Nombre del objeto: Messier 106
Designaciones alternativas: M106, NGC 4258
Tipo de objeto: Sbp Spiral Galaxy
Constelación: Bastones Venetici
Ascensión recta: 12: 19.0 (h: m)
Declinación: +47: 18 (grados: m)
Distancia: 25000 (kly)
Brillo visual: 8.4 (mag)
Dimensión aparente: 19 × 8 (arco mínimo)
Localización de Messier 106: Para comenzar aproximadamente en el área correcta para ubicar M106, identifique la estrella de la esquina inferior (hacia el mango) del asterismo Big Dipper. Esta es Gamma Ursa Majoris. Ahora, localice Alpha Canes Venetici - Cor Caroli - aproximadamente a un ancho de puño al sureste. Sabrá si tiene la estrella correcta porque Cor Caroli es un doble que se puede dividir fácilmente y se revelará tanto a los prismáticos como a los telescopios y pequeños telescopios. Ahora comience su búsqueda de M106 directamente entre Gamma UM y Alpha CVn. Casi en magnitud 8, M106 se puede ver en la mayoría de los binoculares desde un sitio de cielo oscuro y se puede ver fácilmente en todos los telescopios. A diferencia de la mayoría de las galaxias, es lo suficientemente brillante como para resistir la contaminación lumínica moderada y resuelve bien su estructura en instrumentos más grandes.
Lo que estás viendo: Ubicado aproximadamente a 25 millones de años luz de distancia, M106 puede ser miembro de una pequeña nube de galaxias que se centra alrededor de la Osa Mayor. Tiene una gran estructura en espiral, pero muchas facetas ocultas. “Se ha afirmado que las observaciones de megamasers del núcleo de NGC 4258 muestran que hay un agujero negro masivo en su centro. Mostramos que la evidencia de expulsión de gas, radio plasma y QSO emisores de rayos X desde este núcleo muestra que la expulsión proviene del centro en un flujo curvo dentro de un cono con ángulo de ~ 40 grados, centrado en P.A. 100 grados." dice E.M. Burbidge abd G. Burbidge de la Universidad de California, San Deigo. "Esto está cerca de la dirección en la que se han medido las velocidades del megamaser, por lo que la evidencia tomada en su conjunto sugiere que el gas masering también se expulsa en la misma dirección a velocidades de +/- 900 km / seg y no girando sobre un agujero negro masivo. Por lo tanto, no proporciona evidencia de un agujero negro en el centro ".
Sin embargo, no todos los estudios están de acuerdo con eso. “El disco de masificación subparsec recientemente encontrado orbitando una masa central en la galaxia Seyfert / LINER NGC ~ 4258 proporciona la evidencia más convincente hasta la fecha de la existencia de un agujero negro masivo en el núcleo de una galaxia. El disco está orientado casi de borde y el espectro de rayos X está muy absorbido. Por lo tanto, en esta galaxia, el espectro de la línea de emisión óptica generalmente exhibido por un núcleo galáctico activo es quizás mejor buscado utilizando luz polarizada: sondear la luz dispersada del material que rodea la fuente central ". dice Belinda J. Wilkes (et al). “La nueva polarimetría de NGC ~ 4258 ha descubierto un núcleo polarizado compacto cuyo espectro consiste en un continuo azul tenue similar a los de los quásares no ocultos, más líneas de emisión ampliadas. Las líneas están fuertemente polarizadas linealmente ($ 5-10 $%) en un ángulo de posición coincidente con el plano del disco máser. Este resultado proporciona evidencia sustancial de un motor central débilmente activo en NGC ~ 4258 y de la existencia de toros en órbita oscurecedores que imparten muchas de las distinciones percibidas entre varios tipos de galaxias activas ".
Y, de hecho, la región central central, y su disco de acreción acompañante, siguen fascinando a los astrónomos. “Se ha obtenido una gran cantidad de información nueva sobre la estructura del disco maser en NGC 4258 a partir de una serie de 18 observaciones VLBA que abarcan tres años, así como de 32 épocas adicionales de datos de monitoreo espectral desde 1994 hasta el presente, adquiridos con el VLA, Effelsberg y GBT. La deformación del disco se ha definido con precisión. El grosor del disco maestro se ha medido en 12 micro-segundos de arco (FWHM), que es ligeramente más pequeño que los límites superiores citados anteriormente. Bajo el supuesto de que los masers trazan la verdadera distribución vertical del material en el disco, desde la condición de equilibrio hidrostático, la velocidad del sonido es de 1.5 km s? 1, lo que corresponde a una temperatura térmica de 600K ”. dice James M. Moran (et al).
