Nom d'objet: Messier 106
Désignations alternatives: M106, NGC 4258
Type d'objet: Sbp Spiral Galaxy
Constellation: Canes Venetici
Ascension droite: 12: 19.0 (h: m)
Déclinaison: +47: 18 (deg: m)
Distance: 25000 (kly)
Luminosité visuelle: 8,4 (mag)
Dimension apparente: 19 × 8 (arc min)
Localisation de Messier 106: Pour commencer à peu près dans la zone correcte pour localiser M106, identifiez l'étoile du coin inférieur (vers la poignée) de l'astérisme de la Grande Ourse. Voici Gamma Ursa Majoris. Maintenant, localisez Alpha Canes Venetici - Cor Caroli - à peu près au sud-est. Vous saurez si vous avez la bonne étoile parce que Cor Caroli est un double facilement divisé qui se révélera aux jumelles, aux télescopes et aux petits télescopes. Commencez maintenant votre chasse au M106 directement entre Gamma UM et Alpha CVn. À près de magnitude 8, M106 peut être repéré dans la plupart des jumelles à partir d'un site de ciel sombre et est facilement visible dans tous les télescopes. Contrairement à la plupart des galaxies, il est suffisamment brillant pour résister à une pollution lumineuse modérée et résout bien sa structure dans les grands instruments.
Ce que vous regardez: Situé à environ 25 millions d'années-lumière de distance, le M106 pourrait faire partie d'un petit nuage de galaxie qui se concentre autour d'Ursa Major. Il a une grande structure en spirale, mais de nombreuses facettes cachées. «Il a été affirmé que les observations mégamaser du noyau de NGC 4258 montrent qu'un trou noir massif est présent en son centre. Nous montrons que les preuves de l'éjection de gaz, de plasma radioélectrique et de QSO émettant des rayons X à partir de ce noyau montrent toutes que l'éjection vient du centre dans un écoulement incurvé à l'intérieur d'un cône d'angle ~ 40 degrés, centré à P.A. 100 degrés. " dit E.M. Burbidge et G. Burbidge de l'Université de Californie, San Deigo. "Ceci est proche de la direction dans laquelle les vitesses du mégamaser ont été mesurées, de sorte que les preuves prises dans leur ensemble suggèrent que le gaz de masquage est également éjecté dans la même direction à des vitesses de +/- 900 km / sec et non tournant autour d'un trou noir massif. Il ne fournit donc pas de preuve d'un trou noir au centre. »
Cependant, toutes les études ne sont pas d'accord avec cela. «Le disque de masquage sous-parsec récemment découvert en orbite autour d'une masse centrale dans la galaxie Seyfert / LINER NGC ~ 4258 fournit la preuve la plus convaincante à ce jour de l'existence d'un trou noir massif dans le noyau d'une galaxie. Le disque est orienté presque sur le bord et le spectre des rayons X est fortement absorbé. Par conséquent, dans cette galaxie, le spectre optique des raies d'émission généralement présenté par un noyau galactique actif est peut-être mieux recherché en utilisant la lumière polarisée: en recherchant la lumière diffusée sur les matériaux entourant la source centrale. dit Belinda J. Wilkes (et al). «La nouvelle polarimétrie de NGC ~ 4258 a découvert un noyau polarisé compact dont le spectre se compose d'un continuum bleu pâle semblable à celui des quasars non masqués, plus des raies d'émission élargies. Les lignes sont fortement polarisées linéairement (5-10 $%) à un angle de position coïncidant avec le plan du disque maser. Ce résultat fournit des preuves à l'appui d'un moteur central faiblement actif dans NGC ~ 4258 et de l'existence de tores en orbite obscurcissants qui confèrent de nombreuses distinctions perçues entre divers types de galaxies actives. »
Et en effet, la région centrale centrale - et le disque d'accrétion qui l'accompagne continuent de fasciner les astronmers. «Une multitude de nouvelles informations sur la structure du disque maser dans NGC 4258 ont été obtenues à partir d'une série de 18 observations VLBA couvrant trois ans, ainsi que de 32 époques supplémentaires de données de surveillance spectrale de 1994 à nos jours, acquises avec le VLA, Effelsberg et GBT. La déformation du disque a été définie avec précision. L'épaisseur du disque maser a été mesurée à 12 micro-secondes d'arc (FWHM), ce qui est légèrement plus petit que les limites supérieures précédemment citées. En supposant que les masers tracent la véritable distribution verticale du matériau dans le disque, à partir de la condition d'équilibre hydrostatique, la vitesse du son est de 1,5 km s? 1, correspondant à une température thermique de 600K. » dit James M. Moran (et al).
