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M100 (galaxie)

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M100
Image illustrative de l’article M100 (galaxie)
La galaxie spirale intermédiaire M100 par le télescope Danois de l'observatoire de La Silla.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chevelure de Bérénice
Ascension droite (α) 12h 22m 54,8s[1]
Déclinaison (δ) 15° 49′ 19″ [1]
Magnitude apparente (V) 9,4[2]
10,1 dans la Bande B[2]
Brillance de surface 13,55 mag/am2[2]
Dimensions apparentes (V) 7,5′ × 6,1′[2]
Décalage vers le rouge 0,005240 ± 0,000003[1]
Angle de position 30°[2]

Localisation dans la constellation : Chevelure de Bérénice

(Voir situation dans la constellation : Chevelure de Bérénice)
Astrométrie
Vitesse radiale 1 571 ± 1 km/s [1]
Distance 20,4 ± 1,7 Mpc (∼66,5 millions d'al)[3]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale intermédiaire
Type de galaxie SAB(s)bc[1] SABbc?[4] SBbc[2] SABb[5]
Dimensions environ 52,2 kpc (∼170 000 al)[1],[a],[b]
Découverte
Découvreur(s) Pierre Méchain[4]
Date [4]
Désignation(s) NGC 4321
PGC 40153
UGC 7450
MCG 3-32-15
CGCG 99-30
VCC 596
IRAS 12204+1605 [2]
Liste des galaxies spirales intermédiaires
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M100 (NGC 4321) est une vaste galaxie spirale intermédiaire de grand style vue de face. Elle est située dans la constellation de la Chevelure de Bérénice. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 1 896 ± 23 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 28,0 ± 2,0 Mpc (∼91,3 millions d'al)[1]. Cette valeur ne correspond toutefois pas à la distance de M100.

Histoire des observations

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M100 a été découverte par l'astronome français Pierre Méchain en 1781. Un mois plus tard, le , Charles Messier a observé la même galaxie et elle est devenue la 100e entrée de son catalogue.

Plusieurs autres astronomes ont aussi observé cette galaxie avant le XIXe siècle : William Herschel le , John Herschel le , William Parsons le et William Lassell le [4].

Caractéristiques

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NGC 4321 a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SAB(s)bc dans son atlas des galaxies[6],[7].

M100 fait partie du groupe de M87. M87 et M100 font partie l'amas de la Vierge et ils comptent parmi les membres importants de cet amas. Ses bras très nettement définis sont peuplés de jeunes étoiles bleues nées des interactions de la galaxie avec ses voisines.

La classe de luminosité de NGC 4321 est II-III et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé. M100 est aussi une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés[1]. Selon la base de données Simbad, M100 est aussi une galaxie à noyau actif[8].

La luminosité de la galaxie NGC 4321 dans l'infrarouge lointain (de 40 à 400 µm) est égale à 1,91 × 1010  (1010,28) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 2,45 × 1010  (1010,39)[9].

M100 (NGC 4321) faisait partie des galaxies étudiées lors du relevé de l'hydrogène neutre de l'amas de la Vierge par le Very Large Array. Les résultats de cette étude sont sur cette page du site du VLA[10].

Observation

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La galaxie a une magnitude assez faible de 9,4 et elle est donc impossible à observer avec des jumelles. Une lunette astronomique permet cependant d'en observer le noyau sous l'apparence d'une tache floue. Un télescope d'au moins 200 mm de diamètre est requis pour observer les régions périphériques du noyau sous la forme d'un halo pâle. Un télescope de 400 mm est nécessaire pour distinguer les bras spiraux.

Les bras spiraux de M100 peuvent cependant être discernés plus facilement grâce à une photographie à longue pose sur un télescope de 200 mm.

Distance de M100

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Soixante neuf mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 16,117 ± 3,032 Mpc (∼52,6 millions d'al)[11], ce qui est à l'extérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage. Cette galaxie, comme plusieurs de l'amas de la Vierge, est relativement rapprochée du Groupe local et on obtient souvent une distance de Hubble très différente. en raison de leur mouvement propre dans le groupe où l'amas où elles sont situées. Notons que c'est avec la valeur moyenne des mesures indépendantes, lorsqu'elles existent, que la base de données NASA/IPAC calcule le diamètre d'une galaxie.

