NGC 4490

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NGC 4490
Image illustrative de l’article NGC 4490
La galaxie spirale barrée NGC 4490
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Chiens de chasse
Ascension droite (α) 12h 30m 36,2s[1]
Déclinaison (δ) 41° 38′ 38″ [1]
Magnitude apparente (V) 9,8[2]
10,2 dans la Bande B [2]
Brillance de surface 13,08 mag/am2[2]
Dimensions apparentes (V) 6,4′ × 3,2′[2]
Décalage vers le rouge 0,001885 ± 0,000010[1]
Angle de position 125°[2]

Localisation dans la constellation : Chiens de chasse

(Voir situation dans la constellation : Chiens de chasse)
Astrométrie
Vitesse radiale 565 ± 3 km/s [1]
Distance 5,979 ± 1,518 Mpc (∼19,5 millions d'al)[3]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie spirale barrée
Type de galaxie SB(s)d pec[1],[4] SBcd[2] ,[5]
Dimensions environ 12,17 kpc (∼39 700 al)[1],[a]
Découverte
Découvreur(s) William Herschel[4]
Date [4]
Désignation(s) PGC 41333
UGC 7651
MCG 7-26-14
CGCG 216-8
KCPG 341B
Arp 269
VV 30 [2]
Liste des galaxies spirales barrées
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NGC 4490 aussi appelé la galaxie du Cocon est une galaxie spirale barrée relativement rapprochée et située dans la constellation des Chiens de chasse. Sa vitesse par rapport au fond diffus cosmologique est de 794 ± 16 km/s, ce qui correspond à une distance de Hubble de 11,7 ± 0,9 Mpc (∼38,2 millions d'al)[1]. NGC 4490 a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1788.

NGC 4490 a été utilisée par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique SAB(s)d pec dans son atlas des galaxies[6],[7].

La classe de luminosité de NGC 4490 est IV et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé[1]. C'est aussi une galaxie à sursauts de formation d'étoiles[8].

La luminosité la galaxie NGC 4490 dans l'infrarouge lointain (de 40 à 400 µm) est égale à 1,29 × 1010  (1010,11) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 1,62 × 1010  (1010,21)[9].

Distance de NGC 4490[modifier | modifier le code]

La vitesse radiale de 565 km/s de cette galaxie est faible et on ne peut employer la loi de Hubble-Lemaître pour calculer sa distance. À ce jour, 16 mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance semblable, soit 5,979 ± 1,518 Mpc (∼19,5 millions d'al)[3], ce qui est nettement à l'extérieur des valeurs de la distance de Hubble.

Cette galaxie, comme plusieurs de l'amas de la Vierge, est relativement rapprochée du Groupe local et on obtient souvent une distance de Hubble très différente en raison de leur mouvement propre dans le groupe où dans l'amas où elles sont situées. La distance de 5,979 Mpc est peut-être plus près de la réalité. Selon ces deux mesures, NGC 4490 se dirige vers le centre de l'amas en direction opposée à la Voie lactée. Notons que c'est avec la valeur moyenne des mesures indépendantes, lorsqu'elles existent, que la base de données NASA/IPAC calcule le diamètre d'une galaxie.

Interaction entre NGC 4485 et NGC 4490[modifier | modifier le code]

NGC 4490 et NGC 4490, le couple de galaxie Arp 269.

NGC 4485 et NGC 4490 sont deux galaxies en interaction gravitationnelle et elles figurent dans l'atlas des galaxies particulières de Halton Arp sous la désignation Arp 269[10]. Arp décrit le couple comme une classe de « bras connectés ». Au sujet de NGC 4490, il écrit que c'est une spirale barrée dont la morphologie est difficile à mettre en évidence. Les vestiges d'un bras semblent encore visibles. NGC 4485 aurait traversé la galaxie spirale NGC 4490 en créant alors des perturbations gravitationnelles. NGC 4485 est elle-même une ancienne galaxie spirale. Le couple est très lumineux et renferme de nombreuses zones actives[11].

L'interaction entre ces deux galaxies a détruit les bras spiraux de NGC 4485 et l'a transformée en galaxie irrégulière. Ce couple rapproché de la Voie lactée donne aux astronomes un excellent laboratoire pour comparer leurs modèles numériques de collisions entre deux galaxies. L'interaction maximale entre elles est maintenant terminée, car elles se sont approchées au plus près et elles s'éloignent maintenant l'une de l'autre. La traînée d'étoiles brillantes et le grumeau orangé que nous voyons sur l'image prise par le télescope spatial Hubble est ce qui relie maintenant les deux galaxies. Cette traînée s'étend sur quelque 24 000 années-lumière[8].

