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Messier 90 - la galaxie spirale NGC 4569

Astronomie : Messier 90 - la galaxie spirale NGC 4569

Bienvenue à Messier lundi! Aujourd’hui, nous continuons à rendre hommage à notre chère amie, Tammy Plotner, en observant l’approches de la galaxie spirale appelée Messier 90!

Au cours du XVIIIe siècle, le célèbre astronome français Charles Messier remarqua la présence de plusieurs «objets nébuleux» lors de son exploration du ciel nocturne. À l’origine, prenant 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 (appelée catalogue Messier) comprend plus de 100 objets et constitue l'un des catalogues les plus influents des objets Deep Space.

L'un de ces objets est la galaxie spirale intermédiaire appelée Messier 90, située à environ 60 millions d'années-lumière de la constellation de la Vierge - ce qui en fait une partie du groupe de la Vierge. Contrairement à la plupart des galaxies du groupe local, Messier 90 est l’un des rares qui s’est avéré se rapprocher lentement de la Voie Lactée (les autres étant la galaxie d’Andromède et du Triangulum).

Ce que vous regardez:

En tant que l'une des plus grandes galaxies spirales du groupe de la Vierge, M90 semblerait au début être une galaxie qui a arrêté la formation d'étoiles. Sa faible densité et ses bras spiraux étroitement enroulés indiquent un univers insulaire sur le point de se métamorphoser. Pourtant, au fond de son cœur, le M90 ​​n’est pas encore terminé. Comme le disait S. Rys (et al) en 2007:

«NGC4569 est une galaxie spirale brillante (Sb) située à seulement 0, 5 Mpc du centre Virgo Cluster, connue pour son étoile compacte au cœur et son écoulement de gaz géant (8 kpc) émettant Ha perpendiculairement au disque de la galaxie. Nos récentes observations du continuum radioélectrique polarimétrique avec le télescope Effelsberg à 4, 85 GHz et 8, 35 GHz révèlent d'immenses lobes magnétisés, s'étendant même à 24 kpc à partir du plan galactique. C'est la première fois que de tels énormes lobes de continuum radio sont observés dans une galaxie spirale à amas. Contrairement à l'émission radio, les rayons X ne montrent pas de grandes extensions similaires des deux côtés du disque galactique. Cependant, une émission de rayons X plus forte est visible près du disque sur sa partie occidentale et correspond à l'émission radio et Ha améliorée. L'extension est large, donc plus typique pour un starbur largement répandu que pour un cône d'ionisation plus collimaté d'un AGN. Le composant logiciel X moins étendu est également visible depuis le disque dans la direction SW. L’inspection des émissions radio des lobes de la galaxie indique qu’en effet, les lobes ne peuvent pas être alimentés par un AGN mais sont probablement causés par un starburst nucléaire et des sorties de type super-vent qui se sont produites? Il y a 30 Myr. Ceci est corroboré par les estimations de la pression combinée des rayons magnétiques et cosmiques à l'intérieur des lobes à partir de nos données radio. L'éperon de Ha et les rayons X mous associés sur la partie occidentale du disque pourraient constituer un exemple récent d'événements aussi nombreux dans le passé. »

Messier 90 et le cluster Virgo. Crédit: Wikisky

Alors, quoi d'autre peut expliquer l'activité de starburst dans une galaxie en évolution? Essayez le gaz. Comme Jerry Kenney (et al) l’a indiqué dans une étude de 2004:

