NGC 4214

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NGC 4214
Image illustrative de l’article NGC 4214
La galaxie irrégulière NGC 4214
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chiens de chasse
Ascension droite (α) 12h 15m 39,2s[1]
Déclinaison (δ) 36° 19′ 37″ [1]
Magnitude apparente (V) 9,8[2]
10,2 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 14,11 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 8,0 × 6,6[2]
Décalage vers le rouge 0,000970 ± 0,000010[1]
Angle de position 144°[2]

Localisation dans la constellation : Chiens de chasse

(Voir situation dans la constellation : Chiens de chasse)
Canes Venatici IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 291 ± 3 km/s[4]
Distance 4,06 ± 0,32 Mpc (∼13,2 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie irrégulière
Type de galaxie IAB(s)m[1],[6] IB[7] IBm[2]
Dimensions 31 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[6]
Date [6]
Désignation(s) NGC 4228
PGC 39225
UGC 7278
MCG 6-27-42
CGCG 187-32
KUG 1213+366
IRAS 12131+3636 [2]
Liste des galaxies irrégulières

NGC 4214 est une galaxie irrégulière magellanique située dans la constellation des Chiens de chasse à environ 13 millions d'années-lumière. NGC 4214 a été découvert l'astronome germano-britannique William Herschel en 1785. Cette galaxie a aussi été observée par l'astronome britannique John Herschel le et elle a été inscrite au catalogue NGC sous la cote NGC 4228[6].

Pour certains, il s'agit d'une galaxie irrégulière barrée[2],[7] et pour d'autres d'une irrégulière intermédiaire[6],[1]. Certaines sources qualifient NGC 4214 de galaxie naine irrégulière,[9] mais avec un diamètre de 31 kal (ou de 23 kal, calculé avec la distance de 2,979 Mpc non basée sur le décalage), elle dépasse un peu la taille de cette catégorie de galaxies.

La classe de luminosité de NGC 4214 est V-VI et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé.[1] Selon la base de données Simbad, NGC 4214 est une galaxie à sursaut de formation d'étoiles[10].

Avec une brillance de surface égale à 14,11 mas/am2, on peut qualifier NGC 4214 de galaxie à faible brillance de surface (LSB en anglais pour low surface brightness). Les galaxie LSB sont des galaxies diffuse (D) avec une brillance de surface inférieure de moins d'une magnitude à celle du ciel nocturne ambiant.

Près d'une vingtaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 2,979 ± 1,097 Mpc (∼9,72 millions d'a.l.) [11], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage [5].

Une galaxie à sursaut de formation d'étoiles[modifier | modifier le code]

On peut voir sur cette image prise en lumière visible et en infrarouge par l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3) du télescope spatial Hubble des motifs complexes et brillants d'hydrogène gazeux ionisé, des cavités soufflées par les vents stellaires et des amas ouverts de jeunes étoiles.[9]

Une énorme cavité en forme de coeur, peut-être la caractéristique la plus attrayante de la galaxie, occupe le centre de l'image prise par le télescope spatial Hubble. À l'intérieur de cette cavité se trouve un gros amas ouvert de jeunes étoiles massives dont les températures de surface varient de 10 000 à 50 000 °C. Leurs vents stellaires intenses sont à l'origine de cette cavité. L'absence de gaz qui en résulte a stoppé la formation d'étoiles dans cette région[9].

La proximité de NGC 4214 et la grande variété d'étapes évolutives des ses étoiles en fait un laboratoire idéal pour l'étude de la formation et de l'évolution. Comme il y a peu de poussière entre nous et NGC 4214, les mesures obtenues en sont plus précises. NGC 4124 renferme une grande quantité de gaz constituant des pouponnières d'étoiles rougeoyantes que l'on peut voir sur l'image prise par le télescope spatial Hubble. Le plus jeune de ces amas est âgé d'environ deux millions d'années et il est situé dans la partie supérieure de cette image[9].

