M101

M101 (NGC 5457), aussi appelé galaxie du Moulinet, est une vaste galaxie spirale intermédiaire relativement rapprochée, vue de face et située dans la constellation de la Grande Ourse à environ 22 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome français Pierre Méchain en 1781.

Pour les articles homonymes, voir M101 (homonymie).

M101

La galaxie spirale intermédiaire M101.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Grande Ourse
Ascension droite (α) 14h 01m 12,5s[1]
Déclinaison (δ) 54° 20′ 56″ [1]
Magnitude apparente (V) 7,9[2]
8,3 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 15,12 mag/am2[alpha 1]
Dimensions apparentes (V) 28,8′ × 26,9′[2]
Décalage vers le rouge 0,000804 ± 0,000007[1]
Angle de position 26°[2]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

Astrométrie
Vitesse radiale 241 ± 2 km/s [alpha 2]
Distance 6,644 ± 0,936 Mpc (∼21,7 millions d'a.l.)[3]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale intermédiaire
Type de galaxie SAB(rs)cd[1],[4] SABc[5] Sc[2]
Dimensions 182 000 a.l.[alpha 3]
Découverte
Découvreur(s) Pierre Méchain[4]
Date [4]
Désignation(s) NGC 5457
PGC 50063
UGC 8981
MCG 95-23-28
IRAS 14013+5435
KARA 610
Arp 26
VV 344
VV 456 [2]
Liste des galaxies spirales intermédiaires

M101 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SA B(rs)cd dans son atlas des galaxies[6],[7]. Halton Arp a aussi inscrit cette galaxie dans son atlas des galaxies particulières comme la 26e entrée[8]. Il l'a décrit comme un exemple de galaxie spirale possédant un important bras (heavy arm)[4].

La classe de luminosité de M101 est III-IV et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé[1]. Basé sur un article de Valentina E. Karachentseva paru en 1973, la base de données NASA/IPAC indique que M101 est une galaxie du champ, c'est-à-dire qu'elle n'appartient pas à un amas ou un groupe et qu'elle est donc gravitationnellement isolée. Ce n'est sans doute pas le cas, car plusieurs sources indiquent qu'il s'agit de la principale galaxie d'un groupe de galaxies, donc celui de M101[9],[10].

Avec une brillance de surface égale à 15,12 mag/am2, on peut qualifier M101 de galaxie à faible brillance de surface (LSB en anglais pour low surface brightness). Les galaxies LSB sont des galaxies diffuses (D) avec une brillance de surface inférieure de moins d'une magnitude à celle du ciel nocturne ambiant.

Histoire

Pierre Méchain a découvert cette galaxie et l'a décrite comme une « nébuleuse sans étoiles, très obscure et très grande, de six à sept minutes d'arc en diamètre, entre la main gauche du Bouvier et la queue de la Grande Ourse »[11]. Habituellement, Messier vérifiait les découvertes faites par son ami Méchain et il décrivait la découverte de celui-ci et il ajoutait ses propres observations. Cependant, au moment d'inscrire M101 à son catalogue dont la date limite de publication approchait, il n'a vérifié l'observation de Méchain que plus tard. L'observation et la description faites par Messier n'ont été écrites que dans sa copie personnelle de la version imprimée du catalogue, comme c'est aussi le cas pour M102 et M103[4].

William Herschel a observé M101 en 1789 et il y a découvert trois genres de nébuleuses qu'il a affirmé pouvoir résoudre[11]. Il s'agit en fait de trois nébuleuses en émission (région HII) inscrites au New General Catalogue de John Dreyer soit NGC 5447, NGC 5461 et NGC 5462. John Herschel a aussi observé M101 le [4]. Il n'a rien ajouté aux observations de son père William en la décrivant simplement « comme une nébulosité de cinq minutes d'arc de diamètre, très pâle, ronde, devant graduellement et soudainement plus brillante vers le milieu »[11]. En , William Henry Smyth a aussi observé M101 et il a noté qu'il y avait plusieurs étoiles dans la région de cette nébuleuse, mais sans plus de détails[11].

