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15 mai 2018 au C11 Edge HD à Nerpio, Espage.

Réducteur de focal x0.7 sur Paramount ME, 

11 poses L de 150 secondes et  10R 10G 10B de 150 sec chacune, ATIK 4000 MM. 

Nuit avec quelques voiles, les étoiles ne sont pas parfaitement suivies.

NGC 6085 - NGC 6086

NGC 6086, une pétouille massive !

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Introduction

Une nouvelle pétouille , mais pourquoi celle-là ? Elle ne paye pas de mine, c'est le moins que l'on puisse dire et elle même moins "jolie" que sa voisine NGC 6085, avec son seul bulbe très lumineux et un halo à peine visible. Oui, mais elle apparaît dans pas mal de publications.

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Crop dans l'image sur NGC 6086 dont on voit bien la forme elliptique


Description

NGC 6085 est une galaxie spirale située à environ 450 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation de la Couronne boréale. Galaxie de type LINER, elle fait partie de l'amas Abell 2162.


NGC 6086 est une galaxie de type cD de l'amas Abell 2162. Le type cD est un sous-type de galaxie elliptique géante de type D. Caractérisées par un grand halo d'étoiles, elles peuvent être trouvées vers le centres de certains amas de galaxies riches. On les appelle également elliptiques supergéantes ou galaxies centrales dominantes. Visible dans la Couronne Boréale, elle a une magnitude apparente de 12,7. Il s'agit de la galaxie la plus lumineuse de l'amas.

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Crop dans l'image centré sur NGC 6085

Un peu de science

Le choix de cette petite pétouille sans grand intérêt astrophotographique tient au fait qu'elle apparaît dans pas mal de publications scientifiques. Pourquoi elle ? ... L'explication en trois étapes :


1) NGC 6086  est une galaxie elliptique de Type cD, c'est à dire un membre d'objets immenses et brillants qui peuvent mesurer presque 1 Mégaparsec (3 millions d’années-lumière), similaires aux galaxies lenticulaires (S0) ou elliptiques (E#). Il s'agit par ailleurs de la BCG (Brightest Cluster Galaxy) d'Abell 2162, c'est à dire la galaxie la plus brillante de l'amas, rien à voir avec mon BCG médical, donc). Sur la seconde photo du premier cadre, Pixinsight indique quelques galaxies mais en regardant l'image dans sa globalité, on voit qu'il y a en un certain nombres encore dans le fond de ciel.


Les BCG comptent parmi les galaxies les plus massives de l'univers. Ce sont généralement des galaxies elliptiques qui se trouvent à proximité du centre géométrique et cinématique de leur amas de galaxies hôte, ce qui se dit aussi "au fond du puit de potentiel de l'amas" (un puits potentiel est la région entourant un minimum local d'énergie potentielle. L'énergie captée dans un puits potentiel est incapable de se convertir à un autre type d'énergie - par exemple en énergie cinétique, dans le cas d'un puits de potentiel gravitationnel -  car elle est captée dans le minimum local d'un puits potentiel). Elles coïncident généralement avec le pic de l'émission de rayons X de l'amas. Le type cD vient de la Classification des galaxies de Yerkes, l'une des deux types de Yerkes encore couramment utilisé avec le type D. Le "c" dans "cD" fait référence au fait que les galaxies soient très grandes, d'où l'adjectif supergéante, tandis que le "D" se réfère au fait que les galaxies semblent diffuses. On peut aussi traduire "galaxie cD" en "galaxie centrale dominante". 


Les scénarios de formation pour les BCG comprennent:

  • Cannibalisme galactique : Les galaxies convergent vers le centre de l'amas en raison de la friction dynamique et des effets de marées.

  • Fusions galactiques  : fusions galactiques rapides entre plusieurs galaxies lors de l'effondrement d'un amas. Certaines d'entre elles présentent d'ailleur plusieurs noyaux.

  • Et (moins probablement) Flux de refroidissement : Formation d'étoiles par flux de refroidissement central dans les centres de refroidissement à haute densité des halos à rayons X au sein des amas. En effet, les amas galactique contiennent du gaz très chaud (entre 10 et 100 millions de degrés K) et très ténu (densité généralement comprise entre 0.01 et 0.001 particules par cm³), qui émettent des rayons X via le processus de rayonnement continu de freinage. L'étude des populations d'accrétion dans les BCGs n'a toutefois pas permis d'accréditer cette hypothèse, les études réalisées n'ayant pas objectivé de flux de refroidissement dans les amas à refroidissement radiatif.


De nombreuses galaxies de groupes galactiques fossiles sont similaires aux galaxies cD BCG, ce qui a conduit certains à considérer que les galaxies cD résultent de la création d'un groupe fossile, puis du nouvel amas qui s'accumule autour du groupe fossile. Cependant les galaxies cD elles-mêmes ne sont pas trouvés en tant que galaxies de champ, contrairement aux groupes fossiles, allant à l'encontre de cette hypothèse. Les cD forment environ 20% des BCG.


