Astronomie

Wie viele Sonnenmassen hat das zentrale Schwarze Loch in der Whirlpool-Galaxie?

Wie viele Sonnenmassen hat das zentrale Schwarze Loch in der Whirlpool-Galaxie?

Ich habe Probleme, die Masse des zentralen Schwarzen Lochs in der Whirlpool-Galaxie M51a/NGC5194 zu finden. Es wird angegeben, dass die Begleitgalaxie NGC5195 ein supermassereiches Schwarzes Loch in ihrem Zentrum hat, das 19 Millionen Sonnenmassen hat, aber ich kann keine Details dazu finden das zentrale Schwarze Loch der Whirlpool-Galaxie, ist seine Masse bekannt?


Es ist nicht bekannt, aber eine Veröffentlichung von M. Brightman et al. gibt einen Wert von an $10^{6.3pm0.4}$ oder zwischen 800.000 und 5 Millionen Sonnenmassen, wobei darauf hingewiesen wird, dass diese Schätzung niedriger ist als frühere Schätzungen, die $10^{6.95}$ oder etwa 9 Millionen Massen.

Es scheint, dass, obwohl die Galaxie uns gegenübersteht, ihr Schwarzes Loch vom Rand aus betrachtet wird. Das bedeutet, dass das Schwarze Loch selbst hinter einem Torus aus relativ kaltem Staub und Gas verborgen ist. [ESA], der im Bild des zentralen Teils der Galaxie als dunkler Streifen sichtbar ist

Es gibt vieles, was wir über das Schwarze Loch M51a nicht verstehen. Es ist aktiv, aber nicht so aktiv, wie man es angesichts der Wechselwirkung zwischen den beiden Galaxien in M51 erwarten würde. Es gibt einen zweiten dunklen Streifen, der ein "X" erzeugt, dessen Ursache unbekannt ist, und wie die großen Fehlergrenzen oben vermuten lassen, ist die Masse des Schwarzen Lochs nicht gut eingeschränkt.


  1. Die Whirlpool-Galaxie hat einen Radius von 30.000 Lichtjahren. Dies macht es in der Größe der Black Eye Galaxie sehr ähnlich und etwas kleiner als unsere Galaxie, die Milchstraße.
  2. Es ist Teil der M52-Gruppe – es ist die größte Galaxie in dieser Gruppe, zu der auch die Sonnenblumengalaxie gehört.
  3. Zwischen der Whirlpool-Galaxie und unserem Planeten Erde liegen etwa 23 Millionen Lichtjahre.
  4. Die Masse der Whirlpool-Galaxie wird auf 160 Millionen M☉ (160 Millionen Sonnenmassen) geschätzt.
  5. Sie werden oft die Whirlpool-Galaxie sehen, die als M51a bezeichnet wird. M52b ist eigentlich eine weitere kleine Begleitgalaxie der Whirlpool-Galaxie namens NGC 5195 – dies ist der Grund, warum die Arme der Whirlpool-Galaxie verzogen sind.
  6. Diese beiden Galaxien sind tatsächlich durch eine Gezeitenbrücke aus Staub verbunden.
  7. Die große Spiralstruktur dieser Galaxie ist wahrscheinlich auf ihre enge Beziehung zu NGC 5195 zurückzuführen. Wir glauben, dass dies einen Einfluss auf das hohe Sternenproduktionsvolumen dieser Galaxie gehabt haben könnte.
  8. Die Whirlpool-Galaxie wurde 1781 vom französischen Astronomen Charles Messier entdeckt. Er war ein enger Mitarbeiter von Pierre Mechain, der später die Begleitgalaxie entdeckte. Charles stellte den Whirlpool später im Messier-Katalog vor.
  9. Es hat auch ein supermassereiches Schwarzes Loch im Zentrum seiner Spirale, wie dies bei den meisten anderen großen Galaxien der Fall ist.
  10. Diese Galaxie befindet sich tatsächlich im Sternbild Canes Venatici, was bedeutet, dass sie am Himmel recht einfach zu lokalisieren ist.
  11. Die Whirlpool-Galaxie hat eine sehr schnelle Sternentstehungsrate. Dies liegt an seiner Kollision mit einer kleineren Galaxie, die die beiden im Wesentlichen miteinander verschmolzen hat.

Welche Art von Galaxie ist die Whirlpool-Galaxie?

Wie Sie wahrscheinlich aufgrund ihres Aussehens erraten haben, ist die Whirlpool-Galaxie eigentlich eine Art Spiralgalaxie. Es war tatsächlich die erste Galaxie, die als Spiralgalaxie identifiziert wurde, daher ist sie in den Augen vieler Astronomen das beste Beispiel für eine Spiralgalaxie mit großem Design.

Wer hat die Whirlpool-Galaxie entdeckt?

Die meisten Leute schreiben Messier zu, dass er die Whirlpool-Galaxie entdeckt hat, und es ist wahr, dass er die Haupt-Whirlpool-Galaxie entdeckt hat. Die Begleitgalaxie von Whirlpool wurde jedoch später vom französischen Astronomen Pierre Mechain entdeckt, der seine Ergebnisse an Messier schickte. Der irische Astronom William Parsons entdeckte jedoch erst 1845, dass der Whirlpool eine sehr ausgeprägte Spiralstruktur hatte.

Wie kann ich die Whirlpool-Galaxie sehen?

Wenn Sie versuchen, die Whirlpool-Galaxie am Nachthimmel zu sehen, suchen Sie am besten nach dem Sternbild Canes Venatici. Es befindet sich im Nordwesten des Hauptteils des Sternbildes über der Sonnenblumengalaxie.

Was befindet sich im Zentrum der Whirlpool-Galaxie?

Wie praktisch alle anderen großen Galaxien befindet sich im Zentrum des Whirlpools ein supermassereiches Schwarzes Loch. In seinem Zentrum befindet sich eine einzigartige skelettartige Staubstruktur.

Ist die Whirlpool-Galaxie größer als die Milchstraße?

Viele Leute fragen sich, ob die Whirlpool-Galaxie tatsächlich größer ist als unsere eigene Galaxie, diese Milchstraße. Die Antwort ist, dass es nicht ’ ist, es ist tatsächlich weniger als die Hälfte der Größe unserer Galaxie (43 % der Größe, um genau zu sein).


Astronomen messen ein Monster Black Hole

Siebzig Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt liegt die etwas seltsame Galaxie NGC 1332. Sie liegt irgendwo zwischen den beiden Hauptgalaxientypen elliptisch und spiralförmig, ist scheibenförmig, hat aber keine offensichtlichen Spiralarme und ist ziemlich langgestreckt.

Wie alle großen Galaxien hat sie jedoch in ihrem Zentrum ein Schwarzes Loch. Und nicht irgendein Schwarzes Loch, sondern ein Super massiv schwarzes Loch. Derzeitiges astronomisches Denken ist, dass diese Monster gleichzeitig mit der Galaxie entstehen und sich gegenseitig auf das Wachstum auswirken. Gas strömt aus der wachsenden Galaxie ins Zentrum und nährt das Schwarze Loch, und das Schwarze Loch strahlt auch einen heftigen Wind aus, der die Geburt von Sternen in der Galaxie verlangsamen kann.

Wenn wir heute, Milliarden von Jahren später, eine Galaxie betrachten, sehen wir Korrelationen zwischen der Masse des Schwarzen Lochs und dem Verhalten der Galaxie. Aus diesem Grund ist es wichtig, die Masse des Schwarzen Lochs zu kennen, um zu verstehen, wie Galaxien entstehen, altern und sich entwickeln.

Aber wie misst man die Masse eines Schwarzen Lochs?

Isaac Newton hilft uns hier. Objekte in der Nähe des Schwarzen Lochs umkreisen es, und die Geschwindigkeit, mit der sie sich (zusammen mit ihrer Entfernung) bewegen, zeigt die Stärke der Schwerkraft des Schwarzen Lochs. Das wiederum hängt – wie Newton vor 400 Jahren betonte – von der Masse ab, die das Ziehen ausführt.

So einfach ist das natürlich nicht! Aber es ist machbar und hast getan. Eine Kamera, an der ich für Hubble gearbeitet habe, genannt STIS, wurde zum Teil entwickelt, um diese Art von Messungen durchführen zu können.

Für NGC 1332 wurden verschiedene Methoden verwendet, darunter die Messung der Geschwindigkeiten von Sternen in der Nähe des Zentrums der Galaxie (und damit in der Nähe des Schwarzen Lochs) und die Betrachtung von heißem Gas, das die Galaxie umgibt. Diese Methoden haben jedoch einige Probleme und können große Unsicherheiten aufweisen.

Vor kurzem ist jedoch ein neues Teleskop online gegangen, das etwas dazu zu sagen hat. ALMA, das Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array, ist eine Sammlung großer und sehr empfindlicher Teleskope, die Licht weit außerhalb der Energie, die unsere Augen sehen können, erkennen – zwischen Infrarot- und Radiowellen. Sehr kaltes Gas und Staub emittieren in diesem Bereich Licht, und hier kommt ALMA ins Spiel.

