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Galaxie anémique

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Image de NGC 4921, galaxie anémique typique.
NGC 4569 est une autre galaxie anémique.

Une galaxie anémique[1] est un type de galaxie spirale caractérisé par un contraste faible entre ses bras spiraux et son disque.

Origine du terme

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La locution anemic spirals (« spirales anémiques » en anglais) a été proposée en par l'astronome canadien Sidney van den Bergh pour classifier les galaxies qui ont une forme intermédiaire entre les galaxies spirales à formation d'étoiles riches en gaz et les galaxies lenticulaires inactives et pauvres en gaz[2].

Caractéristiques

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Les galaxies anémiques présentent un faible contraste entre leurs bras spiraux et leur disque ainsi qu'une faible quantité et densité d'hydrogène atomique neutre, qui est la matière première pour la naissance des étoiles[3],[4]. Elle possède des couleurs plus rouge avec une région d'hydrogène ionisé plus faible qu'une galaxie spirale normale, et ainsi une plus faible production d'étoiles[4].

Les scientifiques ont d'abord cru que leur teneur en molécules d'hydrogène était semblable à celles des galaxies spirales normales[5], mais des études ultérieures ont montré que certaines d'entre elles sont faibles en gaz moléculaire[6].

Les galaxies anémiques ne doivent pas être confondues avec les galaxies de couleur rouge, résultat d'une faible formation d'étoiles mais ayant un contenu de gaz neutre normal, comme c'est le cas avec la galaxie d'Andromède[7],[8].

Évolution

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Une classification des galaxies. Une galaxie anémique se situe entre une galaxie lenticulaire (S0) et une galaxie spirale (Sa ou SBa).
M58, une autre galaxie anémique.

La plupart des galaxies de ce type sont présentes dans les amas de galaxies riches. Cela est d'ailleurs peut-être la cause de la transformation des galaxies spirales en galaxies anémiques. En effet, à part les galaxies spirales isolées, des études sur les galaxies spirales proches de l'amas de la Vierge ont montré que dans la plupart des cas, leurs gaz neutres et la formation des étoiles sont tronqués au sein de leur disque optique, pour certaines assez sévèrement[9],[10]. De plus, le taux de formation d'étoiles dans ces galaxies est plus faible que celui de celles situées à l'extérieur des amas[10]. Cela signifierait que des processus prennent place au sein des amas de galaxies, tels l'interaction avec le milieu intra-amas entraînant une certaine pression et/ou l’interaction avec les galaxies voisines, qui seraient responsables de l'origine des galaxies anémiques. Cela viderait les galaxies spirales de leur gaz ou entraînerait un sursaut de formation d'étoiles qui, par la suite, les laisseraient « épuisées »[11]. C'est ce second phénomène qui expliquerait les galaxies anémiques situées en périphérie des amas[4].

Le destin le plus probable d'une galaxie anémique est d'épuiser le reste de son gaz et d'avoir de moins en moins de formation d'étoiles, devenant ainsi quelque chose de semblable à une galaxie lenticulaire. Ainsi, la plupart des galaxies lenticulaires dans les amas seraient d'anciennes galaxies spirales[11].

Galaxie spirale inactive

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Une galaxie spirale inactive (aussi connue sous le nom de spirale inactive), est un type de galaxie spirale observé dans des amas de galaxies riches situées à un haut décalage vers le rouge et qui présente une structure spirale, mais qui n’a pas, ou peu, de formation d’étoiles[12]. Dans certains cas, elles sont cachées par la poussière et elles sont concentrées au sein des régions internes[13]. Souvent, elles semblent n'avoir que peu, voire pas, d'étoiles massives (>20 masses solaires)[13].

Même si elles partagent au moins quelques propriétés avec les galaxies anémiques[14], les liens avec elles ne sont pas clairs[15]. Elles pourraient être à un stade plus avancé que les galaxies anémiques vers l'évolution en galaxie lenticulaire[16], voire être le même type d'objet[17].

Exemples

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NGC 4921 dans l'amas de la Chevelure de Bérénice et Messier 90 (dite aussi NGC 4569) dans l'amas de la Vierge sont deux exemples de ce type de galaxies[2], bien que la plupart des galaxies spirales de l'amas de la Vierge sont plus ou moins faible en gaz[3].