Les neuf objets inscrits au New General Catalogue dans M101.

Le , Bindon Stoney a découvert six autres nébuleuses à l'intérieur de M101 l'une d'entre elles est un groupe d'étoiles (NGC 5449) et les cinq autres sont des nébuleuses en émission (région HII). Il s'agit de NGC 5450, NGC 5451, NGC 5453, NGC 5455 et NGC 5458. C'est cependant, William Parsons qui a le premier noté la nature spirale de M101[12] en [11].

John Dreyer a inscrit M101 dans son catalogue paru en 1888 comme la Modèle:5457e entrée. Il a décrit M101 comme une nébuleuse « assez brillante, très grande, irrégulièrement ronde, progressivement puis soudainement beaucoup plus brillante au centre et possédant des petits noyaux brillants ». Comme mentionné précédemment, ces neuf « petits noyaux brillants » sont également inscrits à son catalogue[4].

La galaxie M101 est l'une de 762 nébuleuses photographiées par Heber Doust Curtis au début du XXe siècle en utilisant le télescope Crossley de 36 pouces[13] de l'observatoire Lick[11].

Distance de M101

La vitesse radiale de M101 (241 km/s), ainsi que celles des cinq autres galaxies du groupe de NGC 5457 (le groupe de M101 selon A. M. Garcia[10]), sont trop faibles et on ne peut utiliser la loi de Hubble-Lemaître pour calculer leur distance à partir du décalage vers le rouge (redshift). On obtiendrait pour M101 une valeur de 3,37 ± 0,26 Mpc (∼11 millions d'a.l.)[alpha 4].

Heureusement d'une centaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge ont été effectuées à ce jour. La distance obtenue est égale à 6,644 ± 0,936 Mpc (∼21,7 millions d'a.l.)[3]. À cette distance, le diamètre de M101 est d'environ 182 kal. La distance de Hubble de toutes les galaxies de ce groupe est en moyenne inférieure de plus de 40 % à la distance obtenue par des méthodes indépendantes du décalage, ce qui implique que ce groupe de galaxies s'approche du Groupe local.

Observation de M101
La galaxie du Moulinet vue avec un télescope amateur (EVscope).
Position de M101 dans la constellation de la Grande Ourse.

Dans d'excellentes conditions, M101 peut être observée avec des jumelles. L'étendue de M101 impose d'utiliser des grossissements aussi petits que possible pour son observation. Il faut avoir un télescope d'au moins 250 mm pour commencer à distinguer le noyau, plus brillant, et des fragments de bras spiraux. Les bras spiraux offrent, lors de bonnes conditions, un beau spectacle dans un télescope de 400 mm à grand champ. À noter que la capture photographique longue pose autorise de voir ces détails avec un diamètre de télescope nettement plus petit (en l'occurrence une pose de 10 min sur une lunette de 60 mm avec un rapport F/D de 5.9 permet de distinguer très nettement les extensions).

Structure et composition
La galaxie M101 captée par le télescope spatial Hubble. Plusieurs régions HII très brillantes sont visibles sur cette image.

Avec un diamètre de plus de 182 000 a.l., M101 est une vaste galaxie qui contient environ mille milliards d'étoiles, soit environ 10 fois plus que la Voie lactée[14]. La masse contenue dans son disque est d'environ 100 milliards et le bulbe central atteindrait une masse de quelque trois milliards [15]. Ces caractéristiques se comparent à celles de la galaxie d'Andromède.

