M64

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M64
Image illustrative de l’article M64
La galaxie spirale M64
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chevelure de Bérénice
Ascension droite (α) 12h 56m 43,6s[1]
Déclinaison (δ) 21° 40′ 59″ [1]
Magnitude apparente (V) 8,5[2]
9,4 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 12,83 mag/am2 [a]
Dimensions apparentes (V) 10,0 × 5,4 [2]
Décalage vers le rouge 0,001361 ± 0,000013[1]
Angle de position 115°[2]

Localisation dans la constellation : Chevelure de Bérénice

(Voir situation dans la constellation : Chevelure de Bérénice)
Coma Berenices IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 408 ± 4 km/s [b]
Distance 5,70 ± 0,44 Mpc (∼18,6 millions d'a.l.)[c]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie (R)SA(rs)ab[1] Sab?[3] Sab[2] SABa[4]
Dimensions 51 000 a.l.[d]
Découverte
Découvreur(s) Edward Pigott [3]
Date [3]
Désignation(s) NGC 4826
PGC 44182
UGC 8062
MCG 4-31-1
CGCG 130-1
KARA 559
IRAS 12542+2157 [2]
Liste des galaxies spirales

M64 (NGC 4826) est une galaxie spirale située dans la constellation des Chevelure de Bérénice à une distance comprise entre 14 millions et 20 millions années-lumière de la Voie lactée. M64 est aussi connue sous les noms de galaxie de l'Œil noir, de galaxie de l'Œil poché, de galaxie de l'oeil démoniaque[5] ou encore de Beauté endormie[6],[7].

Découverte[modifier | modifier le code]

La galaxie M64 a été découverte par l'astronome britannique Edward Pigott le 23 mars 1779, puis indépendamment par Johann Elert Bode le de la même année[3]. Charles Messier l'a aussi redécouverte le et l'a inscrite à son catalogue comme M64[8]. La découverte de Pigott n'a cependant été communiquée à la Royal Society de Londres que le , alors que celle de Bode le fut en 1779 et celle de Messier en 1780[8]. La découverte de Pigott est restée ignoré des historiens jusqu'en 2002 lorsque ses travaux ont été redécouverts par Bryn Jones[9],[8]

Distance de M64[modifier | modifier le code]

La galaxie M64 est relativement rapprochée du Groupe local et la distance de Hubble basé sur le décalage vers le rouge donne une valeur de 5,70 Mpc. Mais, pour les galaxies rapprochées, leur vitesse propre peut rendre cette évaluation de la distance erronée. Cependant, à ce jour, plus d'une vingtaine de mesures (23) non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 5,419 ± 1,022 Mpc (∼17,7 millions d'a.l.)[10], ce qui est tout de même à en accord avec les distances calculées en employant la valeur du décalage[c]. On peut donc supposer raisonnablement que M64 est entre 4,4 et 6,4 Mpc (14,4 et 20,1 mal) de la Voie lactée.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Classification et activité[modifier | modifier le code]

NGC 4826 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique (R')SA(r)ab pec dans son atlas des galaxies[11],[12]. La lettre (R) correspond à une structure annulaire externe, les lettres SA correspondent à une spirale non barré, la lettre (r) indique la présence d'une structure annulaire interne et les lettres «ab» indique que les bras en spirale sont assez étroitement enroulés. Notons que la base de données HyperLeda indique qu'il s'agit d'une galaxie spirale intermédiaire (SABa)[4].

La classe de luminosité de M64 est I-II 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. De plus, 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[1]. M64 est une galaxie relativement isolé et la base de données NASA/IPAC mentionne qu'il s'agit possiblement d'une galaxie du champ, c'est-à-dire qu'elle n'appartient pas à un amas ou un groupe et qu'elle est donc gravitationnellement isolée[1].

La région centrale renferme une source d'émission radio de faible intensité[13]. Une source de rayons X mous a été détectée au niveau du noyau. Elle provient très probablement de la région circumnucléaire plutôt que directement d'un noyau galactique actif[14].

