NGC 4175

NGC 4175 est une galaxie spirale située dans la constellation de la Chevelure de Bérénice à environ 183 millions d'années-lumière. NGC 4175 a été découvert par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1785.

Données d’observation (Époque J2000.0)
NGC 4175
La galaxie spirale NGC 4175
Constellation	Chevelure de Bérénice
Ascension droite (α)	12^h 12^m 31,0^s[1]
Déclinaison (δ)	29° 10′ 06″ [1]
Magnitude apparente (V)	13,3[2] 14,2 dans la Bande B [2]
Brillance de surface	12,94 mag/am²[3]
Dimensions apparentes (V)	1,8′ × 0,4′[2]
Décalage vers le rouge	0,013384 ± 0,000022[1]
Angle de position	130°[2]
Localisation dans la constellation : Chevelure de Bérénice
Astrométrie
Vitesse radiale	4 012 ± 7 km/s [4]
Distance	56,0 ± 3,9 Mpc (∼183 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet	Galaxie spirale
Type de galaxie	Sbc[1]^,[6]^,[2] SBb[7]
Dimensions	96 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s)	William Herschel[6]
Date	11 avril 1785[6]
Désignation(s)	PGC 38912 UGC 7211 MCG 5-29-36 CGCG 158-45 HCG 61C IRAS 12099+2926 The Box [2]
Liste des galaxies spirales

NGC 4175 présente une large raie HI et elle renferme des régions d'hydrogène ionisé..[1]

Des mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 42,200 ± 12,366 Mpc (∼138 millions d'a.l.) [9], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage [5].

Groupe compact de Hickson 61

«The Box», le groupe compact de Hickson 61.

Avec les galaxies NGC 4169 (HGC 61A), NGC 4173 (HGC 61B) et NGC 4174 (HGC 61D), NGC 4175 forment le groupe compact de Hickson 61. On donne aussi le nom de «The Box» à ce groupe. Trois galaxies de ce quatuor (NGC 4169, NGC 4175 et NGC 4175) font partie du groupe de NGC 4185. L'autre galaxie, NGC 4173, fait partie d'un autre groupe, celui de NGC 4274.[10]

Groupe de NGC 4185

Selon A.M. Garcia, la galaxie NGC 4175 fait partie d'un groupe de galaxies qui compte au moins 13 membres, le groupe de NGC 4185. Les membres du groupe sont dans l'ordre de la liste de Garcia NGC 4131, NGC 4134, NGC 4169, NGC 4174, NGC 4175, NGC 4185, NGC 4196, NGC 4253, NGC 4132, MCG 5-29-24, MCG 5-29-35, UGC 7221 et UGC 7294[10].

Dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian mentionne aussi l'existence de ce groupe, mais les cinq denières galaxies de la liste de Garcia n'y sont pas.[11]

Notes et références

(en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4175 (consulté le 18 mai 2020)
« Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 4100 à 4199 »
La brillance de surface (S) se calcule à partir de la magnitude apparente (m) et de la surface de la galaxie selon l'équation $S=m+2,5\times \log _{10}A$
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.
On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble : v = H_od, où H_o 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 H_o.
(en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 18 mai 2020)
(en) « NGC 4175 sur HyperLeda » (consulté le 18 mai 2020)
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.
« Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 18 mai 2020)
A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1,‎ juillet 1993, p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)
Abraham Mahtessian, « Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics », Astrophysics, vol. 41 #3,‎ juillet 1998, p. 308-321 (DOI 10.1007/BF03036100, lire en ligne, consulté le 21 septembre 2018)

Voir aussi

Articles connexes

Liste des objets du New General Catalogue

Liens externes

(en) NGC 4175 sur la base de données NASA/IPAC Extragalactic Database
(en) NGC 4175 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
(en) NGC 4175 sur la base de données LEDA
NGC 4175 sur le site de SEDS
(en) NGC 4175 sur WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogène α, Rayon-X, Photo, Sky Map, Articles et images
(en) NGC 4175 sur le site du professeur C. Seligman

Portail de l’astronomie

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[ned-1] (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4175 (consulté le 18 mai 2020)

[spider-2] « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke» sur le site ProfWeb, NGC 4100 à 4199 »

[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 $S=m+2,5\times \log _{10}A$

[vit-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.

[dist-5] On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble : v = H_od, où H_o 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 H_o.

[selig-6] (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 18 mai 2020)

[Hyp-7] (en) « NGC 4175 sur HyperLeda » (consulté le 18 mai 2020)

[diam-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] « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 18 mai 2020)

[garcia-10] A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1,‎ juillet 1993, p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)

[maht-11] Abraham Mahtessian, « Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics », Astrophysics, vol. 41 #3,‎ juillet 1998, p. 308-321 (DOI 10.1007/BF03036100, lire en ligne, consulté le 21 septembre 2018)