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C11 Edge HD, Paramount ME. Nerpio, Espagne Flitre B : 22 x 150 s Filtre R : 9 x 150 s Filtre G : 5 x 150 s Filtre Clear : 30 x 150 s, soit 165 minutes au total.

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NGC 3900

Une galaxie sous Levêche

Le Lion
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Introduction

Malgré la présence de particules fines de sable en altitude à cause du Levêche au sud de l'Espagne, je n'ai pas réussi à contenir mon manque de photos de l'hiver 2017 - 2018. Si en plus le sable s'y met sur les quelques belles nuits dont nous disposons entre février et avril 2018, ça va pas le faire !


Bref, un petit shoot de NGC 3900 sur un peu plus de deux heures au total en deux nuits, dont la périphérie pâtit fortement en qualité du fait des conditions de vent ; on ne voit qu'un seul de ses "disques"  alors que je pense que je pourrais en voir un second dans de meilleures conditions.

Crop sur NGC 3900
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Description

Petite galaxie lenticulaire de magnitude 11, NGC 3900 a été  découverte le 6 avril  1785 par William Herschel, le jour même où j'ai pris ces clichés :  BON ANNIVERSAIRE NGC 3900 !! :D Elle présente un petit renflement circulaire avec un anneau intérieur bleu proéminent. À l'extérieur, la lumière du disque diminue brusquement à peu près à la moitié du rayon optique.


La forme et l'étude vélocimétrique des différentes parties de la galaxie l'ont classé dans la famille des spirales précoces avec un "renflement sphéroïdal classique".


Alors que les fusions entre des galaxies de masse comparables peuvent être responsables de certains des événements extragalactiques les plus spectaculaires, des fusions mineures avec des satellites de faible masse peuvent jouer un rôle plus subtil mais néanmoins critique dans l'évolution des diverses spirales, y compris probablement la Voie lactée. Il est facile de reconnaître les feux d'artifice déclenchés par les fusions majeures grâce à leurs queues de marées, à leurs sursauts de formations d'étoiles ou à l'activité nucléaire qu'elles déclenchent (bien que cette-dernière puisse être cachée à l'examen morphologique) mais les fusions mineures sont probablement celles qui déclenchent les structures en forme de X vues dans certaines spirales particulières de type S0 (Mihos et al.1995), les écarts par rapport à l'axisymétrie observés dans une fraction significative de disques en spirale (Zaritsky & Rix 1997), le mécanisme d'entraînement des barres stellaires fortes (Laine & Heller 1999), et les disques contrarotatifs étendus observés dans certaines spirales de type précoce comme par exemple NGC 7217, NGC 3593, NGC 3626 ou NGC 4138.


Des satellites sont souvent trouvés à proximité de galaxies "normales". Si notre Groupe local est typique des environnements extragalactiques en spirale, alors les caractéristiques de ces satellites sont familières. L'interaction de la Voie lactée avec ses satellites de faible masse est censée expliquer une variété de spécificités cinématiques locales : le disque épais, l'évasement et la déformation externes, le courant magellanique et les nuages H I à haute vélocité.


Dans l'étude de ces interactions, les simulations numériques des phénomènes (complexes) de fusions mineures de satellites riches en gaz avec des compagnons en spirale plus massifs ont rapidement mis en évidence un problème : la surchauffe du disque interne de la galaxie "primaire" ou sa perturbation complète lors de la fusion. Lors de fusions mineures, des compagnons de faible densité, de faible masse et riches en gaz peuvent néanmoins éviter un échauffement vertical, préservant ainsi le disque "victime". Dans ces conditions, les modèles prédisent un gauchissement ou un étalement du disque (Quinn, Hernquist et Fullagar, 1993). Par ailleurs, à mesure que le matériau du satellite descend vers le centre de la galaxie principale, le gaz, contrairement aux étoiles, peut perdre son moment angulaire à cause de sa dissipation ; l'afflux de gaz vers le centre qui en résulte peut déclencher un sursaut de formation d'étoiles du noyau galactique ou alimenter une activité galactique nucléaire. Ainsi, en raison de cet échauffement, même un satellite du dixième de la masse de la galaxie principale épaissira le disque de cette-dernière et augmentera son renflement, décalant la morphologie de la galaxie primaire après fusion vers un type de spirale antérieur sur la classification de Hubble. 


