Whirlpool-Galaxie: Unterschied zwischen den Versionen

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{{Infobox Galaxie
#REDIRECT [[DaGlausch]]
|            Name = Whirlpool-Galaxie
|            Bild = [[Datei:Messier51.jpg|300px]]
|        Bildtext = Die Whirlpool-Galaxie mit Begleiter, aufgenommen vom [[Hubble-Weltraumteleskop]]
|        Sternbild = CVn
|              Rek = 13/29/52.37
|              Dek = +/47/11/40.8
|            Size = 12
|          Caption = Messier 51 (Whirlpool-Galaxie)
|          Objekt = Messier 51
|          Hubble = SA(s)bc pec;<br />HIISy2.5
|            magV = 8,1
|            magB = 8,9
| Winkelausdehnung = 11.2/6.9
|              Fh = 12,7
|          Gruppe =
|              LJ = (27 ± 5) Mio.
|              PC = (8,3 ± 1,5) Mio.
|                z = {{10E|(+1544 ± 10)|−6}}
|        V-Radial = (463 ± 3)
|          Absolut =
| Masse (sichtbar) = ca. 160 Mrd. [[Sonnenmasse|M<sub>☉</sub>]]
|      Durchmesser =80000
|        Entdecker = C. Messier
| Entdeckungsdatum = 13. Oktober 1773<ref>https://cseligman.com/text/atlas/ngc51a.htm#5194</ref>
|              MES = 51
|            2MASX = J13295269+4711429
|              Arp = 85
|              GC = 3572
|                h = 1622
|            IRAS = 13277+4727
|              MCG = +8-25-12
|              NGC = 5194
|              UGC = 8493
|              PGC = 47404
|              VV = 403
|            CGCG = 246-8
|          Katalog = KPG&nbsp;379&nbsp;• Bode&nbsp;25
<!-- Quellen -->
|  RekDekRef = <ref name="SIMBAD">[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Messier%2051 SIMBAD]</ref>
|  WinkelRef = <ref name="NED">[http://nedwww.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?objname=NGC+5194&extend=no NASA/IPAC Extragalactic Database]</ref>
|  zVradRef = <ref name="NED" />
|  GruppeRef = <ref name="NED" />
|    LJPCRef = <ref name="TakatsVinko2006">K. Takáts, J. Vinkó: ''Distance estimate and progenitor characteristics of SN 2005cs in M51.'' In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.'' Bd. 372, Nr. 4, S. 1735 ff. (2006), {{bibcode|2006MNRAS.372.1735T}}.</ref>
|  HubbleRef = <ref name="NED" />
|  DurchRef = <ref name="NED" />
|    magVRef = <ref name="SEDS">[http://spider.seds.org/ngc/revngcic.cgi?NGC5194 SEDS]</ref>
|    magBRef = <ref name="SEDS" />
|      FhRef = <ref name="SEDS" />
| AbsolutRef =
|  MasseRef = <ref name="ESO">[http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/finland_m51_1/ ESO]</ref>
}}


Die '''Whirlpool-Galaxie''' (auch als '''Strudelgalaxie, Messier 51''' oder '''NGC 5194/5195''' bezeichnet) ist eine große [[Spiralgalaxie]] im Sternbild [[Jagdhunde (Sternbild)|Jagdhunde]]. Sie ist vom [[Hubble-Typ]] Sc, das heißt mit deutlich ausgeprägter Spiralstruktur. M&nbsp;51 hat eine [[scheinbare Helligkeit]] von 8,4&nbsp;mag und eine Winkelausdehnung von 11,2′&nbsp;×&nbsp;6,9′. Die Entfernung von unserem [[Sonnensystem]] beträgt wahrscheinlich etwa 28 Millionen [[Lichtjahr]]e, doch gibt es auch davon abweichende Ergebnisse zwischen 15 und 37 Millionen Lichtjahren.
[[Kategorie:Galaxien]]


M&nbsp;51 hat einen nahen, wechselwirkenden Begleiter. Im [[New General Catalogue|NGC]]-Katalog trägt er die Nummer NGC&nbsp;5195 (M&nbsp;51 selbst hat die Nummer NGC&nbsp;5194). Die Begleitgalaxie ist von irregulärem Typ, hat eine Winkelausdehnung von 5,8′&nbsp;×&nbsp;4,6′ und eine Helligkeit von 9,6&nbsp;mag.
[[Kategorie:Der Sechste Bote]]
[[Kategorie:MATERIA]]


In M&nbsp;51 findet derzeit eine außergewöhnlich aktive [[Sternentstehung]] statt, die vermutlich durch die Gezeitenwechselwirkung mit NGC&nbsp;5195 verursacht wird. Deswegen hat die Galaxie einen hohen Anteil junger und massereicher Sterne, die aber mit einigen Millionen Jahren nur vergleichsweise kurzlebig sein werden. In M&nbsp;51 wurden innerhalb von 17 Jahren drei [[Supernova]]e beobachtet: SN&nbsp;1994I im April 1994, [[SN&nbsp;2005cs]] im Juni 2005 und SN&nbsp;2011dh im Mai/Juni 2011. Zwei Supernovae markierten das Ende solcher massenreichen [[Stern]]e als Explosionen vom [[Supernova#Supernovatypen Ib und Ic|Typ&nbsp;Ic]] und vom [[Supernova#Supernovatypen II-L und II-P|Typ&nbsp;II]].
[[Kategorie:Redirect]]
 
M&nbsp;51 ist auch interessant, weil sie eine der nächsten Galaxien mit [[Aktiver galaktischer Kern|aktivem galaktischen Kern]] ist, eine [[Seyfert-Galaxie]] vom Typ&nbsp;II. In ihrem Zentrum verbirgt sich ein supermassereiches [[Schwarzes Loch]].
 
