Bienvenue à Messier lundi! Aujourd'hui, nous continuons notre hommage à notre cher ami, Tammy Plotner, en regardant la galaxie spirale intermédiaire connue sous le nom de Messier 66.
Au XVIIIe siècle, alors qu'il cherchait des comètes dans le ciel nocturne, l'astronome français Charles Messier continuait de noter la présence d'objets fixes et diffus qu'il avait initialement confondus avec des comètes. Avec le temps, il viendrait compiler une liste d'environ 100 de ces objets, espérant empêcher d'autres astronomes de faire la même erreur. Cette liste - connue sous le nom de catalogue Messier - allait devenir l'un des catalogues les plus influents des objets du ciel profond.
L'un de ces objets est la galaxie elliptique intermédiaire connue sous le nom de Messier 66 (NGC 3627). Située à environ 36 millions d'années-lumière de la Terre en direction de la constellation du Lion, cette galaxie mesure 95 000 années-lumière de diamètre. Il est également le membre le plus brillant et le plus important du triplet Leo des galaxies et est bien connu pour ses amas d'étoiles brillantes, ses couloirs de poussière et ses supernovae associées.
La description:
Profitant de la vie à quelque 35 millions d'années-lumière de la Voie lactée, le groupe connu sous le nom de «Leo Trio» abrite la brillante galaxie Messier 66 - la plus orientale des deux objets M. Dans le télescope ou les jumelles, vous trouverez cette galaxie spirale barrée beaucoup plus visible et beaucoup plus facile à voir les détails dans ses bras noués et son noyau bombé.
En raison de l'interaction avec ses galaxies voisines, le M66 montre des signes d'une concentration de masse centrale extrêmement élevée ainsi qu'un amas non corroté résolu de matériau H I apparemment retiré de l'un des bras spiraux. Même l'un de ses bras en spirale l'a fait remarquer dans la collection de Galaxies particulières de Halton Arp! Alors, exactement avec quoi est-il entré en collision? Comme Xiaolei Zhang (et al) l'a indiqué dans une étude de 1993:
«Les données combinées CO et H I fournissent de nouvelles informations, à la fois sur l'histoire de la rencontre passée de NGC 3627 avec sa galaxie compagnon NGC 3628 et sur l'évolution dynamique ultérieure de NGC 3627 à la suite de cette interaction de marée. En particulier, les informations morphologiques et cinématiques indiquent que le couple gravitationnel subi par NGC 3627 lors de la rencontre rapprochée a déclenché une séquence de processus dynamiques, y compris la formation de structures spirales proéminentes, la concentration centrale de la masse stellaire et gazeuse, la formation de deux résonances Lindblad internes largement séparées et situées à l'extérieur, et la formation d'une barre gazeuse à l'intérieur de la résonance interne. Ces processus en coordination permettent l'accrétion de masse radiale continue et efficace à travers tout le disque galactique. Le résultat d'observation dans le travail actuel fournit une image détaillée d'une galaxie en interaction à proximité qui est très probablement en train d'évoluer vers une galaxie nucléaire active. Il suggère également l'un des mécanismes possibles pour la formation d'instabilités successives dans les galaxies post-interaction, qui pourraient canaliser très efficacement le milieu interstellaire vers le centre de la galaxie pour alimenter les activités nucléaires Starburst et Seyfert. "
Ah oui! Régions de formation d'étoiles… Et quelle meilleure façon de regarder plus profondément qu'à travers les yeux du télescope spatial Spitzer? Comme R. Kennicutt (Université de l'Arizona) et l'équipe SINGS l'ont fait remarquer:
"Le noyau bleu et la structure en forme de barre du M66 illustrent une concentration d'étoiles plus anciennes. Alors que la barre semble dépourvue de formation d'étoiles, les extrémités des barres sont rouge vif et forment activement des étoiles. Une spirale barrée offre un laboratoire exquis pour la formation d'étoiles car elle contient de nombreux environnements différents avec des niveaux variables d'activité de formation d'étoiles, par exemple, le noyau, les anneaux, la barre, les extrémités des barres et les bras en spirale. L'image SINGS est un composite de fausses couleurs à quatre canaux, où le bleu indique une émission à 3,6 microns, le vert correspond à 4,5 microns et le rouge à 5,8 et 8,0 microns. La contribution de la lumière des étoiles (mesurée à 3,6 microns) dans cette image a été soustraite des images 5,8 et 8 microns pour améliorer la visibilité des caractéristiques de la poussière. "
