NGC 2903 NGC 2905

Galaxie a sursautS d'etoileS avec barre "molle"

NGC 2903 NGC 2905 Jean-Brice GAYET
NGC 2903 NGC 2905 Jean-Brice GAYET

- NGC 2903 et NGC 2905, acquisitions entre le 1 et le 13 janvier 2019. Nerpio. C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. 84L 15B 17R soit 4H50 de pose au total.

NGC 2903 NGC 2905 Jean-Brice GAYET annotée
NGC 2903 NGC 2905 Jean-Brice GAYET annotée

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NGC 2903, NGC 2905 et PGC 27115 (= UGC 5086)
NGC 2903, NGC 2905 et PGC 27115 (= UGC 5086)

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RÔLE des BARREs dans LA formation d'étoiles des galaxies spirales 

Problématique de la masse manquante et DES compagnons manquants

NGC 2903 et PGC 27115 (= UGC 5086) Jean-

NGC 2903

NGC 2903 (= PGC 27077 = CG 1861) est une galaxie spirale de magnitude 9,0 de la Constellation du Lion, découverte le 16 novembre 1784 par William Herschel.

Per Dreyer la décrit comme "considérablement brillante, très grande, étendue, progressivement beaucoup plus lumineuse au centre, marbrée mais non résolue. Sud-ouest de 2’’ ».

Elle contient NGC 2905, qui est une région de formation d’étoiles près du bord nord-est de NGC 2903. Per Dreyer décrit NGC 2905 (= CG 1863 = JH 604.2 comme "très pâle, considérablement grande, ronde, assez soudainement brillante au milieu, tachetée mais non résolue. Nord-est de 2’’ ».

De type type SAB (rs) bc, elle présente une barre symétrique forte (quoique, cf. infra) et est considérée comme typique de cette classe de galaxies.

 

En se fondant sur une vitesse de récession de 550 km/s, NGC 2903 se trouve à environ 25 millions d'années-lumière, ce qui est en accord avec les estimations de distances indépendantes du redshift de 20 à 40 millions d'années-lumière. Compte tenu de sa taille apparente de 11,8 x 4,5 arcmin, elle ferait environ 85 000 années-lumière de large.

NGC_2903_Jean-Brice_GAYET_annotée.jpg

NGC 2905

NGC 2903 est une galaxie à sursaut de formation d’étoiles.

 

Ces galaxies (Starbust galaxies) sont de puissantes sources d'émission de rayons X en raison de leur activité accrue de formation d'étoiles. Ces galaxies sont communes dans l’Univers, à toutes les échelles de distance.

Partageant possiblement le même processus d'émission de rayons X, il semble donc intéressant de les étudier dans l’Univers local.  NGC 2903 étant à la fois de grande taille et proche (8,9 Mpc), elle est donc référencée dans plus de 900 publications, avec des études dans toutes les longueurs d’onde, incluant notamment les rayonnements optique, radio et infrarouge (sa luminosité infrarouge est estimée à ∼ 9,1 × 10^9 Lʘ entre 8–1000 μm !).

Les études en proche infra-rouge ont notamment confirmé qu’une quantité considérable d’étoiles se formaient au sein de points chauds (hot spots) de la région du noyau.

Etude de NGC 2903 dans différentes longueurs d'onde, qui montre de façon particulièrement nette à 24µm la barre centrale.

(Poping et al. 2010)

L’étude de l’émission du rayonnement X dans les galaxies barrées présente un intérêt particulier car elles représentent une classe de spirales qui semblent fréquemment traverser des périodes de sursauts de formation d’étoiles, entraînant l’apparition de noyaux de formations d’étoiles répartis le long de leurs barres et dans leurs régions circumnucléaires, les barres étant souvent invoquées comme un élément de « carburant » dans la formation d’étoiles nucléaires et circumnucléaires.

La présence d'une barre est connue pour être un mécanisme efficace de redistribution de la quantité de mouvement angulaire et de la matière  jusqu'à de grandes distances dans les galaxies.