NGC 4485 par le télescope spatial Hubble, traitement de l'image par Kathy van Pelt.

Plusieurs étoiles dans cette traînée reliant les deux galaxies n'auraient jamais vu le jour sans cette rencontre qualifiée de romantique. Lors de cette rencontre, les galaxies ont partagé leur hydrogène, générant ainsi une intense période de formation d'étoiles dans plusieurs régions. Les grumeaux orangés de l'image de Hubble sont des exemples de telle régions denses en gaz et en poussière[8].

Supernova[modifier | modifier le code]

Deux supernovas ont été découvertes dans NGC 4490 : SN 1982F et SN 2008ax[12].

SN 1982F[modifier | modifier le code]

Cette supernova a été découverte le 29 mars par l'astronome suisse Paul Wild de l'université de Berne. Le type de cette supernova n'a pas été déterminé[13].

SN 2008ax[modifier | modifier le code]

Cette supernova a été découverte le 3 mars conjointement par R. Mostardi, W. Li, et A. V. Filippenko de l'université de Californie à Berkeley dans le cadre du programme LOSS (Lick Observatory Supernova Search) de l'observatoire Lick[14] et par l'astronome japonais Koichi Itagaki[15],[16]. On ne s'entend pas sur le type de celle-ci. Selon le site Transient Server Name, elle était de type IIP[15], selon le site Rochester Astronomy elle était de type Ib[16] et enfin selon le bureau central des télégrammes astronomiques elle était soit une supernova fortement rougie et/ou de très faible luminosité soit une variable lumineuse bleue[14].

Groupe de M106 et de M101[modifier | modifier le code]

Selon A.M. Garcia, la galaxie NGC 4490 fait partie d'un groupe de galaxies qui compte au moins 24 membres, le groupe de M106 (désigné comme NGC 4258 dans l'article de A.M. Garcia). Les autres membres du New General Catalogue de ce groupe sont NGC 4144, NGC 4242, NGC 4248, NGC 4258, NGC 4449, NGC 4460, NGC 4485, NGC 4618, NGC 4625 et NGC 4736. La galaxie IC 3687 ainsi que 12 galaxies du Uppsala General Catalogue (UGC) complètent le groupe[17].

D'autre part, dans un article publié en 1998, Abraham Mahtessian indique que NGC 4490 fait partie d'un groupe plus vaste qui compte plus de 80 galaxies, le groupe de M101[18]. 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[17].

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 M106 dont partie de l'amas de la Grande Ourse, l'un des amas galactiques du superamas de la Vierge.

Galerie[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. ↑ Diamètre dans la bande POSS1 103a-O.

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c d e f g et h (en) « Results for object NGC 4490 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  2. ↑ a b c d e f et g « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 4400 à 4499 », sur astrovalleyfield.ca (consulté le )
  3. ↑ a et b « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  4. ↑ a b et c (en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 4490 » (consulté le ).
  5. ↑ (en) « NGC 4490 sur HyperLeda » (consulté le )
  6. ↑ Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 4490
  7. ↑ (en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 4490 » (consulté le )
  8. ↑ a b et c (en) « Hubble Space Telescope, Starbursts in the wake of a fleeting romance » (consulté le )
  9. ↑ D. B. Sanders, J. M. Mazzarella, D. -C. Kim, J. A. Surace et B. T. Soifer, « The IRAS Revised Bright Galaxy Sample », The Astronomical Journal, vol. 126, no 4,‎ , p. 1607-1664 (DOI 10.1086/376841, Bibcode 2003AJ....126.1607S, lire en ligne [PDF])
  10. ↑ Arp Halton, « Atlas of Peculiar Galaxies », Astrophysical Journal Supplement, vol. 14,‎ , table 1, p13 (DOI 10.1086/190147, Bibcode 1966ApJS...14....1A, lire en ligne)
  11. ↑ « Astrosurf, les 338 galaxies ARP, par A. Amsaleg & Ch. Dupriez » (consulté le )
  12. ↑ (en) « Central Bureau for Astronomical Telegrams » (consulté le )
  13. ↑ (en) « Other Supernovae images » (consulté le )
  14. ↑ a et b (en) « Electronic Telegram No. 1280 » (consulté le )
  15. ↑ a et b (en) « TRANSIENT NAME SERVER, SN 2013cg » (consulté le )
  16. ↑ a et b (en) « Bright Supernovae - 2008 » (consulté le )
  17. ↑ a et b 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)
  18. ↑ 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[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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