Galaxie du Triangle

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Galaxie du Triangle
M33
Image illustrative de l’article Galaxie du Triangle
Cliché de la galaxie du Triangle en lumière visible.
Découverte
Découvreur(s) Giovanni Battista Hodierna
Date 1654
Désignations NGC 598
UGC 1117
MCG+05-04-069
PGC 5818
Observation
(Époque J2000.0)
Ascension droite 01h 33m 50,904s[1]
Déclinaison +30° 39′ 35,79″[1]
Coordonnées galactiques ℓ = 133,610 3 · b = −31,330 9[1]
Vitesse radiale −182 ± 3 km/s[1]
Distance 847 ± 60 kpc (∼2,76 millions d'al)[2]
730 ± 168 kpc (∼2,38 millions d'al)[3]
environ 964 kpc (∼3,14 millions d'al)[4]
Magnitude app. 6,27[5]
Dimensions app. 70,8 × 41,7 minutes d'arc[5]
Constellation Triangle
Caractéristiques
Type SA(s)cd[5]
Masse 6 × 1010 M☉[6]
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La galaxie du Triangle, également appelée M33, est une galaxie spirale de type SA(s)cd appartenant au Groupe local et située dans la constellation du Triangle. Sans doute satellite de la galaxie d'Andromède, sa distance au Soleil est assez mal connue. Les mesures actuelles donnent une distance allant de environ 0,9 Mpc (∼2,94 millions d'al) à environ 4 Mpc (∼13 millions d'al).

C'est la troisième galaxie la plus massive du Groupe local après la galaxie d'Andromède et la Voie lactée, et devant le Grand Nuage de Magellan ; avec une masse évaluée à 60 milliards de masses solaires, elle ne représente que 5 % de la masse de la galaxie d'Andromède, la matière noire constituant près de 85 % de cette masse[6].

Cataloguée pour la première fois par Charles Messier en 1764, la galaxie du Triangle avait probablement déjà été observée auparavant, étant visible à l'œil nu lorsque les conditions s'y prêtent. Son étude astronomique remonte au moins au milieu du XIXe siècle, puisque William Parsons, 3e comte de Rosse, avait, dès 1850, suggéré que sa structure présentait des spirales[7].

Propriétés physiques

Morphologie

La galaxie du Triangle est classée de type dit « SA(s)cd » dans la séquence de Hubble-Sandage revue par Vaucouleurs, « S » indiquant qu'il s'agit d'une galaxie à disque, « A » que c'est une galaxie spirale régulière (non barrée), « (s) » que ce n'est pas une galaxie à anneau et « cd » que ses bras spiraux sont plutôt ouverts[8]. Cette galaxie est vue sous un angle de 54° par rapport à la ligne de visée depuis la Terre (une galaxie vue par la tranche le serait sous un angle de 90°), de sorte que sa structure peut être observée sans être trop gêné par les gaz et poussières du milieu interstellaire[9],[10].

Le disque galactique apparaît tordu au-delà d'un rayon de 9 kpc. Il y a sans doute un halo galactique englobant l'ensemble de la structure, mais aucun bulbe galactique n'est visible autour de son noyau[11]. Il s'agit d'une galaxie isolée, dépourvue des galaxies naines sphéroïdales et des queues de marée qui accompagnent par exemple la Voie lactée[12].

Formation stellaire

L'hydrogène atomique se condense massivement en hydrogène moléculaire dans les régions centrales de la galaxie, ce qui se traduit par d'intenses raies d'émission du monoxyde de carbone CO dans le spectre électromagnétique jusqu'à un rayon de 4 minutes d'arc autour du centre dynamique de M33.

Ceci témoigne de la condensation du milieu interstellaire en nuages moléculaires géants, précurseurs de la formation stellaire ; environ 10 % du gaz interstellaire de cette galaxie est sous forme moléculaire[9],[10].