Cependant, grâce à la présence de plusieurs céphéides dans cette galaxie et à l'utilisation du télescope spatial Hubble, on a pu déterminer une valeur plus précise de sa distance. D'abord estimée à 17,1 ± 1,8 Mpc (∼55,8 millions d'al) en 1994[12],[13], cette distance a été réévaluée grâce à des observations de céphéides dans le Grand Nuage de Magellan et dans trois autres galaxies par le télescope spatial Hubble. Ces observations ont permis une re-calibration de la méthode. Cette distance est maintenant estimée à 20,4 ± 1,7 Mpc (∼66,5 millions d'al)[3].

Un disque entourant le noyau

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Grâce aux observations du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de M100 (NGC 4321). La taille de son demi-grand axe est égale à 870 pc (~2840 années-lumière)[14].

Trou noir supermassif

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Selon une étude publiée en 2009 et basée sur la vitesse interne de la galaxie mesurée par le télescope spatial Hubble, la masse du trou noir supermassif au centre de M100 serait comprise entre 3,4 et 7,4 millions de [15].

Supernova

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Cinq supernovas ont été découvertes dans M100 : SN 1901B, SN 1914A, SN 1959E, SN 1979C et SN 2006X[16].

SN 1901B

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Cette supernova a été découverte le par l'astronome américain Heber Doust Curtis. Le type de cette supernova n'a pas été déterminé[17].

SN 1914A

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Cette supernova a aussi été découverte par Curtis, le . Le type de cette supernova n'a pas été déterminé[18].

SN 1959E

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Cette supernova a été découverte le par l'astronome américain Milton Lasell Humason. Le type de cette supernova n'a pas été déterminé[19].

SN 1979C

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Cette supernova a été découverte par Gus E. Johnson le [20]. Le type de cette supernova n'a pas été déterminé[21].

SN 2006X

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La supernova SN 2006X a été découverte le par Shoji Suzuki et M. Migliardi, des membres de l'association CROSS de l'association astronomique de Cortina[22]. Cette supernova était de type Ia[23].

Groupe de M87, de M60 et l'amas de la Vierge

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Selon A.M. Garcia, M100 (NGC 4321) est membre du groupe de M87 (NGC 4486). Ce groupe de galaxies comprend au moins 96 membres, dont 53 apparaissent au New General Catalogue et 17 à l'Index Catalogue[24].

D'autre part, la plupart des galaxies du New General Catalogue, dont M100, et seulement quatre de l'Index Catalogue du groupe de M87 apparaissent dans une liste de 227 galaxies d'un article publié par Abraham Mahtessian en 1998[25]. Cette liste comporte plus de 200 galaxies du New General Catalogue et une quinzaine de galaxies de l'Index Catalogue. On retrouve dans cette liste 11 galaxies du Catalogue de Messier, soit M49, M58, M60, M61, M84, M85, M87, M88, M91, M99 et M100.

Toutes les galaxies de la liste de Mahtessian ne constituent pas réellement un groupe de galaxies. Ce sont plutôt plusieurs groupes de galaxies qui font tous partie d'un amas galactique, l'amas de la Vierge. Pour éviter la confusion avec l'amas de la Vierge, on peut donner le nom de groupe de M60 à cet ensemble de galaxies, car c'est l'une des plus brillantes de la liste. L'amas de la Vierge est en effet beaucoup plus vaste et compterait environ 1300 galaxies, et possiblement plus de 2000[26], situées au cœur du superamas de la Vierge, dont fait partie le Groupe local[27],[28].

De nombreuses galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent dans onze groupes décrits dans l'article d'A.M. Garcia[24], soit le groupe de NGC 4123 (7 galaxies), le groupe de NGC 4261 (13 galaxies), le groupe de NGC 4235 (29 galaxies), le groupe de M88 (13 galaxies, M88 = NGC 4501), le groupe de NGC 4461 (9 galaxies), le groupe de M61 (32 galaxies, M61 = NGC 4303), le groupe de NGC 4442 (13 galaxies), le groupe de M87 (96 galaxies, M87 = NGC 4486), le groupe de M49 (127 galaxies, M49 = NGC 4472), le groupe de NGC 4535 (14 galaxies) et le groupe de NGC 4753 (15 galaxies). Ces onze groupes font partie de l'amas de la Vierge et ils renferment 396 galaxies. Certaines galaxies de la liste de Mahtessian ne figurent cependant dans aucun des groupes de Garcia et vice versa.