A. Barth (UC Irvine), ALMA (NRAO/ESO/NAOJ) NASA/ESA Hubble Carnegie-Irvine Galaxy Survey

Viele Schwarze Löcher haben riesige, wirbelnde Staubscheiben um sich herum. Diese können mehrere hundert Lichtjahre groß sein, und das Ganze bewegt sich mit hoher Geschwindigkeit um das supermassereiche Schwarze Loch. Obwohl sie groß sind, sehen sie aus 70 Millionen Lichtjahren Entfernung klein und schwer zu sehen aus. ALMA hat jedoch umwerfend Vision, die in der Lage ist, die Scheibe bis auf nur ein Dutzend Lichtjahre vom zentralen Schwarzen Loch entfernt aufzulösen.

Das ist wichtig. Mehr als 75 Lichtjahre vom Schwarzen Loch entfernt beginnt die Schwerkraft der Sterne in der Zentralregion der Galaxie schätzungsweise 10 . zu dominieren Milliarde Sterne existieren innerhalb der zentralen 750 Lichtjahre. Je näher Sie also dem Schwarzen Loch sind, desto geringer ist die Wirkung der Sterne auf das Loch.

Die Messung der Rotationsgeschwindigkeit der Scheibe hängt von der Messung des Doppler-Effekts ab: Der Teil der Scheibe, der sich um das Schwarze Loch dreht und auf uns zukommt, wird blauverschoben (die Wellenlänge wird komprimiert), während die von uns weg gerichtete Seite rotverschoben wird (die Wellenlängen werden länger .) ). ALMA kann diese Verschiebungen entlang der gesamten Scheibe messen und so ihre Geschwindigkeit in unterschiedlichen Abständen vom Schwarzen Loch messen.

Durch sorgfältige Modellierung der Gravitationseffekte von Sternen und des Schwarzen Lochs und deren Anwendung auf ihre Beobachtungen haben Astronomen, die ALMA verwenden, festgestellt, dass das Schwarze Loch eine Masse von – ich hoffe, Sie setzen sich –660 Millionen mal die Masse der Sonne.

Was supermassive Schwarze Löcher angeht, ist das ziemlich supermassiv. Es wurden nicht wenige gefunden, die noch größer sind, aber 660 Millionen Sonnenmassen sind ziemlich groß. Das zentrale Schwarze Loch der Milchstraße hat zum Vergleich nur (!) eine Masse von etwa 4 Millionen Sonnenmassen. Der in NGC 1332 ist also viel heftiger als unserer.

Die gute Nachricht ist, dass diese Masse mit dem übereinstimmt, was mit den anderen, unabhängigen Methoden für diese Galaxie gefunden wurde. Das gibt uns Vertrauen, dass die Antwort richtig ist. Und die Unsicherheit bei den ALMA-Messungen ist ziemlich gut, nur etwa ±10 Prozent, besser als bei den meisten anderen Messungen.

Und es bedeutet, dass wir ein weiteres Werkzeug in unserem Kit haben, um die Massen dieser Monster zu messen. Um dies in einen Kontext zu setzen, sind die ALMA-Beobachtungen keine bahnbrechende Entdeckung, aber sie sind etwas ebenso Wichtiges: eine neue Möglichkeit, weit entfernte kosmische Objekte zu untersuchen. ALMA kann ähnliche Beobachtungen an anderen Galaxien durchführen und eine Zählung der Massen von Schwarzen Löchern aufbauen, die mit all unserem anderen Wissen kombiniert werden kann, um uns zu helfen, das Leben von Galaxien besser zu verstehen.

Galaxien sind in vielerlei Hinsicht die Bausteine ​​des Universums, und wir leben zufällig in einem, also bin ich dafür, sie besser zu verstehen. Alles, was wir auf diese Weise lernen, ist ein Puzzleteil und trägt zu unserem Bild des Universums bei.


Messier 51: Whirlpool-Galaxie

Messier 51 (M51), besser bekannt als Whirlpool-Galaxie, ist eine berühmte Spiralgalaxie mit großem Design im Sternbild Canes Venatici. Die Whirlpool-Galaxie hat eine scheinbare Helligkeit von 8,4 und liegt ungefähr 23 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Im Neuen Gesamtkatalog trägt es die Bezeichnung NGC 5194.

Messier 51 ist eines der am einfachsten zu findenden Messier-Objekte, da es in der Nähe des Sternchens Big Dipper liegt. Die Galaxie befindet sich nur 3,5 Grad südwestlich von Alkaid, Eta Ursae Majoris, dem Stern, der das Ende des Löffelstiels oder die Spitze des Schwanzes des Großen Bären markiert.

Eine gedachte Linie, die von Alkaid in Richtung Cor Caroli, dem hellsten Stern in Canes Venatici, gezogen wird, führt direkt zu M51.

Bei guten Bedingungen kann man die Whirlpool Galaxy im Fernglas sehen. Es ist ziemlich hell und erscheint von vorne, was es zu einem beliebten Ziel bei Amateurastronomen und Astrofotografen macht. M51 ist auch das hellste Beispiel einer wechselwirkenden Spiralgalaxie am Himmel.

Messier 51 erscheint in 10吮-Ferngläsern als Lichtfleck, während kleine Teleskope einen diffuseren Lichtfleck mit einem hellen zentralen Bereich zeigen. Der helle Kern der Galaxie erscheint in 8-Zoll-Instrumenten besser definiert, die auch den großen Halo der Galaxie und einen Hinweis auf die dunklen Staubbahnen und Spiralarme offenbaren. Die kleinere Begleitgalaxie von M51, NGC 5195, ist ebenfalls sichtbar, aber die Brücke, die die beiden verbindet, kann nur in größeren Instrumenten entdeckt werden.

Whirlpool-Galaxie (M51). Bild: NASA und ESA

12-Zoll- und größere Teleskope zeigen eine Reihe von Spiralbändern und riesigen H II-Regionen sowie das Lichtband, das die Whirlpool-Galaxie mit ihrem kleineren Nachbarn verbindet. Die beste Jahreszeit, um M51 zu beobachten, sind die Monate März, April und Mai.

Erste Skizze eines spiralförmigen “-Nebels” (d. h. Galaxie), wie er 1850 von Lord Rosse veröffentlicht wurde. Bild: William Parsons, Observations on the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society, 140, 499-514 (1850)

Die Whirlpool-Galaxie ist auch als Fragezeichen-Galaxie oder Rosse-Galaxie bekannt, nach William Parsons, 3. Earl of Rosse, der 1845 als erster die spiralförmige Natur dieses “-Nebels” erkannte.

Lord Rosse benutzte seinen 72-Zoll-Reflektor in Birr Castle in Irland, um M51 zu beobachten, als er die Entdeckung machte. Er hat auch ein sehr genaues Gemälde des "Spiralnebels" gemacht, und aus diesem Grund wird die Galaxie manchmal als Lord Rosses Fragezeichen bezeichnet.

Erst in den 1920er Jahren bewies Edwin Hubble, dass „Spiralnebel“ tatsächlich entfernte Galaxien waren, dass Whirlpool und andere Objekte dieser Art als unabhängige Galaxien und nicht als Nebel innerhalb der Milchstraße erkannt wurden.

Die Whirlpool-Galaxie ist das hellste Mitglied der M51-Gruppe, einer relativ kleinen Gruppe von Galaxien, zu der auch die berühmte Sonnenblumengalaxie (M63) und die schwächeren Edge-On-Spiralen NGC 5023 und NGC 5229 gehören.

Messier 51 wird als Seyfert-2-Galaxie klassifiziert, eine aktive Galaxie mit einem quasarähnlichen Kern, einer sehr hohen Oberflächenhelligkeit und einem charakteristischen hellen Kern, der im Infraroten besonders hell erscheint.

Die Whirlpool-Galaxie interagiert mit einem kleineren Begleiter, NGC 5195 (Messier 51b), einer Zwerggalaxie, die durch eine Gezeitenbrücke aus Staub mit ihrem größeren Nachbarn verbunden ist. Die Brücke ist in Bildern des Paares sichtbar, die sich gegen die zentrale Region der kleineren Galaxie abheben.

Die Gezeitenwechselwirkung mit NGC 5195, die erst mit dem Aufkommen der Radioastronomie entdeckt wurde, hat die Spiralstruktur der Whirlpool-Galaxie erheblich verbessert. Astronomen glauben, dass es auch neue Sternentstehungswellen auslöst. Die Wechselwirkung führt zur Kompression von Wasserstoffgas, was wiederum zur Bildung von Sternenkindergärten führt. Die beiden Galaxien werden schließlich verschmelzen, aber es werden noch ein paar Durchgänge dauern, bis die Verschmelzung abgeschlossen ist.

Supernova SN2005cs in M51. Bild: David Mülheims

In M51 wurden bisher drei Supernovae beobachtet: SN 1994I (Typ Ic) im April 1994, SN 2005cs (Typ II) im Juni 2005 und SN 2011dh am 31. Mai 2011.

Die letzte davon war eine Supernova vom Typ II der Stärke 14,2 und half Astronomen, die Entfernung zur Galaxie auf 23 Millionen Lichtjahre abzuschätzen.

