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| 渦巻銀河 | |
|---|---|
 | |
| 観測データ（J2000.0 エポック） | |
| 星座 | カネス・ベナティチ[1] |
| 赤経 | 13時間29分52.7秒[2] |
| 偏角 | +47° 11′ 43″ [2] |
| 赤方偏移 | 0.001 534 ± 0.000 007 [2] |
| 距離 | 7.22 ± 2.13メガパーセク(2350 ± 695 万光年) [2] [3] |
| 見かけの等級 （V） | 8.4 [4] |
| 特徴 | |
| タイプ | SA(s)bc胸筋[2] |
| サイズ | 23.58 kpc (76,900 光年) (直径; 25.0 mag/arcsec 2 Bバンド等輝度線) [2] [5] |
| 見かけの大きさ （V） | 11.2フィート×6.9フィート[2] |
| 注目すべき機能 | NGC 5195との相互作用[6] |
| その他の指定 | |
| 疑問符銀河、[2]ロッセ銀河、[2] M 51a、[2] NGC 5194、[2] UGC 8493、[2] PGC 47404、[2] VV 001a、[2] VV 403、[2] Arp 85、[2] GC 3572 [2] | |
渦巻銀河はメシエ51a（M51a）またはNGC 5194としても知られ、セイファート2活動銀河核を持つ相互作用する グランドデザイン 渦巻銀河です。[6] [7] [8]りょうけん座にあり、渦巻銀河として分類された最初の銀河です。[9]地球から7.22メガパーセク（2,350万光年）離れており、直径は23.58キロパーセク（76,900光年）です。[2] [10]
この銀河とその伴銀河であるNGC 5195 [11] は、アマチュア天文学者によって容易に観測でき、2つの銀河は双眼鏡で見ることができます[12]。渦巻銀河はプロの天文学者によって広範囲に観測されており、彼らはこの銀河とNGC 5195とのペアを研究して、銀河の構造（特に渦巻き腕に関連する構造）と銀河の相互作用を理解しています。NGC 5195とのペアは、最も有名で比較的近い相互作用システムの1つであるため、銀河相互作用モデルのお気に入りの対象です。
発見
[13] ウィリアム・パーソンズ（第3代ロス伯爵）は、アイルランドのビア城で口径72インチ（1.8メートル）の反射望遠鏡を使用して、渦巻き銀河が渦巻き構造を持っていることを発見しました。これは、渦巻き構造を持つ最初の「星雲」でした。[14]これらの「渦巻き星雲」は、エドウィン・ハッブルがこれらの渦巻き星雲のいくつかでセフェイド変光星を観測するまで、銀河として認識されていませんでした。このことは、それらが非常に遠くにあるため、完全に別の銀河でなければならないという証拠を提供しました。渦巻き銀河は、1773年10月13日に、彗星ハンターを混乱させる可能性のある天体を探していたシャルル・メシエによって発見されました。後に、メシエの天体リストにM51として記載されました。 [15]
電波天文学の出現とそれに続く M51 の電波画像により、渦巻銀河とその伴銀河が実際に相互作用していることが明白に証明されました。M51 という名称は、一対の銀河を指すために使用されることもあり、その場合、個々の銀河は M51a (NGC 5194) と M51b (NGC 5195) と呼ばれることがあります。
外観
りょうけん座の奥深くにあるM51は、北斗七星の東端の星アルカイドを見つけて、南西に3.5度進むと見つかることが多い。赤緯は概算で+47度で、北緯43度より上の観測者にとっては周極星（沈まない星）となる。[a]この半球全体で高度が高く、11月の早朝から5月末まで観測可能で、その後は適度な緯度では昇る太陽と一致する観測がより容易になる（太陽が赤経に近づいたり遠ざかったりするため、具体的にはすぐ北の ふたご座に位置するため）。
M51は暗い空の条件下では双眼鏡で見ることができ、現代のアマチュア用望遠鏡で詳細に解像することができます。[12] 100 mmの望遠鏡で見ると、M51（5×6フィートに制限）とその伴星の基本的な輪郭が見えます。暗い空の下で、中程度の接眼レンズを使用して150 mmの望遠鏡で見ると、M51の固有の渦巻き構造を検出できます。暗い空の条件下でより大きな（> 300 mm）機器を使用すると、HII領域が見えるさまざまな渦巻き帯がはっきりと見え、M51がM51Bに付着しているのがわかります。
