Nazwa obiektu: Messier 106
Alternatywne oznaczenia: M106, NGC 4258
Rodzaj obiektu: Sbp Spiral Galaxy
Konstelacja: Canes Venetici
Właściwe Wniebowstąpienie: 12: 19,0 (h: m)
Deklinacja: +47: 18 (deg: m)
Dystans: 25000 (kly)
Jasność wizualna: 8.4 (mag)
Pozorny wymiar: 19 × 8 (min. Łuku)
Lokalizowanie Messiera 106: Aby rozpocząć z grubsza właściwy obszar do zlokalizowania M106, zidentyfikuj gwiazdę w dolnym rogu (w kierunku uchwytu) asteryzmu Wielkiego Wozu. To jest Gamma Ursa Majoris. Teraz zlokalizuj Alpha Canes Venetici - Cor Caroli - około pięści na południowy wschód. Dowiesz się, czy masz odpowiednią gwiazdę, ponieważ Cor Caroli jest łatwo podzielnym podwójnym, który ujawni się zarówno lornetce, celownikom, jak i małym teleskopom. Teraz rozpocznij polowanie na M106 bezpośrednio między Gamma UM i Alpha CVn. Przy prawie jasności 8 M106 można dostrzec w większości lornetek z ciemnego nieba i można go łatwo zobaczyć we wszystkich teleskopach. W przeciwieństwie do większości galaktyk, jest wystarczająco jasny, aby stawić czoła umiarkowanemu zanieczyszczeniu światłem i dobrze rozkłada swoją strukturę w większych instrumentach.
Na co patrzysz: M106, zlokalizowany w odległości około 25 milionów lat świetlnych, może należeć do małej chmury galaktycznej, która skupia się wokół Ursa Major. Ma świetną strukturę spiralną, ale wiele ukrytych aspektów. „Twierdzono, że obserwacje megamasera jądra NGC 4258 pokazują, że w jego centrum znajduje się masywna czarna dziura. Pokazujemy, że dowody wyrzutu gazu, plazmy radiowej i emitujących promieniowanie rentgenowskie QSO z tego jądra pokazują, że wyrzut ten nadchodzi ze środka w zakrzywionym strumieniu w obrębie stożka o kącie ~ 40 stopni, wyśrodkowanym w P.A. 100 stopni. ” mówi E.M. Burbidge i G. Burbidge z University of California, San Deigo. „Jest to bliskie kierunku, w którym zmierzono prędkości od megamasera, tak więc zebrane dowody sugerują, że gaz masujący jest również wyrzucany w tym samym kierunku przy prędkościach +/- 900 km / s, a nie wiruje wokół ogromnej czarnej dziury. Zatem nie dostarcza dowodów na istnienie czarnej dziury w centrum. ”
Jednak nie każde badanie się z tym zgadza. „Niedawno dysk masujący, który niedawno odkrył, że krąży wokół centralnej masy w galaktyce Seyfert / LINER NGC ~ 4258, stanowi jak dotąd najbardziej przekonujący dowód na istnienie masywnej czarnej dziury w jądrze galaktyki. Dysk jest zorientowany prawie na krawędzi, a widmo rentgenowskie jest silnie pochłaniane. Dlatego w tej galaktyce optyczne spektrum linii emisyjnej zwykle wykazywane przez aktywne jądro galaktyczne najlepiej jest szukać za pomocą światła spolaryzowanego: badanie światła rozproszonego przez materiał otaczający centralne źródło. ” mówi Belinda J. Wilkes (i in.). „Nowa polarymetria NGC ~ 4258 ujawniła zwarte spolaryzowane jądro, którego widmo składa się ze słabego niebieskiego kontinuum podobnego do widmowego kwazara oraz poszerzonych linii emisji. Linie są silnie spolaryzowane liniowo (5-10 $ $) pod kątem pozycji pokrywającym się z płaszczyzną dysku Maser. Ten wynik dostarcza dowodów na istnienie słabo aktywnego silnika centralnego w NGC ~ 4258 oraz na istnienie zaciemniających się, orbitujących tori, które nadają wiele z postrzeganych różnic między różnymi rodzajami aktywnej galaktyki. ”
I rzeczywiście, centralny rdzeń regionu - i towarzyszący mu dysk akrecyjny nadal fascynują astronomów. „Bogactwo nowych informacji o strukturze dysku Maser w NGC 4258 uzyskano z serii 18 obserwacji VLBA obejmujących trzy lata, a także z 32 dodatkowych epok danych monitorowania spektralnego od 1994 r. Do chwili obecnej, uzyskanych z VLA, Effelsberg i GBT. Wypaczenie dysku zostało precyzyjnie zdefiniowane. Grubość dysku maserowego została zmierzona na 12 mikrosekund (FWHM), czyli nieco mniej niż poprzednio podane górne granice. Przy założeniu, że masery śledzą prawdziwy pionowy rozkład materiału w dysku, od stanu równowagi hydrostatycznej prędkość dźwięku wynosi 1,5 km s 1, co odpowiada temperaturze termicznej 600 K. ” mówi James M. Moran (i in.).
