Whirlpool galakse

Galaxy
boblebad galakse
{{{Korttekst}}}
Messier51.jpg
Whirlpool Galaxy og Companion, fanget av Hubble Space Telescope
AladinLite
Konstellasjon Jakthunder
Posisjon
jevndøgnJ2000.0 , epoken : J2000.0
Høyre oppstigning 13 t 29 m 52,7 s
avvisning + 47 ° 11 ′ 43 ″
Utseende
Morfologisk type SA (s) bc pec;
HIISy2.5  
Lysstyrke  (visuell) 8.1 liker
Lysstyrke  (B-bånd) 8,9 liker
Vinkelutvidelse 11,2 '× 6,9'
Overflate lysstyrke 12,7 mag / arcmin²
Fysiske data
Rødforskyvning (+1544 ± 10)  ·  10 −6  
Radiell hastighet 463 ± 3 km / s  
Slagavstand
v rad  / H 0
(25 ± 2)  x  10 6  ly
(7,54 ± 0,54)  Mpc 
Dimensjoner ca. 160 milliarder synlige M
diameter 80.000 ly
historie
oppdagelse C. Messier
Oppdagelsesdato 13. oktober 1773
Katalognavn
M  51 • NGC  5194 • UGC  8493 • PGC  47404 • CGCG  246-008 • MCG  + 8-25-12 • IRAS  13277 + 4727 • 2MASX  J13295269 + 4711429 • Arp  85 • VV  403 • GC  3572/3574 • H  I 186 • h  1622/1623 • KPG 379 • Bode 25

Den Whirlpool Galaxy (også kjent som Vortex Galaxy , Messier 51, eller NGC 5194/5195 ) er en stor spiralgalakse i konstellasjonen av Hunder . Den er av Hubble-typen Sc, det vil si med en tydelig spiralstruktur. M 51 har en tilsynelatende styrke på 8,4 mag og en vinkelutstrekning på 11,2 '× 6,9'. Avstanden fra Melkeveien vår er omtrent 25 millioner lysår , men det er også avvikende resultater mellom 15 og 37 millioner lysår.

M 51 har en nær, interaktiv følgesvenn. I NGC har den nummeret NGC 5195 (M 51 i seg selv har nummeret NGC 5194). Den ledsagende galaksen er av uregelmessig type, har en vinkelutstrekning på 5,9 ′ × 4,6 ′ og en lysstyrke på 9,6 mag. Kjernen til følgesvennen har imidlertid nesten den samme overflatelysstyrken som M 51, slik at begge knapt skiller seg ut i små teleskoper.

Halton Arp organiserte sin katalog over uvanlige galakser i grupper etter rent morfologiske kriterier. Denne galaksen tilhører klassens spiralgalakser med en stor følgesvenn med høy overflatelyshet på den ene armen ( Arp-katalog ).

En eksepsjonelt aktiv stjernedannelse foregår for tiden i M 51, antagelig forårsaket av tidevannsinteraksjonen med NGC 5195. På grunn av dette har galaksen en høy andel av unge og massive stjerner, men med noen få millioner år vil de bare være relativt kortvarige. Tre supernovaer ble observert i M 51 innen 17 år : SN 1994I i april 1994, SN 2005cs i juni 2005 og SN 2011dh i mai / juni 2011. To supernovaer markerte slutten på slike massive stjerner som eksplosjoner av type Ic og type II .

M 51 er også interessant fordi den er en av de nærmeste galaksene med en aktiv galaktisk kjerne , en Seyfert-galakse av type II. I sentrum er det et supermassivt svart hull .

oppdagelse

Tidlige illustrasjoner
M51Rosse.png
Skisse
Lord Rosse, 1850
Messier 51 - selectionofphoto02robeuoft 0136.jpg

Isaac Roberts første fotografi , 1898


Galaksen ble oppdaget 13. oktober 1773 av den franske astronomen Charles Messier og ble lagt til i katalogen hans over diffuse objekter med tallet 51 . I 1845 var den irske astronomen William Parsons den første til å gjenkjenne objektets spiralstruktur med sitt gigantiske Leviathan- teleskop, som nettopp hadde blitt satt i drift .

Galaksen i forskjellige spektrale områder

Galaksen har blitt studert i dybden ved hjelp av forskjellige metoder på grunn av dens lysstyrke og mange interessante fenomener. I røntgenområdet kan man tydelig se ledsagegalaksen, mens bare kjernen er like lys av M 51. Ulike mekanismer er ansvarlige for dette. Kjernen i M 51 er lys fordi det som en aktiv galaktisk kjerne finner sted mange kollisjoner mellom gasser i den, som stjernevind , utvidede supernovarester og tilføring av materie i det sentrale sorte hullet. X-stråler av ledsager, på den annen side, sannsynligvis stammer fra Coronae av de mange stjernene i spektrale type i solen og senere spektraltyper. I motsetning til dette domineres det ultrafiolette spektralområdet av spiralarmene til M 51. Dette skyldes det faktum at det er aktive stjernedannelsesområder og derfor eksisterer mange unge stjerner av tidligere typer, dvs. spesielt varme stjerner, som stråler sterkt i ultrafiolett. Stjernedannelsesområdet i spiralarmen mellom M 51 og ledsageren kan sees spesielt tydelig. Stjernene i den medfølgende galaksen er derimot praktisk talt usynlige i dette spektrale området .

