28 Mars 1993 – Supernova de type II détectée dans M81 (NGC 3031)

À propos de Messier 81, Galaxie spirale (NGC 3031) Constellation de la Grande OurseMessier 81

Supernova 1993J dans NGC 3031Galaxie de Bode (M81 ou NGC 3031)Le dimanche 28 mars 1993, une supernova (1993J), de type II, est apparue dans M81, découverte par l’astronome amateur espagnol Francisco Garcia Diaz de Lugo (Espagne), et atteignit à son maximum une magnitude d’environ 10,5. Les restes de cette supernova ont été détectés à la fréquence radio de 3,6 cm, en gros entre 6 et 18 mois après l’explosion, à l’aide des radiotélescopes du Very Long Baseline Interferometer (VLBI) en Europe et en Amérique du Nord. Étudier les supernovae… 2000 mètres sous terre | Radio-Canada.ca M81 est l’une des galaxies les plus faciles à observer et des plus gratifiantes pour l’astronome amateur de l’hémisphère nord, du fait de sa magnitude visuelle totale de 6,8 qui permet de la trouver avec de petits instruments. Brian Skiff de l’Observatoire de Lowell indique qu’il a pu voir M81 à l’œil nu alors que les conditions d’observation étaient exceptionnellement favorables (c’est à dire par ciel limpide et noir). Il est au moins le quatrième observateur à déclarer avoir réussi cet exploit ! Dan Gerhards signale que deux autres observateurs ont également réussi à la voir, lors de l’Oregon Star Party de 2006, et qu’il a eu connaissance d’un troisième, prétendant le même succès, ce qui porte le total à au moins sept observateurs. L'étoile à neutrons de la supernova de 1987 aurait bien été retrouvée par Alma Cette galaxie à la structure spirale parfaite (grand design) forme un couple physique très remarquable avec sa voisine, M82, tout en étant aussi la plus brillante et probablement le membre dominant du groupe proche appelé groupe de M81. Il y a quelques dizaines de millions d’années, ce qui est relativement récent à l’échelle des temps cosmiques, les galaxies M81 et M82 se sont trouvées très rapprochées l’une de l’autre et M81, plus grande et plus massive, a profondément déformé M82 par interaction gravitationnelle. Cette rencontre a aussi laissé des traces visibles sur M81, malgré sa taille et sa brillance, d’abord en renforçant globalement l’apparence de ses bras spiraux et ensuite sous la forme d’une barre linéaire sombre située dans le bas et à gauche du noyau central. Les deux galaxies sont toujours proches puisque la distance de leurs centres n’est que d’environ 150 000 années-lumière. À quoi ressemble l'intérieur d'une étoile morte ? Explorez une supernova en 3D - Numerama M81 est le premier des quatre objets trouvés personnellement par Johann Elert Bode. Il fit sa découverte, ainsi que celle de sa voisine, M82, le 31 décembre 1774. Bode la décrivit comme « une tache nébuleuse », à 0,75° de M82, qui « apparaît principalement ronde et a un noyau central dense », et l’inclut dans sa liste sous le No 17. Pierre Méchain redécouvrit indépendamment ces deux galaxies, comme des taches nébuleuses, en août 1779. Il fit part de sa découverte à Charles Messier qui ajouta ces deux objets à son catalogue après avoir déterminé leur position le 9 février 1781. Les Galaxies – Astrophotographie En utilisant le Télescope Spatial Hubble en 1993, bien avant sa réparation, une équipe dirigée par Wendy Freedman, de l’Institution Carnegie de Washington, a étudié 32 Variables Céphéides dans M81 pour en déduire une distance de 11 millions d’années-lumière. Mais avec la nouvelle correction à appliquer à l’échelle des distances, conformément aux résultats du satellite Hipparcos de l’ESA, la véritable distance de M81 serait probablement plus proche de 12 millions d’années-lumière. Voir l’étude du H0 Key Project Team sur M81 (feuillet 1 et 2, 1994).

