La luminosité de la galaxie NGC 5135 dans l'infrarouge lointain (de 40 à 400 µm) est égale à 1,82 × 1011 (1010,31) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 2,19 × 1011 (1011,26)[5].
À ce jour, quatre mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 6,325 ± 0,059 Mpc (∼20,6 millions d'al)[7], ce qui est ce qui est totalement incohérent avec les valeurs de la distance de Hubble. Notons que c'est avec la valeur moyenne des mesures indépendantes, lorqu'elles existent, que la base de données NASA/IPAC calcule le diamètre d'une galaxie.
Un trou noir supermassif trône au centre de NGC 5135. Plusieurs études de la dispersion des vitesses dans la région centrale ont permis d'estimer sa masse à 1,95 × 107 (107,29)[9]. Une étude autre réalisée auprès de 90 galaxies de type Seyfert 2 utilisant la dispersion des vitesses a permis d'estimer la masse des trous noirs supermassifs centraux de celles-ci. Pour NGC 5135, la masse du trou noir est égale à 22,4 × 106 (107,35)[10].
Selon les auteurs d'un article publié en , 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 NGC 5135 serait à l'intérieur et à l'extérieur d'un rayon de 1 kpc respectivement de 6,1 /an et de 3,6 /an
[11].
↑Les données utilisées par le site NASA/IPAC sont basées uniquement sur des publications scientifiques et, en qui concerne le diamètre des galaxies, elles sont parfois inexactes. Le calcul de tous les diamètres est basé sur la moyenne des mesures de distances indépendantes du décalage vers le rouge, lorsqu'elles existent. Certaines fois, l'écart type des échantillons est plus grand que la moyenne et souvent il vaudrait mieux choisir la distance de Hubble pour faire ce calcul. Ici par exemple, la moyenne des quatre mesures indépendantes est de 6,325 ± 0,059 Mpc (∼20,6 millions d'al) n'est sûrement pas la distance de cette galaxie. Si on utilise la distance de Hubble de 64,81 Mpc, on obtient un diamètre énormément plus grand, soit d'environ 79,8 kpc (∼260 000 al) au lieu de 7,79 kpc indiqué sur le site.
↑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 (DOI10.1086/376841, Bibcode2003AJ....126.1607S, lire en ligne [PDF])
↑John S. Mulchaey, Michael W. Regan et Arunav Kundu, « The Fueling of Nuclear Activity. I. A Near-Infrared Imaging Survey of Seyfert and Normal Galaxies », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 110, no 2, , p. 299-319 (DOI10.1086/313005, Bibcode1997ApJS..110..299M, lire en ligne [PDF])
↑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 (DOI10.1111/j.1365-2966.2009.16057.x, Bibcode2010MNRAS.402.2462C, lire en ligne [PDF])
↑Andrea Marinucci, Stefano Bianchi, Fabrizio Nicastro, Giorgio Matt et Andy D. Goulding, « The Link between the Hidden Broad Line Region and the Accretion Rate in Seyfert 2 Galaxies », The Astrophysical Journal, vol. 748, no 2, , p. 10 pages (DOI10.1088/0004-637X/748/2/130, Bibcode2012ApJ...748..130M, lire en ligne [PDF])
↑W. Bian et Q. Gu, « The Eddington Ratios in Seyfert 2 Galaxies with and without Hidden Broad-Line Regions », The Astrophysical Journal, vol. 657, no 1, , p. 159-166 (DOI10.1086/510708, Bibcode2007ApJ...657..159B, lire en ligne [PDF])
↑A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1, , p. 47-90 (Bibcode1993A&AS..100...47G)