Tirée du ciel profond, l’image du mois de février 2022 présente la galaxie Messier 106 et ses voisines. Elle a été enregistrée les 13 et 14 décembre 2021, en milieu urbain, par Thierry Barrault avec une caméra couleur refroidie à 0° ZWO ASI 2600MC, munie d’un filtre anti-pollution L-Pro Optolong, placée au foyer d’une lunette 120/900 Equinoxe SW sur monture auto-guidée CEM60. Le temps de pose global de 13,5 heures résulte du cumul de 270 poses de 3 minutes.  Le prétraitement a été effectué avec le  logiciel  Siril par Thierry Barrault et le post-traitement par Jean Pierre Debet avec Pixinsight

Cliquer sur l’image pour l’obtenir en haute résolution.

En plein milieu de la photo, Messier 106, ou NGC 4258, est une galaxie de type « spirale barrée » reconnaissable, en agrandissant l’image, à son noyau central brillant encadré par une ligne d’étoiles de laquelle émergent deux bras spiraux bleus, probablement créés par un trou noir central massif, et piquetés d’étoiles blanches.
Bien qu’elle soit inscrite au catalogue Messier sous le numéro 106, cette superbe galaxie a en réalité été découverte par Pierre Méchain en 1781 et n’a été introduite au catalogue sous sa version moderne, qu’en 1947, par l’astronome Helen Sawyer Hogg. Cette introduction tardive au catalogue est d’autant plus étrange que M106 est l’une des galaxies les plus grandes, les plus brillantes et les plus proches de nous (à l’échelle cosmique…).
Elle est située dans les Chiens de Chasse, petite constellation composée de deux étoiles seulement qu’on repère assez facilement entre les Chiens de Chasse et le manche de la « Grande Casserole ».

Son diamètre mesure environ 30 000 années-lumière et sa distance à la Terre est estimée entre 22,5 et 24,5 millions d’années-lumière (par comparaison, la galaxie d’Andromède M31 est à 2,5 millions d’années-lumière et son extension de 140 000 années-lumière). C’est donc une « petite » galaxie. La faible inclinaison de son plan équatorial fait qu’on la voit pratiquement de face. Ceci en fait une cible très prisée des amateurs avec son extension angulaire de 18 minutes d’angle (une demi Pleine Lune) et sa magnitude apparente de 8,4.
Grâce aux observations faites en 1995 dans le domaine radio, les spécialistes soupçonnent que M106 accueille en son centre un énorme trou noir dont la masse, égale à 36 millions de fois celle du Soleil, serait confinée dans une sphère de diamètre seulement 1 000 plus grand. Si cette hypothèse se vérifie, ce trou noir serait alors la concentration de matière la plus dense actuellement connue.

On pense que ce type de galaxie au noyau très actif et très brillant tire son énergie de la chute de matière sur le trou noir central supermassif. Déjà, en 1943, Carl K. Seyfert (astronome américain, 1911-1960) avait classé cette galaxie parmi celles présentant dans leur spectre des lignes d’émission issues de leur noyau, et que l’on appelle maintenant « Galaxies de Seyfert« . Ces émissions se produisent dans tout le spectre électromagnétique, des ondes radio jusqu’aux rayons X, en passant par le domaine visible.

Il faut aussi noter que les caractéristiques du disque de matière dense entourant cet objet ont permis d’effectuer une mesure géométrique de sa distance indépendamment des autres méthodes. Celle-ci a conduit à 23,8 ± 1,3 millions d’années-lumière, considérée comme cohérente avec les données des Céphéides.

Deux autres objets sont clairement visibles sur cette photo :
– dans le coin inférieur droit : NGC 4217, une galaxie spirale vue de profil, de magnitude 11,2, avec sa bande de gaz bien visible. M106 et NGC 4217 sont de dimensions à peu près équivalentes, mais  cette dernière est beaucoup plus éloignée : le décalage vers le rouge de son spectre (redshift) permet d’évaluer sa distance à environ 47 millions  d’années-lumière. Il est donc vraisemblable que cette dernière ne soit pas un compagnon de M106.
– plus proche de M106, au-dessus et à droite : NGC 4248 : une galaxie spirale irrégulière vue de profil, de magnitude 11,4, située à distance similaire de la Terre et de M106 : 24 millions d’années-lumière.

Mais il y en a d’autres, beaucoup d’autres…, qu’on peut découvrir en agrandissant…, en éclaircissant…, et en observant finement !

A l’initiative de Denis, la Sapl lance un challenge : combien de galaxies peut-on voir sur cette photo ? Sans tricher en allant consulter des sites spécialisés !
Inscrivez votre réponse dans la rubrique « commentaires ».
Clôture et résultats le 28 février 2022.

