Estudio de M51 desde el punto de vista fotométrico y morfológico

Descripción general de la galaxia

M51 (NGC 5194) es una galaxia espiral SA(s) bc situada a  7.1 MPc de la tierra, en la constelación CVn (Canes Venatici). Se trata de una galaxia interactuante cuya compañera es NGC5194, galaxia enana de tipo SB0 pec algo más alejada que su hermana mayor (7,7 MPc). Esta última presenta una morfología altamente deformada debido a que está atrapada gravitacionalmente por M51 [1].

Su ángulo de inclinación de 57º respecto del observador, bastante elevado, lo supone una clara ventaja para su estudio. Posee un tamaño  angular de 11’ x 7’ de arco. Sus características fotométricas son el brillo superficial de 12,69 y un índice de color (B-V) de 0,86.

Posee un núcleo activo que permite catalogarla con AGN tipo Seyfert II y algunas e interesantes fuentes de altas energías especialmente en radio, como veremos a continuación.

Se puede apreciar el bulbo, que tiene un tamaño aparente considerable de aproximadamente 1’ de radio,  aunque como veremos más adelante el núcleo activo es mucho más pequeño. Lo que apreciamos realmente en la imagen es la totalidad de la zona de alta emisión de radiación, que ha producido saturación y blooming en esa zona del instrumento (CCD) debido al elevado tiempo de exposición de 420 segundos.

No obstante este tiempo estaba plenamente justificado ya que de ser inferior no nos habría permitido apreciar el resto de los detalles de los brazos, polvo, etc.

Las características que hacen interesante a M51 para realizar estudios de una gran variedad de disciplinas son muy numerosas, entre las cuales destacamos:

Supernovas

En su interior se han registrado numerosas supernovas (SN 2011dh, etc.), algunas de ellas un tanto especiales que se dan en población estelares tipo II denominadas “pobres en ⁵⁶Ni “(SNeIIP) caracterizadas por su baja energía. Se trata de supernovas por colapso del núcleo estelar cuya naturaleza no se ha podido aún confirmar. 

A este grupo pertenecerían la supernovas como la SN 1997D o la SN 2005cs (Figura inferior),por cierto la mejor observada hasta el momento en los rangos óptico e infrarrojo cercano [3].

Detección de SN 2005cs (flecha) y días  posteriores en exposiciones de 600 segundos en filtros V (arriba izquierda) y B (resto) (Pastorello et Al.2013).

Durante unas observaciones realizadas el 29/06/2017 se observó que existía una anomalía en una de las imágenes correspondiente a una exposición en el filtro V (Figura inferior). Se trata de un punto perfectamente circular que parecía proceder de la galaxia estudiada.

Teniendo en cuenta la elevada actividad de supernovas , podría tratarse de una de ellas.

Posible evento de Supernova en 2017 (A. García – F. Baena – G. Orlando – J. Atienza – M. Pagola – JM. Delgado

Aunque no ha podido constatarse la falta de aumento progresivo previo ni de remanencia posterior del evento, y el hecho de que esté presente tan sólo en una de las exposiciones de 420 segundos, no podemos descartar que se tratara de una supernova.

Tampoco ha sido posible poder confirmar este evento buscando en fuentes de información científica, que en todo caso mencionan sucesos en otras fechas de este mismo año, quedando abierta la posibilidad de que se trate de un rayo cósmico.

Tidal debris

Mas allá del contorno lumínico de las dos galaxias, existe una gran nube de materiales sujeta a fuerzas de marea (Tidal Debris) en la que las dos interactuantes están inmersas [Atkins, 2015]. En la Figura inferior podemos apreciar las dimensiones de las mismas y sus zonas.

Tidal Debris alrededor de M51 y NGC5194 [Atkins, 2015]

Naturalmente estas nubes, que son apreciables en el óptico, requieren de telescopios más potentes para su observación, y de mucha mayor sensibilidad instrumental.

Investigaciones

Excepto por la interacción con NGC 5195, M51 resulta una galaxia análoga a la Vía Láctea, lo que ha permitido escogerla como “laboratorio de pruebas” para diversos estudios cuyo verdadero objetivo es nuestra Galaxia. Un claro ejemplo son los estudios de polarimetría resuelta, como el realizado para el instrumento Mimir (Near-Infrared Wide-Field Imager, Spectrometer, and Polarimeter). Además su observabilidad en términos de declinación (+ 47◦) y su gran tamaño angular (11’ × 7’) lo hace especialmente adecuada para observaciones de larga duración con diversos propósitos [6].

Esta galaxia permite estudios de gran precisión sobre nubes moleculares gigantes o GMCs, en las que se produce de forma muy intensa la formación estelar. Los mencionados estudios ponen de manifiesto mecanismos que resultan ser requisito fundamental para entender primero y desarrollar posteriormente, teorías de formación estelar y modelos evolutivos de galaxias. Gracias a la emisión en la banda molecular del CO que se produce en M51 se ha revelado evolución de GMCs de forma independiente frente a la estructura y dinámica galácticas a gran escala [4].

Resulta muy llamativa desde el punto de vista de las emisiones en radio, ya que en una misma región encontramos nada menos que 6 fuentes diferenciadas: el núcleo central Seyfert 2, la supernova SN 2011dh, y cuatro AGNs de fondo. Estas fuentes fueron recientemente investigadas en detalle empleando la técnica denominada “de centro multifásico” con el Very Long Baseline Interferometer Europeo (VLBI) a longitudes de onda de 18 cm con apuntado a M51 [7].  Incluso se ha descubierto una región central muy compleja y desconcertante que incluye un núcleo con jets e incluso un  hotspot con fuerte emisión de radio detectado a 1,44 kpc del centro galáctico, sin duda expulsado desde el mismo [7].

Superposiciones RGB tomando como base filtros BIV

En la Combinación BIV, (Figuras superiores) podemos ver diferenciadas las zonas con alto componente de polvo estelar que destaca en color verde, y que corresponden al infrarrojo cercano. Estas longitudes de onda no presentan una gran absorción por el polvo interestelar  permitiendo la observación de zonas normalmente oscurecidas por estos materiales [3].

La mayor concentración de este color en la zona periférica del bulbo  indica la presencia de estrellas de mayor edad.  Las zonas marrón-amarillentas son las zonas de los brazos que contienen agrupaciones estelares presentando una cierta alineación, sobre todo en las partes interiores o cóncavas. Se trata de zonas de formación estelar.

Referencias

[1]  Whirlpool Galaxy. Wikipedia. Obtenido de: https://en.wikipedia.org/wiki/Whirlpool_Galaxy

[2]  NGC_5195. Wikipedia. Recuperado de: https://en.wikipedia.org/wiki/NGC_5195

[3]  Pastorello, A. et Al (2013). SN 2005cs in M51. Complete Evolution in the Optical and the  Near- Infrared.

[4]  Koda, J et Al. (2009). Dynamically driven evolution of the interstellar medium in m51.

[5]  A lack of resolved near-infrared polarization across the face of m51.

[6]  Rampadarath, H. et Al. (2015). A High Resolution Wide-Field Radio Survey of M51.

[7]  Caos y Ciencia. Recuperado de http://www.caosyciencia.com/ideas/articulo.php?id=310712

[8]  Atkins, A. (2015). Deep imaging of M51: a new view of the whirlpool’s extended tidal debris.

[9]  Márov (1985). Los planetas del Sistema Solar. Moscú: Mir.