NGC 2768
NGC 2768

- (Ouvrir l'image dans un nouvel onglet pour l'afficher en grand) NGC 2768, nuit du 6 février 2019. Nerpio. optique : C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, Caméra : ATIK 4000 MM Monture : Paramount ME Logiciels : CCD AP, MaximDL et Pixinsight (de type LRGB sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes : 17L 27R 12G 37B

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NGC 2768 annotée
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NGC 2768

classes et sous-classes de Galaxies de type précoce

Grande Ourse (Ursa Major)
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Introduction

Cette galaxie elliptique de grande taille n'est pas si "lisse" que son aspect nous le laisse supposer. Effectivement, comme nous allons le voir, elle présente une quantité exceptionnellement élevée de poussière visible en absorption et en émission et de distribution spatiale particulière.


Classée de type E6 dans RC3 (de Vaucouleurs et al. 1991), S0 dans le Carnegie Atlas of Galaxies (Sandage & Bedke 1994), et comme rotateur rapide dans le schéma de classification cinématique proposé par Emsellem et al. NGC 2768 est intéressante à plus d'un tître. En 2007. Kim y a découvert en 1989 à la fois l'orientation polaire de la bande interne de poussière et la rotation du gaz ionisé autour du grand axe, suggérant une origine d'accrétion externe pour la poussière et le gaz. NGC 2768 a un noyau galactique actif (AGN) de faible luminosité avec un spectre de région de ligne d'émission nucléaire (LINER) à faible ionisation (Heckman 1980), un noyau radio compact (Nagar, Falcke & Wilson 2005) et une source de rayons X compatible avec une source ponctuelle (Komossa, Bohringer & Huchra 1999).

NGC 2768
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Description

NGC 2768, également référencée en tant que LEDA 25915 ou SDSS J091137.39 + 600214.8, est une galaxie elliptique de magnitude 9,87 située dans la constellation de la Grande Ourse, à environ 72 millions d'années-lumière.


Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel le 17 mars 1790.


John Dreyer l'a décrite comme « considérablement brillante, considérablement grande, un peu étendue, assez soudainement plus brillante au centre avec un grand noyau lumineux »


NGC 2768 a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme  galaxie type morphologique SAo- dans son atlas des galaxies homonyme.


Il s'agit de la plus grande et de la plus brillante des galaxies du groupe homonyme, le groupe NGC 2768, dont les autres galaxies sont  NGC 2816, NGC 2726 et MCG+10-13-066.


NGC 2768 est un AGN de faible luminosité avec un spectre de type LINER (c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés), avec un noyau radio compact et une source de rayons X punctiforme. Sa luminosité d'émission X est d'environ 10^40 erg/s. Enfin, c'est une galaxie active de type Seyfert.


C'est une galaxie assez isolée. Son rayon effectif est d'environ 67 ″ ce qui correspond à une taille de 7,3 kpc à une distance de 22,4 Mpc. Elle présente une bande de poussière le long de son petit axe, dont les mesures de rotation du gaz ionisé autour du grand axe suggèrent une origine externe à la galaxie. 


Elle présente un disque polaire moléculaire avec émission de raie CO coïncidant avec une absorption de poussières. La masse de son gaz moléculaire est de 2.10^7 masses solaires.


La poussière contenue dans NGC 2768 forme un réseau complexe de nœuds et de filaments. Au centre de la galaxie se trouvent deux minuscules jets symétriques en forme de S. Ces deux flux de matière partent du centre de la galaxie par des chemins courbes et sont masqués par l'enchevêtrement de bandes de poussière sombres qui recouvrent le coeur de NGC 2768.

Les poussières de NGC 2768
Les poussières de NGC 2768

vues par Hubble

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Un peu de science

S'il est bien un nom qui prête à confusion, c'est celui de Galaxies de Type Précoce (aka ETG, Early Type Galaxies), les bien mal nommées car elles sont en réalité plutôt la dernière étape de l'évolution galactique ; en tant que telle, leur proportion augmente avec le vieillissement de l'univers et elles contiennent donc des indices importants sur l'évolution de la formation des étoiles dans les galaxies. 


Il a longtemps été considéré que les galaxies de type précoce étaient dépourvues de tout gaz moléculaire ou atomique et produisaient une quantité négligeable d'étoiles. Cependant, les progrès technologiques ont permis d’approfondir le sondage de leur milieu interstellaire et de réaliser que quelques Galaxies de Type Précoce hébergeaient une quantité substantielle de gaz. 


Les simulations numériques et les modèles montrent que des Galaxies de Type Précoce peuvent être produites à partir des grandes fusions de galaxies de type tardif. Lors de ces fusions, les interactions de marée entraînent le gaz vers le centre, ce gaz alimentant ensuite un sursaut de formation d’étoiles et la croissance du trou noir central, la consommation de gaz résultante laissant un « produit » de fusion présentant donc un très faible taux de formation d'étoiles ultérieur.


Confortant cette hypothèse, le milieu interstellaire froid des Galaxies de Type Précoce apparait souvent étendu dans l'espace, avec une irrégularité de distribution et de cinétique. De fait, la cinétique non alignée du gaz froid (ionisé et neutre) de certaines d’entre elle par rapport à leurs étoiles fait évoquer qu’une fraction de ce gaz froid ait une origine externe, et bien que certains milieux interstellaires en phase froide sont considérés comme provenant de processus internes tels que la perte de masse stellaire ou le refroidissement de gaz chauds. De fait, certaines Galaxies de Type Précoce comme NGC 2768 ont un milieu interstellaire multiphasique complexe (à base de gaz chauds, de gaz de température intermédiaire et de gaz froids), qui forment une composante clé de l'écosystème galactique, ce milieu multiphasique permettant à la galaxie de rester « en vie » à travers des épisodes (parfois très courts) de formation d'étoiles.



