NGC 1275

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NGC 1275
NGC 1275 par SDSS
NGC 1275 par SDSS
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Persée
Ascension droite (α) 03h 19m 48,1s[1]
Déclinaison (δ) 41° 30′ 42″
Distance 73,5±5,2 Mpc (∼240 millions d' a.l.) [2]
Magnitude apparente (V) 14,1 [3]
15,1 dans la Bande B [3]
Brillance de surface 12,6 mag/as²[3]
Dimensions apparentes (V) 2,3 × 1,6
Redshift +0,017559 ± 000037[1]
Angle de position 110°[3]
Vitesse radiale 5 264 ± 11 km/s[4]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie lenticulaire
Type de galaxie cD + S0? pec [5],[3]
Dimensions 160 000 a.l.[6]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel [5]
Date 17 octobre 1786 [5]
Désignation(s) Perseus A
PGC 12429
MCG 7-7-63
ZWG 540.103
3C 84
IRAS03164+4119 [3]
Caldwell 24
QSO B0316+413
Liste des galaxies lenticulaires

NGC 1275 est une galaxie lenticulaire géante située dans la constellation de Persée à environ 240 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1786[5]. NGC 1275 correspond à la radiogalaxie Perseus A et c'est le membre dominant de l'amas de Persée. Elle est située près du centre de l'amas de Persée. NGC 1275 est une galaxie active de type Seyfert 2[1].

Des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 69,767±9,132 Mpc (∼228 millions d' a.l.) [7], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage [2].

Classification[modifier | modifier le code]

En fait, NGC 1275 se compose de deux galaxies, l'une centrale de type cD (en) et l'autre une galaxie HVS, de l'anglais « high velocity system ». La galaxie HVS est en face de NGC 1275 et elle se déplace vers celle-ci à une vitesse de 3 000 km/s[8]. On pense que la galaxie HVS fusionnera avec l'amas de Persée.

Dynamique[modifier | modifier le code]

La galaxie HVS est à au moins 200 000 années-lumière de NGC 1275 et elle exerce donc peu d'influence sur cette dernière[9]. Cependant, la force de marée exercée par NGC 1275 sur la galaxie HVS et la pression dynamique engendrée par son déplacement dans le milieu intra-amas de Persée la dépouille de ses gaz et produit une formation intense d'étoiles dans celle-ci[10].

NGC 1275 renferme un réseau massif de filaments lumineux présentant plusieurs raies spectrales d'émission[11]. Ces filaments sont apparemment poussés vers l'extérieur par des bulbes de plasma venant du noyau actif de la galaxie et se déplaçant à des vitesses relativistes[12]. De longs filaments faits de gaz chauffé à plusieurs millions de degrés s'étendent au-delà de la galaxie et sont la source de rayons X qui baignent l'amas. La masse des gaz contenus dans un filament typique est d'environ 1 million de masses solaires. Ils ont une épaisseur de seulement 200 années-lumière, mais ils peuvent souvent s'étirer jusqu'à 200 000 années-lumière[13].

L'existence prolongée de ces filaments constitue cependant un dilemme. Malgré leur température élevée, ils sont néanmoins plus froids que le milieu intergalactique. On ne sait pas pourquoi ils existent depuis longtemps, ou pourquoi ils ne se sont pas réchauffés, ou dissipés ou encore effondrés pour former des étoiles[14],[15]. L'une des hypothèses envisagées est la présence d'un faible champ magnétique (environ le dix-millième de celui de la Terre) qui exercerait une force suffisante sur les ions des filaments pour les maintenir ensemble[14],[15].

NGC 1275 contient énormément d'hydrogène moléculaire, environ 13 milliards de masses solaires. Cet hydrogène semble provenir du milieu intergalactique de l'amas. Le flot d'hydrogène moléculaire plus froid nourrit à la fois le noyau actif[16] de NGC 1275 et il est la source d'une intense formation d'étoiles[17].

Un trou noir supermassif dont la masse est d'environ 340 millions de masses solaires est tapi au centre de NGC 1275[18].

Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « NGC 1275 » (voir la liste des auteurs).

  1. a, b et c (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 1275 (consulté le 22 juillet 2016)
  2. a et b On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble : v = Hod, où Ho est la constante de Hubble (70±5 (km/s)/Mpc) . L'incertitude relative Δd/d sur la distance est égale à la somme des incertitudes relatives de la vitesse et de Ho.
  3. a, b, c, d, e et f (en) « Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke » (consulté le 22 juillet 2016)
  4. On obtient la vitesse de récession d'une galaxie à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage vers le rouge (redshift) et c la vitesse de la lumière. L'incertitude relative de la vitesse Δv/v est égale à celle de z étant donné la grande précision de c.
  5. a, b, c et d (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 22 juillet 2016)
  6. On obtient le diamètre d'une galaxie par le produit de la distance qui nous en sépare et de l'angle, exprimé en radian, de sa plus grande dimension.
  7. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 22 juillet 2016)
  8. Minkowski R., 1957, in IAU Symp 4, Radio astronomy, p. 107
  9. Gillmon K., Sanders J.S., Fabian A.C., An X-ray absorption analysis of the high-velocity system in NGC 1275, 2004, MNRAS, 348, 159
  10. John S., III Gallagher, M. Lee, R. Canning, A. Fabian, R. W. O'Connell, J. Sanders et E. Zweibel, « Dusty Gas and New Stars: Disruption of the High Velocity Intruder Galaxy Falling Towards NGC 1275 », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 42,‎ , p. 552 (Bibcode 2010AAS...21536308G)
  11. Lynds R., Improved Photographs of the NGC1275 Phenomenon, 1970, ApJ, 159, L151
  12. Hatch N.A., Crawford C.S., Johnstone R.M., Fabian A.C.: On the origin and excitation of the extended nebula surrounding NGC1275, 2006, MNRAS, 367, 433
  13. Hubble Sees Magnetic Monster in Erupting Galaxy Newswise, consulté le 21 août 2008.
  14. a et b A. C. Fabian, Johnstone, Sanders, Conselice, Crawford, Gallagher et Zweibel, « Magnetic support of the optical emission line filaments in NGC 1275 », Nature, vol. 454, no 7207,‎ , p. 968–970 (PMID 18719583, DOI 10.1038/nature07169, Bibcode 2008Natur.454..968F, arXiv 0808.2712, lire en ligne)
  15. a et b Kenneth Chang, « Hubble Images Solve Galactic Filament Mystery », The New York Times,‎
  16. Jeremy Lim, Yi Ping Ao et Dinh-V-Trung Dinh‐v‐Trung, « Radially Inflowing Molecular Gas in NGC 1275 Deposited by an X-Ray Cooling Flow in the Perseus Cluster », The Astrophysical Journal, vol. 672,‎ , p. 252–265 (DOI 10.1086/523664, Bibcode 2008ApJ...672..252L, arXiv 0712.2979)
  17. Robert O'Connell, « Star Formation in the Perseus Cluster Cooling Flow », HST Proposal ID #11207. Cycle 16,‎ , p. 11207 (Bibcode 2007hst..prop11207O)
  18. R. J. Wilman, A. C. Edge et R. M. Johnstone, « The nature of the molecular gas system in the core of NGC 1275 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 359-2,‎ , p. 755–764 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2005.08956.x, Bibcode 2005MNRAS.359..755W, arXiv astro-ph/0502537)
  19. Image sur spacetelescope.org.

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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