C'est ce qu'on fait Haynes et al dans une publication parue en 2000 sur NGC 3900, grâce à une combinaison d'imagerie optique et de spectroscopie et de cartographie de synthèse H I.

Figure 1 de la galerie scientifique : cartes des canaux des lignes H I soustraites du continuum pour NGC 3900; Les niveaux de contours vont de 0,42 à 6,42 mJy/faisceau par incrément de 1,0 mJy/faisceau.

NGC 3900 est une galaxie de type morphologique Sa annulaire sans compagnon proche. L'objet connu le plus proche avec un décalage vers le rouge similaire, UGC 6791, se trouve au sud-est à une séparation projetée de 17.1', soit 1,135 kpc en considérant un distance de 27 Mpc pour NGC 3900. NGC 3912, également considéré comme faisant partie du groupe LGG 252 par Garcia (1993), se trouve à 34'.8 (275 kpc) au sud-ouest. Il y a plusieurs petites galaxies à proximité, deux d'entre elles étant inclues dans le catalogue des glaaxies naines découvertes par Binggeli, Tarenghi et Sandage en 1990, mais aucun de ces compagnons n'a de décalage vers le rouge connu.

Comme le montrent les images en filtre B, NGC 3900 présente un petit renflement circulaire avec un anneau interne bleu proéminent à un rayon de 34". À l'extérieur, la lumière du disque diminue brusquement à environ la moitié du rayon optique. Le disque diffus et faible présente une structure en spirale floconneuse et semble être plus allongé que les parties de surface plus brillantes, comme on peut s'y attendre pour une spirale étroitement enroulée vue avec une inclinaison modérée. Seule une trace de Hα est évidente dans les images en filtre en bande étroite avec une concentration unique près du centre et une structure en forme de V au nord, correspondant à des rehaussements de bleu (B-V ∼ 0,6) dans la section nord de l'anneau, également visibles sur les images en couleurs. Une bande de poussière est visible sur le côté Sud bouclant vers l'Est et s'enroulant presque à moitié autour de la galaxie. La bande de poussière est facilement visible sur les extrémités Nord et Sud de l'image en filtre B, juste à l'intérieur de l'anneau interne et plus facilement distingué à l'Est où elle se superpose à l'anneau interne sur les images couleurs.

Figure 2 : images optiques de NGC 3900. Panneau supérieur: image en bande B mettant en valeur la structure externe. L'ellipse a les dimensions D25 × d25 et est orientée le long du grand axe optique, P.A. = 2°. Panneau central : Bande B en échelle de gris à faible contraste montrant la structure en spirale et les bandes de poussière à l'intérieur de la galaxie . L'échelle spatiale est agrandie d'un facteur 2 par rapport au panneau supérieur. Panneau inférieur: Résultats de la décomposition bidimensionnelle du bombement-disque pour un renflement n = 2. La ligne pleine trace la répartition de la lumière, tandis que le disque et le renflement sont représentés respectivement par des lignes en pointillés longs et en pointillés courts.

A partir de l'examen d'une image HST WFPC2 F606W, Carollo et al. (1997) ont classé N3900 parmi les spirales précoces avec un "renflement sphéroïdal classique", la composante de renflement identifiée sur l'image HST ayant un rayon effectif plus petit que ce que les images "au sol à résolution limitée" peuvent distinguer du composant central. En fait, comme le montre la figure 1, un renflement n = 2 s'adapte assez bien et donne un B/DR modeste à 0,30. La structure du profil de luminosité de surface est évidente dans toutes les images à large bande où des croisements de l'anneau et de la bande de poussière se produisent et où le disque externe faible contribue.

NGC 3900 avait été cartographié une première fois avec le WSRT par van Driel et al. en 1989. Sur cette carte, la majeure partie du H I se trouvait dans un anneau de rayon 1', avec une possible extension Ouest. Cet anneau est clairement visible sur la figure 3, qui montre différentes représentations de la carte H I et du champ de vitesse extraites du VLA. Le H I culmine dans un anneau à R ∼ 50′′ juste à l'extérieur de l'anneau proéminent bleu ainsi que dans la région dominée par la structure floconneuse en spirale. La faible sensibilité de la carte WSRT avait complètement manqué la structure diffuse étendue au Nord et au Sud, évidente sur cette image. En plus de la densité HI plus élevée qui coïncide à peu près avec la galaxie optique, le HI diffus peut également être tracé dans des "patchs" au Nord et au sud. Une extension est visible au Sud, s'agglomérant à environ 5" (40 kpc) du centre optique. De plus, la distribution de densité de la colonne H I associée au corps principal de la galaxie est clairement asymétrique, s'étendant presque deux fois plus à l'Ouest qu'à l'Est.

Figure 3 : Résultats de la cartographie H I. Panneau de gauche : contours de densité de colonne H I allant de 0,3 (2 σ) à 12,3 × 1020 atomes/cm² par incréments de 2,0 × 10^20 atomes/cm². Panneau du milieu : carte de densité de colonne H I similaire, avec une taille de pas de 1,0 × 10^20 atomes/cm² superposée sur l'image en bande B. Panneau de droite : carte du champ de vitesse H I montrant les courbes de vitesse allant de 1575 (clair) à 2050 (sombre) km/s par incréments de 25 km/s. Dans les trois panneaux, l'ellipse décrit la galaxie optique donnée par D25 × d25 orientée le long du grand axe optique P.A. = 2°.