Auch in NGC 5195 wurde am 8. April 1945 eine Supernova beobachtet. Sie wurde als SN 1945A bezeichnet und erreichte die 14. Größe.

Die Supernova-Ereignisse halfen den Wissenschaftlern auch, den Winkeldurchmesser der Whirlpool-Galaxie auf 11,2 Bogenminuten und den räumlichen Radius ihrer hellen Kreisscheibe auf etwa 43.000 Lichtjahre zu schätzen.

Messier 51 ist etwa 35 Prozent der Größe unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße, und hat eine geschätzte Masse von 160 Milliarden Sonnenmassen.

Kreuz

Es wird angenommen, dass die Whirlpool-Galaxie ein zentrales Schwarzes Loch enthält, das von einem Staubring umgeben ist. Ein anderer Ring kreuzt den ersten auf einer anderen Achse, was den Anschein eines Kreuzes am Kern der Galaxie erweckt.

Der Kern der Whirlpool-Galaxie (M51). Die Position des Schwarzen Lochs im Zentrum der Galaxie. Das Kreuz wurde zuerst als zwei Staubringe interpretiert, die den Kern umkreisen. Später wurde festgestellt, dass es sich einfach um Staubspuren im Vordergrund handelt, die vom aktiven Kern umrissen werden. Helle Ionisationskegel sind zu sehen, die sich senkrecht zur größten Staubstruktur erstrecken. Bild: NASA

Das dunkle X markiert die genaue Position des zentralen Schwarzen Lochs der Galaxie. Die Zentralregion zeigt derzeit Hinweise auf eine verstärkte Sternentstehung, die bei der derzeitigen Geschwindigkeit nicht länger als 100 Millionen Jahre andauern wird.

Es wird angenommen, dass der Begleiter der Whirlpool-Galaxie, NGC 5195, vor etwa 500 bis 600 Millionen Jahren die Hauptscheibe von M51 passierte, was dazu führte, dass die größere Galaxie eine stark ausgeprägte Spiralstruktur entwickelte.

Die kleinere Galaxie kam wahrscheinlich von hinten, durchquerte die Scheibe der größeren Galaxie und durchquerte sie dann vor etwa 50 bis 100 Millionen Jahren wieder. Nun scheint NGC 5195 aus unserer Sicht etwas hinter der Whirlpool-Galaxie zu liegen.

Messier 51 enthält eine beträchtliche Anzahl von Röntgenquellen, bei denen es sich hauptsächlich um Röntgenstrahlen handelt, Systeme, die aus zwei Objekten bestehen – einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch und einem umlaufenden Begleitstern – wobei das erste Objekt Material vom Begleiter einfängt.

Das gestohlene Material wird durch das starke Gravitationsfeld des kompakten Sterns oder Schwarzen Lochs beschleunigt und auf extrem hohe Temperaturen erhitzt, wodurch eine leuchtstarke Röntgenquelle entsteht.

Mindestens 10 der in M51 entdeckten Röntgenstrahlen sind hell genug, um Schwarze Löcher zu enthalten, und die meisten dieser Schwarzen Löcher stehlen wahrscheinlich Material von Sternen, die erheblich massereicher als die Sonne sind.

Eine Untersuchung der Whirlpool-Galaxie ergab fast 500 Röntgenquellen. Es wird angenommen, dass sich etwa 400 davon innerhalb der Galaxie befinden, während sich die anderen entweder vor oder hinter M51 befinden.

Röntgendaten des Chandra-Röntgenobservatoriums der NASA zeigen punktförmige Quellen (violett), bei denen es sich um Schwarze Löcher und Neutronensterne in Doppelsternsystemen handelt. Chandra erkennt auch ein diffuses Glühen von heißem Gas, das den Raum zwischen den Sternen durchdringt. Optische Daten des Hubble-Weltraumteleskops (grün) und Infrarotstrahlung des Spitzer-Weltraumteleskops (rot) zeigen beide lange Spuren in den Spiralarmen, die aus Sternen und mit Staub durchzogenem Gas bestehen. Bild: NASA/CXC/Wesleyan Univ./R.Kilgard et al. NASA/JPL-Caltech

Die Whirlpool-Galaxie ist eine der ursprünglichen Entdeckungen von Charles Messier. Messier beobachtete das Objekt erstmals am 13. Oktober 1773. Im Januar 1774 bot er folgende Beschreibung an:

Sehr schwacher Nebel, ohne Sterne, in der Nähe des Auges des Northern Greyhound [Jagdhund], unterhalb des Sterns Eta 2. Größe des Schwanzes von Ursa Major: M. Messier entdeckte diesen Nebel am 13. Oktober 1773, während er die Komet zu dieser Zeit sichtbar. Mit einem gewöhnlichen Teleskop von 3,5 Fuß [FL] kann man diesen Nebel nicht ohne Schwierigkeiten sehen: In seiner Nähe befindet sich ein Stern der 8. Größe. M. Messier berichtete über seine Position auf der Karte des Kometen, die 1773 und 1774 beobachtet wurde. Memoiren der Akademie 1774, Tafel III. Es ist doppelt, jedes hat eine helle Mitte, die 4󈧧” getrennt sind. Die beiden “atmospheres” berühren sich, die eine ist noch schwächer als die andere. Mehrmals nachbeobachtet.

Der 51. Eintrag in Charles Messiers berühmtem Katalog ist vielleicht der ursprüngliche Spiralnebel – eine große Galaxie mit einer gut definierten Spiralstruktur, die auch als NGC 5194 katalogisiert ist. Über 60.000 Lichtjahre im Durchmesser, M51s Spiralarme und Staubbahnen klar lane fegen vor ihrer Begleitgalaxie (oben), NGC 5195. Die Bilddaten der Advanced Camera for Surveys von Hubble wurden erneut verarbeitet, um dieses alternative Porträt des bekannten interagierenden Galaxienpaares zu erstellen. Die Verarbeitung hat Details weiter geschärft und Farbe und Kontrast in ansonsten schwachen Bereichen verbessert, wodurch Staubspuren und ausgedehnte Ströme, die den kleinen Begleiter durchqueren, sowie Merkmale in der Umgebung und im Kern des M51 selbst hervorgehoben werden. Das Paar ist etwa 31 Millionen Lichtjahre entfernt. Nicht weit am Himmel vom Griff des Großen Wagens liegen sie offiziell innerhalb der Grenzen des kleinen Sternbildes Canes Venatici. Bild: S. Beckwith (STScI), Hubble Heritage Team, (STScI/AURA), ESA, NASA, Zusätzliche Bearbeitung: Robert Gendler

NGC 5195 wurde am 20. März 1781 von Messiers Freund und Kollegen Pierre Méchain entdeckt. In seinem Katalog von 1781 machte Messier nicht ganz klar, ob das Objekt, das er als M51 bezeichnete, nur die größere Galaxie oder die interagierende Galaxie war Paar. Daher wird die Whirlpool-Galaxie (NGC 5194) manchmal als Messier 51a und die kleinere NGC 5195 als Messier 51b bezeichnet.

William Herschel katalogisierte das Objekt am 12. Mai 1787 als H I.186 mit dem folgenden Hinweis: “Beträchtlich hell. Ziemlich groß. Rund oder wenig länglich. Zur Mitte hin ganz allmählich heller. 3′ Norden vor [NW] des 51 Connoisance des Temps [M51].”

John Herschel katalogisierte M51 im April 1830 als h 1622 und bemerkte einen „sehr hellen runden Kern, der in der Ferne von einem nebulösen Ring umgeben ist“. Später fügte er das Objekt dem Gesamtkatalog als GC 3574 hinzu.

Dieses Hubble-Kompositbild zeigt sichtbares Sternenlicht sowie Licht aus der Emission von glühendem Wasserstoff, der mit den leuchtendsten jungen Sternen in den Spiralarmen in Verbindung gebracht wird.
Die Whirlpool-Galaxie, auch bekannt als M51 oder NGC 5194, hat eine enge Begegnung mit einer nahegelegenen Begleitgalaxie, NGC 5195, direkt am oberen Rand dieses Bildes. Die Anziehungskraft des Begleiters löst die Sternentstehung in der Hauptgalaxie aus, wie sie in brillanten Details von zahlreichen leuchtenden Haufen junger und energiegeladener Sterne zu sehen ist. Die hellen Cluster sind durch ihre zugehörige Emission von glühendem Wasserstoffgas rot hervorgehoben.
Dieses Bild der Wide Field Planetary Camera 2 ermöglicht es Forschern, die Struktur sowohl der kalten Staubwolken als auch des heißen Wasserstoffs klar zu definieren und einzelne Cluster mit ihren Mutterstaubwolken zu verknüpfen.
Auch in den Staubwolken ist zum ersten Mal eine komplizierte Struktur zu sehen. Entlang der Spiralarme sind Staub-“spuren” zu sehen, die sich fast senkrecht zu den Hauptspiralarmen verzweigen. Die Regelmäßigkeit und große Anzahl dieser Merkmale legt Astronomen nahe, dass frühere Modelle von “zweiarmigen” Spiralgalaxien möglicherweise überdacht werden müssen. Die neuen Bilder zeigen auch eine Staubscheibe im Kern, die Brennstoff für ein nukleares Schwarzes Loch liefern könnte. Bild: NASA und das Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Admiral William Henry Smyth beobachtete M51 im September 1836 und gab folgende Beschreibung:

Ein Paar klarer weißer Nebel, jeder mit einem scheinbaren Kern, deren Nebel ineinander übergehen, wie unter dem Einfluss einer Verdichtungskraft. Sie befinden sich in der Nähe des Ohrs von Asterion, dem nördlichen Hund und der kleinere Nebel oder der nördliche mit dem hellsten Kern wurde durch den Drahtmikrometer unterschieden. Sie befinden sich 3 Grad südwestlich von Alkaid, wo der Ort durch eine Linie von Dubhe durch Megrez . angezeigt wird , erstreckte sich fast doppelt so weit in den Südosten hinaus. Es folgen drei Teleskopsterne und eine helle 7. Größe, die ungefähr so ​​weit hinter ihnen liegt, wie sie von den Nebeln entfernt sind, aber der vorhergehende Teil des Feldes ist ziemlich klar. Sir John Herschel hat dieses außergewöhnliche Objekt, [Abb.] Nr. 25, in den Illustrationen zu seinem Katalog von 1830 sehr schön dargestellt.

