NGC 2403 NGC 2404
NGC 2403 NGC 2404

(pour la faire apparaître en grand, il faut ouvrir l'image dans un nouvel onglet) Nuits du 04 février 2019. Nerpio 45L 30R 30G 12G C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (de type LRVB synthé sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. Image Plate Solver script version 5.1 ==================================== Resolution ........ 0.386 arcsec/px (après Drizzle x2) Pixel size ........ 7.40 µm Field of view ..... 24' 26.

press to zoom
NGC 2403 NGC 2404
NGC 2403 NGC 2404

(pour la faire apparaître en grand, il faut ouvrir l'image dans un nouvel onglet) Annotations avec le module Annotate du logiciel PixInsight

press to zoom
NGC 2403 NGC 2404
NGC 2403 NGC 2404

(pour la faire apparaître en grand, il faut ouvrir l'image dans un nouvel onglet) Crop de l'image initiale et repérage de l'amas ouvert NGC 2404

press to zoom
NGC 2403 NGC 2404
NGC 2403 NGC 2404

Sky Atlas Tirion 2000.0 (pour la faire apparaître en grand, il faut ouvrir l'image dans un nouvel onglet)

press to zoom
1/2

Cliquer sur les images pour les afficher intégralement et les ouvrir dans un nouvel onglet

NGC 2403 - NGC 2404

classes de luminosité et imposteurs de supernovas

Camelopardalis, la Girafe
press to zoom
1/1

Introduction

Remarquable par ses nombreuses régions d'hydrogène HI qui participent à la slendeur de son aspect et à l'attrait des astrophysiciens pour son étude, NGC 2403 est surtout connue pour avoir présenté plusieurs supernovas très bien étudiées, mais parmi lesquelles des imposteurs se sont glissés (on parle de « supernovas imposteuses »)...

NGC 2403 en filtre Ha
NGC 2403 en filtre Ha

Image Hα à bande étroite prise avec le télescope de 2,1 m au Kitt Peak

press to zoom
1/1

Description

NGC 2403 (= Caldwell 7 = CG 1541) est une galaxie spirale intermédiaire de magnitude 8.19 (type SAB (s) cd) située dans la constellation de la Girafe à environ 11,1 millions d'années-lumière de la Voie lactée. 


Elle a été découverte en 1788 par William Herschel. A l’inverse de NGC 7741 (acquises quelques jours auparavant), il s'agit d'une galaxie LINER du champ, c'est-à-dire qu'elle n'appartient pas à un amas ou un groupe et qu'elle est gravitationnellement isolée. 


John Dreyer l'a décrite comme "particulièrement remarquable, considérablement brillante, extrêmement grande, très étendue, très progressivement beaucoup plus lumineuse vers le centre et vers le noyau". NGC 2403 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme galaxie type morphologique SAB(s)d dans son atlas des galaxies.


Plus d'une soixantaine de mesures non fondées sur le redshift lui attribuent une distance de 3,397 ± 0,608 Mpc (∼11,1 millions d'a.l.). Ce type de mesures sont plus fiables que le calcul fondé sur le redshift, car cette galaxie est paradowalement trop proche du groupe local. Compte tenu de sa taille apparente de 22 x 12 arcmin, la galaxie est estimée à environ 70 000 années-lumière de diamètre.


Les premières céphéides au-delà de notre groupe local y ont été détectées par Allan Sandage au Mont Palomar ; en se fondant sur leurs périodes, il avait estimé une distance pour NGC 2403 à 8000 années-lumière (elle est en réalité 1000 fois plus éloignée).

Les imposteurs de NGC 2403
Les imposteurs de NGC 2403

Les trois imposteurs repérés par Hubble

press to zoom
1/2

Un peu de science

NGC 2403 contient un nombre important de régions géantes d'hydrogène ionisé (HII, ie en émission) associées à divers amas d'étoiles, dont l'un est un objet NGC à part entière : NGC 2404. Il s’agit d’un amas ouvert associé à une nébuleuse en émission, situé dans le bras externe à l'est de NGC 2403. Il a été découvert par l'astronome français Guillaume Bigourdan en 1886. 


