M51

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو

کهکشان گرداب

مسیه 51
اطلاعات رصدی
صورت فلکی صورت فلکی تازی ها
بعد 13h 29m 52.7s
میل +47° 11′43″
انتقال به سرخ 463±3
فاصله 7.1±1.2 مگا پارسک
قطر زاویه ای 6′.9 ×11′.2
قدر ظاهری 8.4
نام های دیگر NGC 5194

کهکشان گرداب ( به انگلیسی: Whirlpool Galaxy .همچنین به نام های مسیه a51 و M51a ، NGC5194 نیز معروف است) یک کهکشان برهمکنشی و مارپیچی با بازوهای مشخص در صورت فلکی تازی هاست. اخیراً تخمین زده شده است که فاصله این کهکشان از کهکشان راه شیری، 4+23 میلیون سال نوری باشد، اما روش های متفاوت این فاصله را بین 15 تا 35 میلیون سال نوری نشان داده اند. مسیه 51 یکی از شناخته شده ترین کهکشان های آسمان است. این کهکشان و کهکشان همدمش (NGC 51945) به راحتی توسط منجمان آماتور رصد می شوند.این دو کهکشان حتی ممکن است با دوربین دوچشمی نیز قابل رویت باشند. کهکشان گرداب سوژه ی محبوبی برای منجمان حرفه ای نیزمحسوب می شود که برای فهم بیشتر ساختار (به خصوص ساختار مربوط به بازو های پیچشی) و بر همکنش کهکشان آن را مورد مطالعه قرار می دهند.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۱] </ref>


اکتشاف

پرونده:M51Sketch.jpg
اسکیچی از M51 توسط Lord Rosse در سال 1845
چیزی که بعد ها کهکشان گرداب نام گرفت، در 13 اکتبر 1773 توسط شارل مسیه کشف شد و مسیه51 نام گرفت. کهکشان همدم آن ،NGC5195 ،در سال 1781 توسط پییر میشان(Pierre Méchain ) کشف شد. در سال 1845 که کهکشان گرداب اولین کهکشان مارپیچی شناخته شد، لرد راس (Lord Rosse) با به کار گیری یک تلسکوپ بازتابی 72 اینچی که در بیر کسلِ ایرلند ساخته بود، به مارپیچی بودن کهکشان گرداب پی برد. گاهی اوقات مسیه 51 به هر دو کهکشان اطلاق می‌شد که در این صورت کهکشان های منفرد به نام های مسیه 51 آ (NGC5194)و مسیه 51ب (NGC5195) اطلاق می شوند.

در سال 2005 یک ابرنواختر(SN 2005cs) که بیش ترین قدر ظاهری آن از قدر 14 بود، در این کهکشان مشاهده شد. در 31 مه 2011 یک ابرنواختر نوع دو (SN 2011dh) از قدر ظاهری 13.5 در مسیه 51 به مختصات 13:30:05.08 +47:10:11.2 کشف شد.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۲] </ref>

مشخصات

با برآورد فاصله 23 مگا سال نوری و قطر زایه ای 11.2 دقیقه قوسی برای ابرنواخترSN 2005cs، می‌توان به این نکته پی برد که دیسک دایره ای نورانی مسیه 51 ، شعاعی حدود 43,000 سال نوری را داراست. تخمین زده می شود که جرم آن حدود 160 بیلیون جرم خورشیدی است.

به نظر می رسد یک سیاه چاله که توسط حلقه ای از غبار احاطه شده در قلب مارپیچ وجود داشته باشد. حلقه ی غبار تقریبا عمود بر سحابی نسبتا مسطح مارپیچ قرار گرفته است. یک حلقه ثانویه غباری با محوری متفاوت با محور حلقه اصلی از آن عبور کرده است. این پدیده بر خلاف آنچه است که انتظار می رود. جفتی از مخروط های یونش از محور حلقه ی اصلی امتداد پیدا می کنند.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۳] </ref>


ظاهر بصری

این کهکشان که در صورت فلکی تازی ها جای گرفته است، با دنبال کردن شرقی ترین ستاره ی دب اکبر، ستاره ی اتا دب اکبر (Eta Ursae Majors) و پیش روی تا °3.5 به سمت جنوب شرقی، پیدا می شود.