Le dimanche 28 mars 1993, une supernova (1993J), de type II, est apparue dans M81, découverte par l’astronome amateur espagnol Francisco Garcia Diaz de Lugo (Espagne), et atteignit à son maximum une magnitude d’environ 10,5. Grande Ourse Les restes de cette supernova ont été détectés à la fréquence radio de 3,6 cm, en gros entre 6 et 18 mois après l’explosion, à l’aide des radiotélescopes du Very Long Baseline Interferometer (VLBI) en Europe et en Amérique du Nord.Des recherches entreprises en 1994 ont montré que M81 était probablement pauvre en matière noire puisque sa courbe de rotation est décroissante dans les régions externes ; ceci contraste avec le cas de nombreuses galaxies, y compris notre propre Voie Lactée, pour lesquelles cette courbe de rotation croît vers l’extérieur. Pour expliquer la vitesse des étoiles dans ces régions, la galaxie doit posséder une certaine masse. Mais la masse totale de la matière lumineuse visible (étoiles et nébuleuses) est notoirement insuffisante pour expliquer ce phénomène ; aussi considère-t-on qu’une partie significative de la masse serait de la matière noire, non lumineuse (ou au moins de faible luminosité). En ce qui concerne M81, le pourcentage de matière noire est actuellement considéré inférieur à la moyenne.En 1995, Perelmuter et Racine ont exploré la région autour de M81 à la recherche d’amas globulaires et ont trouvé environ 70 objets pouvant constituer un tel système (Perelmuter et Racine, 1995). Ils estiment leur nombre total à 210 +/- 30 amas.

En décembre 1990, lors de la mission « ASTRO-1 » (STS-35), la navette spatiale emportait des télescopes en orbite terrestre, dont le UIT (Ultraviolet Imaging Telescope) qui a obtenu des images de M81 en ultraviolet ; ces clichés ont été comparés avec ceux pris en lumière visible, puis combinés et superposés pour former une image pleine d’intérêt et d’enseignement ( une animation [433 k MPG] montrant la transformation (morphing) de l’image UV en image visuelle est disponible). Auparavant, le rayonnement UV de M81 avait été étudié par l’observatoire orbital Soviet Astron. Bill Keel a réuni une série d’images de M81, couvrant les différentes parties du spectre électromagnétique, depuis le rayonnement radio jusqu’aux rayons X. M81 ( TEAM_NEWASTRO ) - AstroBin Supernova 1993J dans NGC 3031

J. Ripero, Madrid, Espagne, rapport que F. Garcia, Lugo, Espagne, a découvert une possible supernova le 28 mars à 5′ au sud-ouest du noyau de NGC 3031 = M81. L’objet a également été enregistré dans une image CCD ST-4 obtenue par D. Rodriguez à environ 30″ au nord-est d’une étoile de premier plan de magnitude 14. Estimations de magnitude : 26,9 mars UT, [14 ,0 (Garcia et P. Pujol) ; 28,86, 12,0 (Garcia, visuel), 29,1, 11,8 (Rodriguez, CCD non filtré) ; 29,88, 11,3 (Pujol) ; 29 ,88, 11,0 (Rodriguez). AV Filippenko, Université de Californie à Berkeley, rapport : « Une image CCD de M81 obtenue en mars 30.1 UT par RR Treffers et Y. Paik (également de Berkeley) avec le réflecteur de 0, 8 m à l’observatoire de Leuschner confirme la présence d’un nouvel objet stellaire à environ 45 » à l’La magnitude visuelle est d’environ 11. Spiral Galaxy Messier 81 L’examen des spectres CCD (gamme 356-731 nm) a obtenu le 30.3 mars par M. Davis et D. Schlegel (également de Berkeley) avec le réflecteur Lick 3-m Shane révèle que l ‘Objet est bien une supernova. Le continuum est très bleu et remarquablement sans relief. Les seules raies d’absorption nettes sont étroites Na ID et Ca II H + K, sans doute d’origine interstellaire. Il est probable, mais pas encore certain, que l’objet soit une supernova de type II se manifeste quelques jours seulement après l’explosion.