Les Groupes Galactiques Fossiles  (aussi appelés les groupes fossiles ou les amas fossiles) sont considérés comme la résultante finale de la fusion de galaxies au sein d'un groupe de galaxies "normal", laissant la trace du halo de rayons X du groupe progéniteur, les galaxies au sein du groupe interagissant et fusionnant par friction dynamique. Les échelles de temps de la friction dynamique sur les galaxies lumineuses (ou L*) suggèrent que les groupes fossiles sont d'anciens systèmes non perturbés, cad qui ont recontré peu de galaxies L* depuis leur effondrement initial. Les groupes fossiles représentent donc un terrain d'étude particulier pour l'étude de la formation et de l'évolution des galaxies et du milieu intragroupe dans un système isolé. Il semble que les groupes fossiles puissent encore contenir des galaxies naines non fusionnées, alors que les membres les plus massifs du groupe se sont aggrégés dans la galaxie centrale (hypothèse étayée par les modèles cosmologiques). 


En pratique, les BCG sont les galaxies les plus lumineuses de l'univers actuel. D'accord, mais pourquoi celle-là me direz-vous ?

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En pratique, les BCG sont les galaxies les plus lumineuses de l'univers actuel. D'accord, mais pourquoi celle-là me direz-vous ?


2) On pense que les trous noirs supermassifs (SMBH ie Super Massive Black Holes) sont omniprésents au centre des galaxies. Les relations d'échelle entre les trous noirs supermassifs et les galaxies fournissent des contraintes importantes sur la compréhension de la formation et de l'évolution des galaxies. Des mesures fiables des masses des trous noirs dans les centres des galaxies (locales) sont nécessaires pour comprendre la vraie nature de ces relations d'échelle (empririque).


La masse des SMBH (MBH) est corrélée à la dispersion des vitesses stellaire et à la luminosité des galaxies dans lesquelles ils résident, définissant des "rapports MBH-σ et MBH-L". Ces relations suggèrent un lien fort entre la formation et l'évolution des SMBH et celles de leur galaxie hôte. Mais, malgré leur importance, ces relations sont encore mal définies pour les MBH élevées.


Or NGC 6086 a permis en 2010 la première mesure de la masse d'un SMBH dans une galaxie lointaine. Pas franchement jolie notre petite NGC 6086, donc, mais utile dans la compréhension des relations entre les Trous Noirs Super Massifs et l'évolution des galaxies !


3) Grâce à l'analyse du profil de luminosité du bulbe de NGC 6086 - ainsi que d'autres galaxies dont NGC 1332, NGC 1550, NGC 4486, NGC 4649, NGC 4261 et NGC 4374 - il a aussi été possible d'établie une meilleure relation entre le déficit de luminosité des bulbes galactiques et les vitesses de dispersion des galaxies d'une part et la masse des SMBH d'autre part (déficit plus grand pour pour les galaxies ayant des vitesses de dispersion plus élevées et des masses de MBH plus élevées). Par ailleurs, elle a permis de confirmer que la taille du noyau était directement corrélée à la masse du MBH (ça peut sembler logique, mais ce n'est pas si évident que ça en fait).


Au final, le trou noir qui occupe le centre de NGC 6086 est l'un des plus massifs connus, avec une masse estimée de M• = 3.6 (+1.7 / −1.1) × 10^9 M⊙, soit plus de un milliard ! de masses solaires (M⊙) ....


Alors, vous non plus, vous ne la regardez plus de la même manière, si ? 

Références :

The black hole mass in brightest cluster galaxy NGC 6086. N. J. McConnell, C.-P. Ma, J. R. Graham, K. Gebhardt, T. R. Lauer, S. A. Wright and D. O. Richstone. ApJ 2011


The effect of spatial gradients in stellar mass-to-light ratio on black hole masse measurements. N. J. McConnell, S.-F. S. Chen, C.-P. Ma, J. R. Graham, T. R. Lauer and K. Gebhardt

Central Black Holes in Massive Early-Type Galaxies. S. P. Rusli. Thèse, Munich mars 2012.


Black Holes in Giant Elliptical Galaxies. C.P. Ma, N. McConnell, K. Gebhardt, S. Wright, T. Lauer, J. Graham, J. Murphy, D. Richstone . GSM 2012 conf.


Spatial orientation of angular momentum vectors of galaxies in six rotating clusters. B. Aryal, H. Bhattarai, S. Dhakal, C. Rajbahak and W. Saurer.  MNRAS 434, 1939–1945 (2013)

Date  de création : 

Date  de modification :

26 03 2018

01 05 2021