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NGC 7213

galaxie

NGC 7213 est une vaste galaxie spirale située dans la constellation de la Grue. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 1 543 ± 16 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 22,8 ± 1,6 Mpc (∼74,4 millions d'al)[1]. NGC 7213 a été découverte par l'astronome britannique John Herschel en .

NGC 7213
Image illustrative de l’article NGC 7213
La galaxie spirale NGC 7213 par le relevé DSS.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Grue
Ascension droite (α) 22h 09m 16,310s[1]
Déclinaison (δ) −47° 09′ 59,80″ [1]
Magnitude apparente (V) 10,1
11,0 dans la Bande B[2]
Brillance de surface 12,45 mag/am2[2]
Dimensions apparentes (V) 3,1′ × 2,8′[2]
Décalage vers le rouge 0,005839 ± 0,000019[1]
Angle de position 124°[2]

Localisation dans la constellation : Grue

(Voir situation dans la constellation : Grue)
Astrométrie
Vitesse radiale 1 750 ± 6 km/s [1]
Distance 22,75 ± 1,61 Mpc (∼74,2 millions d'al)[1]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie SA(s)a?[1] SA(rs)a[3] Sa[2],[4]
Dimensions environ 67,30 kpc (∼220 000 al)[1],[a]
Découverte
Découvreur(s) John Herschel[3]
Date [3]
Désignation(s) PGC 68165
ESO 288-43
AM 2206-472
IRAS 22061-4724[2]
Liste des galaxies spirales
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La classe de luminosité de NGC 7213 est I et elle présente une large raie HI. Elle est une galaxie active de type Seyfert 1.5 et 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[1],[3]. NGC 7213 est également une radiogalaxie à spectre continu (Flat-Spectrum Radio Source)[1].

À ce jour, seule une mesure non basée sur le décalage vers le rouge (redshift) donne une distance d'environ 22,0 Mpc (∼71,8 millions d'al)[5], ce qui est à l'intérieur des valeurs de la distance de Hubble.

Morphologie modifier

 
NGC 7213 par le télescope spatial Hubble.
 
Autre version de NGC 7213 selon les données du télescope Hubble.

NGC 7213 a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SA(rs)a dans son atlas des galaxies[6], [7]. Dans la bande K infrarouge, NGC 7213 présente une barre centrale[8].

Eskridge, Frogel et Pogge ont publié un article en décrivant la morphologie de 205 galaxies spirales ou lenticulaires rapprochées. Les observations ont été réalisées dans la bande H de l'infrarouge et dans la bande B (le bleu). Selon Eskridge et ses collègues, NGC 7213 est une galaxie spirale de type Sa dans la bande B et S0 dans la bande H. NGC 7213 présente un source nucléaire ponctuelle encastré dans un bulbe circulaire. Le disque remplit le cadre de l'image, mais il est de très faible luminosité et sans relief[9].

Bien que NGC 7213 semble non pertubée en lumière visible, elle montre des signes d'une collision ou d'une fusion lorsqu'elle est observée à des longueurs d'onde plus longues. En 2001, un filament géant en lumière Hα long d'environ 19,0 kpc (∼62 000 al) a été découvert dans NGC 7213, à environ 18,6 kpc (∼60 700 al) du noyau galactique. Ce filament pourrait être un gaz neutre photoionisé par le noyau actif ou ionisé par un jet interagissant avec l'hydrogène neutre environnant. La distribution de l'hydrogène neutre de NGC 7213 révèle que la galaxie est un système très perturbé doté d'une queue de marée, suggérant un événement de fusion passé[10]. La filament Hα est en fait une petite partie de la queue de marée située au sud du noyau de la galaxie[10].

La région centrale de NGC 7213 modifier

Trou noir supermassif modifier

Plusieurs estimations de la masse du trou noir supermassif de NGC 7213 ont été publiées. Une masse de 98 × 106   (107,99) par Woo et al. en [11], de 9,6 × 107   par Blank et al. en [12], de 8+16
−6 x 107   par Schnorr et al. en [13], de 6,8+40
−3,6 x 106   (106,83+0,84
-0,33) par Piotrovich et al. en [14], de 1,29 × 108   par Schimoia et al. en [15] et finalement une masse égale à ~100 millions de   par Fangzheng et al en [16].

