NGC 1637

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Sauter à la navigation Sauter à la recherche

NGC 1637
Image illustrative de l’article NGC 1637
La galaxie spirale intermédiaire NGC 1637
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Éridan
Ascension droite (α) 04h 41m 28,2s[1]
Déclinaison (δ) −02° 51′ 29″
Distance 10,0 ± 0,7 Mpc (∼32,6 millions d'a.l.) [2]
Magnitude apparente (V) 10,8 [3]
11,5 dans la Bande B [3]
Brillance de surface 13,0 mag/as2[3]
Dimensions apparentes (V) 3,3 × 2,7[3]
Décalage vers le rouge 0,002392 ± 0,000004[1]
Angle de position 24°[3]
Vitesse radiale 717 ± 1 km/s[4]

Localisation dans la constellation : Éridan

(Voir situation dans la constellation : Éridan)
Eridanus IAU.svg
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale intermédiaire
Type de galaxie SAB(rs)c[1] SBc[3] SBc??[5]
Dimensions 35 000 a.l.[6]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[5]
Date 1er février 1786[5]
Désignation(s) PGC 15821
UGC 93
MCG 0-12-68
ZWG 393.66
IRAS04389-0257 [3]
Liste des galaxies spirales intermédiaires

NGC 1637 est une petite galaxie spirale intermédiaire (barrée?) située dans la constellation de l'Éridan à environ 33 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1786.

La classe de luminosité de NGC 1637 est III et elle présente une large raie HI. C'est aussi une galaxie à noyau actif[1].

De très nombreuses mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 11,527 ± 2,697 Mpc (∼37,6 millions d'a.l.) [7], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage [2].

Observations en rayon X par Chandra[modifier | modifier le code]

Les observations réalisées par le télescope spatial Chandra dans le domaine des rayons X en 1999 et en 2000 ont permis de constater que NGC 1637 est le théâtre d'une activité plus intense qu'elle ne le laisse voir en lumière visible. Sur une période de 21 mois, des sources intenses de rayon X provenant d'étoiles à neutrons et de trous noirs n'ont cessé de scintiller donnant l'apparence d'un arbre de Noël à cette galaxie rapprochée. Ce comportement erratique est une caractéristique commune à des étoiles à neutrons ou des trous noirs qui possèdent une étoile normale en orbite. Les gaz de l'étoile tombent vers l'étoile à neutron ou le trou noir et ils produisent alors de puissantes radiations X. On donne le nom de binaire X à ces systèmes. Notons que Chandra a également observé la supernova 1999em pendant cette période[8].

Supernova SN 1999em[modifier | modifier le code]

La supernova 1999em était de type II-P[9]. Une supernova de type II est une supernova à effondrement de cœur. Seule les étoiles massives produisent ce type de supernova. La masse de l'étoile qui a donné naissance à cette supernova était de 12 à 14 fois celle du Soleil[9]. Une supernova de type II-P (en) présente un plateau dans la décroissance de sa courbe luminosité-temps, alors que celle de type II-L montre une décroissante interrompue.

La position de la supernova 1999 em est indiquée par une croix. (ESO)


Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c et d (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 1637 (consulté le 21 novembre 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 f et g (en) « Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke » (consulté le 21 novembre 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 et c (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 21 novembre 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 1er janvier 2019)
  8. (en) « NGC 1637:What Lies Beneath » (consulté le 21 novembre 2016)
  9. a et b A. Elmhamdi, I.J. Danziger, N. Chugai et al., « PHOTOMETRY AND SPECTROSCOPY OF THE TYPE IIP SN 1999em FROM OUTBURST TO DUST FORMATION. », Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, vol. 338 #4,‎ , p. 939-956 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2003.06150.x, lire en ligne)

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg     •  NGC 1629  •  NGC 1630  •  NGC 1631  •  NGC 1632  •  NGC 1633  •  NGC 1634  •  NGC 1635  •  NGC 1636  •  NGC 1637  •  NGC 1638  •  NGC 1639  •  NGC 1640  •  NGC 1641  •  NGC 1642  •  NGC 1643  •  NGC 1644  •  NGC 1645