NGC 2535 - NGC 2536, un couple en pleine crise de quarantaine

NGC 2535 NGC 2636 Jean-Brice GAYET

NGC 2535 - NGC 2536. Nuit du 03 décembre 2018. Nerpio.

C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME

Logiciels CCD AP MaximDL Pixinsight

6 poses unitaires de 600 secondes en filtre L, 6 en filtre R et 5 en B. G synthé.

Résolution de 0.78"

NGC 2535 (= GC 5409) est une galaxie spirale de magnitude 12,8 de type SA (r) c pec (je vous renvoie à ce lien pour l’explication) située dans la constellation du Cancer à environ 187 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique Édouard Stephan en 1877.

 

Per Dreyer la décrit comme "extrêmement pâle, très petite, ronde".

 

La base de données Simbad indique que NGC 2535 est une radiogalaxie. Sa distance est estimée à 30,329 ± 19,583 Mpc (∼98,9 millions d'années-lumière) ou 57,2 ± 3,9 Mpc (∼187 millions d'a.l.) en se fondant ou non sur le redshift. Compte tenu de sa taille apparente de 2,5 sur 1,2 arcmin, NGC 2535 couvrirait environ 140 000 années-lumière en prenant comme distance 190 millions d’années-lumière.

NGC 2535 NGC 2636 Jean-Brice GAYET

Elle constitue une paire de morphologie particulière avec NGC 2536, ce qui a conduit l’inscription des deux galaxies au catalogue d’Halton Arp sous le numéro Arp 82 (Atlas of Peculiar Galaxies). Leur interaction gravitationnelle a été confirmée par mesure de leurs vitesses de récession, avec des mesures presqu'identiques pour les deux galaxies (4095 km / sec ± 10 km/s pour NGC 2535 et 4085 km/s ± 10 km/s pour pour NGC 2536), mesures réalisées en 1990 par Amram, Marcelin, Boulesteix et le Coarer de l’observatoire de Marseille.

 

Pour cela, ils se sont aidés d’un interféromètre de Pérot-Fabry et du système CIGALE (un instrument de contage de photons à deux dimensions) puis ont posé 3200 (!) points de vélocité sur la galaxie (pour une résolution spatiale de 1″5 et une précision de mesure de vitesse de 19 km/s). Ils ont par ailleurs évalué leurs masses aux alentours de 3.10^10 M⊙ pour la galaxie principale et de 10^9 M⊙ pour NGC 2536 (en prenant comme distance 41 Mpc pour la paire).

Lignes d'isovélocités et Courbe de rotation du noyau de NGC 2535

Cette interaction avec NGC 2536 est presque certainement la cause de ses bras étendus et notamment du très long bras situé au nord-ouest, qui apparait « cassé ». Il est intéressant de remarquer que cette interaction, qui est à la limite du frôlement, se passe quasiment dans le plan des deux galaxies. Ce type d’interaction entraine sur la galaxie prograde (mouvement dans le sens inverse des aiguilles d'une montre d’un objet lors d’une révolution autour de son corps central lorsqu'il est regardé depuis le pôle nord de rotation du corps central, le contraire de rétrograde) la formation de deux longs bras de marée avec un fort contraste bras / inter-bras, le  désalignement entre les axes cinématique et photométrique traduisant la présence d’un disque intrinsèquement ovale et des dispersions généralisées à grande vitesse de l’hydrogène neutre HI (exploitation des observations de Hubble en 2000 centrée sur les couples NGC 2535, IC 2163 et NGC 5394 par un consortium d’astrophysiciens).

 

Dans le cas spécifique de NGC 2535, galaxie « occulaire », les auteurs ont en plus noté l’absence d’émission de HI ou de continuum radio sur le bord de l’ovale (contrairement notamment à IC 2163), ce qui indiquerait une phase d’interaction ‘plus tardive’. Il est aussi observé un transfert de masse de NGC 2535 vers sa petite compagne (s’accompagnant de formations d’étoiles).

Une observation de NGC 2535 à travers plusieurs filtres a permis le recueil de ces différentes images :

Le pont et la contre-queue sont facilement visibles dans les images FUV et NUV. La région de la queue est nettement plus visible en UV qu’en IR, ce qui est attendu, les UV traçant des étoiles plus anciennes.

 

Sur ces clichés, on peut identifier 26 régions brillantes de formations d’étoiles (grumeaux) , surtout visible à 8 µm. Leur étude en bande large donne un âge pour la majorité d’entre eux à moins de 100 millions d’années, certains semblant jeunes de quelques millions d’années seulement.  Les grumeaux dans les bandes de marrée ont tendance à être plus jeunes.

