Назва об’єкта: Мессьє 106
Альтернативні позначення: M106, NGC 4258
Тип об'єкта: Спіральна галактика Sbp
Сузір’я: Canes Venetici
Праве сходження: 12: 19,0 (год: м)
Схилення: +47: 18 (град .: м)
Відстань: 25000 (кл)
Візуальна яскравість: 8,4 (маг.)
Видимий вимір: 19 × 8 (дуга хв)
Розташування Мессьє 106: Для початку приблизно в правильній області, щоб знайти M106, визначте нижню кутову зірку (у напрямку до ручки) астеризму Великого Ковша. Це Гамма Урса Майоріс. Тепер знайдіть Alpha Canes Venetici - Cor Caroli - приблизно на південному сході. Ви дізнаєтесь, чи маєте ви правильну зірку, тому що Кор Каролі - це легко розділений подвійний, який розкриється як в бінокль, так і в пошуку, і в невеликі телескопи. Тепер почніть свій полювання на M106 безпосередньо між Gamma UM та Alpha CVn. Майже з 8-ми магнітудами M106 можна помітити в більшості біноклів із місця темного неба і його легко помітити у всіх телескопах. На відміну від більшості галактик, він досить яскравий, щоб протистояти помірному забрудненню світлом, і добре розсмоктує його структуру у великих інструментах.
На що ти дивишся: Розташований приблизно за 25 мільйонів світлових років, M106 може бути членом невеликої галактики, яка зосереджується навколо великої Урси. Він має велику спіральну структуру, але багато прихованих граней. «Стверджувалося, що мегамазерні спостереження ядра NGC 4258 показують, що в його центрі присутня масивна чорна діра. Ми показуємо, що докази викидання газу, радіоплазми та рентгенівських випромінюючих тілець з цього ядра показують, що викид іде від центру в криволінійному потоці в конусі з кутом ~ 40 градусів, з центром у P.A. 100 градусів ». говорить Е. М. Бербідж abd G. Burbidge з Каліфорнійського університету, Сан-Дейго. "Це близько до напрямку, в якому вимірювали швидкості руху від мегамазера, так що дані, взяті в цілому, говорять про те, що мазерируючий газ також викидається в тому ж напрямку зі швидкістю +/- 900 км / с, а не обертається навколо масивної чорної діри. Таким чином, це не дає свідчень про чорну діру в центрі ».
Однак, не кожне дослідження з цим погоджується. «Недавно виявлений диск для супут-парсека, що обертається навколо центральної маси в галактиці Сейферта / ЛІНЕР NGC ~ 4258, дає найбільш переконливі докази на сьогодні існування масивної чорної діри в ядрі галактики. Диск орієнтований майже на край, і спектр рентгенівських променів сильно поглинається. Тому в цій галактиці оптичний спектр ліній випромінювання, як правило, проявляється активним галактичним ядром, можливо, найкраще шукати за допомогою поляризованого світла: зондування для світла, що розсіюється від матеріалу, що оточує центральне джерело. " говорить Белінда Дж. Вілкс (та ін.) “Нова поляриметрія NGC ~ 4258 виявила компактне поляризоване ядро, спектр якого складається з слабко-синього континууму, подібного до спектру безкарбованих квазарів, а також розширених емісійних ліній. Лінії сильно лінійно поляризовані ($ 5-10 $%) під кутом положення, що збігається з площиною диска мазера. Цей результат надає обґрунтовуючі докази слабо активного центрального двигуна в NGC ~ 4258 та існування затемняючих, орбітальних торі, які надають багато сприймаються відмінностей між різними типами активної галактики. "
І справді центральний ядро - і супровідний диск для нарощування продовжують захоплювати астромерів. «Багатьох нових відомостей про структуру диска мазера в NGC 4258 було отримано з серії 18 спостережень VLBA, що тривали три роки, а також з 32 додаткових епох даних спектрального моніторингу з 1994 р. По теперішній час VLA, Effelsberg та GBT. Основа диска була визначена точно. Товщина мазерного диска була виміряна в 12 мікро-дугових секунд (FWHM), що трохи менше, ніж раніше цитували верхні межі. За припущенням, що мазери простежують справжній вертикальний розподіл матеріалу на диску, за умови гідростатичної рівноваги швидкість звуку становить 1,5 км с? 1, що відповідає тепловій температурі 600 К ». каже Джеймс М. Моран (та ін.)
