62L 12R 12G 11B, poses unitaires de 900 s. Resolution ............... 0.439 arcsec/px Rotation ................. 179.350 deg (flipped) Observation start time ... 2020-04-19 03:28:02 UTC Observation end time ..... 2020-04-29 04:13:38 UTC Focal distance ........... 2536.73 mm Pixel size ............... 5.40 um Field of view ............ 23' 44.8" x 18' 2.3" Image center ............. RA: 10 03 05.897 Dec: -26 09 25.66 Image bounds: top-left .............. RA: 10 03 58.410 Dec: -26 18 34.12 top-right ............. RA: 10 02 12.465 Dec: -26 18 18.36 bottom-left ........... RA: 10 03 59.194 Dec: -26 00 31.74 bottom-right .......... RA: 10 02 13.522 Dec: -26 00 16.02

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Vue 3D du Groupe Local
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Le cercle rouge montre la position du groupe Antlia-Sextans et de NGC 3109

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Groupe Local
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NGC 3109

Du bleu dans les cieux

Constellation de l'Hydre
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Introduction

Bas situé dans notre ciel français, Antlia-sextans est un petit groupe de galaxies qui offre une première série de cibles de morphologies atypiques, morceaux de choix pour un setup à petit champ de l’hémisphère sud en avril et dont voici NGC 3109, la première galaxie que je voudrais vous présenter pour ce passage au ciel austral

Position de NGC 3109 dans le ciel Austral
Position de NGC 3109 dans le ciel Austral
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Description

NGC 3109 est une petite galaxie de l'Hydre, située à environ 4,35 millions d'années-lumière de la Voie lactée, c’est-à-dire toute proche. Elle a été découverte par l'astronome britannique John Herschel le 24 mars 1835 lors d’un voyage en Afrique du Sud. Sa plus grande dimension apparente est d'environ 24 000 années-lumière, ce qui en fait une galaxie de petite taille (la voie lactée a un diamètre estimé d’un peu plus de 105 000 année-lumières) pour une masse de 2.3 milliards de masses solaires, dont 20 % en hydrogène neutre.


Elle est de type magellanique, terme introduit par l'astronome français Gérard de Vaucouleurs définissant les galaxies spirales ne possédant qu'un seul bras et habituellement de petite taille. Par analogie avec les trois types principaux de galaxies spirales, il existe trois types de galaxies magellaniques :


  • régulières, notées SAm, sans barre,

  • barrées, notées SBm, avec barre,

  • intermédiaires, notées SABm.


Ce type de galaxies spirales tire son nom du Grand Nuage de Magellan, lui-même classé SBm comme NGC 3109, avec un sous-type (s) pour NGC 3109 signifiant Spirale barrée tardive.


Classée initialement en galaxie irrégulière, NGC 3109 est le membre principal du petit « Amas » Antlia-Sextans, situé à 1.6 Mpc du soleil (ou à 1.72 Mpc du barycentre du Groupe Local), soit 4.3 millions d’années-lumière. Il s’agit d’un petit groupe de galaxies naines composé de 6 membres : NGC 3109, Sextans A, Sextans B, la Galaxie Naine de la Machine Pneumatique (Antlia Dwarf), Antlia B et Leo P.  


Son appartenance au Groupe Local reste débattue, même si dès 1999, van den Bergh notait que la distance d’Antlia Sextans était nettement supérieure au rayon de la surface à vitesse nulle du groupe local (qui a une valeur R_0 de 1,18 +/- 0,15 Mpc, pour un âge présumé de 14 milliards d’années) et qu’Antlia-Sextans et notre Groupe local présentent des vitesses radiales de dispersion de 23 et de 61 km/s respectivement. Enfin, les membres du groupe Antlia-Sextans ont un décalage vers le rouge moyen de 114 +/- 12 km/s par rapport au centroïde du groupe local, ce qui suggère qu’Antlia-Sextans s’expand dans le flux Hubble. 


Si ces observations sont correctes, alors Antlia-Sextans est a priori le regroupement externe de galaxies le plus proche de notre Groupe (il est difficile de parler d’ « amas » pour si peu de galaxies).