== Entdeckung ==
Die Galaxie wurde am 13.&nbsp;Oktober 1773 von dem französischen Astronomen [[Charles Messier]] entdeckt und mit der Nummer&nbsp;51 in [[Messier-Katalog|seinen Katalog]] diffuser Objekte aufgenommen. 1845 erkannte der irische Astronom [[William Parsons, 3. Earl of Rosse|William Parsons]] mit seinem gerade in Betrieb genommenen Riesenteleskop als erster die [[Spiralarm|spiralförmige Struktur]] des Objektes.
 
== Die Galaxie in verschiedenen Spektralbereichen ==
Die Galaxie wurde aufgrund ihrer Helligkeit und der Vielzahl der interessanten Phänomene mit verschiedenen Methoden eingehend untersucht. Im [[Wikipedia:Röntgenstrahlung|Röntgenbereich]] kann man deutlich die Begleitgalaxie sehen, wogegen von M&nbsp;51 selbst nur der Kern ebenso hell ist. Dafür sind verschiedene Mechanismen verantwortlich. Der Kern von M&nbsp;51 ist hell, weil in ihm als aktivem galaktischen Kern zahlreiche Kollisionen zwischen Gasen stattfinden, also [[Sternwind]]e, expandierende [[Supernovaüberrest]]e, und die [[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]] der Materie in das zentrale Schwarze Loch. Die Röntgenstrahlung des Begleiters dagegen stammt wohl von den [[Korona (Sonne)|Koronae]] der zahlreichen Sterne vom [[Spektraltyp]] der [[Sonne]] und späteren Spektraltypen. Der [[ultraviolett]]e Spektralbereich wird dagegen von den Spiralarmen von M&nbsp;51 dominiert. Das liegt daran, dass dort aktive Sternentstehungsgebiete liegen und somit viele junge Sterne früher Typen, also besonders heiße Sterne, existieren, die im Ultraviolett stark strahlen. Das Sternentstehungsgebiet im [[Spiralarm]] zwischen M&nbsp;51 und dem Begleiter ist besonders deutlich zu sehen. Die Sterne der Begleitgalaxie sind in diesem [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektralbereich]] dagegen so gut wie unsichtbar.
 
Im [[Sichtbares Licht|sichtbaren Licht]] sind die Beiträge der verschiedenen Sterne ausgewogen, man erkennt aber auch hier an der eher rötlichen Farbe des Begleiters, dass dort kaum frühe Spektraltypen existieren. Die [[Emissionsnebel|Gasnebel]], normalerweise [[H-II-Gebiet]]e, die vom rosa Licht der [[Wasserstoff]]linien Hα bis Hδ dominiert werden, sind im Kontrast deutlich verstärkt, sie wären für das Auge nicht so hervorstechend. Diese Nebel stimmen sehr gut mit den helleren Ultraviolettgebieten überein, was daran liegt, dass die Wasserstofflinien der [[Balmer-Serie]] leuchten, weil die Nebel durch das ultraviolette Licht der jungen Sterne zum Leuchten angeregt werden. Im nahen [[Infrarot]] ist dagegen die Verteilung der Sterne späterer Spektraltypen zu sehen, die nur wenige 1000&nbsp;[[Kelvin]] heiß sind. Sie sind einzeln zwar nicht so hell wie die Sterne früherer Typen, aber sehr viel zahlreicher. Im mittleren Infrarot ist schließlich die Verteilung des [[Interstellarer Staub|interstellaren Staubes]] in der galaktischen Scheibe bei verschiedenen Temperaturen von wenigen hundert Kelvin zu sehen. So erscheint zum Beispiel das Staubband im Spiralarm links unten, das das sichtbare Licht absorbiert, dunkel vor dem Spiralarm, während es im mittleren Infrarot selbst leuchtet. Das dort gelegene kleine Sternentstehungsgebiet, deutlich sichtbar im Ultaviolett und im Visuellen am Nebel, zeichnet sich auch im Staub als etwas wärmer als die Umgebung ab.
 
Im [[Wikipedia:Radiostrahlung|Radiobereich]], der hier nicht abgebildet ist, bestimmen dann wieder Gaswolken das Bild, allerdings solche mit neutralem Gas und [[Wikipedia:Molekülwolke|Molekülen]], wobei die Strahlung unterschiedlicher [[Spontane Emission|Emissionslinien]] ebenfalls stark unterschiedlich verteilt ist, und dadurch Rückschlüsse auf [[Temperatur]] und [[Dichte]] des Gases erlaubt. Außerdem tritt dort der aktive Kern deutlich hervor. Der Begleiter ist im Radioband wiederum deutlich dunkler als M&nbsp;51 selbst, da Radiostrahlung kaum von den dort vorkommenden Sternen späten Typs, abgesehen vom Wind einzelner [[AGB-Stern]]e, oder dem Staub emittiert wird.
 
Ausfuehrlicheres bei : https://de.wikipedia.org/wiki/Whirlpool-Galaxie
 
== Quellen ==
https://de.wikipedia.org/wiki/Whirlpool-Galaxie

Aktuelle Version vom 2. Januar 2023, 13:37 Uhr

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