Bienvenue à Messier lundi! Aujourd'hui, nous continuons dans notre hommage à notre cher ami, Tammy Plotner, en regardant la «galaxie fantôme» connue sous le nom de Messier 74!
Au XVIIIe siècle, le célèbre astronome français Charles Messier a remarqué la présence de plusieurs «objets nébuleux» lors de l'observation du ciel nocturne. Prenant à l'origine ces objets pour des comètes, il a commencé à les cataloguer afin que d'autres ne commettent pas la même erreur. Aujourd'hui, la liste résultante (connue sous le nom de catalogue Messier) comprend plus de 100 objets et est l'un des catalogues les plus influents des objets de l'espace profond.
L'un de ces objets est la galaxie spirale connue sous le nom de Messier 74 (alias la galaxie fantôme) qui apparaît de face aux observateurs de la Terre. Située à environ 30 millions d'années-lumière de la Terre en direction de la constellation des Poissons, cette galaxie mesure environ 95 000 années-lumière de diamètre (presque aussi grande que la Voie lactée) et abrite environ 100 milliards d'étoiles.
La description:
Cette belle galaxie est le prototype d'une galaxie Sc de grand design et parmi les premières "nébuleuses spirales" reconnues par Lord Rosse. Situé à environ 30 à 40 millions d'années-lumière de nous, il glisse lentement encore plus loin à une vitesse de 793 kilomètres par seconde. Sa beauté s'étend sur environ 95 000 années-lumière, environ la même taille que notre Voie lactée et ses bras en spirale s'étendent sur 1 000 années-lumière.
À l'intérieur de ces bras se trouvent des amas de jeunes étoiles bleues et des nébuleuses gazeuses diffuses de couleur rose appelées régions H II où la formation d'étoiles se produit. Pourquoi une telle beauté grandiose? Les chances sont ses ondes de densité balayant le disque gazeux du M74, probablement induites par l'interaction gravitationnelle avec les galaxies voisines. Comme l'a expliqué B. Kevin Edgar:
«Une méthode numérique est décrite, spécifiquement conçue pour traiter la dynamique d'un disque gazeux à rotation différentielle infinitésimale. La méthode est basée sur la méthode parabolique par morceaux (PPM), une extension d'ordre supérieur de la méthode de Godunov. Les forces gravitationnelles représentant une onde de densité en spirale linéaire dans la composante stellaire d'une galaxie sont incluses. Le calcul est eulérien et est effectué dans un cadre de référence tournant uniformément en utilisant des coordonnées polaires planes. Les équations sont formulées sous une forme de perturbation exacte pour éliminer explicitement tous les grands termes opposés représentant l'équilibre des forces dans l'état symétrique d'axe non perturbé, permettant le calcul précis de petites perturbations. La méthode est parfaitement adaptée à l'étude de la réponse gazeuse à une onde de densité en spirale dans une galaxie à disques. Une série de modèles hydrodynamiques bidimensionnels est calculée pour tester la réponse gravitationnelle d'un disque gazeux uniforme, isotherme et sans masse à une perturbation gravitationnelle en spirale imposée. Les paramètres décrivant la distribution de masse, les propriétés de rotation et l'onde en spirale sont basés sur la galaxie NGC 628. Les solutions ont des chocs à l'intérieur et à l'extérieur de la co-rotation, épuisant la région autour de la co-rotation. La vitesse à laquelle cette région est épuisée dépend fortement de la force de la perturbation en spirale imposée. Des perturbations potentielles de 10% ou plus produisent de grands apports radiaux. Le temps nécessaire pour que le gaz tombe à la résonance interne de Linblad dans de tels modèles n'est qu'une petite fraction du temps Hubble. L'évolution rapide implicite suggère que si les galaxies existent avec des perturbations aussi importantes, soit le gaz doit être reconstitué de l'extérieur de la galaxie, soit les perturbations doivent être transitoires. À l'intérieur de la co-rotation avec le motif en spirale, la perte de moment angulaire par le gaz augmente le moment angulaire des étoiles, réduisant l'amplitude des ondes. »
