Astro-Physics RH-305 + SBIG STX-16803 +A-P 1600 Astrodon Filtre L Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 18 x 600 s Astrodon Filtre R Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 16 x 600 s Astrodon Filtre G Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 15 x 600 s Astrodon Filtre B Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 18 x 600 s Astrodon Filtre Narrowband H alpha 5nm, 50 mm : 31 x 1200 s
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Astro-Physics RH-305 + SBIG STX-16803 +A-P 1600
Astrodon Filtre L Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 18 x 600 s
Astrodon Filtre R Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 16 x 600 s
Astrodon Filtre G Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 15 x 600 s
Astrodon Filtre B Tru-Balance Gen2 série E, 50 mm : 18 x 600 s
Astrodon Filtre Narrowband H alpha 5nm, 50 mm : 31 x 1200 s
NGC 5194 _ M51, NGC 5169, NGC 5173, NGC 5195, NGC 5198 et NGC 5229
Description d'une nouvelle classe d'objet : les HMXRB
Introduction
M51 (ou NGC 5194), est l'un des grands classiques des galaxies spirales de grand style. Entrée en interaction "récemment" avec sa galaxie satellite, NGC 5195, les interactions engendrées ont conduit à une sursaut de formation d'étoiles du fait des forces de marée par vagues de compression de densité du milieu interstellaire.
Toutes ces galaxies en interaction sont en fait de très bons candidats de recherches.
Description
Et des études rigolotes, il y a bien quelques unes sur cette galaxie star.
L'incidence de ses sursauts de formation d'étoiles, par exemple, estimée grâce à l'émission de photons ionisés chaque seconde par la galaxie. Le Taux de Formation d'étoiles (SFR, ie Star Formation Rate) serait de 7 étoiles environ par an au niveau des bras et du bulbe (régions les plus chaudes).
La modélisation temporelle de M51 avec sa rencontre avec montre comment s'est passé sa transition d'un type spirale floconneux à une grande galaxie spirale à plusieurs bras (cf. image ci-dessous)
Un peu de science
Sa modélisation en 3D à haute résolution, aussi, qui permet d'étudier l'impact des étoiles jeunes et moins jeunes sur sa température globale, et qui a d'ailleurs mis en évidence que, bien que les étoiles jeunes dominaient dans les longueurs d'ondes à mi-IR (infra-rouge); l'impact des vieilles étoiles n'était plus négligeable à partir de λ 70 μm, et faisait remettre en question les traceurs IR pour déterminer l'activité de formation des étoiles dans les galaxies comme M51.
Moins rigolo, plus technique, l'étude de son champ magnétique ... Il a donné lieu à de nombreuses publications. Comme ses deux bras peuvent être suivis sur plus de 360° dans de nombreuses longueurs d'ondes, M51 est historiquement la première galaxie (autre que la notre) dans laquelle ont été détectées des ondes radios et optiques polarisées. Cela a amené à étudier le champ magnétique de la galaxie, notamment au niveau du bulbe, des bras, mais aussi et surtout au niveau des "inter-bras", et de constater la présence d'un champ magnétique intense entre les bras, d'origine incertaine (figure 1 de la galerie scientifique).
L'étude de ses amas (toujours eux ! cf M104) a montré que le nombre et le taux de formation des amas dans M51 ont significativement augmenté autour d'une certaine période, période cohérente avec l'époque théoriquement attendue des interactions dynamiques entre NGC 5194 et NGC 5195. La figure 2 de la galerie scientifique montre la topographie des amas jeunes (au centre) et intermédiaires (à droite) comparativement à la distribution spatiale d'HII (à gauche)
On en revient là aussi - comme nous l'avons vu sur d'autres cibles - à l'impact de la fusion des galaxies sur les éclosions d'étoiles.
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Enfin, un type d'objet dont je n'ai pas encore parlé vient de faire le sujet d'une thèse en mai 2018 : les binaires à Rayonnement X (XRB).
Un XRB est un système de deux étoiles en orbite autour d'un centre de masse commun. Les XRB sont constitués d'une étoile compacte (trou noir ou étoile à neutrons) et d'une étoile associée (membre de la séquence principale ou évoluée). Lorsque les deux étoiles sont suffisamment proches l'une de l'autre, un transfert de masse se produit entre l'étoile compagne et l'étoile compacte). Les étoiles à neutrons et les trous noirs ayant des champs gravitationnels très puissants, l'objet libère de l'énergie potentielle gravitationnelle sous la forme de rayons X, ce qui explique pourquoi ces systèmes étaient à l'origine nommés XRB.
Il existe de nombreuses sous-classes de XRB, mais elles sont traditionnellement classées en XRB de faible masse (LMXB) ou en XRB de masse élevée (HMXB), en fonction de l'étoile compagne.
La thèse de 2018 s'est focalisée sur les HMXB de M51 (elle conclut en gros que le seuil de détection de la contrepartie optique des radiosources du corps principal de M51 est encore "faible", de 51 % seulement, (177 sources X vs 90 sources "optiques") et que la répartition des supergéantes est plus proche des bras que celle des étoiles B[e] (cf. annexe), ce qui était attendu, étant donné que
la formation d'étoiles se déroule principalement dans les bras spiraux, et
Les supergéantes ont des durées de vie plus courtes, et, par conséquent, moins de temps pour voyager loin de leur lieu de naissance.
Enfin, M51 est même le sujet de tests de diplômes :)
Annexe 1 : Une étoile B[e] est une étoile de type B avec des raies d'émission neutres "interdites" ou à faible ionisation dans son spectre. Ces étoiles montrent souvent de fortes raies d'émission d'hydrogène, une polarisation optique linéaire et souvent un rayonnement infrarouge beaucoup plus fort que dans les étoiles de classe B ordinaires, appelé "excès infrarouge". Comme l'état B[e] est transitoire, les étoiles de type B[e] peuvent parfois présenter un spectre de type B normal, et des étoiles de type B normales peuvent devenir des étoiles de type B[e].
L'émission "interdite", l'excès d'infrarouge et les autres caractéristiques du phénomène B[e], fournissent intrinsèquement des données sur la nature des étoiles : ces étoiles sont entourées de gaz ionisé qui produit des raies d'émission intenses, de la même manière que les étoiles Be.
Bref un objet sublime et passionnant.
Références :
Star Formation Rate in the galaxy M51. A. Cattapan, A. Pegoraro, Y. H. Zhu. Il Cielo come Laboratorio, 29. A.S. 2010-2011
Hydrodynamic Simulations of M51 and the interaction with NGC 5195. L. Dobbs , C. Theis, J. E. Pringle , and M. R. Bate. Astro-ph.GA. 25 Aug 2009
Magnetic fields and spiral arms in the galaxy M51. A. Fletcher, R. Beck, A. Shukurov, E. M. Berkhuijsen and C. Horellou. Mon. Not. R. Astron. Soc. 412, 2396–2416 (2011)
High-resolution, 3D radiative transfer modeling of M51. I. De Looze, J. Fritz, M. Baes and Sag-2 consortium. Galaxies in 3D across the Universe. Proceedings IAU Symposium No. 309, 2014
Tracing star cluster formation in the interacting galaxy M51. N. Hwang and M. G. Lee. Star clusters: basic galactic building blocks. Proceedings IAU Symposium No. 266, 2009
The nature of the X-ray binaries in the whirlpool galaxy M51. L. Bichon III . HONORS THESIS. Texas State University, San Marcos, Texas. Mai 2018.
Date de création :
Date de modification :
08 06 2018
26 04 2021