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Un peu de science

La structure de NGC 3109 est relativement complexe. Dans le domaine optique, elle présente un disque en rotation riche en gaz et un halo de vieilles étoiles, mais sans noyau central. Le disque est orienté sur la tranche et possède une forme allongée qui est alignée presque E-W avec un extension d'environ 17,4 × 3,5 arcmin. Un immense disque de d’hydrogène neutre HI est aligné avec le disque optique et l'englobe, avec une déformation dont il a été suggéré qu’il s’agisse des stigmates d’une éventuelle rencontre avec la Galaxie Naine de la Machine Pneumatique il y a environ un milliard d’années (on en reparlera ci-dessous).


La formation d'étoiles dans NGC 3109 a été très active, comme l'indique le grand nombre de régions H II qu'elle contient. C'est l'une des galaxies les plus pauvres en métaux à proximité du groupe local avec une métallicité et une luminosité inférieures à celle du Petit Nuage de Magellan.


Les principales caractéristiques physiques de NGC 3109 sont répertoriées dans le tableau ci-dessus.


Le premier grand pan d’étude de NGC 3109 concerne la spectroscopie de ses étoiles et de ses nébuleuses planétaires.  Sa proximité avec notre galaxie en fait une cible de choix du fait de la capacité des télescopes modernes à la résoudre en étoiles et c’est donc en son sein qu’il a pu y être observé avec le CHFT dès les années 90 les premières nébuleuses planétaires extragalactiques (PNe) ou, plus récemment par exemple, une nouvelle population de Supergéantes bleues variables de type de Mira (cf. infra). Les confrontations spectroscopiques et cinématiques des nébuleuses planétaires de NGC 3109 ainsi que leur relation avec les nuages de HI et de HII ont permis de caractériser plusieurs populations stellaires d’âge différents, les étoiles de type C, les nébuleuses planétaires et les supergéantes bleues actuelles ayant été formés lors d’épisodes précédents de formations d’étoiles alors que l’épisode actuel de formation d’étoiles entraine la formation d’étoiles de type OB, ionisant les régions HII. Ces observations ont ainsi conforté certains modèles d’évolutions stellaires (avec notamment la mise en évidence d’un enrichissement en O et en Ne des nébuleuses planétaires des régions HII,  ce qui est en concordance avec les modèles d’évolution des étoiles de masse faible à intermédiaire à très basse métallicité).


Les études spectroscopiques ont par ailleurs montré l’absence de gradient chimique des régions HII, des nébuleuses planétaires ou des Supergéantes, évoquant un mécanisme de brassage par le bras de la galaxie, absence de gradients que l’on constate généralement dans les galaxies irrégulières où se trouvent fréquemment des populations différentes, souvent avec une cinématique différente (ce qui s’oppose à ce qui se voit dans les grandes galaxies spirales comme la Voie lactée, Andromède, M81, etc., où les gradients sont au contraire nets).


Pour revenir sur cet enrichissement en O et Ne des nébuleuses planétaires - où l'abondance de Ne est trois fois plus importante que dans les régions HII par exemple - il faut noter qu’il s’agit d’une observation importante, puisqu’elle montre en fait que les PNe ont été enrichies en O et en Ne par leurs progéniteurs lors des processus de nucléosynthèse et de « dredge-up », et plus précisément lors du troisième dredge-up. Un dredge-up est cette période dans l'évolution de l’étoile où une zone de convection de surface s'étend en profondeur dans les couches où la matière a subi une fusion nucléaire. Les produits de fusion sont alors mélangés avec les couches externes de l'atmosphère stellaire, où ils peuvent apparaître secondairement dans le spectre de l'étoile. Pour rappel, les noms des dredge-ups sont fixés par l'état structurel et évolutif de l'étoile dans laquelle ils se produisent, et non par la séquence suivie par l'étoile. Par exemple, les étoiles de faible masse subissent le premier et le troisième dredge-up dans leur évolution mais pas le second (cf. annexe 1).


