M102

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M102
Image illustrative de l’article M102
La galaxie lenticulaire M102
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Dragon
Ascension droite (α) 15h 06m 29,5s[1]
Déclinaison (δ) 55° 45′ 48″ [1]
Magnitude apparente (V) 9,9[2]
10,7 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,16 mag/am2[a]
Dimensions apparentes (V) 6,5 × 3,1[2]
Décalage vers le rouge 0,002518 ± 0,000017[1]
Angle de position 128°[2]

Localisation dans la constellation : Dragon

(Voir situation dans la constellation : Dragon)
Draco IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 755 ± 5 km/s [b]
Distance 10,5 ± 0,8 Mpc (∼34,2 millions d'a.l.)[c]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie lenticulaire
Type de galaxie SA0^+[1] S0/a pec[3] SB0/R[4] S0a[2]
Dimensions 65 000 a.l.[d]
Découverte
Découvreur(s) Pierre Méchain[3]
Date [3]
Désignation(s) NGC 5866
PGC 53933
UGC 9723
MCG 9-25-17
CGCG 274-16
IRAS 15051+5557 [2]
Liste des galaxies lenticulaires

M102 (NGC 5866), aussi appelé galaxie du Fuseau, est une galaxie lenticulaire relativement rapprochée, vue par la tranche et située dans la constellation du Dragon à environ 34 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome français Pierre Méchain en 1781.

NGC 5866 (M102) a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique S0+ sp dans son atlas des galaxies[5],[6].

M102 renferme des régions d'hydrogène ionisé et c'est une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés. C'est également une galaxie active de type Seyfert[1].

Une douzaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 12,271 ± 3,349 Mpc (∼40 millions d'a.l.)[7], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage[c].

Notes historiques et identification de M102[modifier | modifier le code]

M102 est le seul membre du catalogue Messier qui n'a toujours pas été identifié avec certitude[8].

Cette « nébuleuse » a en fait été observée par Pierre Méchain en 1781, et introduite par Charles Messier dans son catalogue avant qu'il ait pu lui-même l'observer, en transposant telle quelle la description que Méchain lui avait fourni (comme il le fit pour M101 et M103). Ci-dessous le texte tel qu'il fut publié à l'époque :

102. Nébuleuse entre les étoiles ο du Bouvier et ι du Dragon :
« elle est très faible ; près d'elle est une étoile de la sixième grandeur. »
(Messier, dans la Connaissance des Temps pour 1784, p. 267).

Lors de la première publication, Messier ne donne donc pas la position exacte de M102 (bien qu'il l'eût notée dans ses notes personnelles), ce n'est que deux ans plus tard qu'elle sera introduite lors d'une deuxième publication. Mais à ce moment Méchain, le découvreur, déclarera dans une lettre destinée à Jean Bernoulli que son observation était en fait une erreur, une double observation de M101.

« À la page 267 de la "Connaissance des Temps pour 1784" M.Messier porte sous le No.102 une nébuleuse que j'ai découverte entre ο du Bouvier et ι du Dragon : ceci est une erreur. Cette nébuleuse est la même que la précédente No.101. Dans la liste de mes étoiles nébuleuses que je lui ai communiquée, M.Messier fut trompé par une erreur sur la carte des étoiles. »

Le fait est qu'à la position indiquée par Charles Messier, il n'existe aucun objet susceptible d'être identifié à M102. Il existe donc aujourd'hui deux « candidats » au titre de M102 :

  • M101, ou galaxie du Moulinet, si l'on tient compte de l'explication de Méchain indiquant qu'il s'agit là d'une erreur d'observation - mais le fait que Méchain n'ait signalé cette erreur que deux ans après la publication laisse planer un doute sur sa réalité ;
  • NGC 5866, une galaxie lenticulaire, est considérée par plusieurs sources comme étant l'objet observé par Méchain ; elle est située entre θ du Bouvier et ι du Dragon, ce qui laisse penser à une erreur typographique sur la carte des étoiles à laquelle fait référence Méchain dans sa correction. Cependant, l'aspect de NGC 5866 ne concorde pas vraiment avec les notes de Méchain[8].

