Bienvenue à Messier lundi! Aujourd'hui, nous continuons dans notre hommage à notre cher ami, Tammy Plotner, en regardant la galaxie spirale qui approche appelée Messier 90!
Au XVIIIe siècle, le célèbre astronome français Charles Messier a remarqué la présence de plusieurs «objets nébuleux» lors de l'observation du ciel nocturne. Prenant à l'origine ces objets pour des comètes, il a commencé à les cataloguer afin que d'autres ne commettent pas la même erreur. Aujourd'hui, la liste résultante (connue sous le nom de catalogue Messier) comprend plus de 100 objets et est l'un des catalogues les plus influents des objets de l'espace profond.
L'un de ces objets est la galaxie spirale intermédiaire connue sous le nom de Messier 90, qui est située à environ 60 millions d'années-lumière dans la constellation de la Vierge - ce qui en fait une partie de l'amas de la Vierge. Contrairement à la plupart des galaxies du groupe local, Messier 90 est l'un des rares à se rapprocher lentement de la Voie lactée (les autres étant l'Andromède et la galaxie Triangulum).
Ce que vous regardez:
En tant que l'une des plus grandes galaxies spirales de l'amas de la Vierge, M90 semble au premier abord être une galaxie qui a stoppé la formation des étoiles. Ses bras en spirale à faible densité et à enroulement serré pointent tous vers un univers insulaire sur le point de subir une métamorphose. Pourtant, au fond de son cœur, le M90 n'est pas encore terminé. Comme le disait S. Rys (et al) dans une étude de 2007:
«NGC4569 est une galaxie en spirale brillante (Sb) située à seulement 0,5 Mpc du centre de l'amas de la Vierge, connue pour son étoile compacte dans le cœur et un écoulement géant (8 kpc) de Ha émettant du gaz perpendiculaire au disque de la galaxie. Nos récentes observations de continuum radio polarimétrique avec le télescope Effelsberg à 4,85 GHz et 8,35 GHz révèlent d'énormes lobes magnétisés, s'étendant même à 24 kpc du plan galactique. C'est la première fois que de tels énormes lobes de continu radio sont observés dans une galaxie spirale en grappes. Contrairement à l'émission radio, les rayons X ne montrent pas de grandes extensions similaires des deux côtés du disque galactique. Cependant, une émission de rayons X plus forte est visible près du disque sur sa partie ouest et correspond à l'émission radio et Ha améliorée. L'extension est large, donc plus typique pour un starburst à large diffusion que pour un cône d'ionisation plus collimaté d'un AGN. Le composant mou des rayons X moins étendu est également visible dans la direction SW depuis le disque. L'inspection des émissions radio des lobes de la galaxie indique qu'en effet les lobes ne peuvent pas être alimentés par un AGN mais sont probablement causés par une explosion nucléaire et des débits de type super-vent qui se sont produits? Il y a 30 ans. Ceci est confirmé par des estimations de la pression combinée des rayons magnétiques et cosmiques à l'intérieur des lobes à partir de nos données radio. L'éperon Ha et l'émission de rayons X mous associée sur la partie ouest du disque pourraient être un exemple récent de ces nombreux événements dans le passé. »
Alors, quoi d'autre peut expliquer l'activité des étoiles dans une galaxie en mutation? Essayez le gaz. Comme Jerry Kenney (et al) l'a indiqué dans une étude de 2004:
«L'un des cas les plus clairs est la galaxie Virgo très inclinée NGC 4522, qui a un disque stellaire normal mais un disque de gaz tronqué, et beaucoup de gaz extraplanaire juste à côté du rayon de troncature du gaz dans le disque. Des émissions HI, H et radio continu inhabituellement fortes sont toutes détectées à partir du gaz extraplanaire. Le continuum radio polarisé ux et pic d'indice spectral sur le côté opposé au gaz extraplanaire, suggérant une pression continue par l'ICM. Quatre autres spirales Virgo bordées déficientes en HI montrent des signes de gaz ISM extraplanaire ou présentent des asymétries dans leurs distributions HI de disque, mais contiennent