Les régions HII et les amas d'étoiles

M101 possède une grande population de régions HII, dont plusieurs sont très vastes et très brillantes. Ces régions sont généralement accompagnées d'énormes nuages très denses d'hydrogène moléculaire qui, sous l'effet de leur propre gravité, se contractent donnant ainsi naissance à des étoiles souvent très massives. Les régions HII de M101 sont d'ailleurs ionisées par un grand nombre de jeunes étoiles extrêmement chaudes et brillantes qui sont capables de créer des superbulles dans cette galaxie semblable à celles de M81[16]. En 1990, une étude a catalogué un total de 1 264 régions HII dans M101[17]. Comme nous l'avons mentionné, huit de ces régions sont assez vastes et brillantes découvertes par William Herschel et Bindon Stoney et elles sont inscrites au New General Catalogue.

M101 possède un très grand nombre d'amas ouverts d'étoiles. Une étude publiée en 2006 en dénombre environ 3000 sur des images du télescope spatial Hubble couvrant une région de 106 minutes d'arc au carré[18]. On estime également qu'il y a environ 150 amas globulaires en orbite autour de M101, soit à peu près le même nombre que celui de la Voie lactée[19].

Interaction avec ses voisines
Image captée dans le domaine de l'ultraviolet par le satellite GALEX.

Comme on peut le constater sur les images de M101, cette galaxie est asymétrique. Cette asymétrie provient des forces de marée produites par les interactions gravitationnelles avec des galaxies voisines. Ces interactions ont d'ailleurs comprimé les régions gazeuses d'hydrogène interstellaire, déclenchant ainsi une forte activité de formation d'étoiles dans ses bras spiraux, activité que l'on peut détecter sur les images en ultraviolet[20].

Les sources de rayon X
Cette image de Chandra est l'une des plus longues expositions en rayon X de d'une galaxie spirale.

En 2001, grâce aux observations du télescope spatial Chandra, la source de rayon X P98 de M101 a été identifiée comme étant une source X ultralumineuse plus puissante que n'importe quelle étoiles mais moins puissante qu'une galaxie. On a alors désigné celle-ci comme M101 ULX-1. En 2005, les observations des télescopes Hubble et XMM-Newton ont découvert la contrepartie optique de M101 ULX-1, montrant qu'il s'agit sans doute d'une binaire X avec un trou noir[21]. D'autres observations ont montré que cette source X ultralumineuse s'écartait des modèles théoriques actuels, car le trou noir n'a qu'une masse équivalente de 20 à 30 et il consomme de la matière à un taux plus élevé que celui prédit par la théorie[22].

L'image réalisée en utilisant les données du télescope Chandra montre également plusieurs sources X intéressantes. Les sources ponctuelles ont principalement deux origines : des binaires X contenant un trou noir ou une étoile à neutrons ou des gaz chauds contenus dans les bras de la galaxie ou dans des amas ouverts d'étoiles massives[23].

Supernova et nova rouge lumineuse

Quatre supernovas ont été découvertes dans NGC 1309 : SN 1909A, SN 1951H, SN 1970G et SN 2011fe[24]. En 2015, on a aussi découvert une nova rouge lumineuse connue sous le nom de M101 OT2015-1 (en)[25] et référencé comme AT2015dl[26].

SN 1909A

Cette supernova a été découverte le par l'astronome allemand Max Wolf. Le type de cette supernova n'a pas été déterminé[27].

SN 1951H

Cette supernova a été découverte le par l'astronome américain Milton Humason. Le type de cette supernova n'a pas été déterminé[28].

SN 1970G
Position de la supernova SN 2011fe dans M101.

Cette supernova a été découverte le par l'astronome hongrois Miklós Lovas. Cette supernova était de type II[29].

SN 2011fe

Cette supernova a été découverte le par un groupe d'astronomes dans le cadre du relevé Palomar Transient Factory. Cette supernova était de type Ia[30].

AT2015dl

Cette nova rouge lumineuse a été découverte le par Dumitru Ciprian Vîntdevară de l'observatoire et planétarium astronomique du musée Vasile Pârvan à Bârlad en Roumanie[31],[26].

