NGC 3367

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NGC 3367
Image illustrative de l’article NGC 3367
La galaxie spirale barrée NGC 3367.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Lion
Ascension droite (α) 10h 46m 34,9s[1]
Déclinaison (δ) 13° 45′ 03″ [1]
Magnitude apparente (V) 11,5 [2]
12,1 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,45 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 2,5 × 2.4[2]
Décalage vers le rouge 0,010142 ± 0,000024[1]
Angle de position 57°[2]

Localisation dans la constellation : Lion

(Voir situation dans la constellation : Lion)
Leo IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 3 040 ± 7 km/s[4]
Distance 42,5 ± 3,0 Mpc (∼139 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale barrée
Type de galaxie SB(rs)c[1] SBc[2] SBc?[6]
Dimensions 101 000 a.l.[7]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[6]
Date 19 mars 1784[6]
Désignation(s) PGC 32178
UGC 5880
MCG 2-28-5
CGCG 66-11
IRAS 10439+1400 [2]
Liste des galaxies spirales barrées

NGC 3367 est une galaxie spirale barrée située dans la constellation du Lion à environ 139 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1784.

La classe de luminosité de NGC 3367 est III et elle présente une large raie HI. C'est une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés et c'est également une galaxie active de type Seyfert[1].

Des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 34,775 ± 6,749 Mpc (∼113 millions d'a.l.) [8], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage [5].

Trou noir supermassif[modifier | modifier le code]

Selon un article basé sur les mesures de luminosité de la bande K de l'infrarouge proche du bulbe de NGC 3370, on obtient une valeur de 107,2 (16 millons de masses solaires) pour le trou noir supermassif qui s'y trouve[9].

Selon une autre étude publiée en 2011 et basée sur les observations en rayon X par l'observatoire spatial XMM-Newton, un petit trou noir supermassif se trouverait au centre de NGC 4536. La masse de celui-ci serait comprise entre 105 et 107 [10].

Supernova[modifier | modifier le code]

Quatre supernovas ont été découvertes dans NGC 3367 : SN 1986A, SN 1992C, SN 2003aa et SN 2007am

SN 1986A[modifier | modifier le code]

La supernova SN 1986A a été découverte le 13 février par l'astronome amateur australien Robert Owen Evans ainsi que Cameron (?), Leibundgut (?) et Miklos Lovas.Cette supernova était de type Ia.[11]

SN 1992C[modifier | modifier le code]

La supernova SN 1992C a été découverte le 28 janvier par H. Van Winckel de l'Observatoire européen austral.[12] Cette supernova était de type II.[13]

SN 2003aa[modifier | modifier le code]

La supernova SN 2003aa a été découverte le 29 janvier dans le cadre du programme LOTOSS de l'Observatoire de Lick par B. Swift, H. Pugh et W. Li.[14] Cette supernova était de type Ic.[15]

SN 2007am[modifier | modifier le code]

La supernova SN 2007am a été découverte le 11 mars par N. Joubert et W. Li dans le cadre du programme LOSS (Lick Observatory Supernova Search) de l'Observatoire de Lick. Cette supernova était de type II.[16]

Groupe de NGC 3367[modifier | modifier le code]

NGC 3367 est la galaxie la plus brillante et la plus grosse d'un groupe de galaxies qui porte son nom. Le groupe de NGC 3367 renferme au moins trois autres galaxies : NGC 3391, NGC 3419 et NGC 3419A.[17] Abraham Mahtessian mentionne aussi ce groupe dans un article paru en 1998, mais NGC 3419A n'y figure pas.[18]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d et e (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 3367 (consulté le 15 septembre 2019)
  2. a b c d e et f « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 3300 à 3399 »
  3. La brillance de surface (S) se calcule à partir de la magnitude apparente (m) et de la surface de la galaxie selon l'équation
  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 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.
  6. a b et c (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 15 septembre 2019)
  7. 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.
  8. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 15 septembre 2019)
  9. X.Y. Dong et M.M. De Robertis, « Low-Luminosity Active Galaxies and Their Central Black Holes », mars, vol. 131#3,‎ the astronomical journal, p. 1236-1252 (DOI 10.1086/499334, Bibcode 2006AJ....131.1236D, lire en ligne)
  10. W. McAlpine, S. Satyapal, M. Gliozzi, C. C. Cheung, R. M. Sambruna et Michael Eracleous, « Black Holes in Bulgeless Galaxies: An XMM-Newton Investigation of NGC 3367 and NGC 4536 », The Astrophysical Journal, vol. 728#1, id 25,‎ , p. 7 pages (DOI 10.1088/0004-637X/728/1/25, Bibcode 2011ApJ...728...25M, lire en ligne)
  11. (en) « Other Supernovae images » (consulté le 10 avril 2020)
  12. (en) « IAUC 5440: 1992C; 1992B; 1991n » (consulté le 10 avril 2020)
  13. (en) « Other Supernovae images » (consulté le 10 avril 2020)
  14. (en) « IAUC 8063: 2003aa; 2003Y, 2003Z; IGR J16318-4848 » (consulté le 10 avril 2020)
  15. (en) « Bright Supernovae - 2003 » (consulté le 10 avril 2020)
  16. (en) « Bright Supernovae - 2007 » (consulté le 10 avril 2020)
  17. A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1,‎ , p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)
  18. Abraham Mahtessian, « Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics », Astrophysics, vol. 41 #3,‎ , p. 308-321 (DOI 10.1007/BF03036100, lire en ligne, consulté le 21 septembre 2018)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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