«Прискорення компонентів мазера високої швидкості було точно виміряно для багатьох функцій як на синій, так і на червоній стороні спектру. Азимутальні зсуви цих мазерів від середньої лінії (лінія через диск у площині неба) та отримані прогнозовані зміщення від середньої лінії на основі моделі основи добре відповідають виміряним зміщенням. Цей результат свідчить про те, що мазери добре описані як дискретні скупчення газованого газу, які точно простежують кеплеровий рух диска. Однак ми продовжували шукати докази очевидних рухів, викликаних "фазовими ефектами". Ця робота дає основу для уточнення оцінки відстані до 4258 NGC за допомогою вимірювань прискорення функції та правильного руху. Очікується, що уточнена оцінка цієї відстані буде оголошена найближчим часом ».
Але це ще не все, що приховано Спробуйте магнітну взаємодію струменів та молекулярних хмар у NGC 4258! “NGC 4258 - добре відома спіральна галактика з особливим великомасштабним струменем потоку, виявленим в радіо та H альфа. Завдяки особливій геометрії галактики струмені виходять з ядерної області через галактичний диск - принаймні у внутрішню область. Також розподіл молекулярного газу виглядає інакше, ніж в інших спіральних галактиках: викиди 12CO (1-0) були виявлені лише в центрі та вздовж струменів, і лише на відстані близько 50 ”(1,8 кпк) від ядра. Ця концентрація СО вздовж струменів аналогічна очікуваній у якості палива для утворення зірок у більш віддалених об'єктах. Причина концентрації СО у внутрішніх струменях в NGC 4258 не була зрозумілою, і це мотивація для представлених тут спостережень. " каже М. Краузе (та ін.)
"Ми виявили два паралельних гребені СО уздовж кута положення -25 ° загальною довжиною близько 80" (2,8 кпк), розділених виснаженою СО лійкою шириною близько 5 "(175 шт). Викиди Halpha є більш розширеними та ширшими, ніж викиди CO, максимум яких знаходиться між двома хребтами CO. Здається, це змішується за місцем розташування та швидкості з викидом СО. У СО ми бачимо своєрідне розподіл швидкостей на карті швидкостей та діаграм p-v. Ми обговорюємо різні сценарії інтерпретації та представляємо модель, яка може пояснювати результати спостережень послідовно. Тут ми пропонуємо, що концентрація СО уздовж хребтів обумовлена взаємодією обертових газових хмар із магнітним полем струменя шляхом амбіполярної дифузії (іонно-нейтральний дрейф). Вважається, що ця магнітна взаємодія збільшує час перебування молекулярних хмар біля струменя, що призводить до квазістатичного гребеня СО ".
Історія: M106 був відкритий П'єром Мехеном у липні 1781 р. У своїх особистих листах до Бернулі він пише: "У липні 1781 року я знайшов ще одну туманність біля Великої ведмедиці [майора Урси] біля зірки № 3 Мисливських собак [Канес Венатічі ] і на 1 град більше на південь, я вважаю його правильне сходження 181d 40 ′ і північне відхилення приблизно 49d. Я незабаром визначу більш точну позицію цього ". Пізніше він був незалежно відкритий Вільямом Гершелем 9 березня 1788 р., Який писав у своїх замітках: «Дуже блискуче. Яскравий ядер. З слабкими молочними гілками на північ, що передують, і на південь. Довжиною 15 ′ і на південь, після того, як стикається з дуже слабкою туманністю, що простягається чудовим шляхом. Ядро не кругле ».
Приблизно через півстоліття це буде помічено і каталогізовано адміралом Смітом, який сказав: "Велика біла туманність, уважно слідуючи за пучками великого ведмедя, виявленими WH [Вільям Гершель] у 1788 році, та № 1175 Каталогу його сина . Це овальний розмір овалу, що рухається скоріше від вертикалі в напрямку np [північ, що передує, NW] і sf [південь, SE,] з яскравим ядром у південній частині; бічні краї краще визначені, ніж кінці. Йому передують дві зірки 10-ї величини, а за ними дві інші; а в полі також є кілька хвилинних точок світла, які час від часу бачать проблиски. Цей об'єкт ретельно диференціювали з Алкаїдом; і його місце буде позначене бічною діагональною лінією через майдан Урси, від Альфи до Гамми, і перенесення її 7 1/2 град на південний схід, тобто трохи менше відстані між цими зірками. "
Насолоджуйтесь своїми спостереженнями!
Топ зображень M106, обсерваторія Palomar з люб'язності Caltech, M106 Hubble Image, M106 SSDS Image, M106 люб'язно надано Університетом Західного Вашингтона, M106 Основна люб'язність обсерваторії Лоуелла, M106 2MASS Image, M106 зображення люб'язності Hunter Wilson (Wikipedia) та M106 NASharp, програма REU NOAO / AURA / NSF.
