NGC 3226 & NGC 3226 im Löwen

Die beiden Galaxien NGC 3226 und NGC 3227 befinden sich im Sternbild Löwe (Leo). Sie wurden am 15. Februar 1784 vom deutsch-britischen Astronomen Friedrich Wilhelm Herschel mit seinem 18,7-Zoll-Spiegelteleskop entdeckt. Er beschrieb sie als zwei schwache Nebel, die eine Art Doppelnebel bildeten. Sie sind auch unter den Namen Arp 94 bzw. Holm 187 bekannt. Letzteres ist ein Katalog des schwedischen Astronomen Erik Holm, in dem er Doppel- und Mehrfachgalaxien listete. Der amerikanische Astronom Halton Arp gliederte seinen Katalog ungewöhnlicher Galaxien nach rein morphologischen Kriterien in Gruppen ein. Die beiden Galaxien gehören zur Klasse der Spiralgalaxien mit einem elliptischen Begleiter auf einem Arm. Arp beschrieb sie als "Begleiter am Rande einer großen, sehr schwachen Schleife, die sich gegenüber der Galaxie erstreckt".

Die Galaxien sind ein interagierendes Paar in einer Entfernung von 48 bis 55 Millionen Lichtjahren. Die elliptische Zwerggalaxie NGC 3226 (Hubble-Typ E2) besitzt eine scheinbare Helligkeit von 11,4 mag, die Balkenspiralgalaxie NGC 3227 (Hubble-Typ SBa) von 10,4 mag. Somit können beide Galaxien in mittleren Teleskopen beobachtet werden. Ihre Winkelausdehnung beträgt 2,8 x 2,0 bzw. 4,1 x 3,9 Bogenminuten. Ihre Durchmesser werden mit 45.000 und 60.000 Lichtjahren angegeben. In NGC 3226 ist, wie bei elliptischen Galaxien üblich, kaum molekulares Gas für die Sternentstehung vorhanden. Außerdem sind sie Mitglieder der NGC3227-Gruppe (LGG 194), einem kleinen Galaxienhaufen aus 15 weiteren Galaxien. Diese Galaxiengruppe ist wiederum ein Mitglied der Leo-II-Gruppe. In dieser befinden sich mehrere Galaxien und Galaxienhaufen, die sich vom rechten Rand des Virgo-Superclusters aus erstrecken. NGC 3226 und NGC3227 besitzen einen aktiven Galaxienkern, sind gravitativ aneinander gebunden und beeinflussen sich wechselseitig. Zwischen den beiden Galaxien sind auf lang belichteten Aufnahmen schwache Gezeitenströme aus Gas und Staub erkennbar.

NGC 3226 enthält eine LINER-Region (Low-Ionization Nuclear Emission-Line Region). Das ist eine Region, die sich durch Spektrallinienemissionen von schwach ionisierten Atomen auszeichnet. Die Energiequelle für die LINER-Emission ist unter Astronomen umstritten. Einige Astronomen behaupten, dass LINERs durch Sternentstehungsgebiete angetrieben werden, während andere meinen, dass sie durch aktive Galaxienkerne (AGN) angetrieben werden, die supermassereiche Schwarze Löcher enthalten. Der aktive Kern von NGC 3226 ist eine starke Quelle sowohl für Radio- als auch für Röntgenstrahlung, die offenbar Synchrotronstrahlung ist. Diese entsteht, wenn sich Elektronen mit hoher Geschwindigkeit in Magnetfeldern bewegen. Eine solche Synchrotronstrahlung ist in der Umgebung eines supermassereichen Schwarzen Lochs zu erwarten. Es ist möglich, dass NGC 3226 während des Interaktionsprozesses Gas von NGC 3227 aufnimmt, wodurch die Sternentstehung innerhalb von NGC 3226 verstärkt würde. Millimeterbeobachtungen von NGC 3226 konnten jedoch kein molekulares Gas innerhalb der Galaxie nachweisen. Diese Ergebnisse zeigen somit nicht nur, dass NGC 3226 nur über geringe Mengen an molekularem Gas verfügt, sondern auch dass die Galaxie kein Gas von NGC 3227 aufgenommen hat.