Dieses feine Feld wurde 1772 von Messier [eigentlich 1773] entdeckt und als schwacher Doppelnebel beschrieben, dessen Zentren 4󈧧” voneinander entfernt sind, aber mit “die Grenzen in Kontakt.” Das südliche Objekt ist wirklich einzigartig, mit einem hellen Zentrum, das von Leuchtkraft umgeben ist und einem Saturngeist ähnelt, mit seinem Ring in vertikaler Position. Sie bilden die Nummern 1622 und 1623 des Katalogs von [J.] H., der den südlichen oder Halo-Nebel bezeichnet, ein höchst erstaunliches Objekt, wahrscheinlich ein ähnliches System wie unser eigenes, der Halo, der die Galaxis repräsentiert. “Angenommen,”,” er bemerkt, “besteht es aus Sternen, dann würde es einem Betrachter auf einem Planeten, der auf einem von ihnen sitzt und exzentrisch im np-Viertel der Zentralmasse liegt, genau erscheinen ähnlich der unserer Milchstraße, die in genau analoger Weise das Firmament großer Sterne durchquert, in das der zentrale Haufen projiziert worden wäre, und (wegen seiner größeren Entfernung) wie dieser aus vielen Sternen zu bestehen scheint kleiner als die in anderen Teilen des Himmels. Kann es also sein, dass wir hier ein Brudersystem haben, das eine echte physische Ähnlichkeit und starke Analogie der Struktur mit unserem eigenen aufweist?”

Wir haben dann ein Objekt, das eine erstaunliche Darstellung der unkontrollierbaren Energien der ALLGEMEIN darstellt, deren Betrachtung Vernunft und Bewunderung dazu zwingt, der Ehrfurcht nachzugeben. Am äußersten Rand der Teleskopreichweite nehmen wir ein ähnliches Sternenuniversum wahr, zu dem wir gehören, dessen riesige Amplituden zweifellos von unzähligen wahrnehmenden Wesen bevölkert sind, denn diese schönen Kugeln können nicht als bloße Massen träger Materie betrachtet werden. Und es ist interessant zu wissen, dass ein Astronom, der unser fernes Universum anstarrt, wenn es eine intelligente Existenz gibt, es mit einem guten Teleskop genau unter dem seitlichen Aspekt sehen wird, den ihr uns bietet. Aber was sehen wir schließlich? Sowohl dieses wunderbare Universum, unser eigenes, als auch alles, was uns die optische Hilfe offenbart hat, können nur die Ausreißer eines immens zahlreicheren Haufens sein. Die Millionen von Sonnen, die wir wahrnehmen, können das Universum des Schöpfers nicht umfassen. Der Unendlichkeit sind keine Grenzen gesetzt und die kühnsten Ansichten des älteren Herschel stellten uns nur als Befehlshaber eines Kens dar, dessen Radius etwa 35.000 Mal größer ist als die Entfernung von Sirius von uns. Nun könnte der sterbende Laplace erklären: “Das, was wir wissen, ist wenig, was wir nicht wissen, ist immens.”

Halton Arp hat die Whirlpool Galaxy als Nr. 85 in sein aufgenommen Katalog eigentümlicher Galaxien, die es als “Spirale mit großem High-Surface-Brightness Companion auflistet.”

FAKTEN

Objekt: Galaxie
Typ: Spirale
Klasse: SA(s)bc pec
Bezeichnungen: Messier 51, M51, M51a, NGC 5194, Whirlpool Galaxy, Rosse’s Galaxy, Question Mark Galaxy, PGC 47404, UGC 8493, Arp 85, GC 3572, VV 001a, VV 403, BD+47 2063, IRAS 13277+ 4727, 1RXS J132953.8+471143, TC 827
Eigenschaften: Interaktion mit der kleineren Galaxie NGC 5195
Sternbild: Canes Venatici
Rektaszension: 13h 29m 52,7s
Deklination: +47°11󈧯”
Entfernung: 23 Millionen Lichtjahre (7,1 Megaparsec)
Anzahl der Sterne: > 100 Milliarden
Scheinbare Größe: +8,4
Scheinbare Abmessungen: 11′.2 x 6′.9
Durchmesser: 60.000 Lichtjahre

LAGE

Messier 51-Standort. Bild: IAU und Sky & Telescope Magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg)

BILDER

Diese Bilder des Hubble-Weltraumteleskops der NASA zeigen zwei dramatisch unterschiedliche Ansichten der Spiralgalaxie M51, die als Whirlpool-Galaxie bezeichnet wird. Das Bild links, aufgenommen im sichtbaren Licht, hebt die Attribute einer typischen Spiralgalaxie hervor, darunter anmutige, geschwungene Arme, rosafarbene Sternentstehungsregionen und strahlend blaue Stränge von Sternhaufen. Im Bild rechts wurde der größte Teil des Sternenlichts entfernt, wodurch die skelettartige Staubstruktur des Whirlpools sichtbar wird, wie sie im nahen Infrarotlicht zu sehen ist. Dieses neue Bild ist die schärfste Ansicht des dichten Staubs in M51. Die schmalen Staubspuren, die Hubble enthüllte, spiegeln den Spitznamen der Galaxie, die Whirlpool-Galaxie, wider, als würden sie in Richtung des Kerns der Galaxie wirbeln.
Um die Staubstruktur der Galaxie zu kartieren, sammelten die Forscher das Sternenlicht der Galaxie, indem sie Bilder kombinierten, die im sichtbaren und nahen Infrarotlicht aufgenommen wurden. Das sichtbare Lichtbild erfasste nur einen Teil des Lichts, der Rest wurde durch Staub verdeckt. Die Nahinfrarotansicht zeigte jedoch mehr Sternenlicht, da Nahinfrarotlicht Staub durchdringt. Die Forscher subtrahierten dann die Gesamtmenge des Sternenlichts von beiden Bildern, um die Staubstruktur der Galaxie zu sehen. Die rote Farbe im Nahinfrarotbild zeichnet den Staub nach, der von Hunderten winziger Sternhaufen unterbrochen wird, die jeweils etwa 65 Lichtjahre breit sind. Diese Sterne wurden noch nie gesehen. Die Sternhaufen sind im sichtbaren Licht nicht zu sehen, da sie von dichtem Staub umgeben sind. Das Bild zeigt Details mit einem Durchmesser von nur 35 Lichtjahren. Bild – Infrarot: NASA, ESA, M. Regan & B. Whitmore (STScI), & R. Chandar (U. Toledo) Optisch: NASA, ESA, S. Beckwith (STScI), & the Hubble Heritage Team (STScI .) /AURA)