«L'un des cas les plus clairs est la galaxie très inclinée NGC 4522 de la Vierge, qui a un disque stellaire normal mais un disque de gaz tronqué et beaucoup de gaz extraplanaire juste à côté du rayon de troncature de gaz dans le disque. Une émission inhabituellement forte de HI, H et du continuum radio est détectée à partir du gaz extraplanaire. Le spectre radioélectrique polarisé ux et l’indice spectral atteignent leur maximum du côté opposé au gaz extraplanaire, suggérant une pression continue de l’ICM. Quatre autres spirales de Virgo présentant un déficit en HI présentent des signes de gaz extraplanaire ISM ou présentent des asymétries dans leurs distributions de disque HI, mais contiennent beaucoup moins d'HI extraplanaire que NGC 4522. La comparaison avec les simulations récentes suggère que cette différence peut être évolutive, avec de fortes densités de surface de gaz extraplanaire observé uniquement dans les premières phases d'une interaction ICM-ISM. Un bras anormal de régions HII, éventuellement extra-planaire, émerge du bord d'un disque H tronqué. Cela ressemble aux bras observés dans les simulations qui sont formés par les effets combinés de la pression du vent et de la rotation. Une nébulosité étendue près du petit axe, également dans le nord-ouest, est interprétée comme une bulle d'écoulement sortant de l'étoile, perturbée par la pression du vent de l'ICM. ”

Alors pourquoi cela nous fascine-t-il autant? L'astronome Bill Keel résume sans doute le mieux:

«L'intérêt pour les galaxies étoilées a été suscité en se demandant comment certaines galaxies, et souvent de très petites régions dans leurs noyaux, parviennent à convertir efficacement autant de gaz en étoiles en très peu de temps. À en juger par les émissions de CO, il y a souvent une quantité importante de gaz moléculaire, ce n'est donc pas une question de carburant, mais un casse-tête de collection. Comment autant de gaz moléculaires peuvent-ils s'accumuler sans avoir déjà forgé d'étoiles sur le chemin (le problème analogue concernant les matières fissiles est connu sous le nom de problème de pétillement). Les statistiques sur les étoiles peuvent contenir un indice: les étoiles sont notamment plus courantes dans les systèmes en interaction et en fusion que dans les galaxies plus isolées. Bien que cela ne signifie pas que davantage d'entre elles se produisent dans les interactions (simplement parce que seulement environ 10% des galaxies sont dans des paires liées), cela suggère que les conditions sont beaucoup plus faciles à atteindre lors des interactions et des fusions. Un certain nombre d'indicateurs de la formation d'étoiles racontent des histoires similaires ici. La majorité des spirales par paires connaissent une augmentation du SFR généralement de 30%, tandis que quelques-unes connaissent une augmentation d'un ordre de grandeur. La rafale est souvent limitée à quelques centaines de parsecs près du noyau, bien que des rafales à l’échelle du disque soient courantes. Cette préférence pour les galaxies perturbées a conduit à une série de spéculations sur les causes des améliorations (et contribue donc au moins à la formation d'étoiles). ”

«Les densités d'énergie élevées, à la fois dans la lumière des étoiles et dans les entrées mécaniques dues aux vents stellaires et aux supernovae, peuvent en réalité dissocier l'ISM des galaxies étoilées. L'ISM chauffé peut créer un vent global (ou super), détectable en émission de lignes optiques, en lumière étoilée dispersée et en rayons X mous (le plus en évidence à partir de l'interface située au bord de la sortie grossièrement conique). La plupart des matières qui s'échappent peuvent être si chaudes que nous ne les voyons même pas dans les rayons X, ne se refroidissant qu'à l'interface avec un ISM moins perturbé. Ce vent peut jouer un rôle important dans la formation de galaxies de type précoce, car il est nécessaire d'extraire le gaz d'un produit de fusion pour qu'il devienne un elliptique. Quelque chose comme cela semble s'être produit tôt dans l'histoire des grappes et des groupes, car le gaz à rayons X intracluster montre des traces chimiques d'avoir été traitées par des étoiles massives. "

Image de Messier 90 prise par le télescope spatial Hubble. Crédits: NASA, ESA, STScI et V. Rubin (Carnegie Institution de Washington), D. Maoz (Université de Tel Aviv / Wise Observatory) et D. Fisher (Université du Maryland)

Histoire de l'observation:

M90 était l'un des 7 membres du groupe de la Vierge Galaxie découvert par Charles Messier dans la nuit du 18 au 18 mars 1781. Dans ses notes, il écrit: «Nébuleuse sans étoile, en Vierge: sa lumière est aussi faible que la précédente, n ° 89 . "

Au moment où Sir William Herschel a atteint le numéro 90 du catalogue de Messier, il profite d'une nuit au clair de lune et, du moins d'après nos disques, ne revient plus jamais. Heureusement, l'amiral Smyth est venu à la rescousse!

