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BeitragVerfasst: 21. April 2018, 09:55:14 AM 
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Hallo,

dies ist nun der zweite Beitrag, der sich mit NGC3226, dem kleineren Begleiter von NGC3227 beschäftigt.

Der erste Teil zu Arp 94 findet man untern viewtopic.php?f=3&t=5212.

Bei NGC3226 handelt es sich um einen E2-Typ, d.h. eine Elliptische Galaxie, deren Kern eine Helligkeit von 13..14 mag aufweist. Der Spalt von LISA erfasste bei der Beobachtung zeitgleich die Kerne der beiden Arp94 Mitglieder. Das Spektrum von NGC3226 ist das untere, die Spaltorientierung wird im Beitrag #1 gezeigt.

Bild


Ein erster Blick auf das Spektrum zeigt auch hier Auffälligkeiten im direkten Vergleich zum Spektrum der helleren Seyferth-Galaxie NGC3227:

1. Das Spektrum ist weniger hell, was sich durch die geringere Kernleuchtkraft erklären lässt
2. Es sind keine auffälligen Emissionslinien zu sehen
3. Das Spektrum erscheint fast strukturlos, abgesehen von den iridischen O/H2=-Linien


Um das Spektralprofil zu erhalten, wir auch hier das Programm BASS genutzt, die Instrumentendaten sind die gleichen wie die der NGC3226 Auswertung #1.

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Beim Spektralprofil erkennt man - durch das höhere Rauschen - dass hier ein schlechteres S/N-Verhältnis gegeben ist. Um dieses Rauschen etwas zu reduzieren, habe ich die FITS Daten mit einem Median3x3-Filter bearbeitet. Die Grafik zeigt beide Profile im Vergleich - das violett Profil erschent erwartungsgemäß etwas glatter, kann aber am grundsätzlichen S/N nicht dramatisch viel ändern.

Wie schon im Beitrag #1 möchte ich mein NGC3226-Spektrum mit den NASA NED Spektren vergleichen. Ihr seht zuerst den kurzwelligen, dann der langweilligen Bereich.

Bild

Bild


Die NASA NED Spektrum verwunder etwas, weil man dort Emissionslinien findet - also eben die typischen Hinweise auf aktive HII-Regionen im Kern. Nun muss man aber die astrophysikalischen Ursachen unterscheiden - diese Aktivität ist nicht mit dem "Seyferth-Einblick" in den zentralen Akkretionsscheibenbereich zu vergleichen.

Bei NGC3226 sieht man nur den HII-Beitrag von kernnahen Sternentstehungsregionen im Zentrum der Galaxie. Dabei bedeutet "kernnah" , dass sich diese Regionen in einem Bereichen von 2000 - 3000 Lichtjahren befinden. Die Seyfert-Aktivität liegt viel dichter am supermassiven Schwarzen Loch, wir im Beitrag # 1 beschrieben sind dies ja sich Gaswolken, die sich schnell (BLR) und langsamer (NLR) um das Zentrum bewegen, deren Abstände liegt im Bereich von einigen Licht-Stunden Licht-Tagen.
So erklärt sich auch die geringere Aktivität und damit auch die Zuordnung zu einer anderen Gruppe der aktiven Galaxien.

In meinen Spektrum ist aufgrund der geringeren Leuchtkraft leider auf keine deutliche Ha-Linie zu sehen. Vergleicht man die Fluss-Angaben der NASA-NED Spektrn, so besitzt NGC3227 eine 14-15-mal stärkere Intensität der Emission.


Was man im Spektralprofil von NGC3226 findet, ist aber eine Na-Absorptionslinie, die sich als Blending der zwei Na-LInine erklären lässt. Nachfolgend zeige ich ein Ausschnitt des Spektralprofiles, heir wurde auch das Kontinuum abgezogen, so dass die Absorptionslinien besser erkannt wird.

Bild


Benutzt man diese Linie, so kann man die Fluchtgeschwindigkeit der kleinen Elliptischen Galaxie bestimmen. Der Fehler dieser Abschätzung ist größer als bei den Messungen zu NGC3227, was sich neben des geringeren S/Ns, auch dadurch erklärt, dass die Na-Linie zwei Na-Linien enthält. Daher habe ich bei der Auswertung den Gaussfit-Wert mit beiden Na-Linien in Bezug gesetzt.

Bild


Die Messungen passen recht gut und zeigen (grob) an, dass NGC3226 eine höhere Fluchtgeschwindigkeit als NGC3227 (1150km/s) besitzt. Jetzt könnte man fragen, warum denn diese Geschwindigkeiten unterschiedlich sind, wo doch beide offensichtlich ein wechselwirkendes Paar bilden, also in gleicher Entfernung stehen?

Die Erklärung ist einfach - die beiden Galaxien bewegen sich relativ zueinander, sie umlaufen sich, und die Differenz von etwa 150km/s beschreibt die Rotationsgeschwindigkeit der kleinen E2-Galaxie um die größere Spiralgalaxie.

Schöne Grüsse,
Michael

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14"-Hypergraph, Spektrographen: Dados & LISA


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