Lompat ke isi

Galaksi Pusaran

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Versi yang bisa dicetak tidak lagi didukung dan mungkin memiliki kesalahan tampilan. Tolong perbarui markah penjelajah Anda dan gunakan fungsi cetak penjelajah yang baku.
Galaksi Pusaran
Galaksi pusaran (M51A atau NGC 5194). Objek yang lebih kecil di kanan atas adalah M51B atau NGC 5195. Credit: NASA/ESA
Data pengamatan (J2000 epos)
Rasi bintangCanes Venatici[1]
Asensio rekta 13j 29m 52.7d[2]
Deklinasi +47° 11′ 43″[2]
Pergeseran merah463 ± 3 km/s[2]
Jarak23 ± 4 Mly (7.1 ± 1.2 Mpc)[3][4]
Magnitudo semu (V)8.4[5]
Ciri-ciri
JenisSA(s)bc pec[2]
Ukuran semu (V)11′.2 × 6′.9[2]
Ciri-ciri pentingInteraksi dengan NGC 5195[6]
Penamaan lain
Question Mark Galaxy,[2] Rosse's Galaxy,[2] M51a,[2] NGC 5194,[2] UGC 8493,[2] PGC 47404,[2] VV 001a,[2] VV 403,[2] Arp 85,[2] Z 246.8,[2]
MCG +08-25-012,[2] IRAS 13277+4727,[2]
2MASX J13295269+4711429,[2] GC 3572,[2]
h 1622,[2] KPG 379A,[2] Bode 25[2]

Galaksi Pusaran (juga disebut Messier 51a, M51a, atau NGC 5194) adalah interaksi[6] galaksi spiral desain utama[7] dengan inti galaksi aktif Seyfert 2[8] di rasi bintang Canes Venatici. Baru-baru ini diperkirakan berjarak 23 ± 4 juta tahun cahaya dari Bima Sakti,[3] tetapi metode yang berbeda menghasilkan jarak antara 15 hingga 35 juta tahun cahaya. Galaksi Pusaran adalah salah satu galaksi paling terkenal di langit.[9] Galaksi Pusaran dan tetangganya (NGC 5195) yang mudah diamati oleh para astronom amatir, dan dua galaksi tersebut bahkan dapat dilihat dengan binokular.[10] Galaksi Pusaran juga merupakan target populer bagi para astronom profesional, yang mempelajarinya untuk lebih memahami struktur galaksi (terutama struktur yang terkait dengan lengan spiral) dan interaksi galaksi.

Penemuan

Sketsa dari M51 oleh Lord Rosse (William Parsons) pada tahun 1845.

Apa yang kemudian dikenal sebagai Galaksi Pusaran ditemukan pada tanggal 13 Oktober 1773 oleh Charles Messier sambil mencari benda-benda yang dapat membingungkan pencari komet, dan ditetapkan dalam katalog Messier sebagai M51.[11] Galaksi pendamping Galaksi Pusaran, NGC 5195, ditemukan pada tahun 1781 oleh Pierre Méchain, meskipun tidak diketahui apakah galaksi ini berinteraksi atau hanya galaksi lain yang lewat di kejauhan. Meskipun demikian, tidak sampai tahun 1845 bahwa William Parsons, Earl Rosse ke-3, menggunakan sebuah teleskop refleksi 72 inchi (1,8 m) di Kastel Birr, Irlandia, menemukan Galaksi Pusaran memiliki struktur spiral, "nebula" pertama yang diketahui memiliki struktur ini. Galaksi yang dikenal dengan "nebula spiral" ini tidak diakui sebagai galaksi sampai Edwin Hubble mampu mengamati variabel Cepheid di beberapa spiral nebula ini, yang memberikan bukti bahwa benda-benda disekitarnya memang merupakan galaksi yang terpisah.[12]

Munculnya radio astronomi dan gambar radio berikutnya dengan tegas menunjukkan bahwa Galaksi Pusaran dan galaksi pendamping memang saling berinteraksi. Terkadang sebutan M51 digunakan untuk merujuk pada sepasang galaksi, dalam hal ini galaksi individu dapat disebut sebagai M51A (NGC 5194) dan M51B (NGC 5195).

Penampilan Visual

Gambar-gambar ini menunjukkan dua pandangan wajah berbeda pada M51.

