Messier 51
De Viquipèdia
|
||||
|---|---|---|---|---|
 |
||||
| Nomenclatura | ||||
| Messier | M51 | |||
| NGC | 5194 | |||
| Dades observacionals | ||||
| Constel·lació | Llebrers | |||
| Ascensió recta (α) | 3h 29,9m | |||
| Declinació (δ) | +47° 12′' | |||
| Magnitud aparent (V) | +8,4m | |||
| Dimensions aparents | 9'x7' minutes d'arc' | |||
| Tipus | Sc | |||
| Distància a la Terra | 31 millions Mall ( Mpc) |
|||
| Característiques físiques | ||||
| Diàmetre | 100.000 a.ll. | |||
| Massa | ~30·109 MS | |||
La Galàxia del remolí ( Messier 51a, M51a, o NGC 5194) és una galàxia espiral clàssica situada a una distància de aproximadament 23 milions d'anys lllum a la constel·lació de llebrers. Aquesta galàxia i la seva companya NGC5195 amb la qual interactua són fàcilment observables pels astrònoms novells, ja que les dues galàxies poden veure's amb binoculars [1] Aquesta galàxia també és popular entre els astrònoms professionals que estudien l'estructura de les galàxies (particularment les estructurees associades als braços en espiral) i les interaccions entre galàxies.
Taula de continguts |
[edita] Descobriment
La galàxia del remolí va ser descoberta per Charles Messier el 13 d'Octubre de 1773. La seva companya, NGC 5195, va ser descoberta al 1781 per Pierre Méchain. No obtant, no va ser fins el 1845 que es va reconèixer que es tractava d'una galàxia espiral. Va ser Lord Rosse que ho va descobrir utlitzant un telescopi que ell mateix havia construït a Irlanda. L'any 2005 es va observar una supernova (SN 2005cs) amb un pic de magnitud aparent 14.[2][3] Algunes vegades s'utilitza el terme M51 per a referir-se al parell de galàxies que interactuen, llavors s'anomenen M51A (NGC 5194) i M51B (NGC 5195).
[edita] Propietats
Amb els mesuraments recents que estimen la distància de la galàxia en 23 milions d'anys, i un diàmetre angular d'aproximadament 11.2′, es pot inferir que el brillant disc circular de l'M51 té un radi de aproximadament 38.000 anys llum. La seva massa s'estima en 160 mil milions de masses solars. Comparada amb el diàmetre de la Via Làctia, M51 té la meitat del su tamany i de la seva massa.
Existeix un forat negre envoltat per un anell de pols al cor de l'espiral. El núvol de pols es troba quasi perpendicular a la relativament plana galàxia espiral. Un anell secundari travessa l'anell primari per un eix diferent, un fenòmen que no s'esperava. Un parell de cons d'ionitzacions s'exten des de l'eix de l'anell de pols principal..[4]
[edita] Observació
Situat a la constel·lació de Llebrers, l'M51 és fàcil de localitzar seguint l'estrella més oriental de l'Ossa Major, Eta Ursae Majoris, i anant 3.5° al sudest. La seva declinació és +47°, per tant és circumpolar per observadors situats per sobre del la latitud 43°N latitude i arriba a latituds altes a l'hemisferi nord fent que sigui un objecete accessible, especialment a primeres hores a des de l'hivern fins la primavera. M51 és visible amb binoculars al cel fosc, però amb un telescopi de 10 cm es poden distingir M51 i la seva companya. Amb telescopis de 15 cm es pot veure l'estructura de l'espiral i amb aparells més grans (>30cm) la seva visió és espectacular, poden veure's les diferents bandes espirals i algunes regions HII.
[edita] Formació estel·lar
L'estructura en espiral induida de la galàxia més gran no és l'únic efecte de la interacció. També succeeix un significativa compressió de das d' hidrogen que origina el desenvolupament de regions de formació estel·lar. Això és visible en fotografies de M51 on es poden veure 'nussos' blau brillant en els braços en espiral. L'hidrogen és el gas més comú del medi interestel·lar (l'espai entre les estrelles i els sistemes planetaris en les galàxies). Existeix en un principi en la seva forma molecular i atòmica, i forma grans núvols per tota la galàxia. Quan una font de força gravitacional passa a prop, com per exemple altres galàxies, les interaccions gravitacionals produeixen ones de compressió (densitat) que escombren aquests núvols d'hidrogen. Això produeix que regions de gas difús es comprimeixin formant nuclis opacs de gas dens, aquests són els camins de gas que es poden veure en els braços en espiral. En regions on la concetració i la densitat del gas arriba a valors crítics, pot produir-se el col·lapse gravitacional, i una nova estrella neix al centre del col·lapse, on el gas es comprimeix tan que s'inicia la fusió nuclear. Quan això succeeix, aquestes noves estrelles esmercen gran quantitat de gas produint una expansió i finalment expulsen les capes de pols i gas del voltant incrementant el flux de vent solar. Les proporcions gegantines dels núvols fan que rarament es produeixi la formació d'estrelles de manera aillada. Aquestes regions amb estrelles joves i calentes emeten prou energia lluminosa com per a poder veure-les amb milions d'anys llum de distància. Un exemple d'aquest tipus de formació estel·lar a la nostra galàxia és M16 la nebulosa de l'âliga.
