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NGC 4151

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NGC 4151
Image illustrative de l’article NGC 4151
La galaxie spirale intermédiaire NGC 4151
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chiens de chasse
Ascension droite (α) 12h 10m 32,6s[1]
Déclinaison (δ) 39° 24′ 21″ [1]
Magnitude apparente (V) 10,8[2]
11,5 dans la Bande B[2]
Brillance de surface 14,43 mag/am2[2]
Dimensions apparentes (V) 6,3′ × 4,5′[2]
Décalage vers le rouge 0,003326 ± 0,000007[1]
Angle de position 146°[2]

Localisation dans la constellation : Chiens de chasse

(Voir situation dans la constellation : Chiens de chasse)
Astrométrie
Vitesse radiale 997 ± 2 km/s [1]
Distance 18,35 ± 1,31 Mpc (∼59,9 millions d'al)[1]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale intermédiaire
Type de galaxie (R')SAB(rs)ab?[1],[3] SBab[4],[2]
Dimensions environ 19,34 kpc (∼63 100 al)[1],[a]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[3]
Date [3]
Désignation(s) PGC 38739
UGC 7166
MCG 7-25-44
CGCG 215-45
KUG 1208+396A
KCPG 324B[2]
Liste des galaxies spirales intermédiaires
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NGC 4151 est une galaxie spirale intermédiaire relativement rapprochée et située dans la constellation des Chiens de chasse. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 1 244 ± 17 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 18,4 ± 1,3 Mpc (∼60 millions d'al)[1]. NGC 4151 a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1787. Certains astronomes ont surnommé cette galaxie l'« Œil de Sauron » en raison de sa forme particulière[5].

La classe de luminosité de NGC 4151 est I-II et elle présente une large raie HI. C'est une aussi galaxie active de type Seyfert 1.5. C'est d'ailleurs l'une des deux candidates retenues dans l'article de Carl Keenan Seyfert qui décrit ce type de galaxie[6]. NGC 4151 présente aussi un jet d'ondes radio[1]. Sa luminosité dans l'infrarouge lointain (de 40 à 400 µm) est égale à 5,01 × 109  (109,70) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 1,58 × 1010  (1010,20)[7].

Avec une brillance de surface égale à 14,43 mag/am2, on peut qualifier NGC 4151 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.

À ce jour, une quinzaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 9,496 ± 8,096 Mpc (∼31 millions d'al)[8], ce qui est à l'intérieur des valeurs de la distance de Hubble en raison de l'écart type élevé de l'échantillon. Quatre des quinze mesures sont supérieures à 19 Mpc et les onze autres sont inférieures à 7 Mpc. La distance de cette galaxie est donc fort incertaine. Cependant, cette galaxie est certainement assez rapprochée du Groupe local et on obtient souvent des distances de Hubble assez différentes pour les galaxies rapprochées en raison de leur mouvement propre dans le groupe où l'amas où elles sont situées. Notons cependant que c'est avec la valeur moyenne des mesures indépendantes, lorsqu'elles existent, que la base de données NASA/IPAC calcule le diamètre d'une galaxie et qu'en conséquence le diamètre de NGC 4151 pourrait être d'environ 37,4 kpc (∼122 000 al) si on utilisait la distance de Hubble pour le calculer.

Selon Abraham Mahtessian, NGC 4145 et NGC 4151 forment une paire de galaxies[9] ce qui est vraisemblable car leur distance respective sont toutes deux de 60 millions d'années-lumière.

Morphologie

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NGC 4151 a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique (R2')SAB(s)ab dans son atlas des galaxies[10],[11]. Dans la bande K infrarouge, NGC 4051 présente une barre centrale de plus de 100 secondes d'arc dont l'ellipticité maximale est de 0,62. L'angle de position de celle-ci est de 136°[12].

Eskridge, Frogel et Pogge ont publié un article en décrivant la morphologie de 205 galaxies spirales rapprochées. Les observations ont été réalisées dans la bande H de l'infrarouge et dans la bande B (le bleu). Selon Eskridge et ses collègues, NGC 4151 est une galaxie spirale de type SBa dans la bande B et de type SB0/a dans la bande H. Elle présente une source nucléaire ponctuelle intégrée dans un large bulbe circulaire et brillant. Le bulbe est traversé par une grande barre épaisse dont le contraste est élevé. La barre montre à ses extrémités des anses peu lumineuses. NGC 4151 ne présente pas de preuve de structure spirale, ni de formation d'étoiles[13].

Trou noir supermassif

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NGC 4151 est l'une des galaxies les plus proches de la Terre à contenir un trou noir supermassif en croissance[14].

Selon les auteurs d'un article publié en , la masse du trou noir central de NGC 4151 est de 1,35 x 107 (107,13)[15].

Selon un article publié en un trou noir supermassif dont la masse est de (13,3 ± 4,6) x 106 se trouve au centre de NGC 4151[16].

Selon une autre étude publié en basée sur les mesures de luminosité de la bande K de l'infrarouge proche du bulbe de NGC 4123, on obtient une valeur de 108,1  (126 millions de masses solaires) pour le trou noir supermassif qui s'y trouve[17].

Selon une autre étude publié en et réalisée auprès de 76 galaxies par Alister Graham, le bulbe central de NGC 4151 renferme un trou noir supermassif dont la masse est estimée à (6,5 ± 0,7) × 107 [18].

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 4151 serait à l'intérieur d'un rayon de 1 kpc de 0,058 /an[19].

