גלקסיית המערבולת

תצפית

הגלקסיה שוכנת בקבוצת כלבי ציד, וניתן למצוא אותה כ-3.5 מעלות מדרום-מזרח לאלקאיד שבקבוצת הדובה הגדולה. עם נטייה של 47° היא אינה שוקעת עבור צופים בקווי רוחב מעל 43° צפון ומאותה סיבה הגלקסיה נראית במיקום גבוה בשמים בכל רחבי החצי הכדור הצפוני, מה שהופך אותה לנוחה לתצפית החל משעות הערב המוקדמות בחורף ועד סוף האביב.
בתנאי ראות טובים ניתן לראות את M51 אף בעזרת משקפת ובעזרת טלסקופ 150 מ"מ, ניתן גם להבחין במבנה הספירלי הפנימי של הגלקסיה וכן לראות את בת זוגה. בטלסקופים גדולים יותר (300 מ"מ ומעלה) ניתן להפריד בין הזרועות השונות, לראות אזורי יצירת כוכבים בתוך הגלקסיה ואת פרטי החיבור שלה ל-NGC5195. כרגיל עבור גלקסיות, ניתן לראות את מלוא גודלה של M51 רק בתצלומים בחשיפה ארוכה, אשר חושפים מבנה גדול משמעותית של גז מעבר לדיסקה הנראית בעין.
בינואר 2005, אחד מצוותי טלסקופ החלל האבל הרכיב תמונה בגודל 11,477x7,965 פיקסלים של M51 (המוצגת בתיבת המידע), בעזרת המצלמה הרב-שימושית (ACS) של הטלסקופ.

גילוי

גלקסיית המערבולת התגלתה על ידי שארל מסיה ב-1773 וסומנה כ-M51 בקטלוג מסיה. בת זוגה, NGC 5195, התגלתה על ידי פייר מאשן, חברו ועוזרו של מסיה, בשנת 1781. בשנת 1845 הייתה גלקסיית המערבולת הגלקסיה הראשונה שזוהתה כגלקסיה ספירלית, על ידי ויליאם פרסונס, רוזן רוס השלישי, בעזרת טלסקופ מחזיר-אור בקוטר 1.8 מטר שהוא בנה בטירת ביר, אירלנד.

מבנה ותכונות

מאמינים כי המבנה הספירלי המובהק של גלקסיית המערבולת הוא תוצאה של האינטראקציה הקרובה בינה לבין בת הלוויה שלה, NGC 5195. אך המבנה הספירלי אינו התוצאה היחידה של האינטראקציה, אשר גורמת גם להפרעות בענני גז ולהתפתחות אזורי יצירת כוכבים, הנראים בתמונת הגלקסיה כאזורים כחולים בהירים לאורך הזרועות.
בשנת 1994 נצפתה בגלקסיית המערבולת סופרנובה 1994I, אשר סווגה כטיפוס Ic והגיעה לבהירות שיא של 12.8. הסופרנובה התרחשה באזור הפנימי של הגלקסיה, כ-2000 שנות אור מהגרעין, והתגלתה על ידי שני האסטרונומים החובבים ג'רי ארמסטרונג וטים פאקט ממועדון האסטרונומיה של אטלנטה.
בשנת 2005 נצפתה בגלקסיה הסופרנובה SN2005cs, מטיפוס II, ובעלת בהירות שיא של 14.0.
ב-31 במאי 2011, התגלתה ב-M51 סופרנובה נוספת, SN 2011dh, גם היא מטיפוס II ובעלת בהירות של 13.5.
בעזרת הסופרנובה בשנת 2005, הוערך המרחק בין שביל החלב ל-M51 בכ-23 מיליון שנות אור. במרחק זה, גודלה הזוויתי של הדיסקה, 11.2 דקות קשת, מתורגם לקוטר של כ-75,000 שנות אור. מסת הדיסקה מוערכת בכ-160 מיליארד מסות שמש.
הקרינה הנפלטת ממרכז הגלקסיה מכילה ספקטרום פליטה של מימן, חמצן, חנקן וגופרית עם קווי פליטה רחבים שמאפיינים גרעין גלקטי פעיל של גלקסיות סייפרט. משערים כי במרכז המבנה הספירלי קיים חור שחור המוקף בטבעת אבק, אשר ניצבת באופן כמעט אנכי לגלקסיה, השטוחה יחסית. טבעת משנית חוצה את הטבעת הראשית בציר שונה, תופעה המנוגדת לציפיות. כמו כן, זוג חרוטי יינון יוצאים מציר הטבעת הראשית.

NGC 5195 והקבוצה הגלקטית

לפני מספר עשורים לא היה ידוע אם NGC 5195, אשר נראית כבת זוגה של גלקסיית המערבולת, אכן נמצאת בקרבה פיזית אליה או פשוט נמצאת על אותו קו ראייה, אך במרחק גדול. תצפיות בתחום הרדיו ענו על השאלה והוכיחו חד-משמעית שקיימת אינטראקציה פיזית בין שתי הגלקסיות.
סימולציות מהשנים האחרונות מעלות את האפשרות כי המבנה הספירלי של M51 נגרם על ידי מעברה של NGC 5195 דרך הדיסקה המרכזית של M51 לפני כ-500 - 600 מיליון שנה. באחד המודלים, NGC 5195 עברה דרך הדיסק של M51 מאחור וכלפי הצופה וביצעה חצייה נוספת של הדיסק לפני כ-50 עד 100 מיליון שנה, עד שהגיעה למיקומה הנוכחי, קצת מאחורי M51.
גלקסיית המערבולת היא הבהירה בקבוצת M51, קבוצת גלקסיות קטנה הכוללת גם את גלקסיית החמניה (M63), וייתכן שגם את NGC 5023 ו-NGC 5229,‏ שיש שמשייכים אותן לקבוצת M94 שמרחקה משביל החלב הוא כשני שלישים מהמרחק אל גלקסיית המערבולת. ייתכן כי קבוצה קטנה זו היא למעשה תת-קבוצה בקצה הדרום-מערבי של קבוצת M101 הכוללת את גלקסיית גלגל הרוח ואת NGC 5474, אך חלק ניכר משיטות הסיווג ומהקטלוגים מזהים את שתי הקבוצות כישויות נפרדות.