L'intensité du processus de formation stellaire suit étroitement la distribution de l'hydrogène moléculaire dans la galaxie et est globalement estimé à 0,45 ± 0,1 M☉/an, sans qu'il soit possible de préciser si ce taux est constant ou bien décroissant[9],[10]. Par unité de volume, ce taux est 4,6 fois plus élevé dans la galaxie du Triangle que dans la galaxie d'Andromède[13].

L'analyse spectrale de la composition chimique de cette galaxie révèle deux régions distinctes. La métallicité des étoiles croît linéairement du centre galactique jusqu'à un rayon d'environ 30 000 années-lumière (9 kpc), puis évolue peu au-delà de ce rayon jusqu'à environ 81 500 années-lumière (25 kpc). Ceci suggère un historique de formation stellaire différent entre le disque galactique intérieur et le reste de la galaxie, avec un scénario dans lequel le gaz interstellaire s'est d'abord condensé dans les régions centrales de la galaxie puis dans les régions externes du disque galactique[11], d'où un âge stellaire décroissant du centre vers la périphérie[14].

Cœur de la galaxie

La galaxie M33 vue dans l'ultraviolet par le télescope spatial GALEX[15].
(en) M33 vue dans l'infrarouge par le télescope spatial Spitzer[16].
(en) NGC 604, plus grande région H II de la galaxie du Triangle[17].
NGC 604 vu par le télescope spatial Hubble[18].
Localisation de la galaxie dans la constellation du Triangle.

Bien que classée comme galaxie spirale régulière, M33 présenterait en fait une petite barre traversant son cœur sur une longueur de 2 600 années-lumière (800 pc)[19]. Le cœur de la galaxie du Triangle est une région H II[20] contenant une source X ultralumineuse, appelée M33 X-8, d'une puissance de 1,2 × 1039 erg·s-1, soit 1,2 × 1046 W, dont 1032 W dans la bande de 0,1 à 6 keV, ce qui en fait la source de rayons X la plus puissante du Groupe local. L'intensité de cette émission connaît une variation périodique de 20 % sur 106 jours[21] mais le cœur de M33 ne semble pas abriter de trou noir supermassif, la masse d'un éventuel objet compact au centre de la galaxie du Triangle ayant été estimée à au plus 3 000 M☉ en fonction de la vitesse des étoiles des régions centrales de la galaxie[22] ; cette modulation est interprétée comme la période orbitale d’un trou noir d’au moins 10 M☉ avec une étoile massive.

Masse, distance, vitesse tangentielle

Des travaux de 2003[6] évaluent la masse totale de la galaxie du Triangle à environ 60 milliards de masses solaires, dont 5 × 1010 M☉ de matière noire dans un rayon de 55 500 années-lumière (17 kpc), avec un disque galactique de 3 à 6 × 109 M☉ ainsi que 3,2 × 109 M☉ de gaz interstellaire.

La distance de M33 au Soleil a été évaluée en 2004 à travers différentes méthodes, qui ont donné des résultats assez variables :

Son diamètre serait ainsi d'environ 50 000 à 60 000 années-lumière (15 à 18 kpc) selon la distance considérée.

L'observation en 2005 de deux masers astrophysiques à vapeur d'eau dans cette galaxie a permis d'en évaluer à la fois la vitesse angulaire de rotation et le mouvement propre par rapport à la Voie lactée[3], des mesures interférométriques complémentaires ayant permis d'évaluer la vitesse tangentielle à environ 185 km/s.

Satellites éventuels

La petite galaxie irrégulière appelée LGS 3 ou « galaxie naine des Poissons », est située à 20° de la galaxie d'Andromède et à 11° de celle du Triangle, à une distance estimée à environ 2 millions d'années-lumière (620 kpc) du Soleil et à 0,9 million d'années-lumière (280 kpc) à la fois de M31 et de M33[26], de sorte qu'elle serait plus probablement satellite de M31 que de M33 compte tenu des masses respectives de ces deux objets ; LGS 3 a une masse estimée à 2,6 × 107 M☉ et un rayon de cœur de 500 années-lumière (148 pc).

