NGC 5195

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NGC 5195
Image illustrative de l’article NGC 5195
La galaxie lenticulaire NGC 5195.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chiens de chasse
Ascension droite (α) 13h 29m 59,6s [1]
Déclinaison (δ) 47° 15′ 58″  [1]
Magnitude apparente (V) 9,6 [2]
10,5 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,18 mag/am2 [a]
Dimensions apparentes (V) 5,9 × 4,6 [2]
Décalage vers le rouge 0,001518 ± 0,000002 [1]
Angle de position 79° [2]

Localisation dans la constellation : Chiens de chasse

(Voir situation dans la constellation : Chiens de chasse)
Canes Venatici IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 455 ± 1 km/s  [b]
Distance 7,223 ± 2,168 Mpc (∼23,6 millions d'a.l.)[3]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie lenticulaire
Type de galaxie SB0_1 pec[1] SB0-a[2] SB0/a? pec[4] SBa[5]
Dimensions 66 000 a.l. [c]
Découverte
Découvreur(s) Pierre Méchain [4]
Date [4]
Désignation(s) PGC 47413
UGC 8494
MCG 8-25-14
CGCG 246-9
IRAS 13278+4731
KCPG 379B
Arp 85
VV[2]
Liste des galaxies lenticulaires

NGC 5195 est une galaxie lenticulaire relativement rapprochée et située dans la constellation des Chiens de chasse à environ 24 millions d'années-lumière de la Voie lactée. NGC 5195 a été découvert par l'astronome français Pierre Méchain en 1781.

Arp 85 : M51 et NGC 5195

En compagnie de M51, NGC 5195 forme un couple de galaxies en interaction qui figure dans l'atlas des galaxies particulières de Halton Arp sous la cote Arp 85[2],[6].

NGC 5195 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique I0/SB(r)0+ pec dans son atlas des galaxies[7],[8].

NGC 5195 présente une large raie HI 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].

Distance de NGC 5195[modifier | modifier le code]

Le calcul de la distance obtenu en se basant sur le décalage vers le rouge (dite distance de Hubble)[d] donne une valeur de 6,36 ± 0,44 Mpc (∼20,7 millions d'a.l.), une valeur presque égale à celle de M51. Cependant, comme pour plusieurs galaxies du groupe de M101 et du groupe de M51, la distance de Hubble est souvent très différente de la distance mesurée par des méthodes indépendantes du décalage. Certaines galaxies se déplacent dans le groupe avec des vitesses propres qui ne sont pas négligeables par rapport à la vitesse de récession produite par l'expansion de l'Univers. Si une galaxie du groupe se dirige vers la Voie lactée, on obtient une distance de Hubble plus petite que la distance réelle de la galaxie et, dans le cas contraire, une distance plus grande.

Dans le cas de NGC 5195, plus d'une cinquantaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) ont été réalisées à ce jour. La distance de cet échantillon donne une valeur de 7,223 ± 2,168 Mpc (∼23,6 millions d'a.l.)[3]. Cette valeur est aussi pratiquement la même que celle de M51.

Supernova[modifier | modifier le code]

La supernova SN 1945A a été découverte le 8 avril par l'astronome américain Milton Humason. Le type de cette supernova n'a pas été déterminé[9].

Interaction avec M51[modifier | modifier le code]

M51 à gauche et NGC 5195 à droite. Image produite en 2005 par le Hubble Heritage Project.

On pense que la structure spirale bien définie de la galaxie du Tourbillon (M51) provient de l'interaction étroite entre NGC 5195 et M51. NGC 5195 pourrait avoir traversé le disque de M51 il y a environ 500 à 600 millions d'années. Selon le scénario proposé, NGC 5195 aurait pénétré le disque de M51 de l'arrière vers nous et elle aurait même effectué un autre croisement entre 50 et 100 millions d'années jusqu'à sa position présente, soit légèrement à l'arrière de M51[10].

Cette paire de galaxie a fait l'objet de plusieurs études théoriques précoces[11]. Ces deux galaxies sont reliées par un pont de marée riche en poussière qui semble être vu en silhouette contre le centre de NGC 5195. Cela laisse supposer que NGC 5195 est à l'arrière de M51[12].

Groupe de M51 et de M101[modifier | modifier le code]

Selon A.M. Garcia, la galaxie NGC 5195 fait partie d'un groupe de galaxies qui compte au moins 10 membres, le groupe de M51 (NGC 5194 dans l'article de Garcia). Les autres membres de ce groupe sont NGC 5023, M63 (NGC 5055), M51 (NGC 5194), NGC 5229, IC 4263, UGC 8215, UGC 8308, UGC 8320 et UGC 8331[13].

D'autre part, dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian indique que NGC 5195 fait partie d'un groupe plus vaste qui compte plus de 80 galaxies, le groupe de M101[14]. Plusieurs galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent également dans d'autres groupes décrit par A.M. Garcia, soit le groupe de NGC 3631, le groupe de NGC 4051, le groupe de NGC M109 (NGC3992), le groupe de NGC 4081, le groupe de M106 (NGC 4258) et le groupe de NGC 5457.[13]

Plusieurs galaxies de ces 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 M51 dont 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]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. La brillance de surface (S) se calcule à partir de la magnitude apparente (m) et de la surface de la galaxie selon l'équation
  2. 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.
  3. 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.
  4. 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.

Références[modifier | modifier le code]

  1. a b c d et e  (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 5195 (consulté le )
  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 5100 à 5199 »
  3. a et b « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  4. a b et c (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le )
  5. (en) « NGC 5195 sur HyperLeda » (consulté le )
  6. Arp Halton, « Atlas of Peculiar Galaxies », Astrophysical Journal Supplement, vol. 14,‎ , table 1, p13 (DOI 10.1086/190147, Bibcode 1966ApJS...14....1A, lire en ligne)
  7. Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 5195
  8. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 5195 » (consulté le )
  9. (en) « Other Supernovae images » (consulté le )
  10. Heikki Salo et Eija Laurikainen, « A Multiple Encounter Model of M51 », Astrophysics and Space Science, vol. 269/270,‎ , p. 663-664 (DOI 10.1023/A:1017002909665, Bibcode 1999Ap&SS.269..663S)
  11. Alar Toomre et Juri Toomre, « Galactic Bridges and Tails », Astrophysical Journal, vol. 178,‎ , p. 623-666 (DOI 10.1086/151823, Bibcode 1972ApJ...178..623T, lire en ligne)
  12. (en) A. Sandage et J. Bedke, Carnegie Atlas of Galaxies, Washington, D.C., Carnegie Institution of Washington, (ISBN 978-0-87279-667-6)
  13. 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)
  14. 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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