涡状星系查看源代码讨论查看历史
涡状星系（英语：Whirlpool Galaxy），又叫做漩涡银河，或直译为惠而浦星系，编号Messier 51a，M51a，NGC 5194，位在北方猎犬座（Canes Venaciti），长度约有65000光年，距离地球2300万光年。其与伴星系NGC 5195，常被一起观察作为了解星系结构（特别是与旋臂相关的结构）和星系间交互作用的关系。
发现
涡状星系是由查尔斯•梅西耶于1773年10月13日发现的。其伴星系NGC 5195则由皮埃尔•梅香于1781年发现。直至1845年，它才第一次被看出是旋涡星系，而发现它是漩涡状的是威廉•帕森思，他透过一座建于爱尔兰比尔城堡的72吋反射望远镜而得出此观察结果。
涡状星系M51通常位于Canes Venatici星座深处，是通过发现北斗七星（Eta Ursae Majoris）最东端的恒星并向西南移动3.5°来发现的。它的偏角是+ 47°，是圆形的，对于第43个平行北边的观察者来说，它是一个绕极的位置（从不设置）；它在整个半球都达到了很高的高度，从11月初到5月底一直是一个容易接近的物体，此后在中等纬度与升起的太阳比较巧合（由于太阳接近和升起）从其《权利提升》退缩，特别是在北部的双子座。
特性
涡状星系距地球2300万光年（3100万光年），直径估计为76000光年。质量估计为1600亿太阳质量或约占银河系质量的10.3％。2005年1月，哈伯传统计划（Hubble Heritage Project）使用哈勃的ACS仪器构造了M51的11477×7965像素合成图像显示了星系旋臂内部某些结构细节。M51的中央区域似乎正在经历增强的恒星形成时期。当前恒星形成的效率（定义为新恒星质量与恒星形成气体质量之比）仅为〜1％，与银河系和其他星系的全球值相当。
具有活跃的银河核
涡状星系是一个相互作用壮观宏伟的星系体，具有塞弗2活跃的银河核。位于Canes Venatici星座中。距离地球的距离为3100万光年。惠而浦星系是M51群中最亮的星系，这一小群星系，其中还包括M63（向日葵星系），NGC 5023和NGC 5229三个单独的实体小组。实际上，小组可能是大型细长小组东南端的一个子团，包括M101小组和NGC 5866小组。
形成原因
与伴星紧密交成螺旋状
涡状星系的明显螺旋结构被认为是与同伴星系NGC 5195紧密相互作用的结果。有时M51是指涡状星系及其伴星系，如果要作出区分的话，则会将涡M51分为M51A（NGC 5194）及M51B（NGC 5195）。NGC 5195（也称为Messier 51b或M51b）是与涡状星系（也称为M51a或NGC 5194）相互作用的矮星系。两个星系都位于Canes Venatici星座约2500万光年。这两个星系是研究最广泛的相互作用星系对之一。NGC 5194可能在大约500至6亿年前通过了M51主盘。NGC 5195从M51的后面穿过磁盘朝向观察者，并在50到1亿年前又进行了一次磁盘穿越，直到我们观察到它现在位于M51的后面。
M51在黑暗的天空条件下可以通过双筒望远镜看到，并且可以使用现代业馀望远镜对其进行详细解析。通过100毫米望远镜观察时，可以看到M51（限于5×6'）及其伴侣星的基本轮廓。在黑暗的天空下，并通过150毫米望远镜观察中度目镜，可以检测到M51的固有螺旋结构。在黑暗的天空条件下使用更大（> 300 mm）的仪器，各种螺旋带很明显，并且可见HII区域，并且可以看到M51附著在M51B上。
崛起
高亮度新星系
2005年，涡状星系内的一颗超新星SN 2005cs，其最高亮度达14等。2011年5月31日观察到另一颗属于II型超新星的超新星SN 2011dh，视星等达到13.5，座标是13:30:05.08 +47:10:11.2。1984年，得益于由CNRS天文台空间实验室（LAS-CNRS）和高级普罗旺斯天文台（OHP）共同开发的高速检测器（即所谓的图像光子计数IPCS系统）， Hua等人在加拿大-法国-夏威夷-望远镜（CFHT）拍摄的3.60m卡塞格林（Cassegrain）聚焦在夏威夷的莫纳克亚峰（Mauna Kea）峰顶上看到的景象探测到了漩涡涡旋星系核心的双重成分[1]。
发现
梅西耶著名星表中的第51号天体。这个具有鲜明旋涡结构的大星系被编录为NGC 5194，它可能是人类最早发现的旋涡星系。它的旋臂和尘埃带清晰地在其左侧的伴星系NGC 5195前方扫过。这对距离我们约3100万光年远的星系位于小星座猎犬座的角边界内。尽管M51 用肉眼看起来黯淡且模糊，但是以上这幅拍摄于今年早些时候的长曝光深空影像呈现了许多包围著小星系的黯淡复杂结构。而在这幅精彩影像背景中成千上万的黯淡光点实际上是遍布整个宇宙的星系。[2]
瞬态事件
在涡状星系中观测到三个超新星：
- 1994年，在惠而浦星系中观测到SN 1994I。它被归类为Ic类型，表明它的祖先恒星非常重，已经脱落了大部分质量，其亮度峰值明显达到了12.91。
- 2005年6月，在惠而浦星系中观测到II型超新星SN 2005cs，其峰值显然在14级。
- 2011年5月31日，在惠而浦星系中发现了II型超新星，峰值为12.1级。这颗超新星被命名为SN 2011dh，显示出比平均光谱更蓝的光谱，具有P Cygni轮廓，这表明其氢-巴尔默谱系中的物质正在迅速膨胀。该祖细胞可能是黄色的超巨星，而不是红色或蓝色的超巨星，后者被认为是最常见的超新星祖细胞。
- 2019年1月22日，在梅西埃51号发现了一个名为AT2019abn的超新星冒充者。该瞬态后来被确认为发光的红色新星。在档案Spitzer太空望远镜的红外图像中检测到了这颗祖先星。在档案哈伯影像中，在瞬变的位置看不到任何物体，这表明该恒星被星际尘埃严重阻塞。2019abn达到17级的峰值，达到的固有亮度为{\ displaystyle M_ {r} =-14.9}{\ displaystyle M_ {r} =-14.9}。
行星候选
2020年9月，宣布探测到一个名为M51-ULS-1b的候选系外行星，它绕著该星系中的高质量X射线双星M51-ULS-1旋转。如果得到证实，这将是一个的第一个已知的实例银河系外行星，行星以外的银河系星系。这颗行星是由X射线源（XRS）的月食探测到的，X射线源由一个恒星残馀物（中子星或黑洞）和一个巨大的恒星组成，可能是B型超巨星。行星将比土星小一点 并以几十个天文单位的距离绕轨道运行。