NGC 6086 et NGC 6085

NGC 6085 et NGC 6086 Jean-Brice GAYET
Sky Atlas Tirion 2000.0

Au centre de la photo ci-dessous, voici NGC 6086 au sein d'Abell 2162. Visible dans la Couronne Boréale, elle a une magnitude apparente de 12,7.

 

Acquise le 15 mai 2018 au C11 Edge HD

 

- Réducteur de focal x0.7

- Paramount ME

- 11 poses de 150 secondes avec filtre L 

- 10 poses de 150 secondes avec filtre R

- 10 poses de 150 secondes avec filtre G

- 10 poses de 150 secondes avec filtre B

- ATIK 4000 MM.

 

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

 

NGC 6085 et NGC 6086 Jean-Brice GAYET

Une nouvelle "pétouille", donc, 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. 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)  et c'est la BCG d'Abell 2162, c'est à dire la galaxie la plus brillante de l'amas (Brightest Cluster Galaxy, pas tout à fait mon BCG médical, quoi). Sur la photo suivante, PI a indiqué quelques galaxies mais si vous regardez l'image en full, il y a en un paquet d'autres :

NGC 6085 et NGC 6086 Jean-Brice GAYET

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 puits 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 ex : 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.

 

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.

- Fusion galactique  : fusions galactiques rapides entre plusieurs galaxies lors de l'effondrement d'un amas.

- 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 10^7 et 10^8 K) et très ténu (densité généralement comprise entre 10-3 et 10-2 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. 

 

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 MBH dans une galaxie lointaine. Bref, pas franchement jolie, 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 notre petite NGC 6086 qui ne paye pas de mine - ainsi que d'autres galaxies dont NGC 1332, NGC 1550, NGC 4486, NGC 4649, NGC 4261 et NGC 4374 - il a été possible de réaliser une meilleure mise en relation entre les déficits de luminosité des bulbes galactiques et les vitesses de dispersion des galaxies d'une part et les masses des SMBH d'autre part (déficit plus grand pour pour les galaxies ayant des vitesses de dispersion plus élevées et des MBH plus élevées). Par ailleurs, elle a permis de confirmer que la taille du noyau était directement corrélée à la 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 un paquet de masses solaires (M⊙) ....


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

 

Quelques pétouilles autour de NGC 6085 et NGC 6086 zoomées : 

NGC 6085 et NGC 6086 Jean-Brice GAYET
NGC 6085 et NGC 6086 Jean-Brice GAYET

Page créée le 26/05/2018