Galaksi Pusaran
Galaksi Pusaran (juga disebut Messier 51 a, M51 a, atau NGC 5194) adalah interaksi galaksi spiral desain utama dengan inti galaksi aktif Seyfert 2 di rasi bintang Canes Venatici. Baru-baru ini diperkirakan berjarak 23  4 juta tahun cahaya dari Bima Sakti, tetapi metode yang berbeda menghasilkan jarak antara 15 hingga 35 juta tahun cahaya. Galaksi Pusaran adalah
salah satu galaksi paling terkenal di langit. Galaksi Pusaran dan tetangganya (NGC 5195) yang mudah diamati oleh para astronom amatir, dan dua galaksi tersebut bahkan dapat dilihat dengan binokular. Galaksi Pusaran juga merupakan target populer bagi para astronom profesional, yang mempelajarinya untuk lebih memahami struktur galaksi (terutama struktur yang terkait dengan lengan spiral) dan interaksi galaksi.
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. 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, Earl Rosse ke-3, menggunakan sebuah teleskop refleksi 72 inchi (1.8 m) di Kastil Birr, Irlandia, menemukan Galaksi Pusaran memiliki struktur spiral, "nebula" pertama yang diketahui memiliki struktur ini. Galaksi yang dikenal dengan "nebula spiral" ini tidak diakui sebagai galaksi sampai Edwin Hubble
mampu mengamati variabel Cepheid di beberapa spiral nebula ini, yang memberikan bukti bahwa benda-benda disekitarnya memang merupakan galaksi yang terpisah.
Munculnya radio astronomi dan gambar radio berikutnya dengan tegas menunjukkan bahwa Galaksi Pusaran dan galaksi pendamping memang saling berinteraksi. Terkadang sebutan M51 digunakan untuk merujuk pada sepasang galaksi, dalam hal ini galaksi individu dapat disebut sebagai M51 A (NGC 5194) dan M51B (NGC 5195).
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 objek diakses dari dini hari di musim dingin hingga akhir musim semi, setelah observasi, tempat tersebut terhalang pada garis lintang yang lebih rendah.
M51 terlihat melalui teropong dalam kondisi langit yang gelap dan dapat diselesaikan secara rinci dengan teleskop amatir modern. 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 instrumen yang lebih besar (> 300 mm) dalam kondisi langit gelap,
berbagai pita spiral terlihat jelas dengan daerah HII yang 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 instrumen ACS Hubble.
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 43000 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 di luar dugaan. Sepasang kerucut ionisasi memanjang dari sumbu cincin debu utama.
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, 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 dimana kita mengamati hal itu terjadi sekarang, sedikit di belakang M51.
Bintang biasanya terbentuk di pusat galaksi. Bagian pusat M51 tampaknya mengalami peningkatan periode pembentukan bintang. 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.
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; yang merupakan debu satu jalur sehingga sering terlihat di lengan spiral. Pada daerah dimana konsentrasi dan kepadatan gas mencapai nilai kritis, terjadi keruntuhan di bawah tarikan gravitasinya sendiri, dan bintang-bintang yang lahir di tengah keruntuhan, dimana gas yang dikompresi begitu kuat sehingga terjadi proses fusi dimulai.
Ketika hal 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.
Pada tahun 2005 sebuah supernova (SN 2005cs) diamati di Galaksi Pusaran, memuncak pada magnitudo tampak 14.
Pada tanggal 31 Mei 2011 supernova tipe II, terdeteksi di Galaksi Pusaran, memuncak pada magnitudo 12.1. Supernova ini, disebut SN 2011dh. Spektrum yang lebih biru daripada rata-rata, dengan P Cygni seperti karakteristik garis hidrogen Balmer. Menariknya, nenek moyang bintang ini mungkin super raksasa kuning dan bukan super raksasa merah atau biru, yang tidak biasa.
Beberapa dekade yang lalu, tidak diketahui dengan pasti apakah pendamping galaksi NGC 5195 adalah teman sejati, atau galaksi lain yang lewat di kejauhan. Munculnya radio astronomi dan gambar radio berikutnya menunjukkan realitas interaksi.
Simulasi terakhir membuktikan bahwa struktur spiral M51 yang disebabkan oleh NGC 5195 melalui bidang utama dari M51 sekitar 500 sampai 600 juta tahun lalu. Dalam model ini, 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 dimana kita mengamati hal itu terjadi sekarang, sedikit di belakang M51.