銀河の場合、その構造の本当の範囲は写真で調べるしかなく、長時間露光すると、目に見える円形の外観を超えて広がる大きな星雲が明らかになる。1984年、CNRS宇宙天文学研究所（LAS-CNRS）とオートプロヴァンス天文台（OHP）が共同で開発した高速検出器、いわゆるイメージ光子計数システム（IPCS）と、ハワイのマウナケア山頂にあるカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡（CFHT）の3.60mカセグレン焦点による特に良好な視界のおかげで、Huaらは渦巻銀河の核の二重成分を検出した。[16] [全文引用が必要]
2005年1月、ハッブル・ヘリテージ・プロジェクトはハッブルのACS装置を使用してM51の11,477×7,965ピクセルの合成画像（上の情報ボックスを参照）を作成しました。この画像では銀河の渦巻き腕が強調され、腕の内部構造のいくつかの詳細が示されています。[17]
渦巻銀河 – さまざまな光で観測
a) 0.4 および 0.7 μm、b) 可視青/緑および赤外、c) 3.6、4.5、および 8 μm、d) 24 μm
a) 0.4 および 0.7 μm、b) 可視青/緑および赤外、c) 3.6、4.5、および 8 μm、d) 24 μm
プロパティ
渦巻銀河は地球から2300万[2]から3100万光年の距離にあります。 [18] 1991年に行われた明るい銀河の第3次参照カタログのBバンドのD 25等光線を使った測定によると、渦巻銀河の直径は23.58キロパーセク（76,900光年）です。[2] [5]全体として、この銀河は天の川銀河の約88%の大きさです。[19] [20] [21]その質量は1600億太陽質量と推定されており、[22]これは天の川銀河の質量の約10.3%に相当します。
ブラックホールはかつては塵の輪に囲まれていると考えられていたが、現在では部分的に塵に覆われていると考えられており、渦巻きの中心に存在している。一対の電離円錐が活動銀河核から伸びている。[23]
螺旋構造
渦巻銀河には、時計回りに巻く2本の非常に目立つ渦巻き腕があります。1本の腕は一定角度から大きく外れています。[24]渦巻銀河の顕著な渦巻き構造は、約5億～6億年前にM51の主円盤を通過した可能性のある伴銀河NGC 5195との密接な相互作用の結果であると考えられています。この提案されたシナリオでは、NGC 5195はM51の後ろから円盤を通過して観測者に向かって来て、つい5千万～1億年前に別の円盤横断を行い、現在M51の少し後ろの観測位置にあるとされています。[25]
潮汐の特徴
渦巻銀河とNGC 5195の相互作用の結果、さまざまな潮汐力特性が生み出されました。これらの特性のうち最大のものは、銀河の中心から43キロパーセク（14万光年）まで広がる、いわゆる北西プルームです。このプルームは均一な色をしており、拡散ガスがあるため渦巻銀河自体から発生したものと考えられます。これに隣接して、わずかに青い色の2つのプルームがあり、その位置から西プルームと呼ばれています。[26]
2015年、ある研究で渦巻銀河とNGC 5195の相互作用によって引き起こされる2つの新しい潮汐力特性、「北東のプルーム」と「南のプルーム」が発見されました。この研究では、NGC 5195が渦巻銀河に1回だけ通過することを考慮したシミュレーションでは、北東の尾に類似したものを生成できないと指摘されています。[26]対照的に、SaloとLaurikainenらによる複数回の通過のシミュレーションでは、北東のプルームが再現されています。[25] [26]
星の形成
M51 の中心部では、星形成が活発な時期を迎えているようです。現在の星形成効率は、新しい星の質量と星形成ガスの質量の比として定義され、わずか約 1% で、天の川銀河や他の銀河の全体的な値とほぼ同等です。現在の高い星形成率は、あと 1 億年程度しか続かないと推定されています。[27] 同様に、渦巻き腕と腕に沿った空間では、高いレベルの星形成が起こっています。[28]
一時的なイベント
渦巻銀河では3つの超新星が観測されている: [29]
1994年、渦巻銀河でSN 1994Iが観測された。SN 1994IはIc型に分類され、その起源となる恒星が非常に巨大で、すでに質量の多くを失っていることを示している。また、SN 1994Iの明るさは、見かけの等級12.91でピークに達した。 [30]
2005年6月、渦巻銀河でII型超新星SN 2005csが観測され、見かけの明るさは14等級に達した。 [31] [32]
