulières


L'analyse en détail de l'image de Hubble révèle plusieurs éléments d'émission particuliers coniques ou en forme de jet, la plupart d'une taille comprise entre 100 et 1000 pc. La Carte des éléments particuliers les représentant est située en bas à gauche dans le cadre ci-dessus.


  • Structures entre 100 et 1000 pc


Un panel des éléments en émission particuliers allant d'une échelle de 100 à 1000 pc est représenté sur la figure du cadre ci-dessus (en bas à gauche), avec leur localisation sur la figure 1. Le Nord est en haut et l'échelle physique sur la droite est supposée les galaxies distantes de 35 Mpc, que l’on peut voir sur la Figure 2 de l’image en bas à gauche du cadre ci-dessus.


On peut observer plusieurs structures linéaires ou en forme d'arcs d'émissions bleus avec des"nodosités", telles que c, h, s, t et o. Elles sont composées de jeunes étoiles, bien qu'elles présentent une forme linéaire atypique. La structure f est similaire mais plus lumineuse ; u est une ligne courbe de formation d'étoiles. Les éléments a, g et p sont d'autres structures punctiformes multiples, apparemment constituées de jeunes étoiles.


Des éléments semblables à des jets sont visibles à plusieurs endroits: e contient deux structures semblables à des jets qui pointent l'une vers l'autre; q a deux éléments en forme de jet avec un objet stellaire au centre; b a un petit objet en forme de jet pointant à l'opposé d'une tache diffuse brillante et d'autres structures linéaires perpendiculaires à celle-ci;  g (mentionné ci-dessus) contient également une traînée de faible émission entre la structure pointue centrale et un objet d’allure stellaire au nord ; n contient trois trainées d'émission linéaire faibles dans ce qui semble être une région de formation d'étoiles.


Il existe plusieurs éléments en forme de V qui pourraient être des régions d'émission coniques :

  •  i, qui est une une source de continuum radio puissante à l'extrême Ouest de NGC 2207 présentant une formation d'étoiles intense, un nuage de poussière dense et une possible région d'émission conique au nord;

  •  l, une forme en V latéral, peut-être un élément conique de poussière et de réflection dans le bras en spirale NGC 2207 qui présente des nœuds de formation d'étoiles bleues à l'intérieur;

  •  et peut-être r, un élément sombre particulier juste en haut et à droite du centre, avec un bord brillant autour de lui. L'élément j contient deux stries presque parallèles s'étendant verticalement, une strie étant brillante l'autre sombre, ce qui lui confère un côté tridimensionnel.

A côté de ces structures, il y a deux enveloppes de poussière :


  •  k, une enveloppe de poussière avec trois nœuds de formation d'étoiles à l'intérieur, très probablement dans la spirale de NGC 2207 en raison de la couleur bleue de la formation d'étoiles,

  •  et m, une enveloppe de poussière avec une étoile rouge au centre (peut-être une étoile au premier plan ?).


Au Nord-Ouest de l'enveloppe de poussière k, il y a un arc lumineux d'un kiloparsec (élément d) qui ressemble à un reflet du bord interne de la bande de poussière qui se trouve à l'intérieur du bras du disque interne.


Les éléments rougeâtres (k, d, l, m, n) juxtaposés au-dessus de IC 2163 peuvent être à l'intérieur d'IC 2163 ou dans le bras en spirale de premier plan de NGC 2207. Les autres éléments sont principalement de couleur blanche ou bleue, et à l'exception de a et éventuellement de r, ils appartiennent vraisemblablement à NGC 2207. Les objets individuels en forme de jet mesurent généralement 1" à 2", soit 150 à 300 pc de longueur bien que les deux trainées de l'élément e couvrent 1000 pc. Il n'est pas connu d'objets analogues dans notre galaxie. Les hypothèses les concernant seraient que certains de ces éléments soient liés à des événements de transfert de masse dans lesquels le gaz de IC 2163 a récemment impacté le disque de NGC 2207, des illusions d'optique et ou des éléments galactiques normaux non reconnus auparavant dans d'autres galaxies.

  • Eléments linéaires à plus grande échelle

Le panneau supérieur de la figure 2 des éléments particuliers montre quatre structures allongées assez inhabituelles grossièrement alignées, chacune coupant un bras spiral avec un angle obtus. La plus marquante est la crête rectiligne de formation d'étoiles le long du bras spiral Nord le plus interne de NGC 2207 (près du milieu du cadre). Cette crête n'est pas si particulière en soi, car elle présente une bande de poussière à son bord interne et des étoiles jeunes d'aspect normal, mais elle est exceptionnellement droite pour un élément d'onde de densité et elle ne suit pas la courbure du reste du bras.

