Obje adı: Messier 106
Alternatif Adlandırmalar: M106, NGC 4258
Nesne türü: Sbp Sarmal Gökada
takımyıldız: Canes Venetici
Doğru Yükseliş: 12: 19.0 (s: d)
sapma: +47: 18 (derece: m)
Mesafe: 25000 (kat)
Görsel Parlaklık: 8.4 (mag)
Görünen Boyut: 19 × 8 (ark dak)
Messier'ı Bulma 106: M106'yı bulmak için kabaca doğru alanda başlamak için, Büyük Kepçe yıldızının alt köşe yıldızını (tutamağa doğru) belirleyin. Bu Gamma Ursa Majoris. Şimdi, Alfa Canes Venetici - Cor Caroli'yi güneydoğudaki bir yumruk genişliği hakkında bulun. Doğru yıldıza sahip olup olmadığınızı bileceksiniz, çünkü Cor Caroli hem dürbünlere, buluculara hem de küçük teleskoplara kendini gösterecek kolayca bölünebilen bir çifte sahip. Şimdi doğrudan Gamma UM ve Alpha CVn arasında M106 avına başlayın. Neredeyse 8 büyüklüğünde M106, karanlık bir gökyüzü bölgesinden çoğu dürbünde görülebilir ve tüm teleskoplarda kolayca görülür. Çoğu gökadadan farklı olarak, orta derecede ışık kirliliğine dayanacak kadar parlaktır ve yapısını daha büyük cihazlarda iyi bir şekilde çözer.
Neye Bakıyorsunuz: Yaklaşık 25 milyon ışıkyılı uzaklıkta yer alan M106, Büyükayı çevreleyen küçük bir gökada bulutunun üyesi olabilir. Harika bir sarmal yapıya sahiptir, ancak birçok gizli yönü vardır. “NGC 4258 çekirdeğinin megamaser gözlemlerinin, merkezinde büyük bir kara delik olduğunu gösteriyor. Bu çekirdekten gaz, radyo plazması ve X-ışını yayan QSO'ların fırlatılmasının kanıtının hepsinin, fırlamanın, merkezde, A.A'da merkezlenmiş ~ 40 derecelik bir koni içindeki eğri akışında geldiğini göstermektedir. 100 derece. ” Kaliforniya Üniversitesi San Deigo'dan E.M. Burbidge ve G. G. Burbidge diyor. “Bu, megamaserden gelen hızların ölçüldüğü yöne yakındır, böylece bir bütün olarak alınan kanıt, maskeleme gazının aynı zamanda +/- 900 km / sn hızlarda aynı yönde çıkarıldığını ve büyük bir kara delik etrafında dönüyor. Böylece merkezdeki bir karadelik için kanıt sağlamaz. ”
Ancak, her çalışma buna katılmıyor. “Son zamanlarda Seyfert / LINER galaksisi NGC ~ 4258'de merkezi bir kütlenin etrafında yörüngede bulunduğu tespit edilen parsec masing diski, bir galaksinin çekirdeğinde büyük bir kara deliğin varlığına dair bugüne kadar en çekici kanıtları sunuyor. Disk neredeyse kenarda olacak şekilde yönlendirilir ve X-ışını spektrumu yoğun bir şekilde emilir. Bu nedenle, bu galakside, genellikle aktif bir galaktik çekirdek tarafından sergilenen optik emisyon çizgisi spektrumu, belki de en iyi polarize ışık kullanılarak aranır: merkezi kaynağı çevreleyen ışık dağılmış malzeme için araştırma. ” diyor Belinda J. Wilkes (ve ark.). “NGC ~ 4258'in yeni polarimetrisi, spektrumu, sönmemiş kuasarlara benzer soluk mavi bir süreklilikten oluşan genişletilmiş emisyon hatlarından oluşan kompakt bir polarize çekirdek ortaya çıkardı. Çizgiler, maser diskinin düzlemine denk gelen bir pozisyon açısında güçlü bir şekilde doğrusal olarak polarize edilir (% 5-10 $). Bu sonuç, NGC ~ 4258'deki zayıf aktif bir merkezi motor ve çeşitli aktif galaksi türleri arasında algılanan ayrımların çoğunu veren gizemli, yörüngede tori varlığı için kanıt sağlar. ”
Ve aslında merkezi çekirdek bölge - ve beraberindeki birikim diski astronmerleri büyülemeye devam ediyor. “NGC 4258'deki maser diskinin yapısı hakkında üç yıla yayılmış bir dizi 18 VLBA gözleminden ve ayrıca 1994'ten günümüze kadar 32 ek spektral izleme verisi döneminden edinildi. VLA, Effelsberg ve GBT. Diskin çözgü tam olarak tanımlanmıştır. Maser diskinin kalınlığı, daha önce belirtilen üst sınırlardan biraz daha küçük olan 12 mikro-arcseconds (FWHM) olarak ölçülmüştür. Maserlerin diskteki malzemenin gerçek dikey dağılımını izlediği varsayımı altında, hidrostatik denge koşulundan ses hızı, 600K termal sıcaklığa karşılık gelen 1.5 km s? 1'dir. ” diyor James M. Moran (ve ark.).
