M106

M106
Immagine illustrativa dell'articolo M106
La galassia a spirale intermedia M106.
Dati di osservazione
( Epoca J2000.0 )
Costellazione Cani da caccia
Ascensione Retta (α) 12 h  18 m  57,5 s
Declinazione (δ) 47 ° 18 14 ″
Magnitudine apparente (V) 8.4
9.1 nella banda B
Lucentezza superficiale 13.72  mag / am 2
Dimensioni apparenti (V) 19 ' × 7.2 '
spostamento verso il rosso 0.001494 ± 0.000010
Angolo di posizione 150 °

Posizione nella costellazione: Cani da caccia

(Vedi situazione nella costellazione: Cani da caccia) Canes Venatici IAU.svg
Astrometria
Velocità radiale 448 ± 3  km/s
Distanza 7,2 ± 0,3  Mpc (∼23,5  milioni al )
Caratteristiche fisiche
Tipo di oggetto Galassia a spirale intermedia
Tipo di galassia SAB (s) bc SBbc
Dimensioni 130.000 al
Scoperta
Scopritore/i Pierre Mechain
Datato luglio 1781
Designazione/i NGC 4258
PGC 39600
UGC 7353
MCG 8-22-104
CGCG 243-67
VV 448

CGCG 244-3
Elenco delle galassie a spirale intermedie

M106 ( NGC 4258 ) è una galassia a spirale intermedia situata nella costellazione dei Cani da Caccia distante 23,5 ± 1,0 milioni di anni luce . M106 fu scoperto dall'astronomo francese Pierre Méchain nel 1781 . Apparentemente, Charles Messier non ha né osservato né registrato questa galassia nel suo catalogo. Fu l'astronoma americano - canadese Helen Sawyer Hogg ad aggiungere NGC 3379 , NGC 4258 e l'ammasso globulare NGC 6171 al catalogo di Messier con le denominazioni M105, M106 e M107.

NGC 4258 è stato utilizzato da Gérard de Vaucouleurs come galassia di tipo morfologico (R ') SAB (r s ) b nel suo atlante delle galassie.

La classe di luminosità di M106 è II-III e ha un'ampia linea HI e un getto di onde radio. Inoltre è una galassia LINER , cioè una galassia il cui nucleo ha uno spettro di emissione caratterizzato da larghe righe di atomi debolmente ionizzati. Infine, M106 è una galassia attiva del tipo Seyfert 1.9.

Quasi un centinaio non basato sulle misure redshift ( redshift ) danno una distanza di 7,271 ± 0,980 Mpc (23,7 ± 3,2 milioni di anni luce), che è simile alle distanze interne calcolate utilizzando il valore di offset (6,26 ± 0,47 Mpc). Esiste però una misura ancora più precisa della sua distanza, ovvero 7,2 ± 0,3 Mpc, grazie alla presenza di un megamaser a vapore acqueo nella galassia.

Megamaser con vapore acqueo e distanza da M106

M106 ha un megamaser  (in) basato sul vapore. Un maser è l'equivalente di un laser che opera nel dominio delle microonde invece della luce visibile. Ci sono diverse forme di maser astronomici nell'universo, alcune delle quali sono associate a regioni di formazione stellare. Le emissioni di M106 a una frequenza di 22 GHz provengono da molecole d'acqua di tipo orto, prova di un gas molecolare denso e caldo. Il megamaser M106 ha permesso di ottenere la misura più precisa fino ad oggi della sua distanza, un valore di 7,2 ± 0,3 Mpc (23,5 ± 1,0 Mal).

Questa distanza molto precisa da M106 ha giocato un ruolo importante nella calibrazione delle distanze delle galassie e nel determinare il valore della costante di Hubble . In precedenza, non potevamo utilizzare le variabili Cefeidi di diverse galassie per misurare la loro distanza perché coprivano intervalli di metallicità diversi da quelli della Via Lattea. M106 contiene variabili Cefeidi simili alla metallicità della Via Lattea e Cefeidi simili a quella di altre galassie. Misurando la distanza delle Cefeidi con metallicità simili alla nostra galassia, gli astronomi sono stati in grado di ricalibrare altre Cefeidi con differenti metallicità, un passo fondamentale per migliorare la quantificazione delle distanze dalle altre galassie nell'universo.

Buco nero supermassiccio

Secondo uno studio pubblicato nel 2008 e condotto su 76 galassie da Alister Graham, il bulbo centrale di NGC 3608 contiene un buco nero supermassiccio con una massa stimata di 3,9+0.1
-0.1x10 7 .

Secondo un altro studio pubblicato nel 2009 e basato sulla velocità interna della galassia misurata dal telescopio spaziale Hubble , la massa del buco nero supermassiccio al centro di NGC 4245 è compresa tra 9,1 e 48 milioni .

Supernove

In M106 sono state scoperte due supernove: SN 1981K e SN 2014bc.

SN 1981K

Questa supernova è stata scoperta il 3 novembre 1981dalla Svizzera l'astronomo Paolo selvaggio della Università di Berna . Questa supernova era di tipo II .

2014bc

Questa supernova è stata scoperta dal PS1 Science Consortium . PS1 designa il primo telescopio nell'indagine Pan-STARRS . Questa supernova era di tipo IIP .

Gruppo di M106 e M101

M106 è la galassia più grande e luminosa di un gruppo di galassie che porta il suo nome. Il gruppo di M106 (indicato come NGC 4258 nell'articolo di AM Garcia). Gli altri membri del Nuovo Catalogo Generale di questo gruppo sono NGC 4144 , NGC 4242 , NGC 4248 , NGC 4449 , NGC 4460 , NGC 4485 , NGC 4490 , NGC 4618 , NGC 4625 e NGC 4736 . Galaxy IC 3687 e 12 galassie del catalogo generale di Uppsala (UGC) completano il gruppo.

D'altra parte, in un articolo pubblicato nel 1998, Abraham Mahtessian indica che M106 fa parte di un gruppo più ampio che ha più di 80 galassie, il gruppo M101 . Diverse galassie della lista Mahtessiana si trovano anche in altri gruppi descritti da AM Garcia, vale a dire il gruppo di NGC 3631 , il gruppo di NGC 4051 , il gruppo di NGC M109 (NGC3992), il gruppo di NGC 4081 , il gruppo di M106 ( NGC 4258) e il gruppo di NGC 5457 .

Diverse galassie dei sei gruppi di Garcia non compaiono nell'elenco del gruppo Mahtessian M101. Ci sono oltre 120 diverse galassie nelle liste dei due autori. Poiché il confine tra un ammasso galattico e un gruppo di galassie non è chiaramente definito (si parla di 100 galassie e meno per un gruppo), potremmo qualificare il gruppo di M101 come un ammasso galattico contenente più gruppi di galassie.

Secondo Vaucouleur e Corwin , NGC 4248 e M106 formano una coppia di galassie.

I gruppi di M101 e M106 fanno parte della massa del Grande Carro , uno degli ammassi galattici del superammasso della Vergine .

Galleria

Note e riferimenti

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  3. La luminosità della superficie (S) è calcolata dalla magnitudine apparente (m) e dalla superficie della galassia secondo l'equazione
  4. la ottenute velocità di recessione di una galassia usando l'equazione v = z × c , dove z è lo spostamento verso il rosso ( redshift ) e c la velocità della luce. L' incertezza relativa della velocità v / v è uguale a quella di z data l'elevata precisione di c .
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  8. Otteniamo il diametro di una galassia dal prodotto della distanza tra noi e l'angolo, espresso in radianti , della sua dimensione più grande.
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Vedi anche

Articoli Correlati

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