La recherche de disques découplés cinétiquement dans leurs premières spirales peut ainsi prouver l'efficacité de ces modèles de fusions mineures.

NGC 3900 vue par Hubble
NGC 3900 vue par Hubble
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Un peu de science

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.

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Au final, NGC 3900 - comme les 4 autres galaxies étudiées par Haynes et al. - montre des écarts par rapport à la "normalité cinétique" (allant de la contre-rotation à grande échelle au découplage du gaz et/ou des composants stellaires de la région centrale). 


Plusieurs thèmes unificateurs semblent retrouvés dans l'étude : 

  1. Tous les objets sont des galaxies Sa relativement isolées, morphologiquement normales et non barrées. 

  2. Les anneaux sont des caractéristiques importantes à la fois en la lumière optique à large bande et dans la distribution du gaz ionisé et du gaz neutre. Les anneaux apparents peuvent également résulter de bras en spirale étroitement enroulés vus à une inclinaison modérée.

  3. Les composants gazeux découplés cinétiquement semblent être associés à des sites de formation d'étoiles actuels ou au moins récents. Dans tous les cas où l'émission de Hα est détectable, elle coïncide bien avec la localisation des composants découplés cinétiquement. Lorsqu'il n'y a pas d'émission de Hα dans ces régions, les composants découplés présentent souvent une forme de changement de couleur, souvent vers le rouge. 

  4. Les galaxies riches en gaz (toutes sauf NGC 5854) contiennent des masses modérées de H I, mais, comme le gaz est réparti sur une grande surface (RH I / R25 ≥ 2), les densités de surface H I moyennées globalement sont très faibles, typiquement de l'ordre de 0,5 à 1,0 M⊙/pc². Dans NGC 3626 et NGC 4772, le H I se trouve dans deux anneaux concentriques mais distincts alors que dans NGC 3900, le gaz extérieur au bord optique est irrégulier mais peut être retracé à 50 kpc vers le sud, ce qui donne RH / R25 ∼4,5. Le long du petit axe, le H I externe est fortement asymétrique. 

  5. Dans les quatre cartes H I, y compris celle de NGC 4138, le champ de vitesse est dominé par la rotation circulaire, mais des écarts importants par rapport au mouvement dans un disque au repos sont évidents. En tout, les contours de vitesse externes H I suggèrent une déformation significative du disque externe, commençant à peu près au bord optique et suivant la règle des déformations de Briggs (1990) , comme on le voit couramment dans d'autres galaxies. 


Les similitudes trouvées dans les cinq galaxies de morphologie Sa sont cohérentes avec le scénario selon lequel les composants gazeux cinétiquement distincts proviennent de fusions lentes et mineures de satellites riches en gaz avec une galaxie à disque déjà formée. Les différences d'apparence découlent donc de différences dans les circonstances des événements de fusion. un flux internes de gaz primordial rétrograde, comme discuté par Thakar et al. (1997) est également une hypothèse possible pour expliquer la présence de composants contre-rotatifs (mais bien que plus difficile à justifier devant le nombre croissant de cas découverts).


Les distributions étendues de H I observées dans quatre des cinq galaxies de l'étude semblent résulter de l'accrétion lente d'un satellite riche en gaz dépouillé de son gaz par effet marée avant que la fusion ne se produise. L'accrétion d'un satellite à faible densité riche en gaz minimiserait le problème d'échauffemnet du disque et pourrait favoriser la formation de disques ou d'anneaux H I étendus, mais probalbment pas des anneaux internes. La formation d'anneaux est observée dans une variété de modèles d'influx de gaz, à la fois par "encombrement" d'orbite et par la création de véritables anneaux auto-gravitants.


A l'époque de leur publication, les auteurs notaient que les similitudes des résultats pour les cinq galaxies étudiées posaient plusieurs questions et énigmes. 

