4C +26.42

4C +26.42, également dénommé Z 162-10 ou Abell 1795 BCG , est une galaxie elliptique située dans la constellation du Bouvier. Son décalage vers le rouge est de z = 0,063, ce qui estime sa distance à 863 millions d'al de la Terre. Elle possède un noyau galactique actif et est la galaxie la plus brillante d'un amas dans amas de galaxies Abell 1795, un amas riche en rayons X (LX 1045 ergs s−1), avec un taux de refroidissement estimé à 300 an−1 .

Propriétés 4C +26.42 est l'une des radiogalaxies les plus puissantes situées au centre de l'amas. Radio-bruyante, faiblement lumineuse et classée comme de type Fanaroff-Riley I, la galaxie contient une puissante radiosource à double lobe, qui s'étend sur ≈10 kpc de part et d'autre du noyau. La région centrale mesure P1,4 × 1025 W Hz⁻¹ et se trouve à l'intérieur du flux de l'amas. Elle possède une vitesse radiale de 365 km/s−1, une structure de noyau complexe, et une dispersion polaire en diamètre, indiquant une faible dispersion intrinsèque. De plus, c'est une galaxie linéaire, avec un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'ions faibles.

Cette galaxie est connue pour posséder deux filaments enroulés l'un sur l'autre. Appelés « filaments SE », ils sont estimés à des distances respectives d'environ 42″ et 35″, mais leur largeur en Hα (< 0,7″ ~ 1 kpc) reste indéterminée. Leur aspect fin rappelle celui des lignes de champ magnétique.

Une structure a été découverte à l'intérieur de l'enveloppe de 4C +26.42. Issue d'une fusion antérieure avec une autre galaxie géante du même sous-amas, cette structure mesure 400 kpc de rayon et s'étend vers le nord-sud. À son rayon maximal, elle présente une région de faible brillance de surface, légèrement inclinée vers l'est. Selon les chercheurs, la magnitude totale de la galaxie en bande I, enveloppe comprise, est de -26,6, ce qui place 4C +26.42 parmi les galaxies les plus brillantes connues.

Émission de raies nébuleuses 4C +26.42 présente une émission de raie nébulaire coruscante. Avec une luminosité de L(Hα) ≈ 1042 ergs s−1, à moins de 20 kpc de la galaxie centrale, cette émission est intégrée à un filament s'étendant sur 80 kpc vers la région du noyau sud. Une lumière bleue excessive est également observée, probablement émise par de jeunes étoiles d'amas globulaires et par des populations d'étoiles massives situées à l'intérieur de la galaxie, similaires à Hydra A.

Éjections moléculaires par bulles radio 4C +26.42 présente des flux de gaz moléculaire robustes de 109 , organisés en deux filaments. D'une longueur estimée à environ 7 kpc, au nord et au sud du noyau, ces filaments s'étendent sur les bords extérieurs de deux bulles radio gonflées, résultant de l'évaporation du plasma par des jets radio chauffés émis par la galaxie.

Les résultats montrent que le filament nord est plat et présente un gradient de vitesse élevé, allant de la vitesse systémique au niveau du noyau à une vitesse maximale de −370 km/s−1. Le filament sud, quant à lui, présente un gradient de vitesse faible et est pratiquement effondré suite à des sursauts de formation d'étoiles. La comparaison des deux filaments révèle une forte cohésion, confirmant qu'il s'agit bien de flux de gaz induits par l'expansion des bulles radio. Les chercheurs ont conclu que la masse totale de gaz moléculaire est de 3,2 ± 0,2 milliards de .

Formation stellaire La formation d'étoiles dans 4C +26.42 présente des variations selon les observations. Plusieurs études indiquent un taux de formation stellaire estimé inférieur à 1–20 an−1, basé sur différentes données et méthodes. L'imagerie ultraviolette le situe entre 5 et 20 an−1. En déduisant une fonction de masse initiale (FMI) à dominante massive et de pente 3,3, les chercheurs ont suggéré une formation stellaire extrêmement élevée dans 4C +26.42, atteignant des taux de 581 à 758 an−1.

Ce n'est qu'ensuite que les chercheurs ont entrepris de calculer la formation stellaire réelle dans 4C +26.42. En détectant le rayonnement Lyman-alpha émis par la galaxie, ils ont constaté la présence d'un nombre significatif d'étoiles de type O dans la gamme de luminosité de 1500 Å, L1500 = 1,9 × 1042 ergs s−1. En appliquant de nouvelles méthodes telles que la loi d'extinction galactique, la valeur d'extinction (EB−V = 0,14) et les modes de poussière d'écran au premier plan, ils ont prédit une augmentation du nombre d'étoiles de type O de 5,3 × 104. Plus précisément, ce nombre est de 2,4 × 104 étoiles de type O, selon une méthode spectroscopique moderne, ce qui indique que le taux de formation stellaire réel se situe seulement entre 8 et 23 an−1. Enfin, les chercheurs ont utilisé un modèle de formation d'étoiles correspondant aux couleurs ultraviolettes lointaines et ont découvert que le taux de production d'étoiles dans 4C +26.42 est de 5 à 10 millions d'années au cours des 5 derniers milliards d'années.

Morphologie radio Selon les observations du Very Long Baseline Array à 1,6, 5, 8,4 et 22 GHz, 4C +26,42 possède une source à deux faces, avec une structure géométrique en Z située à environ 5 mas de la région centrale. La morphologie radio est trouvée à petite échelle avec une puissance centrale de 5 GHz Log Pcore, 5 GHz = 23,70 W/Hz et des résultats de puissance radio à 0,4 GHz Log Ptot, 0,4 GHz.

Mesure de rotation de Faraday La force de rotation de Faraday de 4C +26.42 est extrêmement élevée. Dépassant 2000 rad m−2 lorsqu'elle est observée sur des images VLA à haute résolution (0,6 arcsec), la radiosource présente une polarisation de 10 à 30 %. Son amplitude et son échelle sont comparables à celles d'un gaz émetteur de rayons X en ébullition (108) et d'épaisseur importante (0,03 cm−3). D'après son degré d'ordre, son champ magnétique se situe entre 20 et 100 μG.

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