M104

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La galaxie du Sombrero, M104
Image illustrative de l’article M104
La galaxie spirale M104 (télescope spatial Hubble).
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Vierge
Ascension droite (α) 12h 39m 59,4s[1]
Déclinaison (δ) −11° 37′ 23″ [1]
Magnitude apparente (V) 8,0[2]
9,0 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 11,89 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 8,6 × 4,2[2]
Décalage vers le rouge 0,003416 ± 0,000017[1]
Angle de position 89°[2]

Localisation dans la constellation : Vierge

(Voir situation dans la constellation : Vierge)
Virgo IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 1 024 ± 5 km/s[4]
Distance 9,55 ± 0,31 Mpc (∼31,1 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie SA(s)a[1],[6] Sa[2],[7],[1]
Dimensions 117 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) Pierre Méchain[6]
Date [6]
Désignation(s) NGC 4594
PGC 42407
UGCA 293
MCG -2-32-20
IRAS 12373-1120 [2]
Liste des galaxies spirales

M104 (NGC 4594, aussi appelé la galaxie du Sombrero) est une galaxie spirale vue par la tranche située dans la constellation de la Vierge à une distance d'environ 47 millions d'années-lumière de la Voie lactée.

M104 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SAa sp dans son atlas des galaxies[9],[10].

La classe de luminosité de M104 est I et elle présente une large raie HI. C'est aussi 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. De plus, c'est une galaxie active de type Seyfert 2 (1.9)[1].

Avec une brillance de surface égale à 11,89 mas/am2, on peut qualifier M104 de galaxie présentant une brillance de surface élevée.

Notes historiques[modifier | modifier le code]

Certaines sources indiquent que Charles Messier a découvert M104. En fait, elle ne figurait pas dans la première édition de son catalogue et il l'ajouta manuellement à celui-ci dans sa copie personnelle le 11 mai 1781[11].

C'est Pierre Méchain, un collègue de Charles Messier, qui a découvert M104 et il en a informé Jean Bernouilli dans une lettre datant du 6 mai 1783[6]. Camille Flammarion remarqua la similitude de la position indiquée par Méchain et l'objet (HI.43, la galaxie du Sombrero) observé par John Herschel le [6] et il l'ajouta à la liste de Messier en 1921[11].

En 1912, Vesto Slipher de l'Observatoire Lowell a été le premier à observer le décalage des raies spectrales des galaxies. M104 a été la première galaxie pour laquelle il a obtenu un fort décalage vers le rouge. Le décalage obtenu correspondait à une vitesse d'environ 1 000 km/s. On considérait auparavant M104 comme un nébuleuse de notre galaxie, mais cette vitesse était beaucoup trop grande pour que ce soit le cas. Slipher a aussi détecté le mouvement de rotation de la M104[11]. Slipher a ainsi découvert les premières évidences de l'existence de systèmes d'étoiles autres que ceux de notre galaxie.

Observation[modifier | modifier le code]

Position de la galaxie M104 dans le ciel.

L'observation de M104 est assez difficile d’autant qu’elle s’éloigne rarement de l’horizon aux latitudes moyennes de l'hémisphère nord. Pour la repérer, partez de l’étoile Algorab : au nord de cette étoile, vous trouverez un Y à l’envers ; M104 est à 1° NE de l’étoile qui constitue la base du Y. M104 est visible dans une lunette astronomique mais ne présente alors pas grand intérêt. En revanche, un télescope de 200 mm permet de déceler la barre sombre de poussières en contraste devant le noyau brillant.

Distance de M104[modifier | modifier le code]

Le site NASA/IPAC rapporte plus d'une trentaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift). Le résultat de ces mesures donne une distance de 11,219 ± 3,592 Mpc (∼36,6 millions d'a.l.)[12]. La distance de Hubble pour M104 est de 14,3 ± 1,1 Mpc (∼46,6 millions d'a.l.)[13]. Les deux valeurs sont semblables, mais dans l'échantillon des 31 mesures repertoriées[12], plusieurs datent de 30 à 40 ans.

Des études plus récentes basées sur l'observation des étoiles géantes rouges de la galaxie ont produit des résultats beaucoup plus précis que ceux obtenus auparavant. Les auteurs d'un article publié en 2016 rapportent une distance de 9,55 ± 0,13 Mpc[5].