[edita] Informació sobre el grup de galàxies
La galàxia del remolí és la galàxia més brillant del grup M51, un petit grup de galàxies que també inclouen M63 (la galàxia del gira-sol), NGC 5023, i NGC 5229[5][6].[7][8] Aquest petit grup es pot considera una subcúmul al límir sudest d'un grup més gran que inclouria el grup M101 i el grup NGC 5866, Encara que la majoria de mètodes d'identificació de grups i la majoria de catàlegs els identifiquen com a entitats separades..[9]
[edita] Referències
- ↑ Nemiroff, Robert; Jerry Bonnell (2000-July-24). Astronomy Picture of the Day. nasa.gov. Data d'accés: 2007-04-22.
- ↑ MacRobert, Alan M. (24 d'agost de 2005). Supernova in M51. Sky Tonight. Sky and Telescope. Data d'accés August 7, 2006.
- ↑ Bishop, David. Supernova 2005cs in M51. supernovae.net. Data d'accés August 7, 2006.
- ↑ NASA's Hubble Space Telescope Resolves a Dark "x" Across the Nucleus of M51. News Center. HubbleSite: (8 de juny de 1992). Data d'accés August 7, 2006.
- ↑ R. B. Tully (1988). Nearby Galaxies Catalog, Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-35299-1.
- ↑ P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel (1992). «Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members». Astronomy and Astrophysics Supplement 93: 211-233.
- ↑ A. Garcia (1993). «General study of group membership. II - Determination of nearby groups». Astronomy and Astrophysics Supplement 100: 47-90.
- ↑ G. Giuricin, C. Marinoni, L. Ceriani, A. Pisani (2000). «Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups». Astrophysical Journal 543: 178-194.
- ↑ L. Ferrarese, H. C. Ford, J. Huchra, R. C. Kennicutt Jr., J. R. Mould, S. Sakai, W. L. Freedman, P. B. Stetson, B. F. Madore, B. K. Gibson, J. A. Graham, S. M. Hughes, G. D. Illingworth, D. D. Kelson, L. Macri, K. Sebo, N. A. Silbermann (2000). «A Database of Cepheid Distance Moduli and Tip of the Red Giant Branch, Globular Cluster Luminosity Function, Planetary Nebula Luminosity Function, and Surface Brightness Fluctuation Data Useful for Distance Determinations». Astrophysical Journal Supplement 128: 431-459.
[edita] Enllaços externs
| Catàleg Messier | |
| M1 - M2 - M3 - M4 - M5 - M6 - M7 - M8 - M9 - M10 - M11 - M12 - M13 - M14 - M15 - M16 - M17 - M18 - M19 - M20 - M21 - M22 - M23 - M24 - M25 - M26 - M27 - M28 - M29 - M30 - M31 - M32 - M33 - M34 - M35 - M36 - M37 - M38 - M39 - M40 - M41 - M42 - M43 - M44 - M45 - M46 - M47 - M48 - M49 - M50 - M51 - M52 - M53 - M54 - M55 - M56 - M57 - M58 - M59 - M60 - M61 - M62 - M63 - M64 - M65 - M66 - M67 - M68 - M69 - M70 - M71 - M72 - M73 - M74 - M75 - M76 - M77 - M78 - M79 - M80 - M81 - M82 - M83 - M84 - M85 - M86 - M87 - M88 - M89 - M90 - M91 - M92 - M93 - M94 - M95 - M96 - M97 - M98 - M99 - M100 - M101 - M102 - M103 - M104 - M105 - M106 - M107 - M108 - M109 - M110 | |
| Objectes de Messier classificats per ascensió recta | ||
| Objecte precedent : M63 |
Objecte actual : M51 |
Objecte següent : M83 |
