Objektname: Messier 106
Alternative Bezeichnungen: M106, NGC 4258
Objekttyp: Sbp Spiral Galaxy
Konstellation: Canes Venetici
Richtiger Aufstieg: 12: 19,0 (h: m)
Deklination: +47: 18 (Grad: m)
Entfernung: 25000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 8,4 (mag)
Scheinbare Dimension: 19 × 8 (Bogen min)
Messier finden 106: Um ungefähr im richtigen Bereich zu beginnen, um M106 zu lokalisieren, identifizieren Sie den unteren Eckstern (in Richtung des Griffs) des Big Dipper-Asterismus. Das ist Gamma Ursa Majoris. Suchen Sie nun Alpha Canes Venetici - Cor Caroli - etwa eine Faustbreite südöstlich. Sie werden wissen, ob Sie den richtigen Stern haben, denn Cor Caroli ist ein leicht zu teilendes Doppel, das sich sowohl für Ferngläser als auch für Sucherfernrohre und kleine Teleskope zeigt. Starten Sie jetzt Ihre Suche nach M106 direkt zwischen Gamma UM und Alpha CVn. Bei einer Stärke von fast 8 kann M106 in den meisten Ferngläsern von einem dunklen Himmel aus gesehen werden und ist in allen Teleskopen leicht zu sehen. Im Gegensatz zu den meisten Galaxien ist es hell genug, um mäßiger Lichtverschmutzung standzuhalten, und löst seine Struktur in größeren Instrumenten gut auf.
Was Sie sehen: M106 befindet sich ungefähr 25 Millionen Lichtjahre entfernt und ist möglicherweise Mitglied einer kleinen Galaxienwolke, die sich um Ursa Major dreht. Es hat eine großartige Spiralstruktur, aber viele versteckte Facetten. „Es wurde behauptet, dass die Megamaser-Beobachtungen des Kerns von NGC 4258 zeigen, dass in seinem Zentrum ein massives Schwarzes Loch vorhanden ist. Wir zeigen, dass die Hinweise auf den Ausstoß von Gas, Radio-Plasma und Röntgenstrahlen emittierenden QSOs aus diesem Kern alle zeigen, dass der Ausstoß vom Zentrum in einer gekrümmten Strömung innerhalb eines Kegels mit einem Winkel von ~ 40 Grad, zentriert bei P.A. 100 Grad." sagt E. M. Burbidge und G. Burbidge von der University of California, San Deigo. „Dies liegt in der Nähe der Richtung, in der die Geschwindigkeiten des Megamasers gemessen wurden, so dass die gesamten Beweise darauf hindeuten, dass das Masering-Gas auch mit Geschwindigkeiten von +/- 900 km / s in die gleiche Richtung ausgestoßen wird und nicht Rotation um ein massives Schwarzes Loch. Somit gibt es keinen Hinweis auf ein Schwarzes Loch in der Mitte. “
Dem stimmt jedoch nicht jede Studie zu. „Die Subparsec-Masing-Scheibe, die kürzlich eine zentrale Masse in der Seyfert / LINER-Galaxie NGC ~ 4258 umkreist, liefert den bislang überzeugendsten Beweis für die Existenz eines massiven Schwarzen Lochs im Kern einer Galaxie. Die Scheibe ist nahezu randständig ausgerichtet und das Röntgenspektrum wird stark absorbiert. Daher wird in dieser Galaxie das optische Emissionslinienspektrum, das im Allgemeinen von einem aktiven galaktischen Kern gezeigt wird, möglicherweise am besten mit polarisiertem Licht gesucht: Auf der Suche nach Licht, das von Material um die zentrale Quelle gestreut wird. “ sagt Belinda J. Wilkes (et al.). „Die neue Polarimetrie von NGC ~ 4258 hat einen kompakten polarisierten Kern entdeckt, dessen Spektrum aus einem schwach blauen Kontinuum ähnlich dem von ungehinderten Quasaren sowie verbreiterten Emissionslinien besteht. Die Linien sind in einem Positionswinkel, der mit der Ebene der Maserscheibe übereinstimmt, stark linear polarisiert ($ 5-10 $%). Dieses Ergebnis liefert Belege für einen schwach aktiven Zentralmotor in NGC ~ 4258 und für die Existenz von undurchsichtigen, umlaufenden Tori, die viele der wahrgenommenen Unterschiede zwischen verschiedenen Arten aktiver Galaxien vermitteln. “