Objets notables

La galaxie du Triangle recèle un grand nombre d'objets astronomiques individualisés, d'autant plus aisément repérables que la galaxie est vue sous un angle suffisamment de face. Pas moins de 515 sources individuelles de rayonnement infrarouge à 24 μm avaient été identifiées en 2007 à partir des données du télescope spatial Spitzer, les plus brillantes d'entre elles se trouvant au centre de la galaxie et le long de ses bras spiraux.

De nombreuses sources d'émissions sont associées à des régions H II dans lesquelles se forment des étoiles[27]. Les quatre régions H II les plus brillantes de la galaxie sont désignées par NGC 588, NGC 592, NGC 595 et NGC 604, cette dernière, qui s'étend sur près de 1 500 années-lumière (460 pc), étant la plus lumineuse. Elles sont associées à des nuages moléculaires totalisant une masse de 120 000 à 400 000 M☉. NGC 604, la plus brillante de ces régions H II, pourrait avoir connu un sursaut de formation d'étoiles il y a trois millions d'années[28]. C'est la seconde région H II la plus lumineuse du Groupe local, avec une luminosité de 45 ± 15 millions de fois celle du Soleil[13]. IC 132, IC 133 et IK 53 sont les autres régions H II notables de M33[29].

Si le bras spiral nord présente quatre grandes régions H II, le bras spiral sud contient davantage de jeunes étoiles chaudes[29]. Le taux d'explosions de supernovae dans la galaxie du Triangle est estimé à 0,06 type Ia par siècle et 0,62 type Ib, Ic ou II par siècle. Ceci revient à une explosion de supernova tous les 147 ans en moyenne[30]. Une centaine de rémanents de supernova avaient été identifiés en 2008 au sein de M33[31], la majorité d'entre eux se trouvant dans la moitié sud de la galaxie. De telles asymétries se retrouvent également quant aux régions H I et H II ainsi qu'aux concentrations d'étoiles massives de type spectral O ; la répartition de ces structures est décalée vers le sud-ouest de 2 minutes d'arc par rapport au centre de la galaxie[29].

Environ 54 amas globulaires ont été identifiés autour de cette galaxie, mais il y en aurait sans doute plus de 120[12]. Les amas confirmés pourraient être postérieurs de plusieurs milliards d'années à ceux de la Voie lactée, et la formation des amas globulaires semble s'être accélérée au cours des cent derniers millions d'années. Cette accélération est corrélée à un afflux de gaz vers le centre de la galaxie. Le niveau d'émission ultraviolette des étoiles massives de la galaxie du Triangle correspond à celui des étoiles semblables dans le Grand Nuage de Magellan[32].

Plusieurs sources de rayons X ont été détectées relativement tôt dans l’histoire (récente) de l’astronomie des rayons X. La plus célèbre d’entre elles est certainement M33 X-7, une binaire X à forte masse dont l’objet compact est un trou noir d'une masse estimée à environ 15,7 M☉[33].

Observation

Cette galaxie peut être vue à l’œil nu lorsque d’excellentes conditions d’observations sont réunies. Elle n’est cependant pas l’objet visible à l’œil nu le plus lointain car la galaxie M81, nettement plus éloignée, peut être vue dans des conditions exceptionnelles. Cependant, nombre d’observateurs aguerris n’ont jamais réussi à observer M81 à l’œil nu, aussi M33 peut être considérée comme l’objet le plus lointain visible à l’œil nu par un observateur moyen.

Découverte

Cette galaxie fut probablement découverte avant 1654 par Hodierna, disciple de Galilée, qui l’a peut-être groupée avec l’amas ouvert NGC 752. Elle fut redécouverte indépendamment le par Charles Messier qui la catalogua sous le nom de M33 dans son catalogue (le fameux Catalogue Messier). Elle fut également classifiée par William Herschel le sous la désignation H V.17.