Notes et références

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  1. ↑ Christian du Brulle, « NGC 4921, la galaxie anémique » [html], sur archives.lesoir.be, Le Soir, (consulté le ), p. 17.
  2. ↑ a et b (en-US) Sidney van den Bergh, « A new classification system for galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 206,‎ , p. 883-887 (DOI 10.1086/154452, Bibcode 1976ApJ...206..883V, lire en ligne [PDF], consulté le ).
  3. ↑ a et b (en-US) Chamaraux P., Balkowski C. et Gerard E., « The H I deficiency of the Virgo cluster spirals », Astronomy & Astrophysics, vol. 83, nos 1-2,‎ , p. 38–51 (Bibcode 1980A&A....83...38C)
  4. ↑ a b et c (en-US) Elmegreen DM, Elmegreen BG, Frogel JA, Eskridge PB, Pogge RW, Gallagher A et Iams J, « Arm Structure in Anemic Spiral Galaxies », The Astronomical Journal, vol. 124, no 2,‎ , p. 777–781 (DOI 10.1086/341613, Bibcode 2002AJ....124..777E, arXiv astro-ph/0205105).
  5. ↑ (en-US) Bergh S, « What are anemic galaxies? », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 103,‎ , p. 390–391 (DOI 10.1086/132832, Bibcode 1991PASP..103..390V).
  6. ↑ (en) Fumagalli M, Krumholz MR, Prochaska JX, Gavazzi G et Boselli A, « Molecular Hydrogen Deficiency in H I-poor Galaxies and its Implications for Star Formation », The Astrophysical Journal, vol. 697, no 2,‎ , p. 1811–1821 (DOI 10.1088/0004-637X/697/2/1811, Bibcode 2009ApJ...697.1811F, arXiv 0903.3950).
  7. ↑ (en) Davidge TJ, Connachie AW, Fardal MA, Fliri J, Valls-Gabaud D, Chapman SC, Lewis GF et Rich RM, « The Recent Stellar Archeology of M31—The Nearest Red Disk Galaxy », The Astrophysical Journal, vol. 751, no 1,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/751/1/74, Bibcode 2012ApJ...751...74D, arXiv 1203.6081).
  8. ↑ (en-US) Schommer RA et Bothun GD, « Very red, yet H I rich galaxies », The Astronomical Journal, vol. 88,‎ , p. 577–582 (DOI 10.1086/113346, Bibcode 1983AJ.....88..577S).
  9. ↑ (en-US) Chung A, Van Gorkom JH, Kenney JFP, Crowl Hugh et Vollmer B, « VLA Imaging of Virgo Spirals in Atomic Gas (VIVA). I. The Atlas and the H I Properties », the Astronomical Journal, vol. 138, no 6,‎ , p. 1741–1816 (DOI 10.1088/0004-6256/138/6/1741, Bibcode 2009AJ....138.1741C).
  10. ↑ a et b (en-US) Koopmann R et Kenney JDP, « Hα Morphologies and Environmental Effects in Virgo Cluster Spiral Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 613, no 2,‎ , p. 866–885 (DOI 10.1086/423191, Bibcode 2004ApJ...613..866K, arXiv astro-ph/0406243).
  11. ↑ a et b (en) Boselli A et Gavazzi G, « Environmental Effects on Late-Type Galaxies in Nearby Clusters », The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 118, no 842,‎ , p. 517–559 (DOI 10.1086/500691, Bibcode 2006PASP..118..517B, arXiv astro-ph/0601108).
  12. ↑ (en) S. M. Moran, R. S. Ellis, T. Treu, T. Treu, S. Salim, R. M. Rich, G. P. Smith et J. P. Kneib, « GALEX Observations of ``Passive Spirals in the Cluster Cl 0024+17: Clues to the Formation of S0 Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 641, no 2,‎ , L97-L100 (DOI 10.1086/504078, Bibcode 2006ApJ...641L..97M, arXiv astro-ph/0603182)
  13. ↑ a et b (en) K. Bekki et W. J Couch, « Origin of optically passive spiral galaxies with dusty star-forming regions. Outside-in truncation of star formation? », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 408, no 1,‎ , L11-L15 (DOI 10.1111/j.1745-3933.2010.00917.x, Bibcode 2010MNRAS.408L..11B, arXiv 1007.2532)
  14. ↑ (en) T. Goto, S. Okamura, M. Sekiguchi, M. Bernardi, J. Brinkmann, P. L. Gómez, M. Harvanek, S. Kleinman, J. Krzesinky et D. Long, « The Environment of Passive Spiral Galaxies in the SDSS », Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 55, no 4,‎ , p. 757–770 (DOI 10.1093/pasj/55.4.757, Bibcode 2003PASJ...55..757G, arXiv astro-ph/0301303)
  15. ↑ (en) K. Bekki, W. J. Couch et Y. Shioya, « Passive Spiral Formation from Halo Gas Starvation: Gradual Transformation into S0s », The Astrophysical Journal, vol. 577, no 2,‎ , p. 651–657 (DOI 10.1086/342221, Bibcode 2002ApJ...577..651B, arXiv astro-ph/0206207)
  16. ↑ (en) H. H. Crowl et J. D. P. Kenney, « The Stellar Populations of Stripped Spiral Galaxies in the Virgo Cluster », The Astronomical Journal, vol. 136, no 4,‎ , p. 1623–1644 (DOI 10.1088/0004-6256/136/4/1623, Bibcode 2008AJ....136.1623C, arXiv 0807.3747)
  17. ↑ (en) C. Wolf, A. Aragón-Salamanca, M. Balogh, M. Barden, E. F. Bell, M. E. Gray, C. Y. Peng, D. Bacon, F. D. Barazza et A. Böhm, « Optically-Passive Spirals: the Missing Link in Gradual Star Formation Suppression upon Cluster Infall », The Starburst-AGN Connection. ASP Conference Series , proceedings of the conference held 27–31 October 2008, at Shanghai Normal University, Shanghai, China. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, vol. 408,‎ , p. 248 (Bibcode 2009ASPC..408..248W, arXiv 0906.0306)

Lien externe

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