Juste à l'Ouest de cet élément brillant (et le long de la même ligne) se trouve une traînée d'émission plus faible et plus mince composée de plusieurs spots diffus sans bande de poussière évidente qui coupe le même bras en spirale.

Dans la direction opposée, au niveau du bras externe suivant de NGC 2207 et à l'Est de la strie linéaire la plus brillante, on trouve un autre élément linéaire composé de poussière au centre de deux stries de formation d'étoiles qui n'est pas non plus aligné avec son bras local.

Le quatrième élément est situé dans le bras Ouest à mi-hauteur de NGC 2207, sur le côté droit du cadre supérieur (élément u du panneau). La partie linéaire traversant le bras en spirale est composée de poussière et de formation d'étoiles, mais juste à l'Ouest du bras, dans la région inter-bras, se trouve un grand objet diffus en forme de bulle. Plusieurs points d'émission bleus et un filament de poussière s’incurvent vers le haut à partir de l'extrémité de la bulle, et un objet ténu en forme de V latéral qui ressemble à un choc d'arc est situé plus à l'Ouest, le long de la même ligne. La ligne entière de quatre éléments pointe vers l'arrière à moins de 1 "du noyau d'IC 2163. Cet alignement ressemble à un jet, mais il n'y a pas de source de continuum radio significative au centre d'IC 2163 ou le long de la ligne, la seule source radio étant une forte crête continuum de radio à environ 15’’ au nord de la ligne reliant ces quatre éléments linéaires et alignée à un angle de 30° par rapport à eux.


Des modèles numériques détaillés des deux galaxies de l'interaction (Struck et al. 2000) retrouvent parfois des éléments linéaires à partir de traînées de débris provenant de matière extraite de IC 2163 et peignant l'arrière de NGC 2207. La durée de vie de toutes ces éléments linéaires composés d'étoiles et de poussière, contraints par la rotation galactique, est assez courte, de l'ordre moins de plusieurs millions d'années.


Emissions HI et formation d’étoiles


Les cartes de l'émission HI (sous la forme de colonnes de densité) de chaque galaxie sont superposées aux images HST sur les deux figures en haut à gauche du cadre ci-dessous. L'émission HI de la paire NGC 2207 / IC 2163 présente deux particularités : une grande dispersion de vitesse (environ 50 km/s) et la présence de grandes masses nuageuses (de plus de 100 millions de masses solaires), caractéristiques des systèmes en interaction. Ceci étant, les plus gros nuages ne semblent pas associés à des zones de formation d'étoiles (en cela, ils sont comparables à Cygnus X, dans notre galaxie).


Dans IC 2163, il y a cinq zones de concentration géantes de HI : deux dans le bras de marée Est, une dans la région d’écoulement du bras de marée Est au Nord, une dans le bras de marée Ouest près du centre de NGC 2207, et une dans la région de la paupière nord. Aucune n'est associée à des régions de formation d'étoiles spécifiques, mais celle de la paupière nord a une formation d'étoiles tout au long de sa bordure intérieure. Celle du bras de marée Ouest est fortement obscurcie par NGC 2207. Il y a un nuage H I moins massif dans la région de la paupière Sud, qui est centré sur une région avec des taches brillantes de formation d'étoiles.

La figure 1 des contours de densité de colonne H I de IC 2163 superposés sur l'image en filtre B de Hubble en échelle de gris montrer les niveaux de contours de densité de colonne H I de 5, 10, 15, 20 et 25 masses solaires par pc². Sur le côté Est de l'IC 2163, les triangles sur la queue de marée marquent la crête de la composante de flux HI à grande vitesse, les pentagones marquant la crête à basse vitesse et les signes + marquant la ligne de démarcation entre les deux. Sur le côté Ouest d'IC 2163, il semble y avoir un bras bleu ténu coïncidant avec le pont de marée H I. (Emelgreen et al. 2000)

Dans NGC 2207, il y a un premier nuage HI géant situé à l'extrême Nord-Ouest (N1) avec une émission faible en filtre B, et trois autres dans le bras spiral Ouest en dessous (N2, N3, N4) avec un sursaut de formation d'étoiles uniquement dans le plus bas des trois. Les deux derniers nuages géants de NGC 2207 (N5, N6) se trouvent à l'Est, au premier plan d’IC 2163. L'un (N5) se trouve à l'extrémité du bras extérieur Est de NGC 2207 et est associé à un élément de poussière et un amas bleu pâle. L'autre (N6) est dans une région traversée par des bandes de poussière entre le pont de marée d'IC 2163 et le bras médian sur le côté Est de NGC 2207. Il n'est pas centré sur une région de sursaut de formation d'étoiles. Il coïncide avec une partie d'une crête de continuum radio de 10 kpc de long.


Les régions de sursaut de formation d'étoiles brillantes sont principalement associées à des nuages H I plus petits, ayant des masses de 10 millions de masses solaires ou moins.


