le duo des Chiens de Chasse (ngc5195 - ngc5194)

Analyse spectrosopique des noyaux galactiques du Tourbillon M51 (ngc5194 – ngc5195)

NGC 5195 :

étoile de réference:

1) Calcul du décalage vers le rouge sur la raie Hα: redshift (z) :

z = ((λ₁ - λ₀) / λ₀)        (λ avec en Angstrom) 

z = ((6575,5 – 6562,8) / 6562,5)

z = 0.001935

2) Le redshift (z) permet de calculer la vitesse d'éloignement :

z = v / c       (avec v la vitesse d'éloignement (car positive), et c la vitesse de la lumière en km.s^-1)

d’où v = z x c

v = 0.001935 x 299 792.458 

v = 580 km.s^-1

3) On peut aussi calculer sa distance ; par la loi qui relie vitesse, distance, et loi de Hubble :

D = v / H₀     (avec D en Mpc, v en km.s^-1, et H₀ en km.s^-1.Mpc^-1 : à noter que la constante de Hubble est connue avec une marge d’erreur de +/- 10%).

D = 580 / 70

D = 8,285 Mpc.

4) Sachant qu'un Mpc équivaut à 3.26 x 10⁶ AL, on trouve une distance en années lumières :

D = 8,285 x (3.26 x 10⁶)

D = 27 millions d'années-lumières pour cette galaxie.

5) On va convertir cette distance d'années lumières en Km :

1 AL = 9.45 x 10¹² km

donc (2.7 x 10⁷) x (9.45 x 10¹²) = 2.551 x 10²⁰ km.

La galaxie NGC5195 est à 2,551 x 10²⁰ km.

De par sa courbe spectrale ; on reconnaît le spectre d'étoiles de type K (raie K du calcium et raies balmer), on peut dire que statistiquement cette galaxie est composée de ce type d'étoile.

NGC5195 est une galaxie naine sans région de formation stellaire.

NGC 5194 (Seyfert 2 Galaxy ) :

1) Calcul du décalage vers le rouge sur la raie Hα: redshift (z) :

z = ((λ₁ - λ₀) / λ₀)        (λ avec en Angstrom) 

z = ((6577 – 6562,8) / 6562,5)

z = 0.0021

(Avec la raie [OIII] en émission, le redshift est de 0,00169 : ((5015,5 – 5007) / 5007),

en meilleur accord avec le redshift donné par simbad ( 0,00155) (cz = 465km.s^-1).

2) Le redshift (z) de la raie [OIII] permet de calculer la vitesse d'éloignement :

z = v / c       (avec v la vitesse d'éloignement (car positive), et c la vitesse de la lumière en km.s^-1)

d’où v = z x c

v = 0.00169 x 299 792.458 

v = 506, 65 km.s^-1

3) On peut aussi calculer sa distance ; par la loi qui relie vitesse, distance, et loi de Hubble :

D = v / H₀     (avec D en Mpc, v en km.s^-1, et H₀ en km.s^-1.Mpc^-1 : à noter que la constante de Hubble est connue avec une marge d’erreur de +/- 10%).

D = 506,65 / 70

D = 7,23 Mpc.

4) Sachant qu'un Mpc équivaut à 3.26 x 10⁶ AL, on trouve une distance en années lumières :

D = 7,23 x (3.26 x 10⁶)

D = 23,6 millions d'années-lumières.

5) On va convertir cette distance d'années lumières en Km :

1 AL = 9.45 x 10¹² km

donc (2.7 x 10⁷) x (9.45 x 10¹²) = 2.552 x 10²⁰ km.

La galaxie M51 est à 2,23 x 10²⁰ km.

De par sa courbe spectrale ; qui monte vers l'orangé on reconnaît le spectre typique des étoiles plus froides, avec les raies K du calcium, triplet du Magnesium et doublet du sodium ainsi que les raies de Balmer.

On note aussi des raies en émissions bien reconnaissables : la raie de Blamer Hα ainsi qu'à ses cotés les raies de l'azote (NII), ainsi que la raie [OIII].

NGC 5194 est de type Sabc ; la vue globale en Hα (Grenawalt 1998) et à 7µm (ISOCAM, Roussel 2000) montre bien l'association poussières/gaz ionisé concentrés dans les bras spiraux et le pont de matière reliant M51 à NGC5195, petite galaxie de type E. (Acker p.384)

Analyse de NGC 5194 ; galaxie de Seyfert :

Les galaxies de Seyfert sont des galaxies spirales ou irrégulières contenant un noyau extrêmement brillant qui peut parfois surpasser la luminosité de l'entièreté de la galaxie environnante.

C'est un type de galaxie active, nommé d'après Carl Seyfert qui étudia ces objets durant les années 1940.

Les variations de la luminosité du noyau central s'effectuent en moins d'un an ; ce qui implique que la région émettant cette lumière doit être plus petite qu'une année-lumière, un objet ne pouvant changer plus rapidement que le temps mis par la lumière pour le parcourir.

Les galaxies de Seyfert sont caractérisées par un noyau extrêmement brillant et par un spectre présentant des raies d'émission très brillantes pour l'hydrogène, l'hélium, l'azote et l'oxygène.

Ces raies d'émissions présentent un fort élargissement Doppler correspondant à des vitesses de l'ordre de 500 à 4 000 km/s.

On pense que ces lignes sont produites dans un disque d'accrétion entourant un trou noir.

Ceci est confirmé par le fait que les raies fines ne varient pas de façon détectable, ce qui implique que la région d'émission est grande, contrairement aux raies larges qui peuvent varier pendant des laps de temps relativement courts.

Les galaxies de Seyfert montrent aussi des émissions fortes dans les domaines radio, infrarouge, UV, et RX du spectre électromagnétique : voir si Mr LeTarnec peut attraper cette galaxie avec son matériel radio quand il viendra à Royan en Juin, on pourra alors comparer les résultats spectroscopiques et radios de cette galaxie).

Classification des galaxies de Seyfert :

Historiquement, les galaxies de Seyfert furent d'abord classées en « type 1 » ou « type 2 » selon que leur spectre montrait à la fois des raies fines et des raies larges ou seulement des raies fines.

Actuellement on utilise une classification fractionnaire dépendant de l'intensité relative des composantes fines et larges (par exemple « type 1,5 » ou « type 1,9 »).

On suppose que les raies fines et les raies larges proviennent toutes deux du disque d'accrétion mais que les raies larges proviennent des régions les plus internes du disques. Ainsi, si le disque est vu par la tranche, les régions internes sont invisibles et on ne voit que les raies fines. La différence entre les galaxies de type 1 et 2 se situe donc très probablement au niveau de l'inclinaison sous laquelle est vu le disque : à faible inclinaison on a une Seyfert 1, et à plus forte inclinaison, on a une Seyfert 2.

Si la galaxie est vue de face, il est possible que l'on soit sensible à l'émission éventuelle du jet émis par le voisinage immédiat du trou noir. Dans ce cas le spectre est très différent, et on parle de blazar.

(wikipedia)