Galaktyka Wirowa

Whirlpool
(M51A lub NGC 5194). Mniejszy obiekt w prawym górnym rogu to M51B lub NGC 5195 .
Dane obserwacyjne ( epoka J2000 )
Konstelacja	Canes Venatici
Rektascensja	13 godz. 29 m 52,7 sek
Deklinacja	+47° 11′ 43″
Przesunięcie ku czerwieni	0,001544
Dystans	31 mln
Pozorna wielkość (V)	8.4
Charakterystyka
Typ	SA(s)bc pec
Rozmiar	23,58 kiloparseków (76 900 lat świetlnych ) (średnica; 25,0 mag / arcsec 2 izofota pasma B )
Rozmiar pozorny (V)	11′.2 × 6′.9
Godne uwagi funkcje	Interakcja z NGC 5195
Inne oznaczenia
Galaktyka znaku zapytania, Galaktyka Rosse'a, M 51a, NGC 5194, UGC 8493, PGC 47404, VV 001a, VV 403, Arp 85, GC 3572

Galaktyka Wir , znana również jako Messier 51a , M51a i NGC 5194 , jest oddziałującą galaktyką spiralną wielkiego projektu z aktywnym jądrem galaktycznym Seyferta 2 . Leży w konstelacji Canes Venatici i była pierwszą galaktyką sklasyfikowaną jako galaktyka spiralna. Jego odległość od Ziemi wynosi 31 milionów lat świetlnych .

Galaktyka i jej towarzyszka, NGC 5195 , są z łatwością obserwowane przez astronomów-amatorów , a obie galaktyki mogą być obserwowane przez lornetki . Galaktyka Wir była szeroko obserwowana przez profesjonalnych astronomów, a jej parę wraz z NGC 5195 badali, aby zrozumieć strukturę galaktyki (szczególnie strukturę związaną z ramionami spiralnymi ) i interakcje między galaktykami. Jej para z NGC 5194 należy do najsłynniejszych oddziałujących układów, a tym samym jest ulubionym tematem modeli interakcji galaktyk.

Odkrycie

Szkic M51 autorstwa Lorda Rosse'a z 1845 roku

To, co później stało się znane jako Galaktyka Wir, zostało odkryte 13 października 1773 roku przez Charlesa Messiera podczas poszukiwania obiektów, które mogłyby zmylić łowców komet, i zostało oznaczone w katalogu Messiera jako M51. Towarzysząca jej galaktyka, NGC 5195 , została odkryta w 1781 roku przez Pierre'a Méchaina , chociaż nie było wiadomo, czy wchodzi w interakcje, czy też jest po prostu inną galaktyką przechodzącą w pewnej odległości. W 1845 roku William Parsons, 3.hrabia Rosse , używając 72-calowego (1,8 m) teleskopu zwierciadlanego w zamku Birr , Irlandia, odkryli, że Whirlpool posiada strukturę spiralną , pierwszą znaną „mgławicę”, która ją posiada. Te „ mgławice spiralne ” nie zostały rozpoznane jako galaktyki, dopóki Edwin Hubble nie był w stanie zaobserwować zmiennych cefeid w niektórych z tych mgławic spiralnych, co dostarczyło dowodów na to, że są one tak daleko, że muszą być całkowicie oddzielnymi galaktykami.

Pojawienie się radioastronomii i późniejsze zdjęcia radiowe M51 jednoznacznie pokazały, że Wir i towarzysząca mu galaktyka rzeczywiście wchodzą w interakcje. Czasami oznaczenie M51 jest używane w odniesieniu do pary galaktyk, w którym to przypadku poszczególne galaktyki mogą być określane jako M51a (NGC 5194) i M51b (NGC 5195).

Wygląd zewnętrzny

Obraz Galaktyki Wir w świetle widzialnym (po lewej) i podczerwieni (po prawej)

Głęboko w gwiazdozbiorze Psów Gończych M51 często można znaleźć, znajdując najbardziej wysuniętą na wschód gwiazdę Wielkiego Wozu , Eta Ursae Majoris , i poruszając się 3,5° na południowy zachód. Jego deklinacja w zaokrągleniu wynosi +47°, co czyni go okołobiegunowym (nigdy nie zachodzącym) dla obserwatorów powyżej 43. równoleżnika północnego ; osiąga dużą wysokość na całej półkuli, co czyni go obiektem dostępnym od wczesnych godzin listopadowych do końca maja, po czym obserwacje są bardziej przypadkowe na niewielkich szerokościach geograficznych ze wschodzącym słońcem (ze względu na zbliżanie się i oddalanie Słońca od jego rektascensją , szczególnie figurując w Bliźniętach , nieco na północ).