Das Spitzer-Weltraumteleskop der NASA hat diese Infrarotbilder der “Whirlpool-Galaxie” aufgenommen, die seltsame Strukturen enthüllen, die die Lücken zwischen den staubreichen Spiralarmen überbrücken und die Staub-, Gas- und Sternpopulationen in beiden hellen Spiralgalaxien verfolgen und sein Begleiter. Das Spitzer-Bild ist ein vierfarbiges Komposit aus unsichtbarem Licht, das Emissionen von Wellenlängen von 3,6 Mikrometer (blau), 4,5 Mikrometer (grün), 5,8 Mikrometer (orange) und 8,0 Mikrometer (rot) zeigt. Diese Wellenlängen sind ungefähr zehnmal länger als die, die das menschliche Auge sieht. Das Bild mit sichtbarem Licht stammt vom 2,1-m-Teleskop des Kitt Peak National Observatory und hat die gleiche Ausrichtung und Größe wie das Spitzer-Infrarotbild mit einer Größe von 9,9 x 13,7 Bogenminuten (nach Norden). Auch ein vierfarbiges Komposit, das sichtbare Lichtbild zeigt Emissionen von 0,4 bis 0,7 Mikrometer, einschließlich des H-Alpha-Nebelmerkmals (rot im Bild).
Das in den Bildern zu sehende Licht stammt aus ganz unterschiedlichen Quellen. Bei kürzeren Wellenlängen (im sichtbaren Bereich und im Infrarotbereich von 3,6 bis 4,5 Mikrometer) kommt das Licht hauptsächlich von Sternen. Dieses Sternenlicht verblasst bei längeren Wellenlängen (5,8 bis 8,0 Mikrometer), wo wir das Leuchten von Wolken aus interstellarem Staub sehen. Dieser Staub besteht hauptsächlich aus einer Vielzahl von organischen Molekülen auf Kohlenstoffbasis, die zusammen als polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe bekannt sind. Überall dort, wo diese Verbindungen vorkommen, finden sich auch Staubkörnchen und Gase, die ein Reservoir an Rohstoffen für die zukünftige Sternentstehung darstellen.
Besonders rätselhaft sind die vielen dünnen Fäden roter Emission, die in den Infrarotdaten zwischen den Armen der großen Spiralgalaxie zu sehen sind. Im Gegensatz zu der perlenartigen Natur der Staubemission, die in den Armen selbst zu sehen ist, sind diese speichenartigen Merkmale dünn und regelmäßig und in den Lücken überall in der Galaxie weit verbreitet.
Interessant ist auch der Kontrast in der Verteilung von Staub und Sternen zwischen der Spirale und ihrem schwachen Begleiter. Während die Spirale staubreich ist, in den längeren Infrarotwellenbändern hell ist und aktiv neue Sterne bildet, zeigt ihr blauer Begleiter nur wenig Infrarotstrahlung und beherbergt eine ältere Sternpopulation. Es wird angenommen, dass die spektakuläre Strudelstruktur und die Sternentstehung in M51 durch eine anhaltende Kollision mit ihrem Begleiter ausgelöst werden. Die Auswirkungen der Galaxienwechselwirkung auf die Sternentstehung zu verstehen, ist eines der Ziele dieser Beobachtungen.
Die Spitzer-Beobachtungen von M51 sind Teil eines großen 500-Stunden-Wissenschaftsprojekts, bekannt als Spitzer Infrared Nearly Galaxy Survey, das 75 nahe Galaxien mit Infrarot-Bildgebung und -Spektroskopie umfassend untersuchen wird. Anhand dieser Daten werden Astronomen die physikalischen Prozesse untersuchen, die die Sternentstehung mit den Eigenschaften von Galaxien verbinden. Diese Informationen werden eine wichtige Grundlage für Daten, Diagnosewerkzeuge und astrophysikalische Eingaben zum Verständnis des fernen Universums, ultraleuchtender Galaxien und der Entstehung und Entwicklung von Galaxien liefern. Bild: NASA/JPL-Caltech/R. Kennicutt (Univ. of Arizona)/DSS

Dreifarbiges Ferninfrarotbild von M51, der Whirlpool-Galaxie.
Rot, Grün und Blau entsprechen den 160-Mikron-, 100-Mikron- und 70-Mikron-Wellenlängenbändern der Herschel's Photoconductor Array Camera and Spectrometer, PACS-Instrumente. Leuchtendes Licht aus Staub- und Gaswolken um und zwischen den Sternen ist deutlich sichtbar. Diese Wolken sind ein Rohstoffreservoir für die fortlaufende Sternentstehung in dieser Galaxie. Blau kennzeichnet Regionen mit warmem Staub, der von jungen Sternen erhitzt wird, während der kältere Staub rot erscheint. Bild: ESA und das PACS-Konsortium

Whirlpool-Galaxie (M51) im Röntgenbild. Dank der feinen Auflösung des Chandra-Röntgenobservatoriums der NASA wurden kürzlich Röntgenstrahlen einer seltenen Art von Supernova in der Whirlpool-Galaxie beobachtet. Außerdem entdeckte das Forscherteam eine Vielzahl punktförmiger Röntgenquellen aufgrund von Schwarzen Löchern und Neutronensternen in Doppelsternsystemen. Chandra’s image highlights the energetic central regions of the two interacting galaxies, NGC 5194 (center) and its smaller companion (upper left) NGC 5195.Image: NASA/CXC/UMD/A. Wilson et al.


Inhalt

What later became known as the Whirlpool Galaxy was discovered on October 13, 1773, by Charles Messier while hunting for objects that could confuse comet hunters, and was designated in Messier's catalogue as M51. [12] Its companion galaxy, NGC 5195, was discovered in 1781 by Pierre Méchain, although it was not known whether it was interacting or merely another galaxy passing at a distance. In 1845, William Parsons, 3rd Earl of Rosse, employing a 72-inch (1.8 m) reflecting telescope at Birr Castle, Ireland, found that the Whirlpool possessed a spiral structure, the first "nebula" to be known to have one. [13] These "spiral nebulae" were not recognized as galaxies until Edwin Hubble was able to observe Cepheid variables in some of these spiral nebulae, which provided evidence that they were so far away that they must be entirely separate galaxies even though they are seen close together. [14]

The advent of radio astronomy and subsequent radio images of M51 unequivocally demonstrated that the Whirlpool and its companion galaxy are indeed interacting. Sometimes the designation M51 is used to refer to the pair of galaxies, in which case the individual galaxies may be referred to as M51a (NGC 5194) and M51b (NGC 5195).

Deep in the constellation Canes Venatici, M51 is often found by finding the easternmost star of the Big Dipper, Eta Ursae Majoris, and going 3.5° southwest. Its declination is, rounded, +47°, making it a circumpolar (never setting) for observers above the 43rd parallel north [a] it reaches a high altitude throughout this hemisphere making it an accessible object from the early hours in November through to the end of May, after which observation is more coincidental in modest latitudes with the risen sun (due to the Sun approaching to and receding from its Right Ascension, specifically figuring in Gemini, just to the north).

M51 is visible through binoculars under dark sky conditions, and it can be resolved in detail with modern amateur telescopes. [11] When seen through a 100 mm telescope the basic outlines of M51 (limited to 5×6') and its companion are visible. Under dark skies, and with a moderate eyepiece through a 150 mm telescope, M51's intrinsic spiral structure can be detected. With larger (>300 mm) instruments under dark sky conditions, the various spiral bands are apparent with HII regions visible, and M51 can be seen to be attached to M51B.

As is usual for galaxies, the true extent of its structure can only be gathered from inspecting photographs long exposures reveal a large nebula extending beyond the visible circular appearance. In 1984, thanks to the high-speed detector—the so-called image-photon-counting- IPCS—system—developed jointly by the CNRS Laboratoire d'Astronomie Spatiald (L.A.S.- CNRS) and the Observatoire de Haute Provence (O.H.P.) along with the particularly nice seeing offered by the Canada-France-Hawaii-Telescope (C.F.H.T.) 3.60m Cassegrain focus at Mauna Kea summit in Hawaii, Hua et al. detected the double component of the very nucleus of the Whirlpool galaxy (article in Astrophysical Letters and Communications, 1987, vol. 25, pp. 187–204).

In January 2005 the Hubble Heritage Project constructed a 11477 × 7965-pixel composite image (shown in the infobox above) of M51 using Hubble's ACS instrument. The image highlights the galaxy's spiral arms, and shows detail into some of the structures inside the arms. [15]

The Whirlpool Galaxy lies 23 million (31 million?) light-years from Earth and has an estimated diameter of 76,000 light-years. Overall the galaxy is about 43% the size of the Milky Way. Its mass is estimated to be 160 billion solar masses, [16] or around 10.3% of the mass of Milky Way Galaxy.

A black hole, once thought to be surrounded by a ring of dust, but now believed to be partially occluded by dust instead, exists at the heart of the spiral. A pair of ionization cones extend from the active galactic nucleus. [17]

Spiral structure Edit

The pronounced spiral structure of the Whirlpool Galaxy is believed to be the result of the close interaction between it and its companion galaxy NGC 5195, which may have passed through the main disk of M51 about 500 to 600 million years ago. In this proposed scenario, NGC 5195 came from behind M51 through the disk towards the observer and made another disk crossing as recently as 50 to 100 million years ago until it is where we observe it to be now, slightly behind M51. [18]

Star formation Edit

The central region of M51 appears to be undergoing a period of enhanced star formation. The present efficiency of star formation, defined as the ratio of mass of new stars to the mass of star-forming gas, is only

1%, quite comparable to the global value for the Milky Way and other galaxies. It is estimated that the current high rate of star formation can last no more than another 100 million years or so. [19]

Transient events Edit

Three supernovae have been observed in the Whirlpool Galaxy: [20]

In 1994, SN 1994I was observed in the Whirlpool Galaxy. It was classified as type Ic, indicating that its progenitor star was very massive and had already shed much of its mass, and its brightness peaked at apparent magnitude 12.91. [21]

In June 2005 the type II supernova SN 2005cs was observed in the Whirlpool Galaxy, peaking at apparent magnitude 14. [22] [23]

On 31 May 2011 a type II supernova was detected in the Whirlpool Galaxy, peaking at magnitude 12.1. [24] This supernova, designated SN 2011dh, showed a spectrum much bluer than average, with P Cygni profiles, which indicate rapidly expanding material, in its hydrogen-Balmer lines. [25] The progenitor was probably a yellow supergiant [26] and not a red or blue supergiant, which are thought to be the most common supernova progenitors.

