NGC 5371 | Hickson68 | Canes Venatici
Paul Hickson veröffentlichte 1982 eine 100 Mitglieder umfassende Liste von kompakten Galaxiengruppen, die er aus dem Durchsuchen der „red prints“ des Palomar Observatory Sky Surveys gewonnen hatte. Für die Gruppenauswahl mussten mindestens 4 Galaxien mit Helligkeiten von innerhalb 3 Magnituden ein Isolationskriterium erfüllen. Dazu definierte Hickson den Kreisdurchmesser, der die geometrischen Galaxienzentren enthielt, und im Bereich von 1–3 dieser Durchmesser durfte keine weitere, helle Galaxie platziert sein.
Die Gruppe HCG68 besteht aus 5 Galaxien, die in einem Umkreis von 9.2′ zu finden sind. In der Aufnahme findet man diese Galaxien nahe eines 6.5mag hellen K5-Sternes im unteren rechten Bildfeld. Die SBb-Gx NGC 5350 steht nur 2′ entfernt, und die beiden E/S0 Systeme NGC 5354 und NGC 5353 folgen etwas unterhalb. Verlängert man die Waagrechte zwischen diesen Dreien nach links, so trifft man auf die lichttschwächere S0-Gx NGC 5355 und noch weiter unten auf NGC 5358. Nimmt man NGC 5354 aus der Fünfergruppe heraus, so liegen die Rotverschiebungen nahe beisammen bei 2320..2400 km/s, bei dieser Entfernung entspricht ein Projektionsabstand von 1′ etwa 9.8 kpc. Man kann daher von stattfindenden Gezeitenwechselwirkungen ausgehen, wobei beim augenfälligsten Paar NGC 5353/4 dies eher nicht der Fall ist, da NGC 5354 mit 36.4 Mpc über 3Mpc weiter entfernt ist.
In der linken Bildhälfte dominiert NGC 5371, ein SAB-Typ, der viele HII Regionen und aktive Sternentstehungsregionen aufweist. Mit einer Rotverschiebung von 2558 km/s liegt diese Gx mit 36.2 Mpc in gleicher Tiefe wie NGC 5354 und verweist darauf, dass HCG68 eine kleine Teilmenge einer linearen Galaxienassoziation beschreibt, die vom Coma Cluster wegführt (Brent Tully und Neil Trentham, 2008, ApJ 135, 1488).
Spannend ist nun die HI-Untersuchung der HCG68 Gesamtheit. Es zeigt sich eine scharf begrenzte HI-Spektrallinie bei 2150..2450 km/s, die aber zwischen den steilen Flanken eine starke zentrale Einsenkung besitzt – es zeigt sich in dieser kompakten Gruppe also ein HI-Defizit, d.h. sie besitzt weniger neutralen Wasserstoff als Vergleichsgalaxien im Feld. Die Gründe sind ein Gasverlust durch Gezeitenwechselwirkung aber auch ein erhöhter Gasverbrauch durch eine, ebenfalls durch die Wechselwirkung induzierte, erhöhte Sternentstehungsrate. Die vielleicht wichtigste Ursache des HI-Defizites liegt aber wohl in einer stattfindenen Entwicklung der HI-Verteilung in der kompakten Gruppe. Durch die in einem engen Raumbereich wirkende Strahlungsleistung der Gx wird der neutrale Wasserstoff vollständig ionisiert und somit in heißes „intra group medium“ (IGM) überführt, und somit fehlt er in der HI-Strahlungsleistung. Die Stärke dieses HI-Defizites variiert stark und man vermutet auch eine Abhängigkeit von HI-Strukturen, die weit über die Gruppe hinausreichen und die gruppenbezogene Messung beeinflussen könnten (Sanchayeeta Borthakur et al., 2010, ApJ 710, 385).