beaucoup moins de HI extraplanaire que NGC 4522. La comparaison avec des simulations récentes suggère que cette différence peut être évolutive, avec de grandes densités de surface de gaz extraplanaire observée uniquement dans les premières phases d'une interaction ICM-ISM. Un bras anormal de régions HII, éventuellement extraplanaires, émerge du bord d'un disque H tronqué. Cela ressemble aux bras observés dans les simulations qui sont formées par les effets combinés de la pression du vent et de la rotation. Une nébulosité étendue près du petit axe, également dans le nord-ouest, est interprétée comme une bulle d'écoulement de starburst perturbée par la pression du vent ICM. »
Alors pourquoi cela nous fascine-t-il autant? L'astronome Bill Keel l'a sans doute le mieux résumé:
«L'intérêt pour les galaxies à éclat d'étoile a été suscité en se demandant comment certaines galaxies, et souvent de très petites régions dans leurs noyaux, parviennent à convertir efficacement autant de gaz en étoiles en très peu de temps. Souvent, il y a beaucoup de gaz moléculaire à en juger par les émissions de CO, donc ce n'est pas une question de ravitaillement autant qu'un puzzle de collection. Comment tant de gaz moléculaire peut-il s'accumuler sans avoir déjà forgé d'étoiles sur le chemin (le problème analogue pour les matières fissiles est connu sous le nom de problème de pétillement). Les statistiques des explosions stellaires peuvent contenir un indice - les explosions stellaires sont notamment plus courantes dans les systèmes en interaction et en fusion que dans les galaxies plus isolées. Bien que cela ne signifie pas que davantage d'entre elles se produisent dans les interactions (simplement parce que seulement environ 10% des galaxies sont en paires liées), cela suggère que les conditions sont beaucoup plus faciles à atteindre lors des interactions et des fusions. Un certain nombre d'indicateurs de la formation d'étoiles racontent des histoires similaires ici. La majorité des spirales par paires connaissent une augmentation de SFR généralement de 30%, tandis que quelques-unes connaissent des augmentations d'un ordre de grandeur. La salve est souvent limitée à quelques centaines de parsecs près du noyau, bien que les salves à l'échelle du disque soient courantes. Cette préférence pour les galaxies perturbées a conduit à une série de spéculations sur ce qui cause les améliorations (et donc contribue au moins aux explosions d'étoiles). »
«Les hautes densités d'énergie, à la fois dans la lumière des étoiles et dans les entrées mécaniques des vents stellaires et des supernovae, peuvent en fait dissocier l'ISM des galaxies à explosion d'étoiles. L'ISM chauffé peut mettre en place un vent global (ou super), détectable dans l'émission de ligne optique, la lumière stellaire dispersée et les rayons X doux (le plus en évidence depuis l'interface au bord de l'écoulement à peu près conique). La plupart des matières qui s'échappent peuvent être si chaudes que nous ne les voyons même pas dans les rayons X, ne refroidissant qu'à l'interface avec un ISM moins perturbé. Ce vent peut être important dans la formation de galaxies de type précoce, car il faut balayer le gaz d'un produit de fusion s'il finit par devenir elliptique. Quelque chose comme cela semble s'être produit au début de l'histoire des amas et des groupes, car le gaz de rayons X intracluster montre des traces chimiques d'avoir été traitées par des étoiles massives. »
Histoire de l'observation:
M90 était l'un des 7 membres de l'amas de la Vierge Galaxy découvert par Charles Messier dans la nuit du 18 mars 1781. Dans ses notes, il écrit: «Nébuleuse sans étoile, en Vierge: sa lumière est aussi faible que la précédente, n ° 89 . "
Au moment où Sir William Herschel est arrivé au catalogue numéro 90 de Messier, il profite d'une nuit au clair de lune et - du moins d'après les enregistrements que nous avons - ne revient jamais. Heureusement, l'amiral Smyth est venu à la rescousse!