M51 jest widoczna przez lornetkę pod ciemnym niebem i może być szczegółowo rozdzielona nowoczesnymi teleskopami amatorskimi. Patrząc przez teleskop 100 mm, widoczne są podstawowe zarysy M51 (ograniczone do 5x6') i jej towarzyszki. Pod ciemnym niebem i przy umiarkowanym okularze w teleskopie 150 mm można wykryć wewnętrzną strukturę spiralną M51. W przypadku większych (>300 mm) instrumentów w warunkach ciemnego nieba widoczne są różne spiralne pasma z obszarami HII , a M51 można zobaczyć jako przyczepioną do M51B .

Jak to zwykle bywa w przypadku galaktyk, prawdziwy rozmiar jej struktury można poznać jedynie na podstawie zdjęć; długie ekspozycje ujawniają dużą mgławicę rozciągającą się poza widoczny okrągły wygląd. W 1984 roku, dzięki szybkiemu detektorowi – tzw. image-photon-counting system (IPCS) – opracowanemu wspólnie przez CNRS Laboratoire d'Astronomie Spatiald (LAS-CNRS) i Observatoire de Haute Provence (OHP) wraz z ze szczególnie ładnym widokiem oferowanym przez Kanadyjsko-Francusko-Hawajski Teleskop (CFHT) 3,60 m ognisko Cassegraina na szczycie Mauna Kea na Hawajach, Hua i in. wykrył podwójną składową samego jądra galaktyki Whirlpool.

W styczniu 2005 roku Hubble Heritage Project stworzył kompozytowy obraz M51 o wymiarach 11 477 × 7 965 pikseli (pokazany w infoboksie powyżej) za pomocą instrumentu ACS na Hubble'u . Zdjęcie podkreśla ramiona spiralne galaktyki i pokazuje szczegóły niektórych struktur wewnątrz ramion.

Galaktyka Wir – obserwowana w różnym świetle a) 0,4; 0,7 μm – b) vis-niebieski/zielony; podczerwień – c) 3,6; 4,5; 8 μm – d) 24 μm

Nieruchomości

Galaktyka Wir leży w odległości około 31 milionów lat świetlnych od Ziemi. W oparciu o pomiar z 1991 roku dokonany przez Trzeci katalog referencyjny jasnych galaktyk przy użyciu izofotu D ₂₅ w paśmie B, Galaktyka Wir ma średnicę 23,58 kiloparseków (76 900 lat świetlnych ). Ogólnie galaktyka ma rozmiar około 88% Drogi Mlecznej . Jej masę szacuje się na 160 miliardów mas Słońca, czyli około 10,3% masy Drogi Mlecznej.

czarna dziura , o której kiedyś sądzono, że jest otoczona pierścieniem pyłu, ale obecnie uważa się, że jest ona częściowo przesłonięta przez pył. Para stożków jonizacyjnych rozciąga się od aktywnego jądra galaktycznego.

Struktura spiralna

Galaktyka Whirlpool ma dwa bardzo wydatne ramiona spiralne, które wiją się zgodnie z ruchem wskazówek zegara. Jedno ramię znacznie odbiega od stałego kąta. Uważa się, że wyraźna struktura spiralna Galaktyki Wir jest wynikiem bliskiej interakcji między nią a towarzyszącą jej galaktyką NGC 5195 , która mogła przejść przez główny dysk M51 około 500 do 600 milionów lat temu. W tym proponowanym scenariuszu NGC 5195 przeszła zza M51 przez dysk w kierunku obserwatora i przecięła kolejny dysk dopiero 50 do 100 milionów lat temu, aż znalazła się w miejscu, w którym obserwujemy ją teraz, nieco za M51. W 2015 roku badanie odkryło dwie nowe cechy pływów spowodowane interakcją między Galaktyką Wir i NGC 5195, „Północno-wschodnim pióropuszem” i „Południowym pióropuszem”. W badaniu zauważono, że symulacja, która bierze pod uwagę tylko jedno przejście NGC 5195 do Galaktyki Wir, nie da analogii do północno-wschodniego ogona. W przeciwieństwie do tego symulacje wielu przejść wykonane przez Salo i Laurikainena i in. odtwarzają północno-wschodni pióropusz.

Formacja gwiazd

Wydaje się, że centralny region M51 przechodzi okres wzmożonego formowania się gwiazd. Obecna wydajność formowania się gwiazd, zdefiniowana jako stosunek masy nowych gwiazd do masy gazu gwiazdotwórczego, wynosi zaledwie ~1%, co jest dość porównywalne z globalną wartością dla Drogi Mlecznej i innych galaktyk. Szacuje się, że obecne wysokie tempo powstawania gwiazd może trwać nie dłużej niż kolejne 100 milionów lat.

Zdarzenia przejściowe

W Galaktyce Wir zaobserwowano trzy supernowe :

W 1994 roku w Galaktyce Wir zaobserwowano SN 1994I . Została sklasyfikowana jako typ Ic , co wskazuje, że jej gwiazda protoplasta była bardzo masywna i już straciła znaczną część swojej masy, a jej jasność osiągnęła wartość szczytową przy pozornej jasności 12,91mag.