Qu'est-ce qui se cache à l'intérieur? Jetez ensuite un œil avec des yeux radiographiques. Comme Roberto Soria (et al) l'a indiqué dans leur étude de 2002:
"La galaxie spirale face à face M74 (NGC 628) a été observée par XMM-Newton le 2 février 2002. Au total, 21 sources se trouvent à l'intérieur des 5 ′ du noyau (après rejet de quelques sources associées aux étoiles de premier plan) . Les rapports de dureté suggèrent qu'environ la moitié d'entre eux appartiennent à la galaxie. L'extrémité de luminosité la plus élevée de la fonction de luminosité est ajustée par une loi de puissance de pente -0,8. Cela peut être interprété comme une preuve de la formation d'étoiles en cours, par analogie avec les distributions trouvées dans les disques d'autres galaxies de type tardif. Une comparaison avec les observations antérieures de Chandra révèle un nouveau transitoire ultralumineux aux rayons X (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 dans la bande 0,3-8 keV) à environ 4 ′ au nord du noyau. Nous trouvons une autre source lumineuse transitoire (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) à environ 5 ′ au nord-ouest du noyau. Les équivalents UV et rayons X de SN 2002ap se retrouvent également dans cette observation XMM-Newton; le rapport de dureté de l'homologue aux rayons X suggère que l'émission provient de la matière circumstellaire choquée. »
Dans le cas de Messier 74, rien n'est choquant - y compris ses ondes de densité en spirale. Comme Sakhibov et Smirnov l'ont expliqué dans une étude de 2004:
«Le profil radial du taux de formation d'étoiles (SFR) dans la galaxie NGC 628 est modulé par une onde de densité en spirale. Le profil radial de la vitesse d'entrée de gaz dans le bras spiral est similaire à la distribution radiale de la densité de surface du SFR. La position de la résonance de corotation est déterminée avec d'autres paramètres de l'onde de densité en spirale via une analyse de Fourier de la distribution azimutale des vitesses radiales observées dans les zones annulaires du disque de NGC 628. Le profil radial de la densité de surface du Le SFR est déterminé à l'aide de la relation empirique SFR - taille linéaire pour les complexes de formation d'étoiles (régions géantes HII) et des mesures des coordonnées, des flux H alpha et des tailles des régions HII dans NGC 628. »
Nous parlons de gigantesques régions de formation d'étoiles, n'est-ce pas? Et où se forment les étoiles…. Les étoiles meurent. Comme en supernova! Comme Elias Brinks (et al) l'a indiqué:
«La formation d'étoiles massives, généralement en (super) amas d'étoiles, leur évolution rapide et leur disparition ultérieure en tant que supernovae a un impact majeur sur leur environnement immédiat. L'effet combiné des vents stellaires et des supernovae, qui se succèdent rapidement et dans un petit volume, crée des bulles de gaz coronaires en expansion dans le milieu interstellaire neutre (ISM) dans les galaxies irrégulières spirales et (naines). Ces coquilles en expansion, à leur tour, balayent et compressent le gaz neutre, ce qui peut entraîner la formation de nuages moléculaires et le début de la formation d'étoiles secondaires ou induites. Les zones de formation d'étoiles perturbent leur ISM environnant, de sorte qu'une galaxie plus «active», en termes de formation d'étoiles, devrait avoir un ISM plus inhomogène. Le taux de formation d'étoiles dans NGC 628 est quatre fois plus élevé que dans NGC 3184 et deux fois plus élevé que dans NGC 6946, ce qui pourrait expliquer le plus grand nombre de trous HI trouvés dans cette galaxie. Nous constatons que les tailles des trous HI vont de 80 pc (proche de la limite de résolution) à 600 pc; les vitesses d'expansion peuvent atteindre 20 km s1; les âges estimés sont de 2,5 à 35 Myr et les énergies impliquées vont de 1050 à 3,5 x 105Z ergs. La quantité de gaz neutre en jeu est de l'ordre de 104 à 106 masses solaires. »
D'énormes masses… Des masses qui parfois… disparaissent ?? Comme Justyn R. Maund et Stephen J. Smartt l'ont expliqué dans une étude de 2009:
