Objektname: Messier 106
Alternative Bezeichnungen: M106, NGC 4258
Objekttyp: Sbp-Spiralgalaxie
Konstellation: Canes Venetici
Rektaszension: 12 : 19,0 (h:m)
Deklination: +47: 18 (Grad: m)
Distanz: 25000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 8,4 (Mag)
Scheinbare Dimension: 19×8 (Bogen min)
Ortung von Messier 106: Um ungefähr im richtigen Bereich zu beginnen, um M106 zu lokalisieren, identifizieren Sie den unteren Eckstern (in Richtung des Griffs) des Sternchens Big Dipper. Das ist Gamma Ursa Majoris. Suchen Sie nun Alpha Canes Venetici – Cor Caroli – etwa eine Faustbreite südöstlich. Sie wissen, ob Sie den richtigen Stern haben, denn Cor Caroli ist ein leicht zu teilendes Doppel, das sich sowohl Ferngläsern, Sucherfernrohren als auch kleinen Teleskopen offenbart. Beginnen Sie jetzt Ihre Jagd nach M106 direkt zwischen Gamma UM und Alpha CVn. Mit einer Helligkeit von fast 8, kann M106 in den meisten Ferngläsern von einem Standort mit dunklem Himmel aus gesehen werden und ist in allen Teleskopen leicht zu sehen. Im Gegensatz zu den meisten Galaxien ist sie hell genug, um moderater Lichtverschmutzung standzuhalten und ihre Struktur in größeren Instrumenten gut aufzulösen.
Was Sie sehen: M106 liegt etwa 25 Millionen Lichtjahre entfernt und ist möglicherweise ein Mitglied einer kleinen Galaxiewolke, die sich um Ursa Major dreht. Es hat eine tolle Spiralstruktur, aber viele versteckte Facetten. „Es wurde behauptet, dass die Megamaser-Beobachtungen des Kerns von NGC 4258 zeigen, dass sich in seinem Zentrum ein massereiches Schwarzes Loch befindet. Wir zeigen, dass die Beweise für den Ausstoß von Gas, Radioplasma und Röntgenstrahlen emittierenden QSOs aus diesem Kern alle zeigen, dass der Ausstoß von der Mitte 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 nahe an der Richtung, in der die Geschwindigkeiten vom Megamaser gemessen wurden, so dass die Gesamtbetrachtung darauf hindeutet, dass das Masering-Gas auch mit Geschwindigkeiten von +/- 900 km/s in die gleiche Richtung ausgestoßen wird und nicht um ein massereiches Schwarzes Loch rotiert. Somit liefert es keinen Beweis für ein Schwarzes Loch im Zentrum.“
Dem stimmt jedoch nicht jede Studie zu. „Die vor kurzem entdeckte subparsec-Massscheibe, die eine zentrale Masse in der Seyfert/LINER-Galaxie NGC~4258 umkreist, liefert den bisher überzeugendsten Beweis für die Existenz eines massereichen Schwarzen Lochs im Kern einer Galaxie. Die Scheibe ist nahezu kantenorientiert ausgerichtet und das Röntgenspektrum wird stark absorbiert. Daher wird in dieser Galaxie das optische Emissionslinienspektrum, das im Allgemeinen von einem aktiven Galaxienkern gezeigt wird, vielleicht am besten unter Verwendung von polarisiertem Licht gesucht: nach Licht, das von Material gestreut wird, das die zentrale Quelle umgibt.“ sagt Belinda J. Wilkes (et al.). „Neue Polarimetrie von NGC~4258 hat einen kompakten polarisierten Kern entdeckt, dessen Spektrum aus einem schwach blauen Kontinuum ähnlich dem von nicht verdeckten Quasaren sowie verbreiterten Emissionslinien besteht. Die Linien sind stark linear polarisiert ($5-10$%) bei einem Positionswinkel, der mit der Ebene der Maserscheibe übereinstimmt. Dieses Ergebnis liefert stichhaltige Beweise für einen schwach aktiven zentralen Motor in NGC~4258 und für die Existenz von undeutlichen, umlaufenden Tori, die viele der wahrgenommenen Unterschiede zwischen verschiedenen Arten aktiver Galaxien vermitteln.“
Und tatsächlich faszinieren die zentrale Kernregion – und die dazugehörige Akkretionsscheibe – nach wie vor die Astronomen. „Eine Fülle neuer Informationen über die Struktur der Maserscheibe in NGC 4258 wurde aus einer Reihe von 18 VLBA-Beobachtungen über einen Zeitraum von drei Jahren sowie aus 32 weiteren Epochen von Spektralüberwachungsdaten von 1994 bis heute gewonnen, die mit dem VLA, Effelsberg und GBT. Der Warp der Scheibe wurde genau definiert. Die Dicke der Maserscheibe wurde mit 12 Mikrobogensekunden (FWHM) gemessen, was etwas kleiner ist als die zuvor angegebenen Obergrenzen. Unter der Annahme, dass die Maser die wahre vertikale Materialverteilung in der Scheibe verfolgen, beträgt die Schallgeschwindigkeit im hydrostatischen Gleichgewicht 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 Maser von der Mittellinie (der Linie durch die Scheibe in der Himmelsebene) 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 Maser gut als diskrete Klumpen von masierendem Gas beschrieben werden, die die Keplersche Bewegung der Scheibe genau verfolgen. Wir haben jedoch weiterhin nach Beweisen für scheinbare Bewegungen gesucht, die durch „Phaseneffekte“ verursacht werden. Diese Arbeit bildet die Grundlage für die Verfeinerung der Schätzung der Entfernung zu NGC 4258 durch Messungen der Merkmalsbeschleunigung und Eigenbewegung. Die verfeinerte Schätzung dieser Entfernung wird voraussichtlich in naher Zukunft bekannt gegeben.“
