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梅西耶星表/M51

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涡状星系
涡状星系 (M51A/B 或 NGC 5194/5)。来源：w:NASA/ESA
观测数据 (w:J2000 历元)
星座w:猎犬座[1]
赤经13h 29m 52.7s[2]
赤纬+47° 11′ 43″[2]
红移463 ± 3 km/s[2]
距离23 ± 4 百万光年 (7.1 ± 1.2 百万秒差距)[3]
类型SA(s)bc pec[2]
视直径 (V)11′.2 × 6′.9[2]
视星等 (V)9.0[2]
显著特征与w:NGC 5195[4]相互作用
其他名称
问号星系,[2] 罗氏星系,[2] M51a,[2] NGC 5194,[2] UGC 8493,[2] PGC 47404,[2] VV 001a,[2] VV 403,[2] Arp 85[2]

涡状星系（也称为梅西耶 51a、M51a或NGC 5194）是相互作用的[4]宏伟设计[5]w:螺旋星系，位于w:星座w:猎犬座，距离我们大约3100万w:光年。它是天空中最著名的螺旋星系之一。[需要引用]这个星系及其伴星系 (w:NGC 5195) 容易被业余天文学家观测到，甚至可以用w:双筒望远镜看到这两个星系。[6]涡状星系也是专业天文学家的热门研究对象，他们研究它以加深对星系结构（尤其是与螺旋臂相关的结构）和星系相互作用的理解。

发现

罗素勋爵（威廉·帕森斯）在1845年绘制的M51草图

后来被称为涡状星系的星系，是在1774年被w:梅西耶发现的[7]，被称为M51。它的伴星系w:NGC 5195是在1781年被w:梅香发现的。然而，直到1845年，涡状星系才首次被认定为螺旋星系。这是由罗素勋爵使用他于爱尔兰w:伯尔城堡建造的72英寸（~1.83米）反射望远镜实现的。有时M51用于指代这两个星系，在这种情况下，这两个星系可以分别称为M51A (NGC 5194) 和M51B (NGC 5195)。

在2005年，涡状星系中观测到了一颗w:超新星 (w:SN 2005cs)，其w:视星等达到14。[8][9]

属性

根据最近SN 2008cs得出的23百万光年距离估计，以及大约11.2′的角直径，可以推断M51的明亮圆盘半径约为~38000光年。它的w:质量估计为1600亿个太阳质量。

thumb|right|200px|M51中心黑洞周围的两个尘埃环，用十字表示人们认为，在螺旋星系的中心存在一个被尘埃环包围的w:黑洞。尘埃环几乎垂直于相对平坦的螺旋星云。第二个环在不同的轴线上与主环交叉，这种现象与预期相反。一对w:电离锥从主尘埃环的轴线上延伸出来。[10]

视觉外观

M51位于w:猎犬座，可以通过沿着w:北斗七星最东端的恒星w:大熊座η，向东南方向移动3.5°找到。它的赤纬为+47°，使其成为位于北纬43°以上观察者的极星；它在北半球达到高高度，使其在冬季的早些时候到春季结束的时间段内成为一个易于观察的目标，之后在较低的纬度上观测会受到阻碍。

在黑暗的天空条件下，M51可以用双筒望远镜看到，并且可以使用现代业余望远镜进行详细地解析。当用100毫米望远镜观察时，可以观察到M51及其伴星的基本轮廓。在黑暗的天空下，使用150毫米望远镜通过中等目镜，可以观察到M51的固有螺旋结构。使用更大的（>300毫米）仪器在黑暗的天空条件下，可以观察到各种螺旋带，以及w:HII区，并且可以观察到M51连接到w:M51B。

与其他星系一样，只有通过检查照片才能收集到其结构的真实范围；长时间曝光揭示了一个扩展到可见圆形外观之外的大星云。

在2005年1月，哈勃遗产团队使用哈勃的ACS仪器创建了一个11477x7965像素的合成图像（如上信息框所示），展示了M51。[11]

螺旋结构

旋涡星系的螺旋结构非常明显，据信是它与其伴星系 w:NGC 5195 之间相互作用的结果。

恒星形成

相互作用带来的不仅仅是较大星系中螺旋结构的形成。氢气的显著压缩导致了恒星诞生的区域出现。在 M51 的图片中，它们表现为螺旋臂上明亮的蓝色“结点”。

一般来说，氢气是 w:星际介质 （星系中恒星和行星系统之间的广阔空间）中最常见的成分。它主要以原子和分子形式存在，并在整个星系中形成巨大的云团。当大型引力源（例如其他星系）经过附近时，引力相互作用会产生压缩（密度）波，这些波会扫过这些氢云。这导致先前弥散的气体的一些区域被压缩成不透明且致密的气体的小口袋，这些是人们经常在螺旋臂中看到的尘埃带。在气体浓度和密度达到临界值的地方，会在自身引力作用下进一步坍缩，恒星诞生在坍缩的中心，在那里气体被压缩得如此之强，以至于 核聚变 开始。

