M90 (galaxie)

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M90
Image illustrative de l’article M90 (galaxie)
La galaxie spirale intermédiaire M90
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Vierge
Ascension droite (α) 12h 36m 49,8s[1]
Déclinaison (δ) 13° 09′ 47″ [1]
Magnitude apparente (V) 9,5[2]
10,3 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,55 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 9,5 × 4,4[2]
Décalage vers le rouge -0,000784 ± 0,000013[1]
Angle de position 23°[2]

Localisation dans la constellation : Vierge

(Voir situation dans la constellation : Vierge)
Virgo IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale -235 ± 4 km/s[4]
Distance 12,229 ± 3,161 Mpc (∼39,9 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale intermédiaire
Type de galaxie SAB(rs)ab[1],[6] SBab[2],[7],[1]
Dimensions 110 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) Charles Messier[6]
Date [6]
Désignation(s) NGC 4569
PGC 42089
UGC 7786
MCG 32-32-155
Arp 76
VCC 1690
CGCG 70-192
IRAS 12343+1326 [2]
Liste des galaxies spirales intermédiaires

M90 (NGC 4569) est une galaxie spirale intermédiaire située dans la constellation de la Vierge à une distance d'environ 40 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome français Charles Messier en 1781 dans la même nuit que M88.

M90 en ultraviolet par GALEX.

La classe de luminosité de M90 est I-II 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[1].

La petite galaxie située au nord de M90 est IC 3583. Elle est à une distance de la Voie lactée semblable à celle de M90. Selon Vaucouleur et Harold Corwin, M90 et IC 3583 forment une paire de galaxies[9].

M90 (NGC 4569) faisait partie des galaxies étudiées lors du relevé des l'hydrogène neutre de l'amas de la Vierge par le Very Large Array. Les résultats de cette étude sont sur cette page du site du VLA[10].

Distance et mouvement de M90[modifier | modifier le code]

Comme M88 située à proximité, cette galaxie présente un décalage vers le bleu et elle se dirige donc vers la Voie lactée. On ne peut pas utiliser la loi loi de Hubble pour calculer sa distance. À ce jour, 14 mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) ont cependant été réalisées. Ces mesures donnent une distance moyenne de 12,229 ± 3,161 Mpc (∼39,9 millions d'a.l.)[5]

Puisque M90 s'approche de la Voie lactée à une vitesse de 235 km/s, elle se déplace à une vitesse très élevée au sein de l'amas de la Vierge, une vitesse estimée à 1500 km/s[11]. Certains évoquent même la possibilité qu'elle échappe à la gravité de l'amas[11],[12].

Formation d'étoiles[modifier | modifier le code]

En raison de sa grande vitesse dans le milieu intergalactique, M90 subit une pression dynamique et elle a perdu une partie importante de son milieu interstellaire. Cette perte a considérablement réduit le taux de formation d'étoile par rapport à des galaxies spirales similaires qui ne sont pas dans l'amas de la Vierge[13]. Il existe même des régions HII en dehors du plan galactique[13] ainsi que de longues queues de gaz ionisé d'environ 260 000 années-lumière[14].

Présentant un taux de formation d'étoiles peu élevé, les bras de M90 sont lisses, sans régions distinctives et ils présentent peu de contraste avec le reste du disque. Ces caractéristiques qui lui ont valu le titre de galaxie anémique. Cependant, la formation d'étoiles dans le centre de M90 semble importante. Environ 50 000 étoiles de type spectral O et B se sont formées il y a de 5 à 6 millions d'années[15]. Ces étoiles sont entourées d'une grande quantité de étoiles supergéantes de type A nées d'un autre sursaut de formation il y a 15 à 30 millions d'années[16].

De multiples supernovas dans le noyau de M90 (jusqu'à 10 000[16]) ont produit des super vents qui soufflent dans le milieu interstellaire de la galaxie vers l'extérieur dans le milieu intergalactique de l'amas de la Vierge[17]. Ces vents sont collimatés en deux jets. L'un est perturbé par l'interaction avec le milieu intergalactique de l'amas alors que l'autre le traverse[18]

Groupe de M86[modifier | modifier le code]

Selon Abraham Mahtessian, M90 (NGC 4569) 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)[19]. 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, M89 (NGC 4552), IC 3094 (appartenance incertaine[20]), 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[21]. 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 e et f (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4569 (consulté le 3 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 « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 3 septembre 2020)
  6. a b et c (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 3 septembre 2020)
  7. (en) « NGC 4569 sur HyperLeda » (consulté le 3 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. (en) de Vaucouleurs, G., de Vaucouleurs, A., and Corwin, H.G., Second Reference Catalogue of Bright Galaxies, Austin, University of Texas Press, , 387 p. (lire en ligne), page 303
  10. (en) « VLA Imaging of Virgo in Atomic Gas, NGC 4561 » (consulté le 31 août 2020)
  11. a et b « Observatoire de Paris, Messier 90 » (consulté le 3 septembre 20)
  12. (en) « Image Galleries: Best Images From KPNO AOP, M90 » (consulté le 3 septembre 2020)
  13. a et b Rebecca A. Koopmann et Jeffrey D. P. Kenney, « Hα Morphologies and Environmental Effects in Virgo Cluster Spiral Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 613#2,‎ , p. 866-885 (DOI 10.1086/423191, Bibcode 2004ApJ...613..866K, lire en ligne)
  14. A. Boselli, J. C. Cuillandre, M. Fossati et et al., « Spectacular tails of ionized gas in the Virgo cluster galaxy NGC 4569 », Astronomy & Astrophysics, vol. 587,‎ , A68, 17 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201527795, Bibcode 2016A&A...587A..68B, lire en ligne)
  15. J. R. Gabel et F. C. Bruhweiler, « The Central Starburst and Ionization Mechanism in the LINER/H II Region Transition Nucleus in NGC 4569 », The Astronomical Journal, vol. 124,‎ , p. 737-570 (DOI 10.1086/341376, Bibcode 2002AJ....124..737G, lire en ligne)
  16. a et b Chyży, M. Soida, D. J. Bomans, B. Vollmer, Ch. Balkowski, R. Beck et M. Urbanik, « Large-scale magnetized outflows from the Virgo Cluster spiral NGC 4569. A galactic wind in a ram pressure wind », Astronomy and Astrophysics, vol. 447#2,‎ , p. 465-472 (DOI 10.1051/0004-6361:20053819, Bibcode 2006A&A...447..465C, lire en ligne)
  17. D. Tschöke, D. J. Bomans, G. Hensler et N. Junkes, « Hot halo gas in the Virgo cluster galaxy NGC 4569 », Astronomy and Astrophysics, vol. 380,‎ , p. 40-54 (DOI 10.1051/0004-6361:20011354, Bibcode 2001A&A...380...40T, lire en ligne)
  18. J. D. P. Kenney, H. Crowl, J. van Gorkom et B. Vollmer, « Spiral Galaxy - ICM Interactions in the Virgo Cluster », International Astronomical Union Symposium, no.217, Sydney 2003,‎ , p. 370 (Bibcode 2004IAUS..217..370K, lire en ligne)
  19. 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)
  20. Parce que sa distance est inconnue
  21. (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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