渦狀星系檢視原始碼討論檢視歷史
渦狀星系（英語：Whirlpool Galaxy），又叫做漩渦銀河，或直譯為惠而浦星系，編號Messier 51a，M51a，NGC 5194，位在北方獵犬座（Canes Venaciti），長度約有65000光年，距離地球2300萬光年。其與伴星系NGC 5195，常被一起觀察作為了解星系結構（特別是與旋臂相關的結構）和星系間交互作用的關係。
發現
渦狀星系是由查爾斯•梅西耶於1773年10月13日發現的。其伴星系NGC 5195則由皮埃爾•梅香於1781年發現。直至1845年，它才第一次被看出是旋渦星系，而發現它是漩渦狀的是威廉•帕森思，他透過一座建於愛爾蘭比爾城堡的72吋反射望遠鏡而得出此觀察結果。
渦狀星系M51通常位於Canes Venatici星座深處，是通過發現北斗七星（Eta Ursae Majoris）最東端的恆星並向西南移動3.5°來發現的。它的偏角是+ 47°，是圓形的，對於第43個平行北邊的觀察者來說，它是一個繞極的位置（從不設置）；它在整個半球都達到了很高的高度，從11月初到5月底一直是一個容易接近的物體，此後在中等緯度與升起的太陽比較巧合（由於太陽接近和升起）從其《權利提升》退縮，特別是在北部的雙子座。
特性
渦狀星系距地球2300萬光年（3100萬光年），直徑估計為76000光年。質量估計為1600億太陽質量或約佔銀河系質量的10.3％。2005年1月，哈伯傳統計劃（Hubble Heritage Project）使用哈勃的ACS儀器構造了M51的11477×7965像素合成圖像顯示了星系旋臂內部某些結構細節。M51的中央區域似乎正在經歷增強的恆星形成時期。當前恆星形成的效率（定義為新恆星質量與恆星形成氣體質量之比）僅為〜1％，與銀河系和其他星系的全球值相當。
具有活躍的銀河核
渦狀星系是一個相互作用壯觀宏偉的星系體，具有塞弗2活躍的銀河核。位於Canes Venatici星座中。距離地球的距離為3100萬光年。惠而浦星係是M51群中最亮的星系，這一小群星系，其中還包括M63（向日葵星系），NGC 5023和NGC 5229三個單獨的實體小組。實際上，小組可能是大型細長小組東南端的一個子團，包括M101小組和NGC 5866小組。
形成原因
與伴星緊密交成螺旋狀
渦狀星系的明顯螺旋結構被認為是與同伴星系NGC 5195緊密相互作用的結果。有時M51是指渦狀星系及其伴星系，如果要作出區分的話，則會將渦M51分為M51A（NGC 5194）及M51B（NGC 5195）。NGC 5195（也稱為Messier 51b或M51b）是與渦狀星系（也稱為M51a或NGC 5194）相互作用的矮星系。兩個星係都位於Canes Venatici星座約2500萬光年。這兩個星系是研究最廣泛的相互作用星系對之一。NGC 5194可能在大約500至6億年前通過了M51主盤。NGC 5195從M51的後面穿過磁盤朝向觀察者，並在50到1億年前又進行了一次磁盤穿越，直到我們觀察到它現在位於M51的後面。
M51在黑暗的天空條件下可以通過雙筒望遠鏡看到，並且可以使用現代業餘望遠鏡對其進行詳細解析。通過100毫米望遠鏡觀察時，可以看到M51（限於5×6'）及其伴侶星的基本輪廓。在黑暗的天空下，並通過150毫米望遠鏡觀察中度目鏡，可以檢測到M51的固有螺旋結構。在黑暗的天空條件下使用更大（> 300 mm）的儀器，各種螺旋帶很明顯，並且可見HII區域，並且可以看到M51附著在M51B上。
崛起
高亮度新星系
2005年，渦狀星系內的一顆超新星SN 2005cs，其最高亮度達14等。2011年5月31日觀察到另一顆屬於II型超新星的超新星SN 2011dh，視星等達到13.5，座標是13:30:05.08 +47:10:11.2。1984年，得益於由CNRS天文台空間實驗室（LAS-CNRS）和高級普羅旺斯天文台（OHP）共同開發的高速檢測器（即所謂的圖像光子計數IPCS系統）， Hua等人在加拿大-法國-夏威夷-望遠鏡（CFHT）拍攝的3.60m卡塞格林（Cassegrain）聚焦在夏威夷的莫納克亞峰（Mauna Kea）峰頂上看到的景象探測到了漩渦渦旋星系核心的雙重成分[1]。
發現
梅西耶著名星表中的第51號天體。這個具有鮮明旋渦結構的大星系被編錄為NGC 5194，它可能是人類最早發現的旋渦星系。它的旋臂和塵埃帶清晰地在其左側的伴星系NGC 5195前方掃過。這對距離我們約3100萬光年遠的星系位於小星座獵犬座的角邊界內。儘管M51 用肉眼看起來黯淡且模糊，但是以上這幅拍攝於今年早些時候的長曝光深空影像呈現了許多包圍著小星系的黯淡複雜結構。而在這幅精彩影像背景中成千上萬的黯淡光點實際上是遍布整個宇宙的星系。[2]
瞬態事件
在渦狀星系中觀測到三個超新星：
- 1994年，在惠而浦星系中觀測到SN 1994I。它被歸類為Ic類型，表明它的祖先恆星非常重，已經脫落了大部分質量，其亮度峰值明顯達到了12.91。
- 2005年6月，在惠而浦星系中觀測到II型超新星SN 2005cs，其峰值顯然在14級。
- 2011年5月31日，在惠而浦星系中發現了II型超新星，峰值為12.1級。這顆超新星被命名為SN 2011dh，顯示出比平均光譜更藍的光譜，具有P Cygni輪廓，這表明其氫-巴爾默譜系中的物質正在迅速膨脹。該祖細胞可能是黃色的超巨星，而不是紅色或藍色的超巨星，後者被認為是最常見的超新星祖細胞。
- 2019年1月22日，在梅西埃51號發現了一個名為AT2019abn的超新星冒充者。該瞬態後來被確認為發光的紅色新星。在檔案Spitzer太空望遠鏡的紅外圖像中檢測到了這顆祖先星。在檔案哈伯影像中，在瞬變的位置看不到任何物體，這表明該恆星被星際塵埃嚴重阻塞。2019abn達到17級的峰值，達到的固有亮度為{\ displaystyle M_ {r} =-14.9}{\ displaystyle M_ {r} =-14.9}。
行星候選
2020年9月，宣布探測到一個名為M51-ULS-1b的候選系外行星，它繞著該星系中的高質量X射線雙星M51-ULS-1旋轉。如果得到證實，這將是一個的第一個已知的實例銀河系外行星，行星以外的銀河系星系。這顆行星是由X射線源（XRS）的月食探測到的，X射線源由一個恆星殘餘物（中子星或黑洞）和一個巨大的恆星組成，可能是B型超巨星。行星將比土星小一點 並以幾十個天文單位的距離繞軌道運行。