NGC 4314

NGC 4314 est une galaxie spirale barrée située dans la constellation de la Chevelure de Bérénice à environ 44 millions d'années-lumière. NGC 4314 a été découvert par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1785.

NGC 4314

La galaxie spirale barrée NGC 4314
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chevelure de Bérénice
Ascension droite (α) 12h 22m 31,8s[1]
Déclinaison (δ) 29° 53′ 45″ [1]
Magnitude apparente (V) 10,6[2]
11,4 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,58 mag/am2[alpha 1]
Dimensions apparentes (V) 4,2′ × 3,7′[2]
Décalage vers le rouge 0,003212 ± 0,000017[1]
Angle de position 69°[2]

Localisation dans la constellation : Chevelure de Bérénice

Astrométrie
Vitesse radiale 963 ± 5 km/s [alpha 2]
Distance 13,4 ± 1,0 Mpc (∼43,7 millions d'a.l.)[alpha 3]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale barrée
Type de galaxie SB(rs)a[1],[3] SBa/R[4] SBa[2]
Dimensions 54 000 a.l.[alpha 4]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[3]
Date [3]
Désignation(s) PGC 40097
UGC 7443
MCG 5-29-75
CGCG 158-93
KUG 1220+301
IRAS 12200+3010 [2]
Liste des galaxies spirales barrées

NGC 4314 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique (R1')SB(r'l)a dans son atlas des galaxies[5],[6].

La classe de luminosité de NGC 4314 est I-II et elle présente une large raie HI. De plus, 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].

Selon une étude publiée en 2002, NGC 4314 une galaxie anémique en raison de son faible taux de formation d'étoiles[7].

Une mesure non basée sur le décalage vers le rouge (redshift) donne une distance d'environ 9,700 Mpc (∼31,6 millions d'a.l.)[8] L'incertitude sur cette valeur n'est pas donnée sur la base de données NED et elle est à l'extérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage[alpha 3].

Un anneau de jeunes étoiles
Un anneau où règne une intense formation d'étoiles entoure le noyau de NGC 4314 (télescope spatial Hubble) 200 × 200px

Une des caractéristiques étonnantes de cette galaxie est l'anneau qui entoure son bulbe et dans lequel règne une intense formation d'étoiles. Cet anneau a été découvert par le télescope spatial Hubble et l'âge de ses étoiles ne dépasse pas cinq millions d'années[9]. L'origine de cet anneau proviendrait d'un type de résonance gravitationnelle appelée résonance de Lindblad[10],[11].

La taille de son demi-grand axe est égale 560 pc (~1825 années-lumière)[12].

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 4314 serait comprise entre 4,4 et 17 millions de [13].

Selon une autre étude basés sur les mesures de luminosité de la bande K de l'infrarouge proche du bulbe de NGC 4314, on obtient une valeur de 107,0 (10 millions de masses solaires) pour le trou noir supermassif qui s'y trouve[14].

Groupe de NGC 4274

Selon A.M. Garcia, la galaxie NGC 4314 fait partie d'un groupe de galaxies qui compte au moins 19 membres, le groupe de NGC 4274. Les autres membres du New General Catalogue du groupe sont NGC 4020, NGC 4062, NGC 4136, NGC 4173, NGC 4203, NGC 4245, NGC 4251, NGC 4274, NGC 4278, NGC 4283, NGC 4310, NGC 4359, NGC 4414, NGC 4509 et NGC 4525[15].

D'autre part, sept des galaxies de ce groupe (NGC 4245, NGC 4251, NGC 4274, NGC 4218, NGC4283, NGC 4310 et NGC 4314) font partie d'une autre groupe décrit dans un article publié en 1998[16] par Abraham Mahtessian. Il s'agit du groupe de NGC 4725, la galaxie la plus brillante de ce groupe qui compte 16 membres. Certaines galaxies du groupe de NGC 4725 font partie d'autres groupes décrits dans l'article de Garcia. Les frontières entre les groupes ne sont pas clairement établies et dépendent des critères de proximité utilisés par les auteurs.

Notes et références

Notes
  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 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.
  4. 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.

Références
  1. (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Résultats pour NGC 4314 (consulté le )
  2. « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 4300 à 4399 »
  3. (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le )
  4. (en) « NGC 4314 sur HyperLeda » (consulté le )
  5. Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 4314
  6. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 4314 » (consulté le )
  7. Debra Meloy Elmegreen, Bruce G. Elmegreen, Jay A. Frogel, Paul B. Eskridge, Richard W. Pogge, Andrew Gallagher et Joel Iams, « Arm Structure in Anemic Spiral Galaxies », The Astronomical Journal, vol. 124, no 2,‎ , p. 77-781 (DOI 10.1086/341613, Bibcode 2002AJ....124..777E, lire en ligne [PDF])
  8. .« Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  9. (en) « A BRIGHT RING OF STAR BIRTH AROUND A GALAXY'S CORE » (consulté le )
  10. G. Fritz Benedict, D. Andrew Howell, Inger Jørgensen, Jeffrey D. P. Kenney et Beverly J. Smith, « NGC 4314. IV. Photometry of Star Clusters with the Hubble Space Telescope: History of Star Formation in the Vicinity of a Nuclear Ring », The Astronomical Journal, vol. 123#3,‎ , p. 1411-1432 (DOI 123:1411–1432, lire en ligne)
  11. Shardha Jogee, Nick Scoville et Jeffrey D. P. Kenney, « The Central Region of Barred Galaxies: Molecular Environment, Starbursts, and Secular Evolution », The Astrophysical Journal, vol. 630#2,‎ , p. 837-863 (DOI 630:837–863, lire en ligne)
  12. 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])
  13. 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)
  14. 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])
  15. 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)
  16. 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

Articles connexes

Liens externes
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