M90 est aussi dotée d'une longue queue de gaz ionisé longue d'environ 260 000 al[7]. M90 présente un faible taux de formation d'étoiles, lui valant le titre degalaxie anémique. Cette galaxie est dans legroupe de M86[8].
Laclasse de luminosité de M90 est I-II et elle présente une largeraie HI.C'est aussi une galaxieLINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés. De plus, c'est unegalaxie active de typeSeyfert[3] ou de type Seyfert 2 selon labase de donnéesSimbad.
M90 (NGC 4569) faisait partie des galaxies étudiées lors du relevé del'hydrogène neutre de l'amas de la Vierge par leVery Large Array. Les résultats de cette étude sont sur cette page du site du VLA[9].
CommeM88 située à proximité, cette galaxie présente undécalage vers le bleu et elle se dirige donc vers la Voie lactée. On ne peut pas utiliser laloi de Hubble-Lemaître pour calculer sa distance. Mais, à ce jour, 14 mesures non basées sur ledécalage vers le rouge (redshift) ont cependant été réalisées. Ces mesures donnent une distance moyenne de 12,229 ± 3,161 Mpc (∼39,9 millions d'al)[4].
Deux sources classifient cette galaxie comme unespirale barrée[2],[5], mais on ne voit même pas le début d'une barre sur l'image durelevéSDSS, ni sur les autres images ci-dessous. Cependant deux des bras spiraux ne partent par directement dubulbe galactique. La classification degalaxie spirale intermédiaire par laNED[3] et par le professeur Seligman, comme le préconisait Gérard de Vaucouleurs, décrit mieux cette galaxie.
La luminosité de la galaxie M90 (NGC 4569) dans l'infrarouge lointain (de 40 à 400 µm) est égale à 7,41 × 109 (109,87) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 1,05 × 1010 (1010,02)[14].
De multiples supernovas dans le noyau de M90 (jusqu'à 10 000[19]) ont produit des super vents qui soufflent dans lemilieu interstellaire de la galaxie vers l'extérieur dans lemilieu intergalactique de l'amas de la Vierge[20]. Ces vents sont collimatés en deux jets. L'un est perturbé par l'interaction avec le milieu intergalactique de l'amas alors que l'autre le traverse[21]
La liste de Mahtessian renferme quelques erreurs. Par exemple, la galaxieNGC 4438 forme une paire avec la galaxieNGC 4435 et elle devrait logiquement appartenir augroupe de M60 décrit par Mahtessian et augroupe de M49 décrit par A.M. Garcia[23]. Autre exemple, l'omission de la galaxieIC 3583 qui forme une paire avec M90[16].
De plus, la liste de Mahtessian renferme d'autres erreurs évidentes. On y retrouve par exemple la galaxie NGC 598 qui est en réalité lagalaxie du Triangle (M33) et qui fait partie duGroupe local, de même que la galaxieNGC 784 qui appartient augroupe de NGC 672 et qui est au moins trois fois plus rapprochée de laVoie lactée que les autres galaxies du groupe de M86. De plus, trois des galaxies (1110+2225, 1228+1233 et 1508+3723) mentionnées dans l'article sont introuvables dans les bases de données. La notation employée par Mahtessian est un abrégé de la notation duCatalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies CGCG et la correspondance avec d'autres désignations ne figure malheureusement pas dans l'article. Ainsi, les galaxies 0101+1625 et 1005+1233 sont en réalité CGCG 0101.7+1625 (UGC 685) et CGCG 1005.8+1233 (Leo I ou UGC 5470). Leo I fait partie du Groupe local et UGC 685 est à environ 15 millions d'années-lumière de nous en bordure du groupe local[24]. Ces deux galaxies n'appartiennent manifestement pas au groupe de M86.
Certaines de ces galaxies s'approchent de la Voie lactée ou leur vitesse radiale est trop faible pour que l'on puisse calculer leur distance à partir de laloi de Hubble-Lemaître. Heureusement, plusieurs mesures (sauf pour IC 3094 et NGC 4431) ont été réalisées selon des méthodes indépendantes du décalage vers le rouge. La distance moyenne des galaxies du groupe avec suffisamment de mesure non basées sur le décalage est de 14,9 Mpc.
↑J. D. P.Kenney, H.Crowl, J.van Gorkom et B.Vollmer, « Spiral Galaxy - ICM Interactions in the Virgo Cluster »,International Astronomical Union Symposium, no.217, Sydney 2003,,p. 370(Bibcode2004IAUS..217..370K,lire en ligne)
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