Anneau de poussière[modifier | modifier le code]

La caractéristique la plus remarquable de M104, qui lui vaut son nom populaire de galaxie du Sombrero, est la ligne de poussière en face de son bulbe. Cette bande de poussière est en fait un disque symétrique qui entoure le bulbe de la galaxie[14]. La plus grande partie de l'hydrogène neutre[15] et de la poussière[14] sont dans ce disque. Le disque pourrait aussi contenir la majeur partie du gaz moléculaire de la galaxie[14], mais cette déduction est basée des observations en ondes radio à faible résolution et à des détections de faible intensité[16],[17]. Davantage d'observations seraient nécessaires pour confirmer que le gaz moléculaire est enfermé dans l'anneau de M104. La spectroscopie infrarouge révèle que l'anneau de poussière est le principal site de formation d'étoiles de la galaxie[14].

Noyau[modifier | modifier le code]

LINER[modifier | modifier le code]

M104 en infrarouge.

Comme mentionné dans l'introduction, M104 est une galaxie LINER[1],[18]. Cela signifie que les atomes sont faiblement ionisés ou, en d'autres termes, qu'ils ont perdu relativement peu d'électrons. La source d'énergie des galaxies LINER est l'objet de débats. L'énergie de certaines galaxies LINER pourraient provenir des gaz chauds que l'on trouve dans des régions de formation d'étoiles alors que pour d'autres elle proviendrait d'un noyau actif où se trouve un trou noir supermassif. Des observations en infrarouge ont montré que la formation d'étoiles est probablement absente dans le noyau de M104. Cependant, il y a un trou noir supermassif dans le noyau de la galaxie qui est probablablement la source de l'activité LINER[14].

Trou noir supermassif[modifier | modifier le code]

La présence d'un trou noir supermassif a été signalé au milieu des années 1990 par un groupe d'astronomes travaillant avec le télescope spatial Hubble[19]. D'après la vitesse des étoiles observées, ils ont déduit que la masse du trou noir de M104 était de l'ordre d'un milliard de masses solaires.

Selon étude publiée en 2006 basée sur les mesures de luminosité de la bande K de l'infrarouge proche du bulbe de M104 (NGC 4594 dans l'article), on obtient une valeur de 108,9 (794 millions de masses solaires) pour le trou noir supermassif qui s'y trouve[20].

Selon une troisième étude publiée en 2009 basée sur la vitesse interne de la galaxie mesurée par le télescope spatial Hubble, la masse du trou noir supermassif au centre de 104 serait comprise entre 240 millions et 860 millions de [21].

Rayonnement synchrotron[modifier | modifier le code]

Le noyau de M104 est une forte source de rayonnement synchrotron dans les domaines des rayons X[22],[23], [24] et des ondes radio[25],[26],[27], [28]. Le rayonnement synchrotron est émis par des électrons se déplaçant à très grande vitesse en s'enroulant autour des lignes d'un puissant champ magnétique. Ce genre d'émission est assez courant dans les noyaux actifs des galaxies.

Rayonnement térahertz[modifier | modifier le code]

En 2006, deux groupes ont publié des mesures du rayonnement térahertz en provenance du noyau de M104 à une longueur d'onde de 850 μm[28],[14]. La source de ce rayonnement reste non identifiée. Il ne vient pas de l'émission thermique de la poussière qui habituellement émet des ondes dans le domaine des ondes radio. Il ne provient pas non plus du rayonnement continu de freinage (rayonnement bremsstrahlung) des gaz chaud rarement émis à des longueurs d'onde millimétriques ou d'un gaz moléculaire qui produit généralement des raies spectrales dans le domaine des microondes[14].

Amas globulaires[modifier | modifier le code]

M104 a un nombre relativement élevé d'amas globulaires. Selon des études, il y a entre 1200 et 2000 amas dans le halo de la galaxie[29],[30],[31]. Le rapport du nombre d'amas globulaires sur la luminosité de M104 est élevé comparé à celui de la Voie lactée, mais il est semblable à celui d'autres galaxies ayant un large bulbe. Ce rapport est souvent cité afin de démontrer que le nombre d'amas globulaires pourrait être relié à la taille du bulbe d'une galaxie.

Groupe de galaxies?[modifier | modifier le code]

M104 se trouve dans un complexe filamentaire de galaxies qui s'allonge au sud de l'amas de la Vierge[32]. Cependant, il semble que M104 ne fasse pas partie d'un groupe de galaxies. Il existe deux méthodes d'identification d'un groupe de galaxie. La méthode hiérarchique considère les galaxies une à une pour déterminer si elles font partie d'un plus grand agrégat de galaxies. Cette méthode produit généralement des résultats montrant que M104 fait partie d'un groupe qui comprend NGC 4487, NGC 4504, NGC 4802 et UGCA 289 et possiblement quelques autres galaxies[32],[33],[34].

