NGC 2366

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NGC 2366
Image illustrative de l’article NGC 2366
La galaxie irrégulière barrée NGC 2366.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Girafe
Ascension droite (α) 07h 28m 54,6s[1]
Déclinaison (δ) 69° 12′ 57″ [1]
Magnitude apparente (V) 11,1[2]
11,5 dans la Bande B[2]
Brillance de surface 14,56 mag/am2[2]
Dimensions apparentes (V) 8,1′ × 3,0′[2]
Décalage vers le rouge 0,000344 ± 0,000003[1]
Angle de position 25°[2]

Localisation dans la constellation : Girafe

(Voir situation dans la constellation : Girafe)
Astrométrie
Vitesse radiale 103 ± 1 km/s [1]
Distance 3,190 ± 0,907 Mpc (∼10,4 millions d'al)[3]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie irrégulière barrée
Type de galaxie IB(s)m[1] IBm[2],[4]
Dimensions environ 8,35 kpc (∼27 200 al)[1],[a]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[4]
Date [4]
Désignation(s) PGC 21102
UGC 3851
MCG 12-7-40
KCPG 133B
DDO 42
CGCG 330-38
MK 71
IRAS 07233+6917[2]
Liste des objets célestes
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NGC 2366 est une galaxie naine irrégulière barrée de type magellanique. Elle est située dans la constellation de la Girafe. NGC 2366 a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1788. En fait, la nébuleuse observée par Herschel est la région brillante de formation d'étoiles située près de l'extrémité australe de NGC 2366. Plusieurs identifient à tort cette région comme étant NGC 2363[4], par exemple dans le texte[5] écrit sur le site du télescope spatial Hubble qui accompagne la photographie de NGC 2366 ou encore dans celui[6] de la photographie la région HII de formation d'étoiles dont le nom est Mrk 71[7].

NGC 2366 est une galaxie dont le noyau brille dans le domaine de l'ultraviolet. Elle est inscrite dans le catalogue de Markarian sous la cote Mrk 71 (MK 71)[2].

Avec une brillance de surface égale à 14,56 mag/am2, on peut qualifier NGC 2366 de galaxie à faible brillance de surface (LSB en anglais pour low surface brightness). Les galaxies LSB sont des galaxies diffuses (D) avec une brillance de surface inférieure de moins d'une magnitude à celle du ciel nocturne ambiant.

L'amas ouvert Mrk 71[modifier | modifier le code]

La région Mrk 71 à l'intérieur de NGC 2366. Cette formation n'est pas NGC 2363. L'étoile la plus brillante sur cette image est d'un type très rare.

NGC / Mrk71 abrite de nombreuses étoiles bleues, jeunes et gigantesques , qui, dans les régions riches en gaz riches en étoiles, émettent un rayonnement ultraviolet qui excite l'hydrogène et le fait briller. À une distance d'environ 10 millions d'années-lumière, il est assez proche pour que les astronomes puissent discerner ses étoiles individuelles[5]. L'étoile la plus brillante sur l'image de Mrk 71 prise par le télescope spatial Hubble est d'un type très rare. Il s'agit d'une étoile hypergéante variable lumineuse bleue. Cette étoile très massive, d'environ 30 à 60 est très instable et elle connait des phases éruptives importantes[6].

Au sein de Mrk 71, il existe deux grappes d'étoiles massives : Mrk 71 nœud A et Mrk 71 nœud B.

Le nœud A[modifier | modifier le code]

La masse du nœud A est d'environ 1,3 à 1,4 × 105 [8]. Une étude du nœud lui confère un très jeune âge, moins de un million d'années[9]. On trouve dans le nœud A des étoiles hypergéantes de type O dont la masse pourrait être comprise entre 150 et 300 . La longévité de ce type d'étoile ne dépasse pas 3 millions d'années et on croit qu'elles sont à l'origine de mesures indiquant des températures stellaires extrêmes[10].

Le nœud B[modifier | modifier le code]

La masse du nœud B est inférieure à 1,5 × 105 . Les observations réalisées dans le domaine de l'ultraviolet montrent que ce nœud renferme environ 800 étoiles de type B et 40 de type O[9]. Le nœud pourrait aussi contenir jusqu'à 8 étoiles Wolf-Rayet, ce qui confère à cette région un âge compris entre 3 et 5 millions d'années[8],[11]. On a aussi observé une superbulle dans ce nœud dont les caractéristiques sont cohérentes avec la présence d'un superamas stellaire[8].

Distance de NGC 2366[modifier | modifier le code]

La distance calculée en utilisant le décalage vers rouge pour cette galaxie donne un résultat faux, parce que la loi de Hubble-Lemaître ne peut s'appliquer qu'à des galaxies lointaines. Mais, 29 mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 3,190 ± 0,907 Mpc (∼10,4 millions d'al)[3].

Groupe de M81[modifier | modifier le code]

NGC 2366 fait partie du groupe de M81[12]. Ce groupe compte près d'une quarantaine de galaxies connues dont les plus importantes sont M81 (NGC 3031), M82 (NGC 3034), NGC 2403, NGC 2976, NGC 4236 et IC 2574. Les distances de ces galaxies ne peuvent être calculées en utilisant le décalage vers le rouge, car elles sont trop rapprochées de la Voie lactée.

Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. ↑ Diamètre dans la bande POSS1 103a-O.

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e et f (en) « Results for object NGC 2366 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e f g et h « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 2300 à 2399 », sur astrovalleyfield.ca (consulté le )
  3. ↑ a et b « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  4. ↑ a b c et d (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 2366 » (consulté le ).
  5. ↑ a et b (en) « Hubble observes a dwarf galaxy with a bright nebula » (consulté le )
  6. ↑ a et b (en) « Star-Forming Region in Galaxy NGC 2366 » (consulté le )
  7. ↑ (en) « NGC 2366 -- Galaxy, sur Simbad » (consulté le )
  8. ↑ a b et c Genoveva Micheva, M.S. Oey, Anne E. Jaskot et Bethan James, « Mrk 71/NGC 2366: The Nearest Green Pea Analog », The Astrophysical Journal, vol. 845 #2,‎ (DOI 10.3847/1538-4357/aa830b, lire en ligne)
  9. ↑ a et b Laurent Drissen, Jean-René Roy, Carmelle Robert, Daniel Devost et René Doyon, « The Star Formation History of the Starburst Region NGC 2363 and its Surroundings », The Astrophysical Journal, vol. 119,‎ , p. 688-704 (DOI 10.1086/301204., lire en ligne)
  10. ↑ Bethan L. James, Matthew Auger, Alessandra Aloisi, Daniela Calzetti et Lisa Kewley, « RESOLVING IONIZATION AND METALLICITY ON PARSEC SCALES ACROSS MRK 71 WITH HST-WFC3 », The Astrophysical Journal, vol. 816 #1,‎ (DOI doi:10.3847/0004-637X/816/1/40, lire en ligne)
  11. ↑ Kimberly R Sokal, Kelsey E. Johnson, Rémy Indebetouw et Philip Massey, « THE PREVALENCE AND IMPACT OF WOLF–RAYET STARS IN EMERGING MASSIVE STAR CLUSTERS », The Astrophysical Journal, vol. 826 #2,‎ (DOI 10.3847/0004-637X/826/2/194, Bibcode 2016ApJ...826..194S, lire en ligne)
  12. ↑ (en) I. D. Karachentsev, « The Local Group and Other Neighboring Galaxy Groups », The Astronomical Journal, vol. 129, no 1,‎ , p. 178-188 (lire en ligne) DOI 10.1086/426368

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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