Et donc, en raison de cette capacité, les barres sont considérées comme jouant un rôle important dans l'évolution des galaxies à disques, avec notamment la diffusion du gaz à travers la barre vers la partie centrale de la galaxie provoquée par la perte de moment angulaire, due au couple de gravité de la barre.

 

Dans l'Univers local, ∼60% des galaxies spirales contiennent une barre.

On peut considérer ces barres comme des ondes de densité qui se développent spontanément dans un disque galactique soumis à sa propre gravitation, où toute la matière (gaz interstellaire et étoiles) participe à cette instabilité gravitationnelle.

Un disque est d’autant plus instable qu’il est "froid", c’est-à-dire que sa dispersion de vitesses (ou mouvements désordonnés) est faible, et sa vitesse de rotation (mouvement ordonné) est forte.

La barre est une perturbation qui brise la symétrie axiale du disque galactique, et par là crée des forces gravitationnelles tangentielles. Ces forces résultent en couples de torsion sur les bras spiraux de la galaxie, et aident à transférer le moment cinétique du gaz interstellaire vers l’extérieur, ce qui permet à une grande masse de gaz de « tomber » vers le centre.

 

L’action de la barre est donc de provoquer des flambées de formation d’étoiles dans le centre des galaxies lorsque ceux-ci sont alimentés en gaz.

 

De nombreux travaux ont montré ces dernières années comment l’accumulation de masse vers le centre "détruisait" progressivement la barre. En effet, la concentration de masse et la formation d’un bulbe stabilisent le disque, qui est alors moins soumis à sa propre gravitation.

Les barres seraient donc l’agent de leur propre destruction, puisque c’est sous leur action qu’a lieu la concentration de masse.

Un autre point d'intérêt des Starbust Galaxies concerne leurs spectres complexes : les différents phénomènes énergétiques détectés dans les galaxies à sursaut de formation d’étoiles se traduisent par un rayonnement gamma de haute énergie à caractéristiques spectrales X complexes.

Aux basses énergies (≤2 keV), le spectre est dominé par la contribution d'un plasma diffus (à basse température, kT ≤ 1 keV) qui provient principalement du réchauffement par choc provoqué par l'interaction du vent chaud de basse densité avec le milieu interstellaire ambiant de haute densité et, dans une moindre mesure, du vent galactique.

 

À des énergies plus élevées (2–10 keV), le spectre semble être dominé par l’émission à partir de sources binaires de rayons X (XRB), dont les sources primaires sont principalement des étoiles à neutrons.

Dans le cas de NGC 2903, l’étude du rayonnement X montre une galaxie avec une émission étendue dans la bande des rayons X mous (0,1–2,4 keV) associée à une activité de formation stellaire accrue dans la région nucléaire et dans le disque, disque où la contribution est plus significative.Il est connu six radiosources en son sein, décelables dans la plage de 0,3 à 10,0 keV et situées à D25 du disque optique, ce qui est compatible avec la présence de gaz ionisé par collision, typique des galaxies à sursaut de formation d’étoiles.

Observations en rayonnement X profond avec le télescope spatial XMM-Newton des points chauds (hot spots) de NGC 2903

(Pérez-Ramírez et al 2010)

Une étude de la répartition de HI au radio-télescope d’Arecibo à la recherche de compagnons opaques dans le domaine optique (cad exploration de la masse manquante de NGC 2903, en cherchant d'éventuels « compagnons satellites manquants» ) a mis en évidence une enveloppe HI autour de NGC 2903 beaucoup plus importante que ce qui avait observé auparavant, s'étendant à au moins 3 fois le diamètre de la galaxie « optique », ainsi qu'un unique compagnon HI, N2903-HI-1, qui présente une contrepartie optique réduite. Ce compagnon optique est probablement une galaxie naine avec une masse stellaire approximativement égale à sa masse HI, le HI étant contenu dans une enveloppe environ 8 fois plus grande que sa contrepartie optique. L’estimation de sa masse dynamique est de 3 × 10^8 M⊙.

Avec la galaxie sphéroïdale naine UGC 5086, ce compagnon porte à deux le nombre de galaxies compagnes connues pour NGC 2903, UGC 5086 ayant une masse totale probablement comparable à N2903-HI-1.  

