M51 (galaxie)

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M51
Image illustrative de l’article M51 (galaxie)
La galaxie spirale M51.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chiens de chasse
Ascension droite (α) 13h 29m 52,7s[1]
Déclinaison (δ) 47° 11′ 43″ [1]
Magnitude apparente (V) 8,4[2]
9,0 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,12 mag/am2[a]
Dimensions apparentes (V) 11,2 × 6,9[2]
Décalage vers le rouge 0,001534 ± 0,000007[1]
Angle de position [2]

Localisation dans la constellation : Chiens de chasse

(Voir situation dans la constellation : Chiens de chasse)
Canes Venatici IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 460 ± 2 km/s [b]
Distance 8,4 ± 0,7 Mpc (∼27,4 millions d'a.l.)[3]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie SA(s)bc pec[1],[4] Sbc[5],[2]
Dimensions 89 000 a.l.[c]
Découverte
Découvreur(s) Charles Messier[4]
Date [4]
Désignation(s) NGC 5194
PGC 47404
UGC 8493
MCG 8-25-12
CGCG 246-9
IRAS 13278+4736
KCPG 379B
Arp 379B
VV 1
VV 403 [2]
Liste des galaxies spirales

M51 (NGC 5194 ou galaxie du Tourbillon) est une galaxie spirale relativement rapprochée et située dans la constellation des Chiens de chasse à environ 27 millions d'années-lumière de la Voie lactée[3]. Elle a été découverte par l'astronome français Charles Messier en 1773. En compagnie de NGC 5195, quelquefois désigné comme M51B, M51 forme un couple de galaxies en interaction qui figure dans l'atlas des galaxies particulières de Halton Arp sous la cote Arp 85[2],[6].

NGC 5194 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SA(s)bc dans son atlas des galaxies[7],[8].

La classe de luminosité de M51 est II-III et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé. De plus, c'est une galaxie active de type Seyfert 2.5[1].

Plus d'une cinquantaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 7,225 ± 2,126 Mpc (∼23,6 millions d'a.l.), [9] ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage[d].

Histoire[modifier | modifier le code]

M51 a été découverte par Charles Messier le 13 octobre 1773 et il a inscrit cette galaxie à son célèbre catalogue le 11 janvier 1774[4]. Six jours auparavant, soit le 5 janvier, l'astronome allemand Johann Elert Bode avait redécouvert M51. La galaxie compagne NGC 5195 n'a été découverte que le 21 mars 1781 par l'astronome français Pierre Méchain, mais on pense que les deux galaxies ont été observées par Messier[4].

L'astronome irlandais William Parsons a découvert la structure spirale de M51 en utilisant son télescope de 1,8 mètre (72 pouces) au Château de Birr. C'était la première nébuleuse connue exhibant une structure spirale et Parsons a été le premier à dessiner une telle structure. Les nébuleuses spirales n'ont pas été reconnues comme étant des galaxies situées au-delà de la Voie lactée avant qu'Edwin Hubble observe des céphéides dans celles-ci, observations qui ont montré qu'elles étaient très éloignées et qu'elles devaient être des galaxies entières.

L'avènement de la radioastronomie et des images radio ont depuis montré que M51 et sa galaxie compagne sont en interaction gravitationnelle[10]. Quelquefois, M51 est utilisé pour désigner les deux galaxies et M51A (NGC 5194) et M51B (NGC 5195) sont alors utilisés.

Observation[modifier | modifier le code]

Situé près de la frontière entre la constellation des Chiens de chasse et celle de la Grande Ourse, on peut repérer M51 en utilisant Eta Ursae Majoris, l'étoile la plus à l'est de la Grande Casserole et en se déplaçant de 3,5° vers le sud-ouest. Puisque sa déclinaison est supérieure à 47°, M51 est toujours au-dessus de l'horizon (donc un objet circumpolaire) d'un observateur situé à une latitude nordique supérieure à 43°.

Lors de l'hiver nordique, M51 peut atteindre une hauteur qui permet une observation facile. Par exemple, vers le 15 décembre, M51 est presque au zénith d'un observateur situé à une latitude de 48° et à une longitude de 49° Ouest (Rouyn-Noranda au Québec) peu avant le lever du soleil.

On peut voir M51 avec des jumelles sous un ciel sombre, mais de n'est qu'avec un télescope amateur de 100 mm que l'on peut commencer à apercevoir les contours de base de M51 et de NGC 5195. Sous un ciel sombre, avec un télescope de 150 mm et un oculaire approprié, on peut distinguer la structure spirale de la galaxie. Toujours sous un ciel sombre et avec un plus gros télescope (> 300 mm), les bras spiraux ainsi les régions d'hydrogène ionisé de M51 sont visibles. On peut aussi voir que M51 est relié à la galaxie NGC 5195

Comme c'est le cas pour les galaxies, la véritable étendue et les détails de sa structure ne peuvent seulement être obtenus qu'en photographiant M51. Les photos à longue exposition nous montrent que M51 s'étend au-delà de son apparence visuelle dans un télescope. En 2005, le Hubble Heritage Project a publié une image de 11 477 par 7 965 pixels en utilisant les données captées par l'imageur Advanced Camera for Surveys (en) du télescope spatial Hubble. Cette image fait ressortir les bras spiraux de la galaxie et nous montre plusieurs détails à l'intérieur de ceux-ci[11].

