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.

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SEDICI - Repositorio de la UNLP

Boletín N<? 19 59
Figura 2
Acknowledgement:
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 comunica­
ción 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 dia­
meter of 2.5 minutos which is obtained for 
Palomar 4, which is also situated at a dis­
tance 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 Antlia
E. 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 miem­
60
bros: NGC 3354 (Dotton, .968). Este trío 
fue descripto anteriormente (Sérsic, 1968).
El material observacional empleado con­
sistió en cinco espectros tomados con el 
pectrógrafo Nebular más Tubo de Imáge­
nes del Observatorio Interamericano de 
Cero Tololo. En todos los casos la orienta­
ción 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 án­
gulo inferior derecho se ilustra a NGC 3354 
en mayor escala. En ella se observa clara­
mente una estructura espiral barreada. La 
barra está orientada según la dirección NE- 
SW a 60° del Norte; sobre uno de los bra­
zos espirales y hacia el Este de la región 
nuclear, hay una brillante región de emi­
sión.
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 Astronomía
débilmente 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 absor­
ción; el ancho equivalente de la linea K 
(W 2 A) sugiere un tipo espectral tem­
prano (a-f) (Tinsley, 1967). Están presen­
tes en emisión las líneas Hcu, A6584 [NII] 
y A3727 [Olí]; las mismas se ven fragmen­
tadas en dos partes, correspondiendo éstas 
al núcleo y a la región de emisión. La re­
lación 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 absolu­
ta 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 gala­
xias del grupo, los tipos morfológicos, las 
velocidades radiales observadas, las distan­
cias (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 abso­
lutas.
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 aproxima­
damente de 86 kpc.
Para analizar la estabilidad del sistema 
se aplicó el teorema del Virial. La expre­
sión usada para la masa de la unidad de 
peso es
TABLA I
NGC TM V(km/seg.) d(Mpc) m-M mp Mp
3347 SB (s)ab 3354 33.54 33.79 12.17 —21.62
3354 SB: 3254 32.54 33.72 13.48 —20.24
3358 (R')SA(s: )o/a 3842 38.42 34.08 12.37 —21.71
Boletín N<? 19 61
donde es la media de
las velocidades radiales individuales V¡, 
pesada con los factores fi. Los v¡ son los 
residuos Vi — (V) y x ^ 1 un valor medio
r¡,k
del factor de proyección —------que
di)k
vincula 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 peso
M = 4.1012.X.MO
Siendo las distancias de las componentes
di,3 = 8'5 
díj2 = 3'5 
d2>3 = 5'0
y los valores de Vi
Vi = —176 km/seg.
v2_ —276 km/seg.
v3 = + 312 km/seg.
y como Mi = M. fi; las masas individuales 
resultaron:
MnGC3347 — 4.1012. X
MNGC3354 = 1,2.1012. x
MnGC3358 — 3,3.1012. X
Estas 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) = 0
no se cumple y que este trío es inestable.
En conclusión decimos que: 1) las ve­
locidades radiales encontradas y el similar 
grado de resolución indican que estas tres 
galaxias se encuentran aproximadamente 
a la misma distancia; 2) forman grupo fí­
sico; 3) de acuerdo al teorema del Virial 
el grupo es inestable; 4) las característi­
cas espectroscópicas y morfológicas de 
NGC 3354, sugieren que se trata de un 
objeto compacto.
BIBLIOGRAFIA
Dottori, 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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