Terletak di rasi bintang Canes Venatici, M51 ditemukan dengan mengikuti rasi bintang Biduk, Ursa Major, dan pergi 3,5° ke arah tenggara. Deklinasinya +47°, sehingga sirkumpolar bagi pengamat yang berada di atas 43° LU; mencapai tempat yang tinggi di seluruh belahan bumi utara sehingga objek diakses dari dini hari di musim dingin hingga akhir musim semi, setelah observasi, tempat tersebut terhalang pada garis lintang yang lebih rendah.[butuh rujukan]

M51 terlihat melalui teropong dalam kondisi langit yang gelap dan dapat diselesaikan secara rinci dengan teleskop amatir modern.[10] Jika dilihat melalui teleskop 100 mm, garis dasar M51 dan pendampingnya terlihat. Di bawah langit gelap, dan dengan lensa mata moderat melalui teleskop 150 mm, struktur spiral intrinsik M51 dapat dideteksi. Dengan instrumen yang lebih besar (> 300 mm) dalam kondisi langit gelap, berbagai pita spiral terlihat jelas dengan daerah HII yang terlihat, dan M51 dapat dilihat dengan harus terfokus ke M51B.

Seperti biasa untuk galaksi, tingkat sebenarnya dari struktur hanya dapat dikumpulkan dari memeriksa foto; eksposur panjang mengungkapkan sebuah nebula besar meluas melampaui penampilan melingkar yang terlihat.

Pada bulan Januari 2005 Hubble Heritage Project membangun citra 11477x7965 piksel komposit dari M51 menggunakan instrumen ACS Hubble.[13]

Properti

Salib dalam inti M51 menunjukkan dua cincin debu di sekitar lubang hitam di pusat nebula.

Dengan perkiraan terakhir, SN 2005cs berjarak 23 Jtc dan diameter sudut sekitar 11,2′, dapat disimpulkan bahwa objek cerah yang mengelilingi galaksi M51 memiliki radius sekitar 43.000 tahun cahaya. M51 diperkirakan bermassa 160 miliar massa matahari.

Sebuah lubang hitam, dikelilingi oleh cincin debu, diperkirakan terdapat di jantung spiral. Cincin debu berdiri hampir tegak lurus dengan nebula spiral yang relatif datar. Sebuah cincin sekunder melintasi cincin utama pada sumbu yang berbeda, sebuah fenomena yang di luar dugaan. Sepasang kerucut ionisasi memanjang dari sumbu cincin debu utama.[14]

Stuktur Spiral

Struktur spiral Galaksi Pusaran sangat jelas diyakini hasil dari interaksi yang dekat antara galaksi ini dan pendamping galaksi NGC 5195; khusus, yang melewati piringan utama dari M51 sekitar 500 sampai 600 juta tahun lalu. Dalam model ini,[10] NGC 5195 datang dari belakang M51 melalui piringan terhadap pengamat dan membuat persimpangan piringan lain baru-baru ini 50 sampai 100 juta tahun yang lalu sampai di mana kita mengamati hal itu terjadi sekarang, sedikit di belakang M51.

Pembentukan bintang

Bintang biasanya terbentuk di pusat galaksi. Bagian pusat M51 tampaknya mengalami peningkatan periode pembentukan bintang. Efisiensi sekarang dari pembentukan bintang, yang didefinisikan sebagai perbandingan massa bintang baru dengan massa pembentuk bintang gas, hanya ~ 1%, cukup sebanding dengan nilai global untuk Bima Sakti dan galaksi lain. Diperkirakan bahwa tingkat tinggi saat pembentukan bintang bisa bertahan tidak lebih dari 100 juta tahun atau lebih.[15]

Struktur spiral terimbas di galaksi yang lebih besar, bukan hanya efek dari interaksi. Kompresi yang signifikan dari gas hidrogen terjadi yang mengarah ke pembangunan daerah pembentukan bintang. Dalam gambar M51 ini muncul sebagai "simpul" biru terang sepanjang lengan spiral.