Und tatsächlich faszinieren die zentrale Kernregion - und die dazugehörige Akkretionsscheibe - die Astronauten weiterhin. „Eine Fülle neuer Informationen über die Struktur der Maser-Scheibe in NGC 4258 wurde aus einer Reihe von 18 VLBA-Beobachtungen über einen Zeitraum von drei Jahren sowie aus 32 zusätzlichen Epochen spektraler Überwachungsdaten von 1994 bis heute gewonnen, die mit dem VLA, Effelsberg und GBT. Die Verzerrung der Platte wurde genau definiert. Die Dicke der Maserscheibe wurde mit 12 Mikrobogensekunden (FWHM) gemessen, was etwas kleiner als die zuvor angegebenen Obergrenzen ist. Unter der Annahme, dass die Masers die tatsächliche vertikale Verteilung des Materials in der Scheibe verfolgen, beträgt die Schallgeschwindigkeit aus dem Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts 1,5 km s? 1, was einer thermischen Temperatur von 600 K entspricht. “ sagt James M. Moran (et al.).
„Die Beschleunigungen der Hochgeschwindigkeits-Maserkomponenten wurden für viele Merkmale sowohl auf der blauen als auch auf der roten Seite des Spektrums genau gemessen. Die azimutalen Offsets dieser Masers von der Mittellinie (die Linie durch die Scheibe in der Ebene des Himmels) und die abgeleiteten projizierten Offsets von der Mittellinie basierend auf dem Warp-Modell stimmen gut mit den gemessenen Offsets überein. Dieses Ergebnis legt nahe, dass die Master gut als diskrete Klumpen von Masingas beschrieben werden, die die Kepler-Bewegung der Scheibe genau verfolgen. Wir haben jedoch weiterhin nach Hinweisen auf offensichtliche Bewegungen gesucht, die durch „Phaseneffekte“ verursacht wurden. Diese Arbeit liefert die Grundlage für die Verfeinerung der Schätzung des Abstands zu NGC 4258 durch Messungen der Merkmalsbeschleunigung und der Eigenbewegung. Die verfeinerte Schätzung dieser Entfernung wird voraussichtlich in naher Zukunft bekannt gegeben. “
Aber das ist noch nicht alles, was verborgen ist. Versuchen Sie die magnetische Wechselwirkung von Jets und Molekülwolken in NGC 4258! „NGC 4258 ist eine bekannte Spiralgalaxie mit einem eigenartigen großflächigen Strahlfluss, der im Radio und in H alpha erfasst wird. Aufgrund der speziellen Geometrie der Galaxie treten die Jets aus der Kernregion durch die galaktische Scheibe aus - zumindest in der inneren Region. Auch die Verteilung des molekularen Gases unterscheidet sich von der in anderen Spiralgalaxien: Eine 12CO (1-0) -Emission wurde nur im Zentrum und entlang der Jets und nur bis zu einer Entfernung von etwa 1,8 kpc vom Kern nachgewiesen. Diese CO-Konzentration entlang der Jets ähnelt der erwarteten Brennstoff für die strahlinduzierte Sternentstehung in weiter entfernten Objekten. Der Grund für die CO-Konzentration entlang der inneren Strahlen in NGC 4258 wurde nicht verstanden und ist die Motivation für die hier vorgestellten Beobachtungen. “ sagt M. Krause (et al.).