«À l'aide d'images du télescope spatial Hubble et du télescope Gemini, nous avons confirmé la disparition des progéniteurs de deux supernovae de type II (SNe) et évalué la présence d'autres étoiles qui leur sont associées. Nous avons constaté que l'ancêtre de SN 2003gd, une étoile supergéante M, n'est plus observé à l'emplacement SN et avons déterminé sa luminosité intrinsèque en utilisant des techniques de soustraction d'image. L'ancêtre de SN 1993J, une étoile supergéante K, n'est également plus présent, mais son compagnon binaire supergéant B est toujours observé. La disparition des progéniteurs confirme que ces deux supernovae ont été produites par des supergéantes rouges. »
Maund et Smartt ont utilisé une technique où les images ont été prises après que SN 2003gd s'était estompée, et l'étoile progénitrice était vraisemblablement manquante et soustraite des images pré-explosion. Tout ce qui restait à la position SN correspondait à la véritable étoile progénitrice. Les observations des Gémeaux de 2003gd sont présentées sur la figure 1 qui compare les vues pré et post-supernova de la région de l'étoile progénitrice de la galaxie connue sous le nom de M-74 ou NGC 628.
«Il s'agit du premier progéniteur supergéant rouge pour une supernova de type IIP normale, dont il a été démontré qu'elle a disparu et c'est à l'extrémité basse de l'échelle que les étoiles massives explosent sous forme de supernovae», a déclaré Maund. "Donc, cela confirme finalement qu'une prédiction standard d'un certain nombre de modèles d'évolution stellaire est correcte."
En évolution? Vous betcha '. Messier 74 continue, malgré son âge, de grandir! Comme A.S. Gusev (et al) a indiqué:
«L'interprétation des propriétés observées de la jeune population stellaire dans NGC 628 est réalisée sur la base de la comparaison des données de photométrie UBVRI haute résolution de 127 régions H-alpha dans la galaxie avec la grille détaillée des modèles évolutifs synthétiques des systèmes stellaires. La grille détaillée des modèles évolutifs comprend 2 régimes de formation d'étoiles (éclatement instantané et formation d'étoiles constantes), toute la gamme du FMI (pente et limite de masse supérieure) et de l'âge (de 1 Myr à 100 Myrs). L'abondance chimique des régions de formation d'étoiles a été déterminée à partir des observations indépendantes. La solution du problème inverse de la recherche de l'âge, du régime de formation des étoiles, des paramètres du FMI et de l'absorption des poussières dans les régions de formation d'étoiles est produite à l'aide d'une fonction de déviation de régularisation spéciale. Les estimations de rougissement sont corrélées avec les distances galactocentriques des régions de formation d'étoiles, conformément à un gradient radial d'abondance chimique dérivé d'observations indépendantes. L'âge des complexes de formation d'étoiles montre également une tendance en fonction de la composition chimique. »
Alors, où vont de si grands groupes de jeunes stars pour se détendre et se détendre? Peut-être ... Juste peut-être qu'ils essaient de former un bar de quartier. Une barre galactique, bien sûr! Comme l'a dit M. S. Seigar du Joint Astronomy Center dans une étude de 2002:
«Nous avons obtenu des images au sol des bandes I, J et K de la galaxie spirale, Messier 74 (NGC 628). Il a été démontré que cette galaxie possède un anneau circumnucléaire de formation d'étoiles à la fois par spectroscopie proche infrarouge de l'absorption de CO et par imagerie sous-millimétrique de l'émission de CO. On pense que les anneaux circumnucléaires de formation d'étoiles n'existent que sous l'effet d'un potentiel en barre. Nous montrons des preuves d'une faible distorsion ovale au centre de M 74. Nous utilisons les résultats de Combes et Gerin (1985) pour suggérer que ce faible potentiel ovale est responsable de l'anneau circumnucléaire de formation d'étoiles observé dans M 74. »
Histoire de l'observation:
Cette impressionnante galaxie spirale a été découverte à la fin du mois de septembre 1780 par Pierre Mechain, puis respectueusement observée et exploitée par Charles Messier le 18 octobre 1780.