I synlig lys er bidragene til de forskjellige stjernene balansert, men du kan også se på den ganske rødlige fargen på følgesvennen at det knapt er noen tidlige spektraltyper. Den gass tåker , vanligvis H-II-områder , som er dominert av den rosa lys av den hydrogen linjer Hα til Hδ , er tydelig forbedret i sammenligning vil de ikke være så slående for øyet. Disse tåken samsvarer veldig godt med de lysere ultrafiolette områdene, noe som skyldes at Balmer-seriens hydrogenlinjer gløder fordi tåken er spent på å gløde av det ultrafiolette lyset fra de unge stjernene. I det nærmeste infrarøde kan man imidlertid se fordelingen av stjernene av senere spektraltyper, som bare er noen få 1000  Kelvin varme. Individuelt er de ikke så lyse som stjernene fra tidligere typer, men de er representert mye flere. Til slutt, i midten av infrarød, kan distribusjonen av det interstellare støvet i den galaktiske disken sees ved forskjellige temperaturer på noen få hundre Kelvin. Støvbåndet i spiralarmen nederst til venstre, som absorberer synlig lys, virker for eksempel mørkt foran spiralarmen, mens den lyser i selve den infrarøde midten. Det lille stjerneformasjonsområdet som ligger der, godt synlig i ultrafiolett og i det visuelle på tåken, er også tydelig i støvet som litt varmere enn omgivelsene.

I radioområdet , som ikke er vist her, blir bildet igjen bestemt av gassskyer, men de med nøytral gass og molekyler , hvorved strålingen fra forskjellige utslippslinjer også fordeles veldig forskjellig, slik at det kan trekkes konklusjoner om temperaturen og gassens tetthet . I tillegg er den aktive kjernen godt synlig der. Ledsageren i radiobåndet er igjen betydelig mørkere enn M 51 i seg selv, siden radiostråling knapt sendes ut av stjernene av sen type som oppstår der, bortsett fra vinden til individuelle AGB-stjerner eller støvet.

Whirlpool-galaksen i forskjellige spektrale områder
M51 CHANDRA2 (rotert) .jpg
Røntgenbilder ( Chandra )
M51 GALEX.jpg
Ultrafiolett lys ( GALEX )
Hs-2011-03-b-full tif.tif
Nær infrarød ( Hubble )
M51 SPITZER.jpg
Mid infrarød ( spisspiss )
Far-Infrared Image of M51.jpg
Langt infrarød ( Herschel )

Den aktive kjernen

Den aktive kjernen i M 51

Den lyse regionen omgir den aktive kjernen i galaksen. På bildene av hele galaksen ovenfor er denne regionen bare noen få piksler i midten av spiralen. Med en avstand på 30 millioner lysår er denne regionen omtrent 120 lysår i diameter. Det mørke båndet som kan sees på bildet er en støvkraft , som vi ser på nesten nøyaktig fra siden. På de bedre og bedre bildene ble en lys kjerne synlig umiddelbart ved siden av det mørke båndet. Kjernen ble opprinnelig antatt å ligge bak torusen, men i dag antas det at dette punktet ble brukt til å lokalisere selve kjernen. Dette punktet, som er mindre enn 5 lysår i diameter, har omtrent en million sollysstyrker, hele sentrum omtrent hundre millioner. Noen få hundre lysår unna kjernen, utenfor bildet, er det en stjernedannelsesregion som er uvanlig i så nærhet til kjernen, og som også tilskrives følgesvennens innflytelse.

observasjon

M 51 og ledsager

M 51 er et interessant objekt for amatørastronomer. Uansett er et teleskop nødvendig for å observere galaksen, eller i det minste store kikkert med en stor åpning. Observasjon i byen er nesten umulig, det beste å gjøre er å se etter et sted uten lysforurensning . Hvis åpningen til teleskopet er mindre enn 10 cm, kan bare en langstrakt flekk sees. Spiralarmene kan bare observeres ved åpninger på 20 cm og mer. Ved hjelp av astrofotografi er det til og med mulig å skanne H-II-regionene og se mørke støvplommer.

I 2020 ble bevis på hva som kan være den første oppdagelsen - eller den første direkte målingen - av en ekstragalaktisk planet publisert: M51-ULS-1b i Whirlpool-galaksen via en røntgenkilde i bakgrunnen.

weblenker

Commons : Whirlpool Galaxy  - Samling av bilder

litteratur

  • Jeff Kanipe og Dennis Webb: Arp Atlas of Peculiar Galaxies. En krønike- og observatørveiledning. Richmond 2006, ISBN 978-0-943396-76-7 .

Individuelle bevis

  1. a b c d e NASA / IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE
  2. a b c SEDS NGC 5194
  3. K. Takáts, J. VINKO: Avstand overslag og forløperceller egenskapene til SN 2005cs i M51. I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Vol. 372, nr. 4, s. 1735 ff. (2006), bibcode : 2006MNRAS.372.1735T .
  4. ESO
  5. Seligman
  6. SEDS NGC 5195
  7. Leah Crane: Astronomer kan ha funnet den første planeten i en annen galakse. I: NewScientist.com . 23. september 2020, åpnet 12. januar 2021 .
  8. R. Di Stafano inkluderer: M51 ULS 1b: den første kandidaten for en planet i på eksterne Galaxy. I: ArXiv.org . 18. september 2020, åpnet 12. januar 2021 .