Laclasse de luminosité de M66 est II et elle présente une largeraie HI. C'est aussi une galaxieLINER, 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 unegalaxie active de typeSeyfert 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 (1010,24) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 2,40 × 1010 (1010,38)[8].
Plusieurs des entrées du catalogue deCharles Messier ont été découvertes par son amiPierre 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'admiralWilliam 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 parKenneth Glyn Jones dans son ouvrageMessier'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 parSpitzer, a révélé que sept des 37 galaxies sont de nouvelles candidates à posséder untrou noir supermassif dans leur centre[10].
D'autre part, selon une étude fondée sur la vitesse interne de la galaxie mesurée par letélescope spatial Hubble, la masse dutrou noir supermassif au centre de la galaxie M66 serait comprise entre 6,8 et 15 millions de[11].
Une autre étude fondée sur les mesures de luminosité de labande K de l'infrarouge proche dubulbe de m66, conduit à une valeur de 107,1 (13 millions de masses solaires) pour letrou noir supermassif qui s'y trouve[12].
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 detype IIn, mais selon l'article publié par VAN Dyket al., il se pourrait que ce soit une éjection massive de matière comme il s'est produit pour l'étoileEta Carinae en 1843[14].
Une étude utilisant les données dutélescope spatial Hubble et du télescopeSpitzer 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 detype 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, saluminosité augmentait encore. La luminosité a atteint un plateau qui a duré du 2 au 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 typetype 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 de20[19].
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. Legroupe de NGC 3627 comprend quatre galaxies. Les trois autres galaxies sontNGC 3593, NGC 3623 (M65) etNGC 3628[22]. Notons que les galaxies M65, M66 etNGC 3628 forment ce qui est habituellement appelé leTriplet 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, soitNGC 3596 etNGC 3666[23]. On peut donc conclure que le Triplet du Lion est un sous groupe d'ungroupe 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 entreNGC 3267 et NGC 3268, deux galaxies membres duTriplet 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 deuxrésonances deLindblad 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 duGroupe 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.
↑A.Beifiori, M.Sarzi, E.M.Corsini, E.Dalla Bontà, A.Pizzella, L.Coccato et F.Bertola, « UPPER LIMITS ON THE MASSES OF 105 SUPERMASSIVE BLACK HOLES FROM HUBBLE SPACE TELESCOPE/SPACE TELESCOPE IMAGING SPECTROGRAPH ARCHIVAL DATA »,The Astrophysical Journal,vol. 692#1,,p. 856-868(DOI10.1088/0004-637X/692/1/856,lire en ligne)
↑a etbS.D.Van Dyk, C.Y.Peng, J.Y.King, A.V.Filippenko, R.R.Treffers, W.D.Li et M.W.Richmond, « SN 1997bs in M66: Another Extragalactic Eta Carinae Analog? »,Publications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 112,,p. 778(DOI10.1086/317727,lire en ligne)
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