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M66 (galaxie)

galaxie spirale de la constellation du Lion membre du triplet du Lion
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M66
Image illustrative de l’article M66 (galaxie)
La galaxie spirale intermédiaire NGC 3627.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Lion
Ascension droite (α) 11h 20m 14,9s[1]
Déclinaison (δ) 12° 59′ 30″ [1]
Magnitude apparente (V) 8,9[2]
9,7 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 12,83 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 9,1′ × 4,1′[2]
Décalage vers le rouge 0,002408 ± 0,000007[1]
Angle de position 173°[2]

Localisation dans la constellation : Lion

(Voir situation dans la constellation : Lion)
Astrométrie
Vitesse radiale 722 ± 2 km/s [1]
Distance 9,620 ± 1,960 Mpc (∼31,4 millions d'al)[4]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale intermédiaire
Type de galaxie SAB(s)b[1],[3] Sb[2] SBb[5]
Dimensions environ 26,12 kpc (∼85 200 al)[1]
Découverte
Découvreur(s) Charles Messier[3]
Date [3]
Désignation(s) NGC 3627
PGC 34695
Arp 16
Arp 317
UGC 6346
MCG 2-29-19
CGCG 67-57
VV 308
ARAK 288 [2]
Liste des galaxies spirales intermédiaires
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M66 (NGC 3627) est une galaxie spirale intermédiaire située dans la constellation du Lion. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 1 070 ± 24 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 15,8 ± 1,2 Mpc (∼51,5 millions d'al)[1]. NGC 3627 a été découverte par l'astronome français Charles Messier en 1780.

La galaxie spirale intermédiaire M66 par le VLT de l'ESO.

Caractéristiques modifier

M66 (NGC 3627) a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SAB(s)b dans son atlas des galaxies[6],[7].

La classe de luminosité de M66 est 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 2[1].

À ce jour, 79 mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 9,620 ± 1,960 Mpc (∼31,4 millions d'al)[4], ce qui est à l'extérieur des valeurs de la distance de Hubble. Mais comme M66 est une galaxie rapprochée du Groupe local et que sa vitesse propre peut être aussi grande ou même plus grande que celle due à l'expansion de l'Univers, ces mesures sont sans doute plus fiables que celles basées sur la loi de Hubble-Lemaître.

Notes historiques modifier

Plusieurs des entrées du catalogue de Charles Messier ont été découvertes par son ami Pierre Méchain et Messier a noté ces découvertes antérieures dans les différentes éditions de son catalogue. Mais on ne trouve aucune référence dans le cas de M66. Il est donc presque certain que c'est Messier qui a découvert M66 et non Méchain. C'est l'admiral William Henry Smyth qui a attribué par erreur la découverte de M66, ainsi que celles de M65 et M68, à Pierre Méchain. Ces erreurs ont été reprises par Kenneth Glyn Jones dans son ouvrage Messier's Nebulae and Star Clusters et depuis de nombreuses sources mentionnent à tort Pierre Méchain comme le découvreur de M66[3].

Trou noir supermassif modifier

Une étude[8] utilisant des données d'archives des précédentes observations de Chandra d'un échantillon de 62 galaxies proches a montré que 37 des galaxies, dont NGC 3627, contiennent des sources de rayons X dans leurs centres. La plupart de ces sources sont probablement alimentées par des trous noirs supermassifs centraux. L'étude, qui a aussi utilisé des observations dans l'infrarouge capté par Spitzer, a révélé que sept des 37 galaxies sont de nouvelles candidates à posséder un trou noir supermassif dans leur centre[9].

D'autre part, selon une étude fondée sur la vitesse interne de la galaxie mesurée par le télescope spatial Hubble, la masse du trou noir supermassif au centre de la galaxie M66 serait comprise entre 6,8 et 15 millions de  [10].

Une autre étude fondée sur les mesures de luminosité de la bande K de l'infrarouge proche du bulbe de m66, conduit à une valeur de 107,1   (13 millions de masses solaires) pour le trou noir supermassif qui s'y trouve[11].

Supernovas dans M66 modifier

Entre 1973 et 2018, on a observé cinq supernovas dans M66 : SN 1973R, SN 1997bs, SN 1989B, SN 2009 HD et SN 2016cok.

SN 1973R modifier

1973 R est de type II[12].

SN 1997bs modifier

1997bs a été la première supernova découverte par le télescope KAIT (Katzman Automatic Imaging Telescope (en)) de l'observatoire Lick[13]. 1997bs a d'abord été classifié comme une supernova de type IIn, mais selon l'article publié par VAN Dyk et al., il se pourrait que ce soit une éjection massive de matière comme il s'est produit pour l'étoile Eta Carinae en 1843[13].

