NGC 2403 NGC 2404 Jean-Brice GAYET
NGC 2403 NGC 2404 Jean-Brice GAYET

- NGC 2403 et NGC 2404. Nuits du 04 février 2019. Nerpio 45L 30R 30G 12G 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. Image Plate Solver script version 5.1 ==================================== Resolution ........ 0.386 arcsec/px (après Drizzle x2) Pixel size ........ 7.40 µm Field of view ..... 24' 26.

NGC 2403 NGC 2404 annotées
NGC 2403 NGC 2404 annotées

- Image annotée avec le logiciel PixInsight

NGC 2403 NGC 2404 zommée
NGC 2403 NGC 2404 zommée

- Crop de l'image

NGC 2404
NGC 2404

- Localisation précise de NGC 2404

NGC 2403 et NGC 2404

classes de luminosité et imposteurs de supernovas…

Per Dreyer la décrit comme "particulièrement remarquable, considérablement brillante, extrêmement grande, très étendue, très progressivement beaucoup plus lumineuse vers le centre et vers le noyau".

Plus d'une soixantaine de mesures non fondées sur le redshift lui attribuent une distance de 3,397 ± 0,608 Mpc (∼11,1 millions d'a.l.)  Ces mesures sont plus fiables que le calcul basé sur le redshift parce que cette galaxie est trop rapprochée du groupe local. Compte tenu de sa taille apparente de 22 x 12 arcmin, la galaxie est estimée à environ 70 000 années-lumière de diamètre.

 

Allan Sandage y a détecté au Mont Palomar les premières céphéides au-delà de notre groupe local ; en se fondant sur leurs périodes, il avait estimé une distance pour NGC 2403 à 8000 années-lumière

(elle est donc en réalité 1000 fois plus éloignée).

ngc-2404-jean-brice-gayet (2).jpg

NGC 2403

NGC 2403 (=Caldwell 7 = CG 1541) est une galaxie spirale intermédiaire de magnitude 8.19 (type SAB (s) cd) située dans la constellation de la Girafe à environ 11,1 millions d'années-lumière de la Voie lactée.

 

Elle a été découverte par William Herschel en 1788. A l’inverse de NGC 7741 (acquises quelques jours aupravant), il s'agit d'une galaxie LINER du champ, c'est-à-dire qu'elle n'appartient pas à un amas ou un groupe et qu'elle est gravitationnellement isolée.

NGC 2403 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme Galaxie Type morphologique SAB(s)d dans son atlas des galaxies.

La classe de luminosité est un descripteur supplémentaire spécifique aux galaxies spirales introduit par Sidney van den Bergh. Il attribue à chaque spirale une classe de luminosité

allant de I pour les plus brillantes à V pour les plus faibles .

Puisque la luminosité totale correspond en gros à la masse totale des étoiles visibles, les galaxies spirales de classe de luminosité I sont aussi les plus massives et elles possèdent les bras spiraux les plus imposants.

Il s’avère que la classe de luminosité des galaxies est également bien corrélée avec la régularité de la structure en spirale, ce qui est expliqué par le modèle d'onde de densité de la formation des bras en spirales.

Plus la galaxie est massive, plus les nuages de gaz se concentreront dans les régions de haute densité.

Comme plus de gaz est disponible, plus de nouvelles étoiles bleues seront formées sur le site, ce qui rendra la structure en spirale mieux définie.

Au final, on peut dire des galaxies les plus lumineuses, donc les plus massives, qu'elles sont les plus "ordonnées".

 

La classe de luminosité de NGC 2403 est III-IV c’est-à-dire plutôt faible

ngc-2404-jean-brice-gayet.jpg

NGC 2404

NGC 2403 contient un nombre important de régions géantes d'hydrogène ionisé (HII, ie en émission) associées à divers amas d'étoiles, dont l'un est un objet NGC à part entière : NGC 2404.

Il s’agit d’un amas ouvert  associé à une nébuleuse en émission, situé dans le bras externe à l'est de NGC 2403. Il a été découvert par l'astronome français Guillaume Bigourdan en 1886.

