Bienvenue à Messier Lundi ! Aujourd'hui, nous continuons notre hommage à notre chère amie, Tammy Plotner, en regardant la Galaxie Cigare – également connue sous le nom de Messier 82 !
Au XVIIIe siècle, le célèbre astronome français Charles Messier a remarqué la présence de plusieurs « objets nébuleux » alors qu'il surveillait le ciel nocturne. Confondant à l'origine ces objets avec des comètes, il a commencé à les cataloguer afin que d'autres ne fassent 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 d'objets de l'espace lointain.
L'un de ces objets est la galaxie Starbust connue sous le nom de Messier 82, qui est également appelée la « Galaxie du Cigare » en raison de sa forme distinctive. Située à environ 12 millions d'années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse, l'action des étoiles de cette galaxie aurait été déclenchée par des interactions avec les galaxies voisines. galaxie M81 (alias la galaxie de Bode).
La description:
L'une des parties les plus fascinantes de cette galaxie irrégulière est son disque déformé facile à voir… il ressemble beaucoup à la ficelle sale d'un cerf-volant enroulée autour d'un bâton. Célèbre pour sa forte activité de formation d'étoiles, M82 est un membre prototype de la classe des galaxies éclatantes appelées Seyferts. Son noyau a été absolument brisé par sa rencontre avec M81 et il crépite littéralement d'activité radio.
Son flux de gaz explosif est également une forte source de bruit radio, découvert par Henbury Brown en 1953. La source radio s'appelait d'abord Ursa Major A (source radio la plus puissante de l'UMa) et cataloguée sous le nom de 3C 231 dans le Third Cambridge Catalogue of Radio Sources. Comme E. R. Seaquist (et al) l'a expliqué dans un étude de 2006 :
« Les sources non thermiques compactes de M82 et d'autres galaxies en étoile sont généralement considérées comme des restes de supernova (SNR). Nous considérons une hypothèse alternative selon laquelle la plupart sont des bulles entraînées par le vent (WDB) associées à de très jeunes amas de super étoiles (SSC). Dans ce scénario, les particules émettant un synchrotron sont produites au site de la transition de choc entre le vent de l'amas et la bulle de gaz chaude. Les particules rayonnent dans le champ magnétique puissant produit dans la coquille en expansion du gaz interstellaire ambiant choqué. L'une des motivations de cette hypothèse est l'absence de variabilité temporelle observée dans la plupart des sources, ce qui implique des âges supérieurs à ceux attendus pour les SNR, mais confortablement dans la fourchette des WDB. De plus, en tant que SNR, ces sources ne sont pas efficaces pour entraîner la sortie de masse d'étoiles associées à la région nucléaire de M82, nécessitant ainsi un mécanisme séparé pour coupler l'énergie de la supernova (SN) à cette sortie.
Dans la lumière infrarouge, M82 est la galaxie la plus brillante connue à ce jour. Il présente un excès d'infrarouge – beaucoup plus lumineux aux longueurs d'onde infrarouges que dans la partie visible du spectre. Comme N. M. Förster Schreiber (et al) l'a dit dans un étude de 2001 :
«Nos résultats fournissent un ensemble de contraintes pour une modélisation détaillée des étoiles, que nous présentons dans un article complémentaire. Nous constatons que l'extinction purement au premier plan ne peut pas reproduire les intensités relatives globales des raies de recombinaison H des longueurs d'onde optiques aux longueurs d'onde radio. L'excitation du gaz ionisé indique une température effective moyenne pour les étoiles OB de 37 400 K, avec peu de variation spatiale à travers les régions d'éclatement d'étoiles. Nous trouvons qu'une distribution aléatoire de nuages de gaz étroitement emballés et d'amas ionisants et un paramètre d'ionisation de 10-2,3 représentent bien les régions de formation d'étoiles à des échelles spatiales allant de quelques dizaines à quelques centaines de parsecs. À partir d'une synthèse détaillée de la population et du rapport masse/lumière K, nous concluons que l'émission continue dans le proche infrarouge à travers les régions d'étoiles est dominée par des supergéantes rouges avec des températures effectives moyennes allant de 3600 à 4500 K et une métallicité à peu près solaire. Nos données excluent des contributions importantes des géants plus anciens et riches en métaux dans les quelques dizaines de parsecs centraux de M82. »
Récemment, plus de 100 nouveaux amas globulaires jeunes ont été découverts avec le télescope spatial Hubble. Cette formation de néolythe est causée par la rencontre vieille de 100 millions d'années de m82 avec M81. Selon S.J. Lipscy étude de 2003 :
« Sept amas stellaires sont identifiés, qui fournissent ensemble environ 15 % de la luminosité totale de l'IR moyen de la galaxie. Nous constatons que ces jeunes amas stellaires ont des masses et des tailles déduites comparables aux amas globulaires. Au moins 20 % de la formation d'étoiles dans M82 se produit dans des amas de super étoiles. »
Histoire de l'observation :
M82 est le a été découvert la même nuit que M81 par Johann Elert Bode, qui a trouvé la paire le 31 décembre 1774. Selon ses notes historiques :
'J'ai trouvé à travers le télescope de sept pieds, juste au-dessus de la tête d'UMa, à l'est près de l'étoile d à son oreille, deux petites taches nébuleuses séparées d'environ 0,75 degrés, dont les positions par rapport aux petites étoiles voisines sont indiquées dans le dixième chiffre. Le patch Alpha (M81) apparaît principalement rond et a un noyau dense au milieu. L'autre, Beta, en revanche, est très pâle et de forme allongée. J'ai pu déterminer la séparation de Alpha à d comme 2deg 7′, à Rho comme 5deg 2′ et à 2 Sigma comme 4deg 32′ avec une certaine précision ; Beta était trop faible et a disparu de mes yeux dès que j'ai écarté les moitiés du verre de l'objectif.