On 22 January 2019, a supernova impostor, designated AT2019abn, was discovered in Messier 51. The transient was later identified as a luminous red nova. The progenitor star was detected in archival Spitzer Space Telescope infrared images. No object could be seen at the position of the transient in archival Hubble images, indicating that the progenitor star was heavily obstructed by interstellar dust. 2019abn peaked at magnitude 17, reaching an intrinsic brightness of M r = − 14.9 =-14.9> . [27]

Planet candidate Edit

In September 2020, the detection of a candidate exoplanet, named M51-ULS-1b, orbiting the high-mass X-ray binary M51-ULS-1 in this galaxy was announced. If confirmed, it would be the first known instance of an extragalactic planet, a planet draußen the Milky Way Galaxy. The planet was detected by eclipses of the X-ray source (XRS), which consists of a stellar remnant (either a neutron star or a black hole) and a massive star, likely a B-type supergiant. The planet would be slightly smaller than Saturn and orbit at a distance of some tens of astronomical units. [28] [29]

NGC 5195 (also known as Messier 51b or M51b) is a dwarf galaxy that is interacting with the Whirlpool Galaxy (also known as M51a or NGC 5194). Both galaxies are located approximately 25 million light-years away in the constellation Canes Venatici. Together, the two galaxies are one of the most widely studied interacting galaxy pairs.

The Whirlpool Galaxy is the brightest galaxy in the M51 Group, a small group of galaxies that also includes M63 (the Sunflower Galaxy), NGC 5023, and NGC 5229. [30] [31] [32] [33] This small group may actually be a subclump at the southeast end of a large, elongated group that includes the M101 Group and the NGC 5866 Group, although most group identification methods and catalogs identify the three groups as separate entities. [34]

A 1992 Hubble image showing a knot of dust once thought to be a pair of rings encircling a black hole


A close-up look at the whirlpool around a gigantic black hole

Detailed observations of the quasar 3C 273 with the GRAVITY instrument reveal the structure of rapidly moving gas around the central super-massive black hole, the first time that the so-called “broad line region” could be resolved. The international team of astronomers was thus able to measure the mass of the black hole with unprecedented precision. This measurement confirms the fundamental assumptions of the most commonly used method to measure the mass of central black holes in distant quasars. Studying these black holes and determining their masses is an essential ingredient to understanding galaxy evolution in general.

Optical image of the quasar 3C273, obtained with the Hubble Space Telescope. The quasar resides in a giant elliptical galaxy in the constellation of Virgo at a distance of about 2.5 billion lightyears. It was the first quasar ever to be identified.

Optical image of the quasar 3C273, obtained with the Hubble Space Telescope. The quasar resides in a giant elliptical galaxy in the constellation of Virgo at a distance of about 2.5 billion lightyears. It was the first quasar ever to be identified.

More than 50 years ago, the astronomer Maarten Schmidt identified the first “quasi-stellar object” or quasar, named 3C 273, as an extremely bright but distant object. The energy emitted by such a quasar is much greater than in a normal galaxy such as our Milky Way and cannot be produced by regular fusion processes in stars. Instead, astronomers assume that gravitational energy is converted into heat as material is being swallowed by an extremely massive black hole.

An international team of astronomers has now used the GRAVITY instrument to look deep into the heart of the quasar and was able to actually observe the structure of rapidly moving gas around the central black hole. So far, such observations had not been possible due to the small angular size of this inner region, which is about the size of our Solar system but at a distance of some 2.5 billion lightyears. The GRAVITY instrument combines all four ESO VLT telescopes in a technique called interferometry, which allows a huge gain in angular resolution, equivalent to a telescope with 130 metres in diameter. Thus the astronomers can reveal structures at the level of 10 micro-arcseconds, which corresponds to about 0.1 lightyears at the distance of the quasar (or an object the size of a 1-Euro-coin on the Moon).

Here the principle geometry of the Broad Line Region of the quasar is shown. The individual clouds are distributed in a thick ring (green shaded area), and rotate around the central black hole. The astronomers on Earth view this system under a slight angle (i).

Here the principle geometry of the Broad Line Region of the quasar is shown. The individual clouds are distributed in a thick ring (green shaded area), and rotate around the central black hole. The astronomers on Earth view this system under a slight angle (i).

“GRAVITY allowed us to resolve the so-called ‘broad line region’ for the first time ever, and to observe the motion of gas clouds around the central black hole”, explains Eckhard Sturm, lead author from the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE). “Our observations reveal that the gas clouds do whirl around the central black hole.”

The broad atomic emission lines are an observational hallmark of quasars, clearly indicating the extra-galactic origin of the source. So far, the size of the broad line region is measured mainly by a method called “reverberation mapping”. Brightness variations of the quasar’s central engine cause a light echo once the radiation hits clouds further out – the larger the size of the system, the later the echo. In the best cases, the motions of the gas can also be identified, often implying a disk in rotation. This result, derived from timing information, can now be confronted with spatially resolved observations with GRAVITY.

This map shows the best fitting model for the velocity of the clouds in the Broad Line Region. Red coloured clouds are moving away from the observer, blue coloured clouds are moving towards the observer. Even by eye, one can distinguish a rotation. The rotation axis coincides with the direction of the jet inside the model error bars.

“Our results support the fundamental assumptions of reverberation mapping,” confirms Jason Dexter, co-lead author from MPE. “Information about the motion and size of the region immediately around the black hole are crucial to measure its mass,” he adds. For the first time, the method was now tested experimentally and passed its test with flying colours, confirming previous mass estimates of about 300 million solar masses for the black hole. Thus, GRAVITY provides both a confirmation of the main method used previously to determine black hole masses in quasars and a new and highly accurate, independent method to measure such masses. It thereby promises to provide a benchmark for measuring black hole masses in thousands of other quasars.

Quasars play a fundamental role in the history of the Universe, as their evolution is intricately tied to galaxy growth. While astronomers assume that basically all large galaxies harbour a massive black hole at their centre, so far only the one in our Milky Way has been accessible for detailed studies.

“This is the first time that we can spatially resolve and study the immediate environs of a massive black hole outside our home galaxy, the Milky Way,” emphasizes Reinhard Genzel, head of the infrared research group at MPE. “Black holes are intriguing objects, allowing us to probe physics under extreme conditions – and with GRAVITY we can now probe them both near and far.”

Zoom into the centre of the quasar 3C273

This animation shows a zoom from an optical image of the quasar to an artist’s impression of the surroundings of a supermassive black hole, composed of a dusty torus, very hot, infalling material and often a jet of material ejected at high speeds from the black hole’s poles. Astronomers were now able to spatially resolve the “broad line region”, where gas clouds whirl around the central black hole.

1. Quasars or “quasi-stellar objects” are the active nuclei of far-away galaxies, which are extremely luminous. They typically appear as bright as several hundred billion stars, ten times more luminous than all stars in our Milky Way combined. This extreme luminosity allows them to be observed to vast distances quasars are among the most distant astronomical objects that can be observed.

2. 3C273 was the first quasar to be identified as a “quasi-stellar object” by Maarten Schmidt in 1963. It is located in the constellation Virgo and can even be observed with good amateur telescopes.

3. The method of “reverberation mapping” is used in estimating the mass of the central black hole in a quasar. Typically, the continuum radiation from the inner accretion disk, where in-falling material is heated to very high temperature, is variable. This continuum radiation can be observed directly, but it also illuminates gas clouds a bit further away from the centre. These clouds in turn will send out radiation in emission lines, which are broadened due to their fast rotation (the “broad line region”). The time delay between the variability of the continuum (from matter close to the black hole) and the broad line region a bit further out serves as a characteristic length scale – on the order of 1 lightmonth or the size of our Solar System. The length scale thus provides information on the geometry around the black hole and can be used to estimate its mass.

4. The GRAVITY instrument combines the light from the four ESO VLT telescopes on Paranal, Chile, to form a virtual telescope with 130 metres across, using a technique called interferometry. This enables the astronomers to detect much finer detail in astronomical objects than is possible with a single telescope.


Kormendy, J. & Ho, L. C. Coevolution (or not) of supermassive black holes and host galaxies. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 51, 511–653 (2013).

Ferrarese, L. & Merritt, D. A fundamental relation between supermassive black holes and their host galaxies. Astrophys. J. 539, L9–L12 (2000).

Gebhardt, K. et al. A relationship between nuclear black hole mass and galaxy velocity dispersion. Astrophys. J. 539, L13–L16 (2000).

Onken, C. A. et al. Supermassive black holes in active galactic nuclei. II. Calibration of the black hole mass–velocity dispersion relationship for active galactic nuclei. Astrophys. J. 615, 645–651 (2004).

Silk, J. & Rees, M. J. Quasars and galaxy formation. Astron. Astrophys. 331, L1–L4 (1998).

King, A. Black holes, galaxy formation, and the M BHσ relation. Astrophys. J. 596, L27–L29 (2003).

Fabian, A. C. Observational evidence of active galactic nuclei feedback. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 50, 455–489 (2012).

Blandford, R. D. & McKee, C. F. Reverberation mapping of the emission line regions of Seyfert galaxies and quasars. Astrophys. J. 255, 419–439 (1982).