2011年5月31日、渦巻銀河でピーク等級12.1のII型超新星が検出された。 [33] SN 2011dhと命名されたこの超新星は、平均よりもはるかに青いスペクトルを示し、水素バルマー線に急速に膨張している物質を示すP Cygniプロファイルが見られた。[34]この超新星の起源はおそらく黄色超巨星であり[35]、最も一般的な超新星の起源である 赤色超巨星や青色超巨星ではなかったと考えられている。
2019年1月22日、メシエ51で超新星の偽物であるAT 2019abnが発見された。[36]この突発現象は後に明るい赤色新星であると特定された。この原始星はスピッツァー宇宙望遠鏡の赤外線画像で検出された。ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ画像ではこの突発現象の位置に物体は見えなかった。これは原始星が星間塵によって大きく遮られていたことを示している。2019abnは最大で等級17となり、固有輝度はに達した。[37]
惑星候補
2020年9月、チャンドラX線観測衛星[38]によって、この銀河にある高質量X線連星M51-ULS-1を周回するM51-ULS-1bと名付けられた太陽系外惑星候補の検出が発表された。これが確認されれば、銀河系外惑星、つまり天の川銀河の外にある惑星の初めての例となる。この惑星候補は、恒星残骸（中性子星またはブラックホール）と大質量星（おそらくB型超巨星）からなるX線源（ XRS ）の食によって検出された。この惑星は土星よりわずかに小さく、数十天文単位の距離を周回すると考えられる。[39] [40]
仲間
NGC 5195 (メシエ 51b または M51b とも呼ばれる) は、渦巻銀河 (M51a または NGC 5194 とも呼ばれる) と相互作用している矮小銀河です。両方の銀河は、りょうけん座の約 2,500 万光年離れたところにあります。この 2 つの銀河は、相互作用している銀河ペアの中で最も広く研究されているものの 1 つです。
銀河グループ情報
渦巻銀河は、 M51銀河群の中で最も明るい銀河である。M51銀河群は、 M63（ひまわり銀河）、NGC 5023、NGC 5229も含む小さな銀河群である。[41] [42] [43] [44]この小さな銀河群は、実際にはM101銀河群とNGC 5866銀河群を含む大きな細長い銀河群の南東端にあるサブクラスターである可能性があるが、ほとんどの銀河群識別方法とカタログでは、この3つの銀河群を別々の存在として識別している。[45]
参照
注記
参考文献
- ^ Dreyer, JLE (1988). Sinnott, RW (編).星雲・星団の完全新総合カタログと索引カタログ. Sky Publishing Corporation / Cambridge University Press . ISBN 978-0-933346-51-2。
- ^ abcdefghijklmnopqrst "NASA/IPAC 銀河系外データベース". NGC 5194 の結果。2006 年12 月 6 日に取得。
- ^ 「メシエ51（渦巻き銀河）」2017年10月6日。
- ^ 「M51」. SEDS.org.
- ^ ab De Vaucouleurs、ジェラール; De Vaucouleurs, アントワネット;ヘロルド G. コーウィン;ブタ、ロナルド J.パトゥレル、ジョルジュ。フーク、パスカル (1991)。明るい銀河の第 3 参考カタログ。書誌コード:1991rc3..本....D。
- ^ ab エルメグリーン、DM ;エルメグリーン、BG (1987)。 「渦巻銀河の腕の分類」。天体物理学ジャーナル。314 : 3-9。Bibcode :1987ApJ...314....3E。土井：10.1086/165034。
- ^ Arp, H. (1966). 「特異銀河アトラス」.天体物理学ジャーナルサプリメント. 14 : 1. Bibcode :1966ApJS...14....1A. doi :10.1086/190147.
- ^ 松下 聡樹; ミュラー セバスチャン; リム ジェレミー (2007 年 4 月 9 日). 「M51 のセイファート 2 核付近のジェット擾乱分子ガス」.天文学と天体物理学. 468 (A&A Letters 特別号): L49–L52. arXiv : 0704.0947 . Bibcode :2007A&A...468L..49M. doi :10.1051/0004-6361:20067039. S2CID 15471799.
