NGC 1530

Désignation et localisation

• Nom : NGC 1530
• Type : Galaxie spirale barrée (SBb)
• Constellation : Camelopardalis (la Girafe)
• Coordonnées J2000 :
  • Ascension droite : 04h 23m 26.7s
  • Déclinaison : +75° 17′ 44″
• Magnitude apparente (V) : 12.3
• Dimensions apparentes : 3.5′ × 1.7′
• Inclinaison : ~45°
• Distance estimée : ~64 millions d’années-lumière (19,6 Mpc)
• Vitesse radiale (redshift z) : 2465 km/s

Morphologie et structure

NGC 1530 est une galaxie spirale barrée exceptionnelle de type SB(rs)b, présentant des bras spiraux bien définis émergeant d’une barre centrale très marquée. Cette barre est l’une des plus massives et dynamiques observées dans une spirale proche, jouant un rôle clé dans la dynamique interne de la galaxie.

La barre centrale

• Longue et massive (~10 kpc de longueur)
• Orientée de manière oblique par rapport aux bras spiraux
• Très brillante en bande Hα, signe de formation stellaire active
• Fait l’objet d’études détaillées sur les ondes de densité et la dynamique des gaz interstellaires

Les bras spiraux

• Deux bras principaux, bien enroulés (pitch angle modéré)
• Tracés par des régions HII, des amas jeunes et des bandes de poussière
• Présence d’un anneau pseudo-résilient (rs) à la base des bras, probablement lié à des résonances internes

Gaz, poussière et formation stellaire

• Fort contraste dans les bras avec des bandes sombres de poussière
• Forte émission en Hα et en infrarouge moyen (Spitzer), indiquant une activité de formation stellaire concentrée dans les bras et la barre
• Composante HI et CO détectée, ce qui permet une analyse cinématique complète

Environnement Galactique

 NGC 1530 est marquée en rouge (à ~20 Mpc).

Les autres galaxies voisines simulées (de distance et position réalistes) montrent une distribution diffuse, sans concentration typique d’un amas.

Intérêt scientifique

NGC 1530 est un laboratoire dynamique exceptionnel pour les études de :

• Flux de gaz induit par les barres
• Résonances internes (ILR, OLR, corotation)
• Formation stellaire déclenchée par compression dans les bras spiraux
• Morphologie spirale induite par des instabilités gravitationnelles et les ondes de densité

Des simulations N-body + hydrodynamiques ont montré que la forme très allongée de la barre affecte fortement le transport de moment angulaire et l’accrétion de gaz vers le noyau, un processus lié à la croissance des bulbes pseudo-bulges.

Observabilité et astrophotographie

Conditions d’observation

• Observable entre novembre et mars dans l’hémisphère nord
• Située à une haute déclinaison nord (+75°), elle est circumpolaire pour la plupart des observateurs européens

Astrophotographie avancée

• Difficile à imager depuis un ciel urbain à cause de sa brillance de surface relativement faible
• Idéale en ciel sombre avec optique de longue focale (> 1000 mm) pour détailler les bras spiraux et la barre
• Le traitement doit faire ressortir les détails fins dans les bras et l’absorption par la poussière
• Très réceptive au filtre Hα pour mettre en évidence les zones de formation stellaire dans la barre
• Le drizzle x2 peut être utilisé pour améliorer la résolution si le seeing est bon

Instrument & Setup

• Lunette TOA-130, Caméra Moravian G3-16200 , Monture EQ8 + suivi (0.40″ RMS)
• Traitement Pixinsight
• Poses réalisées à Fregenal de la sierra en Espagne

Filtres	Nb Poses	Durée pose	Température	Total Poses
Bleu	41	5mn	-10°	3h25mn
Rouge	41	5mn	-10°	3h25mn
Vert	41	5mn	-10°	3h25mn
Luminance	50	5mn	-10°	4h10mn
Ha	31	5mn	-10°	2h35mn
Total	204 poses			17heures

Faits marquants

• Classée dans l’Atlas of Galaxies with Bars comme l’un des exemples les plus extrêmes de barres longues
• Étudiée en détail par Block et al. (2004) pour la dynamique bar+spirale
• Forte concentration centrale, mais pas de noyau actif (AGN) détecté

Références scientifiques clés

• Regan & Elmegreen (1997) – Hα imaging and bar dynamics
• Zurita et al. (2004) – Kinematics and gas inflow in NGC 1530
• Block et al. (2004) – Dust penetrated morphology and Fourier analysis
• Knapen et al. (1996, 2002) – Hα maps and velocity fields