NGC 4570

NGC 4570 est une galaxie lenticulaire vue par la tranche et située dans la constellation de la Vierge à environ 57 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Cette galaxie a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1784.

NGC 4570

La galaxie lenticulaire NGC 4570
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Vierge
Ascension droite (α) 12h 36m 53,4s[1]
Déclinaison (δ) 07° 14′ 48″ [1]
Magnitude apparente (V) 10,9[2]
11,8 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 12,52 mag/am2[alpha 1]
Dimensions apparentes (V) 3,7′ × 1,2′[2]
Décalage vers le rouge 0,005961 ± 0,000017[1]
Angle de position 159°[2]

Localisation dans la constellation : Vierge

Astrométrie
Vitesse radiale 1 787 ± 5 km/s [alpha 2]
Distance 17,607 ± 5,224 Mpc (∼57,4 millions d'a.l.)[3]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie lenticulaire
Type de galaxie S0(7)/E7[1],[2] S0?[4] SB0[5]
Dimensions 62 000 a.l.[alpha 3]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[4]
Date [4]
Désignation(s) PGC 42096
UGC 7785
MCG 1-32-114
CGCG 42-178
VCC 1692 [2]
Liste des galaxies lenticulaires

Une quinzaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 17,607 ± 5,224 Mpc (∼57,4 millions d'a.l.)[3], ce qui est à l'extérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage qui donne ici une valeur de 25,0 ± 1,8 Mpc (∼81,5 millions d'a.l.)[alpha 4]. Comme toutes les autres galaxies du groupe de NGC 4535, la distance non basée sur le décalage est sans doute plus près de la réalité.

Caractéristiques

Amas globulaires

Selon une étude publiée en 2008 et basée sur les observations réalisées avec le télescope spatial Hubble, le nombre d'amas globulaires dans NGC 4570 (VCC 1692 dans l'article) est estimé à 139 ± 23[6].

Un disque multiple entourant le noyau

Deux disques sont présents dans le centre de cette galaxie[7],[8],[9]. Un disque dont le rayon atteint environ 100 pc entoure le noyau de NGC 4570. Entre ce premier disque et le deuxième disque, il y a un espace d'environ 330 années-lumière[7]. Il se pourrait que cette structure multiple du disque provienne d'une ancienne petite barre au centre de la galaxie[9],[10]. Cependant, des observations des amas globulaires du halo de NGC 4570 ont révélé la présence d'une population significative d'étoiles âgées entre un et trois milliards d'années. Étonnamment, l'âge de ces étoiles est semblable à celui des étoiles des disques du noyau (< 2 Ga). Donc, il se pourrait que les disques du noyau se soient formés non pas à partir d'une barre, mais à la suite d'une fusion ou de l'accrétion d'une quantité importante de gaz, événement qui aurait déclenché une flambée de création d'étoiles[11].

Distance des galaxies du groupe de NGC 4535

Les distances non basées sur le décalage de presque toutes les galaxies inscrites aux catalogues NGC et IC du groupe de NGC 4535 sont nettement inférieures aux distances de Hubble. Seule la galaxie NGC 4598 présente des distances pratiquement égales, mais il n'y a qu'une mesure non basée sur le décalage. La différence entre les distances va de 5,0 Mpc pour NGC 4492 à 13,5 Mpc pour IC 3617. Puisque la distance de Hubble semble trop élevée par rapport à la distance réelle de ces galaxies, on doit conclure qu'elles se dirigent en direction opposée de la Voie lactée vers le centre de l'amas de la Vierge attirées par la gravité de celui-ci.

Groupe de NGC 4535, de M60 et l'amas de la Vierge

Selon A.M. Garcia, NGC 4570 est membre du groupe de NGC 4535. Ce groupe de galaxies comprend au moins 14 membres. Les autres galaxies du groupe sont NGC 4482, NGC 4492, NGC 4532, NGC 4535, NGC 4598, NGC 4612, NGC 4623, IC 3591, IC 3617, UGC 7739, UGC 7802, MCG 1-32-11 et VCC 1804[12].

D'autre part, seules les galaxies du catalogue NGC de ce groupe apparaissent dans une liste de 227 galaxies d'un article publié par Abraham Mahtessian en 1998[13]. Cette liste comporte plus de 200 galaxies du New General Catalogue et une quinzaine de galaxies de l'Index Catalogue. On retrouve dans cette liste 11 galaxies du Catalogue de Messier, soit M49, M58, M60, M61, M84, M85, M87, M88, M91, M99 et M100.

