M89

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M89
Image illustrative de l’article M89
La galaxie elliptique M89
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Vierge
Ascension droite (α) 12h 35m 39,8s[1]
Déclinaison (δ) 12° 33′ 32″ [1]
Magnitude apparente (V) 9,8[2]
10,7 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 12,52 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 3,5 × 3,5[2]
Décalage vers le rouge 0,001134 ± 0,000014[1]
Angle de position N/A[2]

Localisation dans la constellation : Vierge

(Voir situation dans la constellation : Vierge)
Virgo IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 340 ± 4 km/s[4]
Distance 16,472 ± 3,642 Mpc (∼53,7 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie elliptique
Type de galaxie E1?[6] E0[2] E[7],[1]
Dimensions 55 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) Charles Messier[6]
Date [6]
Désignation(s) NGC 4552
PGC 41968
UGC 7760
MCG 3-32-149
CGCG 70-184
VCC 1632
IRAS 12328+1446 [2]
Liste des galaxies elliptiques

M89 (NGC 4552) est une galaxie elliptique située dans la constellation de la Vierge à une distance d'environ 54 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome français Charles Messier en 1781.

M89 renferme des régions d'hydrogène ionisé. 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 et une radiogalaxie à spectre continu (Flat-Spectrum Radio Source)[1].

Distance et mouvement de M89[modifier | modifier le code]

Près d'une cinquantaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 16,472 ± 3,642 Mpc (∼53,7 millions d'a.l.)[5], ce qui est nettement à l'extérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage qui donne ici une valeur de 4,75 ± 0,38 Mpc (∼15,5 millions d'a.l.)[9].

Cette galaxie, comme plusieurs de l'amas de la Vierge, est relativement rapprochée du Groupe local et on obtient souvent une distance très différente en se basant sur le décalage. Cela est sans doute dû à la faible gravité exercée par le Groupe local ou par l'amas de la Vierge lui-même, certaines galaxies se dirigeant vers le centre de l'amas, qui contrebalance l'expansion de l'Univers et qui rend ainsi la loi de Hubble moins applicable. Selon ces deux mesures, M89 lactée se dirige vers le centre de l'amas en direction de la Voie lactée. La distance de 16,472 Mpc est sans doute plus près de la réalité. À cette distance, la taille maximale de la galaxie est de 55 kal.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Vers la fin des années 1970, l'astronome britano-australien David Malin (en) a découvert sur des photographies à longue pose et à grande sensibilité réalisées avec le télescope UK Schmidt de 1,2 m de l'observatoire de Siding Spring en Australie que M89 était enveloppé d'une vaste structure de gaz et de poussière qui s'étend à plus de 150 000 années-lumière. Il a également découvert une structure en forme de jet longue de 100 000 milles[10]. Ces découvertes ont été rapportées dans la revue Nature de janvier 1979[11]. Le réseau complexes de coquilles et de jets du halo de M89 suggère que cette galaxie a connu plusieurs rencontres avec de plus petites galaxies qu'elle a absorbées[12].

Le halo de M89 renferme également un nombre impressionnant d'amas globulaires. Un relevé effectué en 2006 a montré qu'il y environ 2000 ± 700 amas en dedans de 25 de la galaxie[13]. C'est énorme comparé aux 150 à 200 amas globulaires de la Voie lactée.

Des observations réalisée par le télescope spatial Chandra dans le domaine des rayons X ont révélé deux structures de gaz chaud en forme d'anneau dans le centre de la galaxie. On pense que ces structures proviennent d'un sursaut de formation d'étoiles datant de un à deux millions d'années ainsi que de la pression dynamique produite par le mouvement de M89 dans le milieu intergalactique de l'amas de la Vierge[14].

Trou noir supermassif[modifier | modifier le code]

Selon une étude réalisée auprès de 76 galaxies par Alister Graham en 2008, le bulbe central de NGC 4473 renferme un trou noir supermassif dont la masse est estimée à 4,8+0,8
−0,8
x 108 [15].

Selon une autre 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 NGC 4552 serait comprise entre 690 millions et 1,9 milliard de [16].