Secara umum, gas hidrogen adalah komponen yang paling umum dari medium antarbintang (ruang besar antara bintang dan sistem planet di galaksi). Gas ini ada, terutama dalam bentuk atom dan molekul, dan membentuk awan besar sepanjang seluruh galaksi. Ketika sumber-sumber besar tarikan gravitasi terdekat, seperti galaksi lain, interaksi gravitasi menghasilkan kompresi gelombang yang menyapu melalui awan hidrogen. Hal ini menyebabkan beberapa daerah gas sebelumnya menyebar untuk mengompres ke dalam kantung ketat gas buram dan padat; yang merupakan debu satu jalur sehingga sering terlihat di lengan spiral. Pada daerah di mana konsentrasi dan kepadatan gas mencapai nilai kritis, terjadi keruntuhan di bawah tarikan gravitasinya sendiri, dan bintang-bintang yang lahir di tengah keruntuhan, di mana gas yang dikompresi begitu kuat sehingga terjadi proses fusi dimulai.[16]

Ketika hal ini terjadi, lahir bintang baru yang mengkonsumsi sejumlah besar gas menyebabkan mereka berkembang, bersinar bahkan lebih panas, dan akhirnya menyapu bersih lapisan sekitar debu dan gas dengan meningkatkan penghabisan dari angin bintang. Proporsi awan raksasa dari mana mereka dilahirkan sangat jarang terjadi, jika pernah, diciptakan dalam isolasi. Jadi daerah dari beberapa bintang muda panas memancarkan energi cahaya yang cukup bahwa mereka dapat dilihat pada gambar-gambar resolusi tinggi dari M51 di jarak jutaan tahun cahaya.

Untuk contoh formasi seperti di galaksi kita sendiri, lihat M16, Nebula Elang.

Kejadian sementara

Pada tahun 2005 sebuah supernova (SN 2005cs) diamati di Galaksi Pusaran, memuncak pada magnitudo tampak 14.[17][18]

Pada tanggal 31 Mei 2011 supernova tipe II, terdeteksi di Galaksi Pusaran, memuncak pada magnitudo 12,1.[19] Supernova ini, disebut SN 2011dh. Spektrum yang lebih biru daripada rata-rata, dengan P Cygni seperti karakteristik garis hidrogen Balmer.[20] Menariknya, nenek moyang bintang ini mungkin super raksasa kuning[21] dan bukan super raksasa merah atau biru, yang tidak biasa.

Pendamping

Lengan spiral M51 dan jalur debu menyapu di depan galaksi pendampingnya.

Beberapa dekade yang lalu, tidak diketahui dengan pasti apakah pendamping galaksi NGC 5195 adalah teman sejati, atau galaksi lain yang lewat di kejauhan. Munculnya radio astronomi dan gambar radio berikutnya menunjukkan realitas interaksi.

Simulasi terakhir membuktikan bahwa struktur spiral M51 yang disebabkan oleh NGC 5195 melalui bidang utama dari M51 sekitar 500 sampai 600 juta tahun lalu. Dalam model ini,[22] NGC 5195 datang dari belakang M51 melalui bidang terhadap pengamat dan membuat bidang lain menyeberang baru-baru ini 50 sampai 100 juta tahun yang lalu sampai di mana kita mengamati hal itu terjadi sekarang, sedikit di belakang M51.

Informasi Grup Galaksi

Galaksi Pusaran adalah galaksi paling terang di Grup M51, sekelompok kecil dari galaksi yang juga mencakup M63 (Galaksi Bunga Matahari), NGC 5023, dan NGC 5229.[23][24][25][26] Kelompok kecil sebenarnya dapat menjadi subrumpun pada ujung tenggara dari kelompok besar memanjang yang mencakup kelompok M101 dan kelompok NGC 5866, meskipun banyak metode identifikasi kelompok dan katalog mengidentifikasi tiga kelompok sebagai entitas yang terpisah.[27]

Lihat juga

Wikimedia Commons memiliki media mengenai Whirlpool Galaxy.