Selon une étude publié en , la masse du trou noir central de NGC 7213 est de 106,83+0,84
−0,33, ce qui correspond à 6,76 +40
-3,6*106 [14].

Selon les auteurs d'un article publié en , la connaissance de la masse d'un trou noir central et du taux d'accrétion par celui-ci permet d'estimer le taux de formation d'étoiles dans la région centrale des galaxies de type Seyfert. Ce taux pour NGC 7213 serait à l'intérieur et à l'extérieur d'un rayon de 1 kpc respectivement de 0,044  /an et de 0,39  /an [17].

C'est sans doute ce trou noir supermassif qui est la source d'activité du noyau.

Noyau actif modifier

Le noyau galactique de NGC 7213 est classé comme étant un noyau actif à faible luminosité (LLAGN)[16]. Le spectre visible présente de larges raies Hα, ainsi que des caractéristiques semblables à celles d'une galaxie Seyfert de type 1. Cependant, le noyau est beaucoup moins lumineux que d'autres galaxies de Seyfert similaires[18]. Le spectre du noyau renferme aussi des raies d'émission aux longeurs d'onde de 324,6 nm (Ne V), de 468,6 nm (He II), de 372,6 nm, 372,9 nm, 731,9 nm et 733,0 nm (O II), de 436,3 nm, 495,9 nm et 500,0 nm (O III). Les rapports d'intensité de plusieurs de ces raies sont semblables à ceux d'une galaxie LINER[19].

L'analyse des émissions X réalisée à l'aide des satellites XMM-Newton et NuSTAR montre la présence d'un noyau actif non obscurci, ce qui est conforme à la classification de Seyfert de type 1. Cependant, la relative faible luminosité de la source en rayonnement X suggère un faible taux d'accrétion par le trou noir, bien en-deça de la limite d'Eddington ce qui place la galaxie dans un stage intermédiaire entre un galaxie Seyfert typique et une galaxie LINER[20].

Autour du noyau modifier

Les observations en ondes radio montrent que NGC 7213 ressemble à une source ponctuelle comportant deux jets qui se courbent entre 1" (150 pc) et 10" (1,5 kpc). Elle est classée comme une radiogalaxie intermédiaire, soit entre les galaxies silencieuses en onde radio et celle dont les émissions radio sont fortes[12].

Le rayonnement X de NGC 7213 est de faible intensité. Le spectre X de 2 à 10 keV est similaire à celui de galaxie Seyfert de type 1, mais des raies significatives d'émissions du Fe XXV et du Fe XXVI sont présentes dans celui-ci. Ces raies sont observés dans les galaxies de type LINER, mais ne sont pas présentes dans la plupart de galaxies Seyfert classiques. En outre, le spectre des rayons X mous présente un plasma thermique ionisé par collision, une autre caractéristique des galaxies LINER. De plus, aucune émission X n'a été détectée pouvant être attribuée à un disque d’accrétion[21]. Les observations par NuSTAR à des énergies comprises entre 3 et 79 keV n'ont montré aucune preuve d'un continuum réfléchi par diffusion Compton. Ces observations suggèrent que le disque d'accrétion est tronqué dans la région interne, le trou noir étant alimenté par des flux d'accrétion radiatifs inefficaces[22].

L'intensité des rayons X de NGC 7213 fluctue, présentant une forte éruption, plus grande que les autres, dans les années 1980. Ensuite, l'intensité X a diminué régulièrement pendant plus de 20 ans. Pour explicquer cette décroissance exponentielle rapide, on a suggéré que le trou noir supermassif a provoqué la destruction par sa force de marée d'une étoile de la séquence principale [23]. De plus petites éruptions ont été aussi observées. La variabilité de l'émission est également observée dans d'autres longueurs d'onde avec un décalage temporel. Le décalage est de 24 ± 12 jours pour les ondes radio de 8,4 Ghz et de 40 ± 13 jours pour celles de 8,4 Ghz[24].