Webographie :
http://fr.wikipedia.org/wiki/M106
http://messier.seds.org/m/m106.html
https://millenniumphoton.com/portfolios/m106-ngc-4217/
https://fr.wikipedia.org/wiki/NGC_4217
https://fr.wikipedia.org/wiki/NGC_4248
http://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_de_Seyfert

Voici un nouvel objet du ciel profond de printemps pour ce mois de juillet 2016 : Messier 64 ou NGC 4826, la galaxie « Black Eye », de l’Oeil Noir, de l’Oeil Poché, ou encore « Sleeping Beauty » (Beauté endormie). Cette fameuse galaxie spirale en forme d’œil, de magnitude visuelle 8.5, visible dans les instruments de taille modeste, est très connue et très appréciée des amateurs.
Elle a été réalisée par Jean Pierre Debet les nuits des 21 et 22 mai 2015 à Saint Léonard de Noblat avec un Célestron  C9 autoguidé et équipé d’une caméra Sbig STF 8300. Le temps de pose global de 3H 58 min se décompose ainsi : luminance = 30 poses de 4 minutes, chacune des 3 couleurs en poses de 1,5 minute : rouge = 32, vert = 22, bleu = 25.
Le traitement numérique a été exécuté de 2 façons différentes avec Pixinsight. Le premier, tout en douceur, fait bien apparaître le relief des premières spirales, le second, plus accentué, montre clairement la partie sombre qui la fait ressembler à un œil (surtout si on tourne la photo : cliquer sur l’image ci-dessous), ainsi que l’étendue du nuage gazeux qui englobe la galaxie.
Situation de M64 :
M64 est une galaxie spirale de type Sb (c. à d. avec des spirales bien dessinées, voir image de janvier 2015) située dans la constellation de la Chevelure de Bérénice. Cette constellation rappelle l’histoire vraie de la reine Bérénice, épouse de Ptolémée III, roi d’Egypte vers 250 avant notre ère, qui donna sa longue et magnifique chevelure en offrande au retour de son mari sain et sauf de la guerre. Les cheveux furent placés dans le temple, mais le lendemain, ils avaient disparu mystérieusement. Pour étouffer le scandale et la colère du roi, l’astronome de la cour, Coron, «découvrit» que les dieux avaient tant apprécié l’offrande qu’ils avaient placé la chevelure dans le ciel sous forme d’étoiles dans une constellation qui prit le nom  de « Chevelure de Bérénice » [1].

Ainsi que le montre l’image Stellarium ci-dessus, cette constellation ne contient que des étoiles de faible luminosité et sa forme est sans intérêt particulier. Mais elle est cependant intéressante à l’observation avec un télescope d’amateur à cause du grand nombre de galaxies lointaines qu’elle renferme. En effet, la Chevelure de Bérénice est dans la direction du pôle galactique (voir image du mois de septembre 2015), ce qui explique le faible nombre et la faible luminosité des étoiles, mais a contrario, le grand nombre de galaxies lointaines observables [1]. C’est une mine pour l’astrophotographie amateur.
M64 se trouve à peu près au 1/3 du segment qui joint les 2 étoiles terminales formant « l’équerre » de la constellation.

Découverte de M64 :
M64 a été découverte par Edward Pigott le 23 mars 1779, juste 12 jours avant que Johann Elert Bode ne la trouve indépendamment le 4 avril. Environ un an plus tard Charles Messier la redécouvrit de son côté le 1er mars 1780 et la rentra dans son catalogue sous la référence M64. Cependant la découverte de Pigott ne fut publiée qu’après présentation à la Royal Society de Londres le 11 janvier 1781, tandis que celle de Bode le fut au cours de l’année 1779 et celle de Messier à la fin de l’été 1780. Finalement la découverte de Pigott est restée plus ou moins ignorée jusqu’à ce que Bryn Jones n’en rappelle l’origine en avril 2002 [2] !

Caractéristiques de M64 :
Aussi étrange que cela puisse paraître, la distance entre cette galaxie et la Voie lactée, n’est pas très bien déterminée. Elle est généralement estimée à 17 millions d’années-lumière, différentes sources donnant des valeurs variant de 12 à 44 millions d’années-lumière. Cette imprécision est notamment due au fait qu’aucune céphéide n’a été découverte dans cette galaxie, ces étoiles variables étant l’un des outils principaux pour la détermination des distances extragalactiques [3]. Par ailleurs, aucune supernova n’ a été observée dans cette région.
Depuis notre Terre, elle est vue sous un angle de 9,3 X 5,4 minutes, ce qui correspond à une dimension réelle de 48 000 années-lumière si on la place à 17 millions d’années-lumière [4]. Elle serait donc 2 fois plus petite que notre Voie Lactée.
L’apparence très particulière de M64 est due à la présence d’un immense nuage interstellaire opaque, qui masque les étoiles situées en arrière-plan. Des observations récentes ont montré que le gaz et les étoiles situés dans les régions extérieures de la galaxie tournaient dans le sens inverse de ceux situés dans la région centrale (sur un rayon de 3000 années-lumière). Cette rotation inverse engendre des « frottements » dans la région séparant les deux zones, engendrant ainsi une intense activité de formation stellaire. Sur les images données par Hubble [5], on remarque la présence d’étoiles bleues, jeunes et très chaudes, accompagnées de nuages d’hydrogène ionisé des régions HII, de couleur rouge.
On pense que ce phénomène de rotation inverse et la présence du nuage de gaz et de poussière géant sont dus à une ancienne galaxie compagnon de M64, détruite par les forces de marée et dont la matière a été « absorbée » par accrétion.

