3. O Sistema NGC 6845

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Imagem na banda R (T. Exp: 720 segundos)
Distância: 85Mpc (H_o=75km/s/Mpc) ==> 412pc por 1"
Distância projetada A-B: ~34kpc

Observações

    Escala: 0.81" por pixel.

==> Espectroscopia de fenda longa: Julho de 1994 e Setembro de 1997 -- CASLEO (Espectrógrafo REOSC); Dezembro de 1997 -- Bosque Alegre (Telescópio 1.52m, Espectrógrafo Multifunção)

==> Observações em rádio -- Junho de 1996, VLA (27 antenas, D-array = baseline 1km).
        Objeto muito ao sul -- resolução baixa, feixe alongado N-S: 112" x 37".
        Tempo de exposição curto: 1.5horas -- resolução em velocidades: 43km/s, coberto todo o     intervalo de velocidades radiais das 4 galáxias.

Morfologia e fotometria óptica

• Abundantes sinais de interação. Graham & Rubin (1973) e Rose & Graham (1979): conexão da cauda de maré com C e D.
• Fotometria integrada das galáxias: mai compativel com Rose & Graham (1979) do que com o RC3.
• Cores: mapa B-I mostra ponte azul.

• Classificação RC3: SB(s)b --- distribuição de cores da barra não é uniforme, mais vermelha para SO ==> mais poeira desse lado
• Barra deslocada de 30⁰ anti-horáro com respeito ao eixo maior do disco.

Brilhos e cores das regiões HII

Velocidades radiais medidas pela linha H-alfa (H-beta e [OIII]5007, quando presentes)

• Foram medidos os brilhos e as cores dos nódulos numerados acima.
• Todos apresentam espectros de regiões HII.
• Brilhos e cores comparados com modelos de síntese evolutiva de Bertelli (1994), atualizados por Leo Girardi. O modelo escolhido tem metalicidade solar e IMF de Salpeter:
• Idades dos aglomerados ionizantes: 6.5 Myr (exceto #6 == 8Myr e #8 == ~5Myr)
• Massas calculadas a partir das magnitudes V para uma distância de 85Mpc: todos <= 5 X 10⁵ Msol

• Luminosidades H-alfa:
• regiões 1, 2 e 3: comparáveis a NGC 3603, a região HII mais brilhante da Galáxia (1.1 X 10³⁹ erg/s, Melnick 1989)
• regiões 4 e 5: na ponta da ponte, comparáveis a 30 Doradus (6.3 X 10³⁹ erg/s, Kennicutt et al 1989)
• regiões 7 e 8: nos extremos da barra, comparáveis à região Jumbo de NGC 3310 (1.4 X 10⁴⁰ erg/s, Pastoriza et al 1993)
• Sistema luminoso no IR: L_IR=7.9 X 10¹⁰ Lsol == comum com interagentes

Distribuição de HI

Contornos de isodensidade de HI sobre imagem R.

• Duas componentes de velocidades de HI ==> A e B. Nenhum HI associado a C ou D.
• A: M_HI = 1.15 X 10¹⁰ Msol
• B: M_HI = 2.58 X 10⁹ Msol
• A+B: M_HI = 1.41 X 10¹⁰ Msol ==> ~5 vezes a massa de HI da Via Láctea.

Curva de rotação de A:

• Lados SO e NE diferentes para r > 6 kpc. Comparando com simulações de Barton et al 1999 ==> efeito da interação.
• Ajuste a modelo de Satoh ==> Disco dominante. Bojo pequeno. Halo?? -- Condizente com classificação do RC3: SB(s)b
• Massa: 4.4 X 10¹¹ Msol
• Massa e magnitude V comparável à de Andrômeda ==> M/L similares. Mas o tamanho de Andrômeda é o dobro. ==> A amplitude da curva de rotação é muito grande.

• Regiões 4 e 5 seguem padrão de velocidades das 1, 2 e 3 ==> pertencem à ponte.

Mapa de velocidades de HI da componente associada à galáxia A

• Massa cinemática 1.4 X 10¹² Msol -- cinemática do halo de matéria escura pode ser seguida a raios maiores do que o da curva de rotação óptica.

