L’image du mois de Janvier 2025 : M33 ou la Galaxie du Triangle

Commençons l’année avec une nouvelle image du ciel profond : M33 ou la galaxie du Triangle. Cette galaxie est située dans la constellation du même nom, dans une position symétrique de M31 par rapport à la ligne droite de la constellation d’Andromède. Elle est donc très facile à repérer.
M33 constitue une cible de choix pour les astrophotographes : ses dimensions et les détails qu’il est possible de saisir en font l’une des galaxies les plus belles et impressionnantes du ciel boréal. Il s’agit d’un grand classique du ciel d’automne, apprécié autant par les débutants que par les photographes expérimentés. Pour les premiers, elle représente un « passage obligé » à la difficulté souvent sous-estimée ; tandis qu’elle représente une source de défis renouvelés pour les seconds, qui chercheront notamment à mettre en valeur ses très nombreuses régions de formation d’étoiles.

Cette photographie de M33 est l’œuvre de Pierre Drumel, astrophotographe chevronné, obtenue le 28 Novembre 2024, avec une lunette Askar FR 400, autoguidée (logiciel Asiair), équipée d’une caméra refroidie ZWO ASI 2600 MC et d’un filtre Optplong L Pro. Le temps de pose global est de 2H30 résultant de l’empilement de 50 photos de 3 minutes chacune. Le pré-traitement et le traitement sont effectués avec le logiciel PixInsight (Drizzle, Blur et Starless), le post-traitement cosmétique avec Corel PaintShop Pro.

Cataloguée pour la première fois par Charles Messier en 1764, la galaxie du Triangle avait probablement déjà été observée auparavant, étant visible à l’œil nu lorsque les conditions s’y prêtent. Mais elle n’avait pas été répertoriée. Son étude astronomique remonte au moins au milieu du XIX^ème siècle, puisque William Parsons, 3^ème comte de Rosse, avait dès 1850, suggéré que sa structure présentait des spirales. Riche astronome irlandais, il s’était fait construire un gigantesque télescope, le « Léviathan » (f = 17 m, D = 1830 mm, miroir en bronze), le plus grand du monde à l’époque. Ce télescope devint obsolète vers 1885, à l’avènement de l’astrophotographie.

C’est la troisième galaxie la plus massive (71′ X 42′, soit 2 Pleines Lunes environ) du Groupe Local, après celle d’Andromède (190‘ × 60′) et la Voie Lactée, mais devant le Grand Nuage de Magellan. C’est aussi la troisième galaxie la plus étendue : 55 000 années-lumière de diamètre, derrière notre Voie Lactée (110 000 années-lumière) et la galaxie d’Andromède (220 000 années-lumière).
Sa masse, évaluée à 60 milliards de masses solaires et constituée à près de 85% de matière noire, ne représente que 5 % de la masse de la galaxie d’Andromède.
Avec une magnitude apparente de 6.30, mais une faible magnitude de surface, elle est à la limite de l’observation à l’œil nu dans un ciel parfait.
La distance de M33 au Soleil a été évaluée en 2004 à travers trois différentes méthodes, qui ont donné des résultats compris entre 2,7 (Céphéides) et 3,1 milliards d’années-lumière (binaire à éclipses). Pour mémoire, la distance de la galaxie d’Andromède au Soleil est du même ordre de grandeur, soit 2,5 milliards d’années-lumière.

Depuis la Terre, la galaxie du Triangle est vue quasiment de face (avec une inclinaison de 9° seulement), ce qui permet d’étudier en détail sa structure. Isolée au sein du groupe local, elle est dépourvue de galaxie satellite. Bien qu’en interaction gravitationnelle à la fois avec la Voie Lactée et M31, ces effets demeurent très limités et ne se traduisent pas encore par des déformations de sa structure. La mesure du redshift démontre cependant bien que M33 est l’une des rares galaxies à se rapprocher de la Voie Lactée, et non à s’en éloigner.

Cette absence d’interactions actuelles notables avec d’autres objets proches et massifs nous permet d’admirer une galaxie spirale dont la structure n’est pas altérée : celle-ci présente donc des bras réguliers, une forme globale assez symétrique, sans barre centrale reconnaissable. La galaxie M33 est du type dit « SA(s)ad », ce qui signifie :

une galaxie à disque (« S »), c’est à dire présentant un disque galactique autour d’un bulbe central;
de forme spirale régulière (A), c’est à dire sans barre centrale (certaines recherches tendent cependant à mettre en évidence la présence d’une barre assez courte au centre de la galaxie ; sans présence d’un trou noir supermassif) ;
sans anneaux (« s ») ;
avec des bras spiraux assez ouverts (« cd »).

La galaxie du Triangle est en effet suffisamment proche pour observer de manière détaillée en son sein, certaines des nébuleuses les plus grandes, sans même utiliser une longue focale…. Sur l’image de la galaxie dans son ensemble analysée avec des plug-ins du logiciel PixInsight, Pierre a identifié de nombreux amas globulaires et nébuleuses sous leur forme individualisée.

Certaines de ces nébuleuses sont tellement vastes et lumineuses qu’elles disposent de leur propre numéro dans les catalogues NGC et IC. C’est le cas par exemple des nébuleuses NGC 588, NGC 592, NGC 595 et, surtout de NGC 604 (la plus haute).
Parfois appelée « la » nébuleuse du Triangle, elle s’étend sur plus de 1 500 années-lumière et elle est la deuxième région HII la plus active de tout le groupe local, avec une luminosité estimée à plus de 50 millions de fois celle du Soleil !
NGC 604 est une énorme nébuleuse en émission, du même type que la nébuleuse d’Orion (M42), avec la même composition chimique, mais 6 500 fois plus brillante ! C’est parce qu’elle très éloignée de nous qu’elle nous apparait comme un banal petit point sur la photo. Si NGC 604 occupait la place de M42, elle remplirait plus d’un tiers du ciel et serait visible en plein jour avec la même luminosité que Vénus. La distance qui nous sépare de la nébuleuse d’Orion (1500 années-lumière) correspond d’ailleurs à la dimension propre de NGC 604…!
L’avenir de M33 est fortement lié à celui des deux galaxies dominantes du groupe local, à savoir, notre Voie Lactée et la galaxie d’Andromède. Il est maintenant établi que ces deux dernières entreront en collision dans 4 milliards d’années environ pour former une galaxie géante déjà dénommée « Lactoméda« . Pour M33, le scénario le plus vraisemblable est celui d’une absorption en plusieurs étapes, avec un premier passage rapproché à proximité de Lactomeda, au cours duquel elle perdra une partie significative de sa masse (étoiles et gaz), arrachée par l’énorme attraction gravitationnelle de la nouvelle galaxie géante, qui la freinera fortement à cette occasion. Une fois ralentie, M33 s’éloignera un temps avant de replonger, cette fois sans doute définitivement, au sein de Lactomeda pour former une galaxie elliptique encore plus massive… « Trilactomeda, peut-être ?»
Quel que soit le nom de cette nouvelle galaxie, il ne restera alors plus aucune trace de la belle galaxie spirale que fût M33…!

