NGC 2787

NGC 2787 est une galaxie lenticulaire barrée à anneaux de type (SB(r)0+)[1] située dans la constellation de la Grande Ourse à environ 32 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1788[6]. La présence d'une barre est visible sur l'image prise par l'étude DSS, mais elle est absente sur celle du télescope spatial Hubble. Inversement, les anneaux sont seulement visibles sur l'image prise par le télescope Hubble.

NGC 2787

La galaxie lenticulaire NGC 2787.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Grande Ourse
Ascension droite (α) 09h 19m 18,6s[1]
Déclinaison (δ) 69° 12′ 12″
Magnitude apparente (V) 10,7 [2]
11,8 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 12,57 mag/am2 [3]
Dimensions apparentes (V) 3,1′ × 1,8′ [2][2]
Décalage vers le rouge 0,002322 ± 0,000027[1]
Angle de position 111°[2]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

Astrométrie
Vitesse radiale 696 ± 8 km/s [4]
Distance 9,72 ± 0,78 Mpc (∼31,7 millions d'a.l.) [5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie lenticulaire
Type de galaxie SB(r)0+[1] SB0/a[6],[2]
Dimensions 29 000 a.l.[7]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel [6]
Date 3 décembre 1788[6]
Désignation(s) PGC 26341
UGC 4914
MCG 12-9-39
CGCG 332-41
IRAS 09148+6924 [2]
Liste des galaxies lenticulaires

NGC 2787 est une galaxie LINER, c'est-à-dire dont le spectre d'émission du noyau galactique est caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés — tels qu'O, O+, N+ et S+ — et des raies d'émission plus fines d'atomes fortement ionisés tels qu'O2+, Ne2+ et He+[8].

Des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 22,344 ± 28,156 Mpc (∼72,9 millions d'a.l.) [9]. Cet échantillon de mesure en regard de son écart type n'est pas très significatif et sa valeur moyenne est très loin de celle calculée à partir du décalage vers le rouge[5].

Un double disque entourant le noyau

Grâce aux observation du télescope spatial Hubble, on a détecté deux disques de poussière autour du noyau de NGC 4371. La taille du demi-grand axe des deux disques est estimée à 100 pc (~325 années-lumière)[10].

Trou noir supermassif au centre de NGC 2787

Une étude[11] a été réalisée en 2008 sur la dispersion des vitesses de 76 galaxies. La connaissance de la dispersion des vitesses permet de connaitre la présence d'un trou noir supermassif au centre d'une galaxie et d'en estimer sa masse. Selon cette étude, la masse du trou noir supermassif de NGC 2787 serait de .

NGC 2787 par le télescope spatial Hubble. La présence d'une barre n'est pas visible sur cette photo, mais on voit très bien les anneaux.

Selon une autre 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 2787 serait comprise entre 17 et 82 millions de [12].

Notes et références
  1. (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 2787 (consulté le )
  2. « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 2700 à 2799 »
  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 de récession d'une galaxie à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage vers le rouge (redshift) 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 : 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. 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.
  8. (en) T. M. Heckman, « An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies - Activity in normal galactic nuclei », Astronomy and Astrophysics, vol. 87, nos 1-2,‎ , p. 152-164 (lire en ligne)
  9. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  10. 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)
  11. Alister W. Graham, « Populating the galaxy velocity dispersion - supermassive black hole mass diagram: A catalogue of (M_bh, sigma) values », Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 25 #4,‎ , p. 167-175 (DOI 10.1071/AS08013, Bibcode 2008PASA...25..167G, lire en ligne)
  12. 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)

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.