میل °47 این جرم موجب می شود که برای رصدگران عرض جغرافیایی بالای 43درجه شمالی، دورقطبی باشد. این مسئله موجب می شود که این جرم در سرار نیمکره ی شمالی به ارتفاع های بالایی برسد و در ساعات اولیه زمستان تا پایان بهار در دیدرس باشد و بعد از این زمان مشاهده آن در عرض های جغرافیایی پایین تر به تاخیر انداخته شود.

مسیه 51 را می‌توان در زیر آسمان تاریک، به دور از آلودگی نوری با دوربین دوچشمی مشاهده کرد. همچنین با تلسکوپ های پیشرفته آماتوری می‌توان آن را با جزئیات تفکیک شده مشاهده کرد.

پرونده:The Two-faced Whirlpool Galaxy.jpg
دو چهره متفاوت از مسیه 51
هنگام رصد آن با یک تلسکوپ 100 میلی متری طرح کلی مسیه 51 (محدود به ابعاد '5x6) و کهکشان همدم آن دیده می شوند. در آسمان های تاریک با یک تلسکوپ 150 میلی متری دارای چشمی مناسب، ساختار مارپیچی درونی مسیه 51 را می‌توان آشکار کرد. به شرط تاریکی آسمان، با ابزار های رصدی بزرگتر از 300 میلی متر ، نوار های مارپیچ گوناگون و نواحی زایشگاه ستاره ای این جرم قابل مشاهده هستند(در شکل کهکشان مسیه 5 همانند زنجیرهای قرمز رنگ مشاهده می شوند)، و مسیه 51 می‌تواند متصل به مسیه 51 ب دیده شود.

همانطور که برای کهکشان ها معمول است، وسعت واقعی ساختار این کهکشان را نیز تنها می‌توان از بررسی عکس ها به دست آورد. عکس های گرفته شده با نوردهی طولانی مدت از این جرم سحابی بزرگ درحال انبساطی را در ماوراء ظاهر مدور مرئی، آشکار می کنند.

در سال 2005 پروژه ی دستاورد های هابل تصویرِ مرکبی از 11477x7965 پیکسل را از مسیه 51 ، با استفاده از دوربین پیشرفته نقشه برداری هابل درست کرد.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۴] </ref>

ساختار مارپیچی

باور بر این است که ساختار بسیار برجسته مارپیچی کهکشان گرداب در نتیجه ی برهمکنش بسیار نزدیک آن با کهکشان همدمش است.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۵] </ref>


شکل گیری ستاره

ستاره ها معمولا در مرکز کهکشان شکل می گیرند. به نظر می رسد قسمت مرکزی مسیه 51 دستخوش دوره ای از افزایش شکل گیری ستاره باشد. راندمان حال حاضر شکل گیری ستاره ای به صورت نسبت جرم ستاره های جدید به جرم گاز سازنده ستاره، تعریف می شود و فقط 1% است. این مقدار کاملاً با مقدار کلی راه شیری و کهکشان های دیگر قابل مقایسه است. تخمین زده می شود که این میزان بالای شکل گیری ستاره ای، نمی‌تواند بیشتر از صد میلیون سال دیگر و یا بیش تر، ادامه داشته باشد.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۶] </ref>

ساختار مارپیچی کهکشان های بزرگتر تنها در نتیجه تاثیر برهمکنش نمی باشد. فشرده سازی قابل توجهی از گازهای هیدروژن موجب می شود که نواحی زایشگاه ستاره ای گسترش بیابند. در تصاویر مسیه 51 این نواحی به شکل گره های آبی روشن در سراسر بازوهای مارپیچ دیده می شوند.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۷] </ref>

