NGC 3256

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NGC 3256
Image illustrative de l’article NGC 3256
La galaxie spirale NGC 3256.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Voiles
Ascension droite (α) 10h 27m 51,3s[1]
Déclinaison (δ) −43° 54′ 13″ [1]
Distance 39,2 ± 2,8 Mpc (∼128 millions d'a.l.)[2]
Magnitude apparente (V) 11,3 [3]
12,1 dans la Bande B [3]
Brillance de surface 13,4 mag/as2[3]
Dimensions apparentes (V) 3,8 × 2,1[3]
Décalage vers le rouge 0,009354 ± 0,000019
Angle de position 85°[3]
Vitesse radiale 2 804 ± 6 km/s[4]

Localisation dans la constellation : Voiles

(Voir situation dans la constellation : Voiles)
Vela IAU.svg
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie Pec[1] Sb? pec[5] Sb/P[3]
Dimensions 141 000 a.l.[6]
Découverte
Découvreur(s) John Herschel[5]
Date 3 février 1835[5]
Désignation(s) PGC 30785
ESO 263-38
MCG -7-22-10
VV 65
AM 1025-433
IRAS10257-4338[3]
Liste des galaxies spirales

NGC 3256 est une galaxie spirale particulière formée par la collision de deux galaxies disctinctes[7]. Elle est située dans la constellation des Voiles à environ 128 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome britannique John Herschel en 1835.[5] NGC 3256 fournit un modèle proche pour étudier les propriétés de jeunes amas d'étoiles dans les queues de marée. Le système cache un double noyau et un enchevêtrement de pistes de poussière dans la région centrale. Les signes indicateurs de la collision sont deux longues queues lumineuses tourbillonnant de la galaxie. Les queues sont parsemées d'une densité particulièrement élevée d'amas d'étoiles[7].

NGC 3256 est une galaxie lumineuse dans l'infrarouge (LIRG) et elle présente une large raie HI.[1] Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé. De plus, c'est une galaxie à sursauts de formation d'étoiles.[1] NGC 3256 est d'ailleurs la galaxie la plus lumineuse en infrarouge situé à un facteur z inférieur à 0,01 (~140 millions d'années-lumière[2]) de la Voie lactée[8].

NGC 3256 est la plus grosse galaxie du groupe de NGC 3261, un trio de galaxies. L'autre galaxie du trio est 3256C (PGC 30873).[9] Ce trio de galaxies fait partie du superamas de l'Hydre-Centaure[7].

Une mesure non basée sur le décalage vers le rouge (redshift) donne une distance de environ 37,400 Mpc (∼122 millions d'a.l.) [10]. L'incertitude sur cette valeur n'est pas donnée sur la base de données NED et elle est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage vers le rouge[2].

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Le noyau[modifier | modifier le code]

NGC 3256 possède deux noyaux distincts au nord et au sud. La distance angulaire entre ces deux noyaux est de 5 secondes d'arc, ce qui correspond à une distance d'environ 15 kal, soit environ 460 pc[6]. Les deux noyaux sont clairement visibles en ondes radio et en infrarouge moyen, mais en lumière visible le noyau situé au sud est caché par une bande de poussière.[11] Une autre étude basée sur la présence d'un noeud obscur seulement visible à des longueurs d'ondes supérieures à 3,75 μm conclut à la présence d'un troisième noyau et elle suggère qu'il s'agit d'une région HII.[12].

Il existe des données montrant qu'un écoulement de gaz ionisé partant noyau nord[12] avec des chocs attribués à un super-vent alimenté par une zone à sursauts de formation d'étoiles.[11] D'après les observations du télescope spatial Spitzer et de l'observatoire à rayons X Chandra , Ohyana et al. suggère que le noyau sud de NGC 3256 provient de la fusion d'une galaxie faiblement active qui a été fortement absorbé. L'observation de rayons X provenant de cette région est compatible avec une ancienne galaxie de type Seyfer 2 où l'effet Compton correspond à une faible densité[11] (compton-thin en anglais[13]).

Les régions HII[modifier | modifier le code]

Il n'y a que 7 régions HII dans NGC 3256, un nombre petit par rapport à d'autres galaxies, mais elles sont très lumineuses. Leur flux lumineux est 85 fois supérieur à cleui de la nébuleuse de la Tarentule et elles pourraient héberger des superamas stellaires.[14]. Les régions HII coïncident avec des régions d'émission de rayon X dont les sources probables sont des rémanents de supernovas ou des binaires X. Les deux hypothèses laissent penser que des amas ouverts présents dans ces régions renferment des étoiles massives.[14] D'ailleurs, la masse d'hydrogène neutre (région HI) présent dans ces régions suggère qu'elle pourrait donner naissance à des amas ouverts d'étoiles.[15].

Les queues de marée[modifier | modifier le code]

NGC 3256 présente deux queues de marée qui renferment environ 75% des émissions de l'hydrogène neutre.[15]

NGC 3256 capté par la caméra WFC 3 du télescope spatial Hubble. Le nord est à droite sur cette photo. La queue au bas de la photo est donc la queue orientale de la galaxie.

