NGC 4138

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NGC 4138
Image illustrative de l’article NGC 4138
La galaxie spirale NGC 4138
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chiens de chasse
Ascension droite (α) 12h 09m 29,8s[1]
Déclinaison (δ) 43° 41′ 07″ [1]
Magnitude apparente (V) 11,3[2]
12,2 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 12,91 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 2,6 × 1,7[2]
Décalage vers le rouge 0,002962 ± 0,000007[1]
Angle de position 150°[2]

Localisation dans la constellation : Chiens de chasse

(Voir situation dans la constellation : Chiens de chasse)
Canes Venatici IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 888 ± 2 km/s [4]
Distance 12,4 ± 0,9 Mpc (∼40,4 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie SA(r)0+[1] SA(r)a[6] S0-a/R[7] SO-a[2]
Dimensions 31 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[6]
Date [6]
Désignation(s) PGC 38643
UGC 7139
MCG 7-25-35
CGCG 215-37 [2]
Liste des galaxies spirales

NGC 4138 est une galaxie spirale située dans la constellation des Chiens de chasse à environ 40 millions d'années-lumière. NGC 4138 a été découvert par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1788.

NGC 4138 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SA(r)a dans son atlas des galaxies[9],[10].

Des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 19,740 ± 9,164 Mpc (∼64,4 millions d'a.l.) [11], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage [5]. Cependant cette galaxie, comme plusieurs des groupes de M101 et de NGC 4051, 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.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Une galaxie spirale[modifier | modifier le code]

La classification SA(r)a par Gérard de Vaucouleurs a aussi été adoptée par le professeur Seligman adopte aussi cette classification et on voit très bien la présence de bras spiraux sur les images captées par le télescope spatial Hubble. Toutes les autres sources la classent cependant comme une galaxie lenticulaire.

On voit très bien les bras spiraux de NGC 4138 sur cette image provenant du télescope spatial Hubble.
Autre image en lumière verte (547 nm prise par le télescope spatial Hubble qui montre les bras spiraux de NGC 4138.

NGC 4138 présente une large raie HI et c'est une galaxie active de type Seyfert 1.9.[1]

Deux disques distincts[modifier | modifier le code]

Une étude de la galaxie réalisée en 1996 a montré qu'elle possède deux diques rotatifs qui tournent en sens opposé l'un de l'autre. Vingt pour cent des étoiles sont dans le disque contre rotatif et le reste dans l'autre.[12] Le gaz neutre et ionisé de cette galaxie tourne dans la même direction que le disque contre rotatif. Les étoiles étoiles de ce disque sont généralement plus jeunes que la population stellaire principale. Selon des modèles numériques élaborés, on pense que ce disque provient de la fusion il y a environ quatre milliards d'années avec une galaxie naine riche en gaz. Les simulations montrent également que la contre rotation du disque a pour effet de lentement supprimer la structure spirale de la galaxie dans son ensemble. La jeune structure annulaire d'étoiles est probablement le résultat de collisions entre des nuages de gaz tournant dans des directions opposées.[13]

Grâce aux observation du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 4138. La taille de son demi-grand axe est égale à 1330 pc (~4 340 années-lumière)[14].

Activité et sources radio[modifier | modifier le code]

NGC 4138 est une galaxie active de type Seyfert 1.9[1] ayant deux sources radio détectées dans la région de son noyau central. La composante orientale est la plus énergétique avec une intensité d'environ 1,0 mJy, alors que l'émission de la source plus faible est de 0,75 mJy. Ce rayonnement provient probablement de jets de matière éjectée par le trou noir supermassif au centre de la galaxie.[15]

Groupe de NGC 4051 et de M101[modifier | modifier le code]

Selon A.M. Garcia, la galaxie NGC 4138 fait partie d'un groupe de galaxies qui compte au moins 19 membres, le groupe de NGC 4051. Les autres membres du groupe sont NGC 3906, NGC 3938, NGC 4051, NGC 4096, NGC 4111, NGC 4117, NGC 4143, NGC 4183, NGC 4218, NGC 4288, NGC 4346, NGC 4389, IC 750, UGC 6805, UGC 6818, UGC 6930, UGC 7089 et UGC 7129[16].

D'autre part, dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian indique que NGC 4138 fait partie d'un groupe plus vaste qui compte plus de 80 galaxies, le groupe de M101[17]. Plusieurs galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent également dans d'autres groupes décrits par A.M. Garcia, 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[16].

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.

Les groupes de M101 et de NGC 4051 font 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 d e et f (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4138 (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 4100 à 4199 »
  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 4138 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. Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 4138
  10. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 4138 » (consulté le )
  11. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  12. Katherine P. Jore, Adrick H. Broeils et Martha P. Haynes, « A Counter-Rotating Disk in the Normal SA Galaxy NGC 4138 », Astronomical Journal, vol. 112,‎ , p. 438 (DOI 10.1086/118027, Bibcode 1996AJ....112..438J, lire en ligne)
  13. A. Pizzella, L. Morelli, E. M. Corsini, E. Dalla Bontà, L. Coccato et G. Sanjana, « The difference in age of the two counter-rotating stellar disks of the spiral galaxy NGC 4138 », Astronomy & Astrophysics, vol. 570, A79,‎ , p. 5 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201424746, lire en ligne)
  14. 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])
  15. P. Bontempi A. Doi, M. Giroletti, F. Panessa, M. Orienti et A. Doi, « Physical properties of the nuclear region in Seyfert galaxies derived from observations with the European VLBI Network », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 426#1,‎ , p. 588-594 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21786.x, lire en ligne)
  16. 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)
  17. 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 )

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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