Les prémisses de l'étude moderne de M33

L’étude moderne de la galaxie du Triangle a débuté au début des années 1920, avec les tentatives de mettre en évidence sa nature galactique ou extragalactique, recherche prioritaire à l’époque connue sous le nom du Grand Débat. Ce sont John Charles Duncan en 1922 et Max Wolf l’année suivante qui furent les premiers à apporter des éléments de réponse au sujet de M33 en y détectant pour la première fois des étoiles variables[34],[35]. C’est cependant Edwin Hubble qui rassembla le plus grand nombre de données relatives aux étoiles variables de cette galaxie en compilant de très nombreuses données photographiques. Il put ainsi découvrir 45 étoiles variables dont 35 céphéides, et mettre en évidence l’importance cruciale qu’avait l’identification d’étoiles individuelles dans M33 pour prouver sa nature extragalactique[36]. Les spécialistes s’accordent à penser que c’est avec M33 que le Grand Débat a été tranché.

Dans la culture populaire

La bande dessinée de science-fiction Yoko Tsuno est censée se dérouler en partie dans la galaxie du Triangle, où est placée la planète fictive Vinéa.

Notes et références

  1. ↑ a b c et d (en) Galaxie du Triangle sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  2. ↑ (en) Andreas Koch et Eva K. Grebel, « The Anisotropic Distribution of M31 Satellite Galaxies: A Polar Great Plane of Early-type Companions », The Astronomical Journal, vol. 131, no 3,‎ , p. 1405-1415 (lire en ligne) DOI 10.1086/499534
  3. ↑ a et b (en) Andreas Brunthaler, Mark J. Reid, Heino Falcke, Lincoln J. Greenhill et Christian Henkel, « The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33) », Science, vol. 307, no 5714,‎ , p. 1440-1443 (lire en ligne) DOI 10.1126/science.1108342
  4. ↑ (en) Laura Magrini, Letizia Stanghellini et Eva Villaver, « THE PLANETARY NEBULA POPULATION OF M33 AND ITS METALLICITY GRADIENT: A LOOK INTO THE GALAXY'S DISTANT PAST », The Astrophysical Journal, vol. 696, no 1,‎ , p. 729-740 (lire en ligne) DOI 10.1088/0004-637X/696/1/729
  5. ↑ a b et c (en) NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE « Messier 33 ».
  6. ↑ a b et c (en) Edvige Corbelli, « Dark matter and visible baryons in M33 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 342, no 1,‎ , p. 199-207 (lire en ligne) DOI 10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x
  7. ↑ (en) William Parsons, dit Lord Rosse, Observations on the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society, 140, 499-514 (1850) Voir en ligne [PDF].
  8. ↑ (en) Ronald James Buta, Harold G. Corwin, Stephen C. Odewahn, « The de Vaucouleurs atlas of galaxies », pp. 1-16, 88, Cambridge University Press, 2007. (ISBN 0-521-82048-0)
  9. ↑ a b et c (en) Mark H. Heyer, Edvige Corbelli, Stephen E. Schneider etJudith S. Young, « The Molecular Gas Distribution and Schmidt Law in M33 », The Astrophysical Journal, vol. 602, no 2,‎ , p. 723-729 (lire en ligne) DOI 10.1086/381196
  10. ↑ a b et c (en) S. Verley, E. Corbelli, C. Giovanardi et L. K. Hunt, « Star formation in M 33: multiwavelength signatures across the disk », Astronomy and Astrophysics, vol. 493, no 2,‎ , p. 453-466 (lire en ligne) DOI 10.1051/0004-6361:200810566