Un autre grand intérêt de l’étude à haute résolution de NGC 2019 et de donc sa résolution en étoiles est la possibilité d’affiner les calibrations des méthodes de mesure des distances extra-galactiques. En l’occurrence, cela a permis de découvrir en 2019 une nouvelle classe de variables Mira (du nom de l'étoile prototype Mira, cf annexe 2) représentée par une quinzaine d’étoiles supergéantes bleues qui présentent des périodes particulièrement longues, puisque supérieures à 1000 jours, voire de 1500 jours ! Il semble que ces Miras à longues périodes soient rares, et deux hypothèses prévalent pour l'expliquer : soit parce qu'elles sont dans une phase évolutive de très courte durée, soit parce qu'elles ne se produisent que parmi les étoiles les plus massives, et donc les plus rares, des AGB, soit les deux. Il est à noter que ces supergéantes bleues ont une métallicité particulièrement basses, comme l’ensemble de la galaxie.

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Le second grand pan d’études de NGC 3109 concerne sa répartition en hydrogène neutre.


Tout d’abord, puisque l'analyse des courbes de rotation des galaxies spirales fournit un outil efficace pour étudier les propriétés des halos de matière noire et leurs relations avec la matière baryonique, avoir à sa disposition une galaxie aussi proche est un atout pour tester (on dit aussi contraindre) les modèles cosmologiques.


Le plus « populaire » d’entre eux est le modèle « de base » ΛCDM qui se lit en anglais Lambda - Cold Dark Matter ou « lambda - matière noire froide » et qui désigne un modèle cosmologique du Big Bang paramétré par une constante cosmologique notée Λ (ie la lettre grecque Lmabda majusucule) et associée à la matière noire froide. Aussi appelé modèle standard du Big Bang, c’est le modèle cosmologique le plus simple qui rende compte des propriétés du cosmos comme l'existence et la structure du fond diffus cosmologique, la structure à grande échelle de l'univers observable et la distribution des galaxies, l'abondance des éléments légers (hydrogène, hélium et lithium) ou l'accélération de l'expansion de l'univers.


Il présente plusieurs variantes. Tout d’abord, le modèle de Navarro-Frenk-White (NFW), développé dans les années 90, qui donne une bonne approximation - notamment pour des galaxies similaires à la nôtre ou à M31 - de la configuration d'équilibre de la matière noire produite dans des simulations de particules de matière noire sans collision. On peut aussi citer le modèle pseudo-isotherme à noyau (l’isothermal dark matter model ou Iso DM), qui fournit une meilleure description des courbes de rotation observées pour des galaxies comme NGC 3109, et enfin le modèle Einasto, qui se révèle être le modèle le mieux adapté pour décrire des halos de masse  faible et intermédiaire dans les simulations cosmologiques à N-corps sans dissipation.


Du fait de la morphologie de NGC 3109 (de type SB(s)m D selon Carignan et al. ou dIrr selon McConnachie), les premières études cinématiques furent modélisées comme celle d’un corps quasi solide en rotation (association d’un disque lumineux composé d’étoiles et de gaz et d’un halo sombre isotherme). Mais il s’avèra que, comme toujours, la confrontation des modèles avec la réalité n’était pas si simple, et les premières comparaisons des données de rotation en fonction des molécules étudiées donnèrent des résultats différents. Par exemple, une comparaison des courbes de rotation en HI ou en Halpha  (Blais-Ouellette et al.) donnait une excellente concordance avec l’iso DM mais pas avec le modèle NFW.


Mais ce serait oublier qu’à ce jour encore, deux grandes familles de modèles cosmologiques s’opposent quant à l’explication des « anomalies rotationnelles » des galaxies spirales, les uns avec la présence de matière noire, les autres sans, avec notamment le plus fameux d’entre connu sous le nom de MOND (MOdified Newtonian Dynamics, d’après les travaux de Milgrom).


Dans le cas de NGC 3109, deux études publiées en 1991 en 1996 et une thèse en 2013 avaient montré une mauvaise compliance des données observationnelles au modèle MOND. L’hypothèse avancée était que cette mauvaise concordance était liée aux limites d’estimation de la distance de NGC 3109 avant les années 2000 (notamment du fait de l’impossibilité d’en étudier à l’époque les céphéïdes peu lumineuses), ce qui grevait l’estimation de la masse de gaz du halo.