(Note : NGC 4487, NGC 4504 et UGCA 289 font partie d'une groupe de galaxies émettant de rayons X, le groupe de NGC 4487[35].)

La deuxième méthode est basée sur la théorie de la percolation. Elle considère les galaxies par paire pour déterminer l'appartenance à un groupe. Cette méthode indique que M104 n'est pas dans un groupe[36] ou qu'elle forme une paire avec UGCA 287[34].

M104 est cependant accompagné d'une galaxie naine ultracompacte (en) découverte en 2009. La magnitude absolue de cette galaxie est égale à -12,3 et son rayon effectif est de seulement 47,9 années-lumière. Sa masse est égale 3,3 x 107 [37]

Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d e f et g (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4594 (consulté le 12 septembre 2020)
  2. a b c d e et f « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 4500 à 4599 »
  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. a et b Kristen. B. W. McQuinn, Evan D. Skillman, Andrew E. Dolphin, Danielle Berg et Robert Kennicutt, « The Distance to M104 », The Astronomical Journal, vol. 152, no 5,‎ , p. 7 pages (DOI 10.3847/0004-6256/152/5/144, Bibcode 2016AJ....152..144M, lire en ligne [PDF])
  6. a b c d et e (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 12 septembre 2020)
  7. (en) « NGC 4594 sur HyperLeda » (consulté le 12 septembre 2020)
  8. 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.
  9. Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 4594
  10. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 4594 » (consulté le 19 septembre 2020)
  11. a b et c « M104, Galaxie Spirale M104 (NGC 4594), type Sa, dans la Vierge » (consulté le 12 septembre 2020)
  12. a et b « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 7 septembre 2020)
  13. 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.
  14. a b c d e f et g George J. Bendo, Brent A. Buckalew, Daniel A. Dale et et al., « Spitzer and JCMT Observations of the Active Galactic Nucleus in the Sombrero Galaxy (NGC 4594) », The Astrophysical Journal, vol. 645, no 1,‎ , p. 134-147 (DOI 10.1086/504033, Bibcode 2006ApJ...645..134B, lire en ligne [PDF])
  15. E. Bajaja, G. van der Burg, S. M. Faber, J. S. Gallagher, G. R. Knapp et W. W. Shane, « The distribution of neutral hydrogen in the Sombrero galaxy, NGC 4594. », Astronomy and Astrophysics, vol. 141,‎ , p. 309-317 (Bibcode 1984A&A...141..309B, lire en ligne [PDF])
  16. E. Bajaja, R. -J. Dettmar, E. Hummel et R. Wielebinski, « The large-scale radio continuum structure of the Sombrero galaxy (NGC4594). », Astronomy and Astrophysics, vol. 202,‎ , p. 35-40 (Bibcode 1988A&A...202...35B, lire en ligne [PDF])
  17. Judith S. Young, Shuding Xie, Linda Tacconi et et al., « The FCRAO Extragalactic CO Survey. I. The Data », Astrophysical Journal Supplement, vol. 98,‎ , p. 219 (DOI 10.1086/192159, Bibcode 1995ApJS...98..219Y)
  18. Luis C. Ho, Alexei V. Filippenko et Wallace L. W. Sargent, « A Search for ``Dwarf Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 112, no 2,‎ , p. 315-390 (DOI 10.1086/313041, Bibcode 1997ApJS..112..315H, lire en ligne [PDF])
  19. John Kormendy, Ralf Bender, Edward A. Ajhar et et al., « Hubble Space Telescope Spectroscopic Evidence for a 1 X 10 9 Msun Black Hole in NGC 4594 », Astrophysical Journal Letters, vol. 473,‎ , p. L91 (DOI 10.1086/310399, Bibcode 1996ApJ...473L..91K)
  20. X.Y. Dong et M.M. De Robertis, « Low-Luminosity Active Galaxies and Their Central Black Holes », The Astronomical Journal, vol. 131, no 3,‎ , p. 1236-1252 (DOI 10.1086/499334, Bibcode 2006AJ....131.1236D, lire en ligne)
  21. A. Beifiori, M. Sarzi, E.M. Corsini, E. Dalla Bontà, A. Pizzella, L. Coccato et F. Bertola, « UPPER LIMITS ON THE MASSES OF 105 SUPERMASSIVE BLACK HOLES FROM HUBBLE SPACE TELESCOPE/SPACE TELESCOPE IMAGING SPECTROGRAPH ARCHIVAL DATA », The Astrophysical Journal, vol. 692, no 1,‎ , p. 856-868 (DOI 10.1088/0004-637X/692/1/856, lire en ligne)