«C’est une merveilleuse région nébuleuse et la matière diffusée occupe un vaste espace dans lequel plusieurs des objets les plus raffinés de Messier et des Herschels seront facilement saisis par l’observateur attentif dans une proximité extraordinaire. Le diagramme suivant montre la disposition locale des immenses voisins nébuleux au nord [au sud] de 88 Messier; elles sont précédées de M. 84 et suivies de M. 58, 89, 90 et 91, dans la même zone; décrivant ainsi une tache seulement 2 1/2 sur 1 du nord au sud et 3 ° d’est en ouest, comme le montre le micromètre. Et il convient de garder à l'esprit que la situation de l'extraordinaire conglomérat de nébuleuses et de grappes sphériques comprimées qui encombrent l'aile gauche et l'épaule gauche de la Vierge est assez bien signalée à l'œil nu d'Epsilon, Delta, Gamma, Eta et Beta Virginis formant un demi-cercle à l’est, alors que plein droit au nord de la dernière étoile mentionnée, Beta Leonis marque la limite nord-ouest. En se basant sur le principe herschélien, on peut admettre avec révérence qu’il s’agit de la partie la plus mince ou la moins profonde de notre firmament; et le vaste laboratoire du mécanisme de ségrégation par lequel la compression et l'isolation mûrissent au cours de siècles insondables. Le thème, aussi imaginatif soit-il, est solennel et sublime. "

Localisation de Messier 90:

Commencez par le couple de base M84 / M86 situé presque exactement à mi-chemin entre Beta Leonis (Denebola) et Epsilon Virginis (Vindemiatrix). La carte ci-dessus montre une certaine distance entre les galaxies, mais en exécutant un motif «en grille», vous pouvez effectuer un starhop avec le champ de la galaxie Vierge facilement. Une fois que vous avez le M84 / M86 en vue, déplacez un oculaire de faible puissance vers l’est et sautez au nord à un angle inférieur à celui de l’oculaire pour M87.

Emplacement de Messier 90 (indiqué en jaune) dans la constellation de la Vierge. Crédit: IAU / Sky & Telescope

Vous comprenez maintenant comment Charles Messier a dirigé ses modèles de ciel! Continuez vers le nord sur un ou deux oculaires, puis déplacez-vous vers l’est par un. Cela devrait vous amener à M88. Maintenant, déplacez un champ de plus vers l’est et déposez-le au sud entre 1 et 2 champs pour M89. Votre prochain saut est également un oculaire situé à l'est, puis 1 nord pour M90. Dans l'oculaire, M90 apparaîtra comme une très légère brume ronde, d'aspect très uniforme. Parce que M90 ​​approche de la magnitude 10, il faudra une nuit noire.

Du sublime au ridicule… d'une galaxie à l'autre dans un champ riche. Profitez de votre quête de la Vierge!

Nom de l'objet : Messier 90
Désignations alternatives : M90, NGC 4569
Type d'objet : Type Galaxie spirale barrée Sb
Constellation : Vierge
Ascension Droite : 12: 36.8 (h: m)
Déclinaison : +13: 10 (deg: m)
Distance : 60000 (kly)
Luminosité visuelle : 9.5 (mag)
Dimension apparente : 9.5 4.5 (arc min)

Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur les objets Messier et les clusters globulaires ici à Universe Today. Voici l'introduction de Tammy Plotner aux objets de Messier, M1 La nébuleuse du Crabe, sous le feu des projecteurs Quel que soit ce qui est arrivé à Messier 71?, Et les articles de David Dickison sur l'édition 2013 et les marathons Messier 2014.

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

Sources:

  • NASA Messier 90
  • SEDS Messier 90
  • Wikipedia Messier 90
  • Objets Messier Messier 90
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