Voir la source de Centaurus A

{{Infobox Objet astronomique
 | nom                     = NGC 5128
 | image                   = Centaurus A.jpg
 | légende                 = La galaxie lenticulaire {{nobr|Centaurus A}} ({{nobr|NGC 5128}}).
 | découvreur              = [[James Dunlop]] <ref name="selig">{{lien web |langue=en| titre=Celestial Atlas Table of Contents, NGC 5128 |auteur1=Courtney Seligman | url=http://cseligman.com/text/atlas/ngc51.htm#5128 | consulté le = 19-03-2023}}.</ref>
 | date découverte         = {{date|29 avril 1826|en astronomie}} <ref name="selig"/>
 | désignations            = [[Catalogue of Principal Galaxies|PGC]] 46957 <br/> [[Observatoire européen austral|ESO]] 270-9 <br/> [[Morphological Catalogue of Galaxies|MCG]] -7-28-1 <br/> [[Atlas of Peculiar Galaxies|Arp]] 153 <br/> [[Infrared Astronomical Satellite|IRAS]] 13225-244 <br/> [[Catalogue Arp-Madore|AM]] 1322-424 <br/> PRC C-45 <ref name="spider"/>
 | type                    = [[Galaxie lenticulaire]]
 | type de galaxie         = S0 pec<ref name="ned"/>{{,}}<ref name="selig"/>{{,}}<ref name="spider"/> S0<ref name="Hyp">{{lien web|langue=en|titre=NGC 5128 sur HyperLeda|url=http://atlas.obs-hp.fr/hyperleda/ledacat.cgi?o=NGC%205128 |consulté le=21-07-2021}}.</ref>
 | constellation           = [[Centaure (constellation)|Centaure]]
 | décalage vers le rouge  = 0,001825 ± 0,000017 <ref name="ned"/>
 | vitesse radiale         = 547 ± 5
 | vitesse radiale notes   = <ref name="ned"/>
 | ascension droite        = 13/25/27.6
 | ascension droite notes  = <ref name="ned">{{lien web |langue=en| éditeur=NASA/IPAC Extragalactic Database | titre=Results for object NGC 5128 | url=http://ned.ipac.caltech.edu/byname?objname=NGC+5128&hconst=67.8&omegam=0.308&omegav=0.692&wmap=4&corr_z=1 | consulté le=19-03-2023}}.</ref>
 | déclinaison             = -43/01/09
 | déclinaison notes       = <ref name="ned"/>
 | carte UAI               = Centaure
 | dist                    = {{Parsec|3.812|mpc|marge=0.834}}<ref name="ned2">{{Lien web|titre = Your NED Search Results |url = https://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nDistance?name=NGC+5128 |site = ned.ipac.caltech.edu |consulté le = 20-03-2023}}.</ref>
 | magnitude apparente     = 6,8 <ref name="spider">{{lien web |langue=fr |titre=Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 5100 à 5199 |url=https://astrovalleyfield.com/AstronomieCompl/NGC%20et%20autres/WolfgangS/N5100_exc_web.htm |site=astrovalleyfield.com |consulté le=06-01-2024}}.</ref>
 | magnitude apparente notes = <br/>7,8 dans la [[Bande B]] <ref name="spider"/>
 | brillance de surface    = 13,58
 | brillance de surface notes = <ref name="spider"/>
 | angle de position       = 35°
 | angle de position notes = <ref name="spider"/>
 | dimensions apparentes   = 25,7[[minute d'arc|′]] × 20,0[[minute d'arc|′]] <ref name="spider"/>
 | dimensions              = {{Parsec|37.73|kpc}}<ref name="ned"/>{{,}}<ref group=alpha>[[:en:Galaxy#Physical diameters|Diamètre]] [[isophote]] du [[Relevé astronomique|relevé]] [[Observatoire européen austral|ESO]]-LV ''Quick Blue'' IIa-O.</ref>
}}

'''{{nobr|Centaurus A}}''' (appelée également '''{{nobr|NGC 5128}}''' et '''{{nobr|Caldwell 77}}''') est une [[galaxie lenticulaire]] située dans la [[constellation]] du [[Centaure (constellation)|Centaure]]. Sa vitesse par rapport au [[fond diffus cosmologique]] est de {{Unité|547 ± 5|km/s}}, ce qui correspond à une [[loi de Hubble-Lemaître|distance de Hubble]] de {{Parsec|11.84|mpc|marge=0.87}}<ref name="ned"/>. {{nobr|NGC 5128}} a été découvert par l'astronome [[Écosse|écossais]] [[James Dunlop]] en [[1826]].

C'est une des [[radiogalaxie]]s les plus proches de la Terre, par conséquent son [[Galaxie active|noyau galactique actif]] a été particulièrement étudié par les astronomes professionnels<ref name="israel1998">{{Article
  | auteur=F. P. Israel
  | titre=Centaurus A - NGC 5128
  | périodique=Astronomy and Astrophysics Review
  | année=1998
  | volume=8
  | pages=237–278
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A&ARv...8..237I | doi=10.1007/s001590050011
}}.</ref>. L'activité de son noyau est de type {{nobr|[[Galaxie de Seyfert|Seyfert]] 2}} et aussi de type [[Objet BL Lacertae|BL Lacertae]] ({{nobr|BL Lac}})<ref name="ned"/>. La luminosité de la galaxie Centaurus A (NGC 5128) dans l'infrarouge lointain (de 40 à {{Unité|400|µm}})  est égale à {{Unité|8,71 x 10{{exp|9}}|[[luminosité solaire|<math>L_{\odot}</math>]]}} (10{{exp|9,94}}[[luminosité solaire|<math>L_{\odot}</math>]]) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à {{Unité|1000|µm}}) est de {{Unité|1,29 x 10{{exp|10}}|[[luminosité solaire|<math>L_{\odot}</math>]]}} (10{{exp|10,11}}[[luminosité solaire|<math>L_{\odot}</math>]])<ref name=Sanders>{{Article | nom1 = Sanders | prénom1 = D. B. | nom2 = Mazzarella | prénom2 = J. M. | nom3 = Kim | prénom3 = D. -C. | nom4 = Surace | prénom4 = J. A. | nom5 = Soifer  | prénom5 = B. T. | titre = The IRAS Revised Bright Galaxy Sample | année = 2003 | mois = octobre | périodique = The Astronomical Journal | volume = 126 | numéro = 4 | pages = 1607-1664 | url = https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0306263.pdf | doi = 10.1086/376841 | bibcode = 2003AJ....126.1607S | format = PDF}}</ref>.

Dans sa plus grande dimension, le diamètre apparent en lumière visible de Centaurus est de 25,7[[minute d'arc|′]]. C'est aussi la cinquième galaxie la plus brillante du ciel<ref name="israel1998"/>, ce qui en fait une cible idéale pour les astronomes amateurs<ref name="eicher1988">{{Ouvrage
 | auteur1=D. J. Eicher
 | titre=The Universe from Your Backyard
 | éditeur=Cambridge University Press
 | lieu=Cambridge
 | année=1988
 | isbn=0-521-36299-7
}}.</ref>, bien qu'elle soit seulement visible depuis les faibles latitudes nordiques et depuis l'hémisphère sud. En onde radio, {{nobr|Centaurus A}} est l'un des plus brillants et des plus vastes objets du ciel s'étendant, sur presque {{nobr|20 fois}} le diamètre apparent de la Lune<ref name="NASA_rad_tel"/>.

Un [[jet (astrophysique)#Jets relativistes|jet relativiste]], qui extrait de l'énergie du [[trou noir supermassif]] au centre de cette galaxie, est responsable des émissions dans le domaine des [[rayon X|rayons X]] et du jet observé<ref name="ned"/> en [[Onde radio|radio]]. En analysant les observations radio du jet sur une période d'une décennie, les astronomes ont calculé que les zones internes du jet se déplacent à environ la moitié de la [[vitesse de la lumière]]. Les rayons X sont produits plus loin lorsque le jet heurte le gaz environnant en produisant des particules de haute énergie<ref name="NASA_rad_tel">{{lien web|langue=en|titre=Radio Telescopes Capture Best-Ever Snapshot of Black Hole Jets|url=https://www.nasa.gov/topics/universe/features/radio-particle-jets.html |consulté le=21-07-2021}}.</ref>. Le jet rayons X du Centaure A mesure des milliers d'années-lumière, tandis que celui en onde radio mesure plus d'un million d'années-lumière<ref>{{lien web |langue=en |titre=Astronomy Picture Of the Day, Centaurus Radio Jets Rising, 13 avril 2011 |url=https://apod.nasa.gov/apod/ap110413.html |consulté le=21-07-2021}}.</ref>.

Comme observé dans d'autres [[galaxie à sursauts de formation d'étoiles|galaxies à sursaut d'étoiles]], une collision est responsable de l'intense flambée de formation d'étoiles. À l'aide du [[Spitzer (télescope spatial)|télescope spatial Spitzer]], les astronomes ont montré que {{nobr|Centaurus A}} est dans une phase de collision galactique en avalant une galaxie spirale<ref name="Quillen">{{Article
 | nom1 = Quillen | prénom1 = Alice C. | nom2 = Brookes | prénom2 = Mairi H. | nom3 = Keene | prénom3 = Jocelyn | nom4 = Stern | prénom4 = Daniel | nom5 = Lawrence | prénom5 = Charles R. | nom6 = Werner | prénom6 = Michael W.| titre = Spitzer Observations of the Dusty Warped Disk of Centaurus A | année = 2006 | mois = juillet | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 645 | numéro = 2 | pages = 1092-1101 | url = https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0601135.pdf | doi = 10.1086/504418 | bibcode = 2006ApJ...645.1092Q | format = PDF}}.</ref>.

