NGC 3227

NGC 3227 est une galaxie spirale intermédiaire (barrée ?) située dans la constellation du Lion à environ 49 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1784[6]. Il est possible d'apercevoir cette paire de galaxies à l'aide d'un télescope d'amateur. Elle est située à 50' à l'Est de l'étoile binaire Gamma Leonis.

NGC 3227

La galaxie spirale intermédiaire NGC 3227.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Lion
Ascension droite (α) 10h 23m 30,6s[1]
Déclinaison (δ) 19° 51′ 54″ [1]
Magnitude apparente (V) 10,3 [2]
11,1 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,31 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 4,1′ × 3,9′[2]
Décalage vers le rouge 0,003859 ± 0,000010[1]
Angle de position 150°[2]

Localisation dans la constellation : Lion

Astrométrie
Vitesse radiale 1 157 ± 3 km/s [4]
Distance 15,0 ± 1,1 Mpc (∼48,9 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale intermédiaire
Type de galaxie SAB(s) pec[1] SBa?[6] SBa[2] SABa[7]
Dimensions 58 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[6]
Date 15 février 1784[6]
Désignation(s) ARP 94
PGC 30445
UGC 5620
MCG 3-27-16
CGCG 94-28
VV 209
KCPG 234B
IRAS 10207+2007 [2]
Liste des galaxies spirales intermédiaires

NGC 3227 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SAB(s)a pec dans son atlas des galaxies[9],[10].

NGC 3226 et NGC 3227 figurent ans l'atlas des galaxies particulières de Halton Arp sous la cote Arp 94[11].

La classe de luminosité de NGC 3226 est I et elle présente une large raie HI. C'est aussi une galaxie active de type Seyfert 2[1].

Des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 18,750 ± 6,298 Mpc (∼61,2 millions d'a.l.)[12], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage[5].

En compagnie de NGC 3227, NGC 3227 forme le couple désigné comme Arp 94.

Le noyau de NGC 3227

NGC 3227 contient un noyau actif de type Seyfert[13],[14] de type 2[1]. De tels noyaux Seyfert renferment généralement un trou noir supermassif. La masse du trou noir de NGC 3227 est estimée à 1,4+1,0
−0,6 x 107 [15]. Comme plusieurs autres galaxies actives, on a découvert que le noyau de NGC 3227 était une source d'intensité variable de rayons X[16],[17],[18],[19],[20]. La période de variation des émissions varie de quelques heures à quelques mois. La période des émissions de NGC 3227 varie d'une durée de l'ordre de grandeur d'une journée[16] à quelques journées[19]. Une variabilité de période aussi courte que quelques milliers de secondes a été également observée avec le télescope spatial XMM-Newton[20]. On explique une telle variabilité par des variations de la densité et de l'ionisation des gaz et de la poussière absorbante des rayons X qui se trouvent à proximité du noyau[17],[18],[19],[20].

Entre 2000 et 2001, on a observé un changement du spectre des rayons X qui amène à croire qu'une certaine quantité de ce gaz se situe de 10 à 100 jours-lumière du noyau[21].

Des études ont aussi été réalisées dans le proche infrarouge et en lumière visible. Ces études portent sur le phénomène de réverbération optique[22],[23]. On y mesure le retard pris par les émissions venant du noyau et leur réémission par la poussière du disque d'accrétion du trou noir. Une quantité importante du gaz qui absorbe les rayons X pourrait se trouver à une distance aussi courte que 20 jours-lumière du noyau de NGC 3227[22].

Trou noir supermassif

Selon une 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 3227 serait comprise entre 12 et 63 millions de [24].

Selon un article basé sur les mesures de luminosité de la bande K de l'infrarouge proche du bulbe de NGC 3227, on obtient une valeur de 107,5 (32 millions de masses solaires) pour le trou noir supermassif qui s'y trouve[25].

Supernova

La supernova SN 1983U a été découverte dans NGC 3227 le par un dénommé V. Pronik[26]. Cette supernova était de type Ia[27].

Interaction avec la galaxie NGC 3226

Même si les galaxies NGC 3226 et NGC 3227 semblent se chevaucher, ce qui a fait dire à Halton Arp que c'est un exemple de galaxie spirale (NGC 3227) avec une compagne elliptique, rien n'indique que celles-ci soient en interaction gravitationnelle. Selon Vaucouleurs et Corwin, elles forment une paire de galaxies[28]. Cependant, la distance entre ces deux galaxies est relativement grande, soit environ 11 millions d'années-lumière et une étude publiée en 2006[29] révèle qu'il y a très peu de gaz moléculaire dans NGC 3226 et qu'elle n'a pas acquis de gaz en provenance de NGC 3227. Ces deux galaxies forment peut-être une paire de galaxies, mais elles ne semblent pas en interaction gravitationnelle.

Groupe de NGC 3227

NGC 3227 est la galaxie la plus brillante d'un groupe de galaxies qui porte son nom. Le groupe de NGC 3227 compte au moins 13 autres galaxies dont NGC 3162, NGC 3177, NGC 3185, NGC 3187, NGC 3190, NGC 3193, NGC 3213, NGC 3226, NGC 3287 et NGC 3301[30].