Webographie :
https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_du_Triangle
https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_du_Triangle#/media/Fichier:Triangulum_IAU.svg
https://millenniumphoton.com/portfolios/m33/
https://www.cidehom.com/apod.php?_date=211112
https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/astronomie-galaxie-triangle-cachait-motif-deux-bras-103035/

L’image du mois de mai 2023 : la Galaxie du Tourbillon ou M51

Pour le mois de mai 2023, nous restons dans le ciel profond avec une photo de la Galaxie du Tourbillon ou M51. Cette image a été enregistrée au cours du mois d’avril 2023 par Julien Denis qui a utilisé sa lunette Sky-Watcher Esprit 100ED (100/550) autoguidée, pilotée par un Asiair de 1ère génération et suivie d’une caméra monochrome ZWO ASI 1600 mm. Des petits problèmes sur le moteur de la mise au point automatique ont fait qu’une grande partie des photos ont du être rejetées : sur les 10H d’exposition, Julien n’a pu en garder que 25%, soit 80 clichés de 2 minutes totalisant 2H40 de pose effective. Le traitement numérique a été effectué avec Siril et Photoshop.
Cliquer sur l’image pour l’observer en grand format avec une meilleure résolution.
Situation de M51 dans la Voie Lactée :
Pour l’amateur, c’est un objet de premier choix, bien facile à repérer dans la petite constellation des Chiens de Chasse, mais à proximité de la Grande Ourse plus facilement reconnaissable. De magnitude apparente 8.9, elle est située sur une droite quasi-perpendiculaire et environ à mi-chemin du segment Alkaid-Mizar, ces deux étoiles formant l’extrémité du manche de la Grande Casserole. Cependant, cette galaxie est assez sensible à la pollution lumineuse et de bonnes conditions d’observation sont nécessaires pour enregistrer convenablement ses bras spiraux.

Historique de sa découverte et description :
L’étoile la plus brillante en bas est Alkaïd, à l’extrémité du manche de la Grande Casserole.
M51 est l’un des objets « iconiques » du ciel, et l’une des plus belles galaxies qu’il soit possible d’imager pour les amateurs. La désignation M51 inclut cependant deux galaxies distinctes : la galaxie principale spiralée NGC 5194 à droite, et sa galaxie satellite lenticulaire NGC 5195 à gauche (appelée parfois M51B), qui est reliée à la galaxie principale par un « pont » de marée riche en poussière, résultat des interactions gravitationnelles entre les deux objets. Celui-ci semble être vu en silhouette contre le centre de NGC 5194, ce qui laisse supposer que NGC 5195 est à l’arrière de NGC 5194.
La galaxie principale a été découverte par Charles Messier en 1773, et la galaxie satellite en 1781 par Pierre Méchain. Mais il faut attendre 1845 pour que lord Rosse découvre sa structure en spirale grâce à son puissant télescope de 183 cm de diamètre, le « Léviathan ». C’est pourquoi on trouve parfois le nom de Galaxie de Rosse, ou encore la galaxie du Point d’Interrogation, à cause du dessin qu’elle fait avec sa voisine NGC 5195.
Le terme « galaxie » n’existant pas à l’époque, les objets de ce type furent désignés « nébuleuses spirales », jusqu’à ce que leur nature exacte – extragalactique – fût démontrée avec certitude par Edwin Hubble dans les années 1920 grâce à l’étude des Céphéides. Le dessin de Lord Rosse met en évidence le « lien » physique entre la galaxie principale et la galaxie satellite, lien qui n’avait jamais été établi auparavant… et qui est encore un sujet d’étude actuel.
L’interaction gravitationnelle entre les deux galaxies a amplifié la structure spirale de NGC 5194 en écartant un de ses bras, alors qu’elle a donné une forme irrégulière à NGC 5195.
Bien que de dimensions modestes en regard de notre Voie Lactée (60 000 années-lumière de diamètre, soit à peine 60% de notre galaxie, et une masse bien inférieure), M51 est cependant la galaxie dominante d’un amas d’au moins 6 autres galaxies plus petites, notamment M63. Situé à environ 25 millions d’années-lumière, il s’agit d’un groupe de galaxies relativement proche à l’échelle cosmologique.
Ce groupe de M51 fait lui-même partie d’un plus vaste amas de galaxies, qui comprend notamment la galaxie M101. L’ensemble de ces groupes font eux-mêmes partie du même superamas local que notre Voie Lactée et Andromède, à savoir le superamas de la Vierge.

Distance des deux galaxies composant M51 :
La mesure de distance de la galaxie principale NGC 5194 a donné lieu à de nombreuses observations et à plusieurs méthodes différentes permettant de les calibrer.
Pour les objets lointains, on se sert de la loi de Hubble qui traduit un décalage spectral vers le rouge (redshift) du à l’expansion de l’Univers. Avec cette méthode, les spécialistes trouvent 30,5 ± 2,2 millions d’années-lumière. Cependant, cette distance est souvent très différente de la distance mesurée par des méthodes indépendantes du décalage spectral, à cause de la vitesse propre de NGC 5194 qui n’est pas négligeable par rapport à la vitesse de fuite produite par l’expansion de l’Univers. Cette vitesse propre fausse la mesure en l’augmentant sensiblement…
Dans le cas de NGC 5194, plus d’une cinquantaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge ont été réalisées à ce jour. La distance moyenne de ces mesures donne une valeur de 23,6 ± 6,9 millions d’années-lumière. Selon ces mesures, la distance de NGC 5194 est comprise entre 16,7 et 30,5 millions d’années-lumière.
Une valeur plus précise de 27,4 ± 2,3 millions d’a.l a été obtenue en se basant sur les deux supernovas qui sont apparues dans la galaxie en 2005 et 2011.
Les mesures de distance pour la galaxie satellite NGC 5195, menées aussi selon des observations non basées sur le décalage vers le rouge conduisent à des valeurs similaires à celles de NGC 5194.
Finalement, la distance « officielle » retenue pour M51 est 23,6 millions d’années-lumière.

Observation visuelle :
A l’observation visuelle dans de bonnes conditions atmosphériques, un télescope de 200 mm permet d’observer la nature double de l’objet en noir et blanc, ainsi que le bulbe central de M 51 dont on devine la structure spirale.