== Morphologie ==
Centaurus A est décrite comme ayant une morphologie [[galaxie particulière|particulière]]. Vue de la Terre, la galaxie ressemble à une [[galaxie lenticulaire]] ou [[galaxie elliptique|elliptique]] avec une bande de poussières superposée<ref name="carnegieatlas">{{Ouvrage
 | langue=en | auteur1=[[Allan Sandage|A. Sandage]], J. Bedke | titre=Carnegie Atlas of Galaxies | éditeur=Carnegie Institution of Washington | lieu=Washington, D.C. | année=1994 | pages totales=750 | isbn=0-87279-667-1}}.</ref>. La particularité de cette galaxie fut remarquée pour la première fois en 1847 par [[John Herschel]], et elle a été incluse dans l''''[[Atlas of Peculiar Galaxies]]''' d'[[Halton Arp]] (publié en 1966) comme étant un des meilleurs exemples d'une galaxie « perturbée » obscurcie par une bande de poussières<ref name="arp1966">{{Article
 | auteur=[[Halton Arp|H. Arp]] | titre=Atlas of Peculiar Galaxies | périodique=Astrophysical Journal Supplement | année=1966 | volume=14 | pages=1–20 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1966ApJS...14....1A | doi=10.1086/190147
}}.</ref>. La morphologie inhabituelle de la galaxie est généralement expliquée comme étant le résultat d'une [[Galaxies en interaction|fusion]] entre deux galaxies plus petites<ref name="baademinkowski1954">{{Article
 | auteur=W. Baade, R. Minkowski | titre=On the Identification of Radio Sources | périodique=Astrophysical Journal | année=1954 | volume=119 | pages=215–231 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1954ApJ...119..215B | doi=10.1086/145813}}.</ref>.

Le bulbe de cette galaxie est constitué principalement de vieilles étoiles rouges<ref name="carnegieatlas" />. Cependant, le disque de poussières est le siège d'une [[Naissance des étoiles|formation d'étoiles]] plus récente<ref name="israel1998"/> ; plus de {{nobr|100 régions}} de formation d'étoiles ont été identifiées dans le disque<ref name="hodgekennicutt1983">{{Article
 | auteur=P. W. Hodge, R. C. Kennicutt Jr. | titre=An atlas of H II regions in 125 galaxies | périodique=Astrophysical Journal | année=1982 | volume=88 | pages=296–328 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983AJ.....88..296H | doi=10.1086/113318}}.</ref>.

== Distance de NGC 5128 ==
Centaurus A est trop près du [[Groupe local]] et on ne peut utiliser le décalage vers le rouge pour déterminer sa distance. Cependant, 54 mesures indépendantes du décalage<ref name="ned2"/> ont été réalisées et la valeur moyenne de ce vaste échantillon donne une valeur de {{Parsec|3.812|mpc|marge=0.834}}. 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.

== Découverte et chronologie de son étude ==
Source, première observation optique et en onde radio de Centaurus A<ref name="no6">{{lien web|langue=en|titre=Early Australian Optical and Radio Observations of Centaurus A|url=https://www.cambridge.org/core/journals/publications-of-the-astronomical-society-of-australia/article/early-australian-optical-and-radio-observations-of-centaurus-a/5CDC9B3DFC63C5787D47022BA9C1BC8E|consulté le=21-07-2021}}.</ref>.
* 1826 : {{nobr|NGC 5128}} a été découvert par [[James Dunlop]] le {{nobr|29 avril}}.
* 1847 : [[John Herschel]] catalogue la galaxie comme une nébuleuse extraordinaire.
* 1949 : [[John Gatenby Bolton]] , Bruce Slee et {{Lien|trad=Gordon J. Stanley}} découvrent que {{nobr|NGC 5128}} une source radio extragalactique<ref>J. G. Bolton, G. J. Stanley, O. B. Slee, Positions of Three Discrete Sources of Galactic Radio-Frequency Radiation. Dans la revue Nature. Band 164, Nr. 4159. Nature, 1949, {{p.}}101–102.</ref>.
* 1954 : [[Walter Baade]] et [[Rudolph Minkowski]] proposent que la forme extraordinaire de {{nobr|NGC 5128}} résulte de l'union d'une grande galaxie elliptique et d'une petite galaxie spirale.
* 1970 : Découverte des émissions de rayons X grâce à l'utilisation d'une fusée-sonde<ref name="no8">{{Article
 | nom1 = Bowyer | nom2 = Lampton | prénom2 = Michael | nom3 = Mack | prénom3 = John | nom4 = de Mendonca | prénom4 = Fernando
 | titre = Detection of X-Ray Emission from 3c 273 and NGC 5128 | année = 1970 | mois = juillet | périodique = Astrophysical Journal | volume = 161 | pages = L1 | url = https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...161L...1B/abstract | doi = 10.1086/180559 | bibcode = 1970ApJ...161L...1B | format = HTML}}.</ref>.
* 1975-76 : Découverte du rayonnement gamma.
* 1979 : Découverte du jet de rayons X avec le [[HEAO-2|télescope spatial Einstein]]<ref name="etud9">{{Article
 | nom1 = Schreier | prénom1 = E. J. | nom2 = Feigelson | prénom2 = E. | nom3 = Delvaille | prénom3 = J. | nom4 = Giacconi | prénom4 = R. | nom5 = Grindlay | prénom5 = J. | nom6 = Schwartz | prénom6 = D. A. | nom7 = Fabian | prénom7 = A. C.| titre = Einstein observations of the X-ray structure of Centaurus A: evidence for the radio-lobe energy source. | année = 1979 | mois =novembre | périodique = Astrophysical Journal | volume = 234 | pages = L39-L43 | url = https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...234L..39S/abstract | doi = 10.1086/183105 | bibcode = 1979ApJ...234L..39S | format = HTML}}.</ref>.
* 1979 : Découverte de la supernova {{nobr|{{Lien|langue=en|trad=SN 1986G}}}}
* 1996 : Le télescope Hubble permet de découvrir de jeunes [[Étoile bleue de la séquence principale|étoiles bleues]] le long de la bande de poussière.
* 1999 : Plus de {{nobr|200 sources}} ponctuelles de rayonnement X sont localisées avec le [[télescope spatial Chandra]]<ref name="etud11">{{Article
 | nom1 = Kraft | prénom1 = R. P. | nom2 = Kregenow | prénom2 = J. M. | nom3 = Forman | prénom3 = W. R. | nom4 = Jones | prénom4 = C. | nom5 = Murray | prénom5 = S. S. | titre = Chandra Observations of the X-Ray Point Source Population in Centaurus A | année = 2001 | mois = octobre | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 560 | numéro = 2 | pages = 675-688 | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1086/323056/pdf | format = PDF}}.</ref>.
* 2006 : Dans le domaine de l'[[infrarouge]], le télescope spatial Spitzer découvre une structure en forme de parallélogramme. Cette structure est interprétée comme étant les restes d'une galaxie spirale absorbée par {{nobr|NGC 5128}}<ref name="etud12">{{Article
 | nom1 = Quillen | prénom1 = Alice C. | nom2 = Brookes | prénom2 = Mairi H. | nom3 = Keene | prénom3 = Jocelyn | nom4 = Stern
 | prénom4 = Daniel | nom5 = Lawrence | prénom5 = Charles R. | nom6 = Werner | prénom6 = Michael W. | titre = Spitzer Observations of the Dusty Warped Disk of Centaurus A | année = 2006 | mois = juillet | périodique = The Astrophysical Journal
 | volume = 645 | numéro = 2 | pages = 1092 - 1101 | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1086/504418/pdf | format = PDF}}.</ref>.
* 2008 : Plusieurs années d'étude utilisant l'[[observatoire Pierre-Auger]] indiquent que Centaurus A est une source de [[rayons cosmiques]]<ref name="etud14">{{Article
 | nom1 = Abrahamn | nom2 = Aglietta | prénom2 = M. | nom3 = Aguirre | prénom3 = C. | nom4 = et la. | titre = Correlation of the highest-energy cosmic rays with the positions of nearby active galactic nuclei | année = 2008 | mois = avril | périodique = Astroparticle Physics | volume = 29 | numéro = 3 | pages = 33 pages | url = https://arxiv.org/pdf/0712.2843.pdf | doi = 10.1016/j.astropartphys.2008.01.002 | format = PDF}}.</ref>
* 2009 : Détection de rayonnement gamma de très haute énergie (plus de {{nobr|100 [[GeV]]}} en utilisant l'observatoire [[High Energy Stereoscopic System]] (HESS) situé en [[Namibie]]<ref name="etud">{{Article
 | nom1 = Aharonian | prénom1 = F. | nom2 = Akhperjanian | prénom2 = A. G. | nom3 = Anton | prénom3 = G. | nom4 = et al. | titre = DISCOVERY OF VERY HIGH ENERGY γ-RAY EMISSION FROM CENTAURUS A WITH H.E.S.S. | année = 2009 | mois = mars | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 695 | numéro = 1 | pages = L40 - L44 | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/695/1/L40/pdf | format = PDF}}.</ref>.

== Structure ==
[[Fichier:Centaurus A EN.webm|vignette|Vidéo montrant les diverses structures de Centaurus A.]]
Cette galaxie contient un [[galaxie active|noyau actif]] en raison de la présence d'un [[trou noir supermassif]] d'où émanent deux [[jet (astrophysique)|jets]] opposés de matière. La zone centrale est surtout composée de vieilles étoiles rouges. Cette zone est traversée par un disque de poussière fortement courbé qui contient aussi des gaz atomiques et moléculaires. De nouvelles étoiles ont récemment vu le jour près du disque. Des observations en infrarouge ont montré que plusieurs étoiles naissent à l'intérieur du disque. Des images dans d'autres domaines du [[spectre électromagnétique]] ont révélé d'autres structures comme une extension faiblement visible le long de l'axe principal de la galaxie et un systèmes de filaments. Des images à long temps d'exposition ont aussi révélé des structures en forme de coquille.