Une autre étude spectroscopique[14] révèle qu'il y aurait deux trous noirs supermassifs en orbite l'un autour de l'autre au centre de cette galaxie, ce qui est une indication certaine d'une ancienne fusion galactique. Les masses respectives de ces trous noirs sont estimées à plusieurs dizaines millions de masses solaires, 10 et 40 millions respectivement, mais des études plus approfondies restent à faire pour les déterminer plus précisément.

Source de rayons X

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En utilisant les données du satellite XMM-Newton de l'Agence spatiale européenne, les astronomes ont détecté l'émission de rayons X longtemps recherchée dans la galaxie NGC 4151. Lorsque le trou noir entre en éruption, son disque d'accrétion émet des rayons X environ une demi-heure plus tard.

La première détection de rayons X émise par NGC 4151 a apparemment été réalisée le 24 décembre 1970 par le satellite Uhuru de la NASA[20]. Mais une certaine controverse entoure cette détection. En effet, l'incertitude sur la position du satellite était de 0,56° carré et l'objet BL Lacertae 1E 1207.9 +3945 se trouve à l'intérieur de cette région. L’observatoire astrophysique des hautes énergies HEAO-1 a localisé plus tard la source de rayons X et elle coïncide avec la position optique du noyau de NGC 4151, mais cette position est à l'extérieur de la région couverte en 1970 par Uhuru[21].

Deux hypothèses ont été formulées pour expliquer la source des émissions de rayons X[22].

  • On pense que le trou noir était en croissance beaucoup plus rapide il y a environ 25 000 ans et que les radiations de la matière tombant vers celui-ci étaient alors si intenses qu'elles ont arraché tous les électrons des atomes. Les rayons X sont alors émis lorsque ces électrons sont captés par les atomes ionisés.
  • La deuxième hypothèse envisagée fait appel à une chute de matière vers le trou noir relativement plus récente. La matière du disque d'accrétion tombant vers le trou noir produit un puissant jet de gaz depuis la surface du disque. Ce jet perpendiculaire au disque chauffe le gaz sur sa trajectoire à des températures assez élevées pour émettre des rayons X.

Galerie

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Notes et références

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Notes

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  1. ↑ Diamètre dans la bande POSS1 103a-O.

Références

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  1. ↑ a b c d e f g h et i (en) « Results for object NGC 4151 », 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 4100 à 4199 », sur astrovalleyfield.ca (consulté le )
  3. ↑ a b et c (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 4151 » (consulté le ).
  4. ↑ (en) « NGC 4151 sur HyperLeda » (consulté le )
  5. ↑ (en) W. M. Keck Observatory, « ‘Eye of Sauron’ Provides New Way of Measuring Distances to Galaxies », W. M. Keck Observatory, (consulté le )
  6. ↑ Carl K. Seyfert, « Nuclear Emission in Spiral Nebulae. », Astrophysical Journal, vol. 97,‎ , p. 28 (DOI 10.1086/144488, Bibcode 1943ApJ....97...28S, lire en ligne)
  7. ↑ 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])
  8. ↑ « Your NED Search Results, Distance Results for NGC 4151 », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  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 )
  10. ↑ Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 4151
  11. ↑ (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 4151 » (consulté le )
  12. ↑ 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])
  13. ↑ Paul B. Eskridge, Jay A. Frogel, Richard W. Pogge et et al., « Near-Infrared and Optical Morphology of Spiral Galaxies », The Astrophysical Journal Supplement Serie, vol. 143, no 1,‎ , p. 73-111 (DOI 10.1086/342340, Bibcode 2002ApJS..143...73E, lire en ligne [PDF])
  14. ↑ a et b (en) Bon, Jovanović, Marziani, Shapovalova, Bon, Borka Jovanović, Borka, Sulentic et Popović, « The First Spectroscopically Resolved Sub-parsec Orbit of a Supermassive Binary Black Hole », The Astrophysical Journal, vol. 759, no 2,‎ , p. 118–125 (DOI 10.1088/0004-637X/759/2/118, arXiv 1209.4524)
  15. ↑ Jong-Hak Woo et Urry, « ACTIVE GALACTIC NUCLEUS BLACK HOLE MASSES AND BOLOMETRIC LUMINOSITIES », The Astrophysical Journal, vol. 579,‎ , p. 46 pages (lire en ligne [PDF])
  16. ↑ B. M. Peterson, L. Ferrarese, K. M. Gilbert et et al., « Central Masses and Broad-Line Region Sizes of Active Galactic Nuclei. II. A Homogeneous Analysis of a Large Reverberation-Mapping Database », The Astrophysical Journal, vol. 613, no 2,‎ , p. 682-699 (DOI 10.1086/423269, Bibcode 2004ApJ...613..682P, lire en ligne [PDF])
  17. ↑ X.Y. Dong et M.M. De Robertis, « Low-Luminosity Active Galaxies and Their Central Black Holes », mars, vol. 131#3,‎ the astronomical journal, p. 1236-1252 (DOI 10.1086/499334, Bibcode 2006AJ....131.1236D, lire en ligne)
  18. ↑ 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)
  19. ↑ 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])
  20. ↑ H. Gursky, E. M. Kellogg, C. Leong, H. Tananbaum et R. Giacconi, « Detection of X-Rays from the Seyfert Galaxies NGC 1275 and NGC 4151 by the UHURU Satellite », Astrophysical Journal, vol. 165,‎ , p. L43 (DOI 10.1086/180713, Bibcode 10.1086/180713)
  21. ↑ K. S. Wood, J.F. Meekins, D.J. Yentis et al., « The HEAO A-1 X-ray source catalog. », Astrophysical Journal, Suppl. Ser, vol. 56,‎ , p. 507-649
  22. ↑ (en) « Chandra X-Ray Observatory, The 'Eye of Sauron' » (consulté le )

Voir aussi

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Articles connexes

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Liens externes

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