NGC 5135

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NGC 5135
Image illustrative de l’article NGC 5135
La galaxie spirale barrée NGC 5135.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Hydre
Ascension droite (α) 13h 25m 44,0s[1]
Déclinaison (δ) −29° 50′ 01″ [1]
Magnitude apparente (V) 12,1 [2]
12,9 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,78 mag/am2[2]
Dimensions apparentes (V) 2,6′ × 1,8′ [2]
Décalage vers le rouge 0,013693 ± 0,000020 [1]
Angle de position 29°[2]

Localisation dans la constellation : Hydre

(Voir situation dans la constellation : Hydre)
Astrométrie
Vitesse radiale 4 105 ± 6 km/s [1]
Distance 64,81 ± 4,55 Mpc (∼211 millions d'al)[1]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale barrée
Type de galaxie SB(l)ab[1] SBab[2],[3],[4]
Dimensions environ 79,8 kpc (∼260 000 al)[1],[a],[b]
Découverte
Découvreur(s) John Herschel [3]
Date [3]
Désignation(s) PGC 46974
ESO 444-32
MCG -5-32-13
IRAS 13229-2934 [2]
Liste des galaxies spirales barrées
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NGC 5135 est une très vaste galaxie spirale barrée située dans la constellation de l'Hydre. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 4 394 ± 21 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 64,8 ± 4,6 Mpc (∼211 millions d'al)[1]. NGC 5135 a été découverte par l'astronome britannique John Herschel en 1834.

NGC 5135 par le télescope spatial Hubble.

La luminosité la galaxie NGC 5135 dans l'infrarouge lointain (de 40 à 400 µm) est égale à 1,82 × 1011  (1010,31) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 2,19 × 1011  (1011,26)[5].

Dans la bande K infrarouge, NGC 5135 présente une barre centrale supérieure à 50 secondes d'arc dont l'ellipticité maximale est de 0,52. L'angle de position de celle-ci est de 123°[6]. NGC 5135 est aussi une galaxie lumineuse dans l'infrarouge (LIRG) et elle présente une large raie HI. Elle renferme possiblement des régions d'hydrogène ionisé et c'est une galaxie active de type Seyfert 2[1].

À ce jour, quatre mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 6,325 ± 0,059 Mpc (∼20,6 millions d'al)[7], ce qui est ce qui est totalement incohérent avec les valeurs de la distance de Hubble. Notons que c'est avec la valeur moyenne des mesures indépendantes, lorqu'elles existent, que la base de données NASA/IPAC calcule le diamètre d'une galaxie.

Un disque entourant le noyau[modifier | modifier le code]

Grâce aux observations du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 5135. La taille de son demi-grand axe est égale à 610 pc (~1990 années-lumière)[8].

Trou noir supermassif[modifier | modifier le code]

Un trou noir supermassif trône au centre de NGC 5135. Plusieurs études de la dispersion des vitesses dans la région centrale ont permis d'estimer sa masse à 1,95 × 107  (107,29)[9]. Une étude autre réalisée auprès de 90 galaxies de type Seyfert 2 utilisant la dispersion des vitesses a permis d'estimer la masse des trous noirs supermassifs centraux de celles-ci. Pour NGC 5135, la masse du trou noir est égale à 22,4 × 106  (107,35)[10].

Selon les auteurs d'un article publié en , la connaissance de la masse d'un trou noir central et du taux d'accrétion par celui-ci permet d'estimer le taux de formation d'étoiles dans la région centrale des galaxies de type Seyfert. Ce taux pour NGC 5135 serait à l'intérieur et à l'extérieur d'un rayon de 1 kpc respectivement de 6,1 /an et de 3,6 /an [11].

Groupe de NGC 5152[modifier | modifier le code]

Selon A. M. Garcia, NGC 5135 fait partie du groupe de NGC 5152. Ce groupe de galaxies compte au moins 16 membres, dont NGC 5124, NGC 5150, NGC 5152, NGC 5153, NGC 5182, IC 4248, IC 4251 et IC 4275[12].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. ↑ Diamètre isophote du relevé ESO-LV Quick Blue"" IIa-O.
  2. ↑ Les données utilisées par le site NASA/IPAC sont basées uniquement sur des publications scientifiques et, en qui concerne le diamètre des galaxies, elles sont parfois inexactes. Le calcul de tous les diamètres est basé sur la moyenne des mesures de distances indépendantes du décalage vers le rouge, lorsqu'elles existent. Certaines fois, l'écart type des échantillons est plus grand que la moyenne et souvent il vaudrait mieux choisir la distance de Hubble pour faire ce calcul. Ici par exemple, la moyenne des quatre mesures indépendantes est de 6,325 ± 0,059 Mpc (∼20,6 millions d'al) n'est sûrement pas la distance de cette galaxie. Si on utilise la distance de Hubble de 64,81 Mpc, on obtient un diamètre énormément plus grand, soit d'environ 79,8 kpc (∼260 000 al) au lieu de 7,79 kpc indiqué sur le site.

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e f g h et i (en) « Results for object NGC 5135 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e f et g « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 5100 à 5199 », sur astrovalleyfield.ca (consulté le )
  3. ↑ a b et c (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 5135 » (consulté le ).
  4. ↑ (en) « NGC 5135 sur HyperLeda » (consulté le )
  5. ↑ D. B. Sanders, J. M. Mazzarella, D. -C. Kim, J. A. Surace et B. T. Soifer, « The IRAS Revised Bright Galaxy Sample », The Astronomical Journal, vol. 126, no 4,‎ , p. 1607-1664 (DOI 10.1086/376841, Bibcode 2003AJ....126.1607S, lire en ligne [PDF])
  6. ↑ John S. Mulchaey, Michael W. Regan et Arunav Kundu, « The Fueling of Nuclear Activity. I. A Near-Infrared Imaging Survey of Seyfert and Normal Galaxies », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 110, no 2,‎ , p. 299-319 (DOI 10.1086/313005, Bibcode 1997ApJS..110..299M, lire en ligne [PDF])
  7. ↑ « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  8. ↑ 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])
  9. ↑ Andrea Marinucci, Stefano Bianchi, Fabrizio Nicastro, Giorgio Matt et Andy D. Goulding, « The Link between the Hidden Broad Line Region and the Accretion Rate in Seyfert 2 Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 748, no 2,‎ , p. 10 pages (DOI 10.1088/0004-637X/748/2/130, Bibcode 2012ApJ...748..130M, lire en ligne [PDF])
  10. ↑ W. Bian et Q. Gu, « The Eddington Ratios in Seyfert 2 Galaxies with and without Hidden Broad-Line Regions », The Astrophysical Journal, vol. 657, no 1,‎ , p. 159-166 (DOI 10.1086/510708, Bibcode 2007ApJ...657..159B, lire en ligne [PDF])
  11. ↑ Aleksandar M. Diamond-Stanic et Rieke, « The Relationship between Black Hole Growth and Star Formation in Seyfert Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 746, no 2,‎ , p. 14 pages (DOI 10.1088/0004-637X/746/2/168, Bibcode 2012ApJ...746..168D, lire en ligne [PDF])
  12. ↑ 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)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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