Une étude utilisant les données du télescope spatial Hubble et du télescope Spitzer de publié en 2015 évoque aussi la possibilité que l'étoile progénitrice de la supernova ait survécu cachée derrière un épais nuage de poussière, mais que c'est peu probable. Cette étude penche pour une supernova de type IIn[14].

SN 1989B modifier

La supernova 1989B était de type Ia[15],[16],[17]. Au début de l'année 1989 la galaxie NGC 3627 a été l'un des objets les plus observés du ciel parce qu'elle est rapprochée et qu'une brillante supernova y a été découverte. L'évolution de la supernova a été suivie par de nombreux observateurs sur la planète. Lorsqu'elle a été découverte, sa luminosité augmentait encore. La luminosité a atteint un plateau qui a duré du 2 au avec une magnitude visuel de 12,0 et de 12,6 dans la bande bleue. La courbe de luminosité de 1989B présente cependant une particularité peu commune. Habituellement, les supernovas thermonucléaires (type I) voit leur magnitude décroître de 3 entre 25 et 40 jours. Pour 1989B, cela a pris 60 jours. On ne comprend pas la raison de cette lente décroissance[17].

SN 2009hd modifier

2009hd est une supernova de type type II-L[18]. Le type II-L présente une décroissance linéaire de luminosité, alors que le type II-P montre un plateau de luminosité constante pendant un certain temps. La masse initiale de l'étoile progénitrice de 1989hd est estimé à moins de 20  [18].

SN 2016cok modifier

2016cok est de type II-P[19],[20]. La masse de l'étoile progénitrice de la supernova est estimée entre 8 et 12   avec une limite supérieure de 17  [20].

Groupe de NGC 3627 (M66) modifier

 
Le Triplet du Lion.

Selon un article de A.M. Garcia paru en 1993, NGC 3627 (M66) est la galaxie la plus brillante d'un groupe qui porte son nom. Le groupe de NGC 3627 comprend quatre galaxies. Les trois autres galaxies sont NGC 3593, NGC 3623 (M65) et NGC 3628[21]. Notons que les galaxies M65, M66 et NGC 3628 forment ce qui est habituellement appelé le Triplet du Lion.

Les quatre galaxies mentionnées par Garcia apparaissent aussi dans un groupe indiqué dans un article publié par Abraham Mahtessian en 1998. Toutefois, le groupe décrit par Mahtessian comprend deux autres galaxies, soit NGC 3596 et NGC 3666[22]. On peut donc conclure que le Triplet du Lion est un sous groupe d'un groupe de galaxies comprenant six membres.

Interaction entre NGC 3627 et NGC 3628 modifier

Une étude des émissions émises depuis NGC 3628 par les molécules de monoxyde de carbone (CO) et par l'hydrogène atomique neutre dans le domaine des ondes radio réalisée avec le réseau de radiotélescopes VLA (Very Large Array) a permis d'obtenir des informations intéressantes au sujet de la rencontre passée entre NGC 3267 et NGC 3268, deux galaxies membres du Triplet du Lion[23]. L'interaction gravitationnelle lors de cette rencontre a entrainé une série de processus dynamiques dans NGC 3628 incluant la formation d'une structure spirale dominante, une concentration très grande de matière stellaire et gazeuse dans le centre de la galaxie, la formation de deux résonances de Lindblad largement séparées ainsi que la formation d'une barre gazeuse à l'intérieur de la résonance interne. Le rapport de la masse moléculaire à la masse atomique est également élevé dans NGC 3628 en raison de cette rencontre. On a aussi détecté une dense région d'hydrogène neutre qui n'est pas en rotation et qui semble avoir été enlevée des bras spiraux. Cette dernière caractéristique est visible sur les images sous la forme d'un bras spirale très important et parcouru par des couloirs de poussière[23].

