NGC 5474

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NGC 5474
Image illustrative de l’article NGC 5474
La galaxie spirale NGC 5474.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Grande Ourse
Ascension droite (α) 14h 05m 01,6s [1]
Déclinaison (δ) 53° 34′ 44″  [1]
Magnitude apparente (V) 10,8 [2]
11,3 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 14,16 mag/am2 [a]
Dimensions apparentes (V) 4,7 × 4,7 [2]
Décalage vers le rouge 0,000874 ± 0,000003 [1]
Angle de position N/A [2]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

(Voir situation dans la constellation : Grande Ourse)
Ursa Major IAU.svg
Astrométrie
Vitesse radiale 262 ± 1 km/s  [b]
Distance 4,461 ± 2,333 Mpc (∼14,5 millions d'a.l.)[3]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie SA(s)cd pec[1] Sc?[4] Sc[5],[2]
Dimensions 19 800 a.l. [c]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel [4]
Date [4]
Désignation(s) PGC 50216
UGC 9013
MCG 9-21-32
CGCG 272-23  [2]
Liste des galaxies spirales

NGC 5474 est une galaxie spirale située dans la constellation de la Grande Ourse à environ 14,5 millions d'années-lumière de la Voie lactée. NGC 5474 a été découvert par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1788.

La classe de luminosité de NGC 5474 est III-IV et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé[1].

Avec une brillance de surface égale à 14,16 mag/am2, on peut qualifier NGC 5474 de galaxie à faible brillance de surface (LSB en anglais pour low surface brightness). Les galaxies LSB sont des galaxies diffuses (D) avec une brillance de surface inférieure de moins d'une magnitude à celle du ciel nocturne ambiant.

Distance de NGC 5474[modifier | modifier le code]

La vitesse radiale de (262 km/s) de NGC 5474, ainsi que celle des cinq autres galaxies du groupe de NGC 5457 (le groupe de M101 selon A. M. Garcia[6]), sont trop faibles et on ne peut utiliser la loi de Hubble-Lemaître pour calculer leur distance à partir du décalage vers le rouge. On obtiendrait pour NGC 5474 une valeur de 3,66 ± 0,27 Mpc (∼11,9 millions d'a.l.)[d]. Près d'une vingtaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) ont été réalisées à ce jour pour cette galaxie et la moyenne de celles-ci donnent une distance de 4,461 ± 2,333 Mpc (∼14,5 millions d'a.l.)[3], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage[d].

La distance de Hubble de toutes les galaxies de ce groupe est en moyenne inférieure de plus de 40 % à la distance obtenue par des méthodes indépendantes du décalage, ce qui implique que ce groupe de galaxies s'approche du Groupe local.

Interaction avec M101[modifier | modifier le code]

Parmi les galaxies dans l'entourage de M101, NGC 5474 est l'une qui en est le plus rapproché[7]. L'interaction gravitationnelle entre la galaxie du Moulinet et NGC 5474 a fortement déformé cette dernière à un point tel que son noyau est très loin du centre de son disque[7]. On peut aussi constater un déplacement des régions HII sur les images de cette galaxie[8].

NGC 5474 capté par le télescope spatial Hubble.
NGC 5474 en ultraviolet (GALEX).

Groupe de NGC 5457[modifier | modifier le code]

Selon A.M. Garcia, la galaxie NGC 5474 fait partie d'un groupe de galaxies qui compte au moins six membres, le groupe de NGC 5457 qui est en fait la galaxie M101. Les autres membres du groupe M101 de Garcia sont NGC 5204, NGC 5457, NGC 5477, NGC 5585 et UGC 8837[6].

D'autre part, dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian indique que NGC 5474 fait aussi partie du groupe de M101, mais la liste de Mahtessian est beaucoup plus vaste, car elle renferme 80 membres[9]. 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 M109 (NGC 3992), le groupe de NGC 4081, le groupe de M106 (NGC 4258) et le groupe de NGC 5457[6].

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 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]

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 radiale d'une objet céleste à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage Doppler (redshift ou bleushift) 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. a et b On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble-Lemaître : 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 5474 (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 5400 à 5499 ».
  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 5474 sur HyperLeda » (consulté le ).
  6. a b et c 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).
  7. a et b I. O. Drozdovsky et I. D. Karachentsev, « Photometric distances to six bright resolved galaxies », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 142,‎ , p. 425-432 (DOI 10.1051/aas:2000155, Bibcode 2000A&AS..142..425D).
  8. Rosa M. González Delgado, Enrique Pérez, Clive Tadhunter, José M. Vilchez et Rodríguez-Espinosa José Miguel, « H II Region Population in a Sample of Nearby Galaxies with Nuclear Activity. I. Data and General Results », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 108, no 1,‎ , p. 155-198 (DOI 10.1086/312951, Bibcode 1997ApJS..108..155G).
  9. 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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