Bibliographie :
http://fr.wikipedia.org/wiki/M51 (astronomie).
https://millenniumphoton.com/portfolios/m51/
https://fr.wikipedia.org/wiki/NGC_5195

L’image du mois de novembre 2022 : M101 ou la Galaxie du Moulinet

Située dans la constellation de la Grande Ourse, découverte par Pierre Méchain en 1781, M101 est sans doute l’une des plus belles galaxies accessibles à l’amateur ! Des dimensions généreuses (quasiment le diamètre de la Pleine Lune), une luminosité respectable, simple à situer, formant un triangle équilatéral avec Alkhaïd et Mizar…, la galaxie spirale intermédiaire M101 devrait constituer une cible idéale pour l’observateur passionné collé à l’oculaire !
Pas tant que cela ! la beauté de M101 se révèle plus au photographe qu’à l’observateur visuel. En effet, s’il est relativement aisé de la repérer dans le ciel avec une simple paire de jumelle, l’observation de ses bras spiraux suppose en revanche un instrument de grand diamètre (à partir de 250/300mm) et plus encore pour bien percevoir certains détails…, et dans tous les cas un ciel bien sombre !
En fait, elle ne se révèle vraiment qu’à l’astrophotographe qui aura la patience de poser plusieurs heures pour s’émerveiller devant la richesse de ses bras spiraux constellés d’amas, de nébuleuses, de zones de formations d’étoiles, etc…
Pour illustrer ce propos, nous vous présentons deux images de M101, prises avec deux lunettes sensiblement identiques, mais avec deux temps de pose différents.

Première image de Pierre Drumel, 31 août 2022, en milieu urbain : lunette : Sky Watcher Esprit 120 ED, focale : 840 mm, diamètre : 120 mm, filtre L-Pro Optolong (transmet les raies : SII, Halpha, Hbêta, OIII, et stoppe les émissions parasites : Hg, Na…), capteur : caméra couleur ASI 2600MC Pro, temps de pose global : 30 X 2 min = 1 H. Cliquer sur l’image pour l’observer en grand format.
Seconde image de Thierry Barrault : 5 juin 2021, en milieu urbain, lunette : Sky Watcher Equinox 120ED, focale : 900 mm, diamètre : 120 mm, filtre L-Pro Optolong, caméra couleur : ASI 2600MC Pro refroidie à 0 degré, temps de pose global : 284 X 1 min = 4H 44 min. Autrement dit : conditions de prise de vue quasi-similaires à celles de Pierre Drumel, mais temps de pose 4,5 fois plus long. Cliquer sur l’image pour l’observer en grand format.
Comme on pouvait s’y attendre, un temps de pose long révèle davantage la structure de M101 avec son bulbe central, et ses bras spiraux très étendus dans lesquels on peut apprécier la variété et la richesse des détails.

Analyse astronomique des images de M101
Vue de face à 23 millions d’années-lumière de notre Voie Lactée, M101 est une galaxie spirale de grande taille : environ 70% plus grande que notre Galaxie, et plus grande encore que notre proche voisine la galaxie d’Andromède, avec 170 000 années-lumière de diamètre.
M101 se distingue par un bulbe central de petite dimension, qui contiendrait moins de 3 milliards de masses solaires : une quantité ridicule en regard des quelques 1 000 milliards de masses solaires estimées pour l’ensemble de la galaxie…
Dans ses bras spiraux très développés, on peut observer une quantité importante de zones HII d’hydrogène ionisé où se forment de nouvelles étoiles : 1 250 au dernier recensement ! Six d’entre elles sont tellement actives qu’on leur a attribué un numéro NGC (New General Catalog). Sur les deux photos, ce sont les taches blanches accrochés aux bras, plus nombreuses à droite qu’à gauche.
Quant à la teinte bleue des bras, celle-ci traduit la présence d’un grand nombre d’étoiles jeunes, massives et chaudes : des géantes ou supergéantes bleues.
Toujours à l’intérieur de M101, la présence de ces étoiles très massives, de durée de vie très limitée, conduit également à un nombre important de supernovæ : 4 ont ainsi été observées depuis 1909. La dernière (août 2011) était non seulement l’une des plus lumineuses jamais observées, mais surtout celle dont la détection a été la plus précoce, à peine 11H après l’explosion ! Bien évidemment, il n’en reste plus rien de visible aujourd’hui !

A l’extérieur de M101, on distingue nettement 3 autres galaxies (en fait il y en a 4, mais la 4ème est hors champ) qui forment avec M101 (= NGC 5457, mag. app. = 7,9) le « groupe M101 ». Elles se nomment :
– NGC 5474 (mag. app. = 10,8) grosse tache bleue dans le bord droit de l’image, totalement déstructurée par les forces de marée gravitationnelles de M101 (noyau très décentré, bras disparus),
– NGC 5477 (mag. app. = 14) tache bleue sous M101, dans le bas de l’image,
– NGC 5473 (mag. app. = 12,5) tache bleue-blanche dans le coin gauche de l’image.

Remarque destinée aux photographes :
Bien que M101 soit, en dimensions apparentes, l’une des plus grandes galaxies accessible aux amateurs, sa prise de vue est cependant loin d’être simple dès lors qu’on se fixe pour objectif de mettre en valeur ses bras spiraux ! Sa magnitude apparente de 7,9 semble confortable, mais sa grande étendue conduit à une magnitude de surface assez faible. De ce fait, il est impératif de prévoir un temps de pose unitaire significatif de l’ordre de 8/10 minutes pour obtenir un signal exploitable lors du traitement numérique, en particulier dans les bras spiraux et les extensions plus faibles.

Webographie :
https://millenniumphoton.com/portfolios/m101/
https://fr.wikipedia.org/wiki/M101
https://www.galactic-hunter.com/post/fr-m101
http://messier.obspm.fr/f/m101.html
https://sites.google.com/site/gremionmichel/m101

L’image du mois de juillet 2020 : la galaxie Messier 81

L’image de la galaxie spirale Messier 81, aussi appelée galaxie de Bode, a été enregistrée par Thierry Barrault le 24 mai 2020 depuis le Stade de Football de Saint Sylvestre au moyen d’un APN Canon 450D défiltré monté sur une Lunette Skywatcher Equinox 120ED fixée sur une monture Ioptron CEM 60. Le temps de pose cumulé est de 120 minutes à 800 ISO. La mise en station est assurée avec une caméra Polemaster.
Le traitement d’image a été effectué par Denis Lefranc au moyen des logiciels Siril et Photoshop.

Cliquer sur l’image pour l’observer en grand format.
Les informations sur cet amas ont déjà été publiées en février 2017, janvier 2013, août 2009.
Nous n’en ajouterons donc pas ici.

L’image du mois de juin 2017 : la galaxie NGC 2403

Pour le mois de juin 2017, nous vous proposons une escapade dans le ciel profond avec l’image de la galaxie NGC 2403 réalisée par Thierry Barrault le 22 avril 2017 lors d’une soirée d’observation sur le terrain de Peyrilhac (87510). Cette image résulte du cumul sous Iris de 135 poses de 1 minute (2H15 de pose globale) enregistrées avec un APN Canon EOS 450D défiltré placé en aval d’une lunette Equinox 120ED. La première photo ci-dessous montre l’image brute plein format obtenue avec le dispositif décrit ci-dessus.
Cliquer sur l’image pour l’obtenir en résolution supérieure.

Cette galaxie de type spirale montre nettement ses bras, ainsi que plusieurs petites taches ressemblant à des amas d’étoiles. Trois petites galaxies sont aussi nettement visibles dans le coin inférieur gauche de l’image.