La masse de gaz moléculaire dans la région centrale de la galaxie est estimée à 2,0 ± 0,3  [20]. Le champ de vitesse du gaz est rotationnel et il n'y a aucune évidence d'un mouvement non rotationnel dans la région centrale du noyau (~<60 pc). Cela signifie que le trou noir supermassif est incapable d'agir significativement sur le mouvement des gaz moléculaires. On estime qu'il faudra 0,4 ± 0,1 Ga pour que le gaz de la région centrale disparaisse[20].

Groupe de NGC 7213 modifier

 
Les trois galaxies du groupe d'IC 5201 selon Huchra et Geller.

Selon Huchra et Geller, NGC 7213 avec les galaxies IC 5181 et IC 5201 ferait partie d'un trio[25]. Il s'agit d'une erreur car IC 5201 est beaucoup plus près de la Voie lactée que les deux autres galaxies[1].

Notons cependant que NGC 7213 possède sans doute comme galaxie compagne LEDA 130726, située au nord-est. Sa distance de Hubble est égale à 23,36 ± 1,66 Mpc (∼76,2 millions d'al)[26], ce qui suggère que les deux galaxies forment bien une paire réelle. Auquel cas, il y aurait possiblement un trio de galaxies, le groupe de NGC 7213, mais sans IC 5201, mais sans IC 5201.

Notes et références modifier

Notes modifier

  1. ↑ Diamètre isophote du relevé ESO-LV Quick Blue IIa-O.

