NGC 2366

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NGC 2366
La galaxie irrégulière barrée 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″
Distance 3,199 ± 0,88 Mpc (∼10,4 millions d'a.l.) [1],[2]
Magnitude apparente (V) 10,9 [3]
11,5 dans la Bande B [3]
Brillance de surface 14,2 mag/as2[3]
Dimensions apparentes (V) 8,1 × 3,0[3]
Redshift 0,000267 ± 3[1]
Angle de position 25°[3]
Vitesse radiale 80 ± 1 km/s[4]

Localisation dans la constellation : Girafe

(Voir situation dans la constellation : Girafe)
Camelopardalis IAU.svg
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie irrégulière barrée
Type de galaxie IBm [3],[5] ou IB(s)m[1]
Dimensions 24,6 a.l.[6]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel [5]
Date 3 décembre 1788[5]
Désignation(s) PGC 21102
UGC 3851
MGC 12-7-40
KCPG 133B
DDO 42
ZWG 330.38
MK 71
IRAS07233+6917[3]
Liste des objets célestes

NGC 2366 est une galaxie naine barrée de type magellanique. située dans la constellation de la Girafe. Elle 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[5], par exemple dans le texte[7] écrit sur le site du télescope spatial Hubble qui accompagne la photographie de NGC 2366 ou encore dans celui[8] de la photographie la région HII de formation d'étoiles dont le nom est Mrk 71[9].

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 ne peut s'appliquer qu'à des galaxies lointaines. Mais, de très nombreuses mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 3,199 ± 0,877 Mpc (∼10,4 millions d'a.l.) [10].

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[7]. 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[8].

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 [11]. Une étude du nœud lui confère un très jeune âge, moins de un million d'années[12]. 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[13].

Le nœud B[modifier | modifier le code]

La masse du nœud B est inférieure à 1,5 . 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[12]. 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[11],[14]
On a aussi observé une superbulle dans ce nœud dont les caractéristiques sont cohérentes avec la présence d'un superamas stellaire[11].

Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c et d (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 2366 (consulté le 1er mars 2018)
  2. Cette distance est vient de mesures indépendante du redshift.
  3. a b c d e f et g (en) « Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke » (consulté le 1er mars 2018)
  4. On obtient la vitesse de récession d'une galaxie à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage vers le rouge (redshift) 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 b c et d (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 1er mars 2018)
  6. 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.
  7. a et b (en) « Hubble observes a dwarf galaxy with a bright nebula » (consulté le 1er mars 2018)
  8. a et b (en) « Star-Forming Region in Galaxy NGC 2366 » (consulté le 1er mars 2018)
  9. (en) « NGC 2366 -- Galaxy, sur Simbad » (consulté le 1er mars 2018)
  10. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 1er mars 2018)
  11. 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)
  12. 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)
  13. 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)
  14. 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)

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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