Découverte par William Herschel en 1788, NGC 2403 est située à 10 millions d’années-lumière dans la constellation de la Girafe, tel que dans le schéma ci-dessous réalisé à partir de Stellarium. Elle appartient au groupe de galaxies de M81, dans la Grande Ourse. En utilisant le télescope Hale, Allan Sandage a détecté une étoile Céphéide dans NGC 2403, la première à être découverte dans une galaxie au-delà de notre groupe local [1].
Deux fois plus petite (50 000 années-lumière de diamètre) que la Voie Lactée, elle abrite une pléthore de nébuleuses chevelues où se forment des étoiles. En 2004, elle fut le théâtre d’une surprenante explosion de supernova dont nombre d’astronomes se souviennent. Sa luminosité dépassait alors 500 millions de fois celle du Soleil [2] ! Nommée SN 2004dj, elle devient visible sur les photos suivantes retravaillées à cet effet.

Nous proposons 2 versions d’images retravaillées avec Photoshop selon 2 techniques différentes :
– toutes deux ont été recoupées et tournées de 90° afin qu’elles soient orientées avec le nord en haut, conformément aux clichés souvent montrés,
– la première respecte la dynamique d’ensemble et fait ressortir les informations à la périphérie de la galaxie, mais le centre est presque trop lumineux et semble noyer quelques détails ; on y voit cependant la supernova (cliquer sur la photo pour voir l’image agrandie, recoupée et annotée)
– la seconde préserve le centre de la galaxie et la supernova (cliquer sur la photo pour voir sa position) mais, du coup, ne permet pas de voir les extensions aussi nettement que sur la première. Il y a sans doute un compromis à trouver….
Pour montrer l’importance du traitement des images astronomiques, voici pour terminer 2 images professionnelles de NGC 2403 :
– la première est réalisée avec le télescope japonais Subaru de 8,30 m de diamètre implanté sur le Mauna Kea, à Hawaï [3].
– la deuxième montre le résultat obtenu par le photographe astronome amateur Robert Gendler qui a annexé la photo ci-dessus & une semblable donnée par le télescope spatial Hubble [2].
La richesse des couleurs et des détails de cette image est impressionnante !

Webographie :
[1] https://fr.wikipedia.org/wiki/NGC_2403
[2]http://www.lecosmographe.com/blog/image-du-jour-magnifique-portrait-de-la-galaxie-ngc-2403-avec-supernova-et-nebuleuses-echevelees/
[3] http://www.cidehom.com/apod.php?_date=060705

Traitement d’image, rédaction et correction : Thierry Barrault, Denis Lefranc, Michel Vampouille.

L’image du mois de mai 2016 : Le Sombrero, alias M 104.

Le printemps avance. Avec lui, les objets du ciel profond proches de l’horizon sud prennent de la hauteur : c’est le moment de recommencer à s’intéresser à eux. Ce mois-ci, nous vous proposons un objet célèbre de cette région : le Sombrero, alias M 104 ou encore NGC 4594, ou encore PGC 42407. Cette splendide galaxie tire son nom de sa forme particulière rappelant le chapeau mexicain. Celle-ci est due à son bulbe important, composé de vieilles étoiles, et à son disque sombre vu par la tranche, renfermant étoiles, gaz et structures de poussières complexes.
Cette photo a été réalisée par Jean Pierre Debet en avril 2015 à Saint Léonard de Noblat avec un télescope C9 muni de son réducteur et équipé d’une caméra SBIG STF 8300. Le temps de pose global de 5H 20 min se décompose ainsi : luminance : 2H40 en poses de 4 min binning 1, couleurs en poses de 1,5 min et binning 2 : rouge : 40 min, vert : 30 min, bleu : 54 min. Le traitement numérique a été effectué avec Pixinsight.
Cliquer sur l’image pour l’observer en résolution supérieure.

Trois découvreurs pour cette Galaxie :
La galaxie du Sombrero a été découverte par l’astronome français Pierre Méchain le 11 mai 1781, comme une très faible « nébuleuse ». Charles Messier, collaborateur de Pierre Méchain, l’avait reportée dans ses manuscrits personnels, mais ne l’avait pas notée dans la première édition du catalogue des 103 objets célestes qu’il compila entre 1758 et 1782.

Ce n’est qu’en 1921 que l’astronome français Camille Flammarion suggéra son addition dans le célèbre catalogue « Messier », avec le numéro 104, après avoir remarqué dans les notes manuscrites de Charles Messier la similitude de position entre cet objet et celui découvert par William Herschel en 1784 (H I.43), galaxie identifiée dans le New General Catalogue sous le numéro 4594 [1] [2].
Elle fait partie des sept galaxies qui seront ultérieurement ajoutées au catalogue initial en 1947 (M 105 à M 107), en 1960 (M 108 et M 109) et en 1967 (M 110) [3].

Caractéristiques physiques du Sombrero :
Le Sombrero se trouve à environ 30 millions d’années-lumière (AL) de nous. Son champ angulaire mesure 9 x 4 minutes d’arc, correspondant à une taille réelle de 50 000 X 22 000 AL (Voie Lactée = 100 000 X 10 000 AL). Avec une magnitude apparente de 8, il est visible avec de classiques jumelles de 50 mm, mais évidemment, c’est avec de forts grossissements que la bande de poussières est révélée dans toute sa complexité.

Jusqu’en 2012, le Sombrero a été observé par le VLT, Hubble, une armada de télescopes et de satellites, et on croyait que le Sombrero était une galaxie spirale de type Sa-Sb, c’est à dire avec moins de bras spiraux que notre Voie Lactée qui est de type Sb-Sc. En effet, les spirales apparaissent avec des grossissements supérieurs à 200, de courtes poses, et un traitement numérique spécial [4].

Mais en 2012, le télescope spatial infrarouge Spitzer crée la surprise en révélant, à la fois la vraie nature du Sombrero, et par là-même, la raison de son étrangeté… Ce que la vision infrarouge de Spitzer a révélé, c’est que M 104 n’est pas une galaxie spirale, mais une galaxie elliptique géante…, ainsi que le montre la photo composite [1] ci-dessous avec un disque de poussière, enregistré à la longueur d’onde de 8 µm par Spitzer et reproduit en rouge sur la photo, dessinant une ellipse presque parfaite sans aucune spirale. Cette requalification permet de de résoudre une énigme de M 104 : son halo de plus de deux mille amas globulaires, aberrant pour une simple spirale, devient parfaitement normal autour d’une elliptique géante…[Serge Brunier 6] [7].
Le bulbe de M 104 contient 10 fois plus d’amas globulaires que celui de notre galaxie, mais tous sont soupçonnés d’avoir entre 10 et 13 milliards d’années [4].
Le noyau du Sombrero abrite un trou noir supermassif d’environ 1 000 milliards de masses solaires, un des plus massifs trous noirs mesurés dans les galaxies proches, 250 fois plus large que celui de la Voie Lactée. En dépit de cet énorme trou noir en son centre, la galaxie semble plutôt tranquille, impliquant que celui-ci ne trouve plus grand chose à absorber…[1].

