NGC 3593

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NGC 3593
Image illustrative de l’article NGC 3593
La galaxie lenticulaire NGC 3593.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Lion
Ascension droite (α) 11h 14m 37,0s[1]
Déclinaison (δ) 12° 49′ 04″ [1]
Magnitude apparente (V) 10,9 [2]
11,9 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,39 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 5,2 × 1,9[2]
Décalage vers le rouge 0,002095 ± 0,000013[1]
Angle de position 92°[2]

Localisation dans la constellation : Lion

(Voir situation dans la constellation : Lion)
Leo IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 628 ± 4 km/s[4]
Distance 8,77 ± 0,66 Mpc (∼28,6 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie lenticulaire
Type de galaxie SA(s)0/a[1] S0-a[2],[6]
Dimensions 43 000 a.l.[7]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[8]
Date 12 avril 1784[8]
Désignation(s) PGC 34257
UGC 6272
MCG 2-29-14
CGCG 67-40
IRAS 11119+1305 [2]
Liste des galaxies lenticulaires

NGC 3593 est une galaxie lenticulaire relativement rapprochée et située dans la constellation du Lion à environ 29 millions d'années-lumière de la Voie lactée. NGC 3593 a été découvert par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1784.

NGC 3593 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique I0 pec ou S0/a pec dans son atlas des galaxies[9],[10].

NGC 3593 une large raie HI et elle renferme des régions d'hydrogène ionisé. De plus, C'une galaxie active de type Seyfert 2[1]. Cette galaxie présente aussi une forte activité de formation d'étoiles, c'est une galaxie à sursaut de formation d'étoiles[11],[12]. Cette activité se produit dans une bande de gaz entourant le noyau central. Il y a un seul bras qui forme des spirales vers l'extérieur de cet anneau[11].

Des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 8,712 ± 1,847 Mpc (∼28,4 millions d'a.l.)[13], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage[5].

Galaxie à double courbe de rotation[modifier | modifier le code]

Il y a peu de galaxies qui présente des disques d'étoiles et de gaz tournant en sens contraire. NGC 3593 est l'une d'entre elles[11],[12]. Alors que la plupart des galaxies présentent une seule courbe de rotation, celle des galaxies à double courbe en présentent deux[14].

On trouve d'autres études détaillées de galaxies qui présentent cette caractéristique : NGC 1366[15], NGC 4550 et NGC 5719[16].

Selon un article publié en 1996, il faut noter que des cas semblables sont exceptionnels, moins de 10% des 28 galaxies lenticulaires (SO) ayant fait l'objet d'observations dans cette étude présentaient des disques tournant en sens contraire[17].

Les hypothèses pour expliquer cette double rotation font appel à un flux de gaz provenant de l'interaction avec une autre galaxie ou encore d'une fusioin galactique. Dans le cas de NGC 3593, une interaction remontant à environ deux milliards d'années serait à l'origine de la double rotation et pour NGC 4550, l'interaction serait beaucoup plus âgée, soit environ sept milliards d'années[12].

Un disque entourant le noyau[modifier | modifier le code]

Grâce aux observation du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 3593. La taille angulaire de son demi-grand axe est de 7,0 secondes d'arc ce qui correspond à 330 pc (~1 075 années-lumière) à la distance estimée de cette galaxie[18].

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 3593, on obtient une valeur de 106,8 (6,3 millons de masses solaires) pour le trou noir supermassif qui s'y trouve[19].

Groupe de NGC 3627 (M66)[modifier | modifier le code]

Selon un article de A.M. Garcia paru en 1993, NGC 3593 est un membre du groupe de NGC 3627. Selon Garcia, ce groupe comprend quatre galaxies. Les trois autres galaxies sont NGC 3623 (M65), NGC 3627 (M66) et NGC 3628[20]. Notons que ces trois galaxies forment ce qui est habituellement appelé le Triplet du Lion.

Le Triplet 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, soit NGC 3596 et NGC 3666[21]. On peut donc conclure que le Triplet du Lion est un sous groupe d'un groupe de galaxies comprenant six membres.

Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d et e (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 3593 (consulté le 7 décembre 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 3500 à 3599 »
  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. (en) « NGC 3593 sur HyperLeda » (consulté le 7 décembre 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. a et b (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 7 décembre 2019)
  9. Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 3593
  10. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 3593 » (consulté le 14 décembre 2020)
  11. a b et c S. Garcia-Burillo, M.J. Sempere, F. Combes, L.K. Hunt et R. Neri, « Anatomy of the counterrotating molecular disk in the spiral NGC 3593. 12CO(1-0) interferometer observations and numerical simulations », Astronomy and Astrophysics, vol. 363,‎ , p. 869-886 (Bibcode 2000A&A...363..869G)
  12. a b et c L. Coccato, L. Morelli, A. Pizzella, E.M. Corsini, L.M. Buson et E. Dalla Bontà, « Spectroscopic evidence of distinct stellar populations in the counter-rotating stellar disks of NGC 3593 and NGC 4550 », Astronomy & Astrophysics, vol. 549A,‎ , p. 13 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201220460, Bibcode 2013A&A...549A...3C, lire en ligne)
  13. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 7 décembre 2019)
  14. (en) « Astrobites, Going Against the Galactic Flow » (consulté le 7 décembre 2019)
  15. L. Morelli, A. Pizzella, L. Coccato et al., « Kinematic and stellar population properties of the counter-rotating components in the S0 galaxy NGC 1366 », Astronomy and Astrophysics, vol. 600,‎ , p. 8 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201630046, lire en ligne)
  16. (en) « NASA/IPAC, STELLAR POPULATIONS OF COUNTER-ROTATING COMPONENTS » (consulté le 7 décembre 2019)
  17. Konrad Kuijken, David Fisher et Michael R. Merrifield, « A search for counter-rotating stars in SO galaxies », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 283#2,‎ , p. 543-550 (Bibcode 1996MNRAS.283..543K, lire en ligne)
  18. S. Comerón, J. H. Knapen, J. E. Beckman, E. Laurikainen, H. Salo, I. Martínez-Valpuesta et R. J. Buta, « AINUR: Atlas of Images of NUclear Rings », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 402#4,‎ , p. 2462-2490 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.16057.x, Bibcode 2010MNRAS.402.2462C, lire en ligne [PDF])
  19. X.Y. Dong et M.M. De Robertis, « Low-Luminosity Active Galaxies and Their Central Black Holes », The Astronomical Journal, vol. 131, no 3,‎ , p. 1236-1252 (DOI 10.1086/499334, Bibcode 2006AJ....131.1236D, lire en ligne [PDF])
  20. 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)
  21. 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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