Galàxia del Remolí

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Galàxia del Remolí
Galàxia del Remolí
Dades d'observació
Constel·lació Llebrers
Ascensió recta 3h 29,9m
Declinació +47° 12′'
Distància 31 millions Mall
( Mpc)
Tipus segons la seqüència de Hubble Sc
Dimensions aparents (V) 9'x7' minutes d'arc'
Magnitud aparent (V) +8,4m
Característiques físiques
Diàmetre 100.000 a.ll.
Massa ~30·109 MS
Catàlegs astronòmics
Messier M51
New General Catalogue (NGC) 5194


La Galàxia del remolí (Messier 51a, M51a, o NGC 5194) és una galàxia espiral clàssica situada a una distància d'aproximadament 23 milions d'anys llum a la constel·lació de Llebrers. Aquesta galàxia i la seva companya NGC5195 amb la qual interacciona són fàcilment observables pels astrònoms novells, ja que les dues poden veure's amb binoculars[1] Aquesta galàxia també és popular entre els astrònoms professionals que estudien l'estructura de les galàxies (particularment les estructures associades als braços en espiral) i les interaccions entre galàxies.

Descobriment[modifica | modifica el codi]

La galàxia del remolí va ser descoberta per Charles Messier el 13 d'octubre de 1773. La seva companya, NGC 5195, va ser descoberta el 1781 per Pierre Méchain. No obstant això, no va ser fins al 1845 que es va reconèixer que es tractava d'una galàxia espiral. Va ser Lord Rosse qui ho va descobrir utilitzant 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 de 14.[2][3] Algunes vegades s'utilitza el terme M51 per a referir-se al parell de galàxies que interaccionen, llavors s'anomenen M51A (NGC 5194) i M51B (NGC 5195).

Propietats[modifica | modifica el codi]

Amb els mesuraments recents que estimen la distància de la galàxia en 23 milions d'anys llum, i un diàmetre angular d'aproximadament 11,2′, es pot inferir que el brillant disc circular de l'M51 té un radi d'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 de la seva mida i de la seva massa.

"X" a través del nucli M51que indica dos anells de pols al voltant d'un forat negre en el centre de la galàxia

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 fenomen que no s'esperava. Un parell de cons d'ionització s'estenen des de l'eix de l'anell de pols principal.[4]

Observació[modifica | modifica el codi]

Situada a la constel·lació de Llebrers, M51 és fàcil de localitzar seguint l'estrella més oriental de l'Óssa Major, Eta Ursae Majoris, i anant 3,5° al sud-est. La seva declinació és +47°, per tant és circumpolar per a observadors situats per sobre de la latitud 43°N i arriba a latituds altes a l'hemisferi nord fent que sigui un objecte accessible, especialment a primeres hores des de l'hivern fins a 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 (>30 cm) la seva visió és espectacular, poden veure's les diferents bandes espirals i algunes regions HII.

Formació estel·lar[modifica | modifica el codi]

L'estructura en espiral induïda de la galàxia més gran no és l'únic efecte de la interacció. També succeeix un significativa compressió de gas d'hidrogen que origina el desenvolupament de regions de formació estel·lar. Això és visible en fotografies de M51 on es poden veure 'nusos' 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 concentració 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 tant 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 aïllada. 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'Àliga.

Informació sobre el grup de galàxies[modifica | modifica el codi]

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 límit sud-est 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]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Nemiroff, Robert; Jerry Bonnell. «Astronomy Picture of the Day». nasa.gov, 2000-July-24. [Consulta: 2007-04-22].
  2. MacRobert, Alan M. «Supernova in M51». Sky Tonight. Sky and Telescope, 24 d'agost de 2005.
  3. Bishop, David. «Supernova 2005cs in M51». supernovae.net.
  4. «NASA's Hubble Space Telescope Resolves a Dark "x" Across the Nucleus of M51». News Center. HubbleSite, 8 de juny de 1992.
  5. R. B. Tully. Nearby Galaxies Catalog. Cambridge: Cambridge University Press, 1988. ISBN 0-521-35299-1. 
  6. P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel. «Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members». Astronomy and Astrophysics Supplement, 93, 1992, pàg. 211-233.
  7. A. Garcia. «General study of group membership. II - Determination of nearby groups». Astronomy and Astrophysics Supplement, 100, 1993, pàg. 47-90.
  8. G. Giuricin, C. Marinoni, L. Ceriani, A. Pisani. «Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups». Astrophysical Journal, 543, 2000, pàg. 178-194.
  9. 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. «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, 2000, pàg. 431-459.

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Galàxia del Remolí Modifica l'enllaç a Wikidata