Principal AstronomieMessier 64 - La galaxie des yeux noirs

Messier 64 - La galaxie des yeux noirs

Astronomie : Messier 64 - La galaxie des yeux noirs

Bienvenue à Messier lundi! Aujourd'hui, nous poursuivons notre hommage à notre chère amie, Tammy Plotner, en regardant ce client «pervers» connu sous le nom de Messier 64 - aka. la «galaxie des yeux noirs»!

Au 18ème siècle, alors qu’il cherchait des comètes dans le ciel nocturne, l’astronome français Charles Messier ne cessait de noter la présence d’objets fixes et diffus qu’il avait initialement confondus avec des comètes. Avec le temps, il viendrait dresser une liste d’environ 100 de ces objets, dans l’espoir d’empêcher les autres astronomes de faire la même erreur. Cette liste, connue sous le nom de catalogue Messier, deviendra l'un des catalogues les plus influents de Deep Sky Objects.

L'un de ces objets est appelé Messier 64, également appelé «Black Eye» ou «Evil Eye Galaxy». Située dans la constellation de Coma Berenices, à environ 24 millions d'années-lumière de la Terre, cette galaxie spirale est célèbre pour la bande sombre de poussière absorbante qui se trouve devant le noyau brillant de la galaxie (par rapport à la Terre). Messier 64 est bien connu des astronomes amateurs car il est discernable avec de petits télescopes.

La description:

Située à environ 19 millions d'années-lumière de notre galaxie natale, la «Belle au bois dormant» s'étend sur une superficie d'environ 40 000 années-lumière et tourne à une vitesse de 300 km / s. Un disque contre-rotatif d'environ 4 000 années-lumière est situé à l'intérieur de son noyau et les frictions entre ces deux peuvent très bien contribuer aux énormes quantités d'activité de starburst et à une piste de poussière sombre distincte.

Image infrarouge prise par le télescope spatial Hubble, qui a pénétré dans les nuages ​​de poussière tourbillonnant autour des centres de la galaxie M64. Crédits: Torsten Boeker, Institut des sciences du télescope spatial et NASA / ESA

Les étoiles elles-mêmes semblent se former en deux vagues, évoluant d’abord à l’extérieur en suivant le gradient de densité où attendait une matière interstellaire abondante, puis évoluant lentement. Lorsque les matériaux des étoiles matures ont commencé à être repoussés par leurs vents stellaires, leurs supernovae et leurs nébuleuses planétaires, des quantités accrues de matière interstellaire ont été comprimées une nouvelle fois, ce qui a relancé le processus de formation des étoiles. Cette «seconde vague» peut très bien être représentée par la piste de poussière obscure et obscure que nous voyons.

Mais, M64 n'est pas sans part de trouble. Sa double rotation a peut-être commencé comme une collision lorsque deux galaxies ont fusionné il y a quelques milliards d'années - ou du moins la théorie le suggère. Mais l'a-t-il fait? Comme Robert Braun et René Walterbos l'ont expliqué dans leur étude de 1995:

«On sait que cette galaxie contient deux disques de gaz imbriqués, à rotation opposée, d’une capacité de 108 masses solaires chacun, le disque interne s’étendant à environ 1 kpc et le disque externe au-delà. La cinématique stellaire le long du grand axe, s’étendant sur la région de transition entre les deux disques de gaz, ne montre aucun signe d’inversion de vitesse ni de dispersion accrue de la vitesse. Les étoiles tournent toujours dans le même sens que le disque de gaz interne. le disque externe qui "contre-tourne". Les vitesses circulaires projetées déduites de la cinématique stellaire et des disques HI concordent à environ 10 km / s, ce qui corrobore les autres preuves que les disques stellaire et gazeux sont coplanaires à 7 degrés environ. Cette limite supérieure est comparable à la masse de gaz contrarotative détectée. Cette faible masse de matériau en rotation opposée, combinée à la dispersion à faible vitesse dans le disque stellaire, implique que NGC 4826 ne peut pas être le produit d'une fusion rétrograde de galaxies, à moins qu'elles ne diffèrent d'au moins un ordre de grandeur en masse. Les vitesses du gaz ionisé le long du grand axe sont en accord avec celles des étoiles pour R inférieur à 0, 75 kpc. La transition ultérieure vers la contre-rotation apparente du gaz ionisé est bien résolue dans l’espace et s’étend sur environ 0, 6 kpc de rayon. La cinématique de cette région n'est pas symétrique par rapport au centre de la galaxie. Sur le côté sud-est se trouve une région significative dans laquelle vproj (H II) est beaucoup moins volumineux que vcirc environ 150 km / s, mais la sigma (H II) environ 65 km / s. Les asymétries cinématiques ne peuvent pas être expliquées avec un modèle dynamique stationnaire, même si un apport de gaz ou des chaînes ont été invoqués. Le gaz dans cette région de transition présente une structure spatiale diffuse, des émissions fortes (N II) et (S II), ainsi que la dispersion à grande vitesse. Ces données nous présentent le casse-tête de l'explication d'une galaxie dans laquelle un disque stellaire et deux disques HI en rotation inverse, situés à des rayons plus petits et beaucoup plus grands, apparaissent à l'équilibre et presque coplanaires, mais dans lesquels la région de transition entre les disques à gaz n'est pas en état d'équilibre.

