4. O Objeto McLeish

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• Descoberto por David McLeish em 1946 (Córdoba)
• Outros nomes: IRAS 20048-6621; AM 2004-662

Observações

• 8 horas de espectros de alta dispersão: rede de 1200 l/mm (0.78 Angst./pixel, fenda de 2", resolução de 3 Angst.). 3 posições passando pelo núcleo.
• 3 horas de espectros de baixa resolução: rede de 300 l/mm (resolução de 12 Angst.)

Morfologia e fotometria óptica

• McL A: aparência alongada, perfil de brilho no eixo maior típico de edge-on (entre Sc e Sb)
• McL B: pouco maior que o disco de seeing
• Mapa de isofotas (banda R) indica presença de restos de maré difusos nas proximidades de McL B

Distância: 151Mpc (H_o=75km/s/Mpc) ==> 732pc por 1"
Diâmetro de McL A: ~70kpc

• Magnitudes B: McL A ==> -20.5 mag;  McL B ==> -17.8 mag
• Escala exponencial do disco: 11 kpc ==> entre as maiores espirais
• Aparência retangular de McL A: efeito do seeing

• Galáxia luminosa no IR: L_FIR=4.5 X 10¹⁰ h^-2 L_sol.
• Índices de cor IR e a ausência da linha H-beta em emissão indicam grande obscurecimento por poeira

• Espectro nuclear inclui H-alfa, [NII]6348,6584 e [SII]6717,6731

Espectro dos 3" centrais de McL A. T.Exp.: 4 horas

• Razões de linha aplicadas aos diagramas diagnóstico de Veilleux & Osterbrock (1997) indicam núcleo LINER ou Seyfert 2. Mas aplicação dos diagramas é duvidosa neste caso:
• linha [NII]6584 contaminada pelo OH[7-2] do céu
• Espectros de baixa dispersão não mostram H-beta nem [OIII]5007 (poeira)

• McL A ==> V_sis = 11310 (+-30) km/s
• McL B ==> V_sis = 11500 (+-100) km/s
• Curva de rotação de McL A:
• Parte central até r ~ 20 kpc ==> corpo rígido
• Apartir daí, assimétrica ==> efeito da interação.
• Ajuste de modelo de Satoh ==> M_A = 7 X 10¹¹ Msol

Modelamento do encontro

• TREESPH
• < 0.7
• expansão do potencial até quadrupolo
• softening variável (baseado na separação entre partículas vizinhas)
• time-step tal que o momentum angular varia menos que 0.02% e energia total varia menos que 0.1%
• Galáxia A -- segue modelo de Kuijken & Dubinski (1995):
• Modelo A pela curva de rotação e perfil de brilho de McL A ==> M = 7 X 10¹¹ Msol ; halo:disco = 3:1
• Gás segue o perfil das estrelas.
• Galáxia B esférica -- segue modelo de Kuijken & Dubinski (1994):
• sem gás
• testadas várias massas, mas o modelo final tem 1/26 da massa de A
• Número total de partículas: 32768 partículas (31768 para A e 1000 para B)
• Várias simulações foram rodadas com número menor de partículas e com uma massa puntual representando B.
• Encontro progrado, como as velocidades radiais de McL A e McL B sugerem naturalmente.
• Testes iniciais com uma passagem pelo disco: insatisfatórios, não causam warpping
• Órbita final parabólica:
• Distancia de pericentro q = 18 kpc
• Pericentro em (1,-1,1)
• Spin da órbita em (-1,-2,-1)
• Duas passagens de B pelo disco de A, pericentro entre elas

Animação do encontro McL A x McL B
 

Estrelas                                                                Gás

Situação que mais se assemelha à observada para o objeto McLeish

• Na posição do warpping há um pequeno braço de maré:

• A velocidade radial de B em relação a A é de 150 km/s, compatível com o observado

• Evolução da curva de rotação do modelo A:

Início                                                        +303Myr

• Somente as partículas da metade do disco mais próxima são mostradas, para simular o ofeito da poeira.
• O lado que se aproxima é mais povoado, mais alargado e homogêneo.
• Dispersão de velocidades central comparável à observada.

Comparando diretamente observação e modelo. A curva de rotação do modelo A agora mostra apênas os 15 kpc mais próximos, simulando um efeito ainda maior de absorção por poeira. Aparência de corpo rígido central é agora mais parecida com a observada

• É importante notar que o modelo B não arraste gás de A, indicando que o gás detectado em McL B é "gás próprio". Assim McL B deve ser uma pequena espiral ou ou irregular do tipo Magalhânico. Pelo modelo a massa de McL B seria 2 X 10¹⁰ Msol

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