M77 (galaxie spirale)

M77 (Messier 77 ou NGC 1068) est une galaxie spirale située dans la constellation de la Baleine à environ 34,5 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome français Pierre Méchain en 1780.

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M77

La galaxie spirale NGC 1068
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Baleine
Ascension droite (α) 02h 42m 40,7s[1]
Déclinaison (δ) -00° 00′ 48″
Magnitude apparente (V) 8,9 [2]
9,6 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 12,97 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 7,1′ × 6,0′[2]
Décalage vers le rouge +0,003793 ± 0,000010[1]
Angle de position 70°[2]

Localisation dans la constellation : Baleine

Astrométrie
Vitesse radiale 1 137 ± 3 km/s [4]
Distance 15,9 ± 1,1 Mpc (∼51,9 millions d'a.l.) [5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie (R)SA(rs)b[1] Sb/P[2]
(R)SA(rs)b?[6]
Dimensions 71 000 a.l.[7]
Découverte
Découvreur(s) Pierre Méchain [6]
Date 29 octobre 1780 [6]
Désignation(s) M77, Messier 77
PGC 10266
MCG 0-7-83
UGC 2188
CGCG 388-98
Cetus A
KUG 0240-002
3C71
ARP 37
IRAS 02401-0013 [2]
Liste des galaxies spirales

Description

M77 est une galaxie dotée d'un noyau actif qui est caché aux longueurs d'onde visibles par un nuage de poussière interstellaire. Le diamètre du disque moléculaire et le plasma chaud associé aux matières cachant le noyau furent mesurés pour la première fois en ondes radio par le VLBA et le VLA. La poussière chaude autour du noyau a été mesurée en infrarouges moyen par le VLT. C'est une galaxie de Seyfert de type 2[8].

M77 et NGC 1055. (SDSS)

M77 (NGC 1068) a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique (R)SA(rs)b dans son atlas des galaxies[9],[10]. La notation (R) au début signifie que la galaxie est entourée d'un anneau extérieur. On peut d'ailleurs le voir aisément sur la photographie prise à l'observatoire du mont Lemmon. À noter également que M77 est située à proximité d'une autre belle galaxie : NGC 1055 qui est une belle spirale vue par la tranche. Cet ensemble est particulièrement esthétique en astrophotographie.

Les lignes de champ magnétique de M77. L’image réalisée par HAWC+ de l'observatoire SOFIA de la NASA montre que les lignes de champ magnétique de M77 semblent suivre la direction de ses bras spiraux, bras qui mettent sans doute en évidence les ondes de densité de la galaxie spirale. Rappelons que le modèle des ondes de densité tente d’expliquer la présence des bras spiraux d’une galaxie. Ces ondes se déplacent plus lentement que la matière de la galaxie. Lorsque les bras de la galaxie entrent dans cette zone, des étoiles naissent. Lorsqu'ils en sortent, les étoiles plus massives meurent plus rapidement que les autres. La couleur bleutée typique des étoiles massives disparaît alors, laissant une zone moins lumineuse.

Le trou noir supermassif au centre de la galaxie est entouré par deux disques de gaz qui tournent en sens inverse l'un de l'autre, phénomène très surprenant à l'échelle de quelques années-lumière[11]. La galaxie M77 est vraisemblablement la source de certains neutrinos détectés par l'expérience IceCube[12].

Publié en 2010, grâce aux observation du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 1068. La La taille de son demi-grand axe est est estimée à 1190 pc (~3880 années-lumière)[13].

Trou noir supermassif

Selon une étude réalisée auprès de 76 galaxies par Alister Graham en 2008, le bulbe central de M77 (NGC 1068) renferme un trou noir supermassif dont la masse est estimée à 8,4+0,3
−0,3 x 106 .[14]

Observation

M77 est culmine en septembre dans l'hémisphère nord. Elle se situe en dessous de l'étoile γ Cet, juste à côté de l'étoile δ Cet.

Dans de parfaites conditions atmosphériques, M77 est visible avec de simples jumelles[15].