=== Trou noir supermassif ===
Selon une étude réalisée auprès de {{nobr|76 galaxies}} par Alister Graham en {{date|2008}}, le bulbe central de {{nobr|NGC 5128}} renferme un [[trou noir supermassif]] dont la masse est estimée à 4,9{{ExpInd|+1,8|−1,1}} x 10{{7}} [[masse solaire|<math>M_{\odot}</math>]]<ref name="Graham">{{Article
 | nom1 = Graham | prénom1 = Alister W. | titre = Populating the galaxy velocity dispersion – supermassive black hole mass diagram: A catalogue of (Mbh, σ) values | année = 2008 | mois = novembre | périodique = Publications of the Astronomical Society of Australia | volume = 25#4 | pages = 167-175, table 1 page 174 | url = https://arxiv.org/pdf/0807.2549.pdf | doi = 10.1088/1009-9271/5/4/002 | bibcode = 2005ChJAA...5..347A | format = pdf}}.</ref>. Selon une autre étude publiée en {{date|2009}}, la masse du trou noir central est de {{nobr|(5,5 ± 3,0) x 10{{7}}}}[[masse solaire|<math>M_{\odot}</math>]]<ref name=Cappellari>{{Article
 | nom1 = Cappellari | prénom1 = Michele | nom2 = Neumayer | prénom2 = N. | nom3 = Reunanen | prénom3 = J. | nom4 = Van Der Werf | prénom4 = P. P. | nom5 = De Zeeuw | prénom5 = P. T. | nom6 = Rix | prénom6 = H.-W. | titre = The mass of the black hole in Centaurus A from SINFONI AO-assisted integral-field observations of stellar kinematics | année = 2009 | mois = avril | périodique = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 394 | numéro = 2 | pages = 660-674 | url = https://academic.oup.com/mnras/article/394/2/660/1069356 | doi = 10.1111/j.1365-2966.2008.14377.x | format = HTML}}</ref>.
 
L'étude de Centaurus A en onde radio montre aussi la présence d'un trou noir supermassif dont la masse est estimée à {{nobr|55 millions}} de fois la masse du Soleil<ref name="NASA_rad_tel"/>.

Selon les auteurs d'un article publié en {{date|2012}}, la connaissance de la masse d'un trou noir central et du taux d'[[accrétion]] par celui-ci permet d'estimer le [[taux de formation d'étoiles]] dans la région centrale des galaxies de type Seyfert. Ce taux pour Centaurus A (NGC 5128) serait à l'intérieur et à l'extérieur d'un rayon de {{Unité|1|kpc}} respectivement de {{Unité|0,37|[[masse solaire|<math>M_{\odot}</math>]]/an}}  et de {{Unité|0,71|[[masse solaire|<math>M_{\odot}</math>]]/an}}
<ref name=Diamond>{{Article | nom1 = Diamond-Stanic | prénom1 = Aleksandar M. | nom2 = Rieke | titre = The Relationship between Black Hole Growth and Star Formation in Seyfert Galaxies | année = 2012 | mois = février | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 746 | numéro = 2 | pages = 14 pages | url = https://arxiv.org/pdf/1106.3565.pdf | doi = 10.1088/0004-637X/746/2/168 | bibcode = 2012ApJ...746..168D | format = PDF}}</ref>.

=== Région centrale ===
[[Fichier:CentaurusA Center EN.PNG|250px|vignette|droite|La partie centrale de Centaurus A.]]
Le noyau de Centaurus A est très compact et il présente une variation remarquable de l'intensité de son rayonnement en onde radio et en rayon X. Près du noyau, les [[raie spectrale|raies d'absorption]] de l'hydrogène montre que la majeure partie de la matière tombe vers celui-ci. De part et d'autre du noyau, il existe des jets linéaires dont la matière atteint presque des [[Vitesse relativiste|vitesses relativistes]]. En plus de la lumière visible, ces jets émettent des ondes radio et des rayons X. À une distance d'{{Parsec|5|kpc}}, les jets s'élargissent en forme de champignon. Les nuages radio à l'extrémité des jets s'étendent jusqu'à une distance de {{Parsec|250|kpc|marge=2}}.

Un disque compact avec une cavité centrale entoure le noyau. Le plan de ce disque est perpendiculaire à la direction des jets internes, alors qu'il est lui-même incliné par rapport au petit axe de la galaxie. Le mécanisme, qui focalise le jet, est probablement lié au disque entourant le noyau. Il semble précesser par périodes d'environ 10{{exp|7}} ans. L'objet central est un [[trou noir supermassif]] de masse moyenne<ref name="etud15"/>. On ne sait pas clairement si ce trou noir a toujours été dans Centaurus A ou s'il est né à la suite de la fusion avec une galaxie spirale avec une possible rencontre avec le trou noir de cette dernière<ref name="Web16">{{lien web|langue=en|titre=HUBBLESITE, HUBBLE PROVIDES MULTIPLE VIEWS OF HOW TO FEED A BLACK HOLE|url=https://hubblesite.org/contents/news-releases/1998/news-1998-14.html|consulté le=24-07-2021}}.</ref>.

=== Bande de poussière ===
La bande de poussière qui traverse la galaxie est en réalité un disque vu de côté. Elle est composée d'une population d'étoiles riches en [[Métallicité|métaux]], de nébuleuses et de nuages de poussière. Sa [[métallicité]] est voisine de celle du Soleil<ref name="etud15"/>.
[[Fichier:Firestorm of Star Birth in Galaxy Centaurus A.jpg|250px|vignette|droite|La vision panchromatique de Hubble permet de révéler la présence de jeunes amas d'étoiles bleues<ref>{{lien web|langue=en|titre=Firestorm of Star Birth in Galaxy Centaurus A |url=https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_2192.html |consulté le=24-07-2021}}.</ref>.]]
Dans cette région, un [[Région à sursauts de formation d'étoiles|sursaut de formation d'étoiles]] a commencé il y a environ {{nobr|50 millions}} d'années. Au moins une centaine de [[Région HII|régions HII]] ont été créées et se sont intégrées au disque. Près du nord-est et du sud-est de la bande sombre, on peut observer des [[Association OB|associations OB]], c'est-à-dire des [[association stellaire|groupes de jeunes étoiles]] bleues. Le taux de formation d'étoiles dans cette région semble être {{nobr|10 fois}} plus élevé que dans la Voie lactée.

Le diamètre du disque est d'{{Parsec|8|kpc}} et son épaisseur atteint {{Parsec|200|pc}} Des images à longue exposition montrent que le disque est entièrement contenu dans la galaxie. On estime que la masse totale du gaz contenu dans le disque est comprise entre 1,3 et {{nobr|1,9 milliard}} de masses solaires<ref name="etud17">{{Article
 | nom1 = Israel | prénom1 = F. P. | nom2 = Güsten | prénom2 = R. | nom3 = Meijerink | prénom3 = R. | nom4 = et al. | titre = The molecular circumnuclear disk (CND) in Centaurus A, A multi-transition CO and [CI] survey with Herschel, APEX, JCMT, and SEST | année = 2014 | mois = février | périodique = Astronomy & Astrophysics | volume = 562 | pages = A96
 | url = https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2014/02/aa22780-13.pdf | doi = 10.1051/0004-6361/201322780 | format = PDF}}.</ref>.

=== Disque nucléaire compact ===
Une analyse de la distribution du [[monoxyde de carbone]] (CO) a révélé un disque autour du noyau. La masse de gaz de ce disque est de 8,4 x 10{{exp|7}} [[masse solaire|<math>M_{\odot}</math>]] et son diamètre est d'i{{Parsec|400|pc}}. Des disques de cette taille semblent communs aux galaxies actives. L'axe principal de ce disque est incliné à un angle de 140° à 145°. Il s'écarte de cet angle dans la bande de poussière, mais il est perpendiculaire à l'orientation du jet. Cela suggère une certaine interaction entre ce disque et le jet.

Les observations dans l'infrarouge et les micro-ondes suggèrent qu'il y a une chute de température le long du disque. Ceci est attendu si l'excitation de la bordure du disque provient principalement du rayonnement à haute énergie de la zone centrale<ref name="etud17"/>.

=== Disque de gaz chaud ===
Un autre disque plus petit de gaz chaud a été découvert grâce au [[Hubble (télescope spatial)|télescope Hubble]]. Avec un diamètre de 40 [[parsec]]s, il est nettement plus petit que les disques de gaz découverts dans d'autres galaxies. Il se peut que ce soit la partie externe du disque d'accrétion du trou noir. La formation de ce disque qui alimente le trou noir pourrait être si récente qu'il n'est pas encore aligné avec le plan du [[disque galactique]], son angle étant d'environ 33°. On pense que ce disque est plus soumis à la force de gravité de la galaxie qu'à celle du trou noir<ref name="Web16"/>{{,}}<ref name="etud18">{{Article
 | nom1 = Schreier | prénom1 = Ethan J. | nom2 = Marconi | prénom2 = Alessandro | nom3 = Axon | prénom3 = David J. | nom4 = Caon | prénom4 = Nicola | nom5 = Macchetto | prénom5 = Duccio | nom6 = Capetti | prénom6 = Alessandro | nom7 = Hough | prénom7 = James H. | nom8 = Young | prénom8 = Stuart | nom9 = Packham | prénom9 = Chris | titre = Evidence for a 20 Parsec Disk at the Nucleus of Centaurus A* | année = 1998 | mois = mai | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 499 | numéro = 2 | pages = L143-L147 | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1086/311363/pdf | doi = 10.1086/311363 | format = PDF}}.</ref>.

=== Jet ===
L'énorme production d'énergie du Centaure A provient du gaz tombant dans le trou noir central. Une partie de cette matière est à nouveau éjectée dans deux [[Jet (astrophysique)|jets]] opposés à une fraction considérable de la vitesse de la lumière. Les détails de ce processus ne sont toujours pas clairs. Les jets interagissent avec le gaz environnant et affectent probablement le taux de formation d'étoiles dans la galaxie.