Messier 66 a également été étudié en profondeur pour trouver des preuves de la formation d'amas de super étoiles, également. Comme David Meier l'a indiqué:
«Les superamas d'étoiles seraient des précurseurs d'amas globulaires et font partie des régions de formation d'étoiles les plus extrêmes de l'univers. Ils ont tendance à se produire dans des galaxies à explosion stellaire active ou près des noyaux de galaxies moins actives. Les amas de super-étoiles radio ne peuvent pas être vus en lumière optique en raison de leur extinction extrême, mais ils brillent brillamment dans les observations infrarouges et radio. Nous pouvons être certains qu'il existe de nombreuses étoiles O massives dans ces régions, car des étoiles massives sont nécessaires pour fournir le rayonnement UV qui ionise le gaz et crée des régions HII thermiquement lumineuses. Peu de SSC natals sont actuellement connus, la détection est donc un objectif scientifique important en soi. En particulier, très peu de SSC sont connus dans les disques galactiques. Nous avons besoin de plus de détections pour pouvoir faire des déclarations statistiques sur les SSC et remplir la gamme de masse des amas d'étoiles en formation. Avec plus de détections, nous serons en mesure d'étudier les effets d'autres environnements (par exemple, barres, bulles et interaction galactique) sur les SSC, qui pourraient potentiellement être suivis dans un avenir lointain avec le Square Kilometer Array pour découvrir leurs effets sur la formation individuelle étoiles massives. "
Mais il y a encore plus. Essayez les propriétés magnétiques dans les motifs en spirale du M66. Comme M. Soida (et al) l'a indiqué dans leur étude de 2001:
«En observant la galaxie NGC 3627 en interaction dans la radio polarisation, nous essayons de répondre à la question; dans quelle mesure le champ magnétique suit le flux de gaz galactique. Nous avons obtenu des cartes de puissance totale et d'intensité polarisée à 8,46 GHz et 4,85 GHz en utilisant le VLA dans sa configuration D compacte. Afin de surmonter les problèmes d'espacement nul, les données interférométriques ont été combinées avec des mesures à antenne parabolique obtenues avec le radiotélescope Effelsberg de 100 m. La structure de champ magnétique observée dans NGC 3627 suggère que deux composantes de champ sont superposées. Un composant remplit en douceur l'espace inter-bras et apparaît également dans les régions de disque les plus à l'extérieur, l'autre composant suit une structure symétrique en forme de S. Dans le disque occidental, ce dernier composant est bien aligné avec un couloir de poussière optique, suivant un virage qui peut être provoqué par des interactions externes. Cependant, dans le disque SE, le champ magnétique traverse un segment de bande de poussière lourde, apparemment insensible aux forts effets d'ondes de densité. Nous suggérons que le champ magnétique est découplé du gaz par une forte diffusion turbulente, en accord avec la grande largeur de raie Hi dans cette région. Nous discutons en détail de l'influence possible des effets de compression et des flux de gaz non axisymétriques sur les asymétries de champ magnétique générales dans NGC 3627. Sur la base de la distribution de rotation de Faraday, nous suggérons également l'existence d'un grand halo ionisé autour de cette galaxie.
Histoire de l'observation:
M65 et M66 ont été découverts la même nuit - le 1er mars 1780 - par Charles Messier, qui a décrit M66 comme «Nébuleuse découverte en Lion; sa lumière est très faible et très proche de la précédente: ils apparaissent tous deux dans le même champ dans le réfracteur. La comète de 1773 et 1774 est passée entre ces deux nébuleuses du 1er au 2 novembre 1773. M. Messier ne les a pas vues à ce moment-là, sans doute, à cause de la lumière de la comète. "
Les deux galaxies seraient observées et cataloguées par la famille Herschel et développées par l'amiral Smyth:
«Une grande nébuleuse allongée, avec un noyau brillant, sur la hanche du Lion, de tendance np [nord précédant, NW] et sf [sud suivant, SE]; ce magnifique spécimen de perspective se trouve à seulement 3 degrés au sud-est de Theta Leonis. Il est précédé à environ 73 secondes par un autre de forme similaire, le n ° 65 de Messier, et les deux sont sur le terrain en même temps, sous une puissance modérée, avec plusieurs étoiles. Ils ont été signalés par Mechain à Messier en 1780, et ils lui paraissaient faibles et flous. Ce qui précède est leur apparition dans mon instrument.