Ces régions H II ont été étudiées à de très nombreuses reprises, comme on peut le voir par exemple sur cette Image Hα à bande étroite prise avec le télescope de 2,1 m au Kitt Peak, qui visait à mettre en évidence le contenu en Oxygène de ces régions HII.

Les cercles bleus entourent les régions HII étudiées  et lignes continues rouges superposées aux régions HII correspondent aux positions des fentes de spectroscopie.

 

Le Nord est en haut et l'Est est à gauche

image(6).jpg

Des observations HI profondes obtenues avec le radiotélescope de Green Bank ont par ailleurs révélé lz présence  d'un nuage étendu au nord-ouest du centre de la galaxie. en dehors du disque principal de HI, d'une longueur estimée à16 kpc 

 

La masse HI totale de ce nuage est de 6,3 millions de masses solaires, soit 0,15% de la masse HI totale de NGC 2403 ! 

Ce nuage est associé à un filament de HI de 8kpc au sein du disque interne qui présente une vitesse "anormale", mais qui avait déjà été observé (observations VLA en profondeur).

Deux scénarios concernant l’origine possible de ce nuage sont qu’il s’accumule à partir du milieu intergalactique ou qu'il résulte d’une interaction mineure avec une galaxie naine voisine.

Images_multicanaux_superposées.jpg

                                                             c’est qu’elle a présenté plusieurs supernovas très bien étudiées, et parmi lesquelles des imposteurs se sont glissés (on parle de « supernovas imposteuses », mais le terme est laid)…

Pour rappel, les "éruptions" d'étoiles massives se divisent essentiellement en deux catégories: celles à variabilité normale (de type Luminous Blue Variable (LBV) / S Doradus) et celles qui forment des éruptions géantes. Pour ces dernières, on parle de "luminosités super-Eddington" avec des éjections massives par radiation. La Luminosité d'Eddington, ou "lumière d'Eddington", est une valeur de luminosité qu'un objet céleste ne peut dépasser : au-delà, la pression de radiation prend le pas sur la gravité et des constituants de l'objet sont éjectés. L'exemple que tout le monde connait est Eta Carinae (η Car). Lors d'une éruption géante, la luminosité totale augmente considérablement. Dans le cas des éruptions dites "LBV", il y a a un taux accru de perte de masse, ce qui rend les vents denses et opaques, avec une pseudo-photosphère plus large et plus froide, sans augmentation substantielle de la luminosité dans la plupart des cas. Cet état de perte de masse accrue peut durer plusieurs années.

 

Les capacités actuelles accrues de détection des SN avec les programmes de surveillance systématique du ciel révèlent un nombre croissant d'éruptions géantes non majeures, apparemment dues à des étoiles très massives et évoluées. Bon nombre de ces éruptions géantes ressemblent spectroscopiquement aux supernovae de type IIn et reçoivent donc une désignation SN mais sont ensuite reconnues comme sublumineuses et/ou leurs courbes spectrales et lumineuses ne se développent pas comme de vraies supernovae. Par conséquent, elles sont souvent qualifiés de « supernovae imposteuses ». Il s'agit d'un groupe d'objets avec une gamme de luminosités et de précurseurs variée. Quelques imposteurs semblent être des variables LBV / S Dor normales à l'état de lumière éruptive ou maximale, tandis que la plupart sont des éruptions géantes pouvant ressembler à ηCar. Bien sûr, le véritable « test » d’un imposteur est de voir s’il survit à son éruption géante.

 

Trois exemples historiques sont ηCar, donc, PCyg et SN1954J, qui ont en l’occurrence toutes survécues à leur  éruption géante...