Les distances des galaxies du groupe de NGC 3627 modifier

Deux caractéristiques ressortent des mesures des distances des galaxies de ce groupe, autant de celles obtenues du décalage (distance de Hubble) que des mesures indépendantes du décalage. Premièrement, les distances des deux galaxies retenues par Mahtessian (NGC 3596 et NGC 3666) sont nettement plus grandes que la moyenne des distances des quatre galaxies du groupe de Garcia, qui est de 16,2 ± 1,4 Mpc (∼52,8 millions d'al) ou de 10,2 ± 1,5 Mpc (∼33,3 millions d'al) pour les méthodes indépendantes du décalage. Deuxièmement, toutes les distances obtenues par des méthodes indépendantes sont inférieures aux distances de Hubble. Comme ces galaxies sont relativement rapprochées du Groupe local, leur vitesse propre est non négligeable par rapport à la vitesse produite par l'expansion de l'Univers. La vitesse propre de ces galaxies s'additionne à celle de l'expansion, augmentant ainsi leur décalage vers le rouge. Si au contraire, leur vitesse propre était dans la direction opposée, vers la Voie lactée, leur décalage serait diminué et la distance de Hubble serait alors inférieure à leur distance réelle.

Galerie modifier

Notes et références modifier

  1. ↑ a b c d e f g et h (en) « Results for object NGC 3627 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e et f « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 3600 à 3699 », sur astrovalleyfield.ca (consulté le )
  3. ↑ a b c d et e (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 3627 » (consulté le ).
  4. ↑ a et b « Your NED Search Results, Distance Results for NGC 3627 », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  5. ↑ (en) « NGC 3627 sur HyperLeda » (consulté le )
  6. ↑ Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 3627
  7. ↑ (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 3627 » (consulté le )
  8. ↑ Catherine J. Grier, Smita Mathur, Himel Ghosh et Laura Ferrarese, « Discovery of Nuclear X-ray Sources in SINGS Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 731#1,‎ , p. 35 pages (DOI 10.1088/0004-637X/731/1/60, lire en ligne)
  9. ↑ (en) « Spiral Galaxy NGC 3627Spiral Galaxy NGC 3627 » (consulté le )
  10. ↑ 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)
  11. ↑ X.Y. Dong et M.M. De Robertis, « Low-Luminosity Active Galaxies and Their Central Black Holes », mars, vol. 131#3,‎ the astronomical journal, p. 1236-1252 (DOI 10.1086/499334, Bibcode 2006AJ....131.1236D, lire en ligne)
  12. ↑ (en) « Transient Name Server » (consulté le )
  13. ↑ a et b S.D. Van Dyk, C.Y. Peng, J.Y. King, A.V. Filippenko, R.R. Treffers, W.D. Li et M.W. Richmond, « SN 1997bs in M66: Another Extragalactic Eta Carinae Analog? », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 112,‎ , p. 778 (DOI 10.1086/317727, lire en ligne)
  14. ↑ Scott M. Adams, CS Kochanek et J.Y. King, « LOSS's First Supernova? New Limits on the "Impostor" SN 1997bs », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 452#2,‎ , p. 2195-2207 (DOI 10.1093/mnras/stv1409, lire en ligne)
  15. ↑ (en) « Transient Name Server » (consulté le )
  16. ↑ P.A. Milne et L.A. Wells, « Did SN 1989B Exhibit a Light Echo? », The Astronomical Journal, vol. 125#1,‎ , p. 181-187 (DOI 10.1086/345516, lire en ligne)
  17. ↑ a et b Stefan Korth, « Supernova 1989B in M66: An Unusual Type I Supernova? », The Journal of the American Association of Variable Star Observers., vol. 19#1,‎ , p. 37-39 (Bibcode 1990JAVSO..19...37K, lire en ligne)
  18. ↑ a et b Nancy Elias-Rosa, A.J. VAN Dyk, Schuyler D. et al., « The Massive Progenitor of the Possible Type II-Linear Supernova 2009hd in Messier 66 », The Astrophysical Journal, vol. 742#1,‎ , p. 19 pages (DOI 10.1088/0004-637X/742/1/6, lire en ligne)
  19. ↑ (en) « Transient Name Server » (consulté le )
  20. ↑ a et b C.S. Kochanek, M. Fraser et al., « Supernova Progenitors, Their Variability, and the Type IIP Supernova ASASSN-16fq in M66 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 467#3,‎ , p. 3347-3360 (DOI 10.1093/mnras/stx291, lire en ligne)
  21. ↑ 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)
  22. ↑ 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 )
  23. ↑ a et b Zhang Xiaolei, Wright Melvyn et Paul Jansen, « High-Resolution CO and H i Observations of the Interacting Galaxy NGC 3627 », Astrophysical Journal, vol. 418,‎ , p. 100 (DOI 10.1086/173374, Bibcode 1993ApJ...418..100Z, lire en ligne)

Voir aussi modifier

Articles connexes modifier

Liens externes modifier

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