  11. ↑ a et b (en) M.-R. L. Cioni, « The metallicity gradient as a tracer of history and structure: the Magellanic Clouds and M33 galaxies », Astronomy and Astrophysics, vol. 506, no 3,‎ , p. 1137-1146 (lire en ligne) DOI 10.1051/0004-6361/200912138
  12. ↑ a et b (en) K. Zloczewski, J. Kaluzny, J. Hartman, « Photometric Survey for Stellar Clusters in the Outer Part of M33 », Acta Astronomica, vol. 58,‎ , p. 23-39 (lire en ligne)
  13. ↑ a et b (en) E. Corbelli, S. Verley, B. G. Elmegreen et C. Giovanardi, « The cluster birthline in M 33 », Astronomy and Astrophysics, vol. 495, no 2,‎ , p. 479-490 (lire en ligne) DOI 10.1051/0004-6361:200811086
  14. ↑ (en) Benjamin F. Williams, Julianne J. Dalcanton, Andrew E. Dolphin, Jon Holtzman et Ata Sarajedini, « THE DETECTION OF INSIDE-OUT DISK GROWTH IN M33 », The Astrophysical Journal Letters, vol. 695, no 1,‎ , L15-L19 (lire en ligne) DOI 10.1088/0004-637X/695/1/L15
  15. ↑ (en) NASA Galaxy Evolution Explorer – 28 avril 2009 « NASA's Galaxy Mission Celebrates Sixth Anniversary ».
  16. ↑ (en) NASA Jet Propulsion Laboratory Caltech Spitzer Space Telescope – 3 avril 2009 « M33: A Close Neighbor Reveals its True Size and Splendor ».
  17. ↑ (en) HubbleSite – 7 août 1996 « Giant Star Birth Region in Neighboring Galaxy ».
  18. ↑ (en) Hubble & ESA – 30 août 2010 « Young stars biting the cloud that feeds them ».
  19. ↑ (en) I. Hernández-López, E. Athanassoula, R. Mújica, A. Bosma, « M33: The existence of a bar », A Long Walk Through Astronomy: A Celebration of Luis Carrasco's 60th Birthday (Eds. E. Recillas, A. Luna, & Y. D. Mayya) Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias), vol. 37,‎ , p. 160-162 (lire en ligne)
  20. ↑ (en) J. S. Zhang, C. Henkel, Q. Guo, H. G. Wang and J. H. Fan, « ON THE NUCLEAR OBSCURATION OF H2O MASER GALAXIES », The Astrophysical Journal, vol. 708, no 2,‎ , p. 1528-1536 (lire en ligne) DOI 10.1088/0004-637X/708/2/1528
  21. ↑ (en) G. Dubus, P. A. Charles et K. S. Long, « High resolution Chandra X-ray imaging of the nucleus of M 33 », Astronomy and Astrophysics, vol. 425, no 1,‎ , p. 95-98 (lire en ligne) DOI 10.1051/0004-6361:20041253
  22. ↑ (en) David Merritt, Laura Ferrarese et Charles L. Joseph, « No Supermassive Black Hole in M33? », Science, vol. 293, no 5532,‎ , p. 1116-1118 (lire en ligne) DOI 10.1126/science.1063896
  23. ↑ (en) Igor D. Karachentsev, Valentina E. Karachentseva, Walter K. Huchtmeier et Dmitry I. Makarov, « A Catalog of Neighboring Galaxies », The Astronomical Journal, vol. 127, no 4,‎ , p. 2031-2068 (lire en ligne) DOI 10.1086/382905
  24. ↑ (en) A. W. McConnachie, M. J. Irwin, A. M. N. Ferguson, R. A. Ibata, G. F. Lewis, N. Tanvir, « Determining the location of the tip of the red giant branch in old stellar populations: M33, Andromeda I and II », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 350, no 1,‎ , p. 243-252 (lire en ligne) DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.07637.x