Aber das ist nicht alles, was versteckt ist. Probieren Sie die magnetische Wechselwirkung von Jets und Molekülwolken in NGC 4258 aus! „NGC 4258 ist eine bekannte Spiralgalaxie mit einer eigentümlichen Jet-Strömung in großem Maßstab, die im Radio und in H-Alpha nachgewiesen wurde. Aufgrund der besonderen Geometrie der Galaxie treten die Jets aus der Kernregion durch die galaktische Scheibe aus – zumindest im inneren Bereich. Auch die Verteilung des molekularen Gases sieht anders aus als in anderen Spiralgalaxien: 12CO(1-0)-Emission wurde nur im Zentrum und entlang der Jets und nur bis zu Entfernungen von etwa 50” (1,8 kpc) vom Kern nachgewiesen. Diese CO-Konzentration entlang der Jets ähnelt dem, was als Treibstoff für die Jet-induzierte Sternentstehung in weiter entfernten Objekten erwartet wird. Der Grund für die CO-Konzentration entlang der inneren Jets in NGC 4258 wurde nicht verstanden und ist die Motivation für die hier vorgestellten Beobachtungen.“ sagt M. Krause (et al).
„Wir entdeckten zwei parallele CO-Rücken entlang eines Positionswinkels von -25° mit einer Gesamtlänge von etwa 80 Zoll (2,8 kpc), getrennt durch einen CO-abgereicherten Trichter mit einer Breite von etwa 5 Zoll (175 Stück). Die Halpha-Emission ist ausgedehnter und breiter als die CO-Emission mit ihrem Maximum genau zwischen den beiden CO-Rücken. Es scheint in Ort und Geschwindigkeit mit der CO-Emission vermischt zu sein. In CO sehen wir eine eigentümliche Geschwindigkeitsverteilung in der Isogeschwindigkeitskarte und den p-v-Diagrammen. Wir diskutieren verschiedene Szenarien für eine Interpretation und stellen ein Modell vor, das die Beobachtungsergebnisse konsistent erklären kann. Wir vermuten hier, dass die CO-Konzentration entlang der Kämme auf die Wechselwirkung der rotierenden Gaswolken mit dem Magnetfeld des Jets durch ambipolare Diffusion (ionenneutrale Drift) zurückzuführen ist. Es wird angenommen, dass diese magnetische Wechselwirkung die Verweildauer der Molekülwolken in der Nähe des Jets verlängert und so zum quasi-statischen CO-Rücken führt.“
Geschichte: M106 wurde im Juli 1781 von Pierre Mechain 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 seine Rektaszension 181d 40′ und seine nördliche Deklination um 49d. Die genauere Position dieses hier werde ich in Kürze bestimmen.“ Es wurde später am 9. März 1788 von William Herschel unabhängig wiederentdeckt, der in seine Notizen schreibt: „Very brilliant. Heller Kern. Mit schwachen milchigen Zweigen nach Norden und nach Süden. 15′ lang und nach Süden folgend in sehr schwachen Nebel verlaufend, der einen großen Weg ausbreitet. Der Kern ist nicht rund.“
Ungefähr ein halbes Jahrhundert später wurde er von Admiral Smyth beobachtet und katalogisiert, der sagte: „Ein großer weißer Nebel, der den Keulen des Großen Bären eng folgt, entdeckt von WH [William Herschel] 1788 und Nr. 1175 des Katalogs seines Sohnes . Es ist ein Oval von edler Größe, das eher von der Vertikalen in eine Richtung np [nördlich vorausgehend, NW] und sf [südfolgend, SE] tendiert, mit einem hellen Kern in seinem südlichen Teil; die seitlichen Kanten sind besser definiert als die Enden. Ihm gehen zwei Sterne der 10. Größe voraus, gefolgt von zwei anderen; und es gibt auch einige winzige Lichtpunkte im Feld, die gelegentlich durch flüchtige Blicke gesehen werden. Dieses Objekt wurde sorgfältig mit Alkaid differenziert; und seine Position wird durch eine diagonale Linie angezeigt, die über das Quadrat von Ursa Major von Alpha bis Gamma verläuft und sie 7 1/2 Grad nach Südosten trägt, dh etwas weniger als die Entfernung zwischen diesen Sternen. ”
Genießen Sie Ihre 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 Bild mit freundlicher Genehmigung von Hunter Wilson (Wikipedia) und M106 Bild mit freundlicher Genehmigung von NASharp, REU-Programm NOAO/AURA/NSF.