M51 dans divers domaines du spectre électromagnétique. (a) Lumière visible à 400 et 700 nm (b) Combinaison de lumière visible bleu et vert et de l'infrarouge (Spitzer) (c) Combinaison de trois longueurs d'onde infrarouge 3,6 4,5 et 8 μm (d) infrarouge à 24 μm.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Distance[modifier | modifier le code]

Le calcul de la distance obtenu en se basant sur le décalage vers le rouge (dite distance de Hubble)[d] donne une valeur de 6,42 ± 0,47 Mpc (∼20,9 millions d'a.l.). Cependant, comme pour plusieurs galaxies du groupe de M101 et du groupe de M51, la distance de Hubble est souvent très différente de la distance mesurée par des méthodes indépendantes du décalage. Certaines galaxies se déplacent dans le groupe avec des vitesses propres qui ne sont pas négligeables par rapport à la vitesse de récession produite par l'expansion de l'Univers. Si une galaxie du groupe se dirige vers la Voie lactée, on obtient une distance de Hubble plus petite que la distance réelle de la galaxie et, dans le cas contraire, une distance plus grande.

Dans le cas de M51, plus d'une cinquantaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) ont été réalisées à ce jour. La distance de cet échantillon donne une valeur de 7,225 ± 2,126 Mpc (∼23,6 millions d'a.l.)[12]. Selon ces mesures, la distance de M51 est comprise entre 16,6 et 30,5 millions d'années-lumière.

Une valeur plus précise de 8,4 ± 0,7 Mpc (∼27,4 millions d'a.l.) a été obtenue en se basant sur les supernovas 2005cs et 2011dh[3]. Une dizaine d'autres articles portantant sur l'évaluation de la distance de M51 ont été publiés depuis 2012[13]. La valeur moyenne des distances de ces articles est de 7,76 ± 0,93 Mpc (∼25,3 millions d'a.l.).

La structure spiralée[modifier | modifier le code]

On pense que la structure spirale bien définie de la galaxie du Tourbillon provient de l'interaction étroite entre elle et la galaxie voisine NGC 5195. Cette dernière pourrait avoir traversé le disque de M51 il y a environ 500 à 600 millions d'années. Selon le scénario proposé, NGC 5195 aurait pénétré le disque de M51 de l'arrière vers nous et elle aurait même effectué un autre croisement entre 50 et 100 millions d'années jusqu'à sa position présente, soit légèrement à l'arrière de M51[14].

Formation d'étoiles[modifier | modifier le code]

Il semble y avoir une période intense de formation d'étoiles dans la région centrale de M51. L'efficacité actuelle de formation d'étoiles définie comme étant le rapport de la masse des nouvelles étoiles à la masse du gaz impliqué n'est cepenant que d'environ 1%, une valeur comparable à la valeur globale de la Voie lactée et d'autres galaxies spirales. On estime que ce taux élevé ne durera pas plus de 100 millions d'années[15].

Un disque entourant le noyau[modifier | modifier le code]

Grâce aux observation du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de M51. La taille de son demi-grand axe est estimée à 600 pc (~1 955 années-lumière)[16].

Une étonnante structure en forme de "X"[modifier | modifier le code]

Les images obtenues par Hubble ont aussi permis aux astronomes de voir ce qui pourrait être un immense disque de poussière qui nourrit le trou noir supermassif au centre de M51. Ces observations ont été rapportées par Holland Ford de l'Université Johns-Hopkins. Les images prises par Hubble montre une étonnante structure sombre en forme de "X" à la position exacte du trou noir[17].

Un X à la position du trou noir supermassif.

La barre la plus large et la plus foncée du "X" pourrait être un anneau de poussière d'une centaine d'années-lumière de diamètre qui nous cache le trou noir et son disque d'accrétion[18]. La seconde barre du "X" pourrait être un autre disque de poussière vu par la tranche ou possiblement du gaz et de la poussière en rotation dans M51 qui intersectent les cônes des jets de matière ionisée émis par le trou noir[18],[17].

Trou noir supermassif[modifier | modifier le code]

Selon une étude publiée en 2009 et basée sur la vitesse interne de la galaxie mesurée par le télescope spatial Hubble, la masse du trou noir supermassif au centre de M51 serait comprise entre 430 mille et 2,3 millions de [19].