Selon une étude publiée en 2016[16], les deux queues ont une couleur différente, ce qui implique que leur population stellaire est différente. L'âge moyen de la population stellaire de la queue orientale (celle dirigée vers le bas sur la photo du télescope spatial Hubble) est de 841+125
-157
millions d'années (Ma) et un plus grand pourcentage de masse contenue dans celle-ci provient d'une population stellaire qui a été formée avant l'interaction des galaxies. On a aussi détecté dans cette queue plusieurs jeunes objets (< 10 Ma) de faible masse dotés d'une forte émission nébulaire, ce qui indique un petit sursaut récent de formation d'étoiles. L'âge moyen de la population d'étoiles de la queue occidentale est estimé à 288+11
-54
et sa luminosité est dominée par les étoiles formées après l'interaction des galaxies. Les queues comportent un grand nombre d'amas ouverts, surtout la queue occidentale.[17]

Le groupe de NGC 3256[modifier | modifier le code]

Une étude publiée en 2009 par Jayanne English et coll. [18]considère que NGC 3256 fait partie d'une groupe d'environ 15 galaxies dont ferait partie NGC 3263 et une quinzaine d'autres petittes galaxies. A.M Garcia place plutôt NGC 3263 dans le groupe de NGC 3366. L'appartenance d'une galaxie à un groupe dépend évidemment des critères de leur proximité sur la sphère céleste et de leur distance à la Voie lactée. Selon l'article d'English, un nuage intergalactique d'hydrogène neutre nommé le nuage de Vela semble faire partie de ce groupe.[18]

Le groupe de NGC 3256 et le groupe de NGC 3263 sont dans la même région du ciel. Le nuage de Vela est à l'ouest de NGC 3263 et n'est pas visible sur cette image.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d et e (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 3256 (consulté le 7 mai 2019)
  2. a b et c On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble : 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.
  3. a b c d e f et g (en) « Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke » (consulté le 7 mai 2019)
  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 7 mai 2019)
  6. a et b 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 b et c (en) « NGC 3256 » (consulté le 1er juillet 2019)
  8. D.B. Sanders, D.-C Kim Mazzarella, J.A Surace et B.T. Soifer, « The IRAS Revised Bright Galaxy Sample (RBGS) », The Astronomical Journal, vol. 126,‎ , p. 1007-1064 (DOI 10.1086/376841, lire en ligne)
  9. 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)
  10. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 28 juin 2019)
  11. a b et c Youichi Ohyama, Yuichi Terashima et Kazushi Sakamoto, « Infrared and X-Ray Evidence of an AGN in the NGC 3256 Southern Nucleus », The Astrophysical Journal, vol. 805 #2,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/805/2/162, Bibcode 2015ApJ...805..162O, lire en ligne)
  12. a et b S. Lípari1, R. Díaz1, Y. Taniguchi, R. Terlevich, H. Dottori et G. Carranza1, « Luminous Infrared Galaxies. III. Multiple Merger, Extended Massive Star Formation, Galactic Wind, and Nuclear Inflow in NGC 3256 », The Astronomical Journal, vol. 120 #2,‎ , p. 645-669 (DOI 10.1086/301480, lire en ligne)
  13. (en) « Changing look: from Compton-thick to Compton-thin, or the rebirth of fossil active galactic nuclei » (consulté le 3 juillet 2019)
  14. a et b J. English et K.C. Freeman, « Giant H II Regions in the Merging System NGC 3256: Are They the Birthplaces of Globular Clusters? », The Astronomical Journal, vol. 125 #3,‎ , p. 1124-1133 (DOI 10.1086/367915, lire en ligne)
  15. a et b J. English, Norris R.P., K.C. Freeman et R.S. Booth, « NGC 3256: Kinematic Anatomy of a Merger », The Astronomical Journal, vol. 125 #3,‎ , p. 1134-1149 (DOI 10.1086/367914, Bibcode 2003AJ....125.1134E, lire en ligne)
  16. Michael Rodruck, Konstantopoulos Iraklis, Karen Knierman et al., « A tale of two tails: exploring stellar populations in the tidal tails of NGC 3256 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 461 #1,01,‎ , p. 36-50 (DOI 10.1093/mnras/stw1294, Bibcode 2016MNRAS.461...36R)
  17. Karen A. Knierman, Sarah C. Gallagher1, Jane C. Charlton et al., « From Globular Clusters to Tidal Dwarfs: Structure Formation in the Tidal Tails of Merging Galaxies », The Astronomical Journal, vol. 126 #3,‎ , p. 1227-1244 (DOI 10.1086/377481, Bibcode 2003AJ....126.1227K, lire en ligne)
  18. a et b Jayanne English, B. Koribalski, J. Bland-Hawthorn, K.C. Freeman et Claudia F. McCain, « THE VELA CLOUD: A GIANT H I ANOMALY IN THE NGC 3256 GROUP* », The Astronomical Journal, vol. 139 #1,‎ , p. 102-118 (DOI 10.1088/0004-6256/139/1/102, lire en ligne)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]


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