Cette incertitude de mesure entraîna une nouvelle campagne de mesures, publiée en 2013 par Carignan et al., avec des données plus fines collectées avec le système KAT-7 (le précurseur de MeerKAT, en cours de construction à l’époque, et dont KAT-7 servait de test grandeur nature de développement, cf image ci-dessus). Ces nouvelles valeurs furent comparées aux données antérieures fournies par le Very Large Array (VLA) et permirent une nouvelle estimation de la distribution de masse de NGC 3109, afin de vérifier si oui ou non cette galaxie mettait en échec MOND. Les conclusions furent assez tranchées :


  • La masse totale de HI mesurée pour NGC 3109 est de l’ordre 406 millions de masses solaires en utilisant une distance de NGC 3109 de 1,3 Mpc. Cette masse est ∼40% supérieure aux valeurs calculées en utilisant les observations du VLA.

  • Le disque de HI s’étend sur une région de 58’ (E-O) × 27’ (N-S) le long d’une limite de densité 1.0 × 10^19 atomes/cm², avec une distribution « bancale », la distribution de HI « débordant » vers le côté S-O.

  • Du fait de cette distribution asymétrique, un modèle de « disque incliné » (tilted-ring model) a été préféré pour modéliser la courbe de rotation au modèle « solide » évoqué ci-dessus dans les premières publications.

  • En dérivant les courbes de rotation selon deux méthodes différentes, les résultats sont très similaires et concordent très bien avec le modèle ISO DM et beaucoup moins bien avec le modèle NFW. Mais les mesures réalisées par Carignan et al. indiquent surtout que le halo de matière noire de NGC 3901 est plutôt concentré vers le noyau (et non pas « en creux»), ce qui concorde bien avec la présence attendue d’une concentration de la matière noire au centre des halos, ce qui est pourtant l’un des premiers et des plus solides résultats dérivé de la simulation cosmologique à N-corps, et qui a été longtemps en conflit avec les observations.

  • Le modèle MOND, enfin, est mis en échec sur NGC 3901.

Par ailleurs, il a été observé à partir de l'analyse des vitesses radiales, que les régions HII dans NGC 3109 partageaient la cinématique que le disque HI à la même position projetée, avec une très faible dispersion des vitesses.


Pour finir, un dernier point d’intérêt scientifique est la recherche d’interactions entre les différentes galaxies de ce petit groupe.


Barnes émet l’hypothèse en 2001 d’une possible interaction de NGC 3109 avec la Galaxie naine Antlia devant la mise en évidence d’une déformation significative de la répartition du HI dans le halo de NGC 3109. Mais l’étude de Carignan et al de 2013, malgré la confirmation de la présence d'une élongation des isophotes les plus externes, n'a pas confirmé une éventuelle rencontre et / ou interaction passée entre NGC 3109 et dSph / dIrr Antlia mais nous y reviendrons…


Dernier point, NGC 3109 a été le siège d’une nova en 2018, ASASSN-18gb, confirmée par spectroscopie. Il s’agissait de la première nova décrite dans cette galaxie.


Annexe 1 :


Le premier dredge-up se produit quand une étoile de la séquence principale rentre dans la branche des géantes rouges. Sous l'effet du mélange convectif, l'atmosphère externe montre la signature spectrale de la fusion de l'hydrogène : les rapports 12C/13C et C/N sont diminués et les abondances de surface du lithium et du béryllium peuvent être réduites.


Le second dredge-up se produit dans les étoiles de 4–8 M☉. Quand la fusion de l'hélium se termine dans le cœur, la convection mélange les produits du cycle CNO. Ce second dredge-up produit un accroissement de l'abondance de surface de 4He et de 14N, tandis que les quantités de 12C et 16O diminuent.


Le troisième dredge-up se produit après qu'une étoile soit rentrée dans la branche asymptotique des géantes et un flash se produit avec une combustion de l'hélium en coquille. Ce dredge-up provoque la remontée en surface de l'hélium, du carbone et des produits du processus. Le résultat est une augmentation de l'abondance du carbone par rapport à l'oxygène, ce qui peut créer une étoile carbonée (source wikipedia).


Annexe 2 :


Certaines étoiles variables présentent une relation entre leur luminosité intrinsèque et leur période de variabilité, ce qui permet de les utiliser comme indicateurs de distance, notamment pour des amas globulaires (distance galactique) ou pour des galaxies (distance extragalactique, jusqu’à un certaine limite).