Si vous n'observez que la zone centrale, un jet linéaire brillant peut être suivi depuis le centre de la zone radio sur une distance (projetée) de 1 pc et avec un [[angle de position]] de 51°. Les observations [[Interférométrie à très longue base|VLBI]] montrent un contre-jet faible. Le jet lui-même contient des structures nodulaires. Plusieurs années d'observations VLBI montrent des changements structurels significatifs dans les nœuds. De plus, on a observé un mouvement pouvant atteindre un dixième de la vitesse de la lumière. Ce mouvement observé se superpose au mouvement relativiste du jet<ref name="etud15"/>.

Deux composants du jet semblent évoluer lentement. Un autre composant existe très près du noyau, mais il semble être stationnaire. Cela suggère que les nœuds stationnaires se produisent lorsque des étoiles ou des nuages de gaz dans la galaxie traversent le jet, provoquant des ondes de choc. Comme une grande partie du jet se trouve dans le corps principal de la galaxie, une telle interaction est attendue<ref name="etud19"/>.

Le jet opposé est beaucoup moins visible que le jet nord-est. Le jet nord est très clair et contient plusieurs structures locales, tandis que le jet opposé sud n'a été reconnu que par la découverte de quelques nœuds faiblement visibles. Cette grande différence de luminosité peut s'expliquer par le [[Effet Doppler relativiste|rayonnement Doppler relativiste]], dans lequel le rayonnement dirigé vers nous est amplifié. Il apparaît que le jet nord-est pointe vers nous à un angle entre 50° et 80° par rapport à la ligne de visée et que sa vitesse atteint 45 % de celle de la lumière.

La transition du jet au nuage en forme de champignon a lieu à l'emplacement de la structure de coque optique la plus interne. Cette transition est interprétée comme l'onde de choc du jet à l'interface du gaz interstellaire et intergalactique de la galaxie. La longueur totale du jet dans la gamme des ondes radio s'étend sur {{nobr|10 minutes}} d'arc dans le ciel, soit environ {{unité|30000 années-lumière}}<ref name="WEB20">{{lien web|langue=en|titre=Chandra, CENTAURUS A - NGC 5128, What Do These Images Tell Us?|url=https://chandra.harvard.edu/photo/0157/what.html |consulté le=24-07-2021}}.</ref>.

=== Amas globulaire ===
[[Fichier:Centaurus A (NGC 5128) and its strange globular clusters.jpg|250px|vignette|droite|NGC 5128 et ses amas globulaires, par le [[VLT]] (ESO).]]
On estime que plus de 1500 [[amas globulaire]]s entourent {{nobr|NGC 5128}}<ref name="etud21">{{Article
 | nom1 = Harris | prénom1 = William E. | nom2 = Harris | prénom2 = Gretchen L. H. | nom3 = Barmby | prénom3 = Pauline | nom4 = McLaughlin | prénom4 = Dean E. | nom5 = Forbes | prénom5 = Duncan A.| titre = Structural Parameters for Globular Clusters in NGC 5128. II. Hubble Space Telescope ACS Imaging and New Clusters* | année = 2006 | mois = octobre | périodique = The Astronomical Journal | volume = 132 | numéro = 5 | pages = 2187-2197 | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1086/507579/pdf | doi = 10.1086/507579 | format = PDF}}.</ref>. L'étude de la population des amas d'étoiles est une indication de l'évolution de la galaxie<ref name="etudX01">{{Article
 | nom1 = Frobes | prénom1 = Duncan A. | nom2 = Bastian | prénom2 = Nate | nom3 = Gieles | prénom3 = Mark | nom4 = et al. | titre = Globular cluster formation and evolution in the context of cosmological galaxy assembly: open questions | année = 2018 | mois = février | périodique = Proceedings of the Royal Society A | volume = 474 | numéro = 2210 | pages = 27 pages | url = https://royalsocietypublishing.org/doi/pdf/10.1098/rspa.2017.0616 | doi = 10.1098/rspa.2017.0616 | format = PDF}}.</ref>.

Lors d'un examen de {{nobr|605 amas}} d'étoiles de {{nobr|NGC 5128}}, 268 se sont avérés pauvres en [[métallicité|métaux]] (éléments plus lourd que l'hélium) et 271 riches en métaux. Les amas globulaires riches en métaux ont montré un mouvement de rotation autour de l'axe principal de la galaxie, tandis que les amas pauvres en métaux n'ont montré pratiquement aucun signe de rotation. La distribution bimodale de la population d'amas globulaire est significative par rapport à l'histoire supposée de la fusion de la galaxie avec une [[galaxie spirale]]. Cette distribution de [[métallicité]] a aussi été observée dans d'autres [[Fusion de galaxies|fusions galactiques]]<ref name="etud22">{{Article | nom1 = Zepf | prénom1 = Stephen E. | nom2 = Ashman | prénom2 = Keith M. | titre = Globular cluster systems formed in galaxy mergers | année = 1993 | mois = octobre | périodique = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 264 | numéro = 3 | pages = 611-618 | url = shorturl.at/cnwAH | doi = 10.1093/mnras/264.3.611
| format = PDF
}}.</ref>. Un autre échantillon a montré que 68 % des amas d'étoiles avaient plus de {{nobr|8 milliards}} d'années et une petite partie avait moins de {{nobr|5 milliards}} d'années. Ce résultat suggère qu'il y a eu plusieurs époques de [[Naissance des étoiles|formation d'étoiles]] dans la galaxie, dont chacune a contribué à une partie de la population d'étoiles d'aujourd'hui<ref name="etud23">{{Article
 | nom1 = Woodley | prénom1 = Kristin A. | nom2 = Gomez | prénom2 = Matias | titre = The Globular Cluster System of NGC 5128: Ages, Metallicities, Kinematics, and Structural Parameters. The Many Faces of Centaurus A. | année = 2009 | mois = décembre | périodique = Publications of the Astronomical Society of Australia | volume = 27 | numéro = Special issue 4 | pages = 10 pages | url = https://arxiv.org/pdf/0911.2552.pdf | doi = 10.1071/AS09059 | format = PDF}}.</ref>.

La distribution de luminosité des amas correspond très bien à la fonction de distribution connue de la classe des vastes galaxies. De plus, la distribution des tailles et des ellipticités des amas globulaires correspond à celles trouvées dans le système de la Voie lactée<ref name="etud21"/>.

Lors de l'examen de {{nobr|125 amas}} globulaires avec le VLT, on a tenté de déterminer la masse de chaque amas et de la corréler avec sa luminosité. Pour la plupart des [[Amas stellaire|amas d'étoiles]], comme prévu, les objets les plus brillants étaient aussi les objets les plus massifs. Cependant, certains amas se sont avérés beaucoup plus massifs que leur luminosité ne le suggère. Plus ces amas globulaires sont massifs, plus la proportion de [[matière sombre]] est importante. Ces amas globulaires « sombres » pourraient soit contenir encore une quantité inattendue de matière noire concentrée, soit un trou noir central massif<ref name="etud24">{{Article
 | nom1 = Taylor | prénom1 = Matthew A. | nom2 = Puzia | prénom2 = Thomas H. | nom3 = Gomez | prénom3 = Matias | nom4 = Woodley | prénom4 = Kristin A. | titre = OBSERVATIONAL EVIDENCE FOR A DARK SIDE TO NGC 5128’S GLOBULAR CLUSTER SYSTEM* | année = 2015 | mois = mai | périodique = The Astrophysical Jounal | volume = 805 | numéro = 1 | pages = 20 pages | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/805/1/65/pdf | doi = 10.1088/0004-637X/805/1/65 | format = PDF}}.</ref>.

== Observations ==
=== Onde radio ===
{{Image panoramique |RadioCenA-DE.png |1000 |Vue d'ensemble de la structure radio de Centaurus A. L'ensemble de la région d'émission radio est impressionnante. Elle s'étend sur environ 1,7 million d'années-lumière, soit environ huit degrés dans le ciel. Grâce aux observations [[Interférométrie à très longue base|interférométriques à longue base]] (VLBI, ''Very Long Baseline Interferometry''), les structures du jet et du noyau inférieures à une année-lumière ont été pu être résolues, ce qui correspond à une résolution de {{dunité|0,68|0,41|milliseconde}} d'arc<ref name="etud39">{{Article
 | nom1 = Roopesh | nom2 = Kadler | prénom2 = M. | nom3 = Böck | prénom3 = M. | nom4 = et al. | titre = TANAMI: Milliarcsecond Resolution Observations of Extragalactic Gamma-ray Sources | année = 2009 | mois = décembre | périodique = 2009 Fermi Symposium, eConf Proceedings | volume = C09112 | url = https://arxiv.org/pdf/1001.0059.pdf | format = PDF}}.</ref>.}}
Il y a deux régions d'émission radio dans {{nobr|Centaurus A}}. La source externe fait un angle de {{nobr|40 degrés}} par rapport à la zone interne. Le diamètre de la source externe est d'environ {{nobr|1,7 million}} d'années-lumière, l'un des plus gros objets dans le ciel. Son diamètre apparent est égal à 8°, soit seize fois le diamètre de la pleine lune. Malgré ses immenses régions, le rayonnement radio de {{nobr|Centaurus A}} est de très faible intensité, {{unité|1000 fois}} plus fort que celui d'une galaxie spirale, mais seulement le millième de l'intensité optique de ses étoiles<ref name="book41">{{Ouvrage|langue=Anglais|auteur1=Nigel Henbest|auteur2=Michael Marten|titre=The New Astronomy|éditeur=Cambridge University Press|année=1996|isbn=0-521-40324-3}}.</ref>. Même s'il est difficile d'observer à grande échelle les structures de faible intensité des zones radio de {{nobr|Centaurus A}}, cela s'avère d'une grande importance, car aucune [[radiogalaxie]] ne le permet avec autant de détails. L'intensité radio des zones situées au nord et au sud présente une très grande asymétrie.

