M77 (galaxie)

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M77
Image illustrative de l’article M77 (galaxie)
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″ [1]
Magnitude apparente (V) 8,9 [2]
9,6 dans la Bande B[2]
Brillance de surface 12,97 mag/am2[2]
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

(Voir situation dans la constellation : Baleine)
Astrométrie
Vitesse radiale 1 137 ± 3 km/s [1]
Distance 13,48 ± 0,97 Mpc (∼44 millions d'al)[1]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie (R)SA(rs)b[1] Sb/P[2]
(R)SA(rs)b?[3]
Dimensions environ 27,70 kpc (∼90 300 al)[1],[a]
Découverte
Découvreur(s) Pierre Méchain[3]
Date [3]
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
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M77 (Messier 77 ou NGC 1068) est une galaxie spirale située dans la constellation de la Baleine. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 914 ± 16 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 13,5 ± 1,0 Mpc (∼44 millions d'al)[1]. M77 a été découvert par l'astronome français Pierre Méchain en 1780.

À ce jour, 11 mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 10,582 ± 2,962 Mpc (∼34,5 millions d'al)[4], ce qui est à l'intérieur des valeurs de la distance de Hubble.

Histoire[modifier | modifier le code]

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[5]. Messier et William Herschel décrivirent tous deux cette galaxie comme étant un amas d'étoiles[5]. De nos jours, cet objet est défini en tant que galaxie.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

M77 et NGC 1055. (SDSS).

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[6].

M77 (NGC 1068) a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique (R)SA(rs)b dans son atlas des galaxies[7],[8]. 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[9]. La galaxie M77 est vraisemblablement la source de certains neutrinos détectés par l'expérience IceCube[10].

Publié en 2010, grâce aux observations du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 1068. La taille de son demi-grand axe est estimée à 1190 pc (~3880 années-lumière)[11].

Trou noir supermassif[modifier | modifier le code]

Selon les auteurs d'un article publié en , la masse du trou noir au centre de la galaxie NGC 1068 serait de 107,23 soit 17,0 × 106 [12].

Une étude réalisée en auprès de 90 galaxies de type Seyfert 2 utilisant la dispersion des vitesses a permis d'estimer la masse des trous noirs supermassifs centraux de celles-ci. Pour M77 (NGC 1068 dans l'article), la masse du trou noir est égale à 22,4 × 106  (107,35)[13].

Selon une étude réalisée auprès de 76 galaxies par Alister Graham en , 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].

Selon une autre étude publiée en et basée sur la dispersion des vitesses de la région centrale de NGC 3982, la masse du trou noir central serait de 39 millions de (107,59)[15].

Observation[modifier | modifier le code]

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[16].

Groupe de M77[modifier | modifier le code]

M77 ainsi que les galaxies NGC 1055, NGC 1073, UGC 2275, UGC 2302 et UGCA 44 forment le groupe de M77[17]. À ces galaxies, il faut ajouter UGC 2162 qui apparait dans une liste publiée par A.M. Garcia en 1993[18].

Galerie[modifier | modifier le code]

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

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. ↑ Diamètre dans la bande POSS1 103a-O.

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e f g et h (en) « Results for object NGC 1068 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e f et g « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 1000 à 1099 », sur astrovalleyfield.ca (consulté le )
  3. ↑ a b et c (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 1068 » (consulté le ).
  4. ↑ « Your NED Search Results, Distance Results for NGC 1068 », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  5. ↑ a et b (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)
  6. ↑ (en) « Pattern Speeds BIMA-SONG Galaxies with Molecule-Dominated ISMs Using the Tremaine-Weinberg Method » (consulté le )
  7. ↑ Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 1068
  8. ↑ (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 1068 » (consulté le )
  9. ↑ (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).
  10. ↑ (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).
  11. ↑ 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])
  12. ↑ Jong-Hak Woo et C. Megan Urry, « AGN Black Hole Masses and Bolometric Luminosities », The Astrophysical Journal, vol. 579, no 2,‎ , p. 530-544 (DOI 10.1086/342878, Bibcode 2002ApJ...579..530W, lire en ligne [PDF])
  13. ↑ W. Bian et Q. Gu, « The Eddington Ratios in Seyfert 2 Galaxies with and without Hidden Broad-Line Regions », The Astrophysical Journal, vol. 657, no 1,‎ , p. 159-166 (DOI 10.1086/510708, Bibcode 2007ApJ...657..159B, 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. ↑ Andrea Marinucci, Stefano Bianchi, Fabrizio Nicastro, Giorgio Matt et Andy D. Goulding, « The Link between the Hidden Broad Line Region and the Accretion Rate in Seyfert 2 Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 748, no 2,‎ , p. 10 pages (DOI 10.1088/0004-637X/748/2/130, Bibcode 2012ApJ...748..130M, lire en ligne [PDF])
  16. ↑ « Performance d'un télescope : Une approche théorique » (consulté le )
  17. ↑ « Une liste des groupes de galaxies proches » (consulté le )
  18. ↑ 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)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

    •  NGC 3947  •  NGC 3948  •  NGC 3949  •  NGC 3950  •  NGC 3951  •  NGC 3952  •  NGC 3953  •  NGC 3954  •  NGC 3955  •  NGC 3956  •  NGC 3957  •  NGC 3958  •  NGC 3959  •  NGC 3960  •  NGC 3961  •  NGC 3962  •  NGC 3963      
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