NGC 4459

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NGC 4459
Image illustrative de l’article NGC 4459
La galaxie lenticulaire NGC 4459
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chevelure de Bérénice
Ascension droite (α) 12h 29m 00,0s[1]
Déclinaison (δ) 13° 58′ 42″ [1]
Magnitude apparente (V) 10,4[2]
11,3 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 12,84 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 3,5 × 2,7[2]
Décalage vers le rouge 0,003976 ± 0,000017[1]
Angle de position 110°[2]

Localisation dans la constellation : Chevelure de Bérénice

(Voir situation dans la constellation : Chevelure de Bérénice)
Coma Berenices IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 1 192 ± 5 km/s [4]
Distance 16,6 ± 1,2 Mpc (∼54,1 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie lenticulaire
Type de galaxie SA0^+(r)[1],[6]
S0-a[2] S0/R[7]
Dimensions 55 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[6]
Date [6]
Désignation(s) PGC 41104
UGC 7614
MCG 2-32-83
CGCG 70-116
VCC 1154
IRAS 1224+1415[2]
Liste des galaxies lenticulaires

NGC 4459 est une galaxie lenticulaire située dans la constellation de la Chevelure de Bérénice à environ 54 millions d'années-lumière. NGC 4459 a été découvert par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1787.

NGC 4459 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SA0+(r) dans son atlas des galaxies[9].

NGC 4459 renferme des régions d'hydrogène ionisé. De plus, 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[1].

Près d'une vingtaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 16,279 ± 3,216 Mpc (∼53,1 millions d'a.l.)[10], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage[5].

Le centre de la galaxie[modifier | modifier le code]

Le centre de NGC 4459 par le télescope spatial Hubble.

L'image provenant du télescope spatial Hubble montre d'extraordinaires détails du disque qui entoure le noyau de cette galaxie. Ce disque renferme des gaz moléculaires[11] et des indices montrent que des étoiles naissent dans celui-ci[12].

De plus en 2010, grâce aux observation du télescope spatial Hubble, on a détecté deux disques de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 4459. La taille du demi-grand axe du premier disque est 160 pc (~520 années-lumière) et celle du second est de 630 pc (~2050 années-lumière)[13].

Trou noir supermassif[modifier | modifier le code]

Selon une étude réalisée auprès de 76 galaxies par Alister Graham en 2008, le bulbe central de NGC 4459 renferme un trou noir supermassif dont la masse est estimée à 7,0+1,3
−1,3
x 107 [14].

Selon une autre étude publiée en 2009 et basée sur la vitesse interne de la galaxie mesurée par le télescope spatial Hubble, la masse du trou noir supermassif au centre de NGC 4459 serait comprise entre 30 et 240 millions de [15].

Amas globulaires[modifier | modifier le code]

Selon une étude publiée en 2008 et basée sur les observations réalisées avec le télescope spatial Hubble, le nombre d'amas globulaires dans NGC 4459 (VCC 1242 dans l'article) est estimé à 218 ± 28[16].

Groupe de M87, de M60 et l'amas de la Vierge[modifier | modifier le code]

Selon A.M. Garcia, NGC 4459 est membre du groupe de M87 (NGC 4486). Ce groupe de galaxies comprend au moins 96 membres, dont 53 apparaissent au New General Catalogue et 17 à l'Index Catalogue[17].

D'autre part, la plupart des galaxies du New General Catalogue, dont NGC 4459, et seulement quatre de l'Index Catalogue du groupe de M87 apparaissent dans une liste de 227 galaxies d'un article publié par Abraham Mahtessian en 1998[18]. Cette liste comporte plus de 200 galaxies du New General Catalogue et une quinzaine de galaxies de l'Index Catalogue. On retrouve dans cette liste 11 galaxies du Catalogue de Messier, soit M49, M58, M60, M61, M84, M85, M87, M88, M91, M99 et M100.

