Arp 220

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Arp 220
Image illustrative de l’article Arp 220
La galaxie spirale particulière Arp 220 par le télescope spatial Hubble (2008).
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Serpent
Ascension droite (α) 15h 34m 57,255s[1]
Déclinaison (δ) +23° 30′ 11,30″ [1]
Magnitude apparente (V) 13,2[2]
13,9 dans la Bande B[2]
Brillance de surface 14,41 mag/am2[2]
Dimensions apparentes (V) 1,8′ × 1,7′[2]
Décalage vers le rouge +0,018398 ± 0,000018[1]
Angle de position 144°[2]

Localisation dans la constellation : Serpent

(Voir situation dans la constellation : Serpent)
Astrométrie
Vitesse radiale 5 515 ± 5 km/s [1]
Distance 83,13 ± 5,82 Mpc (∼271 millions d'al)[1]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie S?[1] Sd[2] Scd pec[3] Sm[4]
Dimensions environ 52,65 kpc (∼172 000 al)[1],[a]
Découverte
Découvreur(s) Truman Safford[3]
Date [3]
Désignation(s) IC 1127
IC 4553
PGC 55497
UGC 9913
MCG 4-37-5
CGCG 136-1
IRAS 15327+2340
KCPG 470B
Arp 220
VV 540[2]
Liste des galaxies spirales
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Arp 220 (IC 1127, ou encore IC 4553) est une galaxie spirale particulière située dans la constellation du Serpent. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 5 636 ± 10 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 83,1 ± 5,8 Mpc (∼271 millions d'al)[1]. Arp 220 a été découverte par l'astronome américain Truman Safford en . Elle fut également découverte indépendamment par l'astronome français Stéphan Javelle le et par la suite listée comme étant IC 4553 au sein de l'Index Catalogue[3].

Arp 220 présente une large raie HI. De plus, elle est une galaxie active de type Seyfert 2, ainsi qu'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. Elle renferme aussi des régions d'hydrogène ionisé (HII)[1].

Avec une brillance de surface égale à 14,41 mag/am2, on peut qualifier Arp 220 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.

Arp 220 est également une galaxie ultra-lumineuse en infrarouge (ULIRG), la plus proche de nous[5].

Des molécules organiques, la méthanimine H2C=NH et le cyanure d'hydrogène HCN, ont été détectées par le radiotélescope d'Arecibo dans cette galaxie[6],[7].

Fusion galactique[modifier | modifier le code]

Arp 220, telle qu'elle est observée aujourd'hui, résulte de la fusion de deux galaxies spirales dont la collision a débuté il y a environ 700 millions d'années[8]. La galaxie rayonne surtout dans l'infrarouge lointain et est souvent considérée comme l'ULIRG type et a de ce fait été souvent étudiée. L'essentiel de l'énergie qu'elle rayonne serait issue de la formation massive de jeunes étoiles résultant de la fusion des deux galaxies plus petites[9].

Noyaux jumeaux[modifier | modifier le code]

Une des particularités d'Arp 220 est que cette dernière abrite en son centre deux noyaux galactiques distincts dont l'un est actif. Cela signifie que le processus de fusion galactique est toujours en cours, les deux noyaux, correspondant à celui des deux galaxies originelles, n'ayants pas encore fusionnés (depuis notre point de vue). Leur présence au cœur d'Arp 220 est connue depuis 1988, détectés à l'époque dans le domaine des ondes radio[10].

Les noyaux jumeaux d'Arp 220 présentent différentes caractéristiques notables, comme la présence d'un important écoulement de gaz chaud vers leur centre[5],[11], une intense formation stellaire et la présence de nombreux restes de supernovas[12],[13]. Le problème est que ces derniers sont en grande partie masqués par une large bande de poussière, ce qui complique davantage leur étude[14].

Région centrale d'Arp 220 imagée par le télescope spatial Hubble.

Formation stellaire[modifier | modifier le code]

Comme dans de nombreux systèmes de galaxies en interaction ou en fusion, Arp 220 présente les caractéristiques d'une galaxie à sursaut d'étoiles, caractérisée par une intense vague de formation d'étoiles. Une étude publiée en 2023 montre cependant que le taux de formation stellaire dans Arp 220 semble avoir violemment chuté depuis environ 100 millions d'années (hormis au sein des noyaux jumeaux) et ce pour une raison encore mal connue[15].

