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NGC 5253

où se cache un superamas qui soulève de vraies questions

Le Centaure par Hevelius
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Introduction

Fraîchement débarqué dans le ciel austral, j'en explorerais nos plus proches voisines...

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M60-UCD1 par Hubble

Description

Découverte par William Herschel le 17 mars 1787, NGC 5253 est un composant du sous-groupe M83 (dite la Galaxie du Moulinet Austral, en référence à M101) au sein du groupe Centaurus A/M83, un groupe relativement proche et complexe de galaxies situé dans les constellations de l'Hydre, du Centaure et de la Vierge, qui peut être grossièrement divisé en deux sous-groupes : le sous-groupe M83 à une distance de 14,9 milliards d'années-lumière(4,56 Mpc) centré sur M83 et le sous-groupe Cen A, à une distance de 11,9 milliards d'années-lumière (3,66 Mpc), centré sur Centaurus A, une radio galaxie proche.


Cen A / M83 est parfois identifié comme un seul groupe, parfois comme deux. Cependant, les galaxies autour des deux objets centraux sont physiquement proches les unes des autres, et les deux sous-groupes ne semblent pas se déplacer l'un par rapport à l'autre, ce qui plaiderait en faveur d'un seul groupe. Le groupe Cen A / M83 fait quant à lui partie du super-amas de la Vierge, le super amas local dont le Groupe Local est un membre périphérique.

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M59-UCD3, approximativement de la même taille que M60-UCD1, est la galaxie la plus dense après M85-HCC1

Un peu de science

Classée Im pec D (Mineo et al, 2014), NGC 5253 est une galaxie bleue compacte (Blue Compact Dwarf Galaxy ou BCD galaxy) à sursaut d'étoiles, c'est-à-dire une petite galaxie qui contient de grands amas d'étoiles jeunes, chaudes et massives. Ces étoiles dont les plus brillantes sont bleues donnent leur couleur à ce type de galaxie. La plupart des galaxies de type Blue Compact sont irrégulières ou lenticulaires, et quasiment toutes sont naines. Parce qu'elles sont composées de nombreux amas d'étoiles, les galaxies BCD n'ont pas de morphologie uniforme et consomment intensément leur gaz du fait de ces sursauts de formations d’étoiles. Ce faisant, elles se refroidissent en même temps qu’elles changent de morphologie au cours du temps.


Parmi les BCD, il existe une forme particulière représentée par les Galaxies Naines Ultra-Compactes (UCD - Ultra Compact Dwarves) découvertes dans les années 2000, avec des densités stellaires très élevées. Leur diamètre est de l'ordre de 200 années-lumière alors qu’elles peuvent contenir jusqu'à une centaine de millions d'étoiles. Il est possible qu'elles correspondent aux noyaux résiduels de galaxies elliptiques naines qui auraient été dénuées de leur gaz et de leurs étoiles périphériques par des interactions de marée lors de passages au sein du cœur d'amas galactiques denses. On trouve des UCD au sein d'amas comme celui de la Vierge, du Fourneau, d’Abell 1689 ou de la Chevelure de Bérénice (aussi appelé l’amas de Coma, Abell 1656). Une centaine 100 UCD a ainsi été observé dans la région centrale de l’amas de la Vierge par l'équipe du Next Generation Virgo Cluster Survey. Les premières études sur les propriétés globales des UCD de l’amas de la Vierge suggèrent que les UCD ont des propriétés dynamiques et structurelles  distinctes des amas globulaires normaux. Sur la base des vitesses orbitales stellaires, d'ailleurs, il est supposé que deux des UCD de l'amas de la Vierge présentent des trous noirs supermassifs en leur centre, pesant 13% et 18% de la masse totale de leur galaxie hôte.


Un exemple extrême d'UCD est M60-UCD1 (cf. image ci-dessus), à environ 54 millions d'années-lumière, qui contient environ 200 millions de masses solaires dans un rayon de 160 années-lumière, ce qui signifie que sa région centrale regorge d'étoiles avec une densité 25 fois supérieures à celle des étoiles de la région de la Terre dans la Voie lactée.


Un autre exemple est la galaxie M59-UCD3, approximativement de la même taille que M60-UCD1 mais avec un rayon de demi-luminosité d'environ 20 parsecs et étant 40% plus lumineuse ; elle présente une magnitude visuelle absolue d'environ −14,6, ce qui en fait la galaxie connue la plus dense après M85-HCC1 (cf. image ci-dessus).


il est estimé que la masse de matière noire de NGC 5253 est 9 fois supérieure à celle de la matière visible, soit un taux beaucoup plus élevé que les régions internes de la Voie Lactée.

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Mais NGC 5253 est surtout fameuse pour son superamas de plus d’un million d'étoiles, âgé de 3 millions d'années seulement (cad qu'il apparaissait à une époque où les Australopithèques parcouraient le Kenya et y taillaient déjà des outils lithiques), avec une luminosité totale d'environ un milliard de fois celle du Soleil ! Il nous est complètement caché par un nuage de poussière géant dont la masse est d'approximativement 15 000 masses solaires et qui présente des éléments carbonés et oxygénés. NGC 5253 présente des centaines d’autres grands amas, y compris plusieurs aussi jeunes. Celui du Nuage D est juste le plus spectaculaire d’entre eux.


L’étude de cet amas réellement exceptionnel soulève plusieurs questions …


En premier lieu, la Voie Lactée n’a pas formé de tels superamas depuis des milliards d’années. Elle continue bien à former de nouvelles étoiles, mais plus en de telles quantité. Et il était même considéré jusqu’à récemment que de tels amas ne pouvaient se former que lorsque l’univers était encore jeune.


