NGC 3990

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NGC 3990
Image illustrative de l’article NGC 3990
La galaxie lenticulaire NGC 3990
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Grande Ourse
Ascension droite (α) 11h 57m 35,5s[1]
Déclinaison (δ) 55° 27′ 31″ [1]
Magnitude apparente (V) 12,6[2]
13,4 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 12,72 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 1,4 × 0,8[2]
Décalage vers le rouge 0,002322 ± 0,000133[1]
Angle de position 40°[2]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Ursa Major IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 696 ± 40 km/s [4]
Distance 9,7 ± 1,2 Mpc (∼31,6 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie lenticulaire
Type de galaxie S0-?[1] E-S0[2],[6] E-SB0[7]
Dimensions 13 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[6]
Date [6]
Désignation(s) PGC 37618
UGC 6938
MCG 9-20-43
CGCG 269-24 [2]
Liste des galaxies lenticulaires

NGC 3990 est une petite galaxie lenticulaire située dans la constellation de la Grande Ourse à environ 32 millions d'années-lumière. NGC 3990 a été découvert par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1789.

Des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 20,040 ± 12,037 Mpc (∼65,4 millions d'a.l.) [9], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage [5]. La valeur moyenne de ces mesures est cependant deux fois plus grandes que la distance obtenue par le décalage vers le rouge. Cette galaxie, comme plusieurs des groupes de M101 et de M109, est relativement rapprochée du groupe local et on obtient presque systématiquement une distance inférieure en se basant sur le décalage. Cela est sans doute dû à la faible gravité exercée par le Groupe local qui contrebalance l'expansion de l'Univers et qui rend ainsi la loi de Hubble moins applicable.

Selon E.L. Turner, les galaxies NGC 3990 et NGC 3998 forment une paire de galaxies rapprochées.[10] Les mesures non basées sur le décalage confirment qu'elles sont voisines à des distances respectives de 20,040 et de 20,075 Mpc, ce qui n'est pas le cas des valeurs obtenues par le décalage (9,7 et 14,6 Mpc).

Groupe de M101[modifier | modifier le code]

Dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian indique que NGC 3990 fait partie d'un vaste groupe qui compte plus de 80 galaxies, le groupe de M101.[11] Plusieurs galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent également dans d'autres groupes décrit par A.M. Garcia,[12] soit le groupe de NGC 3631, le groupe de NGC 3898, le groupe de M109 (NGC 3992), le groupe de NGC 4051, le groupe de M106 (NGC 4258) et le groupe de NGC 5457.[12] Mais, NGC 3990 ne se retrouve dans aucun de ces groupes.

Plusieurs galaxies des six groupes de Garcia ne figurent pas dans la liste du groupe de M101 de Mahtessian. Il y a plus de 120 galaxies différentes dans les listes des deux auteurs. Puisque la frontière entre un amas galactique et un groupe de galaxie n'est pas clairement définie (on parle de 100 galaxies et moins pour un groupe), on pourrait qualifier le groupe de M101 d'amas galactique contenant plusieurs groupes de galaxies.

Le groupe de M101 fait partie de l'amas de la Grande Ourse, l'un des amas galactiques du superamas de la Vierge.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c et d (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 3990 (consulté le )
  2. a b c d e et f « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 3900 à 3999 »
  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 )
  7. (en) « NGC 3990 sur HyperLeda » (consulté le )
  8. 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.
  9. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  10. E.L. Turner, « Binary galaxies. I. A well-defined statistical sample. », Astrophysical Journal, vol. 208,‎ , p. 20-29 (DOI 10.1086/154576, Bibcode 1976ApJ...208...20T, lire en ligne)
  11. 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 )
  12. a et b 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)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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