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梅西耶星表/M51

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< 梅西耶星表
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渦狀星系
渦狀星系 (M51A/B 或 NGC 5194/5)。來源：w:NASA/ESA
觀測資料 (w:J2000 曆元)
星座w:獵犬座[1]
赤經13h 29m 52.7s[2]
赤緯+47° 11′ 43″[2]
紅移463 ± 3 km/s[2]
距離23 ± 4 百萬光年 (7.1 ± 1.2 百萬秒差距)[3]
型別SA(s)bc pec[2]
視直徑 (V)11′.2 × 6′.9[2]
視星等 (V)9.0[2]
顯著特徵與w:NGC 5195[4]相互作用
其他名稱
問號星系,[2] 羅氏星系,[2] M51a,[2] NGC 5194,[2] UGC 8493,[2] PGC 47404,[2] VV 001a,[2] VV 403,[2] Arp 85[2]

渦狀星系（也稱為梅西耶 51a、M51a或NGC 5194）是相互作用的[4]宏偉設計[5]w:螺旋星系，位於w:星座w:獵犬座，距離我們大約3100萬w:光年。它是天空中最著名的螺旋星系之一。[需要引用]這個星系及其伴星系 (w:NGC 5195) 容易被業餘天文學家觀測到，甚至可以用w:雙筒望遠鏡看到這兩個星系。[6]渦狀星系也是專業天文學家的熱門研究物件，他們研究它以加深對星系結構（尤其是與螺旋臂相關的結構）和星系相互作用的理解。

發現

羅素勳爵（威廉·帕森斯）在1845年繪製的M51草圖

後來被稱為渦狀星系的星系，是在1774年被w:梅西耶發現的[7]，被稱為M51。它的伴星系w:NGC 5195是在1781年被w:梅香發現的。然而，直到1845年，渦狀星系才首次被認定為螺旋星系。這是由羅素勳爵使用他於愛爾蘭w:伯爾城堡建造的72英寸（~1.83米）反射望遠鏡實現的。有時M51用於指代這兩個星系，在這種情況下，這兩個星系可以分別稱為M51A (NGC 5194) 和M51B (NGC 5195)。

在2005年，渦狀星系中觀測到了一顆w:超新星 (w:SN 2005cs)，其w:視星等達到14。[8][9]

屬性

根據最近SN 2008cs得出的23百萬光年距離估計，以及大約11.2′的角直徑，可以推斷M51的明亮圓盤半徑約為~38000光年。它的w:質量估計為1600億個太陽質量。

thumb|right|200px|M51中心黑洞周圍的兩個塵埃環，用十字表示人們認為，在螺旋星系的中心存在一個被塵埃環包圍的w:黑洞。塵埃環幾乎垂直於相對平坦的螺旋星雲。第二個環在不同的軸線上與主環交叉，這種現象與預期相反。一對w:電離錐從主塵埃環的軸線上延伸出來。[10]

視覺外觀

M51位於w:獵犬座，可以透過沿著w:北斗七星最東端的恆星w:大熊座η，向東南方向移動3.5°找到。它的赤緯為+47°，使其成為位於北緯43°以上觀察者的極星；它在北半球達到高高度，使其在冬季的早些時候到春季結束的時間段內成為一個易於觀察的目標，之後在較低的緯度上觀測會受到阻礙。

在黑暗的天空條件下，M51可以用雙筒望遠鏡看到，並且可以使用現代業餘望遠鏡進行詳細地解析。當用100毫米望遠鏡觀察時，可以觀察到M51及其伴星的基本輪廓。在黑暗的天空下，使用150毫米望遠鏡透過中等目鏡，可以觀察到M51的固有螺旋結構。使用更大的（>300毫米）儀器在黑暗的天空條件下，可以觀察到各種螺旋帶，以及w:HII區，並且可以觀察到M51連線到w:M51B。

與其他星系一樣，只有透過檢查照片才能收集到其結構的真實範圍；長時間曝光揭示了一個擴充套件到可見圓形外觀之外的大星雲。

在2005年1月，哈勃遺產團隊使用哈勃的ACS儀器建立了一個11477x7965畫素的合成影像（如上資訊框所示），展示了M51。[11]

螺旋結構

旋渦星系的螺旋結構非常明顯，據信是它與其伴星系 w:NGC 5195 之間相互作用的結果。

恆星形成

相互作用帶來的不僅僅是較大星系中螺旋結構的形成。氫氣的顯著壓縮導致了恆星誕生的區域出現。在 M51 的圖片中，它們表現為螺旋臂上明亮的藍色“結點”。

一般來說，氫氣是 w:星際介質 （星系中恆星和行星系統之間的廣闊空間）中最常見的成分。它主要以原子和分子形式存在，並在整個星系中形成巨大的雲團。當大型引力源（例如其他星系）經過附近時，引力相互作用會產生壓縮（密度）波，這些波會掃過這些氫雲。這導致先前彌散的氣體的一些區域被壓縮成不透明且緻密的氣體的小口袋，這些是人們經常在螺旋臂中看到的塵埃帶。在氣體濃度和密度達到臨界值的地方，會在自身引力作用下進一步坍縮，恆星誕生在坍縮的中心，在那裡氣體被壓縮得如此之強，以至於 核聚變 開始。

當這種情況發生時，這些新生恆星會吞噬大量的氫氣，導致它們膨脹，發出更強的熱量，最終透過增加恆星風的外流來清除周圍的塵埃和氣體層。它們誕生的雲團的巨大尺寸意味著恆星很少（如果有的話）會單獨形成。因此，幾個熾熱年輕恆星的區域會發出足夠的能量，可以在 M51 的高解析度影像中跨越數百萬光年的距離被觀察到。