«C'est une merveilleuse région nébuleuse, et la matière diffusée occupe un vaste espace, dans lequel plusieurs des plus beaux objets de Messier et des Herschels seront facilement ramassés par l'observateur attentif à une proximité extraordinaire. Le diagramme suivant montre la disposition locale des immenses voisins nébuleux au nord [en fait au sud] de 88 Messier; ils sont précédés de M., n ° 84 et suivis de M. 58, 89, 90 et 91, dans la même zone; décrivant ainsi un point à seulement 2 degrés 1/2 du nord au sud et 3 degrés d'est en ouest, comme le montre le micromètre. Et il sera commode de garder à l'esprit que la situation de l'extraordinaire conglomérat de nébuleuses et d'amas sphériques compressés qui envahissent l'aile et l'épaule gauche de la Vierge, est assez bien signalée à l'œil nu pratiqué par Epsilon, Delta, Gamma, Eta , et Beta Virginis formant un demi-cercle à l'est, tandis que plein nord de la dernière étoile mentionnée, Beta Leonis marque la limite nord-ouest. Raisonnant sur le principe herschélien, cela peut être considéré avec révérence comme la partie la plus mince ou la moins profonde de notre firmament; et le vaste laboratoire du mécanisme de ségrégation par lequel la compression et l'isolation mûrissent, au cours des âges insondables. Le thème, aussi imaginatif soit-il, est solennel et sublime. »
Localisation de Messier 90:
Commencez par l'appariement de base M84 / M86 situé presque exactement à mi-chemin entre Beta Leonis (Denebola) et Epsilon Virginis (Vindemiatrix). La carte ci-dessus montre une certaine distance entre les galaxies, mais en exécutant un motif de «grille», vous pouvez facilement observer le champ de la galaxie Vierge. Une fois que vous avez M84 / M86 en vue, déplacez un champ d'oculaire de faible puissance vers l'est et hop moins au nord que et champ d'oculaire pour M87.
Vous comprenez maintenant comment Charles Messier a dirigé ses motifs de ciel! Continuez vers le nord pour 1 ou deux champs d'oculaires, puis déplacez-vous d'un vers l'est. Cela devrait vous amener à M88. Maintenant, déplacez un champ de plus vers l'est et descendez vers le sud entre 1 à 2 champs pour M89. Votre prochain saut est également un champ d'oculaire à l'est puis 1 nord pour M90. Dans l'oculaire, le M90 apparaîtra comme une brume ronde très faible, qui est très uniforme. Parce que M90 approche de la magnitude 10, il faudra une nuit noire.
Du sublime au ridicule… d'une galaxie à l'autre dans un champ riche. Profitez de votre quête de la Vierge!
Nom d'objet: Messier 90
Désignations alternatives: M90, NGC 4569
Type d'objet: Galaxie spirale barrée de type Sb
Constellation: Vierge
Ascension droite: 12: 36.8 (h: m)
Déclinaison: +13: 10 (deg: m)
Distance: 60000 (kly)
Luminosité visuelle: 9,5 (mag)
Dimension apparente: 9,5 × 4,5 (arc min)
Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur les objets Messier et les amas globulaires ici à Space Magazine. Voici l'introduction de Tammy Plotner aux objets Messier, M1 - La nébuleuse du crabe, Spotlight d'observation - Quoi qu'il soit arrivé à Messier 71?, Et les articles de David Dickison sur les marathons Messier 2013 et 2014.
N'oubliez pas de consulter notre catalogue Messier complet. Et pour plus d'informations, consultez la base de données SEDS Messier.
Sources:
- NASA - Messier 90
- SEDS - Messier 90
- Wikipédia - Messier 90
- Objets Messier - Messier 90
