Paire NGC 936 et NGC 941 et leur deux quasars

NGC 936 NGC 941 Jean-Brice GAYET

NGC 936, 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. 68L 14B 11R soit quasiment 4H de pose au total.

 

Astrométrie par PI :

Résolution de « 0.387 arcsec/px » après drizzle en scale 2, soit 0.774 arcsex/pix en acquisition

Field of view : 24' 17.7" x 25' 25.9"

Image center RA : 09 32 10.004 Dec : +21 29 54.97

 

Clairement j'ai fait le boulet : je n'ai pas checké les galaxies voisines au moment de programmer ma session d'observation. Résultat, je n'ai pas l'intégralité de NGC 941 ni la jolie petite PGC en  bas de l'image...

NGC 936 NGC 941 Jean-Brice GAYET
NGC 936 NGC 941 Jean-Brice GAYET

NGC 936 (= GC 544 = JH 223 = WH IV 23) est une galaxie lenticulaire de magnitude 10.2 de la Baleine, découverte le 6 janvier 1785 par William Herschel. Per Dreyer la décrit comme "très brillante, très grande, arrondie, nettement plus brillante au milieu et au noyau". Elle forme une paire avec NGC 941.  Galaxie classée SB0 C sur Simbad, elle est considérée comme le type de SB(rs)0+ dans l’atlas de Vaucouleurs. Des mesures non fondées sur le redshift donnent une distance de 20,750 ± 6,054 Mpc (∼67,7 millions d'a.l.), ce qui est compris dans les distances calculées en employant la valeur du décalage

 

NGC 936 fait partie du groupe de galaxies homonyme, comprenant les galaxies NGC 955, UGC 1839, UGC 1862, UGC 1981, MCG -1-7-20, UGC 1945 et NGC 941.

Ci contre : image en LRVB obtenue à l’aide de l’instrument FORS au télescope de 8,2 mètres. ESO, Cerro Paranal.

 

Le champ de vision est d'environ 7 minutes d'arc.

 

Cette galaxie n'abrite que de vieilles étoiles et ne montre aucun signe de formation récente d'étoiles. Les barres telles que celle observée dans NGC 936 sont des caractéristiques communes au sein des galaxies (30%), cependant il faut bien reconnaître que celle-ci est assez unique en son genre. Surnommée « Darth Vader’s galaxy » par les anglo-saxon, perso je l’aurai plutôt appelée la « galaxie du TIE » (Twin Ion Engine, pour les ignares ^^), et comme le fait remarquer avec humour l’ESO, bien qu’elle soit un symbole parfait du côté obscur de la Force, il est encore incertain de savoir si cette galaxie est dominée, comme la plupart des autres, par une grande quantité de matière noire.

En effet, la présence de zones étendues ne présentant aucune diminution de vitesse avec le rayon dans les courbes de rotation du gaz au-delà du rayon optique dans les galaxies en S est l'un des problèmes les plus importants de la physique des galaxies et l’un des piliers de l'hypothèse de l'existence de la matière noire, dont la masse peut dépasser sensiblement celle de la matière visible dans les disques galactiques (aussi référencée sous l'acronyme Md). Mais dans le cas de NGC 936, on sent bien que  la situation est plus complexe ; la barre asymétrique qui se forme dans le disque entraîne une interaction gravitationnelle avec la matière du halo (avec transfert du moment angulaire du disque vers le sous-système sphéroïdal, composé du halo et du bulbe), ce qui fait dire aux astrophysiciens que la masse du halo (Mh) à l’intérieur du rayon optique doit être comparable voire même supérieure à la masse Md (ce qui est suggéré par la stabilisation efficace du mode global "en barre" par le sous-système sphéroïdal massif (1)).

 

Pour le plus péchus, la vitesse du diagramme de la barre Ωp a été estimée à 60 ± 14 km/s/kpc (en supposant une distance de 16,6 Mpc). Cette mesure place le rayon de co-rotation juste au-delà de l'extrémité de la barre, en accord avec les calculs théoriques.

La courbe de vitesse stellaire de NGC 936 est bien connue, mais la vitesse de rotation du gaz n’est connue qu’à proximité de r ≃ 8 kpc. La différence entre Vgaz et V∗ est petite avec V∗/Vgaz = 320/360 = 0,89, ce qui fournirait une preuve supplémentaire d’un halo relativement massif, les modèles dynamiques sans halo donnant V∗/Vgaz ≃ 0,7.

 Champ de vitesse moyenne non projeté dans le plan équatorial

Champ de vitesse schématique de NGC 936. Les lignes correspondent aux cinq positions de la fente lors de l’étude de 1983.

 

Les symboles ꙩ et ꚛ indiquent respectivement quelle portion du disque s’approche ou s’éloigne de nous.