Alors, est-ce que tout cela semble vraiment être? De nouvelles étoiles naissent-elles dans les ténèbres? Comme A. Majeed (et al) l’ont indiqué dans leur étude de 1999:

GalLa galaxie Evil Eye (NGC 4826; M64) se distingue par une bande de poussière asymétrique, fortement absorbante, qui traverse son renflement proéminent. Nous avons obtenu un spectre à longue fente de NGC 4826, la fente traversant le noyau de la galaxie couvrant à parts égales les parties masquées et non obstruées du bulbe. En comparant les distributions d'énergie spectrale aux positions correspondantes sur le renflement, placées symétriquement par rapport au noyau, nous avons pu étudier les effets d'absorption, de diffusion et d'émission dépendants de la longueur d'onde, ainsi que la présence de formation d'étoiles en cours dans le couloir de la poussière. Nous rapportons la détection de fortes émissions rouges étendues (ERE) dans la bande de poussière à une distance d’environ 15 secondes du noyau de NGC 4826. La bande ERE s’étend de 5400 à 9400 A, avec un maximum proche de 8800 A. L’intensité de ERE intégrée représente environ 75% de la lumière diffusée estimée provenant de la bande de poussière. L'ERE se déplace vers les plus grandes longueurs d'ondes et diminue en intensité à mesure que l'on s'approche d'une région de formation d'étoiles située au-delà de 15 secondes d'arc. Nous interprétons l'ERE comme provenant de la photoluminescence par des agrégats de taille nanométrique, illuminés par le champ de rayonnement de la galaxie, en plus de l'illumination par le complexe formant une étoile dans la bande de poussière. Lorsque nous avons examiné les observations ERE dans l'ISM diffus de notre galaxie et dans divers autres environnements poussiéreux tels que les nébuleuses, nous avons conclu que l'efficacité de la conversion de photons ERE dans NGC 4826 est aussi élevée que celle trouvée ailleurs, mais que les nanoparticules dans NGC 4826 sont environ deux fois plus grosses que celles que l'on pense exister dans l'ISM diffus de notre galaxie.

Messier 64 («Black Eye Galaxy») photographié avec un télescope amateur. Crédit: Jeff Johnson.

Mais le débat est toujours en cours. Comme RA Walterbos (et al) l'ont exprimé dans leur étude de 1993:

«L’orientation quasi-coplanaire des disques de gaz est un aspect qui correspond bien à ce que l’on attend sur la base d’un modèle de fusion pour le gaz à rotation inversée. Le sens de rotation du disque de gaz interne par rapport aux étoiles ne l’est toutefois pas. De plus, l’existence d’un disque exponentiel bien défini implique probablement que, si une fusion a effectivement eu lieu, elle doit avoir été entre un nain riche en gaz et une spirale, et non entre deux spirales de masse égales. Les bras spiraux stellaires du NGC 4826 traînent sur une partie du disque et débouchent sur le disque externe. Les calculs numériques récents de Byrd et al. pour NGC 4622 suggèrent que des bras principaux durables pourraient être formés par le passage rétrograde proche d'un petit compagnon. Dans ce scénario, le disque de gaz opposé à la rotation dans NGC 4826 pourrait être le gaz extrait du nain. Cependant, dans NGC 4826, les bras extérieurs sont en avance, alors qu'il semble que dans NGC 4622, les bras intérieurs sont en avance. Une simulation réaliste N-body / hydro d'une rencontre nain-spirale est clairement nécessaire. Il est également possible que le disque de gaz extérieur à contre-rotation soit dû à une infiltration progressive de gaz provenant du halo plutôt qu’à un événement de fusion discret. "

Histoire de l'observation:

M64 a été découvert par Edward Pigott le 23 mars 1779, 12 jours seulement avant que Johann Elert Bode le découvre de manière autonome le 4 avril 1779. Un an plus tard environ, Charles Messier le retrouva de manière indépendante le 1 er mars 1780 et le catalogua sous le nom de M64. Dit Pigot:

«... le 23 mars [1779], j'ai découvert une nébuleuse dans la constellation de Coma Berenices, qui, jusqu'à présent, est présumé inaperçu; du moins non mentionné dans l'astronomie de M. de la Lande, ni dans le vaste catalogue d'étoiles nébuleuses de M. Messier [de 1771]. Je l'ai observée dans un instrument acromatique de trois pieds de long, et j'ai déduit sa moyenne RA en la comparant aux étoiles suivantes. Moyenne RA de la nébuleuse du 20 avril 1779, du 191 e 28 ′ 38 ″. Sa lumière étant extrêmement faible, je ne pouvais pas la voir dans le télescope à deux pieds de notre quadrant, alors je fus obligé de déterminer sa déclinaison de la même manière par l'instrument de transit. À mon avis, on peut compter sur la détermination pour prendre deux minutes au maximum. Par conséquent, la déclinaison nord est de 22d 53 ″ 1/4. Le diamètre de cette nébuleuse était, selon moi, d'environ deux minutes.

