Cetus A
Ascension Droite | 02 : 42,7 (h:m) |
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Déclinaison | -00 : 01 (deg:m) |
Distance | 60 000 (kilo.al) |
Magnitude | 8,9 (visuelle) |
Dimension apparente | 7x6 (min. d'arc) |
Découverte en 1780 par Pierre Méchain.
Lorsque Pierre Méchain découvrit cet objet le 29 octobre 1780, il le décrivit comme une nébuleuse. Charles Messier l'inclut dans son catalogue sous le No 77 le 17 décembre, mais le qualifia improprement d'amas avec nébulosités, peut-être du fait des étoiles en premier plan, ou confondant certains nœuds avec de faibles étoiles. Cette galaxie fut l'une des premières à être reconnue comme spirale et citée par Lord Rosse comme l'une des 14 "nébuleuses spirales" authentifiée en 1850.
Cette superbe galaxie est l'une des plus grosses du catalogue de Messier, sa partie brillante mesurant environ 120 000 années-lumière, alors que ses fines extensions (bien visibles par exemple sur l'image DSSM) peuvent se prolonger jusqu'à peut-être 170 000 années-lumière. Son apparence est celle d'une magnifique spirale aux bras bien structurés, laissant apparaître dans sa région interne, de nombreuses et très jeunes étoiles elles-mêmes dominées, mais plus loin du centre, par une population stellaire plus ancienne de couleur jaune pâle.
M77 se trouve à environ 60 millions d'années-lumière, soit approximativement à la même distance, mais dans la direction opposée, de l'Amas de la Vierge, et s'éloigne de nous à la vitesse de 1 100 km/sec environ, selon les premières estimations de Vesto M.Slipher du Lowell Observatory en 1914 ; ce fut la deuxième galaxie présentant un fort redshift, juste après la galaxie Sombrero (M104). Le R.Brent Tully's Nearby Galaxies Catalog donne une valeur un peu plus faible pour la distance (47 millions d'al), tandis que d'autres sources annoncent des valeurs proches de celle de l'Amas de la Vierge, tant au-dessus qu'au-dessous ; si l'on retient les plus fortes valeurs, M77 est alors l'objet du catalogue le plus éloigné de nous.
A partir des recherches sur les vitesses de rotation du disque interne, E.M. Burbidge, G.R. Burbidge and K.H. Prendergast (1959), ont trouvé que ce disque était incliné de 51° par rapport à la ligne de visée. Ils ont estimé sa masse à 27 milliards de masses solaires, alors que la masse totale de cette galaxie doit être de l'ordre de 1 000 milliards (10^12).
Cette galaxie est unique et particulière pour différentes raisons. Tout d'abord, son spectre possède des caractéristiques spécifiques sous la forme de larges raies d'émission qui traduisent la présence de nuages de gaz géants, s'échappant rapidement de la région centrale à plusieurs centaines de km/sec. Cette particularité a été découverte par Edward A. Fath du Lick Observatory en 1908 (Fath 1909) qui identifia six lignes d'émission de "type Nébuleuse Planétaire" (H Beta, [O II] 3727, [N III] 3869, [O III] 4363, 4959, 5007), résultat confirmé par Vesto M. Slipher au Lowell Observatory avec un bien meilleur spectre en 1917 (Slipher 1917) et mentionné notamment par Edwin P. Hubble dans sa communication historique sur "les nébuleuses extragalactiques" en 1926 (Hubble, 1926). M77 est donc classée en tant que galaxie Seyfert de type II (celles de type I ont une vitesse d'expansion encore plus grande, de l'ordre de plusieurs milliers de km/sec) ; elle est le représentant le plus proche et le plus brillant des galaxies actives de ce type. Cette catégorie remarquable de galaxies a été nommée d'après son découvreur, Carl K. Seyfert, qui les décrivit en premier en 1943 (Seyfert 1943).