Galerie

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Notes et références

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Notes

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  1. ↑ Diamètre dans la bande POSS1 103a-O.
  2. ↑ En utisant la distance de 20,4 Mpc à la place de la distance de 16,117 Mpc (les mesures indépendantes du décalage) on obtient une taille de 52.2 kpc au lieu de 41,26 kpc, la valeur indiquée par la base de données NASA/IPAC.

Références

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  1. ↑ a b c d e f g et h (en) « Results for object NGC 4321 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e f et g « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 4300 à 4399 », sur astrovalleyfield.ca (consulté le )
  3. ↑ a et b D. Narasimha et Anwesh Mazumdar, « Cepheid Distance to M100 in Virgo Cluster », International Astronomical Union Colloquium, vol. 176,‎ , p. 229-230 (DOI 10.1017/S0252921100057596, lire en ligne)
  4. ↑ a b c et d (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 4321 » (consulté le ).
  5. ↑ (en) « NGC 4321 sur HyperLeda » (consulté le )
  6. ↑ Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 4321
  7. ↑ (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 4321 » (consulté le )
  8. ↑ (en) « Simbad, NGC 4321 -- Active Galaxy Nucleus » (consulté le )
  9. ↑ D. B. Sanders, J. M. Mazzarella, D. -C. Kim, J. A. Surace et B. T. Soifer, « The IRAS Revised Bright Galaxy Sample », The Astronomical Journal, vol. 126, no 4,‎ , p. 1607-1664 (DOI 10.1086/376841, Bibcode 2003AJ....126.1607S, lire en ligne [PDF])
  10. ↑ (en) « VLA Imaging of Virgo in Atomic Gas, NGC 4321 » (consulté le )
  11. ↑ « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  12. ↑ (en) « Hubble Site, » (consulté le )
  13. ↑ Wendy L. Freedman, Barry F. Madore, Jeremy R. Mould et al., « Distance to the Virgo cluster galaxy M100 from Hubble Space Telescope observations of Cepheids », Nature, vol. 371,‎ , p. 757-762 (lire en ligne)
  14. ↑ S. Comerón, J. H. Knapen, J. E. Beckman, E. Laurikainen, H. Salo, I. Martínez-Valpuesta et R. J. Buta, « AINUR: Atlas of Images of NUclear Rings », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 402#4,‎ , p. 2462-2490 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.16057.x, Bibcode 2010MNRAS.402.2462C, lire en ligne [PDF])
  15. ↑ A. Beifiori, M. Sarzi, E.M. Corsini, E. Dalla Bontà, A. Pizzella, L. Coccato et F. Bertola, « UPPER LIMITS ON THE MASSES OF 105 SUPERMASSIVE BLACK HOLES FROM HUBBLE SPACE TELESCOPE/SPACE TELESCOPE IMAGING SPECTROGRAPH ARCHIVAL DATA », The Astrophysical Journal, vol. 692#1,‎ , p. 856-868 (DOI 10.1088/0004-637X/692/1/856, lire en ligne)
  16. ↑ (en) « Central Bureau for Astronomical Telegrams » (consulté le )
  17. ↑ (en) « Other Supernovae images » (consulté le )
  18. ↑ (en) « Other Supernovae images » (consulté le )
  19. ↑ (en) « Other Supernovae images » (consulté le )
  20. ↑ (en) « IAUC 3348: SN IN NGC 4321; NOVALIKE OBJECT IN VULPECULA (N Vul 1979?) » (consulté le )
  21. ↑ (en) « Other Supernovae images » (consulté le )
  22. ↑ (en) « Il programma di ricerca C.R.O.S.S. » (consulté le )
  23. ↑ (en) « Bright Supernovae - 2006 » (consulté le )
  24. ↑ a et b A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1,‎ , p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)
  25. ↑ Abraham Mahtessian, « Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics », Astrophysics, vol. 41 #3,‎ , p. 308-321 (DOI 10.1007/BF03036100, lire en ligne, consulté le )
  26. ↑ (en) « Cosmos, Virgo Cluster » (consulté le )
  27. ↑ (en) P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel, « Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 93,‎ , p. 211-233 (Bibcode 1992A&AS...93..211F, lire en ligne)
  28. ↑ (en) Tully, R.B., « The Local Supercluster », Astrophysical Journal, vol. 257,‎ , p. 389-422 (DOI 10.1086/159999, Bibcode 1982ApJ...257..389T, lire en ligne)

Voir aussi

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Articles connexes

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Liens externes

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