Mais il faut savoir qu’il y a plein d’éléments éjectés du noyau de NGC 3079, comme du CI, du CO, du méthanol (!!), de l’ammoniac. La figure 8 de la galerie scientifique montre une image optique Hubble en filtre WFPC2 de NGC 3079 superposée aux images des émissions de [N II] et de la ligne H, les lignes pointillées représentant la taille du faisceau d’observations d’ammoniac avec le radiotélescope Tsukuba de 32 m avec, à gauche, un zoom sur la région centrale. Chercher les petits points rouges :)

Pourquoi diable s’intéresser à l’ammoniac ? L'ammoniac (NH3) est en fait un thermomètre pour les gaz moléculaires relativement denses (au niveau cosmologique) grâce à sa structure symétrique axiale et à son état métastable... Pour ceux qui se demandent de quoi on parle : NH3 a une structure supérieure symétrique qui présente des doublets d'inversion causés par l'atome d'azote qui passe à travers la barrière de potentiel dans le plan de trois atomes d'hydrogène. Les transitions dipolaires autorisées de NH3 sont ΔJ = ± 1 et ΔK = 0, car le moment dipolaire correspond à l'axe de symétrie de la molécule. Les niveaux non métastables [J, K (≠ J)] se désintègrent rapidement via les transitions ΔJ = 1 dans l'infrarouge lointain (coefficients A d'Einstein ∼ 10−1 s − 1), et à l’inverse les transitions radiatives ΔK = ± 3 sont très lentes (A ∼ 10−9 s − 1), d’où les niveaux métastables sont peuplés [J, K (= J)] (A ∼ 10−7 s − 1). Dans ces niveaux métastables, les populations relatives sont principalement déterminées par des collisions et suivent (donc) une distribution de Boltzmann. La température de rotation peut ainsi être déduite du rapport des densités de colonne des niveaux métastables. Au final, ça ressemble à ce que l'on voit sur la figure 9 (c'est moins simple que de tapoter sur le thermomètre mural du salon de ma grand-mère)...

Beaucoup moins spectaculaires, des observations récentes avec le système Swift-BAT de Herschel montrent que, dans les galaxie telles que NGC 3079 hébergeant un AGN très actif, la distribution de la formation d'étoiles (et donc de gaz) est plus compacte, ce qui conforte l'hypothèse d'une coévolution AGN / hôte dans laquelle l'accrétion sur le trou noir central et la formation d'étoiles sont alimentées par le même réservoir de gaz, avec une alimentation plus efficace du trou noir si ce réservoir est plus concentré. Dis comme ça, ça peut sembler logique mais ce n'est pas si évident que ça.

De même, des observations en bande L via EVLA (CHANG-ES)  ont permis de mettre en évidence une  polarisation circulaire au sein de NGC 3079 (la polarisation circulaire d'un rayonnement électromagnétique est une polarisation où la norme du vecteur du champ électrique ne change pas alors que son orientation change selon un mouvement de rotation. L’application en optique est la lumière dite « polarisée »). NGC 3079, avec un indice de Stokes faible, présente un noyau de rayons X moins lumineux et une absorption interne des rayons X moins forte que, par exemple, NGC 660 et NGC 3628, qui présentent des indices de Stokes plus importants ( V/I ≡ mC ∼ 2% vs 0.2% pour NGC 3079). L’indice de Stokes appartient à la physique des fluides, le Stokes étant l’unité de viscosité cinématique.