Répartition des 26 grumeaux de la paire NGC 2535 - NGC 2536

Leur masse ont été estimées individuellement par les auteurs pour chacun d’entre eux en incluant les étoiles de 0.1 à  100 M⊙ et donnent des masses entre 10^6 et 10^9 M⊙.

Amas NGC 2535 NGC 2536 Jean-Brice GAYET
Travail de titan, la "pesée" de 26 grumeaux galactiques

Les auteurs ont par ailleurs modélisé dans le temps les interactions entre NGC 2535 et NGC 2636, et il semblerait que les galaxies aient déjà subi deux rencontres rapprochées. Dans ce modèle, NGC 2535 a subi une légère augmentation du taux de formation d'étoiles lors de la première rencontre rapprochée et une augmentation plus forte lors de la seconde interaction, ce qui est conforme aux observations. NGC 2536 conserve elle un faible taux de formation d'étoiles jusqu'au moment de la seconde rencontre rapprochée, moment au cours duquel il semblerait qu’elle ait converti son disque LSB très régulier en une forme irrégulière compacte, que l’on observe à présent, à la suite des effets des marées. Ce modèle prédit que lors de la prochaine fusion dans un proche avenir, le taux de formation d’étoiles augmentera nettement.

 

La cinétique de formation d'étoiles pour ce système, dérivée des observations et des modèles, suggère qu'il s'agit d'un système très inhabituel. La formation initiale de ces deux galaxies semble avoir été peu spectaculaire, tout comme les phénomènes transitoires de formation d'étoiles ultérieurs. Cette formation initiale calme a été suivie d'une longue période, à peine inférieure à l'âge de l'univers, où très peu d'étoiles supplémentaires ont été produites. En ce sens, la formation des deux galaxies s'est « bloquée » jusqu’à ce que des disques normaux de type tardif puissent se former. L’interaction actuelle et la fusion éventuelle ultérieure pourraient conduite à la formation d’une galaxie à disque de type Hubble précoce à intermédiaire (Le terme de galaxies de type « précoce » prête à confusion. Il décrit les galaxies elliptiques et lenticulaires ; elles sont appelées ainsi car on pensait qu'elles se formaient avant les autres or elles se forment par fusion de galaxies spirales ou elliptiques).

 

Enfin, les galaxies de cette paire ayant une masse intermédiaire, leur évolution est en accord avec le concept de Downsizing (réduction de taille), pour lequel les grandes galaxies sont supposées s'être formées à un stade précoce dans des environnements denses, et dans lequel la majeure partie de la formation actuelle d'étoiles se produit dans des galaxies beaucoup plus petites.

 

En résumé, on peut faire notre cette constatation du Spitzer Spatial Telescope :

 

Cette paire de galaxies en interaction connaît peut-être l'équivalent galactique d'une crise de la quarantaine. Pour une raison quelconque, le couple, appelé Arp 82, n’a pas formé ses étoiles très tôt, ce qui est typique de la plupart des galaxies. Au lieu de cela, les deux galaxies ont eu un second souffle plus tard dans la vie - il y a environ 2 milliards d'années - et ont commencé à former de nouvelles étoiles comme si elles étaient redevenues jeunes.

NGC 2535 NGC 2636 annotated Jean-Brice GAYET

Sources :

 

Amram P., Marcelin M., Boulesteix J., Le Coarer E. (1990) The Detailed Velocity Field of the Ionized Gas in the Interacting Pair of Galaxies NGC 2535-36. In: Wielen R. (eds) Dynamics and Interactions of Galaxies. Springer, Berlin, Heidelberg

 

B. G. Elmegreen, M. Kaufman , C. Struck, D. M. Elmegreen, E. Brinks, M. Thomasson, M. Klari´c, Z. Levay, J. English, L. M. Frattare, H. E. Bond, C.A. Christian, F. Hamilton, K. Noll. HST Observations of the Interacting Galaxies NGC 2207 and IC 21631. The Astronomical Journal, Volume 120, Number 2.

 

Large-scale star formation triggering in the low-mass arp 82 system: a nearby example of galaxy downsizing based on uv/optical/mid-ir imaging. M. Hancock, B. J. Smith, C. Struck, M. L. Giroux, P. N. Appleton, V. Charmandaris and W. T. Reach. The Astronomical Journal, 133:676–693, 2007 February

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