Formation d'étoiles et disques stellaires[modifier | modifier le code]

Selon une étude publiée en 2002, le taux formation d'étoiles dans NGC 4689 est faible[15] et c'est une galaxie anémique.

Grâce aux observation du télescope spatial Hubble, on a cependant détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 4826. La taille angulaire de son demi-grand axe est de 4,0 secondes d'arc ce qui correspond à 150 pc (~490 années-lumière) à la distance estimée de cette galaxie[16].

M64 renferme deux disques contrarotatifs[6] de masse approximativement égale[5]. Le disque interne contient les voies de poussière proéminentes de la galaxie. Cependant, un article publié en 1995 mentionne que la population stellaire dans le disque de la galaxie ne présente aucune contre-rotation mesurable et que ce sont plutôt les étoiles du disque externe qui exhibent une contre-rotation[17]. Les scénarios de formation possibles incluent une fusion avec une galaxie satellite riche en gaz dans une orbite rétrograde, ou l'accrétion continue de nuages de gaz du milieu intergalactique[5],[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 M64 serait comprise entre 18 millions et 42 millions de [18].

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. 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.
  4. Calcul du diamètre basé sur la valeur de la distance obtenue des mesures indépendantes du décalage. 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.

Références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d e et f (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4826 (consulté le 30 décembre 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 4800 à 4899 »
  3. a b c et d (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 30 décembre 2020)
  4. a et b (en) « NGC 4826 sur HyperLeda » (consulté le 30 décembre 2020)
  5. a b et c Robert Braun, Rene A. M. Walterbos et Robert C., Jr. Kennicutt, « Counter-rotating gaseous disks in the "Evil Eye" galaxy NGC4826 », Nature, vol. 360, no 6403,‎ , p. 442-444 (DOI 10.1038/360442a0, Bibcode 1992Natur.360..442B, lire en ligne [html])
  6. a et b (en) « The ‘sleeping beauty’ galaxy NGC 4826: an almost textbook example of the abelian higgs vorto-source (-sink) » (consulté le 30 décembre 2020)
  7. (en) « Astronomy Picture of the Day, M64: The Sleeping Beauty Galaxy » (consulté le 30 décembre 2020)
  8. a b et c « Messier 64, site de l'Observatoire de Paris » (consulté le 30 décembre 2020)
  9. (en) « BRYN JONES'S HOME PAGE » (consulté le 30 décembre 2020)
  10. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 30 décembre 2020)
  11. Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 4826
  12. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 4826 » (consulté le 30 décembre 2020)
  13. F. P. Israel, « CI and CO in nearby galaxy centers. The bright galaxies NGC 1068 (M 77), NGC 2146, NGC 3079, NGC 4826 (M 64), and NGC 7469 », Astronomy and Astrophysics, vol. 493, no 2,‎ , p. 525-538 (DOI 10.1051/0004-6361:200810655, Bibcode 2009A&A...493..525I, lire en ligne [PDF])
  14. C. J. Grier, S. Mathur, H. Ghosh et L. Ferrarese, « Discovery of Nuclear X-ray Sources in Sings Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 731, no 1,‎ , p. 13 pages (DOI 10.1088/0004-637X/731/1/60, Bibcode arXiv:1011.4295, lire en ligne [PDF])
  15. Debra Meloy Elmegreen, Bruce G. Elmegreen, Jay A. Frogel, Paul B. Eskridge, Richard W. Pogge, Andrew Gallagher et Joel Iams, « Arm Structure in Anemic Spiral Galaxies », The Astronomical Journal, vol. 124, no 2,‎ , p. 77-781 (DOI 10.1086/341613, Bibcode 2002AJ....124..777E, lire en ligne [PDF])
  16. 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])
  17. a et b Hans-Walter R. Rix, Robert C. Jr. Kennicutt, Robert Braun et Rene A. M. Walterbos, « Placid Stars and Excited Gas in NGC 4826 », Astrophysical Journal, vol. 438,‎ , p. 155 (DOI 10.1086/175061, Bibcode 1995ApJ...438..155R, lire en ligne [html])
  18. 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 [PDF])

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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