Parmi les plus lumineuses, on trouve notamment les céphéides, les étoiles variables de type RR Lyra et les Miras (du nom commun de o Ceti).


Plus spécifiquement, les variables de type Miras sont des géantes rouges aux derniers stades de l'évolution stellaire. Situées sur la branche asymptotique des géantes (AGB), elles expulsent leur enveloppe extérieure sous forme de nébuleuses planétaires et deviennent des naines blanches en quelques millions d'années. Elle se caractérisent par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours et des amplitudes supérieures à une magnitude dans l'infrarouge et supérieure à 2,5 magnitudes aux longueurs d'onde visibles (sources diverses).

Références :


Accurate Determination of the Mass Distribution in Spiral Galaxies. II. Testing the Shape of Dark Halos. Sébastien Blais-Ouellette, Philippe Amram, et Claude Carignan. The Astronomical Journal, 121 : 1952-1964, 2001 April.


Improved Modeling of the Mass Distribution of Disk Galaxies by the Einasto Halo Model. L. Chemin, W. J. G. de Blok & Gary A. Mamon. The Astronomical Journal, 142, 109


Kinematic and chemical study of planetary nebulae and H II regions in NGC 3109. S. N. Flores-Durán, M. Peña and M. T. Ruiz.A&A 601, A147 (2017)


KAT-7 science verification : using HI observations of NGC 3109 to understand Its kinematics and mass distribution. C. Carignan, B. S. Frank, K. M. Hess, D. M. Lucero, T. H. Randriamampandry, S. Goedhart, and S. S. Passmoor. The Astronomical Journal, 146:48 (20pp), 2013 September


The disc-halo structure of NGC 3109. Sebastian L. Hidalgo, Antonio Aparicio, and Carme Gallart. The Astronomical Journal, 136:2332–2342, 2008.


The nearest group of galaxies. S. van den Bergh. The Astrophysical Journal, 517:L97–L99, 1999 June 1


High-resolution dark matter density profiles of THINGS dwarf galaxies: Correcting for non-circular motions. Se-Heon Oh, , W.J.G. de Blok, Fabian Walter, Elias Brinks, and Robert C. Kennicutt Jr.


A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering. Julio F. Navarro, Carlos S. Frenk, and Simon D. M. White. The astrophysical journal, 490:493-508, 1997 December 1.


The Published Extended Rotation Curves of Spiral Galaxies: Confrontation with Modified Dynamics. R. H. Sanders. The astrophysical journal, 473:117-129, 1996 December 10.


Extended rotation curves of spiral galaxies : dark haloes and modified dynamics. Begeman, K. G.; Broeils, A. H.; Sanders, R. H. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 249, 523 (1991)


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On the Neutral Gas Content and Environment of NGC 3109 and the Antlia Dwarf Galaxy. Barnes, D. G.; de Blok, W. J. G. The Astronomical Journal, Volume 122, Issue 2, pp. 825-829.


ASASSN-18gb: Discovery of A Probable Nova in NGC 3109. Brimacombe, J.; Vallely, P.; Stanek, K. Z.; Kochanek, C. S.; Brown, J. S.; Shields, J.; Thompson, T. A.; Shappee, B. J.; Holoien, T. W. -S.; Prieto, J. L.; Bersier, D.; Dong, Subo; Bose, S.; Chen, Ping; Stritzinger, M.; Holmbo, S. The Astronomer's Telegram, No. 11470


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Planetary Nebulae and H II Regions in NGC 3109. Richer, Michael G.; McCall, Marshall L. Astronomical Journal v.103, p.54.


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Quantitative spectroscopy of blue supergiants in metal-poor dwarf galaxy NGC 3109. Matthew W. Hosek, Jr.1, Rolf-Peter Kudritzki1, Fabio Bresolin, Miguel A. Urbaneja, Christopher J. Evans, Grzegorz Pietrzyński, Wolfgang Gieren, Norbert Przybilla, and Giovanni Carraro. Astrophys. J., 785, 151 (2014/April-3)

Date  de création : 

Date  de modification :

04 05 2020

15 04 2021