[[Fichier:CentaurusA VR37 hi.tif|vignette|droite|Cette vue des jets de {{nobr|Centaurus A}} a été prise dans la gamme des ondes radio avec une longueur d'onde de {{unité|20|cm}} en utilisant le [[Karl G. Jansky Very Large Array|VLA]]. La position des jets et des nœuds radio à l'intérieur du jet optique coïncident étonnamment bien avec les structures du jet de rayonnement X. Cette zone du jet est connue sous le nom de « lobe intérieur »<ref name="etud40">{{Article | nom1 = Burns | prénom1 = J. O. | nom2 = Feigelson | prénom2 = E. D. | nom3 = Schreier | prénom3 = E. J. | titre = The inner radio structure of Centaurus A - Clues to the origin of the jet X-ray emission | année = 1983 | mois = octobre | périodique = Astrophysical Journal | volume = 273 | pages = 128-153 | url = http://adsabs.harvard.edu/full/1983ApJ...273..128B | doi = 10.1086/161353 | bibcode = 1983ApJ...273..128B | format = HTML}}.</ref>.]]

Les nuages radio sont probablement constitués de gaz chaud expulsé du cœur. Le rayonnement radio est produit par les radiations [[synchrotron]]s des électrons libres en mouvement rapide dans les champs magnétiques des régions d'émission. Les électrons des zones externes des nuages radio auraient été éjectés du noyau de la galaxie il y quelque {{nobr|100 millions}} d'années. Depuis, leur éjection, la direction des éjections a tourné de 40° dans le sens [[antihoraire]] et la force du rayonnement a changé<ref name="book41"/>.

On a donné le nom de ''lobe moyen nord'' à la partie la plus brillante du lobe nord et il n'y a pas d’équivalant pour le lobe du sud. Dans la gamme des fréquences radio de 5 [[Hertz|GHz]], le ''lobe moyen nord'' représente 45 % de toutes les émissions radio. Ce lobe est aussi associé à des émissions de rayons X de faible énergie (rayons X mous)<ref name="etud15">{{Article
 | nom1 = Israel | prénom1 = F. P. | titre = Centaurus A – NGC 5128 | année = 1998 | mois = novembre | périodique = The Astronomy and Astrophysics Review | volume = 8 | pages = 46 pages | url = https://arxiv.org/pdf/astro-ph/9811051.pdf | doi = 10.1007/s001590050011| format = PDF}}.</ref>.

À partir du centre de {{nobr|Centaurus A}}, la région intérieur se déploie symétriquement sur environ {{unité|16000|années-lumière}}. Les ondes radio internes contribuent à environ 30 % des émissions radio dans la gamme {{nobr|5 GHz}}. L'émission radio du nord de la région est environ 40 % plus intense que celle de la zone sud. La [[polarisation (astronomie)|polarisation]] de lobes internes est radicalement différente de celle des lobes moyen et externe<ref name="etud15"/>.

La technique VLBI permet d'augmenter considérablement la résolution en onde radio par rapport à celle des [[radiotélescope]]s. En combinant cette technique à celle d'un [[Very Long Baseline Array|réseau de radiotélescopes à très longue ligne de base]] (VLBA), on a détaillé les structures du jet de {{nobr|NGC 5128}} de l'année 1992 à 2000. Deux composants (C1 et C2) ont été découverts dans le jet et ceux-ci se déplacent à des vitesses avoisinant 12 % de la [[vitesse de la lumière]]. Une composante stationnaire C3 plus proche du noyau a aussi été observée<ref name="etud19">{{Article
 | nom1 = Tingay | prénom1 = S. J. | nom2 = Preston | prénom2 = R. A. | nom3 = Jauncey | prénom3 = D. L.
 | titre = The Subparsec-Scale Structure and Evolution of Centaurus A. II. Continued Very Long Baseline Array Monitoring
 | année = 2001 | mois = octobre | périodique = THE ASTRONOMICAL JOURNAL | volume = 122 | numéro = 4 | pages = 1697-1706
 | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1086/323097/pdf | format = PDF}}.</ref>.

=== Micro-onde ===
[[Fichier:Radio galaxy Centaurus A by ALMA.jpg|vignette|gauche|{{nobr|Centaurus A}} à une longueur d'onde de {{nobr|1,3 mm}} par le [[Grand réseau d'antennes millimétrique/submillimétrique de l'Atacama|Grand réseau d'antennes millimétrique/submillimétrique d'Atacama]] (ALMA).]]
En 2012, une étude de {{nobr|Centaurus A}} a été réalisée dans le domaine des [[Observation millimétrique|ondes millimétriques]] et submillimétriques en utilisant le réseau de radiotélescopes [[ALMA]]. Le rayonnement de {{unité|1.3|mm}} capté pour construire l'image de {{nobr|NGC 5128}} est émis par les atomes de monoxyde de carbone. Les ondes émises par le gaz en mouvement dans cette galaxie voient leur longueur d'onde changée légèrement en raison de l'[[effet Doppler]]. Le mouvement du monoxyde de carbone peut ainsi être codé dans l'image : les zones vertes se rapprochent de nous et les zones orange s'éloignent<ref name="web42">{{lien web|langue=fr|titre=ALMA tourne son regard vers Centaurus A|url=https://www.eso.org/public/france/news/eso1222/?lang|consulté le=22-07-2021}}.</ref>.
[[Fichier:Black Hole Outflows From Centaurus A.jpg|vignette|Superposition d'images dans le domaine submillimétrique ([[Atacama Pathfinder Experiment|APEX]], en orange) avec le rayonnement X (Chandra, en bleu) et en lumière visible.]]
Dans l'image composite (submillimétrique, rayon X et lumière visible), les données submillimétriques à une longueur d'onde de {{unité|870|micromètres}} provenant de l'instrument LABOCA installé sur le radiotélescope APEX (''[[Atacama Pathfinder Experiment]]'') sont affichées en orange. À cette longueur d'onde, on voit non seulement le rayonnement thermique en provenance du disque central de poussière, mais aussi le rayonnement de la source radio centrale et celui des jets internes situés au nord et au sud du disque de poussière. Ce rayonnement submillimétrique, comme le rayonnement en onde radio, provient du mouvement spiralé rapide des électrons autour des lignes de champ magnétique. Une analyse montre que la matière des jets est éjectée à près de la moitié de la vitesse de la lumière<ref name="web43">{{lien web|langue=en|titre=Black hole outflows from Centaurus A detected with APEX|url=https://www.eso.org/public/france/news/eso0903/|consulté le=22-07-2021}}.</ref>. L'étude de ce même rayonnement a aussi permis de déterminer la température du disque de poussière, soit entre 17 et 20 [[kelvin]]s. Cette température est comparable à celle du disque de la Voie lactée. La masse totale du gaz a aussi pu être estimée à une valeur de 2,8 x 10{{exp|9}} [[masse solaire|<math>M_{\odot}</math>]]<ref name="etud44">{{Article
 | nom1 = Weiss | prénom1 =A. | nom2 = Kovacs | prénom2 = A. | nom3 = Guesten | prénom3 = R. | nom4 = Menten | prénom4 = K. M.
 | nom5 = Schuller | prénom5 = F. | nom6 = Siringo | prénom6 = G. | nom7 = Kreysa | prénom7 = E. | titre = LABOCA observations of nearby, active galaxies | année = 2008 | mois = aout | périodique = Astronomy & Astrophysics | volume = 490
 | numéro = 1 | pages = 77-86 | url = https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2008/40/aa09909-08.pdf | doi = 10.1051/0004-6361:200809909| format = PDF}}.</ref>.

=== Infrarouge ===
[[Fichier:CenA-nearIR.jpg|vignette|gauche|Image provenant des données captées dans le domaine de l'[[infrarouge]] proche par l'instrument SOFI installé sur le télescope [[New Technology Telescope|NTT]] de l'[[observatoire de La Silla]] ([[Observatoire européen austral]]).]]

[[Fichier:CenA Herschel SPIRE R500µmG350µmB250µm.png|vignette|gauche|Image de {{nobr|NGC 5128}} en infrarouge lointain provenant des données captées par le [[télescope spatial Herschel]].]]

En lumière visible, le centre de {{nobr|Centaurus A}} nous est caché par une bande de poussière. Heureusement, les longueurs d'onde infrarouges peuvent pénétrer les nuages de poussière et nous révéler ainsi la structure du centre de cette galaxie. La longueur d'onde utilisée pour construire l'image provenant du télescope [[New Technology Telescope]] (NTT) est quatre fois plus longue que celle des ondes de la [[lumière visible]]. Comme on s'y attend pour une galaxie lenticulaire, la densité d'étoiles augmente régulièrement vers le centre. On rencontre cependant moins de bandes de poussière dans ces galaxies. De nouvelles étoiles naissent dans les zones les plus denses de la bande de poussière. Ces zones peuvent être identifiées dans les images optiques (comme l'image prise par Hubble) sur la bordure de la ceinture de poussière<ref name="book41"/>.

Lors de la collision mentionnée précédemment<ref name="Quillen"/>, les étoiles de la galaxie spirale ont été dispersées dans toute la galaxie, tandis que certains nuages de poussière et de gaz ont été déviés vers le centre de la galaxie lenticulaire. Ils ont alors formé un [[disque d'accrétion]] autour du trou noir supermassif central. L'énergie libérée a été alors émise dans les longueurs d'onde de haute énergie. Les observations avec le [[Spitzer (télescope spatial)|télescope spatial Spitzer]] ont révélé une structure semblable à un parallélogramme dans la bande de poussière centrale. Cette forme étrange proviendrait de la fusion entre Centaure A et une petite galaxie spirale. Le disque de la galaxie résultante se serait plié et tordu pendant la fusion des deux galaxies.