W czerwcu 2005 roku supernowa typu II SN 2005cs została zaobserwowana w Galaktyce Wir, osiągając szczyt przy pozornej jasności 14 magnitudo.

W dniu 31 maja 2011 r. W Galaktyce Wir wykryto supernową typu II o maksymalnej jasności 12,1 magnitudo. Ta supernowa, oznaczona jako SN 2011dh , miała widmo znacznie bardziej niebieskie niż przeciętne, z profilami P Cygni , które wskazują na szybko rozszerzającą się materię, w jej liniach wodoru-Balmera . Przodkiem był prawdopodobnie żółty nadolbrzym , a nie czerwony lub niebieski nadolbrzym , o których uważa się, że są najczęstszymi przodkami supernowych.

22 stycznia 2019 r. w Messier 51 odkryto oszusta supernowej , oznaczonego jako AT2019abn. Przejściowość została później zidentyfikowana jako świecąca czerwona nowa . Gwiazda progenitorowa została wykryta na archiwalnych z Kosmicznego Teleskopu Spitzera . Na archiwalnych zdjęciach Hubble'a nie można było zobaczyć żadnego obiektu w miejscu przejściowego , co wskazuje, że gwiazda progenitorowa była mocno zasłonięta przez pył międzygwiezdny . 2019abn szczyt przy jasności 17 magnitudo, osiągając wewnętrzną jasność M ${\ Displaystyle M_ {r} = -14,9}$ .

Kandydat na planetę

ogłoszono wykrycie przez Obserwatorium Rentgenowskie Chandra kandydującej egzoplanety , nazwanej M51-ULS-1b , krążącej wokół masywnego układu podwójnego rentgenowskiego M51-ULS-1 w tej galaktyce. Jeśli zostanie to potwierdzone, będzie to pierwszy znany przypadek planety pozagalaktycznej , planety poza Drogą Mleczną . Kandydat na planetę został wykryty przez zaćmienia źródła promieniowania rentgenowskiego ( XRS), które składa się z gwiezdnej pozostałości (albo gwiazdy neutronowej , albo czarna dziura ) i masywna gwiazda, prawdopodobnie nadolbrzym typu B. Planeta byłaby nieco mniejsza od Saturna i orbitowałaby w odległości kilkudziesięciu jednostek astronomicznych .

Towarzysz

Główny artykuł: NGC 5195

NGC 5195 (znana również jako Messier 51b lub M51b) to galaktyka karłowata, która oddziałuje z Galaktyką Wir (znaną również jako M51a lub NGC 5194). Obie galaktyki znajdują się w odległości około 31 milionów lat świetlnych w konstelacji Canes Venatici. Razem te dwie galaktyki są jedną z najszerzej badanych par oddziałujących galaktyk.

Informacje o grupie galaktyk

Główny artykuł: Grupa M51

Galaktyka Wir jest najjaśniejszą galaktyką w Grupie M51 , małej grupie galaktyk , która obejmuje również M63 ( Galaktykę Słonecznika ), NGC 5023 i NGC 5229 . Ta mała grupa może w rzeczywistości być podgrupą na południowo-wschodnim krańcu dużej, wydłużonej grupy, która obejmuje Grupę M101 i Grupę NGC 5866 , chociaż większość metod i katalogów identyfikacji grup identyfikuje te trzy grupy jako odrębne byty.

Galeria

• 

  Zdjęcie z Hubble'a z 1992 roku przedstawiające węzeł pyłu, który kiedyś uważano za parę pierścieni otaczających czarną dziurę

• 

  Zdjęcie z Hubble'a z 2005 roku pokazujące szczegóły pyłu w jądrze M51

• 

  Oszust supernowej AT2019abn, sfotografowany w Northolt Branch Observatories w marcu 2019 r.

• 

  Supernowa oszust AT2019abn, sfotografowana przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a

• 

  Zdjęcie wykonane przez amatorskiego astrofotografa w 2022 roku Galaktyki Whirlpool

• 

  Messier 51 sfotografowany przez astronoma-amatora W4SM za pomocą 17-calowego astrografu PlaneWave

Zobacz też

• Lista obiektów Messiera
• Lista galaktyk
• Obiekt Messiera
• Messier 101 – kolejna galaktyka spiralna wielkiego projektu
• Nowy katalog ogólny
• NGC 5195 – galaktyka towarzysząca NGC 5194

Linki zewnętrzne

• SEDS: Galaktyka spiralna M51
• Astronomiczne zdjęcie dnia NASA: M51: Galaktyka Whirlpool w kurzu i gwiazdach (10 kwietnia 2001)
• Galaktyka Whirlpool w ESA/Hubble
• Galaktyka Wir (Messier 51(a)/NGC 5194)
• M51 Galaktyka Wir
• Galaktyka Whirlpool w przewodniku Constellation
• Galaktyka Whirlpool na WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artykuły i obrazy
• Galaktyka Whirlpool w katalogu Staracle Messier