 

Or les scénarios ΛCDM (plus précisément le modèle Voie Lactée) prévoient 15 compagnons pour une galaxie de type Voie Lactée avec des masses supérieures à 3 × 10^8 M⊙. Or, compte tenu de la sensibilité de détection HI d’Arecibo, les auteurs de l’étude notent que si les compagnons de NGC 2903 contenaient seulement 1% de HI par rapport à leurs masses totales, ils auraient dû en détecter 230. Et donc, si ces « compagnons » existent comme prévu dans les modèles, soit ils ne contiennent pas de HI appréciable, soit il s’agit d’amas sombres sans étoiles ou de galaxies naines sphéroïdes à dominante de matière noire à très faible luminosité.

La modélisation des champs de vitesse non circulaires de HI et de Hα au sein de NGC 2903 (à travers  les mesures de la cinématique de la teneur en gaz neutre et en gaz ionisé, la manière dont celles-ci sont liées à la formation d'étoiles dans la galaxie ainsi que de la vitesse de rotation, l'inclinaison et l'angle de position du HI) révèle un champ de vitesse typique d'une galaxie à disque à la fois en HI et en Hα avec des mouvements non circulaires allant jusqu'à 10 km/s en HI et jusqu'à 25 km/s en Hα, et des accélérations pouvant aller jusqu’à 50 km/s liées aux mouvements de diffusion intra-barre.


Toutefois, les observations montrent plusieurs anomalies :

 

  •   Il existe un décalage de 3 arcsec (∼ 125 pc) entre les pics d'intensité Hα et les profils de vitesse non circulaires. Ces pics marquent l'augmentation des mouvements non circulaires vers les régions HII extérieure.

  •   Le champ de vitesse HI révèle une nette asymétrie entre la partie de la galaxie qui se rapproche et celle qui s’éloigne ; la courbe de rotation est asymétrique, un déphasage systématique étant présent entre les deux parties de la galaxie dans l’angle de position en fonction du rayon, ainsi qu’une différence d’amplitude dans la région interne. Les courbes de vélocité HI non circulaires démontrent également une différence d'angle de position entre le bord fuyant et le bord en approche.

  •  Enfin, bien que souvent décrite comme « forte », la barre de NGC 2903 n’en présente pas les caractéristiques typiques, avec des bandes de poussière larges et interrompues, et une absence de gradients forts et de chocs.  Ces résultats suggèrent que, bien que la barre de NGC 2903 soit classée comme « forte » en utilisant l’imagerie à large bande, l’imagerie dynamique indique une barre « plus faible » (Ces résultats évoquant d’ailleurs que les mesures à large bande semblent incomplètes pour déterminer la résistance d'une barre, ou du moins ne sont pas suffisantes pour prédire le comportement dynamique du gaz dans son environnement).

NHC 2903 HI.jpg

(Poping et al. 2010)

Ces anomalies suggèrent que NGC 2903 a probablement rencontré un petit compagnon qui a modifié sa dynamique, expliquant à la fois les atypies dans la barre et les atypies dans la dynamique de la formation d'étoiles au sein de la barre de NGC 2903 (plutôt que par une simple évolution séculaire).

Sources :

 

XMM-Newton observations of the hot spot galaxy NGC 2903. D. Pérez-Ramírez, M. D. Caballero-García, J. Ebrero and S. Leon. A&A 522, A53 (2010)

 

ΛCDM satellites and H I companions — the arecibo alfa survey of ngc 2903. W. Van Driel, M. E. Putman, E. Momjian, E. Brinks , W. J. G de Blok,B.S. Koribalski, J. Davies,B. Catinella, S.M. Linder, G. Hoffman, M.P. Haynes, R. Giovanelli, J.A. Irwin, K. Spekkens. The Astrophysical Journal, Volume 692, Issue 2, pp. 1447-1463 (2009)

 

A comprehensive study of the star-formation along the strong NGC 2903 bar. A study from the far-ultraviolet to the radio. G. Popping. 2010

Page initialement rédigée le 23/01/2019