  22. S. Pellegrini, G. Fabbiano, F. Fiore, G. Trinchieri et A. Antonelli, « Nuclear and global X-ray properties of LINER galaxies: Chandra and BeppoSAX results for Sombrero and NGC 4736 », Astronomy and Astrophysics, vol. 383,‎ , p. 1-13 (DOI 10.1051/0004-6361:20011482, Bibcode 2002A&A...383....1P, lire en ligne [PDF])
  23. T. Di Matteo, C. L. Carilli et A. C. Fabian, « Limits on the Accretion Rates onto Massive Black Holes in Nearby Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 574, no 2,‎ , p. 731-739 (DOI 10.1086/318405, Bibcode 2001ApJ...547..731D, lire en ligne [PDF])
  24. S. Pellegrini, A. Baldi, G. Fabbiano et D. -W. Kim, « An XMM-Newton and Chandra Investigation of the Nuclear Accretion in the Sombrero Galaxy (NGC 4594) », The Astrophysical Journal, vol. 597, no 1,‎ , p. 175-185 (DOI 10.1086/378235, Bibcode 2003ApJ...597..175P, lire en ligne [PDF])
  25. A. G. de Bruyn, P. C. Crane, R. M. Price et J. B. Carlson, « The radio sources in the nuclei of NGC 3031 and NGC 4594. », Astronomy and Astrophysics, vol. 46,‎ , p. 243-251 (Bibcode 1976A&A....46..243D, lire en ligne [PDF])
  26. E. Hummel, J. M. van der Hulst et J. M. Dickey, « Central radio sources in spiral galaxies. Starburst or accretion. », Astronomy and Astrophysics, vol. 134,‎ , p. 207-224 (Bibcode 1984A&A...134..207H, lire en ligne [PDF])
  27. Andy Thean, Alan Pedlar, Marek J. Kukula, Stefi A. Baum et Christopher P. O'Dea, « High-resolution radio observations of Seyfert galaxies in the extended 12-μm sample - I. The observations », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 314, no 3,‎ , p. 573-588 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03401.x, Bibcode 2000MNRAS.314..573T, lire en ligne [PDF])
  28. a et b M. Krause, R. Wielebinski et M. Dumke, « Radio polarization and sub-millimeter observations of the Sombrero galaxy (NGC 4594). Large-scale magnetic field configuration and dust emission », Astronomy and Astrophysics, vol. 448, no 1,‎ , p. 133-142 (DOI 10.1051/0004-6361:20053789, Bibcode 2006A&A...448..133K, lire en ligne [PDF])
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  30. W. E. Harris, H. C. Harris et G. L. H. Harris, « Globular clusters in galaxies beyond the Local Group. III. NGC 4594 (The SOMBRERO). », Astronomical Journal, vol. 89,‎ , p. 216-223 (DOI 10.1086/113504, Bibcode 1984AJ.....89..216H, lire en ligne [PDF])
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  32. a et b (en) R. Brent Tully R. Brent Tully, Nearby Galaxies Catalog, Cambridge University Press., (ISBN 9780521352994)
  33. P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux et G. Paturel, « Groups of galaxies within 80 Mpc. II. The catalogue of groups and group members. », Astronomy and Astrophysics, Suppl. Ser., vol. 93,‎ , p. 211-233 (Bibcode 1992A&AS...93..211F, lire en ligne [PDF])
  34. a et b Giuliano Giuricin, Christian Marinoni, Lorenzo Ceriani et Armando Pisani, « Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups », The Astrophysical Journal, vol. 543, no 1,‎ , p. 178-194 (DOI 10.1086/317070, Bibcode 2000ApJ...543..178G, lire en ligne [PDF])
  35. 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 [PDF])
  36. A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100, no 1,‎ , p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)
  37. George K. T. Hau, Lee R. Spitler, Duncan A. Forbes, Robert N. Proctor, Jay Strader, J. Trevor Mendel, Jean P. Brodie et William E. Harris, « An ultra-compact dwarf around the Sombrero galaxy (M104): the nearest massive UCD », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Letters, vol. 394, no 1,‎ , p. L97-L101 (DOI 10.1111/j.1745-3933.2009.00618.x, Bibcode 2009MNRAS.394L..97H, lire en ligne [PDF])

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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