- ^ 「渦巻き銀河：最初の渦巻き銀河」。Universe for Facts 。 2014年12月21日閲覧。
- ^ Garner, Rob (2017-10-06). 「メシエ51（渦巻き銀河）」NASA . 2021年1月20日閲覧。
- ^ “M 51”. Messier Objects 101.com . 2016年10月10日. 2016年10月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ ab Nemiroff, R.; Bonnell, J., eds. (2013年2月24日). 「M51: 渦巻き銀河」.今日の天文写真. NASA . 2018年10月11日閲覧。
- ^ チャールズ・メシエ (1781)。 「カタログ・デ・ネビュリューズとデ・アマス・デトワール」。コネサンス・デ・タン [1784]。 227–267 ページ [246]。
- ^ ロスは1845年の英国科学振興協会の会議で渦巻き銀河（M51）の渦巻き構造を明らかにした。ロスのM51の図は1846年のJPニコルの本に再現された。
- ロス伯爵 (1846)。「メシエのカタログの 25 番ヘルシェル星雲、または 61 [正しくは 51] について」。1845年 6 月にケンブリッジで開催された英国科学振興協会第 15 回会議の報告書 § 各セクションへのさまざまな通信の通知と要約。英国科学振興協会会議 (1833) の報告書: 4。
- ニコル、ジョン・プリングル（1846年）。『世界のシステムに関するいくつかの重要な点についての考察』、スコットランド、エディンバラ：ウィリアム・テイト、23ページ。ロスの渦巻銀河の図は、23 ページの直前の図版に掲載されています。
- ^ハッブル、 EP (1929)。「恒星系としての渦巻き星雲、メシエ31」。天体物理学ジャーナル。69 :103–158。Bibcode : 1929ApJ ....69..103H。doi : 10.1086/143167。
- ^ Hua; et al. (1987). "[不明]". Astrophysical Letters & Communications . 25 : 187–204. ISSN 0888-6512. OCLC 60627567.
- ^ 「ハッブル、驚異的な新画像で15周年を祝う」。ニュースセンター。HubbleSite。2005年4月25日。 2024年10月13日閲覧。
- ^ 「ハッブルのメシエカタログ - メシエ51（渦巻き銀河）」NASA。2017年10月17日。 2021年9月6日閲覧。
- ^ Goodwin, SP; Gribbin, J .; Hendry, MA (1997 年 4 月 22 日). 「天の川は単なる平均的な渦巻きである」. arXiv : astro-ph/9704216 .
- ^ Goodwin , SP; Gribbin, J.; Hendry, MA (1998 年 8 月)。「天の川銀河の相対的な大きさ」天文台。118 : 201–208。Bibcode : 1998Obs ...118..201G。
- ^ カストロ・ロドリゲス、N.;ロペス・コレドイラ、M.サンチェス・サーベドラ、ミシガン州;バッタナー、E. (2002)。 「可視および電波における銀河の固有パラメータとのワープと相関」。天文学と天体物理学。391 (2): 519–530。arXiv : astro-ph/0205553。Bibcode :2002A&A...391..519C。土井：10.1051/0004-6361:20020895。S2CID 17813024。
- ^ 「Whirlpool Galaxy」。ハーシェル宇宙天文台。カーディフ大学。2009年6月19日。2019年1月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年10月11日閲覧。
- ^ 「NASA のハッブル宇宙望遠鏡が M51 の核を横切る暗い「x」を解明」。ニュース センター。HubbleSite。1992 年 6 月 8 日。2006年8 月 7 日閲覧。
- ^ Honig, ZN; Reid, MJ (2015年2月). 「後期型銀河の渦巻き腕の特徴」.アストロフィジカルジャーナル. 800 (1): 5387–5394. arXiv : 1412.1012 . Bibcode :2015ApJ...800...53H. doi :10.1088/0004-637X/800/1/53. PMID 53. S2CID 118666575. 2022年11月10日閲覧。
- ^ ab サロ、ヘイキ;ラウリカイネン、エイジャ (1999)。 「M51の多重遭遇モデル」。天体物理学と宇宙科学。269 : 663–664。書誌コード:1999Ap&SS.269..663S。土井:10.1023/A:1017002909665。S2CID 189838328。
- ^ abc Watkins, Aaron E.; Mihos, J. Christopher; Harding, Paul (2015年2月). 「M51の深部画像：渦潮の拡張した潮汐デブリの新たな見方」. The Astrophysical Journal . 800 (1): 7. arXiv : 1501.04599 . Bibcode :2015ApJ...800L...3W. doi :10.1088/2041-8205/800/1/L3. S2CID 118603790. 2022年11月18日閲覧。
- ^ Thronson, Harley A.; Greenhouse, Matthew A. (1988). 「銀河の近赤外線質量対光度比：渦巻きの中心における恒星質量と星形成」.天体物理学ジャーナル. 327 : 671–679. Bibcode :1988ApJ...327..671T. doi : 10.1086/166224 .