La ligne en pointillés estime la position de l’axe secondaire cinématique (c’est-à-dire vitesse nulle par rapport à la vitesse systémique)

Pour la culture générale, le « mode global de formation de barre » représente la modélisation de l'instabilité des disques stellaires simples à support rotatif. Dans le régime linéaire, l’instabilité prend la forme d’une spirale ouverte à deux bras mais, à mesure qu’elle sature, la forme se "raidit" en une barre dans la portion la plus interne du disque tandis que la spirale dans la portion externe du disque s’enroule et se disperse. L'instabilité entraîne un réarrangement considérable du moment cinétique du disque, avec modification du profil de masse (moyenné de manière azimutale), le disque interne devenant plus dense et le la matière s'étendant également vers l'extérieur. La suite de l’évolution des barres est nettement plus velue, et je vous livre ce lien assez top (mais en anglais) pour les plus courageux.

Quasars NGC 936 NGC 941 Jean-Brice GAYET
Les cercles jaunes entourent les quasars de l'image

NGC 936 et sa voisine NGC 941 présentent par ailleurs une association particulière avec des quasars à haut redshift, que je montre par des petits cercles ronds... je descend donc au moins à magnitude 20.8 (possiblement 21+ sur l'un deux qui n'est pas visible en SDSS)

Une publication de 2006 a montré que NGC 936 présentait une paire de quasars à redshift élevé similaire se trouvant sur une même ligne, comme s’ils avaient été « éjectés » en miroir. Cette hypothèse « d’éjection » semble confortée par un continuum radio fort entre NGC 941 et le quasar z = 1,130 proche, évoquant une interaction des quasars éjectés avec le matériau de la galaxie mère.

 

Il a été constaté depuis longtemps qu'il existait des sources de rayons X compactes et des sources radio étendues en dehors des galaxies, la question se posant de savoir comment ces sources y étaient arrivé, et il avait déjà été observé à plusieurs reprises que les quasars avaient tendance à se former par paires équidistantes et alignées, les deux quasars se ressemblant étroitement par le redshift. L’observation de la paire NGC 936 et NGC 941 conforte l’hypothèse « éjectionnelle », avec, dans le cas de NGC 936, deux quasars quasi symétriques, et dans le cas NGC 936 et de NGC 941 des effets de l'éjection pouvent être observés en émission X, semblant être liés à leur structure en spirale. Si l’hypothèse de l'éjection est correcte, l'auteur de l’étude remarque qu’elle offre des possibilités intéressantes pour en savoir plus sur les propriétés des quasars et des bras spiraux qui soit guideraient leur éjection soit (et surtout ?) seraient causés par leur éjection (dans l’étude, ils montrent les interactions de NGC 613 qui présentent plusieurs paires de quasars, et, incidemment, plusieurs bras asymétriques).

Figure de gauche : carte Simbad dans un rayon de 15 km autour du NGC 936. Les quasars de SDSS et du PKS Survey sont étiquetés avec leurs décalages rouges.

Les flèches indiquent la direction des sources radio.

 

Figure de droite : images superposées avec contours en émission X (Einstein IPC

superposés à l’étude POSS I (Palomar Observatory Sky Survey). La barre optique montre une extension ESE en émission X. FIRST montre le noyau radio, non résolu

NGC 941 est une source radio et la figure ci-contre montre qu’il contient un puissant panache de matériel radio qui s’étend vers le bas et entoure le quasar.

Enfin, NGC 936 fut le siège d’une supernova en 2003 vraisemblablement de type Ia mais de spectre particulier, avec un décalage SII vers le rouge d'environ 11 000 km / s (1 semaine environ après la supernova) faible pour cette phase et très semblable au spectre du type sublimineux de SN 1999by 1 jour avant le maximum.

Séquence émotion : Photographie de NGC 936 prise avec le télescope Schmidt de 1,2 m du Mont Palomar

 

Plaque IIIa-J + Wr 2c.

 

Pose de 2 heures.

 

Champ de 6 'de large.

Sources :

 

 

Quasars Associated with NGC 613, NGC 936 and NGC 941. H. Arp. Astrophysics and Space Science (2006) 301:117–126

 

Supernova 2003gs in NGC 936. R. Evans,  H. Yamaoka, T. Dobosz, N. Suntzeff, P. Candia,  M. Stritzinger, K. Krisciunas, J. Espinoza d D. Depoy.  IAU Circ., No. 8171, #1 (2003). Edited by Green, D. W. E. July 2003

 

Do the galaxies NGC 936 and NGC 3198 possess massive spheroidal subsystems ? A. V. Khoperskov. Astronomy Reports, Vol. 45, No. 11, 2001, pp. 861–864. 

 

Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics. A. Mahtessian. Astrophysics, vol. 41 #3,‎ juillet 1998, p. 308-321

 

The pattern speed of the bar in NGC 936. M. R. Merrifield & K. Kuijken. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 274, Issue 3, 1 June 1995, Pages 933–938

 

The velocity dispersion in the disk of the SBO galaxy NGC 936. J. Kormendy. Astrophys. J., 286, 132-143 (1984)

 

The stellar kinematics and dynamics of barred galaxies. I NGC 936. Kormendy, J. Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 275, Dec. 15, 1983, p. 529-548

Page créée le 23/01/2019