Les contours de vitesse montrés sur le panneau de droite de la figure 3 et le panneau en haut à gauche de la figure 4 suggèrent clairement que le nuage de gaz Sud est simplement une extension de la distribution HI principale, la densité de la colonne chutant en dessous de la limite de sensibilité du Carte VLA dans l'intevalle. Dans les parties internes, les contours du disque H I sont très symétriques par rapport au grand axe et montrent une rotation régulière. Le disque H I principal ne s'étend qu'à 2,9' (23 kpc) du centre le long du grand axe RHI/R25 = 1,8. Cependant, en comparant l'étendue totale du gaz H I du côté Sud de la galaxie par rapport au disque stellaire, on obtient RH I / R25 = 4,5, le H I au Sud pouvant être tracé à R ∼50 kpc. Le long du petit axe, à l'Ouest, le H I s'étend environ deux fois plus loin qu'à l'Est et dévie en vitesses, comme si le disque H I était fortement déformé dans les parties externes.

Figure 4 : Coupes position-vitesse obtenues à partir du cube H I à basse résolution et des spectres optiques de NGC 3900. Panneaux supérieurs : Diagrammes position-vitesse H I le long de deux coupes à travers le cube de données à basse résolution. Le panneau supérieur gauche montre la coupe le long du grand axe optique, P.A. = 2°, le long duquel les spectres optiques ont été obtenus. En plus des contours H I, les courbes de rotation tracées par les raies d'absorption stellaires optiques (carrés vides) et les raies d'émission de gaz (cercles pleins) sont également représentées. Le panneau supérieur droit montre la tranche à P.A. = 92°, le long du petit axe. Les panneaux inférieurs montrent les courbes de rotation optique dérivées pour NGC 3900 le long du grand (P.A. = 2°) et du petit axe (P.A. = 92°). Des symboles séparés montrent les courbes de rotation dérivées de l'absorption stellaire et des composants gazeux. Les barres d'erreur sont représentées.

Le champ de vitesse a été modélisé en incluant le gaz à faible densité de la colonne Sud en supposant qu'il se situait dans le même plan, à une inclinaison constante de 65 °. Dans le modèle avec le meilleur ajustement, l'angle de position varie de 178° à 186° dans le disque H I principal, puis revient à 176° à un rayon de 200". Avec ces paramètres, la vitesse de rotation de NGC 3900 s'élève à ∼200 km/s dans les 60" internes et est alors relativement constante sauf entre 240" et 300", où les paramètres sont mal contraints car il s'agit d'une région pauvre en gaz. Dans ces modèles, l'extension Ouest n'est pas bien ajustée en raison de l'asymétrie de la distribution le long du petit axe.

La figure 4 montre les diagrammes position-vitesse pour la distribution H I le long du grand (P.A. = 2°) et du petit axe optique (P.A. = 92°). Les vitesses extraites des spectres à longue fente pour les composants stellaires et gazeux sont superposées. Les courbes de rotation optique et H I sont similaires, mais les courbes optiques ne montrent pas de manière concluante l'aplatissement observé dans les données H I. Il y a aussi un aspect de propagation de la vitesse le long de P.A. = 2° au nord à R ∼1.5', montrant un nuage décalé vers le bleu avec ΔV ∼ 100 km/s. Dans le panneau supérieur droit de la figure 4 le diagramme position-vitesse du petit axe montre clairement l'anneau H I et le trou central. Il révèle également un petit changement de vitesse le long de l'extension ouest H I, probablement en raison de la déformation proposée.

Les spectres optiques de NGC 3900 montrent à la fois des raies d'émission de gaz et des raies d'absorption stellaire s'étendant le long du grand axe jusqu'à R ∼ ±55". Les raies stellaires Mg I b sont relativement faibles au delà de la région dominée par le renflement, à un rayon supérieur à 10" au Nord et supérieur à 15" au Sud. La composante stellaire au Nord du noyau montre une distribution asymétrique de la vitesse sur la ligne de visée, qui pourrait être soit liée à deux composantes distinctes, soit - et plus vraisemblablement - simplement liée à une véritable déviation asymétrique par rapport à une distribution gaussienne. Le Hα central est fortement affecté par l'absorption dans les 20" internes au Nord ou 15" au Sud, mais correspond bien au [N II] plus à l'exterieur. Dans les courbes de rotation interne dérivées des raies [N II], [O III] et [S II], une anomalie significative indiquant des décalages vers le bleu de ∼160 km/s est observable, atteignant un pic à 5" au Nord du centre le long de l'axe principal. Au-delà de ce rayon, les vitesses chutent et remontent vers le Sud à environ 10". Il est possible que la raie [N II] ait un double pic au centre.

Alors que le disque principal de NGC 3900 montre des mouvements dominés par une rotation circulaire dans un motif quiescent, les vitesses anormales des raies d'émission impliquent des mouvements non circulaires dans la région centrale. À l'intérieur du bord optique, le H I se trouve dans un anneau ou un motif en spirale étroitement enroulé avec des pics symétriques au Nord et au Sud le long du grand axe dans la région de la structure en spirale optique floconneuse. Au delà, aux faibles densités de colonne (NH ≤ 2 × 10^20 atomes/cm²), la distribution H I est énorme. Le H I externe peut être tracé sur un rayon de plus de 4 fois la taille optique, avec une distribution diffuse et inégale qui apparaît cinématiquement connectée à la galaxie principale. Le long du petit axe, la distribution H I est à la fois déformée et fortement asymétrique. 

Ainsi, il apparait que les modèles évolutifs de l'histoire de NGC 3900 doivent rendre compte de la quiescence cinétique d'une distribution H I inégale et asymétrique bien au-delà du bord optique.