“Las aceleraciones de los componentes del maser de alta velocidad se han medido con precisión para muchas características en el lado azul y rojo del espectro. Los desplazamientos azimutales de estos masers desde la línea media (la línea a través del disco en el plano del cielo) y los desplazamientos proyectados derivados de la línea media basados en el modelo de urdimbre se corresponden bien con los desplazamientos medidos. Este resultado sugiere que los masers están bien descritos como grupos discretos de gas de masificación, que rastrean con precisión el movimiento kepleriano del disco. Sin embargo, hemos seguido buscando evidencia de movimientos aparentes causados por "efectos de fase". Este trabajo proporciona la base para refinar la estimación de la distancia a NGC 4258 a través de mediciones de aceleración de características y movimiento adecuado. Se espera que la estimación refinada de esta distancia se anuncie en un futuro cercano ".
Pero eso no es todo lo que está oculto. ¡Pruebe la interacción magnética de chorros y nubes moleculares en NGC 4258! “NGC 4258 es una galaxia espiral bien conocida con un peculiar flujo de chorro a gran escala detectado en la radio y en H alfa. Debido a la geometría especial de la galaxia, los chorros emergen de la región nuclear a través del disco galáctico, al menos en la región interior. Además, la distribución del gas molecular se ve diferente de la de otras galaxias espirales: la emisión de 12CO (1-0) solo se ha detectado en el centro y a lo largo de los chorros y solo hasta distancias de aproximadamente 50 ”(1.8 kpc) desde el núcleo. Esta concentración de CO a lo largo de los chorros es similar a lo que se espera como combustible para la formación de estrellas inducidas por chorros en objetos más distantes. La razón de la concentración de CO a lo largo de los chorros internos en NGC 4258 no se entendió y es la motivación para las observaciones presentadas aquí ”. dice M. Krause (et al).
"Detectamos dos crestas paralelas de CO a lo largo de un ángulo de posición de -25 ° con una longitud total de aproximadamente 80" (2.8 kpc), separadas por un embudo agotado de CO con un ancho de aproximadamente 5 "(175 pc). La emisión de Halpha es más extensa y más amplia que la emisión de CO con su máximo justo entre las dos crestas de CO. Parece estar mezclado en ubicación y velocidad con la emisión de CO. En CO vemos una distribución de velocidad peculiar en el mapa de iso-velocidad y en los diagramas p-v. Discutimos diferentes escenarios para una interpretación y presentamos un modelo que puede explicar los resultados de observación de manera consistente. Proponemos aquí que la concentración de CO a lo largo de las crestas se debe a la interacción de las nubes de gas giratorias con el campo magnético del chorro por difusión ambipolar (deriva iónica neutra). Se cree que esta interacción magnética aumenta el tiempo que las nubes moleculares residen cerca del chorro, lo que conduce a la cresta de CO cuasiestática ".
Historia: M106 fue descubierto por Pierre Mechain en julio de 1781. En sus cartas personales a Bernouli, escribe: “En julio de 1781 encontré otra nebulosa cerca del Gran Oso [Osa Mayor] cerca de la estrella número 3 de los perros de caza [Canes Venatici ] y 1 grado más al sur, calculo su ascensión recta 181d 40 ′ y su declinación norte aproximadamente 49d. Dentro de poco voy a determinar la posición más precisa de este ". Más tarde fue redescubierto independientemente por William Herschel el 9 de marzo de 1788, quien escribe en sus notas: “Muy brillante. Núcleo brillante. Con débiles ramas lechosas al norte precedente y al sur siguiente. 15 pies de largo y hacia el sur siguiendo una nebulosidad muy tenue que se extiende de una manera grandiosa. El núcleo no es redondo.
Aproximadamente medio siglo después sería observado y catalogado por el almirante Smyth, quien dijo: "Una gran nebulosa blanca, siguiendo de cerca las ancas del Gran Oso, descubierta por WH [William Herschel] en 1788, y el número 1175 del Catálogo de su hijo . Es un óvalo de tamaño noble, con tendencia más bien desde la vertical en una dirección np [norte anterior, NO] y sf [sur siguiente, SE], con un núcleo brillante en su porción sur; Los bordes laterales están mejor definidos que los extremos. Está precedido por dos estrellas de la décima magnitud, y seguido por otras dos; y también hay algunos puntos de luz diminutos en el campo, vistos ocasionalmente por destellos. Este objeto fue cuidadosamente diferenciado con Alkaid; y su lugar estará indicado por una línea diagonal que atraviesa el cuadrado de la Osa Mayor, desde Alfa hasta Gamma, y lo lleva a 7 1/2 grados hacia el sureste, es decir, un poco menos que la distancia entre esas estrellas. "
¡Disfruta tus observaciones!
Crédito de la imagen M106 superior, Palomar Observatory cortesía de Caltech, M106 Hubble Image, M106 SSDS Image, M106 cortesía de Western Washington University, M106 Core cortesía de Lowell Observatory, M106 2MASS Image, M106 imagen cortesía de Hunter Wilson (Wikipedia) y M106 image cortesía de NASharp, programa REU NOAO / AURA / NSF.
