NGC 3079, nuits du 04 au 06 janvier 2019. Nerpio. 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. 46L 24B 18R . Astrométrie : Resolution ........ 0.387 arcsec/px (Drizzle scale x2) Pixel size ........ 7.40 µm Field of view ..... 24' 58.7" x 24' 58.7" Image center ...... RA: 10 01 59.754 Dec: +55 41 03.54

1/1

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

NGC 3079

où l'on apprend qu'il existe des thermomètre à l'ammoniac

La Grande Ourse
1/1

Introduction

Chaque astrophotographe amateur est passé par là : Il y a le bonheur de la première étoile visible avec son télescope. Puis le bonheur de la première photo. Puis celui du premier empilement d'image à peu près réussi, etc etc. A cette époque, j'ai le bonheur de poster cette image, car je commence à maîtriser toutes les étapes d'un traitement "de  base" avec le logiciel Pinxisinght, logiciel dont la complexité fait passer Photoshop pour un vulgaire Paint. Je ne vous cache pas que j'étais assez fier de ce résultat où rien n'était du au hasard des traitements (je pense que nous avons tous fait face à ces moments particuliers où on était très content du résultat d'un traitement, mais  sans être bien sûr de ce qu'on avait fait pour en arriver là). Et bien cette image était la première de ce que j'appellerai un "rendu voulu".

NGC 3079 dans la Grande Ourse
NGC 3079 dans la Grande Ourse

Sky Atlas 2000.0 Tirion

1/1

Description

NGC 3079 (= PGC 29050 = CG 1983) est une galaxie spirale barrée vue par la tranche de type SBcd et située dans la constellation de la Grande Ourse à environ 51 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel le 1er avril 1790. John Dreyer l’a décrite comme "très brillante, grande, très étendue à 135 °".


En se fondant sur une vitesse de récession de 1115 km / s, la galaxie spirale NGC 3079 se trouve à environ 20.7 Mpc (∼67.5 millions d'a.l.), ce qui est en concordance avec les estimations de distance liées au Redshift. Compte tenu de sa taille apparente de 7,9 x 1,5 arcmin, sa taille réelle est estimée à environ 140 000 années-lumière de diamètre.


NGC 3079 possède deux compagnons (MCG + 09-17-009 et NGC 3073) et fait partie d'un groupe de galaxies (au moins 8 galaxies, cf. infra) qui porte son nom et dont NGC 3079 est la galaxie la plus brillante.


Galaxie LINER (c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés), NGC 3079 est surtout une galaxie active de type Seyfert. Elle est en train de subir un épisode de sursaut de formation d’étoiles (starburst). L'image ci-dessous est un gros plan de la région centrale de NGC 3079 provenant des images captées par Hubble, révélant cette activité intense avec une bulle soufflée du noyau galactique, poussée par des "super vents" stellaires provenant de la formation d'étoiles, s’élevant à plus de 3 500 années-lumière au-dessus du disque de la galaxie et présentant des températures pouvant atteindre 10 millions de degrés Kelvins. Il s'agirait d'un phénomène récurrent, se produisant tous les dix millions d'années environ, ces gaz finissant par retourner vers le disque galactique où ils compriment de nouveaux nuages de gaz et de poussière pour donner un nouveau sursaut de formation d'étoile, répétant le phénomène, et donnant naissance à une nouvelle génération d'étoiles.


La bulle que nous observons actuellement a probablement été créé il y a environ un million d'années.

NGC 3079 Hubble
NGC 3079 Hubble

Gros plan de la région centrale de NGC 3079 provenant d'images captées par Hubble révélant une activité intense avec une "bulle" soufflée du noyau galactique, poussée par des "super vents" stellaires provenant de la formation d'étoiles, s’élevant à plus de 3 500 années-lumière au-dessus du disque de la galaxie et présentant des températures pouvant atteindre 10 millions de degrés Kelvins

1/1

Un peu de science

Ce sursaut d’activité confère le statut de galaxie Seyfert de type Sy2 à NGC 3079 mais l'activité de son noyau provient également d’un trou noir supermassif qui s'y trouve. On estime sa masse à 2,4 millions de masses solaires.


