Spectroscopic and morphological observations suggest that we are dealing with an unstable group of galaxies, one of whose members, NGC 3354, is a compact galaxy.Asociación Argentina de Astronomí

Agüero, E.L.

Pastoriza, M.G.

Spanish

Agüero, Estela Laura

Pastoriza, Miriani Griselda

Servicio de Difusión de la Creación Intelectual

Boletín N<? 19 59Figura 2Acknowledgement:The author aknowledges to Prof. C. An- guita the opportunity to inspect the Mak- sutov Píate Collection during a five months visit to Cerro Calan Observatory las sum- mer 1973.REFERENCES:Arp, H.; 1965, Stars and Stellar Systems, vol. V, pag. 401. Ed. Blaauw and Schmidt.Burbidge, E. M. and Sandage, A.R.: 1958, Ap. j ^27 527.Tifft, W.’ G.; 1963, M.N.R.A.S. 125, 199. van den Bergh, S.; 1968, J.R.A.S.C. 62, 1.Nota agregada cuando este trabajo ya había sido enviado para publicación.El Dr. S. van der Bergh, en comunica­ción privada al autor, le hizo llegar los siguientes comentarios, con motivo del anuncio hecho en la IAU (Sydney, 1973) del descubrimiento de este objeto:“My personal feeling is that object which “inter-galactic” globular cluster Palomar N? 4. I would estímate a somewhat smaller distance than that which you suggest in your paper: for B = 19.0 and B-V = 1.3 it follows that V = 17.7 for the brightest cluster stars. Adopting Mv = —2.5 for these stars and Av = 0.2 then yields m — m =r 20.0 corresponding to a distance of 100 ipc. Inspection of your print suggests that about half of the cluster stars are located within a diameter of 3 are minutes. This valué is not very dissimilar to the dia­meter of 2.5 minutos which is obtained for Palomar 4, which is also situated at a dis­tance of 100 kpc.At first sight the assumptíon that your new object is a globular cluster is con- tradicted by the observation that the integrated magnitude of this object B = 9.0, which yields MB = —11. From your pu- blished photograph I would guess that this valué yields possibly be an overrestimate. Again judging from your print it would appear that the cluster contains 100 stars with (V) = 19. The integrated magnitude of all of the stars is therefore V = 14. Making some allowance for the integrated brightness of stars below the píate limit might yield V ^ 13, which corresponds to Mv — — 7 for the integrated cluster brightness. This valué is quite reasonable for a globular cluster”.Sobre un grupo de galaxias en AntliaE. L, Agüero - M. G. Pastoriza Observatorio Astronómico, Córdoba, Argentina.Abstract: Spectroscopic and morphological obser- vations suggest that we are dealing with an uns- table group of galaxies, one of whose members, NGC 3354, is a compact galaxy.Las principales características del grupo de galaxias constituido por NGC 3347, 3354 y 3358 son su probable asociación física y los rasgos peculiares de uno de sus miem­60bros: NGC 3354 (Dotton, .968). Este trío fue descripto anteriormente (Sérsic, 1968).El material observacional empleado con­sistió en cinco espectros tomados con el pectrógrafo Nebular más Tubo de Imáge­nes del Observatorio Interamericano de Cero Tololo. En todos los casos la orienta­ción de la ranura fue Este-Oeste. Además se usaron placas 103a-E obtenidas en el foco newtoniano del telescopio de 154 cm de Bosque Alegre.Figura 1. — NGC 3347, NGC 3354 y NGC 3358. Placa 103a-E con 25m de exposición.La figura 1 reproduce una placa 103a-E del mencionado trío de galaxias; en el án­gulo inferior derecho se ilustra a NGC 3354 en mayor escala. En ella se observa clara­mente una estructura espiral barreada. La barra está orientada según la dirección NE- SW a 60° del Norte; sobre uno de los bra­zos espirales y hacia el Este de la región nuclear, hay una brillante región de emi­sión.Los espectros de NGC 3347 y NGC 3358 en absorción de la serie de Balmer y H y presentan