Sur le site « Un Atlas de l'Univers », Richard Powel mentionne aussi le groupe de NGC 3227, mais il n'y figure que trois galaxies. Les deux autres galaxies sont NGC 3226 et UGC 5675[31]. Ces deux galaxies figurent aussi dans le groupe de NGC 3227 de Garcia.

Notes et références
  1. (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 3227 (consulté le )
  2. « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 3200 à 3299 »
  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 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.
  5. 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.
  6. (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le )
  7. (en) « NGC 3227 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 3227
  10. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 3227 » (consulté le )
  11. Arp Halton, « Atlas of Peculiar Galaxies », Astrophysical Journal Supplement, vol. 14,‎ , p. 9 (DOI 10.1086/190147, Bibcode 1966ApJS...14....1A, lire en ligne)
  12. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  13. Luis C. Ho, Alexei V. Filippenko et Wallace L. W. Sargent, « A Search for "Dwarf Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 112#2,‎ , p. 315-390 (DOI 10.1086/313041, Bibcode 1997ApJS..112..315H, lire en ligne)
  14. E. Y. Khachikian, D. W. Weedman et Sargent, « AN ATLAS OF SEYFERT GALAXIES », The Astrophysical Journal, vol. 192,‎ , p. 581-589 (Bibcode 1974ApJ...192..581K, lire en ligne)
  15. Alister W. Graham, « Populating the Galaxy Velocity Dispersion: Supermassive Black Hole Mass Diagram, A Catalogue of (M bh, σ) Values », Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 25,‎ , p. 167-175 (DOI 10.1071/AS08013, lire en ligne)
  16. Allyn F. Tennant et R.F. Mushotzky, « THE ABSENCE OF RAPID X-RAY VARIABILITY IN ACTIVE GALAXIES », The Astrophysical Journal, vol. 264,‎ , p. 92-104 (DOI 10.1086/160576, Bibcode 1983ApJ...264...92T, lire en ligne)
  17. T.J. Turner et K.A. Pounds, « The EXOSAT spectral survey of AGN », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 240,‎ , p. 833-880 (DOI 10.1093/mnras/240.4.833, Bibcode 1989MNRAS.240..833T, lire en ligne)
  18. A. Ptak, T. Yaqoob, P.J. Serlemitsos, R. Mushotzky et C. Otani, « Rapid X-ray spectral variability in NGC 3227 », The Astronomical Journal, vol. 436,‎ , L31-L34 (DOI 10.1086/187626, Bibcode 1994ApJ...436L..31P, lire en ligne)
  19. Stefanie Komossa et Henner Fink, « Evidence for a dusty warm absorber in NGC 3227 ? », ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS, vol. 436,‎ , L31-L34 (lire en ligne)
  20. P. Gondoin, A. Orr, D. Lumb et H. Siddiqui, « XMM-Newton observations of the Seyfert 1 galaxy NGC 3227 », ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS, vol. 397,‎ , p. 883-890 (DOI 10.1051/0004-6361:20021574, Bibcode 2003A&A...397..883G)
  21. (en) G. Lamer, P. Uttley et I. M. McHardy, « An absorption event in the X-ray light curve of NGC 3227 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 342, no 3,‎ , L41–L45 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2003.06759.x, Bibcode 2003MNRAS.342L..41L, arXiv astro-ph/0305130)
  22. Masahiro Suganuma et al., « Reverberation Measurements of the Inner Radius of the Dust Torus in Nearby Seyfert 1 Galaxies », The Astrophisical Journal, vol. 639#1,‎ , p. 46-63 (DOI 10.1086/499326, lire en ligne)
  23. S. Koshida et al., « Reverberation Measurements of the Inner Radius of the Dust Torus in 17 Seyfert Galaxies », The Astrophisical Journal, vol. 788#2,‎ , p. 38 (DOI 10.1088/0004-637X/788/2/159, lire en ligne)
  24. 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)
  25. X.Y. Dong et M.M. De Robertis, « Low-Luminosity Active Galaxies and Their Central Black Holes », The Astronomical Journal, vol. 131, no 3,‎ , p. 1236-1252 (DOI 10.1086/499334, Bibcode 2006AJ....131.1236D, lire en ligne [PDF])
  26. (en) « IAUC 3887: SN IN NGC 3227; SSV-13 AND HERBIG-HARO 7-11; 4U 2129+47 = V1727 Cyg » (consulté le )
  27. (en) « Other Supernovae images » (consulté le )
  28. (en) de Vaucouleurs, G., de Vaucouleurs, A., and Corwin, H.G., Second Reference Catalogue of Bright Galaxies, Austin, University of Texas Press, , 387 p. (lire en ligne), page 281
  29. H. Cullen, P. Alexander et M. Clemens, « Gas in early-type galaxies: cross-fuelling in late-type-early-type pairs? », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 366#1,‎ , p. 49-57 (DOI 10.1086/313771, lire en ligne)
  30. 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)
  31. « Une liste des groupes de galaxies proches » (consulté le )

Voir aussi

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