Referensi

  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/Cambridge University Press. ISBN 0-933346-51-4. 
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v "NASA/IPAC Extragalactic Database". Results for NGC 5194. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2018-07-16. Diakses tanggal 2006-12-06. 
  3. ^ a b Takáts, K.; Vinkó, J. (2006). "Distance estimate and progenitor characteristics of SN 2005cs in M51". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (4): 1735. arXiv:astro-ph/0608430 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2006MNRAS.372.1735T. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10974.x. 
  4. ^ "Distance Results for MESSIER 051". NASA/IPAC Extragalactic Database. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2018-07-16. Diakses tanggal 2011-06-06. 
  5. ^ "SEDS.org (M51)". Diarsipkan dari versi asli tanggal 2010-06-20. Diakses tanggal 2012-07-20. 
  6. ^ a b H. Arp (1966). "Atlas of Peculiar Galaxies". Astrophysical Journal Supplement. 14: 1–20. Bibcode:1966ApJS...14....1A. doi:10.1086/190147. 
  7. ^ D. M. Elmegreen, B. G. Elmegreen (1987). "Arm classifications for spiral galaxies". Astrophysical Journal. 314: 3–9. Bibcode:1987ApJ...314....3E. doi:10.1086/165034. 
  8. ^ Matsushita, Satoki; Muller, Sebastien; Lim, Jeremy (9 April 2007). "Jet-disturbed molecular gas near the Seyfert 2 nucleus in M51" (A&A Letters Special Issue). doi:10.1051/0004-6361:20067039. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2023-02-12. Diakses tanggal 16 February 2014. 
  9. ^ Scalzi, John (2003). The Rough Guide to the Universe. Rough Guides. hlm. 250. ISBN 1-85828-939-4. 
  10. ^ a b c Nemiroff, Robert (2000-07-24). "M51: The Whirlpool Galaxy". Astronomy Picture of the Day. NASA. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2015-06-19. Diakses tanggal 2007-04-22. 
  11. ^ Messier, Charles (1781). "Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles". Connaissance des Temps [1784]. hlm. 227–267 [246]. 
  12. ^ Hubble, E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical Journal. 69: 103–158. Bibcode:1929ApJ....69..103H. doi:10.1086/143167. 
  13. ^ "Out of This Whirl: the Whirlpool Galaxy (M51) and Companion Galaxy". News Center. HubbleSite. April 25, 2005. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2008-12-01. Diakses tanggal August 7, 2006. 
  14. ^ "NASA's Hubble Space Telescope Resolves a Dark "x" Across the Nucleus of M51". News Center. HubbleSite. June 8, 1992. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2006-07-14. Diakses tanggal August 7, 2006. 
  15. ^ Thronson, Harley A.; Greenhouse, Matthew A. (1988). "Near-Infrared Mass-to-light ratios in Galaxies: Stellar Mass and Star Formation in the Heart of the Whirlpool". The Astrophysical Journal. 327: 671–679. Bibcode:1988ApJ...327..671T. doi:10.1086/166224. 
  16. ^ Kaler, James B (2001). The Little Book of Stars. New York, NY: Copernicus Books. ISBN 0-387-95005-2. 
  17. ^ MacRobert, Alan M. (August 24, 2005). "Supernova in M51". Sky Tonight. Sky and Telescope. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2008-07-23. Diakses tanggal August 7, 2006. 
  18. ^ Bishop, David. "Supernova 2005cs in M51". supernovae.net. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-09-27. Diakses tanggal August 7, 2006. 
  19. ^ Bishop, David. "Supernovae 2011dh in M51". supernovae.net (International Supernovae Network). Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-06-09. Diakses tanggal 2011-06-06. 
  20. ^ Kinne (kqr), Richard (2011-06-03). "AAVSO Special Notice #241: New Supernova in M51". AAVSO. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-06-18. Diakses tanggal 2011-06-06. 
  21. ^ "ATEL 3401: Properties of the Candidate Progenitor of SN 2011dh in M51". Astronomers Telegram. 2011-06-03. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-07-20. Diakses tanggal 2011-06-06. 
  22. ^ Salo, Heikki; Laurikainen, Eija (1999). "A Multiple Encounter Model of M51". Astrophysics and Space Science. 269: 663–664. Bibcode:1999Ap&SS.269..663S. doi:10.1023/A:1017002909665. 
  23. ^ R. B. Tully (1988). Nearby Galaxies Catalog. Cambridge University Press. ISBN 0-521-35299-1. 
  24. ^ P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel (1992). "Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members". Astronomy and Astrophysics Supplement. 93: 211–233. Bibcode:1992A&AS...93..211F. 
  25. ^ A. Garcia (1993). "General study of group membership. II - Determination of nearby groups". Astronomy and Astrophysics Supplement. 100: 47–90. Bibcode:1993A&AS..100...47G. 
  26. ^ G. Giuricin, C. Marinoni, L. Ceriani, A. Pisani (2000). "Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups". Astrophysical Journal. 543 (1): 178–194. arXiv:astro-ph/0001140 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2000ApJ...543..178G. doi:10.1086/317070. 
  27. ^ 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). "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 (2): 431–459. arXiv:astro-ph/9910501 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2000ApJS..128..431F. doi:10.1086/313391. 

Pranala luar

Koordinat: Peta langit 13h 29m 52.7s, +47° 11′ 43″

Diperoleh dari "https://wiki-indonesia.club/w/index.php?title=Galaksi_Pusaran&oldid=23914793"