Supernova[modifier | modifier le code]

Trois supernovas ont été découvertes dans M51 : SN 1994I (en), SN 2005cs (en) et SN 2011dh (en)[20]. En 2019, on a observé une supernova imposteuse désignée comme AT 2019abn[21].

SN 1994I[modifier | modifier le code]

SN 1994I dans M51.

Cette supernova a été découverte le 2 avril par l'astronome amateur américain Tim Puckett[22] et Jerry Armstrong puis rapporté par les amateurs Wayne Johnson et Doug Millar, Richard Berry et Reiki Kushida [23]. Cette supernova était de type type Ic indiquant que son progéniteur était une étoile massive qui avait déjà éjecté presque toutes ses couches externes. La magnitude maximale atteinte par cette supernova a été de 12,91[24].

SN 2005cs[modifier | modifier le code]

Localisation de SN 2005cs dans M51.

Cette supernova a été découverte le 27 juin par l'astronome amateur allemand Wolfgang Kloehr[25],[26]. Cette supernova était de type II[26].

SN 2001dh[modifier | modifier le code]

Cette supernova a été découverte le 31 mai par Tom Reiland, Thomas Griga, Amedee Riou et Stephane Lamotte Bailey[27]. Une cadidate a été détectée par le télescope spatial Hubble[28] et il est probable que ce soit une étoile supergéante jaune dont la masse se situe entre 18 et 24 masses solaires[29]. Cette supernova était de type IIb[27].

L'image publiée sur le site de l'Astronomy Picture Of the Day montre M51 avant et après l'explosion de l'étoile[30].

AT 2019abn[modifier | modifier le code]

Position de 2019abn dans M51.

Cette supernova imposteuse a été découverte le 22 janvier 2019 par le relevé astronomique Zwicky Transient Facility de l'observatoire Palomar[31]. Cet événement transitoire a ensuite été relié à une nova rouge lumineuse. Le progéniteur a été détecté dans les images infrarouges du télescope spatial Spitzer. Aucun objet n'a pu être détecté dans les images d'archive du télescope spatial Hubble, indiquant que l'étoile progénitrice a été énormément obscurcie par la poussière interstellaire. AT 2019 abn a atteint une magnitude apparente maximale de 17 et une magnitude absolue de 14,9[21].

Exoplanète[modifier | modifier le code]

En septembre 2020, le télescope spatial Chandra de la Nasa détecte une possible exoplanète, nommée M51-ULS-1b, en orbite autour de M51-ULS-1, une binaire X de grande masse (en). La découverte est confirmée le 26 octobre 2021[32].

Il s'agit de la toute première exoplanète découverte en dehors de notre galaxie, la Voie lactée. Cela a été réalisé grâce aux transits que la planète effectue devant une source de rayons X, qui peut être soit une étoile à neutrons soit un trou noir, en étoile binaire d'objets compacts avec une étoile supergéante, probablement de type B[33],[34].

Groupe de M51 et de M101[modifier | modifier le code]

Selon A.M. Garcia, la galaxie M51 est la principale galaxie d'un groupe qui porte son nom. Le groupe de M51 (NGC 5194 dans l'article de Garcia) compte au moins 10 membres. Les autres membres de ce groupe sont NGC 5023, M63 (NGC 5055), NGC 5195, NGC 5229, IC 4263, UGC 8215, UGC 8308, UGC 8320 et UGC 8331[35].

D'autre part, dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian indique que M51 fait partie d'un groupe plus vaste qui compte plus de 80 galaxies, le groupe de M101[36]. Plusieurs galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent également dans d'autres groupes décrit par A.M. Garcia, soit le groupe de NGC 3631, le groupe de NGC 4051, le groupe de M109 (NGC 3992), le groupe de NGC 4081, le groupe de M106 (NGC 4258) et le groupe de NGC 5457[35].

Plusieurs galaxies de ces six groupes de Garcia ne figurent pas dans la liste du groupe de M101 de Mahtessian. Il y a plus de 120 galaxies différentes dans les listes des deux auteurs. Puisque la frontière entre un amas galactique et un groupe de galaxie n'est pas clairement définie (on parle de 100 galaxies et moins pour un groupe), on pourrait qualifier le groupe de M101 d'amas galactique contenant plusieurs groupes de galaxies.

Les groupes de M101 et de M51 dont partie de l'amas de la Grande Ourse, l'un des amas galactiques du superamas de la Vierge.

Galerie[modifier | modifier le code]

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 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.
  3. 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.
  4. a et b 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.

Références[modifier | modifier le code]

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  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 5000 à 5099 »
  3. a b et c J. Vinko, K. Takats, G. H. Marion et et al, « Improved distance determination to M51 from supernovae 2011dh and 2005cs », Astronomy & Astrophysics, vol. 540, no A93,‎ , p. 7 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201118364, lire en ligne [PDF])
  4. a b c d et e (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le )
  5. (en) « NGC 5194 sur HyperLeda » (consulté le )
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Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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