Les observations du télescope spatial Hubble ont permis d'identifier près de 206 amas d'étoiles massifs (certains d'une masse égale à 106 M☉), situés essentiellement vers le centre de la galaxie. Leur âge varie de 10 millions à 300 millions d'années. On pense que certains d'entre eux pourraient être de jeunes amas globulaires en cours de formation[16].

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 f g h et i (en) « Results for object Arp 220 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e f et g « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», IC 1100 à 1199 », sur astrovalleyfield.ca (consulté le ).
  3. ↑ a b c et d (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, IC 1100 - 1149 » (consulté le ).
  4. ↑ (en) « IC 1127 sur HyperLeda » (consulté le ).
  5. ↑ a et b (en) M. Perna, S. Arribas, C. Catalán-Torrecilla et L. Colina, « MUSE view of Arp220: Kpc-scale multi-phase outflow and evidence for positive feedback », Astronomy and Astrophysics, vol. 643,‎ , A139 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361/202038328, lire en ligne, consulté le )
  6. ↑ (en) Arecibo telescope finds critical ingredients for the soup of life in a galaxy far, far away, Cornell University Chronicle online, 14 janvier 2008.
  7. ↑ (en) C. J. Salter, T. Ghosh, B. Catinella et M. Lebron, « The Arecibo ARP 220 Spectral Census. I. Discovery of the Pre-Biotic Molecule Methanimine and New Cm-Wavelength Transitions of Other Molecules », The Astronomical Journal, vol. 136,‎ , p. 389–399 (ISSN 0004-6256, DOI 10.1088/0004-6256/136/1/389, lire en ligne, consulté le )
  8. ↑ « ESA Science & Technology - Arp 220 », sur sci.esa.int (consulté le )
  9. ↑ (en) Hubble Eyes Star Birth in the Extreme, HubbleSite, 13 juin 2006.
  10. ↑ (en) R. P. Norris, « The double radio nucleus of ARP 220. », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 230,‎ , p. 345–351 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1093/mnras/230.2345, lire en ligne, consulté le )
  11. ↑ (en) K. Sakamoto, N. Z. Scoville, M. S. Yun et M. Crosas, « Counterrotating Nuclear Disks in ARP 220 », The Astrophysical Journal, vol. 514,‎ , p. 68–76 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/306951, lire en ligne, consulté le )
  12. ↑ (en) Rodrigo Parra, J. E. Conway, P. J. Diamond et H. Thrall, Multiwavelength radio observations of the compact starburst in Arp 220, (lire en ligne)
  13. ↑ (en) Rodrigo Parra, John E. Conway, Philip J. Diamond et Hannah Thrall, « The Radio Spectra of the Compact Sources in Arp 220 : A Mixed Population of Supernovae and Supernova Remnants », The Astrophysical Journal, vol. 659,‎ , p. 314–330 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/511813, lire en ligne, consulté le )
  14. ↑ (en) S. Martín, S. Aalto, K. Sakamoto et E. González-Alfonso, « The unbearable opaqueness of Arp220 », Astronomy and Astrophysics, vol. 590,‎ , A25 (ISSN 0004-6361, DOI 10.1051/0004-6361/201528064, lire en ligne, consulté le )
  15. ↑ (en) Rupali Chandar, Miranda Caputo, Sean Linden et Angus Mok, « Arp 220: A Post-starburst Galaxy with Little Current Star Formation outside of Its Nuclear Disks », The Astrophysical Journal, vol. 943,‎ , p. 142 (ISSN 0004-637X, DOI 10.3847/1538-4357/acac96, lire en ligne, consulté le )
  16. ↑ (en) Christine D. Wilson, William E. Harris, Rebecca Longden et N. Z. Scoville, « Two Populations of Young Massive Star Clusters in Arp 220 », The Astrophysical Journal, vol. 641,‎ , p. 763–772 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/500577, lire en ligne, consulté le )

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

Voir ce modèle.
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