Le second grand pan d’études de NGC 3109 concerne sa répartition en hydrogène neutre.

Tout d’abord, puisque l'analyse des courbes de rotation des galaxies spirales fournit un outil efficace pour étudier les propriétés des halos de matière noire et leurs relations avec la matière baryonique, avoir à sa disposition une galaxie aussi proche est un atout pour tester (on dit aussi contraindre) les modèles cosmologiques.

Le plus « populaire » d’entre eux est le modèle « de base » ΛCDM qui se lit en anglais Lambda - Cold Dark Matter ou « lambda - matière noire froide » et qui désigne un modèle cosmologique du Big Bang paramétré par une constante cosmologique notée Λ (ie la lettre grecque Lmabda majusucule) et associée à la matière noire froide. Aussi appelé modèle standard du Big Bang, c’est le modèle cosmologique le plus simple qui rende compte des propriétés du cosmos comme l'existence et la structure du fond diffus cosmologique, la structure à grande échelle de l'univers observable et la distribution des galaxies, l'abondance des éléments légers (hydrogène, hélium et lithium) ou l'accélération de l'expansion de l'univers.

Il présente plusieurs variantes. Tout d’abord, le modèle de Navarro-Frenk-White (NFW), développé dans les années 90, qui donne une bonne approximation - notamment pour des galaxies similaires à la nôtre ou à M31 - de la configuration d'équilibre de la matière noire produite dans des simulations de particules de matière noire sans collision. On peut aussi citer le modèle pseudo-isotherme à noyau (l’isothermal dark matter model ou Iso DM), qui fournit une meilleure description des courbes de rotation observées pour des galaxies comme NGC 3109, et enfin le modèle Einasto, qui se révèle être le modèle le mieux adapté pour décrire des halos de masse  faible et intermédiaire dans les simulations cosmologiques à N-corps sans dissipation.

Du fait de la morphologie de NGC 3109 (de type SB(s)m D selon Carignan et al. ou dIrr selon McConnachie), les premières études cinématiques furent modélisées comme celle d’un corps quasi solide en rotation (association d’un disque lumineux composé d’étoiles et de gaz et d’un halo sombre isotherme). Mais il s’avèra que, comme toujours, la confrontation des modèles avec la réalité n’était pas si simple, et les premières comparaisons des données de rotation en fonction des molécules étudiées donnèrent des résultats différents. Par exemple, une comparaison des courbes de rotation en HI ou en Halpha  (Blais-Ouellette et al.) donnait une excellente concordance avec l’iso DM mais pas avec le modèle NFW.

Mais ce serait oublier qu’à ce jour encore, deux grandes familles de modèles cosmologiques s’opposent quant à l’explication des « anomalies rotationnelles » des galaxies spirales, les uns avec la présence de matière noire, les autres sans, avec notamment le plus fameux d’entre connu sous le nom de MOND (MOdified Newtonian Dynamics, d’après les travaux de Milgrom).

Dans le cas de NGC 3109, deux études publiées en 1991 en 1996 et une thèse en 2013 avaient montré une mauvaise compliance des données observationnelles au modèle MOND. L’hypothèse avancée était que cette mauvaise concordance était liée aux limites d’estimation de la distance de NGC 3109 avant les années 2000 (notamment du fait de l’impossibilité d’en étudier à l’époque les céphéïdes peu lumineuses), ce qui grevait l’estimation de la masse de gaz du halo.

Cette incertitude de mesure entraîna une nouvelle campagne de mesures, publiée en 2013 par Carignan et al., avec des données plus fines collectées avec le système KAT-7 (le précurseur de MeerKAT, en cours de construction à l’époque, et dont KAT-7 servait de test grandeur nature de développement, cf image ci-dessus). Ces nouvelles valeurs furent comparées aux données antérieures fournies par le Very Large Array (VLA) et permirent une nouvelle estimation de la distribution de masse de NGC 3109, afin de vérifier si oui ou non cette galaxie mettait en échec MOND. Les conclusions furent assez tranchées :

• La masse totale de HI mesurée pour NGC 3109 est de l’ordre 406 millions de masses solaires en utilisant une distance de NGC 3109 de 1,3 Mpc. Cette masse est ∼40% supérieure aux valeurs calculées en utilisant les observations du VLA.

