Die Seyfertgalaxie NGC 2410

Im Sternbild Zwillinge steht nur wenige Grad über Castor die Galaxie NGC 2410. Mit dem Aladin Viewer der Universität Straßburg kann man gut erkennen, dass es sich um eine Balkenspiralgalaxie handelt, die wir von schräg oben, bezogen auf ihr Hauptebene beobachten.

Quelle: https://aladin.u-strasbg.fr/AladinLite/

Den Sternkatalog den den Aladin standardmäßig nutzt ist der DigitalSkySurvey des STScI/NASA. Für Amateurbeobachter passt dieser sehr gut für die Planung und Durchführung von Aufnahme-Sessions. Die schwächsten Sterne reicht bis zu 19 mag.

In meinem Guider sind mit einer 2 Sekunden-Belichtung Sterne bis zu 16 mag zu sehen. Das nachfolgende Bild zeigt den Guiderausschnitt, der nur nur 10′ groß ist. Das Bild entstand zu Anfang der Beobachtung, hier war das Teleskop noch nicht ausgekühlt, daher erscheinen die Sterne durch das Tubusseeing recht aufgebläht.

Die Flächenhelligkeit liegt bei NGC2410 zwischen 13 mag bis 14 mag im Optischen. Für den Kern schätze ich die Helligkeit auf 15 mag bis 16 mag. In SIMBAD sind für NGC 2410 im B-Band 17.0 mag, im V-Band 16.3 mag und im J-Band (1.250 nm) 10.6 mag angegeben.

Das Wetter erlaubte am Abend des 6.1.2022 nur eine kurze Session. Es war um 21:00 Uhr recht klar, jedoch war um Mitternacht ein Wolkenaufzug vorhergesagt.

Den Spalt platzierte ich in RA-Richtung über den hellen Kern von NGC 2410 und die Nachführung erfolgte am hellen Stern, der links der Galaxie steht. Es wurden 4 Spektren mit einer Einzelbelichtungszeit von 20 min erstellt. Die Spektren wurden addiert und in BASSProject dann weiter bearbeitet.

Das erste Profil zeigt das noch rohe Spektrum, hier ist also die Instrumentenresponse noch nicht berücksichtigt. Man erkennt aber schon die Emissionslinien, die auf dem Kontinuum sitzen. Und man sieht auch, dass diese Linien deutlich rotverschoben sind.

Besonders markant sind die beiden [OIII]-Linien, Die Wasserstoff-Linien sind vergleichsweise schwächer. Die H-Beta-Linie erkennt man man und die H-Alpha-Linie im Roten bildet zusammen mit den zwei [NII]-Linien einen breiten Fuß einer Emissionsstruktur.

Die Absorptionslinie bei 760.5 nm geht auf den Sauerstoff der Erdatmosphäre zurück. Diese Linie ist nicht rotverschoben.

Die Emissionslinien sind im farbigen Spektralband gut als helle Streifen zu sehen. Ganz links im Violetten ist noch eine schwache Linie zu sehen, bei der es sich um eine HeII-Emission handeln könnte.

Dadurch dass die Identifikation der markanten Linien recht sicher ist, und diese gut definiert sind, kann man ihre genau Lage mit Hilfe eines Gauss-Fits bestimmen. Zuvor wird aber das Kontinuum entfernt und der Fluss normalisiert. Damit erreicht man einen flachen Verlauf und so verlässlichere Werte für die ermittelten Linienlagen.

In den zwei folgenden Bildern sind die Ausschnitte um die [OIII]- und die [NII]-Linien zu sehen. In den jeweils genutzten Linienprofilen sieht man die eingepasste Gauss-Funktion.

Man erhält die folgenden Messwerte:

Gemessene WellenlängeRuhewellenlängeWellenlängenverschiebung v/c
[OIII] 508.322 nm 500.700.01528
[NII] 669.569 nm658.400.01554

Berechnet man den Mittelwert der zwei Rotverschiebungen, so erhält man für NGC 2410 aus der Messung von v/c die Fluchtgeschwindigkeit von 4.608 km/s. Mit enthalten ist die baryzentrische Korrektur von +2.01 km/s. Den Fehler schätze ich auf +/- 40 km/s.

Wenn man den gemessenen Wert mit dem Literaturwert von 4.601.92 km/s vergleicht, so ergibt sich ein überraschend exakter Wert, da die Abweichung nur 0.04% beträgt. Das ist aber Zufall, der Fehler liegt im Bereich von 1 bis 2 %.

Die Entfernung von NGC 2410 ergibt sich zu 208 Millionen Lichtjahren. Die Größe der Balkenspiralscheibe liegt bei 150.000 Lichtjahren und entspricht so in etwa der der Milchstraße. NGC2410 ist Teil ein kleinen Galaxiengruppe (LGG146). Es kann sein , dass durch Wechselwirkungen mit den Kollegen es zu Zuströmung von Materie auf das supermassive schwarze Loch im Zentrum gekommen sein könnte. diese Maschine im Inneren ist aktiv und produziert im Optischen die Emissionslinien, die sich im Spektrum beobachten lassen.

Dies ist auch der Grund, warum man NGC 2410 zu den Seyfertgalaxien zählt. Entdeckt wurde diese durch Carl Seyfert in den 1940er Jahren. Innerhalb der Seyfertgalaxien ist NGC 2410 ein Typ-II mit schlanken Emissionslinien. Bei diesem Typ blickt man nicht direkt ins Zentrum, da dieses von einem umgebenden dichten Staubtorus umgeben ist. Wir sehen nur das Licht, das dichte Wollen, die sich über und unter dem Torus befinden, in unser Richtung reflektieren. Diese bewegen sich vergleichsweise langsam, wodurch die Linien schlank erscheinen. Anders ist es bei Seyfert-I-Typen. Hier sieht man ins Zentrum und dort seht schnell umlaufende Wolken. Ihr Geschwindigkeiten reichen bis zu 10.000 km/s und bewirken eine starke Linienverbreiterung. Diese enormen Breiten zeigen sich dann bei den Wasserstofflinien. Bei NGC2410 sieht man diese Linien nicht, passend zu ihrer Typisierung.

3 Kommentare

  1. Hallo Michael,
    dieser hervorragende Beitrag wäre bestens geeignet, einem internationalen Leserkreis vorgestellt zu werden, denn kaum jemand aus der internationalen community liest im VdS-Spektroskopieforum.
    Darum meine Anfrage:
    würdest du die Erlaubnis geben, diesen Beitrag im „BAV-Magazine-Spectroscopy“ zu veröffentlichen?
    Beste Grüße,
    Ernst Pollmann

  2. Hallo Michael,
    dieser hervorragende Beitrag wäre bestens geeignet, einem internationalen Leserkreis vorgestellt zu werden, denn kaum jemand aus der internationalen community liest im VdS-Spektroskopieforum.
    Darum meine Anfrage:
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    Beste Grüße,
    Ernst Pollmann

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