Notez cependant que le type Ia SN 1991T présentait un spectre relativement dépourvu de caractéristiques bien avant la luminosité maximale (Filippenko et al. 1992, Ap.J. 384, L15).Selon son type spectral, sa distance et son extinction, SN 1993J pourrait atteindre la huitième magnitude au cours des deux prochaines semaines. Hormis SN 1987A dans le LMC, il s’agit donc de la supernova la plus brillante depuis SN 1972E dans NGC 5253. D’autres observations sur tout le spectre électromagnétique sont vivement recommandées. » FDA Hartwick, DD Balam, D. Zurek et RM Robb, Climenhaga Observatory, University of Victoria, fournit la position précise suivante pour la supernova, mesurée par Balam à partir d’une image CCD obtenue avec le 0,5 -m réflecteur le 30.25 mars TU : RA = 9h51m19s.27, Décl. = +69D15’25 ».7 (équinoxe 1950.0). La photométrie donne V = 10,2 +/- 0,1.P. Garnavich et BA Hong, Observatoire fédéral d’astrophysique, communiqué : « Les spectres (gamme 550-690 nm, résolution 0,6 nm) de la supernova ont été pris avec le télescope DAO de 1,8 m le 30 mars 25 TU. Le spectre montre une forte, continuum plat avec de faibles caractéristiques H alpha et He I 587,5 nm), cohérentes avec celles d’une supernova de type II. » Hartwick, DD Balam, D. Zurek et RM Robb, Climenhaga Observatory, University of Victoria, fournissent la position précise suivante pour la supernova, mesurée par Balam à partir d’une image CCD obtenue avec le réflecteur de 0,5 m le 30 mars 25 TU : RA = 9h51m19s.27, Décl.= +69D15’25 ».7 (équinoxe 1950.0). La photométrie donne V = 10.2 +/- 0.1. P. Garnavich et BA Hong, Dominion Astrophysical Observatory, communiqué : « Spectra (range 550-690 nm, resolution 0.6 nm) des supernova ont été prises avec le télescope DAO de 1,8 m le 30 mars 25 TU. Le spectre montre un continuum fort et plat avec de faibles caractéristiques H alpha et He I 587,5 nm), cohérentes avec celles d’une supernova de type II. » Hartwick, DD Balam, D. Zurek et RM Robb, Climenhaga Observatory, University of Victoria, fournit la position précise suivante pour la supernova, mesurée par Balam à partir d’une image CCD obtenue avec le réflecteur de 0,5 m le 30 mars 25 UT : RA = 9h51m19s.27, Décl.= +69D15’25 ».7 (équinoxe 1950.0). La photométrie donne V = 10.2 +/- 0.1. P. Garnavich et BA Hong, Dominion Astrophysical Observatory, communiqué : « Spectra (range 550-690 nm, resolution 0.6 nm) des supernova ont été prises avec le télescope DAO de 1,8 m le 30 mars 25 TU. Le spectre montre un continuum fort et plat avec de faibles caractéristiques H alpha et He I 587,5 nm), cohérentes avec celles d’une supernova de type II. » mesuré par Balam à partir d’une image CCD obtenue avec le réflecteur 0 ,5 m le 30 mars 25 MA : RA = 9h51m19s.27, Décl.= +69D15’25 ».7 (équinoxe 1950.0). La photométrie donne V = 10.2 +/- 0.1. P. Garnavich et BA Hong, Dominion Astrophysical Observatory, communiqué : « Spectra (range 550-690 nm, resolution 0.6 nm) des supernova ont été prises avec le télescope DAO de 1,8 m le 30 mars 25 TU. Le spectre montre un continuum fort et plat avec de faibles caractéristiques H alpha et He I 587,5 nm), cohérentes avec celles d’une supernova de type II. » mesuré par Balam à partir d’une image CCD obtenue avec le réflecteur 0 ,5 m le 30 mars 25 MA : RA = 9h51m19s.27, Décl.= +69D15’25 ».7 (équinoxe 1950.0). La photométrie donne V = 10.2 +/- 0.1. P. Garnavich et BA Hong, Dominion Astrophysical Observatory, communiqué : « Spectra (range 550-690 nm, resolution 0.6 nm) des supernova ont été prises avec le télescope DAO de 1,8 m le 30 mars 25 TU. Le spectre montre un continuum fort et plat avec de faibles caractéristiques H alpha et He I 587,5 nm), cohérentes avec celles d’une supernova de type II. » 6 nm) de la supernova ont été prises avec le télescope DAO de 1 ,8 m le 30 mars 25 TU. Le spectre montre un continuum fort et plat avec de faibles caractéristiques H alpha et He I 587,5 nm), cohérentes avec celles d’une supernova de type II. » 6 nm) de la supernova ont été prises avec le télescope DAO de 1,8 m le 30 mars 25 TU.Le spectre montre un continuum fort et plat avec de faibles caractéristiques H alpha et He I 587,5 nm), cohérentes avec celles d’une supernova de type II. »