به طور کلی گاز هیدروژن معمول ترین بخش تشکیل دهنده ی مواد میان ستاره ای (فضای پهناور میان ستاره ها و منظومه های سیاره ای در کهکشان ها) است. هیدروژن اساسا به شکل اتمی و مولکولی اش وجود دارد و ابر های عظیمی را در سراسر کهکشان تشکیل می دهد.وقتی که منشا های بزرگی از جاذبه گرانشی از مجاورت آنها عبور می کنند – مانند کهکشان های دیگر – برهمکنش های گرانشی امواج متراکم کننده ای (چگالی) را ایجاد می کنند که در میان این ابر های هیدروژن حرکت می کنند. این اتفاق باعث می شود بعضی ناحیه های حاوی گاز های پراکنده به مناطقی از گاز کدر و چگالِ سخت متراکم شده تغییر کنند.این ها باریکه های غباری هستند که معمولا در بازو های پیچشی کهکشان دیده می شوند، ناحیه ای که تمرکز و چگالی گاز به مقدار بحرانی می رسد و موجب فروپاشی بیش تر تحت کشش گرانش خودش می شود و ستاره ها در مرکز این فروپاشی ،جایی که گاز به قدری فشرده است که هم جوشی هسته ای آغاز می شود، متولد می شوند.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۸] </ref>

زمانی که این اتفاق می افتد، ستاره های تازه متولد شده مقادیر عظیمی از گاز را مصرف می کنند تا منبسط شوند و حتی داغ تر بدرخشند. در نهایت با افزایش جریان بادهای ستاره ای، لایه های گاز و غباری اطرافشان را جاروب می کنند. سهم عظیمی از ابرهایی که ستاره ها از آن ها متولد شده اند نشان می دهد ستاره ها به ندرت (یا هرگز) در شرایط ایزوله به وجود می آیند. بنابرین نواحی ای از چندین ستاره ی داغ جوان، انرژی نورانی کافی را برای دیده شدن در تصاویر با رزولوشن بالا از مسیه 51 در فاصله ی میلیون ها سال نوری دارند. برای مثال چنین شکل گیری در کهکشان خودمان M16 (سحابی عقاب) را ببینید.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۹] </ref>


کهکشان همدم

پرونده:The Whirlpool Galaxy (M51).jpg
تصویری از مسیه 51 با تجهیزات عکاسی آماتوری
در دهه های گذشته به طور قطعی معلوم نبود که کهکشان همدم NGC5195، کهکشان همدمِ واقعی NGC5194 بوده یا فقط کهکشانی در حال گذر در یک فاصله ای از آن بوده باشد. ظهور نجوم رادیویی و بعد آن تصاویر رادیویی از مسیه 51 واقعیت برهمکنش را به وضوح نشان داد.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۱۰] </ref>

شبیه سازی های اخیر نشانگر این است که ساختار مارپیچی مسیه 51 در اثر گذر NGC5195 از میان صفحه ی اصلی مسیه 51 در حدود 500 تا 600 میلیون سال قبل است. در این مدل NGC5195 از پشت مسیه 51 از میان صفحه ی کهکشان به طرف ناظر می آید و صفحه ی دیگری را نزدیک 50 تا 100 سال قبل قطع می کند تا اینکه اکنون، کمی پشت مسیه 51 آن را مشاهده می کنیم.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۱۱] </ref>

اطلاعات گروه کهکشانی

پرونده:Whirlpool (M51).jpg
بازوهای مارپیچی مسیه 51
کهکشان گرداب درخشان ترین کهکشان در گروه مسیه 51 است، گروه کوچکی از کهکشان هایی که علاوه بر کهکشان گرداب و همدمش، شامل M63 ( کهکشان گل آفتاب گردان )،NGC5023 و NGC5229 می باشد. این گروه کوچک شاید در واقع یک زیر گروه در جنوب شرقی انتهای یک گروه بزرگ و طویل باشد که شامل گروه M101 و گروه NGC5866 است. اگرچه بیشتر روش های شناسایی گروه و فهرست ها، این سه گروه را، سه دسته ی جدا از هم تشخیص داده باشند.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۱۲] </ref>

منبع

<references />