“Yüksek hızlı maser bileşenlerinin ivmeleri, spektrumun hem mavi hem de kırmızı tarafındaki birçok özellik için doğru bir şekilde ölçülmüştür. Bu maserlerin orta çizgiden (gökyüzü düzlemindeki diskten geçen çizgi) ve çözgü modeline dayanan orta çizgiden türetilmiş yansıtılmış ofsetler, ölçülen ofsetlere iyi karşılık gelir. Bu sonuç, ustaların, diskin Kepleri hareketini doğru bir şekilde izleyen ayrı masing gaz kümeleri olarak iyi tanımlandığını göstermektedir. Bununla birlikte, “faz etkileri” nin neden olduğu açık hareketlerin kanıtlarını aramaya devam ettik. Bu çalışma, NGC 4258'e olan mesafenin tahmininin özellik ivmesi ve uygun hareket ölçümleri yoluyla rafine edilmesi için bir temel oluşturmaktadır. Bu mesafenin rafine edilmiş tahmininin yakın gelecekte açıklanması bekleniyor. ”
Ama gizli olan her şey bu değil. NGC 4258'de jetler ve moleküler bulutların manyetik etkileşimini deneyin! “NGC 4258, radyoda ve H alfa'da tespit edilen tuhaf büyük ölçekli bir jet akışına sahip iyi bilinen bir sarmal gökadadır. Galaksinin özel geometrisi nedeniyle, jetler nükleer bölgeden galaktik diskten - en azından iç bölgede - ortaya çıkar. Ayrıca moleküler gazın dağılımı diğer sarmal gökadalardan farklı görünmektedir: 12CO (1-0) emisyonu sadece merkezde ve jetler boyunca ve çekirdekten sadece yaklaşık 50 ”(1.8 kpc) mesafeye kadar tespit edilmiştir. Jetler boyunca bu CO konsantrasyonu, daha uzak nesnelerde jetle indüklenen yıldız oluşumu için yakıt olarak beklenene benzer. NGC 4258'deki iç jetler boyunca CO konsantrasyonunun nedeni anlaşılamamıştır ve burada sunulan gözlemlerin motivasyonudur. ” diyor M. Krause (ve ark.).
“Toplam uzunluğu yaklaşık 80” (2.8 kpc) olan ve -25 ° 'lik bir konum açısı boyunca yaklaşık 5 ”(175 adet) genişliğe sahip CO tükenmiş bir huni ile ayrılmış iki paralel CO çıkıntısı tespit ettik. Halpha emisyonu, CO emisyonlarından daha geniş ve daha geniştir ve azami iki CO çıkıntısı arasındadır. CO emisyonu ile yerde ve hızda karışık görünmektedir. CO'da izo-hız haritasında ve p-v diyagramlarında tuhaf bir hız dağılımı görüyoruz. Yorumlama için farklı senaryoları tartışır ve gözlem sonuçlarını tutarlı bir şekilde açıklayabilecek bir model sunarız. Burada, çıkıntılar boyunca CO konsantrasyonunun, dönen gaz bulutlarının, jiplerin manyetik alanı ile ambipolar difüzyon (iyon-nötr sürüklenme) ile etkileşime bağlı olduğunu öneriyoruz. Bu manyetik etkileşimin moleküler bulutların jet yakınında kaldığı süreyi arttırdığı ve böylece yarı statik CO sırtına yol açtığı düşünülmektedir. ”
Tarih: M106, Pierre Mechain tarafından Temmuz 1781'de keşfedildi. Bernouli'ye yazdığı kişisel mektuplarında şöyle yazıyor: “Temmuz 1781'de Av Köpeklerinin [Canes Venatici] 3 numaralı yıldızı yakınındaki Büyük Ayı'ya [Ursa Major] yakın başka bir bulutsu buldum ] ve 1 derece daha güneyde, sağ yükselişini 181d 40 ′ ve kuzeydeki düşüşünü 49d olarak tahmin ediyorum. Bunun daha doğru pozisyonunu kısaca belirleyeceğim. ” Daha sonra William Herschel tarafından 9 Mart 1788'de notlarında kalem tutan bağımsız olarak yeniden keşfedildi: “Çok parlak. Parlak Çekirdek. Hafif sütlü dallar kuzeyde ve güneyde takip eder. 15 ′ uzunluğunda ve güneye doğru ilerleyen çok zayıf bulutsunun içine harika bir şekilde uzanır. Çekirdek yuvarlak değil. ”
Yaklaşık yarım yüzyıl sonra, Amiral Smyth tarafından gözlemlenecek ve kataloglanacaktır: “Büyük Ayı'nın kıvrımlarını yakından takip eden, 1788'de WH [William Herschel] ve oğlunun Kataloğunun 1175 numaralı tarafından keşfedilen büyük bir beyaz bulutsu. . Güney kısmında parlak bir çekirdeğe sahip, np [kuzeyden önceki, NW] ve sf [güneyden sonraki, SE] yönünde dikeyden eğilimli, asil boyutlu bir ovaldir; yan kenarlar uçlardan daha iyi tanımlanmıştır. Ondan önce 10. büyüklükte iki yıldız gelir ve onu diğer iki yıldız takip eder; ve tarlada ara sıra bakışların gördüğü bazı küçük ışık noktaları da var. Bu nesne Alkaid ile dikkatlice ayrıldı; ve yeri, Ursa Major karesi boyunca, Alfa'dan Gamma'ya uzanan ve güneyde doğuya 7 1/2 derece, yani bu yıldızlar arasındaki mesafeden biraz daha az bir çapraz çizgi ile gösterilecektir. ”
Gözlemlerinizin tadını çıkarın!
Üst M106 görüntü kredisi, Calmar Palomar Gözlemevi, M106 Hubble Görüntüsü, M106 SSDS Görüntüsü, Batı Washington Üniversitesi M106 izniyle, M106 Lowell Gözlemevi'nin izniyle, M106 2MASS Görüntüsü, M106 görüntü izniyle Hunter Wilson (Wikipedia) ve M106 görüntü izniyle NASharp, REU programı NOAO / AURA / NSF.