Mais si NGC 2024 est connue des astrophysiciens,

SN 1954j résolue par Hubble

SN 1954j

SN1954j, le premier de ces deux imposteurs, est aussi connue sous le nom de Variable 12 (aka V12). L'étoile - qui a survécu à l'explosion - a un peu changé de couleur pendant les 8 dernières années. Après avoir atteint une magnitude absolue de -8, elle s’est entourée d'une nébuleuse poussiéreuse apparemment similaire à celle de η Carinae. L'imagerie HST l’a résolue en quatre étoiles, dont l'une est très brillante en Hα. Le télescope Keck-II a permis d'obtenir un spectre à échellette montrant un profil d'émission Hα à ailes larges similaire à celui de η Car et il semble que cet objet brillant en Hα, l'étoile 4, soit très probablement le survivant. V12 a augmenté sa luminosité apparente d'au moins cinq magnitudes au cours de son éruption. Sa courbe de lumière pré-éruption est remarquable par des variations rapides de sa magnitude dans les années 1950-1954, de l'ordre d'une demi-magnitude ou plus en quelques jours seulement. Ces fluctuations erratiques sont probablement dues à une instabilité de surface à court terme, distincte des éruptions à long terme de type LBV / S Dor. ηCar a également présenté ces oscillations rapides avant sa "grande éruption" en 1843.

SN2002kg (V37)

SN2002kg est notre second imposteur, qui n'est ni une supernova ni une éruption géante comme SN1954J mais une variable LBV / S Dor. Découverte le 22 octobre 2003 dans l'un des bras spiraux de la galaxie, elle était en fait visible un an auparavant sur des images prises le 26 octobre 2002 avec le télescope automatique Katzman. Initialement classée dans la catégorie des supernova de type IIn en raison de ses lignes d’émission d’hydrogène étroites. SN2002kg a ensuite été identifié comme une variable bleue irrégulière (V37) et s’avère être une variable LBV / S Dor en éruption.

SN2004dj 

Enfin, SN2004dj était une supernova de type IIP (Type II, pour « qui contient de l’hydrogène », P pour « plateau », lorsque la courbe de lumière montre un plateau marqué, ou une phase de décroissance lente). Elle a été découverte le 31 juillet 2004 par Koichi Itagaki, un astronome japonais. Au moment de sa découverte, la luminosité de la supernova atteignait une magnitude apparente de 11,2 et une luminosité équivalente à 200 millions de fois celle du Soleil. Cependant, elle fut découverte après qu'elle eut atteint le maximum de sa luminosité. L'étoile à l'origine de cette supernova se trouve dans un amas d'étoiles jeune et compact situé dans NGC 2403. Cette supernova a été la plus lumineuse depuis SN 1987A. SN 2004dj est l'une des SN les plus proche et les plus brillantes ayant explosé récemment et elle a été particulièrement suivie, puisqu'une publication de 2018 rapporte des observations radio couvrant une large plage de fréquences et de temps, étendues de 0,24 à 43 GHz et d’environ 1 jour à 12 ans après sa découverte. Les auteurs estiment d'ailleurs dans l’article que le taux de perte en masse de l'étoile progénitrice à   ~ 1 × 10(−6)  masse solaire par an avec des vents ayant une vitesse de 10 km/s.

SN hubble.jpg

Sources :

 

A Tale of Two Impostors: SN2002kg and SN1954J in NGC 2403. R. M. Humphreys, K. Davidson, S. D. Van Dyk & M. S. Gordon. The Astrophysical Journal, 848:86 (13pp), 2017 October 20.

 

Long-term Behavior of a Type IIP Supernova SN 2004dj in the Radio Bands. A. J. Nayana, C. Poonam & K.R. Alak. The Astrophysical Journal, Volume 863, Number 2

 

Supernova 1954J (Variable 12) in NGC 2403 Unmasked. S. D. Van Dyk, A. V. Filippenko, R. Chornock, W. Li & Challis. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 117:553–562, 2005 June

SN 2002kg – the brightening of LBV V37 in NGC 2403. Weis K. & Bomans J. Astronomy & Astrophysics manuscript no. Gi241.

 

Internal Variations in Empirical Oxygen Abundances for Giant H II  Regions in the Galaxy NGC 2403. Y-W. Mao, L. Lin a X Kong. The Astrophysical Journal, Volume 853, Number 2.

 

A low HI column density filament in NGC 2403: signature of interaction or accretion. W.J.G. De Blok , K. M. Keating, D.J. Pisano, F. Fraternali, F. Walter, T. Oosterloo, E. Brinks, F. Bigiel & A. Leroy. Astronomy and Astrophysics, volume 569A, 68-68 (2014/9-1)

Page initialement rédigée le 09/02/2019