Die Hauptgalaxie des Duos, NGC 3227, gehört zur Klasse der Seyfert-I-Galaxien und besitzt ein aktives, supermassereiches Schwarzes Loch mit 1,4 Milliarden Sonnenmassen in ihrem Zentrum. Der Kern sendet variable Röntgenstrahlung aus und besitzt einen Staubtorus mit einer Temperatur von 1.600 Kelvin. Wenn Materie in das Schwarze Loch hineingezogen wird, setzt sie entlang seiner Rotationsachse enorme Mengen an Strahlung frei, wodurch die Galaxie ihren aktiven Kern erhält. Wie bei vielen AGN üblich, wurde der Kern von NGC 3227 als Quelle variabler Röntgenstrahlung identifiziert. Diese Variabilität tritt in Zeiträumen von einigen Stunden bis zu einigen Monaten auf. Sie kann durch Schwankungen in der Dichte oder Ionisierung von Gas und Staub in der Nähe des AGN erklärt werden, welche die Röntgenstrahlung absorbieren. Die Leuchtkraft des Kerns erreichte 1977 ihr Maximum, als Hinweise auf langlebige ein- oder zweiseitige Gasströme entdeckt wurden. Die Röntgenstrahlung der Akkretionsscheibe wird innerhalb von ein bis zwei Tagen in optische Strahlung umgewandelt. Die Infrarotstrahlung des Staubtorus in NGC 3227 folgt der optischen Strahlung des Kerns mit einer Verzögerung von etwa 20 Tagen.

In NGC 3226 wurde am 21. Dezember 1976 die Supernova SN 1976K beobachtet, in NGC 3227 die Supernova SN 1983U im Jahr 1983. Nur 13 Bogenminuten westlich dieses Galaxienpaars befindet sich die 13 mag helle SB0-Galaxie NGC 3222, die mit einer Entfernung von 246 Millionen Lichtjahren allerdings weit im Hintergrund liegt.

Aufgrund der geringen Flächenhelligkeit des Paares benötigt man für die Beobachtung ein Teleskop mit mindestens 4 bis 5-Zoll Öffnung. Bei niedrigen Vergrößerungen von etwa 20-fach sind zwei ovale, unterschiedlich helle, scheinbar miteinander verbundene Nebelflecke zu erkennen, die mit zwei Sternen der 9. Größenklasse ein fast gleichseitiges Dreieck bilden. Mit einer höheren Vergrößerung von etwa 60-fach erscheint die kleinere der beiden Galaxien, NGC 3226, rundlich und deutlich lichtschwächer. NGC 3227 erscheint als 2:1-elongierter Nebelfleck. Bei einer Vergrößerung von 100-fach erkennt man, dass die Helligkeit beider Galaxien zum Zentrum hin zunimmt. Ansonsten sind keine weiteren Details erkennbar. Mit Teleskopen von 6 bis 8-Zoll Öffnung und hoher Vergrößerung sind beide Galaxien etwas heller und deutlich getrennt. Das Kerngebiet von NGC 3226 ist etwas deutlicher ausgeprägt und erscheint dem Beobachter wie ein aufgeblähter Stern. Es ist von einer schwachen, kreisrunden Scheibe umgeben, die diffus in den Hintergrund übergeht. Indirekt scheint sich die Scheibe von NGC 3227 zu berühren. Mit Teleskopen von 10 bis 12-Zoll Öffnung besitzt NGC 3227 eine helle, breite Scheibe mit einem deutlich sichtbaren, sternähnlichen Kern. Die Scheibe erscheint in ihrer Helligkeitsverteilung unregelmäßig.

Das Galaxienpaar ist im Frühlingssternbild Löwe leicht zu finden. Es steht nämlich nur ein Grad östlich des hübschen Doppelsternsystems Algieba (Gamma Leo, 2,4 mag), das die Sichel bzw. die Löwenmähne des Raubtieres markiert. Bei niedriger Vergrößerung steht der Stern im selben Gesichtsfeld. Algieba besteht aus einer goldgelben Komponente mit 2,4 mag und einer grünen Komponente mit 3,6 mag Helligkeit. Beide Sterne sind nur 4,4 Bogensekunden voneinander entfernt. Sie sind bei hoher Vergrößerung genauso faszinierend wie der Doppelstern Albireo im Sommersternbild Schwan.

NGC 3226 und NGC 3227 sind am besten in den Frühlingsmonaten zu beobachten, wenn das Sternbild Löwe hoch am Himmel steht. Anfang April kulminieren sie gegen 23 Uhr MESZ in einer Höhe von 57 Grad über dem Horizont.