En 2006, grâce aux observations réalisées avec le télescope spatial Spitzer, on a découvert un coquille d'environ 500 [[parsec]]s de rayon autour du noyau de la galaxie. Dans le domaine de l'infrarouge moyen, il s'agissait de la première structure de coquille découverte autour du noyau d'une galaxie. Cette coquille est invisible dans le domaine optique. La coque est alignée perpendiculairement au disque de gaz et de poussière et non le long du jet radio. On estime que cette coquille est âgée de quelques millions d'années et que sa masse est d'environ un million de masses solaires. Cette coquille pourrait provenir d'un [[sursaut de formation d'étoiles]] au cours duquel des étoiles totalisant plusieurs milliers de masse solaires seraient nées. Une autre hypothèse mentionne que l'intensité du rayonnement du [[galaxie active|noyau actif]] alimente l'enveloppe en énergie<ref name="etud45">{{Article
 | nom1 = Quillen | prénom1 = Alice C. | nom2 = Bland-Hawthorn | prénom2 = Joss | nom3 = Brookes | prénom3 = Mairi H. | nom4 = Werner | prénom4 = Michael W. | nom5 = Smith | prénom5 = J. D. | nom6 = Stern | prénom6 = Daniel | nom7 = Keene | prénom7 = Jocelyn | nom8 = Lawrence | prénom8 = Charles R. | titre = Discovery of a 500 Parsec Shell in the Nucleus of Centaurus A | année = 2006 | mois = avril | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 641 | numéro = 1 | pages = L29-L32
 | url = https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0601147.pdf | doi = 10.1086/503670 | format = PDF}}.</ref>.

Entre 1999 et 2002, on on a réalisé {{nobr|20 photographies}} dans deux domaines de l'infrarouge proche avec l'instrument [[Très Grand Télescope#Instruments retirés du service|ISAAC]] installé sur le [[Très Grand Télescope|VLT]] afin de trouver des étoiles variables. On en a trouvé plus de {{formatnum:1000}}, dont la plupart était de [[Étoile variable de type Mira|type Mira]]. Ces vielles étoiles voient leur [[luminosité]] varier sur une longue période et elles sont très utiles pour déterminer la distance des galaxies<ref name="etud46">{{Article
 | nom1 = Rejkuba | prénom1 = M. | nom2 = Minniti | prénom2 = D. | nom3 = Sylva | prénom3 = D. R. | titre = Long Period Variables in NGC 5128: I. Catalogue | année = 2003 | mois = mai | périodique = Astronomy and Astrophysics | volume = 406 | numéro = 1 | pages = 75-85 | url = https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0305432.pdf | doi = 	10.1051/0004-6361:20030683| format =PDF
}}.</ref>.

=== Lumière visible ===
[[Fichier:CentaurusA2.jpg|250px|vignette|gauche|Zone centrale de {{nobr|Centaurus A}} examiné avec le [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial Hubble]] (Crédit : HST/[[National Aeronautics and Space Administration|NASA]]/[[Agence spatiale européenne|ESA]]).]]

À l'aide du [[Hubble (télescope spatial)|télescope Hubble]], on a observé de jeunes amas ouverts d'étoiles près du disque de poussière. Les photographies optiques normales ne montrent que la zone non obscurcie par ce disque. L'astronome et [[Astrophotographie|astrophotographe]] [[Royaume-Uni|britanico]]-[[australie]]n {{Lien|trad=David Malin}} a pu examiner plus précisément les zones périphériques de la galaxie à l'aide d'une technique spéciale. Les photos réalisées montrent l'énorme taille de {{nobr|Centaurus A}} ainsi qu'une structure de plusieurs coquilles. Ces coquilles proviendraient aussi de la collision de {{nobr|NGC 5128}} avec une plus petite galaxie spirale<ref name="etud47">{{Article
 | nom1 = Malin | prénom1 = D. F. | nom2 = Quinn | prénom2 = P.J. | nom3 = Graham | prénom3 = J. A. | titre = Shell structure in NGC 5128 | année = 1983 | mois = septembre | périodique = Astrophysical Journal | volume = 272 | pages = L5-L7
 | url = https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...272L...5M/abstract | doi = 10.1086/184106 | bibcode =1983ApJ...272L...5M}}.</ref>.

=== Ultraviolet ===
[[Fichier:NGC 5128 (Centaurus-A) in UV.jpg|250px|vignette|droite|Centaurus A dans le domaine de l'[[ultraviolet]] par le [[Galaxy Evolution Explorer|télescope spatial GALEX]].]]
[[Fichier:StuctureCenA-EN.png|250px|vignette|droite|Diagramme des composants de {{nobr|Centaurus A}}.]]
Puisque l'[[atmosphère terrestre]] [[Diffusion des ondes#Diffusion des ondes|bloque]] presque entièrement le [[rayonnement UV]], on doit utiliser un télescope spatial pour étudier {{nobr|Centaurus A}} dans de domaine du [[spectre électromagnétique]]. Un observatoire spatial dédié à l'ultraviolet tel que GALEX permet aussi d'étudier des très jeunes étoiles géantes qui brillent en UV.

On a découvert grâce à l'observatoire [[Galaxy Evolution Explorer|GALEX]] une structure de bandes qui serpente à plus de {{nobr|35 [[parsec]]s}} au nord-est de la galaxie. Ces bandes sont associées à des structures nodulaires que l'on a observées dans les domaines des ondes radio et des rayons X<ref name="etud48">{{Article
 | nom1 = Neff | prénom1 = Susan G | nom2 = Eilek | prénom2 = Jean A. | nom3 = Owen | prénom3 = Frazer N. | titre = THE COMPLEX NORTH TRANSITION REGION OF CENTAURUS A: A GALACTIC WIND | année = 2015 | mois = avril | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 802 | numéro = 2 | pages = 18 pages | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/802/2/88/pdf | doi = 10.1088/0004-637X/802/2/88 | format = PDF}}.</ref>. Dans l'image de GALEX à droite, on montre les bandes d'émission UV en bleu et celle d'émission de rayon X en bleu. Les zones d'émission radio sont en jaune.

On peut également voir que la bande de poussière centrale de {{nobr|NGC 5128}} est une forte source de rayonnement UV (en bas à droite). Les instruments GALEX sont configurés pour être particulièrement sensibles au rayonnement des [[Type spectral|étoiles O et B]], que l'on trouve dans les régions où [[Naissance des étoiles|naissent les étoiles]]. Ces émissions pourraient provenir d'un [[Région à sursauts de formation d'étoiles|sursaut de formation d'étoiles]] dont le taux de formation avoisine deux masses solaires par an et qui a duré de 50 à {{nobr|100 millions}} d'années.

Il est plausible que le noyau actif de la galaxie ait contribué à la formation d'étoiles pendant ce sursaut<ref name="etud48"/>. Un [[vent stellaire]] galactique propulsé émis de la région centrale aurait aussi pu affecter la région de transition nord. Cela aurait entraîner la formation d'étoiles dans le gaz dense de cette région.
=== Rayon X ===
[[Fichier:Centaurus A Chandra.jpg|250px|vignette|gauche|Sur cette image, les rayons X de basse énergie sont représentés en rouge, les énergies moyennes en vert et les énergies les plus élevées en bleu. Les bandes bleues et rouges orientées perpendiculairement au jet sont des bandes de poussière qui absorbent les rayons X<ref name="WEB49">{{lien web|langue=en|titre=Centaurus A: Jet Power and Black Hole Assortment Revealed in New Chandra Image|url=https://chandra.harvard.edu/photo/2008/cena/|consulté le=23-07-2021}}.</ref>.]]
[[Fichier:NGC 5128.jpg|250px|vignette|droite|Image provenant de [[Chandra (télescope spatial)|Chandra]] montrant le [[Jet (astrophysique)#Jets relativistes|jet relativiste]] de {{nobr|Centaurus A}}.]]

Les observations dans le domaine des rayons X réalisées avec le [[Chandra (télescope spatial)|télescope Chandra]] ont révélé un jet d'émission de {{unité|30000|années-lumière}} en provenance du cœur de la galaxie<ref name="WEB50">{{lien web|langue=en|titre=APOD, 5 juillet 2003, Centaurus A: X-Rays from an Active Galaxy |url=https://apod.nasa.gov/apod/ap030705.html |consulté le=23-07-2021}}.</ref>. La luminosité du noyau en rayon X peut changer en quelques jours ce qui implique que la source ne mesure pas plus qu'un centième d'année-lumière. Le rayonnement X provient sans doute d'un [[disque d'accrétion]] autour du trou noir supermassif au centre de {{nobr|Centaurus A}}. On aperçoit dans la partie inférieure du jet la réflexion d'une onde de choc, probablement générée par la collision entre la matière éjectée et le gaz déjà présent à cet endroit.

En 2013, les astronomes ont aussi utilisé Chandra pour localiser les sources ponctuelles de rayon X dans la galaxie. La plupart de ces sources étaient des objets compacts, soit des [[trou noir stellaire|trous noirs stellaires]] ou des [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]] qui ingurgitaient la matière de leur étoile compagne<ref name="etud51">{{Article
 | nom1 = Burke | prénom1 = Mark J. | nom2 = Raychaudhury | prénom2 = Somak | nom3 = Kraft | prénom3 = Ralph P. | nom4 = Maccarone | prénom4 = Thomas J. | nom5 = Brassington | prénom5 = Nicola J. | nom6 = Hardcastle | prénom6 = Martin J. | nom7 = Kainulainen | prénom7 = Jouni | nom8 = Woodley | prénom8 = Kristin A. | nom9 = Goodger | prénom9 = Joanna L | nom10 = Sivakoff | prénom10 = Gregory R. | titre = SPECTRAL PROPERTIES OF X-RAY BINARIES IN CENTAURUS A | année = 2013 | mois = avril | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 766 | numéro = 2 | pages = 15 pages | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/766/2/88/pdf | doi = 10.1088/0004-637X/766/2/88 | format = PDF}}.</ref>.

Les résultats ont montré que les masses des objets compacts se répartissaient en deux catégories, soit jusqu'à deux fois plus massif ou plus de cinq fois plus massif que le Soleil. Ces deux groupes correspondent à des étoiles à neutrons et à des trous noirs. Cet écart de masse entre les deux catégories donne une indication de la façon dont les étoiles explosent. Étant donné que les masses des étoiles sont réparties sur une plage continue, on pourrait s'attendre normalement à ce que la plage de masse des trous noirs commence là où se termine la plage des étoiles à neutrons, soit à partir d'environ 2 masses solaires. Cette distribution de masse inégale a déjà été découverte dans la Voie lactée. Les observations confirment aussi cet écart de masse également dans des galaxies plus éloignées<ref name="WEB52">{{lien web|langue=en|titre=Centaurus A: A New Look at an Old Friend|url=https://chandra.harvard.edu/photo/2014/cena/|consulté le=23-07-2021}}.</ref>.

