M66 (galaxie)

M66 (NGC 3627) a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SAB(s)b dans son atlas des galaxies^[6],[7].

La classe de luminosité de M66 est II et elle présente une large raie HI. C'est aussi une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés. De plus, c'est une galaxie active de type Seyfert 2^[1].

La luminosité de la galaxie M66 (NGC 3627) dans l'infrarouge lointain (de 40 à 400 µm) est égale à 1,74 × 10¹⁰ ${\displaystyle L_{\odot }}$  (10^10,24${\displaystyle L_{\odot }}$ ) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 2,40 × 10¹⁰ ${\displaystyle L_{\odot }}$  (10^10,38${\displaystyle L_{\odot }}$ )^[8].

À ce jour, 79 mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 9,620 ± 1,960 Mpc (∼31,4 millions d'al)^[4], ce qui est à l'extérieur des valeurs de la distance de Hubble. Mais comme M66 est une galaxie rapprochée du Groupe local et que sa vitesse propre peut être aussi grande ou même plus grande que celle due à l'expansion de l'Univers, ces mesures sont sans doute plus fiables que celles basées sur la loi de Hubble-Lemaître.

Plusieurs des entrées du catalogue de Charles Messier ont été découvertes par son ami Pierre Méchain et Messier a noté ces découvertes antérieures dans les différentes éditions de son catalogue. Mais on ne trouve aucune référence dans le cas de M66. Il est donc presque certain que c'est Messier qui a découvert M66 et non Méchain. C'est l'admiral William Henry Smyth qui a attribué par erreur la découverte de M66, ainsi que celles de M65 et M68, à Pierre Méchain. Ces erreurs ont été reprises par Kenneth Glyn Jones dans son ouvrage Messier's Nebulae and Star Clusters et depuis de nombreuses sources mentionnent à tort Pierre Méchain comme le découvreur de M66^[3].

Une étude^[9] utilisant des données d'archives des précédentes observations de Chandra d'un échantillon de 62 galaxies proches a montré que 37 des galaxies, dont NGC 3627, contiennent des sources de rayons X dans leurs centres. La plupart de ces sources sont probablement alimentées par des trous noirs supermassifs centraux. L'étude, qui a aussi utilisé des observations dans l'infrarouge capté par Spitzer, a révélé que sept des 37 galaxies sont de nouvelles candidates à posséder un trou noir supermassif dans leur centre^[10].

D'autre part, selon une étude fondée sur la vitesse interne de la galaxie mesurée par le télescope spatial Hubble, la masse du trou noir supermassif au centre de la galaxie M66 serait comprise entre 6,8 et 15 millions de ${\displaystyle M_{\odot }}$ ^[11].

Une autre étude fondée sur les mesures de luminosité de la bande K de l'infrarouge proche du bulbe de m66, conduit à une valeur de 10^7,1 ${\displaystyle M_{\odot }}$  (13 millions de masses solaires) pour le trou noir supermassif qui s'y trouve^[12].

Entre 1973 et 2018, on a observé cinq supernovas dans M66 : SN 1973R, SN 1997bs, SN 1989B, SN 2009 HD et SN 2016cok.

1973 R est de type II^[13].

1997bs a été la première supernova découverte par le télescope KAIT (Katzman Automatic Imaging Telescope (en)) de l'observatoire Lick^[14]. 1997bs a d'abord été classifié comme une supernova de type IIn, mais selon l'article publié par VAN Dyk et al., il se pourrait que ce soit une éjection massive de matière comme il s'est produit pour l'étoile Eta Carinae en 1843^[14].

Une étude utilisant les données du télescope spatial Hubble et du télescope Spitzer de publié en 2015 évoque aussi la possibilité que l'étoile progénitrice de la supernova ait survécu cachée derrière un épais nuage de poussière, mais que c'est peu probable. Cette étude penche pour une supernova de type IIn^[15].

La supernova 1989B était de type Ia^{[16],[17],[18]}. Au début de l'année 1989 la galaxie NGC 3627 a été l'un des objets les plus observés du ciel parce qu'elle est rapprochée et qu'une brillante supernova y a été découverte. L'évolution de la supernova a été suivie par de nombreux observateurs sur la planète. Lorsqu'elle a été découverte, sa luminosité augmentait encore. La luminosité a atteint un plateau qui a duré du 2 au 12 février 1989 avec une magnitude visuel de 12,0 et de 12,6 dans la bande bleue. La courbe de luminosité de 1989B présente cependant une particularité peu commune. Habituellement, les supernovas thermonucléaires (type I) voit leur magnitude décroître de 3 entre 25 et 40 jours. Pour 1989B, cela a pris 60 jours. On ne comprend pas la raison de cette lente décroissance^[18].

2009hd est une supernova de type type II-L^[19]. Le type II-L présente une décroissance linéaire de luminosité, alors que le type II-P montre un plateau de luminosité constante pendant un certain temps. La masse initiale de l'étoile progénitrice de 2009hd est estimé à moins de 20 ${\displaystyle M_{\odot }}$ ^[19].