Si vous souhaitez vous faire plaisir, passez donc un moment dans la Chevelure de Bérénice…

Webographie

[1] https://fr.wikipedia.org/wiki/Chevelure_de_B%C3%A9r%C3%A9nice
[2] http://messier.obspm.fr/f/m064.html
[3] https://fr.wikipedia.org/wiki/M64
[4] http://www.astrosurf.com/zodex/astrophoto/astrophoto2015/M64/M64-12AVR2015.html
[5] https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c4/Blackeyegalaxy.jpg

Rédaction : MIchel Vampouille

Plongée dans ciel profond pour le mois d’octobre 2015 avec cette image contenant un groupe de trois galaxies toute différentes, curieusement alignées, connu sous le nom de Trio du Dragon.
De gauche à droite, on trouve :
– NGC 5981, une galaxie spirale barrée vue de profil,
– NGC 5982, une galaxie lenticulaire,
– NGC 5985, une galaxie spirale vue de face.
– NGC 5976, la galaxie spirale de gauche, ne fait pas partie du trio.
Cliquer sur l’image pour l’observer sans annotation.
Cette image a été réalisée à Saint Léonard de Noblat par Jean Pierre Debet sur les deux nuits su 6 et 7 juin 2014 avec un télescope Célestron C9 autoguidé, muni d’un réducteur de focale 0,66 (focale = 1560 mm), d’une roue à filtres et d’une caméra SBIG STF 8300.  Le temps de pose global atteint 5H07 et se décompose ainsi : Luminance : 2H42 en 27 poses de 6 minutes (bin 1), Bleu : 62,5 minutes en 25 poses de 2,5 minutes (bin 2), Rouge : 45 minutes (18 X 2,5, bin 2) et Vert : 37,5 minutes (15 X 2,5, bin 2). Le traitement numérique est conduit avec Pixinsight.

Localisation de ce Trio :
Ce trio de galaxies est localisé dans la constellation du Dragon.
Ainsi que l’indique le schéma ci-dessus [1], il est situé au plus creux de la courbure opposée à la Petite Ourse, à proximité du segment joignant les étoiles θ (thêta) Dra et ι (iota)Dra, dans la continuation de l’alignement : Polaire –> ζ (dzêta) UMi.
Ce groupe compte trop peu de galaxies pour être considéré comme un amas et il n’a jamais été classé comme un groupe compact, bien que les galaxies soient toutes les trois situées à environ 100 millions d’années-lumière du Système Solaire.

Galaxie NGC 5981 :
Elle est classée dans la catégorie « galaxie spirale barrée », comme notre Voie Lactée. Elle est notée : Sbc (= Spirale barrée à bras moyens longs) dans la « séquence de Hubble », une classification des différents types de galaxies, développée en 1936 par Edwin Hubble, et basée sur des critères morphologiques (plus d’infos dans [2-3]). Cette catégorie recouvre les galaxies dont les bras spiraux n’émergent pas du centre, mais d’une bande d’étoiles formant une barre et traversant ce centre [4].
Pour trouver cette propriété sur la photo présentée, il faut l’agrandir fortement et l’observer dans la pénombre. Sur la galaxie NGC 5981 vue ici de profil, on distingue alors une bande centrale légèrement plus rougeâtre que les extrémités : c’est la fameuse barre d’où partent les bras spiraux !
On découvre aussi son noyau central, plus blanchâtre que la barre.
Cette galaxie est de magnitude 13 ; sa plus grande dimension angulaire vaut 2’7″ [3].

Galaxie NGC 5985 :
Sur la photo agrandie, il apparaît clairement que NGC 5985 est une galaxie spirale (non barrée, cette fois). On voit très bien que les bras spiraux partent du centre. Elle est notée Sbb dans la séquence de Hubble.
On sait maintenant que les bras spiraux sont des régions de formation d’étoiles. Leur existence en forme de spirale est encore une question ouverte pour les astrophysiciens.

Doit-on la relier à une rotation différentielle de la galaxie autour de son noyau ? Les parties internes tournant plus vite que les parties externes feraient-elles apparaître une structure spirale tout naturellement avec le temps. ? Non ! S’il en était ainsi, les bras auraient fini par s’enrouler sur eux-mêmes et auraient peuplé toute la galaxie, ce qui est contraire à l’observation.