Distance et diamètre

La distance de M77 calculée en prenant la valeur du décalage vers le rouge[5] est égale à 52,0±3,6 millions d'années-lumière. Des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 10,582 ± 2,962 Mpc (∼34,5 millions d'a.l.) [16]. Ces mesures correspondent donc à une distance de 34,5±9,7 millions d'années-lumière.Comme il s'agit d'une galaxie rapprochée, ces mesures sont plus fiables. Si on considère la distance obtenue par ces mesures, le diamètre de M77, comprenant son anneau externe, est d'environ 71 000 années-lumière.

Histoire

M77 a été découverte par Pierre Méchain en 1780, qui la définit premièrement comme une nébuleuse. Méchain communiqua alors sa découverte à Charles Messier qui l'ajouta dans son catalogue[17]. Messier et William Herschel décrivirent tous deux cette galaxie comme étant un amas d'étoiles[17]. De nos jours, cet objet est défini en tant que galaxie.

Groupe de M77

M77 ainsi que les galaxies NGC 1055, NGC 1073, UGC 2275, UGC 2302 et UGCA 44 forment le groupe de M77[18]. À ces galaxies, il faut ajouter UGC 2162 qui apparait dans une liste publiée par A.M. Garcia en 1993[19].

Galerie
  • L'anneau externe de M77 est parfaitement visible sur cette image. (Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona)
  • Gros plan sur le centre de M77 par le télescope spatial Hubble.
  • M77 en ultraviolet par GALEX


Notes et références
  1. (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 1068 (consulté le )
  2. « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 1000 à 1099 »
  3. La brillance de surface (S) se calcule à partir de la magnitude apparente (m) et de la surface de la galaxie selon l'équation
  4. On obtient la vitesse de récession d'une galaxie à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage vers le rouge (redshift) et c la vitesse de la lumière. L'incertitude relative de la vitesse Δv/v est égale à celle de z étant donné la grande précision de c.
  5. On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble : v = Hod, où Ho est la constante de Hubble (70±5 (km/s)/Mpc) . L'incertitude relative Δd/d sur la distance est égale à la somme des incertitudes relatives de la vitesse et de Ho.
  6. (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le )
  7. On obtient le diamètre d'une galaxie par le produit de la distance qui nous en sépare et de l'angle, exprimé en radian, de sa plus grande dimension.
  8. (en) « Pattern Speeds BIMA-SONG Galaxies with Molecule-Dominated ISMs Using the Tremaine-Weinberg Method » (consulté le )
  9. Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 1068
  10. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 1068 » (consulté le )
  11. (en) Violette Impellizzeri et al., « Counter-Rotation and High Velocity Outflow in the Parsec-Scale Molecular Torus of NGC 1068 », The Astrophysical Journal Letters, vol. 884, no 2,‎ (lire en ligne).
  12. (en) M. G. Aartsen et al., « Time-Integrated Neutrino Source Searches with 10 Years of IceCube Data », Physical Review Letters, vol. 124, no 5,‎ (lire en ligne).
  13. S. Comerón, J. H. Knapen, J. E. Beckman, E. Laurikainen, H. Salo, I. Martínez-Valpuesta et R. J. Buta, « AINUR: Atlas of Images of NUclear Rings », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 402#4,‎ , p. 2462-2490 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.16057.x, Bibcode 2010MNRAS.402.2462C, lire en ligne [PDF])
  14. Alister W. Graham, « Populating the galaxy velocity dispersion – supermassive black hole mass diagram: A catalogue of (Mbh, σ) values », Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 25#4,‎ , p. 167-175, table 1 page 174 (DOI 10.1088/1009-9271/5/4/002, Bibcode 2005ChJAA...5..347A, lire en ligne)
  15. « Performance d'un télescope : Une approche théorique » (consulté le )
  16. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  17. (en) K. G. Jones, Messier's Nebulae and Star Clusters, Cambridge, Cambridge University Press, , 2e edition éd., 427 p. (ISBN 978-0-521-37079-0, LCCN 89022199, lire en ligne)
  18. « Une liste des groupes de galaxies proches » (consulté le )
  19. A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1,‎ , p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)

Articles connexes

Liens externes
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