NGC

71   266   404   672   669   691
828   891   925

1023   1024   1058   1550   1161
1569   1589   1614   1875   1961

2146   2274   2366   2403   2444
2532   2535   2537   2672   2683
2685   2768   2832   2841   2857
2859

3079   3162   3198   3227   3239
3310   3367   3395   3432   3448
3593   3631   3656   3705   3718
3769

NGC 3656 — Arp 155
Ursa Major

Bei wechselwirkenden oder gar verschmelzenden Galaxien spielen Gasströme eine entscheidende Rolle bei der Ausprägung morphologischer Eigenschaften. Diese Gasströme induzieren Verdichtungen und bilden die Grundlage von Starburst-Regionen und einer damit zusammenhängenden hohen IR-Leuchtkraft. Diese neu entstandenen Sterne tragen den Drehimpuls des zuvor aufgeschobenen galaktischen Gases, Beispielrechnungen zeigen, dass in typischen Fällen 60% des ursprünglichen Scheibengases eines Verschmelzungsvorläufers in eine Starburstwolke von nur 100pc Größe zusammengeschoben wird (J.E.Barnes und L.Hernquist, 1996, ApJ 471).

Fragt man sich nun nach den Gasanteilen der Vorläufer, die nicht in diesen zentralen Regionen verarbeitet werden und benutzt HI Karten zur Aufklärung, so findet man weitläufige HI Scheiben im Merger-Umfeld. Meist gibt es Verbindungen zwischen den Gezeitenschweifen und den Schalenstrukturen, die man in den Hüllen beobachten kann. Ein typisches Beispiel eines Mergers, bei dem diese verschiedenen Erscheinungsformen zu beobachten sind, ist die pekuliäre elliptische Galaxie NGC 3656. Die Galaxie zeigt eine auffällige Hülle mit differenzierten Schalen und einige ansetzende Gezeitenschweife, was auf die Historie zweier verschmelzender, dünner Scheibengalaxien hindeutet. Das Merger-Resultat zwei solcher "precursor galaxies" ist eine zentral konzentrierte Scheibengeometrie, wobei 5-50% der gesamten Gasmenge "ausgelagert" sind. Dieses Gas besitzt Drehimpuls und ist somit örtlich gut definiert, je nach Objekt kann man auch "polar-ring galaxies" beobachten.

Im Zentrum von NGC 3656 sieht man ein breites Staubband und einen 1' messenden hellen Kernbereich an den südlich ein Überrest eines Spiralarmes ansetzt. Die Rotationsachse des Kerns steht senkrecht zu der der umgebenden "face-on" Ebene. HI Messung entlang des Staubbandes liefern eine Rotationskurve mit max. 225 km/s (M. Balcells et al., 1996, AJ111) und bestätigen die edge-on Lage des Kerns und Drehimpuls-Entkopplung zwischen Kern und Hülle . Der südliche Teil der "face-on" Ebene ist mit B-R=0.9 deutlich blauer im Vergleich zu Mittel B-R=1.4 - ein Hinweis auf junge, heiße Sterne, die im Übergangsbereich zwischen den Schalen und dem Gas-Akkretionsstrom der Gezeitenschweife liegen. In diesen Regionen beobachtet man keine Ha-Emission, d.h. es fehlen B-Sterntypen wodurch sich eine Altersobergrenze von ca 10 Mio. Jahren für Hüllensterne ableiten lässt.

Am rechten Rand der Aufnahme erkennt man gerade noch die Spiralgalaxie UGC6446, ein sehr lichtschwacher SAd Typ, dessen Entfernung mit 10MPc nur 1/4 der Entfernung von NGC 3656 entspricht. Leider überlappten nicht alle Rohbilder, wodurch sich bei UGC6446 nur eine Belichtungszeit von ca. 2 Stunden ergab und ein entsprechendes höheres Rauschnivau in den Randbereichen.

Hypergraph 350/3010, STL-11000M, (Norden unten, Osten rechts)
L: 330min (1x1), gutes bis mäßiges Seeing 1.9"..2.6", R:70min, G:60min, B:60min (2x2, SBIG Filt.)
Rimbach, 6./7./8./9./10.4.2007
NGC 3656