NGC 4490/4485 - T. Johnson
Au-delà de quelque 40 à 50 millions d'années-lumière dans la constellation de Cannes Venetici se trouve une paire de galaxies en interaction parfois appelées "Le Cocon". Ces deux taches de forme d'étoile mal formées ont déjà fait leur approche la plus proche l'une de l'autre et se séparent maintenant. Entre eux s'étend une traînée d'étoiles qui s'étend sur quelque 24 000 années-lumière alors qu'elles se font face et montrent leurs nombreuses régions de formation d'étoiles. Mais là où il y a de la vie… Il y a la mort. Mettons notre doigt droit sur le pouls d'une supernova.
Les galaxies en interaction NGC 4485 et NGC 4490 intéressent depuis longtemps les astronomes en tant que champ d'étude pour l'analyse du milieu interstellaire chaud. Comme un bon docteur qui étudie tous les angles, Chandra - qui révèle les propriétés de l'émission diffuse de rayons X de ces galaxies. «La haute résolution angulaire de Chandra nous permet d'éliminer les sources discrètes et d'effectuer une spectroscopie spatialement résolue pour les régions de rafale stellaire et les débits associés.» dit Alexander Richings (et al). "Cela nous permet de voir comment les propriétés physiques du milieu interstellaire chaud telles que la température, la densité de la colonne d'hydrogène et l'abondance des métaux varient à travers ces galaxies."
Mais un bon médecin ne s'arrête pas à une seule réponse - il en cherche plus - comme l'imagerie dans l'hydrogène alpha et avec des outils comme SCUBA et MERLIN. Et en ont-ils trouvé plus? Tu le sais. «Nous détectons un filament Ha émergeant du disque du NGC 4490 à une distance projetée de 3 kpc qui a des homologues à la fois dans le continuum radio et Hi. La contrepartie HI s'étend sur une distance projetée de? 30 kpc de NGC 4490 et nous soutenons que cela prouve que l'enveloppe HI géante dans ce système a ses origines dans la formation d'étoiles. dit M.S. Clemens et P. Alexander. «Nous utilisons les données du continuum de la plongée sous-marine et radio pour tenter de placer des contraintes sur la distribution de la poussière par rapport aux régions de formation d'étoiles. Cette analyse est limitée par l’absence d’estimation indépendante de la température des poussières, ce que «SIRTF» et «SOFIA» pourront fournir, mais nous trouvons des preuves que la plupart des poussières obscurcissantes ne se trouvent pas dans les régions HII elles-mêmes. »
Est-ce une nouvelle? Pas vraiment. Dès 1997, les astronomes combinaient des images faites dans différentes longueurs d'onde et tiraient des conclusions. Selon les premiers travaux de Debra Elmegreen (et al); "Nous présentons également des observations des bandes B et I de la paire en interaction afin de déterminer les âges des régions de formation d'étoiles de marée, y compris une queue faible récemment découverte à l'est de NGC 4490. Dans notre discussion, nous distinguons cette" queue "Du" pont "reliant les deux galaxies, et du" bras de marée "qui part en spirale des régions lumineuses de NGC 4485 vers le pont." Et les astronomes sont sur le point de combiner à nouveau les images…
Le 4 mars 2008, le télescope ultraviolet / optique Swift (UVOT) et le télescope à rayons X (XRT) ont observé un événement dans NGC 4490, mais ils n'étaient pas seuls. L'astronome amateur Rick Johnson a également capturé l'événement. Mais une vue ne suffit pas et les données ont été ajoutées à une astrophotographie prise par Dietmar Hager avant le SN. Mais un bon médecin ne s'arrête pas là et une autre "fusion de données" s'est produite lorsqu'elle a été combinée avec des données RVB datant de quelques semaines seulement et prises par Torsten Grossmann. Ce qui se passe ensuite n'est rien de moins que de la magie. Regardez ce gif animé et mettez votre doigt sur le pouls d'une supernova….
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Supernova 2008ax dans NGC 4490 était tout un événement. La supernova néophyte a été découverte indépendamment par le Lick Observatory Supernova Search et par l'astronome Koichi Itagaki du Japon. À son impulsion initiale, on pensait qu'il s'agissait d'une variable bleue - mais le spectre ne ment pas. Bientôt, le phénomène est allé à une jeune supernova de type II et s'est transformé en un type Ib. Bien que le pouls ait pu être faible - oscillant entre la magnitude 13 et 16 - il était là et indéniable.
Une galaxie comme NGC 4490 nous réserve-t-elle plus de surprises futures? Tu paries. Et ce n'est pas seulement un événement de supernova qui le distingue. «La galaxie Sd voisine NGC 4490 est remarquable en ce qu'elle héberge l'une des populations ULX les plus nombreuses à moins de 10 Mpc, seulement améliorée par M51 et M82. Ici, nous examinons la variabilité spectrale et temporelle des rayons X de ces sources au cours de quatre observations Chandra et XMM Newton couvrant les années 2000-2004. Nous détectons les 5 ULX précédemment identifiés dans NGC 4490 et cela dans la queue de marée de NGC 4485. Nous trouvons également un nouvel ULX transitoire dans le système. La variabilité spectrale est généralement caractérisée par un durcissement des spectres source à mesure que leurs luminosités augmentent. Les sources montrent une variété de courbes lumineuses à long terme; cependant, la variabilité temporelle à court terme (intraobservationnelle) brille par son absence. » dit Jeanette Gladstone et Tim Roberts. «Les sources de rayons X ultralumineuses (ULX) sont des sources de rayons X non nucléaires ponctuelles situées à l'extérieur du noyau de leur galaxie hôte, qui ont des luminosités de rayons X supérieures à 1039 erg s-1. Diverses études ont été menées sur ces sources depuis leur découverte il y a environ 25 ans, mais leur véritable nature reste incertaine. »
Continue. Prenez son pouls. Je te défie…
Encore une fois, merci à (par ordre alphabétique) Torsten Grossmann, Dietmar Hager et Rick Johnson pour cette touche spectaculaire à l'astro-imagerie!