Ces régions HII ont été étudiées à de très nombreuses reprises, et on les voit par exemple sur la photo plus haut en filtre Hα à bande étroite prise avec le télescope de 2,1 m au Kitt Peak, qui visait à mettre en évidence le contenu en Oxygène de ces régions HII. Les cercles bleus entourent les régions HII et lignes continues rouges superposées aux régions HII correspondent aux positions des fentes de spectroscopie (le Nord est en haut et l'Est est à gauche).


Des observations HI profondes obtenues avec le radiotélescope de Green Bank ont par ailleurs révélé la présence  d'un immense nuage d'hydrogène neutre (HI) étendu au nord-ouest du centre de la galaxie, en dehors du disque principal de HI, d'une longueur estimée à 16 kpc ; la masse HI totale de ce nuage est de 6,3 millions de masses solaires, soit 0,15% de la masse HI totale de NGC 2403 ! (cf. images 1 et 2 ci-dessous)


Ce nuage est associé à un filament de HI de 8kpc au sein du disque interne qui présente une vitesse "anormale", et dont les données observationnelles avait déjà été notées (par le VLA). Deux scénarios concernant l’origine possible de ce nuage sont 1) soit qu’il s’accumule à partir du milieu intergalactique ou que 2) il résulte d’une interaction mineure avec une galaxie naine voisine.

Cliquer sur les images pour les afficher intégralement et récupérer des informations complémentaires

Mais si NGC 2024 est connue des astrophysiciens, c’est qu’elle a présenté plusieurs supernovas très bien étudiées, parmi lesquelles se sont glissés des imposteurs (on parle de « supernovas imposteuses »).


En effet, à côté des supernovas véritable, il existe aussi des "éruptions" d'étoiles massives, qui se divisent essentiellement en deux catégories : celles qui rentrent dans un cycle de variabilité "normal" (de type Luminous Blue Variable (LBV) / S Doradus) et celles qui forment des éruptions géantes. Pour ces dernières, on parle de "luminosités super-Eddington" avec des éjections massives par radiation. La Luminosité d'Eddington, ou "lumière d'Eddington", est une valeur de luminosité qu'un objet céleste ne peut dépasser ; au-delà, la pression de radiation prend le pas sur la gravité et des constituants de l'étoile sont éjectés. L'exemple le plus connu de ce type d'étoile est Eta Carinae (η Car). Lors d'une éruption géante, la luminosité totale de l'étoile augmente considérablement (au point de confondre l'étoile avec une nova/supernova) alors que dans le cas des éruptions dites "LBV", il y a un taux accru de perte de masse, ce qui rend les vents denses et opaques et avec une pseudo-photosphère plus large et plus froide, et donc sans augmentation substantielle de la luminosité dans la plupart des cas. Cet état de perte de masse accrue peut d'ailleurs durer plusieurs années.


Les capacités actuelles accrues de détection des SN du fait des programmes de surveillance systématique du ciel révèlent un nombre croissant d'éruptions géantes non majeures, apparemment dues à des étoiles très massives et évoluées. Bon nombre de ces éruptions géantes ressemblent spectroscopiquement aux supernovas de type IIn et reçoivent donc une désignation SN mais sont ensuite reconnues comme sublumineuses et/ou leurs courbes spectrales et lumineuses ne se développent pas comme de vraies supernovae. Par conséquent, elles sont souvent qualifiés d'« imposteurs de supernovas ». Il s'agit d'un groupe d'objets avec une gamme de luminosités et de précurseurs variée. Quelques imposteurs semblent être des variables LBV / S Dor normales à l'état de lumière éruptive ou maximale, tandis que la plupart sont des éruptions géantes pouvant ressembler à ηCar. Bien sûr, le véritable « test » d’un imposteur est de voir s’il survit à son éruption géante.


Trois exemples historiques sont ηCar, donc, PCyg et SN1954J, qui ont en l’occurrence toutes survécues à leur  éruption géante...