  1. Est-il essentiel que l'échantillon soit composé de galaxies Sa ? L'accrétion de quantités modérées de gaz peut également balayer le gaz contenu dans le disque primaire lui-même, conduisant finalement à un lissage de la structure en spirale. Les fusions mineures entraînent-elles une formation de renflement et un échauffement du disque, conduisant la morphologie post-fusion vers les types de spirale antérieurs? 

  2. L'amortissement du processus d'échauffement des disques est un défi pour les modèles de fusions, même mineures, si le satellite accrété est suffisamment massif ou dense. L'échauffement du disque résultant sera relativement réduit si le satellite est principalement gazeux. Quelles sont alors les conditions nécessaires pour éviter de surchauffer le disque et de perturber le champ de vitesse global et la structure en spirale? 

  3. Le fait que ces galaxies soient toutes non barrées est-il important? La perte de moment cinétique peut entraîner le matériau vers l'intérieur vers les régions centrales où il s'accumule dans un disque nucléaire comme cela est souvent discuté pour les noyaux découplés cinématiquement observés dans les elliptiques. Aux premiers stades de l'évolution de la galaxie, la formation de barres semble inévitable, mais si la concentration centrale de masse est suffisante, le développement d'une résonance Lindblad interne inhibera le flux central de gaz (Sellwood & Moore 1999). Ainsi, étant donné que le progéniteur primaire était déjà un objet bien développé, le matériau d'infiltration peut être arrêté au niveau de la résonance Lindblad interne, permettant l'accumulation de gaz dans un anneau avec formation d'étoiles subséquente. Ce processus produit-il les anneaux intérieurs Hα et H I vus ici? Jungwiert & Palous (1996) proposent que les galaxies annelées non barrées doivent posséder de faibles distorsions ovales centrales, tandis que l'image d'instabilité à deux flux de Lovelace, Jore et Haynes (1997) pour les galaxies à composantes contrarotatives suggère la génération de fortes ondes spirales m = 1 . Les particularités cinétiques internes sont-elles la preuve de telles distorsions ovales ou de flux m = 1? 

  4. Bien que ces galaxies Sa soient relativement isolées, elles sont toutes membres de groupes lâches. En fait, les galaxies Sa se trouvent généralement dans des environnements plus denses que leurs homologues de type plus récent. La ségrégation morphologique relative observée à travers la séquence en spirale est-elle liée à la probabilité de fusions mineures et à leur probabilité accrue dans des environnements caractérisés par une densité modérée et une faible dispersion de vitesse?

Les auteurs terminent leur étude en rappelent que si la connaissance du taux de galaxies fortement perturbées peut fournir une estimation fiable du taux de fusions majeures, les fusions mineures peuvent être morphologiquement occultes et  ne seront révélées que par la présence de leurs anomalies cinétiques résultantes. En raison des ambiguïtés impliquées dans l'exploration des indices cinétiques, il n'est toutefois pas possible à l'heure actuelle de retracer avec un quelconque degré de précision l'histoire évolutive des multiples composants stellaires et gazeux de ces galaxies mais qu'il faut considérer que, au cours de sa vie, une galaxie à disques puisse subir plusieurs événements d'accrétion mineurs ayant des conséquences cinétiques et morphologiques. En particulier, des histoires complexes impliquant plusieurs fusions mineures sont susceptibles de produire des propriétés hétérogènes, en particulier celles liées aux propriétés de « forme ». Et il est tout à fait possible que l'hétérogénéité du type morphologique Sa en particulier soit le résultat de ces histoires de vie complexes dont la mémoire n'est donc signalée que par des indices cinétiques tels que ceux mentionnés ci-dessus.

Références :

Kinematic Evidence of Minor Mergers in Normal Sa Galaxies: NGC 3626, NGC 3900, NGC 4772, and NGC 5854. Martha P. Haynes, Katherine P. Jore, Elizabeth A. Barrett, Adrick H. Broeils, and Brian M. Murray. The Astronomical Journal, Volume 120, Number 2

Date  de création : 

Date  de modification :

26 05 2018

28 04 2021