UGC 7085A | ARP 97 | Ursa Major
In großen, reichen Galaxienclustern (z.B. des Abell-Kataloges) beobachtet man dominierende Galaxien, sog. „cD supergiant galaxies“ die die Dynamik des Clusters und somit auch z.B. die ausgedehnte Röntgenemission des heißen „intracluster mediums“ bestimmen. Geht man nun zu kleinen, wenig umfangreichen Clustern, die nur aus wenigen Dutzend Mitgliedern bestehen und die nicht mehr im Abell Katalog aufgeführt sind, spricht man von „poor clusters“ (PCs). Deren Röntgenemission zeigt im Vergleich zu den reichen Clustern keine „ICM-Einhüllende“, sondern eher „Galaxien-dominierte“ Strukturen. Trotz der Armut sind die PC ein spannender Forschungsgegenstand, da die Galaxienentstehung in den PC mit größerer Effizienz als bei den „reichen Brüdern“ geschieht und daher das Wirken Dunkler Materie besser untersucht werden kann (L.P.David und G.R.Blumenthal, 1991, ApJ389, 510).
Der Nachweis einer cD Galaxie in den PCs ist aufgrund ihres lockeren Aufbaus nicht immer einfach, jedoch zeigen Modellrechnungen, dass cDs sehr früh in Clustern entstehen können – und zwar durch eine Reihe von Mergern auf Zeitskalen im Bereich von 10^9..10^10 Jahren. Daher bilden die PCs, oder besser mehrere dieser PCs, wohl eine Vorstufe größerer, reicherer Cluster (David et al., 1993, ApJ412, 479). Eine Schlüsselstellung bei diesen Untersuchungen nimmt die Kinematik der PC, d.h. die Messung der Rotverschiebungen der Mitglieder, ein. Es liegt in der Natur der PCs, dass nur wenige Rotverschiebungsdaten pro PC vorliegen. Um hier sichere Aussagen ableiten zu können untersucht man PC-Samples. T.C. Beers et al. (1995., ApJ 109, 874) haben hierzu eine solche Zusammenstellung von 1032 Galaxien mit maximalem Winkelabstand von 3° um MKW/AWM PCs analysiert, um solche Fehler ausschließen zu können und vor allem um belegen zu können, welche PCs in Verbindung zueinander stehen könnten.
Die Aufnahme zeigt eine Galaxiengruppe am Rande des PCs mit der Bezeichnung MKW4s, der weiter südlich und nicht mehr im Bildfeld liegt. Die Bezeichung geht auf einen Katalog von W.W.Morgan, S.Kayser und R.A.White zurück (1975, ApJ199,545). Existiert eine cD-Galaxie im PC, bestimmt deren Rotverschiebung die Geschwindigkeitsdispersion. Hieraus kann man eine dynamische Masse durch das Virialtheorem abschätzen – im Fall von MKW4s liegt diese zwischen 1.5-2.2 10^13 Sonnenmassen.
Es fällt auch auf, dass MKW4s eine bimodale Verteilung der Rotverschiebungen besitzt mit Maxima bei 6700 ±200 km/s und bei 8000 ±300 km/s, ein Hinweis auf eine bereits stattgefundene bzw. stattfindende Verschmelzung zweier PC-Vorläufer. Rechts oben findet man UGC7085A, ein wechselwirkendes Paar, auch als Arp 97 bekannt, das mit 6900 km/s am Rand des ersten Maximums liegt, links der Bildmitte liegt ein face-on SAB(r) Typ, die Seyfert-Galaxie UGC7064, die mit 7500 km/s dem Rand des zweiten Gruppe zuzuordnen ist. Ein schönes Detail bei Arp97 bildet der „Farbverlauf“ von blau/oben > gelb/unten. In der Literatur findet man als Hinweis „two S-types“, wobei man dies wohl in Frage stellen kann, da der nördliche Part eher eine E-Gx zu sein scheint.