Toutes les galaxies de la liste de Mahtessian ne constituent pas réellement un groupe de galaxies. Ce sont plutôt plusieurs groupes de galaxies qui font tous partie d'un amas galactique, l'amas de la Vierge. Pour éviter la confusion avec l'amas de la Vierge, on peut donner le nom de groupe de M60 à cet ensemble de galaxies, car c'est l'une des plus brillantes de la liste. L'amas de la Vierge est en effet beaucoup plus vaste et compterait environ 1300 galaxies, et possiblement plus de 2000[14], situées au cœur du superamas de la Vierge, dont fait partie le Groupe local[15],[16].

De nombreuses galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent dans onze groupes décrits dans l'article d'A.M. Garcia[12], soit le groupe de NGC 4123 (7 galaxies), le groupe de NGC 4261 (13 galaxies), le groupe de NGC 4235 (29 galaxies), le groupe de M88 (13 galaxies, M88 = NGC 4501), le groupe de NGC 4461 (9 galaxies), le groupe de M61 (32 galaxies, M61 = NGC 4303), le groupe de NGC 4442 (13 galaxies), le groupe de M87 (96 galaxies, M87 = NGC 4486), le groupe de M49 (127 galaxies, M49 = NGC 4472), le groupe de NGC 4535 (14 galaxies) et le groupe de NGC 4753 (15 galaxies). Ces onze groupes font partie de l'amas de la Vierge et ils renferment 396 galaxies. Certaines galaxies de la liste de Mahtessian ne figurent cependant dans aucun des groupes de Garcia et vice versa.

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'un 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. 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
  1. (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4570 (consulté le )
  2. « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 4500 à 4599 »
  3. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  4. (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le )
  5. (en) « NGC 4570 sur HyperLeda » (consulté le )
  6. Eric W. Peng, Andrés Jordán, Patrick Côté et et al., « The ACS Virgo Cluster Survey. XV. The Formation Efficiencies of Globular Clusters in Early-Type Galaxies: The Effects of Mass and Environment », The Astrophysical Journal, vol. 681#1,‎ , p. 197-224 (DOI 10.1086/587951, Bibcode 2008ApJ...681..197P, lire en ligne)
  7. (en) « Nuclear, Stellar Disks in E/S0 Galaxies » (consulté le )
  8. (en) Warren H. Finlay, Concise Catalog of Deep-Sky Objects : Astrophysical Information for 550 Galaxies, Clusters and Nebulae, Springer, , 441 p. (ISBN 978-3-319-03170-5, lire en ligne), page 315
  9. Frank C. van den Bosch et Eric Emsellem, « Bar-driven evolution of S0s: the edge-on galaxy NGC 4570 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 298#1,‎ , p. 267-294 (DOI 10.1046/j.1365-8711.1998.01616.x, Bibcode 1998MNRAS.298..267V, lire en ligne)
  10. Cecilia Scorza et Frank C. van den Bosch, « Nuclear stellar discs in early-type galaxies - II. Photometric properties », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 300#2,‎ , p. 469-478 (DOI 10.1046/j.1365-8711.1998.01922.x, Bibcode 1998MNRAS.300..469S, lire en ligne)
  11. R. Kotulla, U. Fritze et P. Anders, « Young globular clusters in an old S0: clues to the formation history of NGC 4570 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 387#3,‎ , p. 1149-1156 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13297.x, Bibcode 2008MNRAS.387.1149K, lire en ligne)
  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)
  13. 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 )
  14. (en) « Cosmos, Virgo Cluster » (consulté le )
  15. (en) P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel, « Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 93,‎ , p. 211-233 (Bibcode 1992A&AS...93..211F, lire en ligne)
  16. (en) Tully, R.B., « The Local Supercluster », Astrophysical Journal, vol. 257,‎ , p. 389-422 (DOI 10.1086/159999, Bibcode 1982ApJ...257..389T, lire en ligne)

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes
  • Portail de l’astronomie
Cet article est issu de Wikipedia. Le texte est sous licence Creative Commons - Attribution - Partage dans les Mêmes. Des conditions supplémentaires peuvent s'appliquer aux fichiers multimédias.