SN 1954j (V12)


SN1954j, le premier de ces deux imposteurs, est aussi connue sous le nom de Variable 12 (aka V12). L'étoile - qui a survécu à l'explosion - a un peu changé de couleur pendant les 8 dernières années. Après avoir atteint une magnitude absolue de -8, elle s’est entourée d'une nébuleuse poussiéreuse apparemment similaire à celle de η Carinae. L'imagerie HST l’a résolue en quatre étoiles, dont l'une est très brillante en Hα. Le télescope Keck-II a permis d'obtenir un spectre à échellette montrant un profil d'émission Hα à ailes larges similaire à celui de η Car et il semble que cet objet brillant en Hα, l'étoile 4, soit très probablement le survivant. V12 a augmenté sa luminosité apparente d'au moins cinq magnitudes au cours de son éruption. Sa courbe de lumière pré-éruption est remarquable par des variations rapides de sa magnitude dans les années 1950-1954, de l'ordre d'une demi-magnitude ou plus en quelques jours seulement. Ces fluctuations erratiques sont probablement dues à une instabilité de surface à court terme, distincte des éruptions à long terme de type LBV / S Dor. ηCar a également présenté ces oscillations rapides avant sa "grande éruption" en 1843.


SN2002kg (V37)


SN2002kg est notre second imposteur, qui n'est ni une supernova ni une éruption géante comme SN1954J mais une variable LBV / S Dor. Découverte le 22 octobre 2003 dans l'un des bras spiraux de la galaxie, elle était en fait visible un an auparavant sur des images prises le 26 octobre 2002 avec le télescope automatique Katzman. Initialement classée dans la catégorie des supernova de type IIn en raison de ses lignes d’émission d’hydrogène étroites. SN2002kg a ensuite été identifié comme une variable bleue irrégulière (V37) et s’avère être une variable LBV / S Dor en éruption.


SN2004dj 


Enfin, SN2004dj était une supernova de type IIP (Type II, pour « qui contient de l’hydrogène », P pour « plateau », lorsque la courbe de lumière montre un plateau marqué, ou une phase de décroissance lente). Elle a été découverte le 31 juillet 2004 par Koichi Itagaki, un astronome japonais. Au moment de sa découverte, la luminosité de la supernova atteignait une magnitude apparente de 11,2 et une luminosité équivalente à 200 millions de fois celle du Soleil. Cependant, elle fut découverte après qu'elle eut atteint le maximum de sa luminosité. L'étoile à l'origine de cette supernova se trouve dans un amas d'étoiles jeune et compact situé dans NGC 2403. Cette supernova a été la plus lumineuse depuis SN 1987A. SN 2004dj est l'une des SN les plus proche et les plus brillantes ayant explosé récemment et elle a été particulièrement suivie, puisqu'une publication de 2018 rapporte des observations radio couvrant une large plage de fréquences et de temps, étendues de 0,24 à 43 GHz et d’environ 1 jour à 12 ans après sa découverte. Les auteurs estiment d'ailleurs dans l’article que le taux de perte en masse de l'étoile progénitrice à   ~ 1 × 10(−6)  masse solaire par an avec des vents ayant une vitesse de 10 km/s.



Références :

A Tale of Two Impostors: SN2002kg and SN1954J in NGC 2403. R. M. Humphreys, K. Davidson, S. D. Van Dyk & M. S. Gordon. The Astrophysical Journal, 848:86 (13pp), 2017 October 20.


Long-term Behavior of a Type IIP Supernova SN 2004dj in the Radio Bands. A. J. Nayana, C. Poonam & K.R. Alak. The Astrophysical Journal, Volume 863, Number 2


Supernova 1954J (Variable 12) in NGC 2403 Unmasked. S. D. Van Dyk, A. V. Filippenko, R. Chornock, W. Li & Challis. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 117:553–562, 2005 June


SN 2002kg – the brightening of LBV V37 in NGC 2403. Weis K. & Bomans J. Astronomy & Astrophysics manuscript no. Gi241.


Internal Variations in Empirical Oxygen Abundances for Giant H II  Regions in the Galaxy NGC 2403. Y-W. Mao, L. Lin a X Kong. The Astrophysical Journal, Volume 853, Number 2.


A low HI column density filament in NGC 2403: signature of interaction or accretion. W.J.G. De Blok , K. M. Keating, D.J. Pisano, F. Fraternali, F. Walter, T. Oosterloo, E. Brinks, F. Bigiel & A. Leroy. Astronomy and Astrophysics, volume 569A, 68-68 (2014/9-1)


Post‐Eruption Detection of Variable 12 in NGC 2403 (SN 1954j): Another η Carinae Variable. N. Smith, R. M. Humphreys and R.D. Gehrz. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 113:692–696, 2001 June

Date  de création : 

Date  de modification :

09 02 2019

04 12 2020