La seconde concerne le taux de quantité de nuage de gaz transformé en étoiles au sein du nuage D. Bien que ce taux soit connu pour varier selon les régions de l'univers (à titre d’exemple, ce taux est inférieur à 5% au sein d’un nuage de taille comparable à celle du nuage D dans la Voie lactée), il est au moins 10 fois plus élevé au sein du nuage D.


Motif de questionnement supplémentaire, il aurait dû survenir plusieurs milliers de supernovas dans un amas de cette taille or les astronomes n’ont pas observé de traces de SN.


Autre curiosité, cet amas contient par ailleurs plus de 7000 étoiles massives de type O, les plus lumineuses de toutes les étoiles, plusieurs millions de fois plus lumineuses que le soleil.

En fait, NGC 5253 est actuellement un très beau terrain de jeu pour mieux comprendre les dynamiques d’évolution des amas d’étoiles, comme l’atteste la liste des publications de ces-dernières années référencées ci-après (toutes publiées après 2015). En effet, la capacité des jeunes amas stellaires à expulser ou à retenir le gaz restant après un premier épisode de formation d'étoiles est un problème central dans tous les modèles visant à expliquer les populations stellaires multiples et les distributions d'abondance des éléments légers dans les amas globulaires. Les tentatives récentes de détection de gaz résiduel de la formation d'étoiles au sein des amas actuels de masses similaires n'ont pas révélé de quantité significative de gaz dans la majorité d'entre eux, ce qui semble restreindre fortement les scénarios de formation de populations stellaires multiples. Les modèles restent donc très « ouverts », certains faisant intervenir la présence de vents ionisants, d’autres des concepts comme la thermalisation de l'énergie cinétique des amas due aux vents stellaires proches et aux collisions d'éjectas des supernova (notamment dans le cas de nuages en formation d'étoiles très compacts et denses, où trois régimes de formation d'étoiles semblent possibles, selon la fameuse efficacité de formation d'étoiles dont nous avons parlé ci-dessus et de la concentration de masse au sein de l’amas). Mais quoi qu’il en soit, l’étude des amas NGC 5253 et de ses consœurs n’a pas fini d’interroger la communauté des astronomes.


Derniers éléments concernant cette petite galaxie et qui intéressera plutôt les amateurs de supernovas, NGC 5253 fut le siège de SN1895b  et surtout de SN1972E, la deuxième supernova récente la plus brillante visible depuis la Terre avec une magnitude visuelle maximale de 8,5 (la plus brillante ayant été SN 1987A).

Références :

The brightest young star clusters in NGC 5253. D. Calzetti, K. E. Johnson, A. Adamo, J. S. Gallagher III, J. E. Andrews, L. J. Smith, G. C. Clayton, J. C. Lee, E. Sabbi, L. Ubeda, H. Kim, J. E. Ryon, D. Thilker, S. N. Bright, E. Zackrisson, R. C. Kennicutt, S. E. de Mink, B. C. Whitmore, A. Aloisi, R. Chandar, M. Cignoni, D. Cook, D. A. Dale, B. G. Elmegreen, D. M. Elmegreen, A. S. Evans, M. Fumagalli, D. A. Gouliermis, K. Grasha, E. K. Grebel, M. R. Krumholz, R. Walterbos, A. Wofford, T. M. Brown, C. Christian, C. Dobbs, A. Herrero, L. Kahre, M. Messa, P. Nair, A. Nota, G. Östlin, A. Pellerin, E. Sacchi, D. Schaerer, and M. Tosi. The Astrophysical Journal, 811:75 (26pp), 2015 October 1.


Ionized Gas Motions and the Structure of Feedback near a Forming Globular Cluster in NGC 5253. Daniel P. Cohen, Jean L. Turner, S. Michelle Consiglio, Emily C. Martin, and Sara C. Beck. The Astrophysical Journal, 860:47 (12pp), 2018 June 10


ALMA detects CO(3-2) within a super star cluster in NGC 5253. Turner J.L., Consiglio S.M., Beck S.C., Goss W.M., Ho P.T.P., Meier D.S., Silich S. & Zhao J.-H. Astrophys. J., 846, 73-73 (2017/September-1).


Gas expulsion versus gas retention: what process dominates in young massive clusters? Silich S., Tenorio-Tagle G. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 465, Issue 2, February 2017.


Tests of star formation metrics in the low-metallicity galaxy NGC 5253 using ALMA observations of H30{alpha} line emission. G. J. Bendo, R. E. Miura, D. Espada, K. Nakanishi, R. J. Beswick, M. J. D'Cruze, C. Dickinson, G. A. Fuller. Mon. Not. R. Astron. Soc., 472, 1239-1252 (2017/November-3)


A comprehensive comparative test of seven widely used spectral synthesis models against multi-band photometry of young massive-star clusters. A. Wofford, S. Charlot, G. Bruzual, J. J. Eldridge, D. Calzetti, A. Adamo, M. Cignoni, S. E. de Mink, D. A. Gouliermis, K. Grasha, E. K. Grebel, J. C. Lee, G. Östlin, L. J. Smith, L. Ubeda, E. Zackrisson. Mon. Not. R. Astron. Soc., 457, 4296-4322 (2016/April-3)


Witness of gas infall and outflow in the young starburst dwarf galaxy NGC 5253. R. E. Miura, D. Espada, H. Sugai, K. Nakanishi, A. Hirota. Publ. Astron. Soc. Jap., 67, L1 (2015)

Date  de création : 

Date  de modification :

15 05 2020

29 04 2021