"Nébuleuse sans étoiles, près de l'étoile Eta Piscium, vue par M. Mechain fin septembre 1780, et il rapporte:" Cette nébuleuse ne contient pas d'étoiles; il est assez grand, très obscur et extrêmement difficile à observer; on peut le reconnaître avec plus de certitude dans des conditions fines et glaciales ». M. Messier l'a cherché et l'a trouvé, comme le décrit M. Mechain: il a été comparé directement avec l'étoile Eta Piscium. »
Trois ans plus tard, Sir William Herschel ferait de son mieux pour essayer de résoudre ce qu'il croyait être un amas d'étoiles - et reviendrait les années suivantes, même au détriment de son propre équipement.
«1799, 28 décembre, télescope de 40 pieds. Très lumineux au milieu, mais la luminosité limitée à une très petite partie, et n'est pas ronde; autour du milieu lumineux est une nébulosité très faible dans une large mesure. La partie brillante semble être de type résoluble, mais mon miroir a été blessé par des vapeurs condensées. »
Pour rendre hommage à Sir William, il a été le premier à résoudre certains des nombreux amas de régions de naissance d'étoiles à voir dans Messier 74, et les résultats de ses observations ont ensuite été confirmés par son propre fils.
John Herschel verrait également des marbrures dans la structure du M74, mais Lord Rosse a été le premier à choisir la structure en spirale. Encore une fois, au moment où les astronomes pensaient que ces condensations étaient des étoiles individuelles - une observation a été transmise jusqu'à l'époque d'Emil Dreyer lorsque Messier 74 est finalement devenu un objet NGC.
Localisation de Messier 74:
Le M74 n'est pas toujours un objet facile et nécessite un ciel sombre et quelques étoiles. Essayez de commencer à Alpha Arietis (Hamal) et faites une ligne mentale entre elle et Beta - puis à Eta Piscium. Centrez votre chercheur sur Eta et déplacez la vue d'environ 1,5 degrés au nord-est. Si vous préférez, vous pouvez le faire tout en regardant à travers un oculaire à large champ et à faible grossissement - qui offre normalement un champ de vision d'environ un degré.
Dans un télescope plus petit, la première chose que vous remarquerez est le noyau stellaire de Messier 74. C’est pourquoi de nombreuses fois les observateurs ont du mal à le localiser! Croyez-le ou non, le mouvement peut parfois vous aider à repérer des choses plus faibles, donc utiliser l'oculaire pour le localiser est un «truc du métier» pour un bon observateur. Parce que cette galaxie spirale a une faible luminosité de surface, elle nécessite un ciel relativement bon - essayez donc dans de nombreuses conditions. Un petit télescope révélera un halo poussiéreux autour de la région centrale, tandis qu'une ouverture plus grande révélera la structure en spirale. De grandes jumelles dans des conditions de ciel immaculées peuvent distinguer une petite brume faible!
Étudiez-le vous-même… Qui sait ce que vous pourriez découvrir!
Nom d'objet: Messier 74
Désignations alternatives: M74, NGC 628
Type d'objet: Sc Spiral Galaxy
Constellation: Poissons
Ascension droite: 01: 36.7 (h: m)
Déclinaison: +15: 47 (deg: m)
Distance: 35000 (kly)
Luminosité visuelle: 9,4 (mag)
Dimension apparente: 10,2 × 9,5 (arc min)
Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur les objets Messier et les amas globulaires ici à Space Magazine. Voici l'introduction de Tammy Plotner aux objets Messier, M1 - La nébuleuse du crabe, Spotlight d'observation - Quoi qu'il soit arrivé à Messier 71?, Et les articles de David Dickison sur les marathons Messier 2013 et 2014.
N'oubliez pas de consulter notre catalogue Messier complet. Et pour plus d'informations, consultez la base de données SEDS Messier.
Sources:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Objets Messier - Messier 74: Galaxie fantôme
- Wikipédia - Messier 74
