M106

galaxie spirale de la constellation des Chiens de Chasse

M106
Image illustrative de l’article M106
La galaxie spirale intermédiaire M106.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chiens de chasse
Ascension droite (α) 12h 18m 57,5s[1]
Déclinaison (δ) 47° 18′ 14″ [1]
Magnitude apparente (V) 8,4 [2]
9,1 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,72 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 19 × 7,2 [2]
Décalage vers le rouge 0,001494 ± 0,000010 [1]
Angle de position 150°[2]

Localisation dans la constellation : Chiens de chasse

(Voir situation dans la constellation : Chiens de chasse)
Canes Venatici IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 448 ± 3 km/s[4]
Distance 7,2 ± 0,3 Mpc (∼23,5 millions d'a.l.) [5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale intermédiaire
Type de galaxie SAB(s)bc [1],[6] SBbc [2],[7]
Dimensions 130 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) Pierre Méchain [6]
Date [6]
Désignation(s) NGC 4258
PGC 39600
UGC 7353
MCG 8-22-104
CGCG 243-67
VV 448

CGCG 244-3 [2]
Liste des galaxies spirales intermédiaires

M106 (NGC 4258) est une galaxie spirale intermédiaire située dans la constellation des Chiens de chasse à 23,5 ± 1,0 millions d'années-lumière[5]. M106 a été découvert l'astronome français Pierre Méchain en 1781. Apparamment, Charles Messier n'a ni observé ni enregistré cette galaxie dans son catalogue. C'est l'astronome américano-canadienne Helen Sawyer Hogg qui a ajouté NGC 3379, NGC 4258 et l'amas globulaire NGC 6171 au catalogue Messier sous les désignations M105, M106 et M107[6].

La classe de luminosité de M106 est II-III et elle présente une large raie HI ainsi qu'un jet d'ondes radio. De plus, c'est 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. Enfin, M106 est une galaxie active de type Seyfert 1.9[1].

Près d'une centaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 7,271 ± 0,980 Mpc (23,7 ± 3,2 millions d'années-lumière)[9], ce qui est semblable et à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage (6,26 ±0,47 Mpc). Il existe cependant une mesure encore plus précise de sa distance, soit 7,2 ± 0,3 Mpc, grâce à la présence d'un mégamaser à vapeur d'eau dans la galaxie.

Mégamaser à vapeur d'eau et distance de M106Modifier

M106 est doté d'un mégaser (en) à base de vapeur d'eau. Un maser est l'équivalent d'un laser fonctionnant dans le domaine des micro-ondes au lieu de la lumière visible. Il existe plusieurs formes de maser astronomique dans l'univers dont certains sont associés à des régions de formation d'étoiles. Les émissions de M106 à une fréquence de 22 Ghz proviennent de molécules d'eau de type ortho[10], une évidence d'un gaz moléculaire dense et chaud. Le mégamaser de M106 a permis d'obtenir la mesure la plus précise à ce jour de sa distance, soit une valeur de 7,2 ± 0,3 Mpc (23,5 ± 1,0 Mal)[5].

Cette distance très précise de M106 a joué un rôle important dans la calibration des distances des galaxies et dans la détermination de la valeur de la constante de Hubble. Auparavant, on ne pouvait pas utiliser les variables céphéides de plusieurs galaxies pour mesurer leur distance car elles couvraient des plages de métallicité différentes de celles de la Voie lactée. M106 contient des variables céphéides similaires à la métallicité de la Voie lactée et des céphéides similaires à celle d'autres galaxies. En mesurant la distance des céphéides avec des métallicité similaires à notre galaxie, les astronomes ont été capables de recalibrer les autres céphéides avec différentes métallicité, une étape fondamentale pour améliorer la quantification des distances aux autres galaxies de l'univers[11].

Trou noir supermassifModifier

Selon une étude publiée en 2008 et réalisée auprès de 76 galaxies par Alister Graham, le bulbe central de NGC 3608 renferme un trou noir supermassif dont la masse est estimée à 3,9+0,1
−0,1
x 107  [12].