Cependant, la découverte de Pigott n'a été publiée que lorsqu'elle a été lue devant la Royal Society de Londres le 11 janvier 1781, tandis que celle de Bode a été publiée en 1779 et celle de Messier à la fin de l'été 1780. La découverte de Pigott a été plus ou moins ignorée et récupérée par Bryn Jones en avril. 2002! (Que le bon M. Pigot sache qu'il a été rappelé ici et que ses rapports ont été placés en premier !!)

Messier 64, la galaxie des yeux noirs. Crédit: Miodrag Sekulic

Alors, comment a-t-il reçu le nom «Black Eye Galaxy»? Nous avons Sir William Herschel à remercier pour cela: «Un objet très remarquable, très allongé, d'environ 12 'de long, 4' ou 5 'de large, contient une tache lucide comme une étoile avec une petite arche noire en dessous, de sorte l’idée de ce que l’on appelle un oeil au beurre noir, résultant des combats. »Bien sûr, John Herschel l’a perpétuée en écrivant dans ses propres notes:

«La vacance sombre semi-elliptique (indiquée par une partie non ombrée ou brillante sur la figure) qui entoure partiellement le noyau condensé et brillant de cette nébuleuse n’est bien sûr pas remarquée par Messier. Il a cependant été vu par mon père et montré par lui à feu Sir Charles Blagden, qui a comparé cela à l’apparence d’un œil au beurre noir, une comparaison étrange, mais non inapte. Le noyau est quelque peu allongé et je soupçonne fortement qu'il pourrait s'agir d'une étoile double proche ou d'une double nébuleuse extrêmement condensée. "

Localisation de Messier 64:

La localisation de M64 n’est pas particulièrement facile. Commencez par identifier Arcturus, orange vif, et l'amas d'étoiles Coma Berenices (Melotte 111) situé à peu près à l'ouest. En vous détendant et en laissant vos yeux sombres s’adapter, vous verrez les trois étoiles qui composent la constellation de Coma Berenices, mais si vous vivez sous un ciel pollué par la lumière, vous aurez peut-être besoin de jumelles pour retrouver ses étoiles pâles. Une fois que vous avez confirmé Alpha Comae, sautez en étoile à environ 4 degrés nord / nord-ouest jusqu'à 35 Comae. Vous trouverez M64 autour d'un degré au nord-est de l'étoile 35.

Bien que Messier 64 soit possible, il faudra un ciel très sombre pour des jumelles moyennes et ne présentera qu'un très petit changement de contraste ovale. Cependant, dans les télescopes aussi petits que 102 mm, ses marques distinctives peuvent être vues les nuits sombres avec une bonne clarté. Ne vous battez pas pour ça… Il y a beaucoup de poussière noire dans cette Belle au bois dormant!

L'emplacement de Messier 64 dans la constellation de Coma Berenices. Crédit: IAU / Magazine Sky & Telescope (Roger Sinnott & Rick Fienberg)

Et voici les faits en bref sur cet objet Messier pour vous aider à démarrer:

Nom de l'objet : Messier 64
Désignations alternatives : M64, NGC 4826, La galaxie de l'oeil noir, La galaxie de la Belle au bois dormant, La galaxie de l'œil mauvais
Type d'objet : Type Sb Spirale Galaxy
Constellation : Coma Berenices
Ascension Droite : 12: 56.7 (h: m)
Déclinaison : +21: 41 (deg: m)
Distance : 19000 (kly)
Luminosité visuelle : 8.5 (mag)
Dimension apparente : 9.3 5.4 (arc min)

Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur Messier Objects ici à Universe Today. Voici l'introduction de Tammy Plotner aux objets Messier, M1, La crabe des crabes, et les articles de David Dickison sur les marathons Messier 2013 et 2014.

Assurez-vous de consulter notre catalogue complet Messier. Et pour plus d'informations, consultez la base de données SEDS Messier.

Sources:

  • NASA Messier 64 (La galaxie à œil noir)
  • Messier Objects Messier 64: Black Eye Galaxy
  • Guide de la constellation Black Eye Galaxy Messier
  • SEDS Object Objet Messier 64
  • Wikipedia Galaxy Black Eye Galaxy
  • Le projet patrimonial Hubble
Catégorie:
Carnival of Space # 181
La théorie du réchauffement au début de mars de Carl Sagan attire une nouvelle attention