  25. ↑ (en) A. Z. Bonanos, K. Z. Stanek, R. P. Kudritzki, L. Macri, D. D. Sasselov, J. Kaluzny, D. Bersier, F. Bresolin, T. Matheson, B. J. Mochejska, et al., « The First DIRECT Distance to a Detached Eclipsing Binary in M33 », ASTROPHYSICS AND SPACE SCIENCE, vol. 304, nos 1-4,‎ , p. 207-209 (lire en ligne) DOI 10.1007/s10509-006-9112-1
  26. ↑ (en) Bryan W. Miller, Andrew E. Dolphin, Myung Gyoon Lee, Sang Chul Kim et Paul Hodge, « The Star Formation History of LGS 3 », The Astrophysical Journal, vol. 562, no 2,‎ , p. 713-726 (lire en ligne) DOI 10.1086/323853
  27. ↑ (en) S. Verley, L. K. Hunt, E. Corbelli et C. Giovanardi, « Star formation in M 33: Spitzer photometry of discrete sources », Astronomy and Astrophysics, vol. 476, no 3,‎ , p. 1161-1178 (lire en ligne) DOI 10.1051/0004-6361:20078179
  28. ↑ (en) William C. Keel, Jay B. Holberg et Patrick M. Treuthardt, « Far-Ultraviolet Spectroscopy of Star-forming Regions in Nearby Galaxies: Stellar Populations and Abundance Indicators », The Astronomical Journal Volume 128 Number 1, vol. 128,‎ , p. 211-223 (lire en ligne) DOI 10.1086/421367
  29. ↑ a b et c (en) U. R. Buczilowski, « A multifrequency radio continuum survey of M33. II - Thermal and non-thermal emission », Astronomy and Astrophysics, vol. 205, nos 1-2,‎ , p. 29-40 (lire en ligne)
  30. ↑ (en) G. A. Tammann, W. Loeffler, A. Schroeder, « The Galactic supernova rate », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 92, no 2,‎ , p. 487-493 (lire en ligne) DOI 10.1086/192002
  31. ↑ (en) Paul P. Plucinsky, Benjamin Williams, Knox S. Long, Terrance J. Gaetz, Manami Sasaki, Wolfgang Pietsch, Ralph Tüllmann, Randall K. Smith, William P. Blair, David Helfand, John P. Hughes, P. Frank Winkler, Miguel de Avillez, Luciana Bianchi, Dieter Breitschwerdt, Richard J. Edgar, Parviz Ghavamian, Jonathan Grindlay, Frank Haber, Robert Kirshner, Kip Kuntz, Tsevi Mazeh, Thomas G. Pannuti, Avi Shporer et David A. Thilker, « Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 174, no 2,‎ , p. 366-378 (lire en ligne) DOI 10.1086/522942
  32. ↑ (en) E. K. Grebel, « The Star Formation History of the Local Group », Proceedings of the 33rd ESLAB symposium on star formation from the small to the large scale, ESTEC, du 2 au 5 novembre 1999 à Noordwijk, Pays-Bas, no 447,‎ , p. 87 (lire en ligne)
  33. ↑ (en) M. K. Abubekerov, E. A. Antokhina, A. I. Bogomazov and A. M. Cherepashchuk, « The mass of the black hole in the X-ray binary M33 X-7 and the evolutionary status of M33 X-7 and IC 10 X-1 », ASTRONOMY REPORTS, vol. 53, no 3,‎ , p. 232-242 (lire en ligne) DOI 10.1134/S1063772909030056
  34. ↑ (en) John Charles Duncan, Three Variable Stars and Suspected Nova in the Spiral Nebula M 33 Trianguli, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 34, 290-291 (1922) Voir en ligne.
  35. ↑ (de) Max Wolf, Zwei neue Veränderliche (publié conjointement avec Karl Reinmuth), Astronomische Nachrichten, 217, 475 (1923) Voir en ligne.
  36. ↑ (en) Edwin P. Hubble, A spiral nebula as a stellar system: Messier 33, Astrophysical Journal, 63, 236-274 (1926) Voir en ligne.

Dans la Voie lactée

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