La ligne de poussière de M102[modifier | modifier le code]

L'une des plus remarquables caractéristiques de M102 est son disque de poussière que l'on voit presque exactement par la tranche[9]. Cette bande de poussière est inhabituelle pour une galaxie lenticulaire, car dans ces galaxies, elle se trouve habituellement près du noyau et elle suit le profil lumineux de leur renflement[10],[11]. Le disque de poussière de M102 pourrait contenir une structure en forme d'anneau, mais la structure interne est difficile à déterminer étant donné l'orientation latérale de cette galaxie[11]. Il est aussi possible que la classification de galaxie lenticulaire de M102 soit erronée et qu'il s'agisse d'une galaxie spirale, auquel cas la voie de poussière ne serait pas trop inhabituelle[10].

Matière noire[modifier | modifier le code]

La vitesse des amas globulaires dans le halo de NGC 5866 indique une fraction de son contenu en matière noire de (33 ± 45)% de sa masse à l'intérieur de cinq rayons effectifs[12].

Groupe de NGC 5907[modifier | modifier le code]

M102 est une galaxie brillante dans le domaine des rayons X[1] et elle fait partie du groupe de NGC 5907. Selon un article publié par Sengupta et Balasubramanyam en 2006, ce groupe de galaxies compte au moins cinq membres. Les quatre autres galaxies sont NGC 5879, NGC 5907, UGC 9776 et NGC 5866B (PGC 54267[2])[13]. M102 est désigné comme NGC 5866 dans l'article de Sengupta et Balasubramanyam.

Ce même groupe est aussi mentionné dans un article publié par A.M. Garcia en 1993, mais la galaxie NGC 5866B n'y figure pas[14].

Abraham Mahtessian mentionne aussi ce groupe mais avec seulement trois galaxies : NGC 5866, NGC 5879 et NGC 5906[15]. NGC 5906 est en réalité une partie de la galaxie NGC 5907.

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. La brillance de surface (S) se calcule à partir de la magnitude apparente (m) et de la surface de la galaxie selon l'équation
  2. On obtient la vitesse radiale d'une objet céleste à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage Doppler (redshift ou bleushift) 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.
  3. a et b On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble-Lemaître : 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.
  4. 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. Dimension calculée en utilisant les mesures de distance basée sur la période des céphéides et sur la méthotde TRGB.

Références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d e et f (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 5866 (consulté le )
  2. a b c d e f et g « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 5800 à 5899 »
  3. a b et c (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le )
  4. (en) « NGC 5866 sur HyperLeda » (consulté le )
  5. Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 5866
  6. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 5866 » (consulté le )
  7. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  8. a et b (en) « M102, Un article sur la controverse par Hartmut Frommert » (consulté le )
  9. (en) « NGC 5866, AN EDGE-ON GALAXY, SHOWS OFF ITS SPECTACULAR DUST LANE » (consulté le )
  10. a et b George J. Bendo, Robert D. Joseph, Martyn Wells et et all., « An Infrared Space Observatory Atlas of Bright Spiral Galaxies », The Astronomical Journal, vol. 123, no 6,‎ , p. 3067-3107 (DOI 10.1086/340083, Bibcode 2002AJ....123.3067B, lire en ligne [PDF])
  11. a et b E. M. Xilouris, S. C. Madden, F. Galliano, L. Vigroux et M. Sauvage, « Dust emission in early-type galaxies: The mid-infrared view », Astronomy and Astrophysics, vol. 416,‎ , p. 41-45 (DOI 10.1051/0004-6361:20034020, Bibcode 2004A&A...416...41X, lire en ligne [PDF])
  12. Adebusola B. Alabi, Duncan A. Forbes, Aaron J. Romanowsky et et al., « The SLUGGS survey: the mass distribution in early-type galaxies within five effective radii and beyond », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 460#4,‎ , p. 3838-3860 (DOI 10.1093/mnras/stw1213, Bibcode 2016MNRAS.460.3838A, lire en ligne)
  13. Chandreyee Sengupta et Ramesh Balasubramanyam, « HI content in galaxies in loose groups », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 369 #1,‎ , p. 360-368 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.10307.x, Bibcode 2006MNRAS.369..360S, lire en ligne)
  14. 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)
  15. Abraham Mahtessian, « Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics », Astrophysics, vol. 41 #3,‎ , p. 308-321 (DOI 10.1007/BF03036100, lire en ligne, consulté le )

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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