Toutes les galaxies de la liste de Mahtessian ne constituent pas réellement un groupe de galaxies. Ce sont plutôt plusieurs groupes de galaxies qui font tous partie d'un amas galactique, l'amas de la Vierge. Pour éviter la confusion avec l'amas de la Vierge, on peut donner le nom de groupe de M60 à cet ensemble de galaxies, car c'est l'une des plus brillantes de la liste. L'amas de la Vierge est en effet beaucoup plus vaste et compterait environ 1300 galaxies, et possiblement plus de 2000[19], situées au coeur du superamas de la Vierge, dont fait partie le Groupe local[20],[21].

De nombreuses galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent dans onze groupes décrits dans un article d'A.M. Garcia[17], soit le groupe de NGC 4123 (7 galaxies), le groupe de NGC 4261 (13 galaxies), le groupe de NGC 4235 (29 galaxies), le groupe de M88 (13 galaxies, M88 = NGC 4501), le groupe de NGC 4461 (9 galaxies), le groupe de M61 (32 galaxies, M61 = NGC 4303), le groupe de NGC 4442 (13 galaxies), le groupe de M87 (96 galaxies, M87 = NGC 4486), le groupe de M49 (127 galaxies, M49 = NGC 4472), le groupe de NGC 4535 (14 galaxies) et le groupe de NGC 4753 (15 galaxies). Ces onze groupes font partie de l'amas de la Vierge et ils renferment 396 galaxies. Certaines galaxies de la liste de Mahtessian ne figurent cependant dans aucun des groupes de Garcia et vice versa.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d et e (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4459 (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 4400 à 4499 »
  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 4459 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 4459
  10. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  11. Lisa M. Young and, Martin Bureau et Michele Cappellari, « Structure and Kinematics of Molecular Disks in Fast-Rotator Early-Type Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 676#1,‎ , p. 317-334 (DOI 10.1086/529019, lire en ligne)
  12. Lisa M. Young, George J. Bendo et Danielle M. Lucero, « Mid- to Far-Infrared Emission and Star Formation in Early-Type Galaxies », The Astronomical Journal, vol. 137#2,‎ , p. 3053-3070 (DOI 10.1088/0004-6256/137/2/3053, Bibcode 2009AJ....137.3053Y, lire en ligne)
  13. 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)
  14. Alister W. Graham, « Populating the galaxy velocity dispersion – supermassive black hole mass diagram: A catalogue of (Mbh, σ) values », Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 25#4,‎ , p. 167-175, table 1 page 174 (DOI 10.1088/1009-9271/5/4/002, Bibcode 2005ChJAA...5..347A, lire en ligne)
  15. A. Beifiori, M. Sarzi, E.M. Corsini, E. Dalla Bontà, A. Pizzella, L. Coccato et F. Bertola, « UPPER LIMITS ON THE MASSES OF 105 SUPERMASSIVE BLACK HOLES FROM HUBBLE SPACE TELESCOPE/SPACE TELESCOPE IMAGING SPECTROGRAPH ARCHIVAL DATA », The Astrophysical Journal, vol. 692#1,‎ , p. 856-868 (DOI 10.1088/0004-637X/692/1/856, lire en ligne)
  16. Eric W. Peng, Andrés Jordán, Patrick Côté et et al., « The ACS Virgo Cluster Survey. XV. The Formation Efficiencies of Globular Clusters in Early-Type Galaxies: The Effects of Mass and Environment », The Astrophysical Journal, vol. 681, no 1,‎ , p. 197-224 (DOI 10.1086/587951, Bibcode 2008ApJ...681..197P, lire en ligne)
  17. 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)
  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 )
  19. (en) « Cosmos, Virgo Cluster » (consulté le )
  20. (en) P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel, « Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 93,‎ , p. 211-233 (Bibcode 1992A&AS...93..211F, lire en ligne)
  21. (en) Tully, R.B., « The Local Supercluster », Astrophysical Journal, vol. 257,‎ , p. 389-422 (DOI 10.1086/159999, Bibcode 1982ApJ...257..389T, lire en ligne)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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