La figure 2 des contours de densité de colonne H I de NGC 2207 superposés sur l'image en filtre B de Hubble en échelle de gris ci-dessous montre les niveaux de contours de densité de colonne H I de 10, 15, 20, 25, 30 et 35 masses solaires par pc². Les banderoles de poussière dans le bras en spirale rétroéclairé de NGC 2207 décrits ci-dessus se trouvent le long d'une crête H I. Les nuages de HI d'au moins 100 millions de masses solaires sont identifiés par la notation N1, N2, etc.


L’élément i, un nuage sombre dense de la région Ouest extrême de NGC 2207


La figure 3 de l’image en haut à gauche du cadre ci-dessus est un agrandissement de la région i contenant la source de continuum radio non thermique sur le bras Ouest de NGC 2207. Les contours représentent l’émission du continuum radio superposée à l'image en filtre B de Hubble en échelle de gris. L'intervalle de contour est de 10 K, soit 3 fois le bruit efficace, et les niveaux de contour sont à 1, 2, 3, 4, 5 et 6 fois l'intervalle de contour. Le signe + marque l'emplacement du maximum du continuum radio.


L’élément i est une région de poussière particulière associée à un sursaut de formation d'étoiles à l’extrémité de partie Ouest du bras en spirale externe de NGC 2207. Il est le site d'une source radio intense, et la source Ha la plus lumineuse du système.  Il faut savoir que le composant I est à lui seul le sujet d’une publication de 16 pages (Kaufman et al. 2020) !

Cette région est l’élément le plus lumineux à 8 µm, à 24 µm, à 70 µm, en Ha et en onde radio de la paire de galaxie ; il émet à lui tout seul 24% du flux à 24 µm de l’ensemble de la paire de galaxies.


L’image en bas à droite du cadre ci-dessus est une image composite couleur HST de la structure i et de ses environs avec le complexe central d'étoiles, les arcs concentriques de petits amas, le cône de poussière optiquement opaque s'étendant à 3’’ au Sud-Ouest du complexe d'étoiles central et le V rouge de structure de poussière s'ouvrant au Nord. Le sommet du V rouge coïncide avec le pic du continuum radio et le pic d'émission Spitzer 8 µm. L'ULX possiblement détecté avec Chandra se situe au niveau ou à proximité du pic du continuum radio. (Kaufmann 2020)


Le caractère le plus frappant de la structure i est un grand nuage de poussière de forme conique optiquement opaque s'étendant sur une projection de 3 '' (∼ 500 pc) du centre de son noyau de ∼ 1 ''.  Cette structure suggère qu'il y a un écoulement de gaz à grande échelle incliné par rapport au disque de i et donc une rétroaction du sursaut de formation d'étoiles. En effet, la structure i présente un taux de formation d’étoiles qui étonne : estimé à 1.6 masses solaires par an, il s’agit d’un taux énorme pour un nodule qui n’est pas dans un noyau galactique ni impliqué dans une fusion de galaxie, ou dans l’anneau d’expansion d’une galaxie en collision. La formation d'étoiles observée dans son centre sur 10 millions d’années peut suffire à fournir l'énergie cinétique nécessaire à la formation du cône sombre (estimée à environ 2 × 10^52 ergs) via des supernovae et des vents stellaires.


Sur l'image HST en filtre B, le seul complexe d'étoiles détecté au cœur de la structure i a une masse de millions de masses solaires, un âge de 0,6 millions d’années et une taille de 0,6 " × 0,4 " (100 × 70 pc).


Le centre de ce complexe d'étoiles est à 0,4 '' à l'est, à 0,4 '' au sud du pic radio, les incertitudes de position étant de 0,25 '' en astrométrie absolue de l'image HST et de 0,1 '' - 0,2 '' pour le pic du continuum radio. Ce complexe d'étoiles central est entouré d'arcs concentriques de 13 complexes d'étoiles plus petits qui se trouvent dans la région radio et 8 µm d'émission étendue. Ceux-ci varient en âge de 0,6 à 60 millions d’années avec un âge moyen de 7,9 millions d’années et une masse moyenne de 160 000 masses solaires.


Conclusion


Les galaxies IC 2163 et NGC 2207 sont impliquées dans une quasi-rencontre qui a comprimé IC 2163 dans l’axe et a déformé NGC 2207 hors axe. Les observations optiques avec HST montrent de nombreuses caractéristiques intéressantes et particulières. Deux types de motifs d'extinction ont été détaillés : les longs filaments parallèles dans la queue de marée de IC 2163, et les filaments grumeleux dans les bras en spirale de NGC 2207 que l'on voit en rétro-projection en avant d’IC 2163.