Groupe de NGC 5457 et groupe de M101

Selon A.M. Garcia, la galaxie NGC 5457 est la principale galaxie d'un groupe qui porte son nom. Le groupe de NGC 5457 compte au moins six membres. NGC 5457 est en fait la galaxie M101. Les cinq autres membres du groupe M101 de Garcia sont NGC 5204, NGC 5474, NGC 5477, NGC 5585 et UGC 8837[10].

D'autre part, dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian fait aussi mention du groupe de M101, mais sa liste est beaucoup plus vaste, car elle renferme 80 membres[9]. Plusieurs galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent également dans d'autres groupes décrit par A.M. Garcia, soit le groupe de NGC 3631, le groupe de NGC 4051, le groupe de M109 (NGC 3992), le groupe de NGC 4081, le groupe de M106 (NGC 4258) et le groupe de NGC 5457[10].

Plusieurs galaxies de ces six groupes de Garcia ne figurent pas dans la liste du groupe de M101 de Mahtessian. Il y a plus de 120 galaxies différentes dans les listes des deux auteurs. Puisque la frontière entre un amas galactique et un groupe de galaxie n'est pas clairement définie (on parle de 100 galaxies et moins pour un groupe), on pourrait qualifier le groupe de M101 d'amas galactique contenant plusieurs groupes de galaxies.

Les groupes de M101 font partie de l'amas de la Grande Ourse, l'un des amas galactiques du superamas de la Vierge.

Galerie
  • Image composite réunissant des images dans le visible, des données dans le domaine des rayons X (Chandra) et de l'infrarouge.
  • M101 en infrarouge par le télescope spatial Spitzer.
  • Autre image prise par un télescope amateur de 200 mm de diamètre.
  • Autre image prise par un télescope amateur de 250 mm de diamètre.

Notes et références

Notes
  1. La brillance de surface (S) se calcule à partir de la magnitude apparente (m) et de la surface de la galaxie selon l'équation
  2. On obtient la vitesse radiale d'une objet céleste à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage Doppler (redshift ou bleushift) et c la vitesse de la lumière. L'incertitude relative de la vitesse Δv/v est égale à celle de z étant donné la grande précision de c.
  3. On obtient le diamètre d'une galaxie par le produit de la distance qui nous en sépare et de l'angle, exprimé en radian, de sa plus grande dimension. Dimension calculée en utilisant les mesures de distance basée sur la période des céphéides et sur la méthotde TRGB.
  4. On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble-Lemaître : v = Hod, où Ho est la constante de Hubble (70±5 (km/s)/Mpc). L'incertitude relative Δd/d sur la distance est égale à la somme des incertitudes relatives de la vitesse et de Ho.

Références
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  2. « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 5400 à 5499 »
  3. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  4. (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le )
  5. (en) « NGC 5457 sur HyperLeda » (consulté le )
  6. Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 5457
  7. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 5457 » (consulté le )
  8. Arp Halton, « Atlas of Peculiar Galaxies », Astrophysical Journal Supplement, vol. 14,‎ , table 1, p7 (DOI 10.1086/190147, Bibcode 1966ApJS...14....1A, lire en ligne)
  9. 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 )
  10. 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)
  11. (en) « Messier 101, Observations and Descriptions » (consulté le )
  12. « Messier 101, Galaxie "Pinwheel" » (consulté le )
  13. (en) « Scientist of the Day - Heber Curtis, june 27, 2019 » (consulté le )
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  21. K. D. Kuntz, Robert A. Gruend, Chu You-Hua, H. Rosie Chen, Martin Still, Koji Mukai et Richard F. Mushotzky, « The Optical Counterpart of M101 ULX-1 », The Astrophysical Journal,, vol. 620, no 1,‎ , L31-L34 (lire en ligne [PDF])
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  31. V. P. Goranskij, A. M. Tatarnikov, N. I. Shatsky, A. E. Nadjip, E. A. Barsukova et A. F. Valeev, « The remnant of the luminous red nova PSN J14021678+5426205/M 101 in infrared and optical ranges », The Astronomer's Telegram, No. 8599,‎ (Bibcode 2016ATel.8599....1G)

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes
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