NGC 2768

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NGC 2768
Image illustrative de l’article NGC 2768
La galaxie elliptique NGC 2768.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Grande Ourse
Ascension droite (α) 09h 11m 37,5s[1]
Déclinaison (δ) 60° 02′ 14″
Magnitude apparente (V) 9,9 [2]
10,8 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,11 mag/am2 [3]
Dimensions apparentes (V) 6,4′ × 3,0′ [2]
Décalage vers le rouge 0,004513 ± 0,000017[1]
Angle de position 95°[2]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Astrométrie
Vitesse radiale 1 353 ± 5 km/s [4]
Distance 18,9 ± 1,4 Mpc (∼61,6 millions d'al) [5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie elliptique
Type de galaxie E6[1],[6],[2]
Dimensions 115 000 a.l.[7]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel [6]
Date 19 mars 1790[6]
Désignation(s) PGC 25915
UGC 4824
MCG 10-13-65
CGCG 288-26 [2]
Liste des galaxies elliptiques
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NGC 2768 est une galaxie elliptique située dans la constellation de la Grande Ourse à environ 62 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1790[6].

NGC 2768 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SA0- dans son atlas des galaxies[8],[9].

NGC 2768 est une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés. De plus c'est une galaxie active de type Seyfert[1].

De nombreuses mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 20,461 ± 4,531 Mpc (∼66,7 millions d'al)[10], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage[5].

NGC 2768 par le télescope spatial Hubble.

Matière noire

La vitesse des amas globulaires dans le halo de NGC 2768 indique une fraction de son contenu en matière noire de (77 ± 7)% de sa masse à l'intérieur de cinq rayons effectifs[11].

Supernova

La supernova SN 2000ds a été découverte le 10 octobre dans NGC 2768 par l'astronome amateur américain Tim Puckett (en) et G. Dowdle à l' observatoire Puckett (en). Cette supernova était de type Ib[12].

Bandes de poussière et supernova au mauvais endroit

Deux galaxies elliptiques présentant des lignes de poussière et une supernova loin d'elle.

Deux images du télescope spatial Hubble montrent des galaxies elliptiques avec des bandes de poussières sombres qui sont la signature d'une fusion galactique récente. Le «X» sur chaque image indique l'emplacement d'une supernova associée à ces galaxies. Mais voilà, ces deux supernovas ne se sont pas produites dans ces galaxies. SN 2000ds est à au moins 12 000 années-lumière de NGC 2768 et SN 2005cz à 7 000 années-lumière de NGC 4589. Ces deux supernovas font partie d'un relevé de 13 supernovas qui ont explosé en dehors de leur galaxie[13]. De plus, selon les données obtenues de ces supernovas, elles proviennent d'étoiles jeunes qui ont explosé trop tôt selon les modèles théoriques[14].

Ryan Foley a envisagé un scénario pouvant expliquer ce double mystère, soit l'explosion d'étoiles trop jeunes en dehors de leur galaxie[15]. Il a d'abord étudié les données des observatoires Lick et K. M. Keck ainsi que celles du télescope Subaru pour déterminer à quelle vitesse les 13 étoiles se déplaçaient[15]. Il a découvert que ces étoiles filaient à peu près à la même vitesse que les étoiles de la Voie lactée éjectées par le trou noir supermassif qui se trouve en son centre, soit à plus de 7 millions de kilomètre à l'heure. Se rendant compte que ces étoiles faisaient partie de galaxies elliptiques qui fusionnaient ou qui avaient fusionné récemment, Foley a proposé un scénario en six étapes[14].

  • Une paire de trous noirs s'approchent l'un de l'autre lors de la fusion de deux galaxies entraînant avec eux jusqu'à un million d'étoiles.
  • Une paire d'étoiles s'aventurent trop près des trous noirs.
  • La gravité commune des trous noirs catapulte la paire d'étoile hors de la galaxie.
  • Après l'explusion, l'énergie potentielle gravitationnelle des étoiles de la paire diminue et elles se rapprochent l'une de l'autre.
  • Les étoiles sont suffisamment près et l'une d'elles est déchiquetée par la force de marée.
  • La matière de cette étoile se déverse sur l'autre et une supernova se produit.

Groupe de NGC 2768

NGC 2768 est la plus grosse et la plus brillante d'un groupe de galaxies qui porte son nom. Les autres galaxies du groupe de NGC 2768 sont NGC 2654, NGC 2726, NGC 2742 et UGC 4549[16]. Trois de ces galaxies (NGC 2654, NGC 2742 et NGC 2768) sont également indiquées comme faisant partie de ce groupe par Richard Powel[17].

Notes et références

  1. ↑ a b c et d (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 2768 (consulté le )
  2. ↑ a b c d e et f « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 2700 à 2799 »
  3. ↑ La brillance de surface (S) se calcule à partir de la magnitude apparente (m) et de la surface de la galaxie selon l'équation
  4. ↑ On obtient la vitesse radiale d'une objet céleste à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage Doppler (redshift ou bleushift) et c la vitesse de la lumière. L'incertitude relative de la vitesse Δv/v est égale à celle de z étant donné la grande précision de c.
  5. ↑ a et b On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble-Lemaître : v = Hod, où Ho est la constante de Hubble (70±5 (km/s)/Mpc). L'incertitude relative Δd/d sur la distance est égale à la somme des incertitudes relatives de la vitesse et de Ho.
  6. ↑ a b c et d (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le )
  7. ↑ On obtient le diamètre d'une galaxie par le produit de la distance qui nous en sépare et de l'angle, exprimé en radian, de sa plus grande dimension.
  8. ↑ Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 2768
  9. ↑ (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 2768 » (consulté le )
  10. ↑ « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  11. ↑ Adebusola B. Alabi, Duncan A. Forbes, Aaron J. Romanowsky et et al., « The SLUGGS survey: the mass distribution in early-type galaxies within five effective radii and beyond », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 460#4,‎ , p. 3838-3860 (DOI 10.1093/mnras/stw1213, Bibcode 2016MNRAS.460.3838A, lire en ligne)
  12. ↑ (en) « Bright Supernovae - 2000 » (consulté le )
  13. ↑ (en) « Host galaxies of calcium-rich supernovae » (consulté le )
  14. ↑ a et b (en) « NASA’s Hubble Finds Supernovae in ‘Wrong Place at Wrong Time’ » (consulté le )
  15. ↑ a et b Ryan J. Foley, « Kinematics and host-galaxy properties suggest a nuclear origin for calcium-rich supernova progenitors », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 452, no 3,‎ , p. 2463-2478 (DOI 10.1093/mnras/stv789, lire en ligne [html])
  16. ↑ A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1,‎ , p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)
  17. ↑ « Une liste des groupes de galaxies proches » (consulté le )

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

    •  NGC 2760  •  NGC 2761  •  NGC 2762  •  NGC 2763  •  NGC 2764  •  NGC 2765  •  NGC 2766  •  NGC 2767  •  NGC 2768  •  NGC 2769  •  NGC 2770  •  NGC 2771  •  NGC 2772  •  NGC 2773  •  NGC 2774  •  NGC 2775  •  NGC 2776      
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