NGC 4100

NGC 4100 est une galaxie spirale située dans la constellation de la Grande Ourse à environ 49 millions d'années-lumière. NGC 4100 a été découvert par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1788.

NGC 4100

La galaxie spirale NGC 4100
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Grande Ourse
Ascension droite (α) 12h 06m 08,4s[1]
Déclinaison (δ) 49° 34′ 58″ [1]
Magnitude apparente (V) 11,2[2]
11,9 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,61 mag/am2[3]
Dimensions apparentes (V) 5,4′ × 1,7′[2]
Décalage vers le rouge 0,003584 ± 0,000004[1]
Angle de position 167°[2]

Localisation dans la constellation : Grande Ourse

Astrométrie
Vitesse radiale 1 074 ± 1 km/s [4]
Distance 15,0 ± 1,0 Mpc (∼48,9 millions d'a.l.)[5]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale
Type de galaxie (R')SA(rs)bc[1] (R')SA(s)bc[6] Sbc[2],[7]
Dimensions 77 000 a.l.[8]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[6]
Date [6]
Désignation(s) PGC 38370
UGC 7095
MCG 8-22-68
CGCG 243-44 IRAS 12036+4951 [2]
Liste des galaxies spirales

NGC 4100 a été utilisé par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique (R')SA(s)bc dans son atlas des galaxies[9],[10].

La classe de luminosité de NGC 4100 est II-III et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé[1].

Près d'une trentaine de mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 19,445 ± 3,154 Mpc (∼63,4 millions d'a.l.) [11], ce qui est légèrment à l'extérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage [5]. Cette galaxie, comme plusieurs des groupes de M101 et de M109, est relativement rapprochée du Groupe local et on obtient presque systématiquement une distance inférieure en se basant sur le décalage. Cela est sans doute dû à la faible gravité exercée par le Groupe local qui contrebalance l'expansion de l'Univers et qui rend ainsi la loi de Hubble moins applicable.

Un disque entourant le noyau

Grâce aux observation du télescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de NGC 4100. La taille de son demi-grand axe est égale à 490 pc (~1 600 années-lumière)[12].

Groupe de M109 et de M101

NGC 4100 fait partie d'un vaste groupe de galaxies qui compte au moins 41 membres, le groupe de M109 (NGC 3992). On retrouve parmi ses membres les galaxies NGC 3726, NGC 3782, NGC 3870, NGC 3877, NGC 3893, NGC 3896, NGC 3917, NGC 3922, PGC 37217 (identifié faussement à NGC 3924), NGC 3928, NGC 3931, NGC 3949, NGC 3953, M109 (NGC 3992), NGC 4010, NGC 4026, NGC 4085, NGC 4088, NGC 4102, NGC 4142, NGC 4157, NGC 4217 et NGC 4220[13].

D'autre part, dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian NGC 4100 fait aussi partie d'un groupe plus vaste qui compte plus de 80 galaxies, le groupe de M101[14]. Plusieurs galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent également dans d'autres groupes décrits par A.M. Garcia, soit le groupe de NGC 3631, le groupe de NGC 3898, le groupe de M109 (NGC 3992), le groupe de NGC 4051, le groupe de M106 (NGC 4258) et le groupe de NGC 5457[13].

Plusieurs galaxies des six groupes de Garcia ne figurent pas dans la liste du groupe de M101 de Mahtessian. Il y a plus de 120 galaxies différentes dans les listes des deux auteurs. Puisque la frontière entre un amas galactique et un groupe de galaxie n'est pas clairement définie (on parle de 100 galaxies et moins pour un groupe), on pourrait qualifier le groupe de M101 d'amas galactique contenant plusieurs groupes de galaxies.

Les groupes de M101 et de M109 font partie de l'amas de la Grande Ourse, l'un des amas galactiques du superamas de la Vierge.

Galerie

Notes et références
  1. (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 4100 (consulté le )
  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
  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. (en) « NGC 4100 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 4100
  10. (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 4100 » (consulté le )
  11. « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  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.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)
  14. 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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