«Les accélérations des composants du maser à haute vitesse ont été mesurées avec précision pour de nombreuses fonctionnalités à la fois du côté bleu et du côté rouge du spectre. Les décalages azimutaux de ces masers par rapport à la ligne médiane (la ligne passant par le disque dans le plan du ciel) et les décalages projetés dérivés de la ligne médiane sur la base du modèle de distorsion correspondent bien aux décalages mesurés. Ce résultat suggère que les masers sont bien décrits comme des amas discrets de gaz de masquage, qui tracent avec précision le mouvement Keplerien du disque. Cependant, nous avons continué à rechercher des preuves de mouvements apparents causés par des «effets de phase». Ce travail fournit la base pour affiner l'estimation de la distance au NGC 4258 grâce à des mesures de l'accélération des caractéristiques et du mouvement approprié. L'estimation raffinée de cette distance devrait être annoncée dans un avenir proche. »
Mais ce n'est pas tout ce qui est caché. Essayez l'interaction magnétique des jets et des nuages moléculaires dans NGC 4258! «NGC 4258 est une galaxie spirale bien connue avec un flux de jet à grande échelle particulier détecté à la radio et dans H alpha. En raison de la géométrie spéciale de la galaxie, les jets émergent de la région nucléaire à travers le disque galactique - au moins dans la région intérieure. De plus, la distribution du gaz moléculaire semble différente de celle des autres galaxies spirales: l'émission de 12CO (1-0) n'a été détectée qu'au centre et le long des jets et jusqu'à des distances d'environ 50 ”(1,8 kpc) du noyau. Cette concentration de CO le long des jets est similaire à ce qui est attendu comme carburant pour la formation d'étoiles induites par des jets dans des objets plus éloignés. La raison de la concentration de CO le long des jets intérieurs du NGC 4258 n'a pas été comprise et est la motivation des observations présentées ici. » dit M. Krause (et al).
"Nous avons détecté deux arêtes de CO parallèles le long d'un angle de position de -25 ° avec une longueur totale d'environ 80" (2,8 kpc), séparées par un entonnoir appauvri en CO d'une largeur d'environ 5 "(175 pc). L'émission Halpha est plus étendue et plus large que l'émission de CO avec son maximum juste entre les deux crêtes de CO. Il semble être mélangé en emplacement et en vitesse avec l'émission de CO. Dans CO, nous voyons une distribution de vitesse particulière dans la carte d'iso-vitesse et les diagrammes p-v. Nous discutons différents scénarios pour une interprétation et présentons un modèle qui peut expliquer les résultats d'observation de manière cohérente. Nous proposons ici que la concentration de CO le long des crêtes est due à l'interaction des nuages de gaz en rotation avec le champ magnétique du jet par diffusion ambipolaire (dérive ion-neutre). On pense que cette interaction magnétique augmente le temps que les nuages moléculaires résident près du jet menant ainsi à la crête de CO quasi-statique. »
Histoire: M106 a été découvert par Pierre Mechain en juillet 1781. Dans ses lettres personnelles à Bernouli, il écrit: «En juillet 1781, j'ai trouvé une autre nébuleuse près de la Grande Ourse [Ursa Major] près de l'étoile n ° 3 des chiens de chasse [Canes Venatici ] et 1 deg plus au sud, j'estime son ascension droite 181d 40 ′ et sa déclinaison nord environ 49d. Je vais bientôt déterminer la position la plus précise de celui-ci. » Il a ensuite été redécouvert indépendamment par William Herschel le 9 mars 1788 qui écrit dans ses notes: «Très brillant. Noyau lumineux. Avec de faibles branches laiteuses au nord précédant et au sud suivant. 15 ′ de long et vers le sud après avoir rencontré une très faible nébulosité s'étendant très bien. Le noyau n'est pas rond. »
Environ un demi-siècle plus tard, l'amiral Smyth observerait et cataloguerait: «Une grande nébuleuse blanche, suivant de près les hanches du Grand Ours, découverte par WH [William Herschel] en 1788, et le n ° 1175 du catalogue de son fils . C'est un ovale de taille noble, plutôt à la verticale dans une direction np [nord précédant, NW] et sf [sud suivant, SE], avec un noyau brillant dans sa partie sud; les bords latéraux sont mieux définis que les extrémités. Elle est précédée de deux étoiles de la 10e grandeur et suivie de deux autres; et il y a aussi quelques minuscules points de lumière dans le champ, parfois aperçus. Cet objet a été soigneusement différencié avec Alkaid; et sa place sera indiquée par une ligne diagonale traversant le carré d'Ursa Major, d'Alpha à Gamma, et le portant à 7 1/2 degrés au sud-est, c'est-à-dire un peu moins que la distance entre ces étoiles. "
Profitez de vos observations!
Crédit d'image Top M106, Palomar Observatory avec l'aimable autorisation de Caltech, M106 Hubble Image, M106 SSDS Image, M106 avec l'aimable autorisation de Western Washington University, M106 Core avec l'aimable autorisation de Lowell Observatory, M106 2MASS Image, image M106 avec l'aimable autorisation de Hunter Wilson (Wikipedia) et M106 avec l'aimable autorisation de l'image de NASharp, programme REU NOAO / AURA / NSF.