un continuo brillante con líneas K del [Cali]; NGC 3358 muestra además Asociación Argentina de Astronomíadébilmente la línea A3727 del [OH] en emisión.En el espectro de NGC 3354 se observa un continuo débil con las líneas de la serie de Balmer y H y K del [Cali] en absor­ción; el ancho equivalente de la linea K (W 2 A) sugiere un tipo espectral tem­prano (a-f) (Tinsley, 1967). Están presen­tes en emisión las líneas Hcu, A6584 [NII] y A3727 [Olí]; las mismas se ven fragmen­tadas en dos partes, correspondiendo éstas al núcleo y a la región de emisión. La re­lación de intensidad Ha/ fNII] es ^ 5 y 3, respectivamente. Estos valores son similares a los observados en regiones HII de brazos espirales (Searle, 1971). Su dimensión le- neal D ^ 10.000 pe y su magnitud absolu­ta M = — 20.2 sugieren que se trata de una galaxia compacta.Las velocidades radiales se obtuvieron a partir de las líneas H y K del [ Calí] y las líneas en emisión presentes.En Tabla I se consignan para las gala­xias del grupo, los tipos morfológicos, las velocidades radiales observadas, las distan­cias (adoptando H = 100 km/seg. Mpc) módulos aparentes de distancia (con Ap = 1.16 (de Vaucouleurs and Malik, 1969)), magnitudes fotográficas aparentes (Sérsic, 1968) y las magnitudes fotográficas abso­lutas.En base a los datos de Tabla I se adoptó como módulo de distancia del grupo 33.8 y siendo la extensión angular del mismo 8'.5, su extensión lineal máxima es aproxima­damente de 86 kpc.Para analizar la estabilidad del sistema se aplicó el teorema del Virial. La expre­sión usada para la masa de la unidad de peso esTABLA INGC TM V(km/seg.) d(Mpc) m-M mp Mp3347 SB (s)ab 3354 33.54 33.79 12.17 —21.623354 SB: 3254 32.54 33.72 13.48 —20.243358 (R')SA(s: )o/a 3842 38.42 34.08 12.37 —21.71Boletín N<? 19 61donde es la media delas velocidades radiales individuales V¡, pesada con los factores fi. Los v¡ son los residuos Vi — (V) y x ^ 1 un valor medior¡,kdel factor de proyección —------quedi)kvincula las distancias reales r¡,k entre las galaxias, con sus proyecciones d¡,k sobre la esfera celeste.Los factores f¡ son adimensionales y usando unidades de km/seg para (V), km/ seg. Mpc para H y minutos de arco para d¡,k, se obtiene M en masas solares.Se tomó como unidad de peso a NGC 3347, que es el más luminoso del grupo. La aplicación de la expresión anterior nos condujo a una masa de la unidad de pesoM = 4.1012.X.MOSiendo las distancias de las componentesdi,3 = 8'5 díj2 = 3'5 d2>3 = 5'0y los valores de ViVi = —176 km/seg.v2_ —276 km/seg.v3 = + 312 km/seg.y como Mi = M. fi; las masas individuales resultaron:MnGC3347 — 4.1012. XMNGC3354 = 1,2.1012. xMnGC3358 — 3,3.1012. XEstas cifras son por lo menos un orden de magnitud mayor que los valores usuales encontrados para galaxias espirales. Para tener acuerdo entre los valores acá hallados y los ya conocidos x debería ser < 1, lo que no es posible, por lo tanto admitimos que el teorema del Virial (2T) (Í2) = 0no se cumple y que este trío es inestable.En conclusión decimos que: 1) las ve­locidades radiales encontradas y el similar grado de resolución indican que estas tres galaxias se encuentran aproximadamente a la misma distancia; 2) forman grupo fí­sico; 3) de acuerdo al teorema del Virial el grupo es inestable; 4) las característi­cas espectroscópicas y morfológicas de NGC 3354, sugieren que se trata de un objeto compacto.BIBLIOGRAFIADottori, H. A.: 1968, Bol. IMAF, 3, N<? 2, 19. de Vaucouleurs, G. and Malik, C. M.; 1969, M.N.R.A.S. 142, 387.Searle, L.; 1971, Ap. J. 168, 327.Sérsic, J. L.; 1968, Atlas de Galaxias Australes, Univ. Córdoba.Tinsley, B. M.; 1967, Publ. of the Dept. of As- tronomy. The Univ. of Texas at Austin, Series II, VI, N<? 15.

Sobre un grupo de galaxias en Antlia

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