Les filaments de queue de marée semblent être des bras en spirale flocculents normaux qui se trouvaient dans le disque d'IC 2163 avant la rencontre et qui se sont ensuite étirés dans la queue de marée après la rencontre par déformation globale du disque (simulation numérique qui reproduit bien ces filaments). L'extrême jeunesse de l'interaction (environ 40 millions d’années) explique pourquoi les bras en spirale n'ont pas été beaucoup influencés individuellement, à l'exception de la distorsion globale qui a suivi le flux de marée. De nombreux filaments ont une formation d'étoiles qui « traîne » systématiquement derrière eux, suggérant une accélération à grande échelle du gaz par rapport aux étoiles qui se forment à l'intérieur.


Le bras en spirale de premier plan dans NGC 2207 montre également plusieurs filaments parallèles, mais probablement pour une raison différente. Il peut y avoir plusieurs chocs dans l'onde de densité ou des filaments indépendants provenant de la région inter-bras. Une telle structure pourrait être normale pour les galaxies mais non couramment observée en raison de la rareté d’un rétro-éclairage.


Dans tous les cas, la formation d'étoiles se produit dans les amas de ces filaments d'une manière qui ressemble à la formation d'étoiles locales dans de petits nuages sombres filamentaires. Le processus de formation d'étoiles dans les ondes de densité de NGC 2207 est donc celui dans lequel les filaments, soit fabriqués par l'onde, soit préexistants, s'effondrent gravitationnellement en globules, qui continuent ensuite de s'effondrer en amas et étoiles individuelles. La formation d'étoiles ne semble pas se produire aux interfaces entre des nuages en collision ou entre des filaments en collision.


Plusieurs structures d'émission particulières ont été décrites sur l'image HST. Beaucoup sont linéaires avec des structures internes lisses ou grumeleuses, et certaines ont des objets en forme d'étoile à une ou aux deux extrémités. Elles mesurent généralement plusieurs centaines de parsecs, bien que des éléments plus petits soient difficiles à voir. Certaines peuvent être des jets ou des écoulements coniques, mais ils sont beaucoup plus gros que les jets protostellaires trouvés dans la Voie lactée. Il peut s'agir d'alignements coïncidents d'étoiles ou d'amas, mais les plus lisses n’y ressemblent pas.

Une longue ligne de quatre traits colinéaires qui présentent des angles bizarres avec leurs bras en spirale locaux a également été notée.


Le H I est faiblement associé à la formation d'étoiles dans les deux galaxies, mais les plus gros nuages H I, avec des masses d'environ 100 millions de masses solaires ne produisent généralement pas d’amas riches. La dispersion de vitesse H I est 5 fois plus élevée que la normale, ce qui peut expliquer pourquoi les bras en spirale de NGC 2207 semblent épais et plumetés.

Références :

Hubble Space Telescope Observations of the Interacting Galaxies NGC 2207 and IC 2163. Elmegreen, Bruce G.; Kaufman, Michele; Struck, Curtis; Elmegreen, Debra Meloy; Brinks, Elias; Thomasson, Magnus; Klarić, Mario; Levay, Zolt; English, Jayanne; Frattare, L. M.; Bond, Howard E.; Christian, C. A.; Hamilton, F.; Noll, K. The Astronomical Journal, Volume 120, Issue 2, pp. 630-644.


Properties and simulations of interacting spiral galaxies with transient 'ocular' shapes. Elmegreen, D. M., Sundin, M., Elmegreen, B., & Sundelius, B. Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361), vol. 244, no. 1, April 1991, p. 52-63.


The Interaction between Spiral Galaxies IC 2163 and NGC 2207. I. Observations. Elmegreen, Debra Meloy; Kaufman, Michele; Brinks, Elias; Elmegreen, Bruce G.; Sundin, Maria. The Astrophysical Journal, 453 : 100 - 138, 1995.


Outflow from Outer-arm Starburst in a Grazing Collision between Galaxies. Kaufman, Michele; Elmegreen, Bruce G.; Andersen, Morten; Elmegreen, Debra Meloy; Struck, Curtis; Bournaud, Frédéric; Brinks, Elias; McGarry, James C. The Astronomical Journal, Volume 159, Issue 4, id.180, 17 pp. (2020)


The Interaction between Spiral Galaxies IC 2163 and NGC 2207. II. Models. Elmegreen, Bruce G.; Sundin, Maria; Kaufman, Michele; Brinks, Elias; Elmegreen, Debra Meloy. Astrophysical Journal v.453, p.139


The grazing encounter between IC 2163 and NGC 2207: pushing the limits of observational modelling. Struck C., Kaufman M., Brinks E., Thomasson M., Elmegreen B.G. &  Elmegreen D.M. Mon. Not. R. Astron. Soc., 364, 69-90 (2005/November-3)

Date  de création : 

Date  de modification :

11 03 2021

15 03 2021