Galaksi Pusaran

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Langsung ke: navigasi, cari
Galaksi Pusaran
Messier51 sRGB.jpg
Galaksi pusaran (M51A atau NGC 5194). Obyek yang lebih kecil di kanan atas adalah M51B atau NGC 5195. Credit: NASA/ESA
Data Pengamatan (epos J2000)
Konstelasi Canes Venatici[1]
Asensio rekta  13j 29m 52.7d[2]
Deklinasi  +47° 11′ 43″[2]
Pergeseran merah 463 ± 3 km/s[2]
Jarak 23 ± 4 Mly (7.1 ± 1.2 Mpc)[3][4]
Tipe SA(s)bc pec[2]
Ukuran tampak (V) 11′.2 × 6′.9[2]
Magnitudo (V) 8.4[5]
Ciri khusus Interaksi dengan NGC 5195[6]
Nama 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]
Lihat pula: Galaksi, Daftar galaksi

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 dan 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 jugac 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[sunting | sunting sumber]

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, Pangeran Rosse ke-3, menggunakan sebuah teleskop refleksi 72 inchi (1,8 m) di Birr Castle, Irlandia, menemukan Galaksi Pusaran memiliki struktur spiral, yang pertama dikenal "nebula" yang dikenal dimiliki salah satu. Galaksi ini dikenal "nebula spiral" tidak diakui sebagai galaksi sampai Edwin Hubble mampu mengamati variabel Cepheid di beberapa spiral nebula ini, yang memberikan bukti bahwa benda-benda memang galaksi yang terpisah.[12]

Munculnya radio astronomi dan gambar radio berikutnya dengan tegas M51 menunjukkan bahwa Galaksi Pusaran dan galaksi pendamping yang memang 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[sunting | sunting sumber]

Gambar-gambar ini menunjukkan dua wajah berbeda pandangan 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 obyek 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 lebih besar (> 300 mm) instrumen dalam kondisi langit gelap, berbagai pita spiral terlihat jelas dengan daerah HII 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 Hubble instrumen ACS.[13]

Properti[sunting | sunting sumber]

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 diluar dugaan. Sepasang kerucut ionisasi memanjang dari sumbu cincin debu utama.[14]

Stuktur Spiral[sunting | sunting sumber]

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[sunting | sunting sumber]

Bintang biasanya terbentuk di pusat galaksi. Bagian pusat M51 tampaknya mengalami periode pembentukan bintang meningkat. 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; ini merupakan debu satu jalur sehingga sering terlihat di lengan spiral. Pada daerah dimana konsentrasi dan kepadatan gas mencapai nilai kritis, kolaps di bawah tarikan gravitasinya sendiri terjadi, dan bintang-bintang yang lahir di tengah keruntuhan, dimana gas yang dikompresi begitu kuat sehingga terjadi proses fusi dimulai.[16]

Ketika 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[sunting | sunting sumber]

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, menunjukkan. 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[sunting | sunting sumber]

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 lain galaksi yang lewat di kejauhan. Munculnya radio astronomi dan gambar radio berikutnya M51 menunjukkan realitas interaksi.

Simulasi terakhir membuktikan bahwa struktur spiral M51 yang disebabkan oleh NGC 5195 yang 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[sunting | sunting sumber]

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[sunting | sunting sumber]

Referensi[sunting | sunting sumber]

  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. Diakses 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. Bibcode:2006MNRAS.372.1735T. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10974.x. 
  4. ^ "Distance Results for MESSIER 051". NASA/IPAC Extragalactic Database. Diakses 2011-06-06. 
  5. ^ SEDS.org (M51)
  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. Diakses 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; Jerry Bonnell (2000-07-24). "M51: The Whirlpool Galaxy". Astronomy Picture of the Day. NASA. Diakses 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. Diakses August 7, 2006. 
  14. ^ "NASA's Hubble Space Telescope Resolves a Dark "x" Across the Nucleus of M51". News Center. HubbleSite. June 8, 1992. Diakses 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. Diakses August 7, 2006. 
  18. ^ Bishop, David. "Supernova 2005cs in M51". supernovae.net. Diakses August 7, 2006. 
  19. ^ Bishop, David. "Supernovae 2011dh in M51". supernovae.net (International Supernovae Network). Diakses 2011-06-06. 
  20. ^ Kinne (kqr), Richard (2011-06-03). "AAVSO Special Notice #241: New Supernova in M51". AAVSO. Diakses 2011-06-06. 
  21. ^ "ATEL 3401: Properties of the Candidate Progenitor of SN 2011dh in M51". Astronomers Telegram. 2011-06-03. Diakses 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. 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. Bibcode:2000ApJS..128..431F. doi:10.1086/313391. 

Pranala Luar[sunting | sunting sumber]

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