Références modifier

  1. ↑ a b c d e f g h i j et k (en) « Results for object NGC 7213 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e et f « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 7200 à 7299 », Sur le site WEB du cours d'astronomie du Cégep de Valleyfield.
  3. ↑ a b c et d (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 7200 - 7249 » (consulté le ).
  4. ↑ (en) « NGC 7213 sur HyperLeda » (consulté le )
  5. ↑ « Your NED Search Results, Distance Results for NGC 7213 », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  6. ↑ (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 7213 » (consulté le )
  7. ↑ Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 7213
  8. ↑ John S. Mulchaey, Michael W. Regan et Arunav Kundu, « The Fueling of Nuclear Activity. I. A Near-Infrared Imaging Survey of Seyfert and Normal Galaxies », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 110, no 2,‎ , p. 299-319 (DOI 10.1086/313005, Bibcode 1997ApJS..110..299M, lire en ligne [PDF])
  9. ↑ Paul B. Eskridge, Jay A. Frogel, Richard W. Pogge et et al., « Near-Infrared and Optical Morphology of Spiral Galaxies », The Astrophysical Journal Supplement Serie, vol. 143, no 1,‎ , p. 73-111 (DOI 10.1086/342340, Bibcode 2002ApJS..143...73E, lire en ligne [PDF])
  10. ↑ a et b (en) Salman Hameed, David L. Blank, Lisa M. Young et Nick Devereux, « The Discovery of a Giant Hα Filament in NGC 7213 », The Astrophysical Journal, vol. 546,‎ , L97–L100 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/318865, lire en ligne, consulté le )
  11. ↑ Jong-Hak Woo et C. Megan Urry, « Active Galactic Nucleus Black Hole Masses and Bolometric Luminosities », The Astrophysical Journal, vol. 579, no 2,‎ , p. 530-544 (DOI 10.1086/342878, lire en ligne [PDF])
  12. ↑ a et b D. L. Blank, J. I. Harnett et P. A. Jones, « An 8.4-GHz Long Baseline Array observation of the unusual Seyfert galaxy NGC 7213 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 356, no 2,‎ , p. 734-736 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.08506.x, Bibcode 2005MNRAS.356..734B, lire en ligne [PDF])
  13. ↑ Allan Schnorr-Müller, Thaisa Storchi-Bergmann, Neil M Nagar et Fabricio Ferrari, « Gas inflows towards the nucleus of the active galaxy NGC 7213 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 438, no 4,‎ , p. 3322-3331 (DOI 10.1093/mnras/stt2440, lire en ligne [PDF])
  14. ↑ a et b M. Yu. Piotrovich, Yu. N. Gnedin, N. A. Silant'ev, T. M. Natsvlishvili et S. D. Buliga, « A polarimetric method for measuring black hole masses in Active Galactic Nuclei », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 454, no 1,‎ , p. 1157-1160 (DOI 10.1093/mnras/stv2047, Bibcode 2015MNRAS.454.1157P, lire en ligne [PDF])
  15. ↑ Jaderson S. Schimoia, Thaisa Storchi-Bergmann, Cláudia Winge, Rodrigo S. Nemmen et Michael Eracleous, « Evolution of the accretion disc around the supermassive black hole of NGC 7213 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 472, no 2,‎ , p. 2170-2180 (DOI 10.1093/mnras/stx2107, Bibcode 2017MNRAS.472.2170S, lire en ligne [PDF])
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  17. ↑ Aleksandar M. Diamond-Stanic et Rieke, « The Relationship between Black Hole Growth and Star Formation in Seyfert Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 746, no 2,‎ , p. 14 pages (DOI 10.1088/0004-637X/746/2/168, Bibcode 2012ApJ...746..168D, lire en ligne [PDF])
  18. ↑ M. M. Phillips, « Optical Spectrophotometry of the Suspected X-Ray Galaxies NGC 6221 and NGC 7213 », Astrophysical Journal Letters, vol. 227,‎ , p. L121 (DOI 10.1086/182881, Bibcode 1979ApJ...227L.121P, lire en ligne [PDF])
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  20. ↑ a b et c F. Salvestrini, C. Gruppioni, F. Pozzi, A. Giannetti, R. Paladino et Hatziminaoglou, « Molecular gas in the central region of NGC 7213 », Astronomy & Astrophysics, vol. 641, no A151,‎ , p. 11 pages (DOI 10.1051/0004-6361/202037660, Bibcode 2020A&A...641A.151S, lire en ligne [PDF])
  21. ↑ R. L. C. Starling, M. J. Page, G. Branduardi-Raymont, A. A. Breeveld, R. Soria et K. Wu, « The X-ray spectrum of NGC 7213 and the Seyfert–LINER connection », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 356, no 2,‎ , p. 727-733 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.08493.x, Bibcode 2005MNRAS.356..727S, lire en ligne [PDF])
  22. ↑ F. Ursini, A. Marinucci et G. Matt, « The NuSTAR X-ray spectrum of the low-luminosity active galactic nucleus in NGC 7213 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 452, no 3,‎ , p. 3266-3272 (DOI 10.1093/mnras/stv1527, Bibcode 2015MNRAS.452.3266U, lire en ligne [PDF])
  23. ↑ Yan Zhen et Xie Fu-Guo, « A decades-long fast-rise-exponential-decay flare in low-luminosity AGN NGC 7213 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 475, no 1,‎ , p. 1190-1197 (DOI 10.1093/mnras/stx3259, Bibcode 2018MNRAS.475.1190Y, lire en ligne [PDF])
  24. ↑ M. E. Bell, T. Tzioumis, P. Uttley, R. P. Fender, P. Arévalo, E. Breedt, I. McHardy, D. E. Calvelo, O. Jamil et E. Körding, « X-ray and radio variability in the low-luminosity active galactic nucleus NGC 7213 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 411, no 1,‎ , p. 402-410 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17692.x, Bibcode 2011MNRAS.411..402B, lire en ligne [PDF])
  25. ↑ J. P. Huchra et M. J. Geller, « Groups of Galaxies. I. Nearby groups », Astrophysical Journal, vol. 257,‎ , p. 423-437 (DOI 10.1086/160000, Bibcode 1982ApJ...257..423H, lire en ligne [PDF])
  26. ↑ (en) « Results for object PGC 130726 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).

Voir aussi modifier

Articles connexes modifier

Liens externes modifier

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