Galaxie de Bode (M81 ou NGC 3031)La galaxie de Bode (M81 ou NGC 3031) est une galaxie spirale de grande conception, à quelque 11,8 millions d’années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse. Ses bras en spirale et un certain nombre de voies de poussière sinueuses serpentent jusqu’au noyau. M81 a de nombreuses régions de formation d’étoiles, au moins 32 variables céphéides et un noyau galactique actif. Le pourcentage de matière noire est estimé inférieur à la moyenne.

Le renflement central est nettement plus grand que le renflement de la Voie lactée. Un trou noir supermassif de 70 millions de masses solaires réside en son centre. Ce trou noir fait environ 15 fois la masse du trou noir de la Voie lactée. Des recherches antérieures montrent que la taille du trou noir central dans une galaxie est proportionnelle à la masse du renflement d’une galaxie.

La majeure partie de l’émission aux longueurs d’onde infrarouges provient de la poussière interstellaire qui se trouve principalement dans les bras spiraux de la galaxie et est associée aux régions de formation d’étoiles. L’explication générale est que les étoiles bleues chaudes et à courte durée de vie que l’on trouve dans les régions de formation d’étoiles sont très efficaces pour chauffer la poussière et donc améliorer l’émission de poussière infrarouge de ces régions.

M81 pourrait subir une poussée de formation d’étoiles le long des bras spiraux en raison d’une rencontre rapprochée qu’elle a probablement eue avec ses galaxies voisines M82 et NGC 3077, il y a environ 300 millions d’années. La rencontre a laissé des traces dans le motif en spirale de M81, le rendant d’abord globalement plus prononcé, et ensuite sous la forme de la caractéristique linéaire sombre en bas à gauche de la région nucléaire. Les galaxies sont encore proches les unes des autres, leurs centres séparés par une distance linéaire d’environ 150 000 années-lumière seulement.Messier 81 est la galaxie la plus grande et la plus brillante du groupe M81, un groupe de 34 galaxies situées dans la constellation de la Grande Ourse et forme une paire physique des plus remarquables avec sa voisine, M82. ESA - Latest views of the V838 Monocerotis light echo from Hubble Les interactions gravitationnelles de M81 avec M82 et NGC 3077 ont enlevé l’hydrogène gazeux des trois galaxies, formant des structures filamenteuses gazeuses dans le groupe. De plus, ces interactions ont permis au gaz interstellaire de tomber dans les centres de M82 et NGC 3077, y conduisant à une formation vigoureuse d’étoiles ou à une activité d’éclatement d’étoiles.Une seule supernova a été détectée dans Messier 81. La supernova, nommée SN 1993J, a été classée en type IIb, une classe transitoire entre le type II et le type Ib. Elle a été découverte le 28 mars 1993 et était la deuxième supernova la plus brillante observée au 20e siècle.