当这种情况发生时，这些新生恒星会吞噬大量的氢气，导致它们膨胀，发出更强的热量，最终通过增加恒星风的外流来清除周围的尘埃和气体层。它们诞生的云团的巨大尺寸意味着恒星很少（如果有的话）会单独形成。因此，几个炽热年轻恒星的区域会发出足够的能量，可以在 M51 的高分辨率图像中跨越数百万光年的距离被观察到。

在我们自己的星系中，这样的形成的一个例子是 M16，即 w:鹰状星云。

伴星系

几十年前，人们还不确定伴星系 NGC 5195 究竟是一个真正的伴星系，还是一个在远处经过的另一个星系。射电天文学的出现以及随后的 M51 射电图像明确地证明了相互作用的真实性。

最近的模拟结果表明，M51 的螺旋结构是由 NGC 5195 大约在 5 亿到 6 亿年前穿过 M51 的主盘造成的。在这个模型中，[12] NGC 5195 从 M51 后方穿过盘面向观测者，并在最近 5000 万到 1 亿年前再次穿过盘面，直到它到达我们现在观察到的位置，略微位于 M51 后方。

星系群信息

旋涡星系是 w:M51 星系群 中最亮的星系，这是一个小的 w:星系群，也包括 M63 （向日葵星系）、w:NGC 5023 和 w:NGC 5229。[13][14][15][16] 这个小型星系群实际上可能是大型细长星系群的东南端的一个亚团，其中包括 w:M101 星系群 和 w:NGC 5866 星系群，尽管大多数星系群识别方法和目录将这三个星系群识别为独立的实体。[17]

M51 在科幻小说中

这个星系出现在 "w:家园世界" RTS 系列中，这里是名为“希加人”的人类种族的家园。
这个星系也出现在 w:创世纪探索 和 w:第二次创世纪 中，由 w:唐纳德·莫菲特 撰写，是名为“纳人”的外星人的家园星系。

参考文献

  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. 检索于 2006 年 8 月 7 日. {{cite web}}: 请检查日期值：|date=（帮助）
  9. ↑ Bishop，David。"M51 中的超新星 2005cs"。supernovae.net. 检索于 2006 年 8 月 7 日.
  10. ↑ "美国宇航局的哈勃太空望远镜解析了 M51 核心的一个黑暗 'x' 字"。News Center。HubbleSite。w:6 月 8 日 w:1992 年. 检索于 2006 年 8 月 7 日. {{cite web}}: 请检查日期值：|date=（帮助）
  11. ↑ "从漩涡中走出来：漩涡星系（M51）及其伴星系"。News Center。HubbleSite。w:4 月 25 日 w:2005 年. 检索于 2006 年 8 月 7 日. {{cite web}}: 请检查日期值：|date=（帮助）
  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 维护：作者列表中有多个名称 (链接)
  13. ↑ R. B. Tully（1988）。Nearby Galaxies Catalog。剑桥：剑桥大学出版社。ISBN 0-521-35299-1.
  14. ↑ P. Fouque，E. Gourgoulhon，P. Chamaraux，G. Paturel（1992）。"80 Mpc 内的星系群。二 - 群体和群体成员的目录"。Astronomy and Astrophysics Supplement。93: 211–233。{{cite journal}}: CS1 维护：作者列表中有多个名称 (链接)
  15. ↑ A. Garcia（1993）。"群体成员资格的一般研究。二 - 附近群体的确定"。Astronomy and Astrophysics Supplement。100: 47–90。
  16. ↑ G. Giuricin，C. Marinoni，L. Ceriani，A. Pisani（2000）。"附近的可见光星系：样本选择和群体的识别"。Astrophysical Journal。543: 178–194。doi:10.1086/317070.{{cite journal}}: CS1 维护：作者列表中有多个名称 (链接)
  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）。"用于距离测定的造父变星距离模量和红巨星分支顶端、球状星团光度函数、行星状星云光度函数和表面亮度波动数据的数据库"。Astrophysical Journal Supplement。128: 431–459。doi:10.1086/313391.{{cite journal}}: CS1 维护：作者列表中有多个名称 (链接)

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