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 4245 serait comprise entre 9,1 et 48 millions de  [13].

SupernovasModifier

Deux supernovas ont été découvertes dans M106 : SN 1981K et SN 2014bc[14].

SN 1981KModifier

Cette supernova a été découverte le 3 novembre par l'astronome suisse Paul Wild de l'université de Berne. Cette supernova était de type II[15].

2014bcModifier

Cette supernova a été découverte par le PS1 Science Consortium[16]. PS1 désigne le premier télescope du relevé Pan-STARRS[17]. Cette supernova était de type IIP[16].

Groupe de M106 et de M101Modifier

M106 est la galaxie la plus vaste et la plus lumineuse d'un groupe de galaxies qui porte son nom. Le groupe de M106 (désigné comme NGC 4258 dans l'article de A.M. Garcia). Les autres membres du New General Catalogue de ce groupe sont NGC 4144, NGC 4242, NGC 4248, NGC 4449, NGC 4460, NGC 4485, NGC 4490, NGC 4618, NGC 4625 et NGC 4736. La galaxie IC 3687 ainsi que 12 galaxies du Uppsala General Catalogue (UGC) complètent le groupe[18].

D'autre part, dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian indique que M106 fait partie d'un groupe plus vaste qui compte plus de 80 galaxies, le groupe de M101[19]. Plusieurs galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent également dans d'autres groupes décrit par A.M. Garcia, soit le groupe de NGC 3631, le groupe de NGC 4051, le groupe de NGC M109 (NGC3992), le groupe de NGC 4081, le groupe de M106 (NGC 4258) et le groupe de NGC 5457[18].

Plusieurs galaxies des six groupes de Garcia ne figurent pas dans la liste du groupe de M101 de Mahtessian. Il y a plus de 120 galaxies différentes dans les listes des deux auteurs. Puisque la frontière entre un amas galactique et un groupe de galaxie n'est pas clairement définie (on parle de 100 galaxies et moins pour un groupe), on pourrait qualifier le groupe de M101 d'amas galactique contenant plusieurs groupes de galaxies.

Selon Vaucouleur et Corwin, NGC 4248 et M106 forment une paire de galaxies[20].

Les groupes de M101 et de M106 dont partie de l'amas de la Grande Ourse, l'un des amas galactiques du superamas de la Vierge.

GalerieModifier

Notes et référencesModifier

  1. a b c d et e (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4258 (consulté le 11 juin 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 4200 à 4299 »
  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 b et c J. R. Herrnstein, J. M. Moran, P. J. Greenhill, M. Inoue, N. Nakai, M. Miyoshi, C. Henkel et A. Riess, « A geometric distance to the galaxy NGC4258 from orbital motions in a nuclear gas disk », Nature, vol. 400,‎ , p. 539-541 (DOI 10.1038/22972, lire en ligne)
  6. a b c et d (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 11 juin 2020)
  7. (en) « NGC 4258 sur HyperLeda » (consulté le 11 juin 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. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 11 juin 2020)
  10. « Futura Sciences, Deux types de molécules d'eau » (consulté le 11 juin 2020)
  11. L. M. Macri, K. Z. Stanek, D. Bersier, L. J. Greenhill et M. J. Reid, « A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant », The Astrophysical Journal, vol. 652#2,‎ , p. 1133-1149 (DOI 10.1086/508530, Bibcode 2006ApJ...652.1133M, lire en ligne)
  12. 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)
  13. 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)
  14. (en) « Central Bureau for Astronomical Telegrams » (consulté le 11 juin 2020)
  15. (en) « Other Supernovae images »
  16. a et b (en) « Bright Supernovae - 2014 »
  17. (en) « Astronomers unite to use Hawaii telescope » (consulté le 11 juin 2020)
  18. a et b A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1,‎ , p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)
  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. (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 296
  21. (en) « Anomalous Arms: Spiral Galaxy M106 » (consulté le 11 juin 2020)

Voir aussiModifier

Articles connexesModifier

Liens externesModifier

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