M106

M106
Anschauungsbild zum Artikel M106
Die dazwischenliegende Spiralgalaxie M106.
Beobachtungsdaten
( Epoche J2000.0 )
Konstellation Jagdhunde
Rektaszension (α) 12 h  18 m  57,5 s
Deklination (δ) 47 ° 18 ′ 14 ″
Scheinbare Größe (V) 8,4
9,1 im Band B
Oberflächenglanz 13,72  mag / am 2
Scheinbare Abmessungen (V) 19 Zoll × 7,2 Zoll
Rotverschiebung 0,001494 ± 0,00010
Positionswinkel 150 °

Ort im Sternbild: Jagdhunde

(Siehe Situation im Sternbild: Jagdhunde) Canes Venatici IAU.svg
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit 448 ± 3  km / s
Distanz 7,2 ± 0,3  Mpc (∼23,5  Millionen al )
Physikalische Eigenschaften
Objekttyp Mittlere Spiralgalaxie
Galaxietyp SAB (s) bc SBbc
Maße 130.000 al
Entdeckung
Entdecker (n) Pierre Méchain
Datiert Juli 1781
Bezeichnung(en) NGC 4258
PGC 39600
UGC 7353
MCG 8-22-104
CGCG 243-67
VV 448

CGCG 244-3
Liste der mittleren Spiralgalaxien

M106 ( NGC 4258 ) ist eine mittlere Spiralgalaxie im Sternbild Jagdhunde, 23,5 ± 1,0 Millionen Lichtjahre entfernt . M106 wurde von entdeckt Französisch Astronom Pierre Méchain in 1781 . Anscheinend hat Charles Messier diese Galaxie weder beobachtet noch in seinem Katalog aufgezeichnet. Es war der Amerikaner - kanadischer Astronom Helen Sawyer Hogg , die hinzugefügt NGC 3379 , NGC 4258 und die Kugelsternhaufen NGC 6171 mit dem Messier - Katalog unter den Bezeichnungen M105, M106 und M107.

NGC 4258 wurde von Gérard de Vaucouleurs als morphologische Galaxie (R') SAB (r s ) b in seinem Galaxienatlas verwendet.

Die Helligkeitsklasse des M106 ist II-III und hat eine breite HI-Linie sowie einen Radiowellen-Jet. Außerdem handelt es sich um eine LINER- Galaxie , also eine Galaxie, deren Kern ein Emissionsspektrum aufweist, das durch breite Linien schwach ionisierter Atome gekennzeichnet ist. Schließlich ist M106 eine aktive Galaxie vom Typ Seyfert 1.9.

Fast hundert nicht auf den Maßen basierende Rotverschiebung ( Rotverschiebung ) ergeben eine Distanz von 7,271 ± 0,980 Mpc (23,7 ± 3,2 Millionen Lichtjahre), was den mit dem Offset-Wert berechneten Entfernungen (6,26 ± 0,47 Mpc) ähnlich ist. Es gibt jedoch ein noch genaueres Maß für seine Entfernung, nämlich 7,2 ± 0,3 Mpc, dank der Anwesenheit eines Wasserdampf-Megamaser in der Galaxie.

Megamaser mit Wasserdampf und Abstand von M106

M106 hat einen Megamaser  (in) basierend auf Dampf. Ein Maser ist das Äquivalent eines Lasers , der im Mikrowellenbereich anstelle von sichtbarem Licht arbeitet. Es gibt verschiedene Formen astronomischer Maser im Universum, von denen einige mit Sternentstehungsregionen verbunden sind. M106-Emissionen bei einer Frequenz von 22 GHz stammen von Wassermolekülen vom Ortho-Typ, ein Beweis für ein dichtes, heißes molekulares Gas. Der Megamaser M106 hat es möglich gemacht, die bisher genaueste Messung seiner Entfernung zu erhalten, einen Wert von 7,2 ± 0,3 Mpc (23,5 ± 1,0 Mal).