Peterson, B. M. Reverberation mapping of active galactic nuclei. Publ. Astron. Soz. Pac. 105, 247 (1993).

Begelman, M. C., Volonteri, M. & Rees, M. J. Formation of supermassive blackholes by direct collapse in pre-galactic haloes. Mon. Nicht. R. Astron. Soz. 370, 289–298 (2006).

Dijkstra, M., Haiman, Z., Mesinger, A. & Wyithe, J. S. B. Fluctuations in the high-redshift Lyman–Werner background: close halo pairs as the origin of supermassive black holes. Mon. Nicht. R. Astron. Soz. 391, 1961–1972 (2008).

Agarwal, B. et al. Ubiquitous seeding of supermassive black holes by direct collapse. Mon. Nicht. R. Astron. Soz. 425, 2854–2871 (2012).

Filippenko, A. V. & Sargent, W. L. W. Discovery of an extremely low luminosity Seyfert 1 nucleus in the dwarf galaxy NGC 4395. Astrophys. J. 342, L11 (1989).

Filippenko, A. V. & Ho, L. C. A low-mass central black hole in the bulgeless Seyfert 1 galaxy NGC 4395. Astrophys. J. 588, L13–L16 (2003).

Edri, H., Rafter, S. E., Chelouche, D., Kaspi, S. & Behar, E. Broadband photometric reverberation mapping of NGC 4395. Astrophys. J. 756, 73 (2012).

La Franca, F. et al. Extending virial black hole mass estimates to low-luminosity or obscured AGN: the cases of NGC4395 and MCG-01-24-012. Mon. Nicht. R. Astron. Soz. 449, 1526–1535 (2015).

den Brok, M. et al. Measuring the mass of the central black hole in the bulgeless galaxy NGC 4395 from gas dynamical modeling. Astrophys. J. 809, 101 (2015).

Peterson, B. M. et al. Multiwavelength monitoring of the dwarf Seyfert 1 galaxy NGC 4395. I. A reverberation-based measurement of the black hole mass. Astrophys. J. 632, 799–808 (2005).

Desroches, L.-B. et al. Multiwavelength monitoring of the dwarf Seyfert 1 galaxy NGC 4395. III. Optical variability and X-ray/UV/optical correlations. Astrophys. J. 650, 88–101 (2006).

Woo, J.-H., Yoon, Y., Park, S., Park, D. & Kim, S. C. The black hole mass–stellar velocity dispersion relation of narrow-line Seyfert 1 galaxies. Astrophys. J. 801, 38 (2015).

Pancoast, A. K. A New Method for Measuring Black Hole Masses in Active Galaxies: Modeling the Broad Line Region Using Reverberation Mapping Data. PhD thesis, Univ. California, Santa Barbara (2015).

De Rosa, G. et al. Space telescope and optical reverberation mapping project. I. Ultraviolet observations of the Seyfert 1 galaxy NGC 5548 with the cosmic origins spectrograph on Hubble Space Telescope. Astrophys. J. 806, 128 (2015).

Jahnke, K. & Macciò, A. V. The non-causal origin of the black-hole-galaxy scaling relations. Astrophys. J. 734, 92 (2011).

Granato, G. L., De Zotti, G., Silva, L., Bressan, A. & Danese, L. A physical model for the coevolution of QSOs and their spheroidal hosts. Astrophys. J. 600, 580–594 (2004).

Croton, D. J. et al. The many lives of active galactic nuclei: cooling flows, black holes and the luminosities and colours of galaxies. Mon. Nicht. R. Astron. Soz. 365, 11–28 (2006).

Dubois, Y. et al. Black hole evolution—I. Supernova-regulated black hole growth. Mon. Nicht. R. Astron. Soz. 452, 1502–1518 (2015).

Anglés-Alcázar, D. et al. Black holes on FIRE: stellar feedback limits early feeding of galactic nuclei. Mon. Nicht. R. Astron. Soz. 472, L109–L114 (2017).

Greene, J. E. Low-mass black holes as the remnants of primordial black hole formation. Nat. Commun. 3, 1304 (2012).

White, R. J. & Peterson, B. M. Comments on cross-correlation methodology in variability studies of active galactic nuclei. Publ. Astron. Soz. Pac. 106, 879 (1994).

Peterson, B. M. et al. On uncertainties in cross-correlation lags and the reality of wavelength-dependent continuum lags in active galactic nuclei. Publ. Astron. Soz. Pac. 110, 660–670 (1998).

Kraemer, S. B., Ho, L. C., Crenshaw, D. M., Shields, J. C. & Filippenko, A. V. Physical conditions in the emission-line gas in the extremely low luminosity Seyfert nucleus of NGC 4395. Astrophys. J. 520, 564–573 (1999).

Denney, K. D. Are outflows biasing single-epoch C iv black hole mass estimates? Astrophys. J. 759, 44 (2012).

Komossa, S., Xu, D., Zhou, H., Storchi-Bergmann, T. & Binette, L. On the nature of Seyfert galaxies with high [O iii ] λ5007 blueshifts. Astrophys. J. 680, 926–938 (2008).


FACTS, LOCATION AND SIZE

The Whirlpool Galaxy was first observed by Charles Messier on October 13, 1773, when he was observing a comet. He later added the object to his catalogue as Messier 51. The smaller galaxy, NGC 5195, was discovered by Messier’s colleague Pierre Méchain in 1781.

Charles Messier originally described the object as a “very faint nebula, without stars, near the eye of the Northern Greyhound, below the star Eta of 2nd magnitude of the tail of Ursa Major… One cannot see this nebula without difficulties with an ordinary 3.5 foot telescope. Near it is a star of 8th magnitude.” After the discovery of the smaller companion galaxy, he noted, “It is double, each has a bright centre, which are separated 4󈧧”. The two ‘atmospheres’ touch each other, the one is even fainter than the other.”

The Whirlpool galaxy was the first galaxy to be recognized as a spiral, in spring 1845, after William Parsons, the 3rd Earl of Rosse, observed it with his 72-inch reflector, the so-called Leviathan. Lord Rosse also created a very accurate painting of the object, which is why Messier 51 is sometimes also called Rosse’s Galaxy or Lord Rosse’s ‘Question Mark.’

The Whirlpool Galaxy is relatively easy to find in good observing conditions. It lies just below Alkaid, Eta Ursae Majoris, the bright star marking the tip of the handle of the Big Dipper in Ursa Major constellation. It can be found by moving the binoculars to the southwest of Alkaid, toward Cor Caroli, Alpha Canum Venaticorum, the brightest star in Canes Venatici constellation. The Whirlpool Galaxy is located 3.5° to the southeast of Alkaid. It is best viewed at a low magnification and, to make out the spiral arms, one needs at least a 4-inch telescope.

The Whirlpool Galaxy is approximately 60 light years across. It has an angular diameter of about 11.2′. The galaxy’s bright circular disk is believed to have a radius of approximately 43,000 light years. The estimated mass of M51 is about 160 billion solar masses.

The galaxy’s compact nucleus is classified as of Seyfert type 2.5. The declination of the galaxy is +47°, which makes M51 circumpolar (never setting below the horizon) for observers above 43°N latitude.

With a diameter of approximately 75,000 light years, the Whirlpool is about 25 percent smaller than our own galaxy, the Milky Way. The angular diameter of the galaxy is about 1/3rd the width of the full Moon.

In good viewing conditions, the Whirlpool Galaxy can be seen with binoculars, and with amateur telescopes it can be observed in greater detail. The outlines of the Whirlpool and its companion galaxy are visible through a 100 mm telescope, and the spiral structure can be seen though a 150 mm telescope. To see the galaxy’s spiral bands and HII regions, one needs a larger instrument, ideally one of more than 300 mm.

Three supernovae have been observed in the galaxy. SN 1994I was spotted on April 2, 1994. It peaked at magnitude 12.8 and was classified as a type Ic supernova. SN 2005cs, a type II supernova was seen on June 27, 2005, and peaked at visual magnitude 14. SN 2011dh was detected on May 31, 2011. It had an apparent visual magnitude of 14.2, peaked at magnitude 13.5, and was classified as a type II supernova.

The Whirlpool Galaxy, also known as M51 or NGC 5194, is having a close encounter with a nearby companion galaxy, NGC 5195, just off the upper edge of this image. The companion’s gravitational pull is triggering star formation in the main galaxy, as seen in brilliant detail by numerous, luminous clusters of young and energetic stars. The bright clusters are highlighted in red by their associated emission from glowing hydrogen gas. This Wide Field Planetary Camera 2 image enables researchers to clearly define the structure of both the cold dust clouds and the hot hydrogen and link individual clusters to their parent dust clouds. Intricate structure is also seen for the first time in the dust clouds. Along the spiral arms, dust “spurs” are seen branching out almost perpendicular to the main spiral arms. Image: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

The central region of the Whirlpool Galaxy is undergoing a period of intense star formation at a rate it will likely not be able to sustain for more than another 100 million years. In NGC 5195, however, there are almost no new stars being formed. This means that the smaller galaxy was either dust-poor even before the encounter with the Whirlpool or it has been stripped of dust as a result of the interaction with the larger galaxy.