„Wir haben zwei parallele CO-Grate entlang eines Positionswinkels von -25 ° mit einer Gesamtlänge von etwa 2,8 kpc (80 Zoll) entdeckt, die durch einen CO-abgereicherten Trichter mit einer Breite von 175 pc (5 Zoll) getrennt sind. Die Halpha-Emission ist ausgedehnter und breiter als die CO-Emission mit ihrem Maximum genau zwischen den beiden CO-Graten. Es scheint in Ort und Geschwindigkeit mit der CO-Emission gemischt zu sein. In CO sehen wir eine besondere Geschwindigkeitsverteilung in der Isogeschwindigkeitskarte und in den p-v-Diagrammen. Wir diskutieren verschiedene Szenarien für eine Interpretation und präsentieren ein Modell, das die Beobachtungsergebnisse konsistent erklären kann. Wir schlagen hier vor, dass die Konzentration von CO entlang der Grate auf die Wechselwirkung der rotierenden Gaswolken mit dem Magnetfeld des Strahls durch ambipolare Diffusion (ionenneutrale Drift) zurückzuführen ist. Es wird angenommen, dass diese magnetische Wechselwirkung die Zeit verlängert, in der sich die Molekülwolken in der Nähe des Strahls befinden, was zum quasistatischen CO-Kamm führt. “
Geschichte: M106 wurde von Pierre Mechain im Juli 1781 entdeckt. In seinen persönlichen Briefen an Bernouli schreibt er: „Im Juli 1781 fand ich einen weiteren Nebel in der Nähe des Großen Bären [Ursa Major] in der Nähe des Sterns Nr. 3 der Jagdhunde [Canes Venatici ] und 1 Grad weiter südlich schätze ich seinen rechten Aufstieg 181d 40 ′ und seine nördliche Deklination etwa 49d. Ich werde in Kürze die genauere Position dieser Position bestimmen. “ Es wurde später am 9. März 1788 von William Herschel selbständig wiederentdeckt, der in seinen Notizen schreibt: „Sehr brillant. Heller Kern. Mit schwachen milchigen Zweigen nach Norden und nach Süden. 15 'lang und im Süden nach einem sehr schwachen Nebel, der sich über einen großen Weg erstreckt. Der Kern ist nicht rund. “
Etwa ein halbes Jahrhundert später wurde es von Admiral Smyth beobachtet und katalogisiert, der sagte: „Ein großer weißer Nebel, der den Hüften des Großen Bären genau folgt und 1788 von WH [William Herschel] entdeckt wurde, und Nr. 1175 des Katalogs seines Sohnes . Es ist ein edelgroßes Oval, das eher von der Vertikalen in Richtung np [Norden vor, NW] und sf [Süden, SE] verläuft und in seinem südlichen Teil einen hellen Kern aufweist. Die Seitenkanten sind besser definiert als die Enden. Es werden zwei Sterne der 10. Größe vorangestellt, gefolgt von zwei weiteren; und es gibt auch einige winzige Lichtpunkte auf dem Feld, die gelegentlich von Blicken gesehen werden. Dieses Objekt wurde sorgfältig mit Alkaid unterschieden; und sein Platz wird durch eine diagonale Linie angezeigt, die über das Quadrat von Ursa Major von Alpha bis Gamma verläuft und 7 1/2 Grad in den Südosten trägt, dh etwas weniger als der Abstand zwischen diesen Sternen. ”
Viel Spaß bei Ihren Beobachtungen!
Top M106 Bildnachweis, Palomar Observatory mit freundlicher Genehmigung von Caltech, M106 Hubble Image, M106 SSDS Image, M106 mit freundlicher Genehmigung der Western Washington University, M106 Core mit freundlicher Genehmigung von Lowell Observatory, M106 2MASS Image, M106 Image mit freundlicher Genehmigung von Hunter Wilson (Wikipedia) und M106 Image mit freundlicher Genehmigung von NASharp, REU-Programm NOAO / AURA / NSF.