La bande sombre du disque de M104 se compose principalement de poussière et de gaz hydrogène. Contenant la majeure partie gaz moléculaire froid de la galaxie, elle constitue le principal site de formation d’étoiles.
Là encore, les images infrarouges de Spitzer révèlent l’étrangeté du disque de gaz et de poussières qui entoure le cœur de la galaxie, et sur ce point, bien des mystères demeurent :
Comment ce disque est-il apparu au cœur d’une galaxie elliptique, en principe dénuée de gaz et de poussières ?
Comment a t-il gardé, au fil des ans, une forme aussi parfaite ?
Personne ne le sait encore avec certitude, car une telle configuration, à savoir un disque parfait au cœur d’une elliptique géante, n’a encore jamais été observée ailleurs dans l’Univers [Serge Brunier 6].
Depuis 2 ou 3 ans, certains scientifiques pensent que les images de Spitzer révèlent l’intrication de deux galaxies en une seule : une large elliptique et un mince disque galactique emboîté dedans [1]. Affaire à suivre….

En 1912 [8], Vesto Slipher, un astronome américain, fit une découverte précoce remarquable au sujet des galaxies. En effet, il fut le premier à observer le décalage vers le rouge de leurs raies spectrales et, en 1917, avec d’autres astronomes, à comprendre que ce décalage traduisait un éloignement des galaxies. Pour le Sombrero, ce décalage vers le rouge conduit à une vitesse de récession de 1 000 km/s. Les conséquences de cette mesure furent importantes pour les astronomes de l’époque de Slipher qui croyaient que les « nébuleuses spirales » (ils dénommaient M 104 ainsi) faisaient partie de notre Voie Lactée. Or, avec une telle vitesse d’éloignement, il ne pouvait en être ainsi ! La mesure de sa distance trancha définitivement cette question.

Comment trouver le Sombrero ?
Localisation M 104 Pour les amateurs qui possèdent une monture avec la fonction GO TO, aucun problème. Mais avec des jumelles, c’est plus délicat.
Cette galaxie se trouve dans la constellation de la Vierge, en bordure sud de la frontière (lignes rouges) avec celle du Corbeau, ainsi que le montre le schéma Stellarium ci-dessus.
En fait, c’est à partir du Corbeau qu’on le trouve le plus facilement.

Localisation avec le Y Le Corbeau est situé à l’extrémité de la grande courbe dessinée par la suite : étoiles du manche de la Grande Casserole, Arcturus, Spica. Ses 5 étoiles principales sont très reconnaissables. On part de Algorab, l’étoile la plus au nord et on remonte vers le centre de la constellation de la Vierge. On remarque alors une formation caractéristique de 4 étoiles en « Y inversé » dont la pointe se termine par un astérisme de 3 étoiles brillantes en triangle appelé « Canali1 ». A partir de là, on continue à monter dans la direction de l’axe du « Y » et on trouve un 2^ème astérisme composé de 4 étoiles presque en ligne, appelé Pothier 11. En se déplaçant légèrement vers l’Est, un demi-degré environ, la galaxie M 104 doit apparaître dans le champ de l’instrument.

Observation du Sombrero et de son environnement :
La vision bien connue de cette galaxie, c’est son énorme bulbe blanchâtre, bien dense, presque circulaire ici, centré autour d’un noyau blanc brillant de la grosseur d’une étoile, traversé dans son milieu par une bande de poussière presque noire au centre, marron foncé aux extrémités, dessinant une ellipse parfaite. Vue depuis la Terre, cette galaxie est légèrement inclinée de 6 degrés environ, pas assez pour qu’on ait un faible espoir de distinguer son caractère elliptique.

Un passage dans la fonction « ImageSolver » du logiciel « Pixinsight » dévoile le riche environnement galactique autour de M 104. Cliquer sur l’image pour l’observer en résolution supérieure.
Sur un degré carré environ, on en compte 13 appartenant au PGC (Catalogue of Principal Galaxies qui en compte 983 261 confirmées dont la magnitude dans le bleu est grosso modo inférieure à 18) [9]. On retrouve le Sombrero sous le numéro 42407, et d’autres galaxies comme PGC 962963 de magnitude 16,6 et de dimension 0,5′ X0,6′. Ceci donne une idée de la résolution angulaire et de la luminosité minimum données pat toute la chaîne instrumentale.

On peut en avoir une estimation plus précise avec la recherche de la plus faible luminosité enregistrée, toujours avec la même fonction, mais en lui demandant cette fois d’indiquer les étoiles tout juste visibles.
On constate qu’il y en a 7 qui dépasse la magnitude 17, la plus faible atteignant 17,70. En grossissant l’image, on distingue nettement les 4 petits points encadrant les étoiles repérées.

Terminons par Pothier 11, le très joli astérisme à droite de l’image, composé de 4 étoiles diversement colorées avec des magnitudes comprises entre 7,82 et 9,17.

Webographie :
[1] http://www.constellation-guide.com/sombrero-galaxy-messier-104/
[2] http://philo06.free.fr/Astrophotographie/Galaxies/M104.html
[3] https://fr.wikipedia.org/wiki/Catalogue_de_Messier
[4] https://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/uk_m104_1/
[5] http://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2012/04/642296main_pia15426-43_946-710.jpg
[6] http://www.franceinfo.fr/emission/….05-05-2014-11-47
[7] https://fr.wikipedia.org/wiki/M104
[8] http://www.space.com/25522-sombrero-galaxy.html
[9] https://fr.wikipedia.org/wiki/Catalogue_of_Principal_Galaxies

Rédaction : Michel Vampouille

L’image du mois d’octobre 2015 : Le Trio de galaxies du Dragon

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

L’image du mois de septembre 2015 : La Voie Lactée

Restons dans l’actualité céleste pour ce mois de septembre avec une photographie de l’emblématique Triangle d’Eté traversé par la Voie Lactée. Cette image a été enregistrée en Limousin le 23 septembre 2013 à 21H44 par Michel Tharaud avec un APN Canon EOS 20D muni d’un objectif zoom 18-125 mm, réglé à la position grand angulaire de 18 mm, ouvert à F/3.5 sous une sensibilité de 400 ISO. Le temps de pose de 200 secondes a nécessité l’emploi d’une monture pour assurer le suivi.
Nous la présentons en deux versions qui diffèrent par les traitements numériques appliqués à la photographie originale enregistrée au format « RAW » :
– l’une, avec un traitement doux (réalisé par Denis Lefranc), qui révèle les nuances et les couleurs de notre galaxie,
– l’autre, traitée lors d’un de nos ateliers astrophoto avec un contraste plus grand qui permet une meilleure reconnaissance des constellations (voir image annotée plus loin).