Groupe de M86[modifier | modifier le code]

Selon Abraham Mahtessian, M89 (NGC 4552) fait partie d'un groupe de galaxies qui compte 22 membres, le groupe de M86 (NGC 4406) (M86 est la plus brillante de ce groupe)[17]. Les autres galaxies de la liste de Mahtessian sont M98 (NGC 4192), NGC 4208 (NGC 4212 dans l'article), NGC 4216, NGC 4396, M86 (NGC 4406), NGC 4413, NGC 4419, NGC 4438, NGC 4531, NGC 4550, M90 (NGC 4569), IC 3094 (appartenance incertaine[18]), IC 3258 et IC 3476.

La liste de Mahtessian renferme quelques erreurs. Par exemple, la galaxie NGC 4438 forme une paire avec la galaxie NGC 4435 et elle devrait logiquement appartenir au groupe de M60 décrit par Mahtessian et au groupe de M49 décrit par A.M. Garcia. Autre exemple, l'omission de la galaxie IC 3583 qui forme une paire avec M90.

De plus, la liste de Mahtessian renferme d'autres erreurs évidentes. On y retrouve par exemple la galaxie NGC 598 qui est en réalité la galaxie du Triangle] (M33) et qui fait partie du Groupe local, de même que la galaxie NGC 784 qui appartient au groupe de NGC 672 et qui est au moins trois fois plus rapprochée de la Voie lactée que les autres galaxies du groupe de M86. De plus, trois des galaxies (1110+2225, 1228+1233 et 1508+3723) mentionnées dans l'article sont introuvables dans les bases de données. La notation employée par Mahtessian est un abrégé de la notation du Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies CGCG et la correspondance avec d'autres désignations ne figure malheureusement pas dans l'article. Ainsi, les galaxies 0101+1625 et 1005+1233 sont en réalité CGCG 0101.7+1625 (UGC 685) et CGCG 1005.8+1233 (Leo I ou UGC 5470). Leo I fait partie du Groupe local et UGC 685 est à environ 15 millions d'années-lumière de nous en bordure du groupe local[19]. Ces deux galaxies n'appartiennent manifestement pas au groupe de M86.

Certaines de ces galaxies s'approchent de la Voie lactée ou leur vitesse radiale est trop faible pour que l'on puisse calculer leur distance à partir de la loi loi de Hubble. Heureusement, plusieurs mesures (sauf pour IC 3094 et NGC 4431) ont été réalisées selon des méthodes indépendantes du décalage vers le rouge. La distance moyenne des galaxies du groupe avec suffisamment de mesure non basées sur le décalage est de 14,9 Mpc.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d et e (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4552 (consulté le 29 août 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 « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 29 août 2020)
  6. a b et c (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 29 août 2020)
  7. (en) « NGC 4552 sur HyperLeda » (consulté le 29 août 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. 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
  10. « Messier 89 » (consulté le 29 août 2020)
  11. David F. Malin, « A jet associated with M89 », Nature, vol. 277,‎ , p. 279-280 (lire en ligne)
  12. Steven Janowiecki, J. Christopher Mihos, Paul Harding, John J. Feldmeier, Craig Rudick et Heather Morrison, « Diffuse Tidal Structures in the Halos of Virgo Ellipticals », The Astrophysical Journal, vol. 715#2,‎ , p. 972-985 (DOI 10.1088/0004-637X/715/2/972, Bibcode 2010ApJ...715..972J, lire en ligne)
  13. Naoyuki Tamura, Ray M. Sharples, Nobuo Arimoto, Masato Onodera, Kouji Ohta et Yoshihiko Yamada, « A Subaru/Suprime-Cam wide-field survey of globular cluster populations around M87 - I. Observation, data analysis and luminosity function », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 373, no 2,‎ , p. 588-600 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.11067.x, Bibcode 2006MNRAS.373..588T, lire en ligne)
  14. M. Machacek, C. Jones, W. R. Forman et P. Nulsen, « Chandra Observations of Gas Stripping in the Elliptical Galaxy NGC 4552 in the Virgo Cluster », The Astrophysical Journal, vol. 644#1,‎ , p. 155-166 (DOI 10.1086/503350, Bibcode 2006ApJ...644..155M, lire en ligne)
  15. 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)
  16. 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#1,‎ , p. 856-868 (DOI 10.1088/0004-637X/692/1/856, lire en ligne)
  17. 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 21 septembre 2018)
  18. Parce que sa distance est inconnue
  19. (en) « HUBBLE'S LEGACY, UGC 685 » (consulté le 23 mai 2020)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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