Une autre théorie prévoit que les bras spiraux ne sont pas liés à des étoiles données, mais à des régions où la matière, temporairement plus concentrée forme des ondes densité (de matière). Ainsi, les bras peuvent se déplacer en bloc, indépendamment de la matière, ce qui explique que leur forme ne change pas avec le temps. Dans ces régions de forte densité, le gaz interstellaire fortement comprimé favorise la formation de nombreuses étoiles massives et brillantes. Alors que les régions de faible densité restent plus sombres, car aucune étoile massive ne peut y être créée. Questions : quelle est l’origine physique de ces ondes de densité ? Pourquoi subsistent-elles alors qu’elles devraient s’évanouir avec le temps ? Pourquoi sont-elles elliptiques ?

Une 3ème théorie propose l’auto-propagation de proche en proche des zones de formations d’étoiles : la fin explosive des étoiles massives en supernova déclenche l’effondrement des nuages moléculaires et donc la naissance de nouvelles étoiles massives. Si les premières explosions ont lieu le long d’un bras spiral, les suivantes gardent la même géométrie. La forme spirale se conserve de génération en génération d’étoiles. Question : quelle est l’origine de la première spirale ? Réponse : à partir des premières étoiles nées par collisions aléatoires entre nuages moléculaires et mises en forme spirale par rotation différentielle de la galaxie.

Laquelle des deux théories est la bonne ? Il semble en fait que les deux derniers mécanismes existent et qu’ils donnent lieu à des types différents de spirales. Les ondes densité pour les galaxies possédant bras spiraux fins, nets et clairement définis. L’auto-propagation de la formation d’étoiles pour les galaxies présentant des bras spiraux incomplets, épais ou mal définis [5].
Découverte par William Herschel en 1788, de magnitude 11, cette galaxie s’étend angulairement sur 5,5′ X 3′.

Galaxie NGC 5982 :
Elle appartient à la catégorie « galaxie lenticulaire » (de type SO ici) qui regroupe les galaxies à disque sans bras spiraux. Formellement, elles ressemblent à des galaxies spirales qui auraient perdu leurs bras, mais contrairement à celles-ci, elles possèdent un bulbe galactique plus important et plus lumineux. Elles ont perdu ou transformé la majorité de leur matière interstellaire. En conséquence, on n’y observe que très peu de formation d’étoiles, mais elles en abritent de très âgées vieilles en majorité de plus d’un milliard d’années. Elles contiennent également plus d’amas globulaires que les galaxies spirales de masse et de luminosité comparables, ainsi qu’une grande quantité de poussière [6].
L’image agrandie de NGC 5982 montre clairement les caractéristiques énoncées ci-dessus.
Tout comme les galaxies spirales et elliptiques, une galaxie lenticulaire peut comporter une bande d’étoiles traversant son centre. On parle dans ce cas d’une galaxie lenticulaire barrée, voir par exemple la galaxie du Fuseau dans le Dragon [7]. Elles n’ont pas encore été beaucoup étudiées.

Il existe deux grandes hypothèses quant à la formation des galaxies lenticulaires.
Dans un premier cas, leur forme en disque, l’absence de gaz, la présence de poussière, le manque de formation stellaire récente et la rotation de ces galaxies sont tous des attributs que l’on pourrait attendre d’une galaxie spirale qui aurait épuisé à peu près tout son gaz dans la formation d’étoiles. On parle alors de galaxie en fin de vie ou de galaxie anémique [6].
Cependant, dans un second cas, la luminosité supérieure des galaxies lenticulaires par rapport aux galaxies spirales laisse plutôt croire qu’elles pourraient résulter d’une fusion galactique qui est la plus violente forme d’interaction  entre deux galaxies. Celle-ci augmente la masse totale stellaire et donne à la galaxie nouvellement formée sa forme discoïdale exempte de bras spiraux.
De magnitude 11, cette galaxie présente un « diamètre angulaire » de 3′ environ.

Quant à NGC 5976, c’est une galaxie spirale de type SO, de magnitude 14.8, s’étendant sur 50″ selon son grand axe.

Webographie :
[1] https://pt.wikipedia.org/wiki/NGC_5976#/media/File:Draco_constellation_map.png
[2] https://fr.wikipedia.org/wiki/S%C3%A9quence_de_Hubble
[3] http://www.astro5000.com/Objects/Cherche/index.php3?cat=NGC&obj=5981
[4] https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_spirale_barr%C3%A9e
[5] http://www.astronomes.com/les-galaxies/bras-spiral/
[6] https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_lenticulaire
[7] https://fr.wikipedia.org/wiki/NGC_5866

Rédaction : Michel Vampouille