Observation de la Voie Lactée :
Visible depuis la Terre sous la forme d’une bande blanchâtre traversant la voûte céleste, le phénomène visuel de la Voie lactée provient en majeure partie des étoiles et du gaz qui la composent. Selon les derniers relevés du télescope spatial Kepler, elle contient entre 200 et 400 milliards d’étoiles (234 milliards selon une récente estimation). Notre Soleil est l’une d’elles, tout à fait banale. Le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu est faible : quelques milliers au plus dans de bonnes conditions d’observations. Par contre, il augmente considérablement avec le diamètre des instruments, lunettes ou télescopes [1].
Comme nous sommes en son sein, et plus précisément à sa périphérie, il est difficile de connaître sa forme exacte, mais l’on sait qu’elle est assez semblable à celle de la galaxie d’Andromède, la plus proche de nous à 2,2 millions d’années-lumière. Il s’agit donc d’une galaxie spirale barrée, avec un noyau central, dont on sait maintenant que c’est un trou noir (comme pour tous les noyaux de toutes les galaxies), entouré d’un renflement sphéroïdal appelé « bulbe », lui même entouré d’un « halo » formant une sphère d’environ 1 000 années-lumière de diamètre. Son allure générale est représentée par les deux schémas ci-dessous :
Le premier est une vue d’artiste représentant la Voie Lactée vue de face. D’un diamètre de 100 000 années-lumière, notre galaxie compte 4 bras spiraux bien dessinés : Persée, Sagittaire, Centaure, Règle-Cygne, et un cinquième plus petit : le bras d’Orion sur lequel se trouve notre Soleil. Celui-ci est situé à 25 000 années-lumière du noyau, et donc à 25 000 années-lumière aussi de la périphérie.
Le second schéma montre la Voie Lactée vue de profil. Elle se présente alors sous la forme d’une sphère de 100 000 années-lumière de diamètre, traversée en son centre par le disque des bras spiraux d’une épaisseur de 1 000 années-lumière, soit le 1/100 de son diamètre. Toutes les étoiles qu’on voit depuis la Terre appartiennent à ce disque, et on peut affirmer qu’elles se trouvent à moins de 25 000 années-lumière de nous. Dans le halo, on compte très peu d’étoiles, isolées et très anciennes, par contre, il contient de nombreux amas globulaires [2]. L’illustration de cette situation est donnée par la carte du ciel ci dessous obtenue avec Stellarium réglé à la date d’enregistrement de la photo.
Cliquer sur l’image pour l’observer en plus grand format.
A cette date, et à la latitude de Limoges, la constellation du Sagittaire se trouve à l’horizon sud. C’est pour nous le point de départ de la Voie Lactée. Le disque des bras spiraux vu par la tranche et de l’intérieur s’élève ensuite dans le ciel en traversant successivement les grandes constellations de l’Aigle et du Cygne qu’on distingue nettement sur la photo de Michel Tharaud annotée ci dessous :
Bien évidemment, la Voie Lactée ne s’arrête pas ici. Elle traverse ensuite les constellations de Céphée, de Cassiopée, (visibles sur l’image Stellarium ci dessus), puis celles du Cocher, de Persée, d’Orion, du Grand Chien (observables en hiver dans nos régions), et enfin celles de l’hémisphère sud : la Poupe, les Voiles, le Centaure et la Règle.
La concentration d’étoiles est maximum dans le disque. Dans le Cygne, on observe à l’œil nu des étoiles situées à plus de 12 000 années-lumière. Par contre, à gauche et à droite du disque, les étoiles qu’on voit sont en moins grand nombre et plus rapprochées, puisqu’on regarde dans l’épaisseur du disque. Encore plus éloignés de part et d’autre du disque, on trouve dans le halo des amas globulaires tels M13, le Grand Amas d’Hercule, à 22 000 AL dans la constellation du même nom, M5 à 25 000 AL dans le Serpent, ou bien M72 à 56 000 AL dans le Verseau ou encore plus loin à 67 000 AL : M75 en périphérie du Sagittaire.
Le disque de la Voie lactée n’est pas aligné avec le plan de l’écliptique, mais incliné à environ 60° par rapport à celui-ci. Les deux s’intersectent au niveau des constellations du Sagittaire et, à l’opposé, des Gémeaux. La portion la plus épaisse de la Voie lactée est située dans le Sagittaire, correspondant au renflement du bulbe, entourant le centre galactique et son trou noir.
En théorie, quand on regarde dans la direction du Sagittaire, on devrait voir l’intense luminosité de la périphérie du trou noir central, des milliers de fois supérieure à celle de notre Soleil. Il n’en est rien, celle-ci nous étant cachée par d’immenses nuages de poussière sombre et opaque qui nous rendent invisible toute la partie du ciel située derrière eux. Dans cette direction, les étoiles et les nombreux autres objets célestes qu’on observe se trouvent à moins de 15 000 années-lumière.

Observation des constellations :
Sur l’image annotée, on trouve sans difficulté les 3 étoiles qui composent le Triangle d’Eté :
– Véga, dans la Lyre, étoile de référence à 25 AL avec sa magnitude visuelle égale à 0.00. Son rayon, mesuré avec grande précision par interférométrie a été estimé à 2,73 fois le rayon solaire. Elle se présente sous la forme d’une sphère aplatie aux pôles. Sa rotation rapide est à l’origine de sa protubérance équatoriale. Le rayon à l’équateur, égal à 2,78 fois le rayon solaire, est 23 % plus grand que le rayon polaire (2,26 rayons solaires) [3].

– Deneb, la queue du Cygne (constellation appelée parfois la Croix du Nord), à 1550 AL (réévaluation de 2007 à partir des données d’Hipparcos) et de magnitude 1.25. C’est une super géante blanche variable dont le rayon vaut 110 fois celui de notre Soleil. Deneb engendre autour d’elle un très fort vent solaire qui lui fait perdre chaque année 0,8 millionième de sa masse. Ce vent correspond à un flux cent mille fois plus puissant que celui de notre Soleil [4]. Sur le 1er tirage, à gauche de Deneb, on distingue sans difficulté la nébuleuse « North America » de couleur rouge. Autre étoile intéressante : Albiréo dans la tête du Cygne : étoile double dont les composantes séparées de 34 secondes d’arc, l’une jaune (le topaze), l’autre bleu (le saphir), apparaissent nettement dans les instruments d’amateur [5]. Le Cygne contient aussi l’étoile très chaude : P Cygni (repérée par un cercle dentelé), dont le spectre lumineux contient des raies d’émission, ainsi que la nébuleuse du Voile (NGC 6960), fraction importante la fameuse nébuleuse des Dentelles du Cygne, deux objets célestes précédemment publiés dans cette rubrique [6-7].