NGC 4214 est une galaxie à sursaut de formation d'étoiles avec deux grandes régions très actives près du centre de la galaxie, NGC 4214-I et NGC 4214-II. La région NGC 4214-I renferme un superamas stellaire riche en étoiles de type Wolf-Rayet. L'autre région plus jeune, moins de trois millions d'années, renferme plusieurs amas ouverts ainsi que des associations stellaires[12].

Les observations de cette galaxie ont aussi révélé la présence d'amas ouverts constitués d'étoiles supergéantes rouges beaucoup plus vieilles. Celles-ci brillent surtout dans l'infrarouge et sont peu visibles sur l'image du télescope spatial Hubble.[9]. Deux superamas stellaires âgés ont fait l'objet d'une étude publiée en 2004. Ils sont âgés d'environ 200 millions d'années et leur masse respective sont de 2,6 x 105 et 15 x 105 .[13]

Supernova[modifier | modifier le code]

Deux supernovas ont été découvertes dans NGC 4214 : SN 1954A et SN 2010U.[14]

SN 1954A[modifier | modifier le code]

Cette supernova a été découverte le 10 avril par l'astronome suisse Paul Wild de l'université de Berne. Cette supernova était de type Ib.[15]

SN 2010U[modifier | modifier le code]

Une appararent supernova a été découverte le 5 février à Yamagata au Japon par l'astronome japonais Koichi Itagaki. Le phénomène observé était plutôt une étoile variable lumineuse bleue (en anglais LBV Luminous blue variable),[16] une étoile variable hypergéante très lumineuse dont les expulsions de matière peuvent donner lieu à des observations semblables à celles d'une supernova.

Groupe de NGC 4631[modifier | modifier le code]

Selon A.M. Garcia, la galaxie NGC 4190 fait partie d'un groupe de galaxies qui compte au moins 14 membres, le groupe de NGC 4631. Les autres membres sont NGC 4150, NGC 4163, NGC 4190, NGC 4244, NGC 4308, NGC 4395, NGC 4631, NGC 4656, IC 779, MCG 6-28-0, UGC 7605, UGC 7698, UGCA 276[17].

On ne peut calculer la distance à partir de la loi loi de Hubble pour cette galaxie, mais la distance de Hubble est ici étonnament semblable à celle obtenue par des méthodes indépendantes du décalage. Cette galaxie, comme plusieurs de ce groupe, est relativement rapprochée du Groupe local et on obtient presque systématiquement une distance inférieure en se basant sur le décalage, mais c'est l'inverse pour NGC 4214. La faible gravité exercée par le Groupe local contrebalance l'expansion de l'Univers et qui rend ainsi la de Hubble moins applicable.

Abraham Mahtessian mentionne aussi l'appartenence de NGC 4214 à groupe de quatre galaxies. Les trois autres galaxies sont NGC 4163, NGC 4190 et NGC 4244.[18]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d e et f (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4214 (consulté le 29 mai 2020)
  2. a b c d e f et g « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 4200 à 4299 »
  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 c d et e (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 29 mai 2020)
  7. a et b (en) « NGC 4214 sur HyperLeda » (consulté le 29 mai 2020)
  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. a b c d et e (en) « Galaxy NGC 4214: A star formation laboratory » (consulté le 29 mai 2020)
  10. (en) « Simbad, NGC 4228 -- Starburst Galaxy » (consulté le 29 mai 2020)
  11. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 29 mai 2020)
  12. PL. Ubeda, J. Maíz-Apellániz et J.W. MacKenty, « Massive Young Star Clusters in NGC 4214 », The Formation and Evolution of Massive Young Star Clusters, ASP Conference Series, vol. 322,‎ , p. 221 (Bibcode 2004ASPC..322..221U, lire en ligne)
  13. Søren S. Larsen, Jean P. Brodie et Deidre A. Hunter, « Dynamical Mass Estimates for Five Young Massive Stellar Clusters », The Astronomical Journal, vol. 128#5,‎ , p. 2295–2305 (DOI 10.1086/424538, lire en ligne)
  14. (en) « Central Bureau for Astronomical Telegrams » (consulté en 29-25-2020)
  15. (en) « Other Supernovae images » (consulté en 29-25-2020)
  16. (en) « Bright Supernovae - 2010 » (consulté en 29-25-2020)
  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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