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Une première distinction entre les Galaxies de Type Précoce riches en gaz et celles pauvres en gaz les a divisés en deux groupes distincts : les lenticulaires et les elliptiques. Morphologiquement, les galaxies lenticulaires ont encore un disque assez gros qui ne présente pas de bras en spirale, alors que les galaxies elliptiques sont dominées par un renflement. Plus récemment, d’ailleurs, une enquête ATLAS-3D a permis de séparer plus précisément deux sous-classes d’ETG en utilisant la dynamique des gaz  (Emsellem et al. 2011), séparant leur échantillon de GTE en une catégorie de rotateurs lents qui correspond grossièrement aux galaxies elliptiques géantes et une catégorie de rotateurs rapides, composée principalement de galaxies lenticulaires.


Les galaxies lenticulaires semblent avoir un plus grand éventail de propriétés que les elliptiques, qui ressemblent davantage à l'ancienne définition des Galaxies de Type Précoce. Cependant, même chez les elliptiques, de grandes différences prévalent. Des observations récentes de galaxies elliptiques avec Spitzer et Herschel ont révélé que la luminosité LFIR dans l'infrarouge lointain (FIR) de ces galaxies peut varier d’un facteur 100 environ parmi les galaxies ayant une luminosité optique similaire.


Les elliptiques contenant d'importantes masses excédentaires de poussière et de gaz froid résultent probablement d'importantes fusions de galaxies dans le passé.


NGC 2768 est quant à elle une galaxie elliptique avec une quantité exceptionnellement élevée de poussière visible en absorption et en émission, et dont la distribution spatiale ne suit pas la distribution de la masse stellaire, cette poussière étant distribuée le long du petit axe dans ce qui est peut-être un anneau. Par ailleurs, la distribution de poussière est associée à une plus grande fraction d'étoiles jeunes (∼3%), produites sur une courte période (<100 millions d’années) il y a environ 0,5 milliards d’années.


L'étude combinée des poussières, du CO et du H I de NGC 2768 met en évidence un élément assez frappant : outre le fait que l'ISM se situe dans le plan polaire, il existe un lien clair entre tous les composants. Toutes les phases observées de l'ISM froid s'étendent vers le Nord-Est, que ce soit le CO, les poussières ou le H I. Cette asymétrie partagée va du kiloparsec interne pour le gaz moléculaire à plus de 30 kpc pour le H I. Ce lien entre les différents composants de l'ISM indique clairement qu'ils étaient tous accrétés de la même source. Cela suggère également que l'accrétion de gaz se poursuivra pendant un certain temps, peut-être par épisodes discrets.


Cette morphologie étendue et asymétrique ainsi que la cinématique désalignée du gaz froid indiquent également fermement une origine externe. Il y a trois options : une fusion mineure avec une naine riche en gaz, l'accrétion de marée d'une galaxie riche en gaz et l'accrétion d'un filament H I. La régularité de la photométrie et de la cinématique stellaire de NGC 2768 plaide contre la fusion récente avec une galaxie naine riche en gaz. Aucune queue de marée stellaire ni aucune autre irrégularité n'y a été observée. L'accrétion du scénario H I primordial (sans métal) n'explique pas à la fois la poussière et le CO observés. L'accrétion de marée est donc le scénario le plus probable.


Les publications dont les liens sont donnés ci-dessous sont assez complexes, mettant en jeu de nombreux prérequis de connaissance, comme CIGALEMC, un code python amélioré de CIGALE, qui permet d'étudier l'évolution des galaxies en comparant les SED de galaxies modélisées et observées de l'ultraviolet lointain à l'infrarouge lointain,  ou même les SEDs, l'acronyme anglais de Distribution Spectrale d'Energie (DSE ; en anglais spectral energy distribution, SED) qui sont des diagrammes représentant la brillance ou la densité de flux en fonction de la fréquence ou de la longueur d'onde de la lumière.  Ces diagrammes sont utilisés dans diverses branches de l'astronomie pour caractériser les sources astronomiques (les schémas du cadre ci-dessus sont extraits de ces publications).

Références :

Spectral energy distribution mapping of two elliptical galaxies on sub-kpc scales. A. Amblard, P. Temi, M. Gaspari and F. Brighenti. Astrophys. J., 834, 20-20 (2017/January-1).


The ATLAS 3D project – III. A census of the stellar angular momentum within the effective radius of early-type galaxies: unveiling the distribution of fast and slow rotators. E. Emsellem, M.Cappellari, D. Krajnović, K. Alatalo, L. Blitz, M. Bois , F. Bournaud, M. Bureau, R. L. Davies, T. A. Davis, P. T. de Zeeuw, S. Khochfar, H. Kuntschner, P.-Y.Lablanche, R. M. McDermid, R. Morganti, T. Naab, T. Oosterloo,  M. Sarzi, N.  Scott, P. Serra, G. van de Ven, A.-M. Weijmans, L. M. Young. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 414, Issue 2, 21 June 2011, Pages 888–912


Radially extended kinematics in the S0 galaxy NGC 2768 from planetary nebulae, globular clusters and starlight  D. A. Forbes, A. Cortesi, V. Pota, C. Foster, A. J. Romanowsky, M. R. Merrifield, J. P. Brodie, J. Strader, L. Coccato, N. Napolitano. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 426, Issue 2, 21 October 2012, Pages 975–982.


The molecular polar disc in NGC 2768. A. F. Crocker, M. Bureau, L. M. Young, F. Combes. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 386, Issue 4, 1 June 2008, Pages 1811–1820.

Date  de création : 

Date  de modification :

13 02 2019

08 12 2020