– Altaïr, le corps de l’Aigle, à 17 AL, de magnitude 0.75, 2 fois plus grande que le Soleil. Comme Deneb, sa rotation très rapide (1 tour entre 6 et 10 heures selon les estimations) provoque sa déformation. Altaïr est aplatie aux pôles et renflée à l’équateur.
Récemment, des images de la surface d’Altaïr ont été réalisées depuis l’observatoire du Mont Wilson en Californie grâce aux techniques de l’interférométrie stellaire, mettant en œuvre 4 des 6 télescopes du site. Les images obtenues montrent une étoile de couleur bleutée, fortement oblongue ce qui confirme les observations précédentes sur sa vitesse de rotation [8].
Pour mémoire, c’est sur l’instrument CHARA de ce laboratoire, qu’en avril 2015, François Reynaud et Ludovic Grossard ont testé avec succès pour la 1ère fois au monde, une nouvelle technique de détection des étoiles dans l’infrarouge. Cette méthode consiste à changer la couleur des étoiles pour mieux les détecter, en transformant leur lumière infrarouge en lumière rouge [9].

De gauche à droite, on reconnaît aussi 3 petites constellations
– le Dauphin, avec sa forme très caractéristique. Les deux étoiles les plus brillantes de cette constellation, α et β Delphini, portent des noms traditionnels étranges : Sualocin et Rotanev. Ils ont une origine peu commune : apparaissant pour la première fois sur une catalogue d’étoiles publié par l’observatoire de Palerme en 1814, ils viennent en fait de Nicolas Venator, le nom latinisé écrit à l’envers de l’assistant directeur de cet observatoire [10].

– la Flèche, petite constellation composée de 4 étoiles visibles à l’œil nu, facile à localiser par sa forme quand on a repéré le Dauphin et Altaïr. L’empennage de la Flèche sert de point de départ pour trouver l’amas du Cintre (pointé par une flèche verticale) aussi connu sous le nom de Collinder 399. Facilement observable aux jumelles, il est composé de 10 étoiles de magnitude comprise entre 5 et 7, arrangées selon le forme particulière qui donne son nom. Il s’agit d’un astérisme, c’est-à-dire d’un alignement d’étoiles sans rapport entre elles [11].

– le Petit Renard : petite constellation composée de 2 étoiles (Stellarium) ou de 5 (Wikipedia) dont la plus brillante, Lukida (ou anciennement Anser, l’Oie), une géante rouge forme, avec 8 Vulpeculae, une binaire optique pouvant être séparée avec des jumelles (0,12°). C’est dans cette constellation que fut découvert en 1967 le premier Pulsar [12]. Elle renferme aussi la nébuleuse planétaire de l’Haltère, alias Dummbell ou M27, très prisée des astronomes amateurs…., et de nos adhérents [13-14].

Rédaction : Michel Vampouille

L’image du mois de juillet 2015 : la galaxie spirale NGC 4725

Retour au ciel profond pour le mois de juillet 2015 avec cette image contenant trois superbes galaxies : la super-géante spirale NGC 4725 au centre, accompagnée de NGC 4712 à sa droite et de NGC 4747 en haut et à gauche. Cliquer sur l’image pour observer NGC 4725 et 4712 agrandies.
Cette photo a été enregistrée durant deux nuits d’avril 2015 par Jean Pierre Debet avec un télescope C9 muni d’un réducteur (focale résultante : 1580 mm), d’un diviseur optique, d’un autoguidage Lodestar, et d’une caméra SBIG STF 8300. Le temps de pose global de 5 heures 42 minutes se décompose ainsi : luminance : 32 poses de 6 minutes en binning 1, chaque couleur : 25 poses de 2 minutes en binning 2. Le traitement numérique est réalisé avec Pixinsight.

Informations sur NGC 4725 :
NGC 4725 est une galaxie spirale barrée de magnitude apparente 9.20, située à 41 millions d’années-lumière environ de la Terre, dans la direction de la constellation de la Chevelure de Bérénice. Vue depuis la Terre sous un angle de 11 minutes (soit 1/3 de la Pleine Lune) correspondant à un diamètre de 130 000 années-lumière (identique à celui de la Voie Lactée), elle se trouve aux instruments avec les coordonnées célestes : D = 25° 25′ et AD = 12h 51min.

Quand on observe cette galaxie avec soin, on remarque qu’elle ne possède qu’un seul bras en spirale. La plupart des galaxies, telle la Voie Lactée, sont composées de deux ou plusieurs bras spiralés tournant autour d’un noyau central. Sur l’image agrandie, on distingue très bien que l’unique « spira mirabilis » [1] (bras merveilleux) enroulé autour d’un noyau allongé est ponctué d’amas de jeunes étoiles bleues. Cette disposition particulière la fait considérer par les astronomes comme le modèle d’une galaxie spirale barrée baguée [2], la barre étant ici l’arête contenant le noyau, inclinée à 45° environ et la bague constituée des étoiles jeunes du bras spiralé. Opposée à la couleur bleue des étoiles naissantes de l’anneau, le région centrale de la galaxie et la barre brillent ici de couleur blanche, révélant qu’ils contiennent des étoiles plus âgées [3].
La luminosité de la région centrale, plus élevée que la normale, indique que NGC 4725 est une galaxie active. Ce phénomène est probablement causé par un disque d’accrétion gravitant autour d’un trou noir supermassif situé au centre de la galaxie [3].

NGC 4725 appartient à la catégorie des « galaxies de Seyfert » [4]. Les galaxies de Seyfert sont des galaxies actives, spirales ou irrégulières, contenant un noyau extrêmement brillant. Ce nom leur a été donné en hommage à Carl Seyfert, astronome américain qui étudia ces objets durant les années 1940. Les variations de la luminosité du noyau central s’effectuent en moins d’un an, ce qui implique que la région émettant cette lumière doit être plus petite qu’une année-lumière, un objet ne pouvant changer plus rapidement que le temps mis par la lumière pour le parcourir.
Les galaxies de Seyfert sont aussi caractérisées par un spectre présentant des raies d’émission très brillantes pour l’hydrogène, l’hélium, l’azote et l’oxygène. Ces raies d’émissions présentent un fort élargissement Doppler correspondant à des vitesses linéaires de rotation de la périphérie du noyau de l’ordre de 500 à 4 000 km/s. On pense que ces lignes sont produites dans un disque d’accrétion entourant un trou noir.
NGC 4725 est classée dans le type 2 des galaxies actives de Seyfert : son spectre ne contient que des raies fines (non élargies par effet Doppler), car on la voit de face. Le type 1 présente des spectres contenant à la fois des raies fines et larges : ce type correspond à des galaxies actives vues de profil ou peu inclinées.

Il peut aussi arriver que des galaxies vues de face présentent un spectre fort différent : on parle alors de « blazar » [5] : blazing quasi-stellar radiosource qu’on peut traduire par « source radio éclatante quasi-stellaire ». Ce sont des quasars très compacts associés à un trou noir supermassif au centre d’un noyau actif de galaxie souvent très éloigné. Avec las quasars et les radio-galaxies, ils font partie des objets les plus puissants de l’Univers.