=== Rayonnement gamma ===
[[Fichier:437992main CenA optical gamma composite labeled.jpg|250px|vignette|gauche|L'énergie du rayonnement gamma émis dépasse celle des ondes radio de plus d'un facteur 10. Les rayons gamma de haute énergie enregistrés par le [[Fermi Gamma-ray Space Telescope|télescope spatial Fermi]] sont représentés ici en violet.]]

On peut soit observer le rayonnement gamma en utilisant un télescope spatial ou de façon indirecte en captant les courts éclairs lumineux produit dans l'atmosphère terrestre lorsque des rayons gamma frappent la couche d'air de la Terre. Le réseau de télescopes [[HESS]] (''High Energy Stereoscopic System'') à [[Télescope à imagerie Tcherenkov atmosphérique|imagerie atmosphérique Tcherenkov]] situé en [[Namibie]] a été conçu pour capter ces éclairs lumineux.

Entre 2004 et 2008, en {{nobr|115 heures}} d'observation, le réseau de télescopes a pu détecter un signal faible en provenance du centre de {{nobr|Centaurus A}}. L'intensité du rayonnement a atteint environ 0,8 % de l'intensité du rayonnement de la [[nébuleuse du Crabe]]. Aucun changement de rayonnement n'a été détecté dans les observations de HESS. Étant donné que {{nobr|Centaurus A}} est une galaxie active très proche, il est très possible que les télescopes Cherenkov comme HESS soient également capables un jour de résoudre en détail le jet interne de la galaxie<ref name="etud13">{{Article
 | nom1 = Aharonian | prénom1 = F. | nom2 = Akhperjanian | prénom2 = G. | nom3 = Anton | prénom3 = G. | titre = DISCOVERY OF VERY HIGH ENERGY γ-RAY EMISSION FROM CENTAURUS A WITH H.E.S.S. | année = 2009 | mois = avril | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 695 | numéro = 1 | pages = L40-L44 | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/695/1/L40/pdf | doi = 10.1088/0004-637X/695/1/L40 | format = PDF}}.</ref>{{,}}<ref name="WEB53">{{lien web|langue=en|titre=Very High Energy Gamma-Rays from Centaurus A|url=https://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/pages/home/som/2009/04/|consulté le=23-07-2021}}.</ref>.

Le rayonnement gamma émanant des bulles radio découvert par l'instrument LAT de Fermi est généré par ''[[diffusion Compton]]'' par des particules qui sont accélérées par des collisions avec le [[fond diffus cosmologique]] à des énergies de l'ordre de {{nobr|10{{exp|12}} [[électronvolt|eV]]}}<ref name="etud54">{{Article
 | nom1 = SAHAKYAN | prénom1 = N. | titre = ON THE ORIGIN OF HIGH ENERGY GAMMA-RAYS FROM GIANT RADIO LOBES CENTARUS A | année = 2012 | périodique = International Journal of Modern Physic | volume = 12 | pages = 224-228 | url = https://www.worldscientific.com/doi/epdf/10.1142/S2010194512006411 | doi = 10.1142/S2010194512006411 | format = EPDF}}.</ref>. L'analyse des mesures effectuées par le LAT dans la gamme d'énergie supérieure à {{nobr|100 MeV}} a duré {{nobr|10 mois}} et elle a révélé une source ponctuelle dans la zone centrale<ref name="etud55">{{Article
 | nom1 = Abdo | prénom1 = A. A. | nom2 = Ackermann | prénom2 = M. | nom3 = Ajello | prénom3 = M. | titre = FERMI LARGE AREA TELESCOPE VIEW OF THE CORE OF THE RADIO GALAXY CENTAURUS A | année = 2010 | mois = aout | périodique = The Astrophysical Journal | volume = 719 | numéro = 2 | pages = 1433 - 1444 | url = https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/719/2/1433/pdf | doi = 10.1088/0004-637X/719/2/1433| format = PDF }}.</ref>. Cela coïncide avec la position du noyau de {{nobr|Centaurus A}}. Aucun changement d'intensité de rayonnement n'a été observé. Les astronomes supposent que ce rayonnement émane du bord intérieur du disque de gaz qui entoure le trou noir. Les rayons X sont émis depuis des régions plus éloignées<ref name="book41"/>.

=== Rayons cosmiques ===
L'[[observatoire Pierre-Auger]] situé en [[Argentine]] observe le ciel pour y détecter des collision entre les [[rayons cosmiques]] et l'atmosphère terrestre. Ce rayonnement dont l'énergie se situe entre 10{{exp|17}} et {{nobr|10{{exp|19}} [[électronvolt|eV]]}} est composé de particules chargées, en grande partie des protons. Ces particules chargées peuvent subir des collisions avec les atomes de l'atmosphère terrestre lorsqu'elles se dirigent vers la Terre. Ces collisions créent une cascade de particules secondaires que cet observatoire peut observer. Cependant, ces événements sont très rares. Sur {{nobr|69 événements}} détectés avec des énergies supérieures à {{nobr|55 exaélectronvolt}} (EeV = 10{{exp|18}}), 15 se sont produits dans une région autour de {{nobr|Centaurus A}}<ref name="etud56">{{Article
 | nom1 = Sushchov | prénom1 = O. B. | nom2 = Kobzar | prénom2 = O. O. | nom3 = Hnatyk | prénom3 = B. I. | nom4 = Marchenko | prénom4 = V. V. | titre = Centaurus A as a plausible source of ultra high energy cosmic rays registered by the Pierre Auger Observatory | année = 2012 | mois = mars | périodique = Advances in Astronomy and Space Physics | volume = 2 | pages = 73-75 | url = http://aasp.kiev.ua/volume2/073-075-Sushchov.pdf | bibcode = 2012AASP....2...73S | format = PDF}}.</ref>. Cependant, {{nobr|Centaurus A}} en tant que source de rayons cosmiques de haute énergie n'a pas été suffisamment confirmé.

=== Neutrinos ===
Les [[neutrino]]s sont des particules élémentaires qui interagissent à peine avec la matière normale. Ils peuvent voyager sur de longues distances sans être ni absorbés ni dispersés, pouvant ainsi nous donner des informations sur des événements se produisant aux confins de l'[[Univers observable]]. Les neutrinos peuvent être créés lors d'événements impliquant des énergies très élevées. Les [[galaxie active|noyaux actifs]] des galaxies et leurs jets pourraient donc créer des neutrinos de haute énergie. Un scénario plausible implique des particules chargées, comme les protons, qui sont accélérées à des énergies très élevées dans le jet. Ces protons pourraient interagir avec le [[fond diffus cosmologique]] ou avec d'autres particules présentes dans le jet créant alors une cascade de particules plus légères. Ces particules pourraient ensuite engendrer des neutrinos de haute énergie lors de leur désintégration.

Plusieurs scénarios ont été proposés sur la façon dont les jets dans les noyaux actifs des galaxies génèrent ces neutrinos : les particules chargées telles que les protons sont accélérées à des énergies très élevées dans le jet. Ces protons de haute énergie interagissent avec le fond diffus cosmologique ou d'autres particules de l'environnement. Cela crée une cascade de particules plus légères, puis de particules chargées à travers une désintégration supplémentaire des [[Pion (particule)|pion]]s. Ceux-ci génèrent des neutrinos de haute énergie lorsqu'ils se désintègrent<ref name="etud58">{{Article
 | nom1 = Jacobsen | prénom1 = Idunn B. | nom2 = Wu | prénom2 = Kinwah | nom3 =On | prénom3 = Alvina Y. L. | nom4 = Saxton | prénom4 = Curtis J. | titre = High-energy neutrino fluxes from AGN populations inferred from X-ray surveys | année = 2015 | mois = juin | périodique = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 451 | numéro = 4 | pages = 3649-3663 | url = https://arxiv.org/pdf/1506.05916.pdf | doi = 10.1093/mnras/stv1196 | format = PDF}}.</ref>.

On n'a pas encore réussi à détecter clairement des neutrinos en provenance de {{nobr|Centaurus A}}, malgré le fait qu'un détecteur comme [[IceCube]] enfoui sous la glace antarctique puisse le faire<ref name="etud59">{{Article
 | nom1 = Sahu | prénom1 = Sarira | nom2 = Miranda | prénom2 = Luis Salvador | titre = Some possible sources of IceCube TeV–PeV neutrino events | année = 2015 | mois = juin | périodique = The European Physical Journal C | volume = 75 | pages = 273 | url = https://link.springer.com/content/pdf/10.1140/epjc/s10052-015-3519-1.pdf | doi = 10.1140/epjc/s10052-015-3519-1 | bibcode = 2015EPJC...75..273S | format = PDF}}.</ref>. {{nobr|Centaurus A}} n'est donc peut-être une source typique de neutrinos ou bien les modèles surestiment le taux de production de ceux-ci.