The Whirlpool Galaxy and NGC 5195 had not been confirmed to be interacting until the first radio images of the pair were obtained. Prior to that, astronomers could not determine with any degree of certainty that the two galaxies were not just lying in the same line of sight.

Both NGC 5194 and NGC 5195 are believed to contain supermassive black holes, each emitting intense X-rays.

The current spiral structure of the larger galaxy is believed to be a result of the smaller galaxy passing through its main disk some 500 to 600 million years ago and making another crossing about 50 to 100 million years ago. NGC 5195 is now located slightly behind the Whirlpool Galaxy.

The two galaxies are gravitationally bound and approaching each other for another interaction. They will eventually merge, but not before they have made a few more passes, which will likely take hundreds of millions of years.

The Whirlpool Galaxy is the brightest member of the M51 Group, a group of galaxies that includes several notable members located in the same region of the sky: the Sunflower Galaxy (Messier 63), NGC 5023, NGC 5229, UGC 8313, and UGC 8331.


So how many supermassive black holes *are* there in Holmberg 15A anyway?

Around 760 million light years from Earth lies the galaxy cluster Abell 85, a mighty collection of about 500 galaxies all orbiting one another. At its center is the enormous elliptical galaxy Holmberg 15A… and I do mean enormous some estimates put it at well over 50 trillion times the mass of the Sun, dozens of times more massive than the Milky Way.

All big galaxies have a supermassive black hole in their hearts, millions or billions of times the Sun's mass. In very rough terms the black hole size scales with the galaxy, and since the galaxy is so huge it's thought the black hole at its core may be as well. It's never been measured directly, but using various indirect bellwethers its mass has been estimated at tens of billions to well over a hundred billion times the Sun's mass. If true, it's the most massive black hole known. However, its actual size is in fact unknown.

Mehr schlechte Astronomie

But there's more of a mystery here as well. Some astronomers have speculated that it's not one black hole but actually two, a supermassive black hole binary system. These are very rare, forming when two big galaxies collide and merge. Eventually the two big bruisers approach one another and enter into mutual orbit. Over many billions of years they can coalesce, merging themselves to form a single, more massive black hole.

Not many binary systems like this are known, despite dedicated searches for them. While it's not always possible to see them directly, their effects on the galaxy around them can give away their presence.

Abell 85, a galaxy cluster with over 400 galaxy members. Holmberg 15A is the central elliptical galaxy, and is extremely massive. Credit: Matthias Kluge/USM/MPE

For example, stars in the center of the galaxy will orbit both black holes. From far away the gravitational fields of both black holes combine and it's like orbiting a single object. But if a star gets close, the difference in distance between the star and the two individual black holes can affect the star's orbit. As it swings past, the orbital motion of the two black holes around each other can fling the star away hard enough that it no longer stays in the center of the galaxy. Over time, the central part of the galaxy will have a deficit of stars.

So, one way to look for binary supermassive black holes is to look at the very centers of these galaxies and see if they are dimmer there than expected. If so, this may be due to the black holes ejecting stars.

And hey, observations of Holmberg 15A described in a paper published in 2014 show that the center of the galaxy is dimmer than expected. That's interesting! So is this evidence of a binary black hole?

Well, hold up. A new paper published late 2020 refutes that claim. The problem, it's claimed, is in the air around us.

The atmosphere above our heads is constantly moving around. As light from an object in space passes through it, little packets of air act like lenses, bending the light to and fro. What we see from the ground is the object apparently dancing around a bit — this is what causes a star to twinkle. But if you take a long exposure of that object it gets blurred out, just like taking a long exposure with a handheld camera will blur the photo due to your hand moving a bit.

What the second paper argues is that this phenomenon adversely affected the measurements of Holmberg 15A's core. The light from the center got smeared out, making it look dimmer than expected. Sure enough, observations taken under better conditions show that the center is not dimmer than expected, and, if anything, is actually a little brighter than you'd expect.

Very Large Array radio observations show the center of Holmberg 15A has a pair of jets (extensions up and down), beams of matter shooting away from a central source, presumably a supermassive black hole. Credit: Madrid, 2020

Also, deep, high-resolution radio observations of Holmberg 15A using the Very Large Array don't show any evidence of a black hole pair there. It does reveal relatively short (7,000 light years long each) jets of matter streaming away from the core, which is pretty good evidence there's a black hole there. But it looks to be alone.

That seems to put the kibosh on the binary black hole. But wait! There's more!

Observations of Holmberg 15A in visible light (left) indicate the galaxy center (red circle) and a nearby source of light (blue circle), also seen in X-ray observations (right). Credit: Madrid, 2020

Right next to the core of the galaxy is a bright source of light, seen in images taken with optical telescopes. An image using the Chandra X-ray Observatory shows this object as well. As matter falls into a black hole it can emit X-rays strongly.

Could this be another black hole? The 2014 paper suggests it could be. It's a relatively minor point they make, and they note previous observations seem to indicate it's a background galaxy, but they basically suggest it's not totally clear and that follow-up observations should be made to make the case one way or another. Fair enough.

In the 2020 paper, though, results of such follow-ups were reported. Using the monster 10-meter Gran Telescopio Canarias, a spectrum of this object reveals it's a quasar, a galaxy with its central black hole gobbling down matter and emitting light, including X-rays. However, this quasar is a staggering 9.5 billion light years away, far far in the background, and its alignment with the center of Holmberg 15A coincidental.

Ah well. The brief hopes that this was a triple black hole are dashed, and it's unlikely even to be binary. To be clear, the second paper can't rule out a binary, either, just that the evidence so far doesn't support that conclusion. Perhaps extremely high-resolution radio observations can clear this up, but those haven't yet been done.

So is it even an ultramassive black hole? Can it at least keep that title?

That's hard to say. There are copious papers looking at the mass, and they all get pretty high numbers for it, so it does seem likely to me there's a beast in the middle of that galaxy, but just how beastly it is hasn't yet been determined.

I know I'm not really giving you a lot of hard answers here, but hey, that's astronomy. It's not like in the movies when you point a telescope at something and yell, "AHA!" Sometimes it can be like that, but not often. Usually it's incremental, finding something interesting, then following up on it, usually many times, working ever-closer (you hope) toward figuring out what the heck it is you're seeing. But the Universe can be jealous of its secrets, and our own instruments and how we use them can make this harder.

If it were easy we'd already know everything. And that wouldn't be nearly as much fun.

My thanks to the author of the new research, Juan Madrid, for letting me know about this.


Ultramassive Black Hole Found in Elliptical Galaxy Holmberg 15A

Astronomers using ESO’s Very Large Telescope (VLT) have discovered an enormous black hole at the center of Holmberg 15A, a supergiant elliptical galaxy and the central, dominant member of the galaxy cluster Abell 85.

Enormous black holes at the cores of galaxies blast radiation and ultra-fast winds outward, as illustrated in this artist’s conception. Image credit: NASA / JPL-Caltech.

Astronomers know about the class of the largest black holes, which they call supermassive black holes.

Typically, these objects, located at the centers of huge galaxies, have masses ranging between 100,000 and 10 billion times that of our Sun.

But the central galaxies of huge galaxy clusters contain monstrous black holes with masses over 10 billion times that of the Sun.

Scientists refer to black holes of this size as ultramassive black holes and only know of a few confirmed examples.

The newly-discovered ultramassive black hole resides in Holmberg 15A, a supergiant elliptical galaxy located in the center of a group of over 500 galaxies called Abell 85.

The object was discovered by astronomer Kianusch Mehrgan and her colleagues from the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics and University Observatory Munich.

“We obtained wide-field spectroscopic data of Holmberg 15A, the brightest cluster galaxy of the cool-core galaxy cluster Abell 85, from VLT’s Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) on November 16, 2017, and August 10, 2018,” they said.

Gemini Multi Object Spectrograph image of the Holmberg 15A (center). Discovered in the 1930s by astronomer Erik Holmberg, this galaxy is located about 700 million light-years away in the constellation Cetus. Holmberg 15A’s central black hole is estimated to have a mass of 40 billion suns. By comparison, the mass of the supermassive black hole found at the center of our Milky Way Galaxy is only about 4 million suns. Scale bar – 10 kpc (32,616 light-years). Image credit: Juan P. Madrid & Carlos J. Donzelli, doi: 10.3847/0004-637X/819/1/50.

Holmberg 15A’s ultramassive black hole is estimated to have a mass of 40 billion times that of the Sun.

“This is the most massive black hole with a direct dynamical detection in the local Universe,” the researchers said.

“It is a factor of two larger than black holes in NGC 4889 (21 billion times that of the Sun) and NGC 1600 (17 billion times that of the Sun).”

“This black hole is not only one of the most massive known, it is also 4 to 9 times larger than expected given the galaxy’s bulge stellar mass.”

The team’s work will be published in the Astrophysikalisches Journal.

K. Mehrgan et al. 2019. A 40-billion solar mass black hole in the extreme core of Holm 15A, the central galaxy of Abell 85. ApJ, in press arXiv: 1907.10608


Schau das Video: Černá díra v naší sluneční soustavě?! Co se stane!? (Oktober 2021).