2016cok est de type II-P^[20],[21]. La masse de l'étoile progénitrice de la supernova est estimée entre 8 et 12 ${\displaystyle M_{\odot }}$  avec une limite supérieure de 17 ${\displaystyle M_{\odot }}$ ^[21].

Selon un article de A.M. Garcia paru en 1993, NGC 3627 (M66) est la galaxie la plus brillante d'un groupe qui porte son nom. Le groupe de NGC 3627 comprend quatre galaxies. Les trois autres galaxies sont NGC 3593, NGC 3623 (M65) et NGC 3628^[22]. Notons que les galaxies M65, M66 et NGC 3628 forment ce qui est habituellement appelé le Triplet du Lion.

Les quatre galaxies mentionnées par Garcia apparaissent aussi dans un groupe indiqué dans un article publié par Abraham Mahtessian en 1998. Toutefois, le groupe décrit par Mahtessian comprend deux autres galaxies, soit NGC 3596 et NGC 3666^[23]. On peut donc conclure que le Triplet du Lion est un sous groupe d'un groupe de galaxies comprenant six membres.

Une étude des émissions émises depuis NGC 3628 par les molécules de monoxyde de carbone (CO) et par l'hydrogène atomique neutre dans le domaine des ondes radio réalisée avec le réseau de radiotélescopes VLA (Very Large Array) a permis d'obtenir des informations intéressantes au sujet de la rencontre passée entre NGC 3267 et NGC 3268, deux galaxies membres du Triplet du Lion^[24]. L'interaction gravitationnelle lors de cette rencontre a entrainé une série de processus dynamiques dans NGC 3628 incluant la formation d'une structure spirale dominante, une concentration très grande de matière stellaire et gazeuse dans le centre de la galaxie, la formation de deux résonances de Lindblad largement séparées ainsi que la formation d'une barre gazeuse à l'intérieur de la résonance interne. Le rapport de la masse moléculaire à la masse atomique est également élevé dans NGC 3628 en raison de cette rencontre. On a aussi détecté une dense région d'hydrogène neutre qui n'est pas en rotation et qui semble avoir été enlevée des bras spiraux. Cette dernière caractéristique est visible sur les images sous la forme d'un bras spirale très important et parcouru par des couloirs de poussière^[24].

Deux caractéristiques ressortent des mesures des distances des galaxies de ce groupe, autant de celles obtenues du décalage (distance de Hubble) que des mesures indépendantes du décalage. Premièrement, les distances des deux galaxies retenues par Mahtessian (NGC 3596 et NGC 3666) sont nettement plus grandes que la moyenne des distances des quatre galaxies du groupe de Garcia, qui est de 16,2 ± 1,4 Mpc (∼52,8 millions d'al) ou de 10,2 ± 1,5 Mpc (∼33,3 millions d'al) pour les méthodes indépendantes du décalage. Deuxièmement, toutes les distances obtenues par des méthodes indépendantes sont inférieures aux distances de Hubble. Comme ces galaxies sont relativement rapprochées du Groupe local, leur vitesse propre est non négligeable par rapport à la vitesse produite par l'expansion de l'Univers. La vitesse propre de ces galaxies s'additionne à celle de l'expansion, augmentant ainsi leur décalage vers le rouge. Si au contraire, leur vitesse propre était dans la direction opposée, vers la Voie lactée, leur décalage serait diminué et la distance de Hubble serait alors inférieure à leur distance réelle.

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  M66 dans le domaine de l'infrarouge par le télescope spatial Spitzer.
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  Gros plan de M66 par le télescope spatial Hubble.
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  Cette image composite comprend des données de rayons X de l'Observatoire spatial Chandra (bleu), des données infrarouges du télescope spatial Spitzer (rouge) et des données optiques du télescope spatial Hubble et du très grand télescope (jaune).
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  M66 dans l'ultraviolet par GALEX.

• Liste des objets de Messier
• Liste des objets du New General Catalogue (NGC)

• Ressources relatives à l'astronomie  :
  • Catalogue of Principal Galaxies
  • New General Catalogue
  • Simbad
  • Uppsala General Catalogue
• (en) M66 sur la base de données NASA/IPAC Extragalactic Database
• (en) M66 sur la base de données LEDA
• M66 sur le site de SEDS
• (en) M66 (galaxie) sur WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogène α, Rayon-X, Photo, Sky Map, Articles et images
• (en) NGC 3627 sur le site du professeur C. Seligman
• (en) « Spiral Galaxy M66 from Hubble », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 24 février 2021 (consulté le 30 juillet 2022) (traduction/adaptation française)
• (en) Kenneth Glyn Jones (November 13, 1915 - July 26, 1995) Bibliographie sur le site de SEDS
• (en) « Messier 66 Close Up », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 28 janvier 2021 (consulté le 3 août 2022) (traduction/adaptation française)

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