== Supernovas ==
Deux [[supernova]]s ont été observées dans {{nobr|Centaurus A}}<ref name="nedsn">{{Lien web
  | série=NASA/IPAC Extragalactic Database
  | titre=Results for extended name search on Centaurus A
  | url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/
  | consulté le=6 février 2009}}.</ref>. La première, appelée {{Lien|fr=SN 1986G|lang=en|trad=SN 1986G|texte=SN 1986G}}, a été découverte dans la bande sombre de poussières de la galaxie par l'astronome amateur [[australie]]n [[Robert Evans (astronome)|Robert Evans]] en 1986<ref name="iauc">{{Article
  | auteur=R. Evans, R. H. McNaught, C. Humphries
  | titre=Supernova 1986G in NGC 5128
  | périodique=IAU Circular
  | année=1986
  | volume=4208
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986IAUC.4208....1E}}.</ref>.
Elle fut plus tard classée comme [[supernova|supernova de type Ia]]<ref name="phillipsetal1987">{{Article
  | auteur=M. M. Phillips, A. C. Phillips, S. R. Heathcote, V. M. Blanco, D. Geisler, D. Hamilton, N. B. Suntzeff, F. J. Jablonski, J. E. Steiner, A. P. Cowley, P. Schmidtke, S. Wyckoff, J. B. Hutchings, J. Tonry, M. A. Strauss, J. R. Thorstensen, W. Honey, J. Maza, M. T. Ruiz, A. U. Landolt, A. Uomoto, R. M. Rich, J. E. Grindlay, H. Cohn, H. A. Smith, J. H. Lutz, R. J. Lavery, A. Saha
  | titre=The type 1a supernova 1986G in NGC 5128 - Optical photometry and spectra
  | périodique=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
  | année=1987
  | volume=99
  | pages=592–605
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987PASP...99..592P | doi=10.1086/132020}}.</ref>. Ce type de supernova se forme lorsque la masse d'une [[naine blanche]] croît suffisamment pour faire démarrer la [[fusion du carbone]] dans son cœur, produisant une réaction thermonucléaire incontrôlée. Cela peut se produire quand une naine blanche membre d'un système d'[[étoile binaire]] aspire du gaz de l'autre étoile. SN 1986G a été utilisée pour démontrer que les spectres des supernovas de type Ia ne sont pas tous identiques, et que les supernovas de type Ia peuvent différer sur la façon dont leur luminosité change au cours du temps<ref name="phillipsetal1987" />.

La seconde, [[2016adj]], a été découverte par Peter Marples et Greg Bock<ref name="roch"/> du groupe BOSS (Backyard Observatory Supernova Search)<ref>{{Lien web|langue=en|titre=Bright PSN in NGC5128 (Centaurus A) Discovered By Backyard Observatory Supernova Search (BOSS)|url=http://www.astronomerstelegram.org/?read=8651|site=ATel|consulté le=2016-05-19}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web|langue=en-US|titre=SN2016adj: Supernova in Centaurus A|url=http://www.salt.ac.za/news/sn2016adj-supernova-in-centaurus-a/|site=SALT|date=2016-02-10|consulté le=2016-05-19}}.</ref>. Cette supernova était de [[Supernova à effondrement de cœur|type IIb]]<ref name="roch">{{lien web|langue=en|titre=Bright Supernovae - 2016 |url=http://rochesterastronomy.org/sn2016/index.html |consulté le=21-07-2021}}.</ref>.

== Groupe de Centaurus A ==
Selon A. M. Garcia NGC 5128 ({{nobr|Centaurus A}}) fait partie d'une groupe de galaxie qui porte son nom. Le [[groupe de Centaurus A]] compte au moins huit membres. Les autres membres du groupe sont {{nobr|[[NGC 4945]]}}, {{nobr|[[NGC 5206]]}}, {{nobr|[[NGC 5237]]}}, {{nobr|[[NGC 5408]]}}, {{nobr|ESO 270-17}}, {{nobr|ESO 324-24}} et {{nobr|ESO 325-11}}<ref name="garcia">{{Article
 | nom1 = Garcia
 | prénom1 = A.M.
 | titre = General study of group membership. II - Determination of nearby groups
 | année = 1993
 | mois = juillet
 | périodique = Astronomy and Astrophysics Supplement Series
 | volume = 100 #1
 | pages = 47-90
 | bibcode = 1993A&AS..100...47G
}}.</ref>.

{{nobr|Centaurus A}} est au centre d'un des deux sous-groupes du [[groupe Centaurus A/M83]], un [[groupe de galaxies]] proche<ref name="karachentsevetal2002">{{Article
  | auteur=I. D. Karachentsev, M. E. Sharina, A. E. Dolphin, E. K. Grebel, D. Geisler, P. Guhathakurta, P. W. Hodge, V. E. Karachetseva, A. Sarajedini, P. Seitzer
  | titre=New distances to galaxies in the Centaurus A group
  | journal=Astronomy and Astrophysics
  | année=2002
  | volume=385
  | pages=21–31
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...385...21K | doi=10.1051/0004-6361:20020042
}}.</ref>. [[M83 (galaxie)|Messier 83]] (la galaxie « Pinwheel » australe) est au centre de l'autre sous-groupe. Ces deux sous-groupes sont parfois considérés comme un seul groupe<ref name="nbg">{{Ouvrage
 | langue=en
 | auteur1=R. B. Tully
 | titre=Nearby Galaxies Catalog
 | éditeur=Cambridge University Press
 | lieu=Cambridge
 | année=1988
 | pages totales=214
 | isbn=0-521-35299-1
}}.</ref>{{,}}<ref name="fouqueetal1992">{{Article
  | auteur=P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel
  | titre=Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members
  | journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
  | année=1992
  | volume=93
  | pages=211–233
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A&AS...93..211F}}.</ref>. Toutefois Garcia considère que ce sont deux groupes distincts<ref name="garcia"/>. Notons que les galaxies entourant {{nobr|Centaurus A}} et M83 sont physiquement proches les unes des autres et les que les deux sous-groupes ne se déplacent pas l'un par rapport à l'autre<ref name="karachentsev2005">{{Article
  | auteur=I. D. Karachentsev
  | titre=The Local Group and Other Neighboring Galaxy Groups
  | journal=Astronomical Journal
  | année=2005
  | volume=129
  | pages=178–188
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129..178K | doi=10.1086/426368
}}.</ref>.

== Astronomes amateurs ==
{{nobr|Centaurus A}} est située à environ à 4° au nord de [[Omega Centauri]] (un [[amas globulaire]] visible à l'œil nu)<ref name="eicher1988"/>. Comme la galaxie possède une [[luminosité]] élevée et une taille angulaire relativement large, elle constitue une cible idéale pour les observations des [[Astronomie amateur|astronomes amateurs]]. Le bulbe central brillant et la bande de poussières sombre sont visibles même avec des jumelles puissantes<ref name="eicher1988"/>, et des détails supplémentaires peuvent être vus dans des télescopes plus importants<ref name="eicher1988"/>.

== Notes et références ==
=== Notes ===
{{Traduction/Référence|de|Centaurus A|205822534|type=note}}
{{références|group=alpha}}

=== Références ===
{{références nombreuses|taille=25}}

== Voir aussi ==
{{autres projets|commons=Category:Centaurus A}}

=== Bibliographie ===
* STScI. [http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1998/14/text/ Hubble Provides Multiple Views of How to Feed a Black Hole]. Press release: ''Space Telescope Science Institute''. {{date|14 mars 1998}}.
* Chandra X-Ray Observatory Photo Album [http://chandra.harvard.edu/photo/2003/cenajet/ Centaurus A Jet]

=== Articles connexes ===
* [[M87 (galaxie)|Messier 87]] - ''une galaxie elliptique géante qui est également une puissante source radio''
* [[NGC 1316]] - ''une galaxie lenticulaire similaire qui est également une puissante source radio''
* [[Liste de courants stellaires]]

=== Liens externes ===
* {{Autorité}}
* {{Dictionnaires}}
* {{Bases}}
* {{en}} [http://www.seds.org/messier/xtra/ngc/n5128.html Peculiar Galaxy NGC 5128] sur le site SEDS
* {{en}} [http://www.spacetelescope.org/images/archive/freesearch/5128/viewall/1 Images de Centaurus A] sur le site de l'ESA/Hubble
* {{en}} [http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/ap060304.html The Galaxy Within Centaurus A (3/4/06)] sur le site NASA's APOD
* {{en}} [http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/ap030705.html X-Rays from an Active Galaxy (7/5/03)] sur le site NASA's APOD
* {{en}} [http://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2006/07/ngc5128.jpg High-resolution image of Centaurus A] montrant les éléments discrets du centre galactique
* {{en}} [http://www.universetoday.com/?s=Centaurus Centaurus A] sur UniverseToday.com
* {{en}} [http://www.dsi-astronomie.de/Centaurus.html NGC5128 Centaurus A]
* {{Lien web |langue=en |titre=Centaurus A: A Peculiar Island of Stars |url=https://apod.nasa.gov/apod/ap230503.html | site= [[Astronomy Picture of the Day]] |éditeur=NASA |date=03/05/2023|consulté le=03-05-2023}} ([https://astrovalleyfield.com//AstronomieCompl/APOD/APOD%20NGC%20IC%20et%20M/03_05_23_CentA.html traduction/adaptation française]).
* {{Lien web |langue=en |titre=Centaurus A |url=https://apod.nasa.gov/apod/ap220317.html | site=[[Astronomy Picture of the Day]] |éditeur=NASA |date=17/03/2022 |consulté le=10-01-2023}} ([https://astrovalleyfield.com//AstronomieCompl/APOD/APOD%20NGC%20IC%20et%20M/17_03_22_CentA.html traduction/adaptation française]).
* {{Lien web |langue=en |titre= Jets from Unusual Galaxy Centaurus A |url=https://apod.nasa.gov/apod/ap210117.html |site=[[Astronomy Picture of the Day]] |éditeur=NASA |date=17/01/2021 |consulté le=07-08-2022}} ([https://astrovalleyfield.com//AstronomieCompl/APOD/APOD%20NGC%20IC%20et%20M/17_01_21_CentaurusA.html traduction/adaptation française])
* {{Lien web |langue=en |titre= Centaurus A's Warped Magnetic Fields |url=https://apod.nasa.gov/apod/ap210421.html|site=[[Astronomy Picture of the Day]] |éditeur=NASA |date=21/06/2021 |consulté le=2022-07-20}} ([https://astrovalleyfield.com//AstronomieCompl/APOD/APOD%20NGC%20IC%20et%20M/21_04_21_MagnFCenA.html traduction française])

{{Navigation New General Catalogue|5128}}
{{Palette|NGC 5000 à 5499}}
{{Portail|astronomie}}

[[Catégorie:Galaxie lenticulaire]]
[[Catégorie:Galaxie particulière]]
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