- ^ クナペン、ヨハン・H.ベックマン、ジョン E.セパ、ジョルディ。ファン・デル・ハルスト、タイス。ランド、リチャード J. (1992 年 2 月)。 「M51のスパイラルアームにおける星形成効率パターン」。天体物理学ジャーナルレター。385 : 4.ビブコード:1992ApJ...385L..37K。土井：10.1086/186272。
- ^ 「超新星一覧」。天文電報中央局。2016年2月27日閲覧。
- ^ Sauer, DN; Mazzali, PA; Deng, J.; Valenti, S.; et al. (2006). 「スペクトルモデルによる「標準」Ic型超新星1994Iの特性」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 369 (4): 1939–1948. arXiv : astro-ph/0604293 . Bibcode :2006MNRAS.369.1939S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10438.x . S2CID 119510845.
- ^ MacRobert, Alan M. (2005 年 8 月 24 日)。「M51 の超新星」。Sky Tonight。Sky and Telescope。2006年8 月 7 日閲覧。
- ^ ビショップ、デイビッド。「M51の超新星2005cs」。supernovae.net。2006年10月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年8月7日閲覧。
- ^ ビショップ、デイビッド。「M51の超新星2011dh」。supernovae.net（国際超新星ネットワーク） 。 2011年6月6日閲覧。
- ^ キネ (kqr)、リチャード (2011-06-03)。 「AAVSO 特別通知 #241: M51 の新しい超新星」。AAVSO 。2011 年 6 月 6 日に取得。
- ^ 「ATEL 3401: M51のSN 2011dhの候補前駆体の特性」。天文学者テレグラム。2011年6月3日。 2011年6月6日閲覧。
- ^ "AT 2019abn".一時ネームサーバー. IAU . 2024年8月24日閲覧。
- ^ Jacob E. Jencson、Scott M. Adams、Howard E. Bond (2019)。「M51における中間光度の赤色トランジェントの発見と、その塵に覆われた赤外線可変の祖先の可能性」。The Astrophysical Journal Letters。880 ( L20 ): L20。arXiv : 1904.07857。Bibcode : 2019ApJ ...880L..20J。doi : 10.3847/2041-8213/ab2c05。S2CID 119110002。
- ^ 「銀河系外で初の惑星の兆候が見つかる」BBCニュース。2021年10月25日。2021年10月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ Crane, Leah (2020年9月23日). 「天文学者が別の銀河で最初の惑星を発見したかもしれない」。ニューサイエンティスト。 2020年9月25日閲覧。
- ^ Di Stefano, Rosanne; Berndtsson, Julia; Urquhart, Ryan; Soria, Roberto; Kashyap, Vinay L.; Carmichael, Theron W.; Imara, Nia (2021-10-25). 「X線通過により検出された外部銀河の可能性のある惑星候補」. Nature Astronomy . 5 (12): 1297–1307. arXiv : 2009.08987 . Bibcode :2021NatAs...5.1297D. doi :10.1038/s41550-021-01495-w. ISSN 2397-3366. S2CID 239892362.
- ^ タリー、RB (1988)。近傍銀河カタログ。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-35299-4。
- ^ Fouque, P.; Gourgoulhon, E.; Chamaraux, P.; Paturel, G. (1992). 「80 Mpc 以内の銀河群 II - 銀河群と銀河群メンバーのカタログ」.天文学と天体物理学補足. 93 : 211–233.書誌コード:1992A&AS...93..211F.
- ^ Garcia, A. (1993). 「グループメンバーシップの一般的な研究。II – 近隣グループの決定」。天文学と天体物理学補足。100 : 47–90。Bibcode :1993A&AS..100...47G。
- ^ ギウリシン、G.マリノーニ、C.チェリアーニ、L.ピサーニ、A. (2000)。 「近くの光学銀河: サンプルの選択とグループの特定」。天体物理学ジャーナル。543 (1): 178–194。arXiv : astro-ph/0001140。Bibcode :2000ApJ...543..178G。土井：10.1086/317070。S2CID 9618325。
- ^ Ferrarese, L.; Ford, HC; Huchra, J .; Kennicutt Jr., RC ; et al. (2000). 「距離測定に役立つセフェイド距離係数と赤色巨星分枝の先端、球状星団の光度関数、惑星状星雲の光度関数、および表面輝度変動データのデータベース」。天体物理学ジャーナル補足。128 (2): 431–459。arXiv : astro-ph/9910501。Bibcode : 2000ApJS..128..431F。doi :10.1086/313391。S2CID 121612286 。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、渦巻銀河に関連するメディアがあります。
- SEDS: 渦巻銀河 M51
- NASA 天文写真集: M51: 塵と星々に囲まれた渦巻銀河 (2001 年 4 月 10 日)
- ESA/ハッブルの渦巻銀河
- 渦巻銀河（メシエ 51(a)/NGC 5194）
- M51 渦巻銀河
- 星座ガイドの渦巻銀河
- WikiSkyの渦巻銀河: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像