• Le disque de HI s’étend sur une région de 58’ (E-O) × 27’ (N-S) le long d’une limite de densité 1.0 × 10^19 atomes/cm², avec une distribution « bancale », la distribution de HI « débordant » vers le côté S-O.

• Du fait de cette distribution asymétrique, un modèle de « disque incliné » (tilted-ring model) a été préféré pour modéliser la courbe de rotation au modèle « solide » évoqué ci-dessus dans les premières publications.

• En dérivant les courbes de rotation selon deux méthodes différentes, les résultats sont très similaires et concordent très bien avec le modèle ISO DM et beaucoup moins bien avec le modèle NFW. Mais les mesures réalisées par Carignan et al. indiquent surtout que le halo de matière noire de NGC 3901 est plutôt concentré vers le noyau (et non pas « en creux»), ce qui concorde bien avec la présence attendue d’une concentration de la matière noire au centre des halos, ce qui est pourtant l’un des premiers et des plus solides résultats dérivé de la simulation cosmologique à N-corps, et qui a été longtemps en conflit avec les observations.

• Le modèle MOND, enfin, est mis en échec sur NGC 3901.

Par ailleurs, il a été observé à partir de l'analyse des vitesses radiales, que les régions HII dans NGC 3109 partageaient la cinématique que le disque HI à la même position projetée, avec une très faible dispersion des vitesses.

Pour finir, un dernier point d’intérêt scientifique est la recherche d’interactions entre les différentes galaxies de ce petit groupe.

Barnes émet l’hypothèse en 2001 d’une possible interaction de NGC 3109 avec la Galaxie naine Antlia devant la mise en évidence d’une déformation significative de la répartition du HI dans le halo de NGC 3109. Mais l’étude de Carignan et al de 2013, malgré la confirmation de la présence d'une élongation des isophotes les plus externes, n'a pas confirmé une éventuelle rencontre et / ou interaction passée entre NGC 3109 et dSph / dIrr Antlia mais nous y reviendrons…

Dernier point, NGC 3109 a été le siège d’une nova en 2018, ASASSN-18gb, confirmée par spectroscopie. Il s’agissait de la première nova décrite dans cette galaxie.

Annexe 1 :

Le premier dredge-up se produit quand une étoile de la séquence principale rentre dans la branche des géantes rouges. Sous l'effet du mélange convectif, l'atmosphère externe montre la signature spectrale de la fusion de l'hydrogène : les rapports 12C/13C et C/N sont diminués et les abondances de surface du lithium et du béryllium peuvent être réduites.

Le second dredge-up se produit dans les étoiles de 4–8 M☉. Quand la fusion de l'hélium se termine dans le cœur, la convection mélange les produits du cycle CNO. Ce second dredge-up produit un accroissement de l'abondance de surface de 4He et de 14N, tandis que les quantités de 12C et 16O diminuent.

Le troisième dredge-up se produit après qu'une étoile soit rentrée dans la branche asymptotique des géantes et un flash se produit avec une combustion de l'hélium en coquille. Ce dredge-up provoque la remontée en surface de l'hélium, du carbone et des produits du processus. Le résultat est une augmentation de l'abondance du carbone par rapport à l'oxygène, ce qui peut créer une étoile carbonée (source wikipedia).

Annexe 2 :

Certaines étoiles variables présentent une relation entre leur luminosité intrinsèque et leur période de variabilité, ce qui permet de les utiliser comme indicateurs de distance, notamment pour des amas globulaires (distance galactique) ou pour des galaxies (distance extragalactique, jusqu’à un certaine limite).

Parmi les plus lumineuses, on trouve notamment les céphéides, les étoiles variables de type RR Lyra et les Miras (du nom commun de o Ceti).

Plus spécifiquement, les variables de type Miras sont des géantes rouges aux derniers stades de l'évolution stellaire. Situées sur la branche asymptotique des géantes (AGB), elles expulsent leur enveloppe extérieure sous forme de nébuleuses planétaires et deviennent des naines blanches en quelques millions d'années. Elle se caractérisent par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours et des amplitudes supérieures à une magnitude dans l'infrarouge et supérieure à 2,5 magnitudes aux longueurs d'onde visibles (sources diverses).