«Ces créations inconcevablement vastes sont suivies, exactement sur le même parallèle, ar Delta AR = 174s, par une autre nébuleuse elliptique d'un caractère encore plus stupéfiant quant aux dimensions apparentes. Il a été découvert par H. [John Herschel], en train de balayer, et est n ° 875 dans son catalogue de 1830 [en fait, probablement une position erronée pour M66 ré-observé]. Les deux précédents de ces objets singuliers ont été examinés par Sir William Herschel, et son fils [JH] également; et ce dernier dit: «La forme générale des nébuleuses allongées est elliptique, et leur condensation vers le centre est presque invariablement telle qu'elle résulterait de la superposition de strates elliptiques lumineuses, augmentant en densité vers le centre. Dans de nombreux cas, l'augmentation de la densité s'accompagne évidemment d'une diminution de l'ellipticité ou d'une approche plus proche de la forme globulaire dans les strates centrales que dans les strates extérieures. » Il suppose alors que la constitution générale de ces nébuleuses est celle de masses sphéroïdales oblates de tous les degrés de planéité de la sphère au disque, et de toute variété en ce qui concerne la loi de leur densité, et l'ellipticité vers le centre. Cela doit paraître surprenant et paradoxal à ceux qui s'imaginent que les formes de ces systèmes sont maintenues par des forces identiques à celles qui déterminent la forme d'une masse fluide en rotation; car, si les nébuleuses ne sont que des amas d'étoiles discrètes, comme dans le plus grand nombre de cas, il y a tout lieu de croire qu'elles le sont, aucune pression ne peut se propager à travers elles. Par conséquent, étant donné qu'aucune rotation générale d'un tel système comme une seule masse ne peut être supposée, Sir John suggère un schéma qu'il montre n'est pas, sous certaines conditions, incompatible avec la loi de la gravitation. «Elle doit plutôt être conçue», nous dit-il, «comme une forme de repos, comprenant dans ses limites une ampleur indéfinie de constituants individuels qui, pour autant que nous puissions en juger, peuvent se déplacer les uns parmi les autres, chacun animé par ses propres force inhérente au projectile, et déviée vers une orbite plus ou moins compliquée, par l'influence de cette loi de la gravitation interne qui peut résulter des attractions composées de toutes ses parties.
Localisation de Messier 66:
Même si vous pensez par sa magnitude visuelle apparente que le M66 ne serait pas visible dans de petites jumelles, vous vous trompez. Étonnamment, grâce à sa grande taille et sa luminosité de surface élevée, cette galaxie particulière est très facile à repérer directement entre Iota et Theta Leonis. Même dans des jumelles 5X30 dans de bonnes conditions, vous verrez facilement la M65 et la M65 comme deux ovales gris distincts.
Un petit télescope commencera à faire ressortir la structure de ces deux galaxies brillantes et merveilleuses, mais pour avoir une idée du «Trio», vous aurez besoin d'au moins 6 pouces d'ouverture et d'une bonne nuit sombre. Si vous ne les repérez pas tout de suite dans des jumelles, ne soyez pas déçus - cela signifie que vous n’avez probablement pas de bonnes conditions de ciel et réessayez une nuit plus transparente. La paire est bien adaptée aux nuits modestement éclairées par la lune avec des télescopes plus grands.
Puissiez-vous également être attiré par cette paire galactique!
Et voici les faits rapides sur M66 pour vous aider à démarrer:
Nom d'objet: Messier 66
Désignations alternatives: M66, NGC 3627, (membre du) Leo Trio, Leo Triplet
Type d'objet: Type Sb Spiral Galaxy
Constellation: Leo
Ascension droite: 11: 20.2 (h: m)
Déclinaison: +12: 59 (deg: m)
Distance: 35000 (kly)
Luminosité visuelle: 8,9 (mag)
Dimension apparente: 8 × 2,5 (arc min)
Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur les objets Messier ici à Space Magazine. Voici l'introduction de Tammy Plotner aux objets Messier, M1 - La nébuleuse du crabe et les articles de David Dickison sur les marathons Messier 2013 et 2014.
N'oubliez pas de consulter notre catalogue Messier complet. Et pour plus d'informations, consultez la base de données SEDS Messier.
Sources:
- NASA - Messier 66
- ESA - Galaxie spirale Messier 66
- Objets Messier - Messier 66
- Wikipédia - Messier 66