„Przyspieszenia elementów masera o dużej prędkości zostały dokładnie zmierzone dla wielu cech zarówno po niebieskiej, jak i czerwonej stronie widma. Przesunięcia azymutalne tych maserów od linii środkowej (linia przechodząca przez dysk w płaszczyźnie nieba) i wyprowadzone rzutowane przesunięcia od linii środkowej na podstawie modelu wypaczenia dobrze odpowiadają zmierzonym przesunięciom. Wynik ten sugeruje, że masery są dobrze opisane jako dyskretne skupiska gazu masującego, które dokładnie śledzą ruch Keplera na dysku. Nadal jednak szukamy dowodów na pozorne ruchy spowodowane przez „efekty fazowe”. Praca ta stanowi podstawę do udoskonalenia oszacowania odległości do NGC 4258 poprzez pomiary przyspieszenia cech i właściwego ruchu. Dokładne oszacowanie tej odległości ma zostać ogłoszone w najbliższej przyszłości. ”
Ale to nie wszystko, co jest ukryte. Spróbuj interakcji magnetycznych dżetów i chmur molekularnych w NGC 4258! „NGC 4258 jest dobrze znaną galaktyką spiralną ze szczególnym przepływem strumieniowym na dużą skalę wykrytym w radiu i w alfa alfa. Ze względu na specjalną geometrię galaktyki strumienie wyłaniają się z obszaru jądrowego przez dysk galaktyczny - przynajmniej w obszarze wewnętrznym. Również rozkład gazu molekularnego wygląda inaczej niż w innych galaktykach spiralnych: emisja 12CO (1-0) została wykryta tylko w centrum i wzdłuż dżetów i tylko na odległości około 50 cali (1,8 kpc) od jądra. To stężenie CO wzdłuż strumieni jest podobne do tego, co jest oczekiwane jako paliwo do formowania gwiazdowego w odrzutowych obiektach w bardziej odległych obiektach. Przyczyna stężenia CO wzdłuż wewnętrznych strumieni w NGC 4258 nie została zrozumiana i stanowi motywację do przedstawionych tutaj obserwacji. ” mówi M. Krause (i in.).
„Wykryliśmy dwa równoległe grzbiety CO wzdłuż kąta położenia -25 ° o łącznej długości około 80” (2,8 kpc), oddzielone lejkiem zubożonym w CO o szerokości około 5 ”(175 szt.). Emisja Halpha jest bardziej rozszerzona i szersza niż emisja CO, a jej maksimum znajduje się pomiędzy dwoma grzbietami CO. Wydaje się, że jest mieszany pod względem lokalizacji i prędkości z emisją CO. W CO widzimy osobliwy rozkład prędkości na mapie izo-prędkości i diagramach p-v. Omawiamy różne scenariusze interpretacji i przedstawiamy model, który może konsekwentnie wyjaśniać wyniki obserwacji. Proponujemy tutaj, aby stężenie CO wzdłuż grzbietów było spowodowane oddziaływaniem wirujących chmur gazu z polem magnetycznym strumienia przez dyfuzję ambipolarną (dryf neutralny jonowo). Uważa się, że ta interakcja magnetyczna wydłuża czas przebywania chmur molekularnych w pobliżu strumienia, co prowadzi do quasi-statycznego grzbietu CO. ”
Historia: M106 został odkryty przez Pierre'a Mechaina w lipcu 1781 r. W swoich osobistych listach do Bernouli pisze: „W lipcu 1781 r. Znalazłem inną mgławicę w pobliżu Wielkiego Niedźwiedzia [Ursa Major] w pobliżu gwiazdy nr 3 psów myśliwskich [Canes Venatici ] i 1 stopień dalej na południe, szacuję, że jego prawe wniebowstąpienie 181d 40 ′, a jego północna deklinacja około 49d. Niedługo ustalę dokładniejszą pozycję tego ”. Później został ponownie samodzielnie odkryty przez Williama Herschela 9 marca 1788 r., Który pisze w swoich notatkach: „Bardzo błyskotliwy. Jasny Jądro. Z delikatnymi mlecznymi gałęziami poprzedzającymi północ, a następnie południowymi. 15 ′ długości i na południe, po tym, jak wpada w bardzo słabą mgławicę rozciągającą się na wielką odległość. Jądro nie jest okrągłe. ”
Mniej więcej pół wieku później będzie to obserwowane i skatalogowane przez admirała Smytha, który powiedział: „Duża biała mgławica, ściśle podążająca za zadami Wielkiego Niedźwiedzia, odkryta przez WH [Williama Herschela] w 1788 r. I nr 1175 katalogu jego syna . Jest to szlachetny owal, z tendencją raczej od pionu w kierunku np. [Północ poprzedzająca, NW] i sf [południowa następująca, SE], z jasnym jądrem w jego południowej części; krawędzie boczne są lepiej zdefiniowane niż końce. Poprzedza go dwie gwiazdy o wielkości 10, a po niej dwie inne; a na polu są również drobne punkty świetlne, które od czasu do czasu widać za okiem. Ten obiekt został starannie odróżniony od Alkaida; a jego miejsce zostanie wskazane przez biegnącą ukośną linię przez kwadrat Ursa Major, od Alfa przez Gamma, i przenoszącą ją o 7 1/2 stopnia w kierunku południowo-wschodnim, to znaczy nieco mniej niż odległość między tymi gwiazdami. ”
Życzymy miłych obserwacji!
Najlepsze zdjęcie za M106, Obserwatorium Palomar dzięki uprzejmości Caltech, M106 Hubble Image, M106 SSDS Image, M106 dzięki uprzejmości Western Washington University, M106 Core dzięki uprzejmości Lowell Observatory, M106 2MASS Image, zdjęcie M106 dzięki uprzejmości Hunter Wilson (Wikipedia) i zdjęcie dzięki uprzejmości M106 NASharp, program REU NOAO / AURA / NSF.