Des observations complémentaires en hydrogène neutre profond (H I) au radiotélescope Westerbork Synthesis permettent toutefois de révéler que ce disque HI est beaucoup plus étendu et perturbé que ce que nous montre Hubble, avec un rayon s’étendant jusqu’à 22 kpc !, asymétrique tant morphologiquement que cinématiquement et avec une légère déformation des bords nord et sud (figure 1 de la galerie scientifique).


Ces observations mettent par ailleurs des interactions nettes entre NGC 3079 et ses voisines ainsi que de grands flux de gaz et de résidus visibles au sein du groupe, le disque de NGC 3079 étant fortement affecté par ces interactions (figure 2 de la galerie scientifique).


Ces observations de 2015 ont par ailleurs permis de révéler ou préciser les éléments suivants : 


  • En plus des deux galaxies compagnes connues auparavant (NGC 3073 et MCG 9-17-9), du gaz HI a été détecté dans cinq galaxies supplémentaires (trois avec un redshift auparavant inconnu et qui sont probablement associées au groupe NGC 3079). Parmi celles-ci, deux d'entre elles ([YGK81] 078 et SDSS J100311.18 + 553557.6) semblent participer aux interactions dans le groupe (figure 3 et 4 de la galerie scientifique). La figure 5 met bien en évidence la présence d’un pont de HI d'environ 33 kpc visible entre NGC 3079 et MCG 9-17-9 et une extension H I vers J100311.18+553557.6 

  • La pression exercée par le halo de rayons X chaud de NGC 3079 est probablement responsable de l'extraction du gaz provenant du MCG 9-17-9, bien que des effets de marée aient pu jouer par le passé.

  • La queue HI « cométaire » de NGC 3073 liée à la pression exercée par les « super vents » provenant de NGC 3079, initialement décrite par Irwin et al. en 1987, s'étend plus loin que dans la description initiale, et une seconde queue, plus courte, est également visible (figure 6 de la galerie scientifique, montrant une distribution du HI de NGC 3073 en fonction des canaux, la figure 7 étant une image HI intégrée de NGC 3073 où on voit les deux queues « superposées »)

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

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.

 

Références :

Populating the Galaxy Velocity Dispersion : Supermassive Black Hole Mass Diagram, A Catalogue of (M bh, σ) Values. A. W. Graham. Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 25 #4,‎ mars 2013, p. 167-175.


Local Swift-BAT active galactic nuclei prefer circumnuclear star formation. D. Lutz, T. Shimizu, R. I. Davies, R. Herrera-Camus, E. Sturm, L. J. Tacconi and S. Veilleux. Astronomy and Astrophysics, volume 609A, 9-9


CHANG-ES – XI. Circular polarization in the cores of nearby galaxies. J. A Irwin, R. N Henriksen, M. Weżgowiec, A. Damas-Segovia, D. Wang, M. Krause, G. Heald, R.-J. Dettmar,  J.-T. Li, T. Wiegert, Y. Stein, T. T Braun, J. Im, P. Schmidt, S. Macdonald, A. Miskolczi, A. Merritt, S. C. Mora-Partiarroyo, D. J. Saikia, C. Sotomayor & Y. Yang. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 476, Issue 4, 1 June 2018, Pages 5057–5074.


Relativistic jet feedback – III. Feedback on gas discs. D. Mukherjee, G. V Bicknell, A. Y. Wagner, R. Sutherland, J. Silk. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 479, Issue 4, 1 October 2018, Pages 5544–5566.


The ‘shook up’ galaxy NGC 3079: the complex interplay between H I, activity and environment. N. Shafi, T. A. Oosterloo, R. Morganti, S. Colafrancesco & R. Booth.  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 454, Issue 2, 1 December 2015, Pages 1404–1415.


Hot ammonia in the center of the Seyfert 2 galaxy NGC 3079. Y. Miyamoto, N. Nakai, M. Seta  D. Salak, K. Hagiwara, M. Nagai, S. Ishii & A. Yamauchi. Publications of the Astronomical Society of Japan, Volume 67, Issue 1, 1 February 2015, 5.

Date  de création : 

Date  de modification :

04 02 2019

16 04 2021