在我們自己的星系中，這樣的形成的一個例子是 M16，即 w:鷹狀星雲。

伴星系

幾十年前，人們還不確定伴星系 NGC 5195 究竟是一個真正的伴星系，還是一個在遠處經過的另一個星系。射電天文學的出現以及隨後的 M51 射電影像明確地證明了相互作用的真實性。

最近的模擬結果表明，M51 的螺旋結構是由 NGC 5195 大約在 5 億到 6 億年前穿過 M51 的主盤造成的。在這個模型中，[12] NGC 5195 從 M51 後方穿過盤面向觀測者，並在最近 5000 萬到 1 億年前再次穿過盤面，直到它到達我們現在觀察到的位置，略微位於 M51 後方。

星系群資訊

旋渦星系是 w:M51 星系群 中最亮的星系，這是一個小的 w:星系群，也包括 M63 （向日葵星系）、w:NGC 5023 和 w:NGC 5229。[13][14][15][16] 這個小型星系群實際上可能是大型細長星系群的東南端的一個亞團，其中包括 w:M101 星系群 和 w:NGC 5866 星系群，儘管大多數星系群識別方法和目錄將這三個星系群識別為獨立的實體。[17]

M51 在科幻小說中

這個星系出現在 "w:家園世界" RTS 系列中，這裡是名為“希加人”的人類種族的家園。
這個星系也出現在 w:創世紀探索 和 w:第二次創世紀 中，由 w:唐納德·莫菲特 撰寫，是名為“納人”的外星人的家園星系。

參考文獻

  1. ↑ R. W. Sinnott, editor (1988). The Complete New General Catalogue and Index Catalogue of Nebulae and Star Clusters by J. L. E. Dreyer. Sky Publishing Corporation and Cambridge University Press. ISBN 0-933-34651-4. {{cite book}}: |author= has generic name (help)
  2. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o "NASA/IPAC Extragalactic Database". Results for NGC 5194. Retrieved 2006-12-06.
  3. ↑ Takáts, K.; Vinkó, J. (2006). "Distance estimate and progenitor characteristics of SN 2005cs in M51". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Online Early. 372: 1735. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10974.x.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  4. a b H. Arp (1966). "Atlas of Peculiar Galaxies". Astrophysical Journal Supplement. 14: 1–20. doi:10.1086/190147.
  5. ↑ D. M. Elmegreen, B. G. Elmegreen (1987). "Arm classifications for spiral galaxies". Astrophysical Journal. 314: 3–9. doi:10.1086/165034.
  6. ↑ Nemiroff, Robert (2000-07-24). "Astronomy Picture of the Day". nasa.gov. Retrieved 2007-04-22. {{cite web}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  7. ↑ "Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles." by Charles Messier, Connoissance des Temps for 1784 (published 1781), pp. 227-267 (page 246) [Bibcode: 1781cote.rept..227M]
  8. ↑ MacRobert，Alan M.（w:8 月 24 日 w:2005 年）。"M51 中的超新星"。Sky Tonight。Sky and Telescope. 檢索於 2006 年 8 月 7 日. {{cite web}}: 請檢查日期值：|date=（幫助）
  9. ↑ Bishop，David。"M51 中的超新星 2005cs"。supernovae.net. 檢索於 2006 年 8 月 7 日.
  10. ↑ "美國宇航局的哈勃太空望遠鏡解析了 M51 核心的一個黑暗 'x' 字"。News Center。HubbleSite。w:6 月 8 日 w:1992 年. 檢索於 2006 年 8 月 7 日. {{cite web}}: 請檢查日期值：|date=（幫助）
  11. ↑ "從漩渦中走出來：漩渦星系（M51）及其伴星系"。News Center。HubbleSite。w:4 月 25 日 w:2005 年. 檢索於 2006 年 8 月 7 日. {{cite web}}: 請檢查日期值：|date=（幫助）
  12. ↑ Salo，Heikki；Laurikainen，Eija（1999）。"M51 的多次相遇模型"。Astrophysics and Space Science。269/270: 663–664。doi:10.1023/A:1017002909665.{{cite journal}}: CS1 維護：作者列表中有多個名稱 (連結)
  13. ↑ R. B. Tully（1988）。Nearby Galaxies Catalog。劍橋：劍橋大學出版社。ISBN 0-521-35299-1.
  14. ↑ P. Fouque，E. Gourgoulhon，P. Chamaraux，G. Paturel（1992）。"80 Mpc 內的星系群。二 - 群體和群體成員的目錄"。Astronomy and Astrophysics Supplement。93: 211–233。{{cite journal}}: CS1 維護：作者列表中有多個名稱 (連結)
  15. ↑ A. Garcia（1993）。"群體成員資格的一般研究。二 - 附近群體的確定"。Astronomy and Astrophysics Supplement。100: 47–90。
  16. ↑ G. Giuricin，C. Marinoni，L. Ceriani，A. Pisani（2000）。"附近的可見光星系：樣本選擇和群體的識別"。Astrophysical Journal。543: 178–194。doi:10.1086/317070.{{cite journal}}: CS1 維護：作者列表中有多個名稱 (連結)
  17. ↑ 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）。"用於距離測定的造父變星距離模量和紅巨星分支頂端、球狀星團光度函式、行星狀星雲光度函式和表面亮度波動資料的資料庫"。Astrophysical Journal Supplement。128: 431–459。doi:10.1086/313391.{{cite journal}}: CS1 維護：作者列表中有多個名稱 (連結)

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