Massa cinemática do grupo

• Dadas as posições, velocidades radiais e luminosidades dos membros do grupo pode-se derivar a relação M/L do grupo (teorema do virial)
• Dependendo da correção que se adote para a absorção interna (aquela devida à inclinação da galáxia) obtivemos os seguintes valores:
• M/L = 43 (Msol/Lsol) -- Rubin et al (1982)
• M/L = 66 (Msol/Lsol) -- RC3
• Maior fonte de variação: inclinação da galáxia C -- aplicada correção de Holmberg (1958).
• Rose & Graham (1979) -- M/L entre 28 e 49
• Ambos valores de M/L levam a valores similares de massa: ~1 X 10¹³ Msol
• Massa luminosa do sistema (escalando as massas das galáxias pelas luminosidades em relação à massa e à luminosidade da galáxia A) ==> 1.6 X 10¹² Msol  ==> indicando massa de matéria escura 5 vezes maior que a masa luminosa

• Ponte e cauda de maré bem desenvolvida ==> encontro progrado
• Braços gerados por maré ==> trailing
• A partir dos dois pontos acima e do mapa de velocidades vemos que
• disco de A gira no sentido anti-horário
• o lado mais próximo de nós é o lado da ponte (SE)
• Posições e velocidades relativas de A e B ==> qualquer geometria simples indicaria movimento retrógrado.
• Galáxia C em posição mais favorável

• 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%
• Galáxias seguem modelo de Kuijken & Dubinski (1995):
• Modelo A pela curva de rotação da galáxia A ==> M = 3 X 10¹¹ Msol ; halo:disco = 1.4:1
• Gás mais estendido que estrelas: 1.7
• Modelo C igual ao A, mas sem gás.
• total de 12000 partículas
• Órbita parabólica:
• Distancia de pericentro q=12 kpc
• Pericentro em (-3,-10,10)
• Spin da órbita em (10,3,6)

Animação do encontro A x C
 
 

Situação que mais se assemelha à das galáxias A e C de NGC 6845

• Da simulação acima vemos que:
• A condensação a NO da galáxia C é bem reproduzida
• Extensão para SE também presente
• Estrutura de maré similar à ponte, mas com curvatura muito diferente
• Condensação que lembra as regiões HII #4 e 5, mas nada tão massivo quanto a galáxia B ==> Neste cenário a galáxia B teria que aparecer em projeção
• 10% do gás de A é capturado por C ==> mas nao se observou gás na galáxia C
• Estrelas arrancadas de A formam estrutura no centro de C, perpendicular ao seu disco, que não é observada.

Simulação A x B:

• TREESPH: mesmos parâmetros da anterior
• Galáxias seguem modelo de Kuijken & Dubinski (1995):
• Modelo A idêntico ao da simulação anterior
• Modelo B: massa puntual com 1/4 da massa de A
• total de 6000 (A) + 1 (B) partículas
• Órbita hiperbólica:
• excentricidade e = 2
• Distância de pericentro q = 8 kpc
• Pericentro em (20,-8,10)
• Spin da órbita em (8,20,0)

Relação entre planos do céu (azul), do disco (branco) e da órbita (vermelho) para o encontro encontro A x B

Animação do encontro A x B
 
 
 
 

Estrelas                                                            Gás

Estrelas                                                            Gás

• Da simulação acima vemos que:
• Velocidade radial da galáxia B: 300 km/s com respeito a A
• Ponte de maré "mais reta", bem melhor reproduzida
• Várias condensações de gás ao longo da ponte e gás ao redor de B
• Cauda de maré difusa, mas com curvatura um pouco diferente da observada
• Curva de rotação de A se modifica de forma condizente com as observações:

• Considerando-se os pros e contras de cada modelo apresentado, a colisão A x B é a que reproduz melhor o sistema.
• Talvez a realidade seja de um encontro de 3 galáxias
• Uma análise observacional ampla do sistema foi apresentada
• Primeiro mapeamento de HI do sistema

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