Pour générer une telle vitesse il faut une énergie énorme, laquelle doit se trouver au cœur de la galaxie. Ce noyau, reconnu comme une puissante radiosource, a été découvert par Berbard Yarnton Mills en 1952, appelé Cetus A et référencé 3C 71 dans le Third Cambridge Catalogue of Radio Sources. Il a été observé optiquement à l'aide du Télescope Spatial Hubble. Des observations dans l'infrarouge au télescope de 10 mètres du Keck Observatory par des astronomes du Caltech ont révélé une puissante source ponctuelle, de moins de 12 années-lumière de diamètre, entourée par une structure allongée de 100 al d'extension (concentration d'étoiles ou matière interstellaire) que l'on ne voyait pas sur les images prises par Hubble en lumière visible. M77, en tant que galaxie de Seyfert, a été reconnue depuis quelque temps comme étant un puissant émetteur de rayonnement infrarouge.
D'après Burnham, ce furent Donald E. Osterbrook et R.A.R. Parker en 1965 qui avancèrent l'hypothèse selon laquelle les galaxies de Seyfert pouvaient être considérées comme des quasars en miniature (radiosources quasi-stellaires). Cette hypothèse est maintenant confirmée après une décennie de recherche : il semble probable que tous les types de noyaux actifs de galaxies (AGNs), comprenant les galaxies de Seyfert, les radiogalaxies, les quasars, les objets BL Lacertae et autres, ont une cause physique commune, un objet central super massif qui accumule de la matière sous forme gazeuse depuis leur proche environnement. La variété des phénomènes observés est simplement une conséquence des différents angles de vue et de l'intensité de matière tombant sur ces objets.
Dans le cas de M77, l'objet central responsable de l'activité de Seyfert est considéré comme ayant une masse d'environ 10 millions de masses solaires, selon les observations en IR du Caltech. Les radioastronomes du National Radio Astronomy Observatory (NRAO) et ceux du radiotélescope de 100 mètres de diamètre du Max Planck Institute for Radio Astronomy à Effelsberg en Allemagne ont découvert un disque géant d'environ 5 années-lumière de diamètre en orbite autour de cet objet et contenant des molécules d'eau (NRAO : communiqué du 15 janvier 2000).
M.F. Walker a trouvé dans le disque interne entourant le noyau actif de M77, et proche de son centre, des nébuleuses en émission avec des vitesses d'expansion considérables. Une intense activité de formation d'étoiles a été découverte dans une barre interne par le Ultraviolet Imaging Telescope lors de la mission Astro-1 de la navette spatiale. Ces régions de formation d'étoiles sont parmi les plus brillantes connues, et peut-être les plus lumineuses dans un rayon de 100 millions d'années-lumière.
Halton Arp a inclus M77 sous le No. 37 dans son Catalogue of Peculiar Galaxies avec la mention "Spirale avec un compagnon de faible brillance sur un bras".
M77 est le membre principal d'un petit groupe physique de galaxies,
comprenant NGCs 1055 (type Sb) et 1073 (type SABc), ainsi que UGCs 2161
(DDO 27, type Im), 2275 (DDO 28, type Sm - désignant un type
morphologique entre galaxies spirales et
irrégulières) et 2302 (DDO 29, type Sm), et les
galaxies irrégulières UGCA 44 et la SBc spirale
barrée Markarian 600.
NGCs 1087 (Sc), 1090 (S-), et 1094 (SABb-) sont des galaxies proches
mais à l'arrière-plan, comme le montre leur redshift plus
élevé (Information de Burnham, Tully, ainsi que
du Sky Catalogue 2000.0).
M77 peut être trouvée facilement
à 0,7 degré à l'ESE de
l'étoile de 4ème magnitude Delta Ceti. Cette
galaxie, vue presque de face, laissera seulement voir son noyau de 2
minutes d'arc dans des instruments d'amateurs, alors que des
grossissements plus importants font apparaître des
détails remarquables.
NGC 1055 est situé à environ 0,5 degré
au NNO de M77, sous la forme d'un long fuseau (3') vu de
côté, orienté Est-Ouest, et de
magnitude 10,6.
NGC 1073, de 11ème magnitude, est à environ 1
degré au NNE de M77, avec un disque de 5' de
diamètre vu de face et une barre proéminente de
2x1' orientée suivant un angle de position de 60
degrés.
Références : (Version originale)
Dernière modification : 20 septembre 2005
Traduction française
Bernard Trézéguet
22/03/99 - 10/02/04 -
16/01/07 -