Diese sehr genaue Entfernung von M106 spielte eine wichtige Rolle bei der Kalibrierung der Entfernungen von Galaxien und bei der Bestimmung des Wertes der Hubble-Konstanten . Bisher konnten wir die Cepheiden-Variablen mehrerer Galaxien nicht verwenden, um ihre Entfernung zu messen, da sie andere Metallizitätsbereiche abdeckten als die der Milchstraße. M106 enthält Cepheiden-Variablen ähnlich der Metallizität der Milchstraße und Cepheiden ähnlich der anderer Galaxien. Durch die Messung der Entfernung von Cepheiden mit Metallizitäten, die unserer Galaxie ähnlich sind, konnten Astronomen andere Cepheiden mit anderen Metallizitäten neu kalibrieren, ein grundlegender Schritt zur Verbesserung der Quantifizierung der Entfernungen zu anderen Galaxien im Universum.

Supermassives Schwarzes Loch

Laut einer 2008 veröffentlichten und von Alister Graham an 76 Galaxien durchgeführten Studie enthält die zentrale Glühbirne von NGC 3608 ein supermassives Schwarzes Loch mit einer geschätzten Masse von 3,9+0,1
−0,1x 10 7 .

Laut einer anderen Studie, die 2009 veröffentlicht wurde und auf der vom Hubble-Weltraumteleskop gemessenen inneren Geschwindigkeit der Galaxie basiert, beträgt die Masse des supermassereichen Schwarzen Lochs im Zentrum von NGC 4245 zwischen 9,1 und 48 Millionen .

Supernovae

In M106 wurden zwei Supernovae entdeckt: SN 1981K und SN 2014bc.

SN 1981K

Diese Supernova wurde entdeckt am 3. November 1981vom Schweizer Astronomen Paul Wild von der Universität Bern . Diese Supernova war Typ II .

2014bc

Diese Supernova wurde vom PS1 Science Consortium entdeckt . PS1 bezeichnet das erste Teleskop in der Pan-STARRS- Durchmusterung . Diese Supernova war vom Typ IIP .

Gruppe von M106 und M101

M106 ist die größte und hellste Galaxie in einer Gruppe von Galaxien , die ihren Namen trägt. Die Gruppe von M106 (im Artikel von AM Garcia als NGC 4258 bezeichnet). Die anderen Mitglieder des Neuen Gesamtkatalogs dieser Gruppe sind NGC 4144 , NGC 4242 , NGC 4248 , NGC 4449 , NGC 4460 , NGC 4485 , NGC 4490 , NGC 4618 , NGC 4625 und NGC 4736 . Galaxy IC 3687 sowie 12 Galaxien aus dem Uppsala General Catalog (UGC) vervollständigen die Gruppe.

Andererseits weist Abraham Mahtessian in einem 1998 veröffentlichten Artikel darauf hin, dass M106 Teil einer größeren Gruppe mit mehr als 80 Galaxien ist, der M101-Gruppe . Mehrere Galaxien aus der Mahtessischen Liste finden sich auch in anderen von AM Garcia beschriebenen Gruppen, nämlich der Gruppe von NGC 3631 , der Gruppe von NGC 4051 , der Gruppe von NGC M109 (NGC3992), der Gruppe von NGC 4081 , der Gruppe von M106 ( NGC 4258) und die Gruppe von NGC 5457 .

Mehrere Galaxien der sechs Garcia-Gruppen erscheinen nicht in der Mahtessian M101-Gruppenliste. In den Listen der beiden Autoren befinden sich über 120 verschiedene Galaxien. Da die Grenze zwischen einem Galaxienhaufen und einer Gruppe von Galaxien nicht klar definiert ist (wir sprechen von 100 Galaxien und weniger für eine Gruppe), könnten wir die Gruppe von M101 als einen Galaxienhaufen mit mehreren Galaxiengruppen qualifizieren.

Laut Vaucouleur und Corwin bilden NGC 4248 und M106 ein Galaxienpaar.

Gruppen von M101 und M106 sind Teil der Masse des Großen Wagens , einem der galaktischen Haufen des Jungfrau-Superhaufens .

Galerie

Hinweise und Referenzen

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  3. Die Oberflächenhelligkeit (S) berechnet sich aus der scheinbaren Helligkeit (m) und der Oberfläche der Galaxie nach der Gleichung
  4. die erhaltene Rezessionsgeschwindigkeit einer Galaxie unter Verwendung der Gleichung v = z × c , wobei z die Rotverschiebung ( Rotverschiebung ) und c die Lichtgeschwindigkeit ist. Die relative Unsicherheit der Geschwindigkeit Δ v / v ist bei der hohen Genauigkeit von c gleich der von z .
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Siehe auch

Verwandte Artikel

Externe Links