Informations sur NGC 4712 [3] :
Extraite de la photographie ci-dessus, voici NGC 4712. De magnitude visuelle 12.4, c’est une galaxie spirale classique plus éloignée que la précédente, puisqu’elle se trouve à 200 millions d’années-lumière de la Terre. Ses dimensions angulaires de 2,3′ X 0,9′ correspondent à une taille réelle de 155 000 x 60 000 années-lumière.
Malgré sa distance énorme, sa structure peut être clairement vue dans l’image : région centrale petite et blanchâtre avec des bandes de poussière, et tout autour, des bras spiraux bleus parsemés d’étoiles de la même couleur. La répartition des étoiles jeunes et vieilles dans cette galaxie est la même que dans NGC 4725 : les plus âgées au centre, les plus jeunes dans les régions extérieures.

Informations sur NGC 4747 [3] :
Toujours extraite de la photo initiale, voici NGC 4747 une galaxie spirale vue de profil et présentant une certaine ressemblance avec la galaxie du Cigare M82.
Située à 45 millions d’années-lumière de nous, un peu plus loin que NGC 4725, elle présente les caractéristiques d’une galaxie spirale avec des bandes de poussière épaisses, et plusieurs boucles de marée.
La direction des boucles peut être directement reliée à celle de la barre de la supergéante NGC 4725, ce qui rend très probable que ces deux galaxies sont en interaction gravitationnelle. Cette interaction pourrait être la cause du bras unique de NGC 4725.
Comme sa voisine, NGC 4747 possède un noyau blanchâtre composé de vieilles étoiles, et des bras spiraux bleus avec de jeunes étoiles. En supplément, on distingue une tache rouge et deux noires correspondant aux boucles de marée.
De magnitude 12.4, d’extension angulaire 3.3′ X 1.3′, sa taille représente 43 000 X 17 000 années-lumière.

Ces trois galaxies ont été abondamment et superbement photographiées par les astronomes amateurs durant ces derniers mois. Alors, pourquoi pas vous ….?

Webographie :
[1] http://www.cidehom.com/apod.php?_date=150416
[2] http://www.spitzer.caltech.edu/images/2355-sig05-011-NGC-4725
[3] http://astro.i-net.hu/node/19
[4] https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_de_Seyfert
[5] https://fr.wikipedia.org/wiki/Blazar

Rédaction : Michel Vampouille

L’image du mois de décembre 2010 : la Galaxie du Triangle M33

Pour la dernière image de l’année 2010, voici la galaxie spirale du Triangle (ou Messier 33) photographiée depuis Saint Pardoux (87250) par Christophe Mercier avec son APN numérique Canon EOS 40D modifié Baader, réglé à la sensibilité de 800 ISO et équipé d’un téléobjectif de focale 625 mm (500 mm + bague active) ouvert à F/4,5. Elle résulte du cumul sous IRIS de 44 enregistrements sans autoguidage de 3 minutes chacun, conduisant à un temps de pose global de 2 heures 12 minutes. L’image définitive a été obtenue en suivant les conseils des leçons 1, 2, 6, 8 et 10 de Nicolas Outters parues dans Astronomie Magazine. Elle a été retenue pour publication dans la rubrique « Vos images » du numéro de décembre 2010 de cette revue.
Elle est très intéressante à photographier, car vue de face, elle nous présente ses superbes bras spiraux piquetés d’étoiles. Un examen minutieux de l’image (cliquez dessus pour obtenir une meilleure résolution) révèle une trentaine d’autres galaxies et objets stellaires….
Comme son nom l’indique, cette galaxie se trouve dans la constellation du Triangle, à proximité de la pointe de celui-ci. On peut aussi la repérer en remarquant qu’elle occupe une position symétrique de la Galaxie d’Andromède (ou M 31) par rapport à la ligne de la constellation du même nom.

Sa magnitude de 5,7 et son extension supérieure à 1°, (soit plus de 2 pleines lunes) permettent à un observateur de l’apercevoir à l’œil nu si le ciel est exceptionnellement clair. Avec une distance ré-évaluée à 2,9 millions d’années-lumière grâce aux derniers résultats du satellite Hipparcos, on peut affirmer que c’est l’objet céleste le plus éloigné visible à l’œil nu par un observateur « moyen », certains observateurs « entraînés » affirmant avoir vu, dans de très bonnes conditions, la galaxie M 81 qui est distante de 12 millions d’années-lumières.
C’est la 3ème plus grande galaxie du Groupe Local (ensemble de la quarantaine de galaxies auquel appartient la nôtre) derrière la galaxie d’Andromède et la Voie Lactée et devant le Grand Nuage de Magellan.
Elle fut probablement découverte avant 1654 par Hodierna (disciple de Galilée) qui l’a peut-être groupée avec l’amas ouvert NGC 752. Elle fut redécouverte indépendamment en 1764 par Charles Messier qui l’a rangée avec le numéro 33 dans son catalogue. En 1784, elle fut également classifiée sous la désignation H V.17 par William Herschel qui construisait lui-même ses lunettes et ses télescopes et qui, aidé par sa sœur Caroline, fut un observateur hors pair. La galaxie du Triangle fut aussi l’une des premières « nébuleuses spirales » identifiées comme telle par William Parsons, un riche astronome irlandais (aussi appelé Lord Rosse) qui avec un télescope de 1,83 m de diamètre et de 17 mètres de focale fut le premier à mettre en évidence la morphologie des galaxies.

Depuis le début de l’année 2010, M 33 est actuellement au centre d’un important projet de recherches baptisé HerM33ES (pour Herschel M33 Extended Survey) qui repose sur l’utilisation du télescope Herschel (miroir de 3,5 m) qui a été lancé depuis Kourou le 14 Mai 2009 par une fusée Ariane V. L’objectif du projet vise à comprendre comment se forment les étoiles dans un milieu différent du nôtre, la composition chimique de la galaxie du Triangle étant plus « jeune » que celle de notre Voie Lactée.
Notre univers a commencé avec de l’hydrogène et de l’hélium et c’est la nucléosynthèse par fusion nucléaire dans les étoiles qui a créé les autres éléments. Comme M33 a subi moins de nucléosynthèse que notre galaxie, la composition chimique de ses nuages moléculaires ressemble à celle des galaxies de l’univers jeune. Avec son grand miroir, Herschel peut observer M33 avec la finesse nécessaire pour résoudre les nuages moléculaires dans lesquels naissent les étoiles.

Si la photographie du ciel nocturne vous intéresse, n’hésitez pas à venir nous rejoindre, un nouveau groupe de niveau débutant vient d’être mis en place. Les séances mensuelles ont lieu le vendredi de 20H à 22H30 à notre local, 12 rue des Carriers à Limoges : contact@saplimoges.fr.

Références :

https://fr.wikipedia.org/wiki/Galaxie_du_Triangle
http://messier.obspm.fr/f/m033.html
http://fr.wikipedia.org/wiki/William_Parsons
http://www.herschel.fr/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast.php?t=fait_marquant&id_ast=42

Rédaction : Michel Vampouille