Pierre Mechain récupéra indépendamment les deux galaxies en août 1779 et les rapporta à Charles Messier, qui les ajouta à son catalogue après avoir pris des données le 9 février 1781. Messier rapporte :
« Nébuleuse sans étoile, proche de la précédente [M81] ; les deux apparaissent dans le même champ du télescope, celui-ci est moins distinct que le précédent ; sa lumière est faible et [elle est] allongée : à son extrémité se trouve une étoile télescopique. Vu à Berlin, par M. Bode, le 31 décembre 1774, et par M. Mechain au mois d'août 1779.
Cependant, ce serait en 1837 et l'amiral Smyth avant que quiconque ne découvre vraiment certains détails :
'Non. 81 est une fine nébuleuse ovale brillante, de couleur blanche, dans l'oreille de la Grande Ourse, qui a été enregistrée pour la première fois par M. Messier en 1781, et a présenté une nébulosité marbrée à WH [William Herschel]. Son grand axe se situe np [au nord qui précède, NW] à sf [au sud qui suit, SE] ; et c'est certainement le plus brillant au milieu. Il y a plusieurs compagnons [étoiles] minuscules dans le champ, dont une étoile double proche dans le quadrant sp [précédent sud, SW] est le n° 1386 dans le grand catalogue de Struve, et par lui marqué vicinae ; les membres sont tous deux de magnitude 9 et tendent de np [précédant nord, NW] à sf [suivant sud, SE], à environ 2″ l'un de l'autre, formant un objet fin bien que difficile. Avec une faible puissance, le n° 82 M. peut être amené dans la partie nord du même champ de vision, bien qu'ils soient distants d'un demi-degré. C'est très long, étroit et lumineux, surtout à son bord nord, mais plutôt plus pâle que n° 81. Une ligne tracée à travers trois étoiles dans le sp [sud précédent, SW] à un quatrième dans le nf [nord suivant, NE ] passe directement à travers la nébuleuse. Les deux nébuleuses précèdent Lambda, au bout de la queue de Draco, de 25 degrés, mais comme le voisinage manque de grandes étoiles [brillantes], elles ne sont pas facilement repêchées. La place apparente prise ici, est celle d'une petite étoile entre les deux nébuleuses, qui a été différenciée avec 29 Ursae Majoris, et tout le soin apporté à la réduction. L'étoile brillante dans la poitrine de l'animal, au sud du 29, à savoir. Phi, est prononcé double, les deux compagnons étant de la 5ème grandeur, et seulement une demi-seconde séparés.
Localisation de Messier 82 :
Bright M82 est assez facile à trouver – une fois que vous avez compris une certaine astuce. En utilisant l'étoile inférieure la plus proche de la « poignée » dans le bol de la Grande Ourse, tracez une ligne mentale entre elle et Alpha - l'étoile extérieure supérieure de l'astérisme. Suivez maintenant la même trajectoire et prolongez cette ligne environ 1/3 plus loin dans l'espace et vous aurez la zone approximative !
Une fois que vous y êtes, M82 et la galaxie compagnon plus grande et plus lumineuse M81 sont faciles à repérer dans un chercheur ou de petites jumelles. Avec un grossissement minimal, la paire de galaxies apparaîtra comme de petits « yeux de chat » brillants dans le noir. En raison de la luminosité relative, les deux résistent bien aux conditions d'éclairage urbain et à de nombreuses interférences lunaires.
La paire galactique fait une merveilleuse étude pour les petits télescopes et les jumelles ! Ne laissez pas 'l'irrégularité' de M82 vous échapper !
L'emplacement de Messier 82 dans la constellation de la Grande Ourse. Crédit : AIU
Et voici les faits en bref pour vous aider à démarrer avec cet objet Messier :
Nom de l'objet: Messier 82
Désignations alternatives: M82, NGC 3034, Galaxie Cigare
Type d'objet: IR-II Galaxie Irrégulière
Constellation: La Grande Ourse
Ascension droite: 09 : 55.8 (h:m)
Déclinaison: +69: 41 (deg: m)
Distance: 12000 (kly)
Luminosité visuelle: 8,4 (mag)
Dimension apparente: 9×4 (arc min)
Nous avons écrit de nombreux articles intéressants sur Messier Objects et amas globulaires ici à Universe Today. Voici celle de Tammy Plotner Introduction aux Objets Messier , M1 – La Nébuleuse du Crabe , Pleins feux sur l'observation – Qu'est-il arrivé à Messier 71 ? , et les articles de David Dickison sur le 2013 et 2014 Messier Marathons.
Assurez-vous de consulter notre complet Catalogue Messier . Et pour plus d'informations, consultez le Base de données SEDS Messier .
Sources: