M51 Whirlpool Galaxy

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Messier 51 (M51, NGC 5194) est la célèbre galaxie du « Tourbillon » dans les Chiens de chasse. C’est l’une des galaxies spirales les plus visibles et les mieux connues dans le ciel. M 51 interagit avec son voisin bien plus petit, NGC 5195. Les deux galaxies sont visibles dans des jumelles sous un ciel très sombre. Charles Messier découvrit M 51 le 13 octobre 1773, et la décrivit comme « une nébuleuse très pâle, sans étoiles ». Son ami Pierre Méchain découvrit sa compagne NGC 5195 en mars 1781, et M 51 est mentionnée dans le catalogue de Messier comme suit : « il s’agit d’une galaxie double, dont chacune possède un centre brillant, séparé de 4’ 35”. Les deux « atmosphères » se touchent l’une l’autre, et l’une est encore plus pâle que l’autre. ». Messier ajouta également un croquis des deux « nébuleuses » dans sa copie personnelle du catalogue, confirmant qu’il destinait la dénomination M 51 à la galaxie plus grande, NGC 5194. La compagne plus petite, NGC 5195, se vit plus tard assigner sa propre entrée dans un catalogue par William Herschel : H I.186, qui est parfois appelée M 51B. La structure de la spirale du Tourbillon n’a pas été vue avant 1845, lorsque Lord Rosse la discerna dans son réflecteur de 6 pieds à Parsonstown, en Irlande. Lord Rosse fit une peinture très précise de M 51, et c’est pour cela que M 51 est parfois appelée la Galaxie de Rosse, ou « le Point d’interrogation de Lord Rosse. On a d’abord pensé que la forme de sa spirale confirmait l’Hypothèse Nébuleuse de la formation du système Solaire. Cette interprétation incorrecte fut dissipée en 1923, lorsqu’il fut complètement reconnu que les nébuleuses en spirale sont en réalité des galaxies externes, qui sont bien plus distantes que l’on croyait. Halton Arp inclut M 51 comme N° 85, « une spirale avec une compagne à haute luminosité de surface » dans son Catalogue des galaxies particulières. Observation amateur M 51 est facile à trouver, à 3,5 degrés au SE de Êta Ursae Majoris, l’étoile la plus à l’est de l’extrémité de la « poignée » dans la grande Casserole (Grande Ourse). Sa déclinaison de +47 degrés en fait un objet circumpolaire pour les observateurs du nord. Elle atteint de hautes altitudes à compter des premières heures de la nuit en hiver à la fin du printemps dans tout l’hémisphère nord. M 51 est un joyau du ciel lorsqu’il est sombre, mais est assez sensible à la pollution lumineuse. Avec des dimensions globales de 11’ * 7’, et une magnitude visuelle de 8,4, M 51 est visible dans des jumelles sous des cieux sombres. M 51 comporte un cœur brillant et un halo de grande taille et pâle. Sous de très bonnes conditions, on peut entrapercevoir les bras de sa spirale même avec des télescopes de 4 pouces. Il est recommandé d’utiliser un faible grossissement. Avec les instruments de plus grande taille (12 pouces), les bras de spirale sont plutôt visibles, séparés par des tourbillons sombres au nord et au SO du cœur. Le bras de spirale à l’est et au NE du cœur est le plus visible. Les différentes bandes de spirales et les régions HII sont visibles avec la vision décalée, ainsi que comme un « pont » qui apparaît entre M 51 et NGC 5195. Cette dernière comporte un cœur presque aussi brillant que M 51, bien qu’il soit de plus petite taille. La structure de M 51 peut être observée seulement dans des photographies, car les longues expositions révèlent un grand halo s’étendant au-delà de l’apparence circulaire visible. Propriétés générales Deux supernovae ont été découvertes dans M 51 à ce jour : SN 1994I et SN 2005cs. En se basant sur les observations de la supernova de 2005, on a estimé la distance de M 51 à 37 millions d’années-lumière. En tenant compte de cette distance, et du diamètre angulaire de 11,2’ de M 51, le diamètre de son disque circulaire brillant est d’environ 120 millions d’années-lumière. On estime qu’elle contient environ 160 milliards de masses solaires. M 51 est comparable à la galaxie d’Andromède (M 31) et à notre propre Voie lactée dans ses dimensions, masse et luminosité. Et, comme M 31 et la Voie lactée, M 5 comporte une galaxie satellite majeure - NGC 5195. Visuellement, les deux systèmes donnent l’impression d’être vraiment connectés. Cependant, les photographies révèlent que ce n’est pas le cas, car elles montrent que les bandes de poussière sombres de la grande spirale s’enroulent devant la compagne. La galaxie du Tourbillon est le membre dominant d’un petit groupe de galaxies comprenant M 63 (la galaxie du Tournesol), NGC 5023 et NGC 5229. Ce groupe M 51 pourrait être en réalité un « sous-amas » à l’extrémité SE d’un grand groupe allongé qui comprend le groupe M 101 et le groupe NGC 5866. Cependant, la majorité des catalogues identifient les trois groupes comme entités séparées. Structure et évolution La structure à spirale très prononcée de la galaxie du Tourbillon est, on le pense, le résultat d’une interaction étroite en M 51 et sa galaxie compagne NGC 5195. Il y a des décennies de cela, on ne savait pas avec certitude si NGC 5195 était une vraie compagne ou une autre galaxie passant à une certaine distance. Les avancées dans le domaine de l’astronomie par radio, et les images radio générées de M 51, ont démontré sans l'ombre d’un doute que leur interaction est avérée. Les simulations récentes appuient l’hypothèse que la structure en spirale de M 51 a été causée par le passage de NGC 5195 dans son disque principal il y a 500 à 600 années-lumière de cela. Dans ce modèle, NGC 5195 traversa M 51 par l’arrière, et fit une autre traversée du disque il y a 50 à 100 millions d’années de cela, pour arriver là où on la voit maintenant, légèrement derrière M 51. Créer une structure de spirale dans la plus grande galaxie n’est pas le seul effet de l’interaction. Une compression significative de gaz d’hydrogène donna naissance à des régions de naissance d’étoiles. Sur les images de M 51, ces régions apparaissent comme des nœuds bleu brillant tout du long des bras de la spirale. Le télescope spatial Hubble a enquêté dans la région centrale de M 51. On pense qu’un trou noir, entouré d’un anneau de poussière, existe au cœur de la spirale. L’anneau de poussière se tient presque perpendiculairement à la spirale relativement plate, et un anneau secondaire coupe l’anneau principal sur un axe différent.