NGC 3310

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NGC 3310
Image illustrative de l’article NGC 3310
La galaxie spirale intermédiaire NGC 3310.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Grande Ourse
Ascension droite (α) 10h 38m 45,8s[1]
Déclinaison (δ) 53° 30′ 12″ [1]
Distance 13,9 ± 1,0 Mpc (∼45,3 millions d'a.l.)[2]
Magnitude apparente (V) 10,6 [3]
11,4 dans la Bande B [3]
Brillance de surface 12,6 mag/as2[3]
Dimensions apparentes (V) 3,1 × 2,4[3]
Décalage vers le rouge 0,003312 ± 0,000009[1]
Angle de position 156°[3]
Vitesse radiale 993 ± 3 km/s[4]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Ursa Major IAU.svg
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale intermédiaire
Type de galaxie SAB(r)bc pec[1] SBbc/P[3] SBbc pec[5]
Dimensions 41 000 a.l.[6]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[5]
Date 12 avril 1789[5]
Désignation(s) ARP 217
PGC 31650
UGC 5786
MCG 9-18-8
ZWG 267.4
VV 356
VV 406
PRC D-15
IRAS10356+5345 [3]
Liste des galaxies spirales intermédiaires

NGC 3310 est une galaxie spirale intermédiaire de grand style située dans la constellation de la Grande Ourse à environ 45 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1789. Certains classent cette galaxie comme une spirale barrée[3],[5], mais on ne voit pas de barre sur les images de NGC 3310.

La classe de luminosité de NGC 3310 est II-III et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé[1].

Plusieurs mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 13,100 ± 3,229 Mpc (∼42,7 millions d'a.l.) [7], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage [2].

NGC 3310 une galaxie à sursauts de formation d'étoiles[modifier | modifier le code]

NGC 3310 est un exemple de "galaxie pouponnière" ou "galaxie à sursauts d'étoiles". Credit: NASA

Il existe des centaines d'amas ouverts d'étoiles dans les bras de la galaxie NGC 3310, comme on peut le voir sur l'image réalisée par le groupe Hubble Heritage Project. Chacun de ces amas d'étoiles représente la formation d'environ un million d'étoiles, processus qui prend moins de 100 000 ans. De plus, des centaines d'étoiles jeunes et lumineuses sont visibles dans toute la galaxie[8].

Les étoiles bleues d'un amas deviennent plus rouges en vieillisant, car les étoiles massives épuisent rapidement leur combustible et finissent par se transformer en géante rouge. Les astronomes utilisent le télescope spatial Hubble de la NASA pour perfectionner une technique permettant de déterminer l'historique de l'activité des étoiles dans les galaxies en observant les couleurs des amas d'étoiles. Les mesures des couleurs des amas fournissent des informations sur les températures des étoiles. Étant donné que les jeunes étoiles sont bleues et que les anciennes étoiles sont plus rouges, on peut associer la couleur d'une étoile à son âge, ce qui revient un peu à compter les anneaux d'un tronc d'arbre tombé afin de déterminer l'âge de celui-ci[8].

Les mesures dans l'image de NGC 3310 prise par le télescope spatial Hubble ont détermniné que les amas présentent une large gamme de couleurs et donc qu'ils ont des âges allant d'environ un million à plus de cent millions d'années. Cela suggère que la phase intense de formation d'étoiles a débuté il y a plus de 100 millions d'années, mais qu'elle se poursuit. On pense que ce processus a été initié par la fusion de NGC 3310 avec une petite galaxie satellite[8]. D'autres études partagent également cette hypothèse d'une fusion avec une galaxie satellite naine[9],[10],[11].

Les observations des amas de NGC 3310 pourraient faire évoluer les théories des astronomes sur les phénomènes de sursauts de formation d'étoiles. On pensait que ces sursauts se produisaient pendant de brèves périodes résultant d'événements catastrophiques comme une collision galactique. Cepenand, le large évantail d'âges des amas de NGC 3310 suggère qu'une fois déclenchée, les sursauts peuvent continuer pendant un intervalle prolongé[8].


Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d et e (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 3310 (consulté le 24 août 2019)
  2. a et b 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 g et h (en) « Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke » (consulté le 24 août 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 24 août 2019)
  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. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 24 août 2019)
  8. a b c et d (en) « Starburst Galaxy NGC 3310 Blazes With Star Formation » (consulté le 24 août 2019)
  9. M. Kregel et R. Sancisi, « NGC 3310, a galaxy merger? », Astronomy & Astrophysics, vol. 376#1,‎ , p. 59-68 (DOI 10.1051/0004-6361:20010885, lire en ligne)
  10. D. Miralles-Caballero, A.I. Díaz, F.F Rosales-Ortega, E. Pérez-Montero et S.F. Sánchez, « Ionizing stellar population in the disk of NGC 3310 − I. The impact of a minor merger on galaxy evolution », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 440#3,‎ , p. 2265-2289 (DOI 10.1093/mnras/stu435, lire en ligne)
  11. Denise A. Smith, Susan G. Neff, Gregory D. Bothun et et all., « Ultraviolet Imaging of NGC 3310: A Merger-driven Global Starburst », THE ASTROPHYSICAL JOURNAL LETTERS, vol. 473,‎ , p. L21-L24 (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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