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M51 (galaxie)

Coordonnées :Sky map13h 29m 52.7102s, +47° 11′ 42.746″
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(Redirigé depuisNGC 5194)
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Pour les articles homonymes, voirM51.

M51 (Galaxie du Tourbillon)
Image illustrative de l’article M51 (galaxie)
La galaxie spirale M51 et son compagnon,NGC 5195 (à gauche)[a].
Données d’observation
(ÉpoqueJ2000.0)
ConstellationChiens de chasse
Ascension droite (α)13h 29m 52,7102s[1]
Déclinaison (δ)+47° 11′ 42,746″[1]
Magnitude apparente(V)8,4[2]
9,0 dans laBande B[2]
Brillance de surface13,12 mag/am2[2]
Dimensions apparentes(V)11,2′ × 6,9′[2]
Décalage vers le rouge0,001745 ± 0,000007[1]
Angle de position7°[2]

Localisation dans la constellation :Chiens de chasse

(Voir situation dans la constellation : Chiens de chasse)
Astrométrie
Vitesse radiale523 ± 2 km/s[1]
Distance7,225 ± 2,126 Mpc (∼23,6 millions d'al)[3]
Caractéristiques physiques
Type d'objetGalaxie spirale
Type de galaxieSA(s)bc pec[1],[4] SABb[5] Sbc[2]
Dimensionsenviron 24,80 kpc (∼80 900 al)[1],[b]
Découverte
Découvreur(s)Charles Messier[4]
Date[4]
Désignation(s)NGC 5194
PGC 47404
UGC 8493
MCG 8-25-12
CGCG 246-9
IRAS 13278+4736
KCPG 379B
Arp 85
VV 1 (ou 403)[2]
Liste des galaxies spirales
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M51 (NGC 5194), aussi surnommée lagalaxie du Tourbillon, est unegalaxie spirale relativement rapprochée située à environ 7,225 ± 2,126 Mpc (∼23,6 millions d'al)[3], selon des mesures non basées sur ledécalage vers le rouge, dans laconstellation desChiens de chasse.

M51 est la première galaxie dont on a observé lastructure spirale au milieu duXIXe siècle. De plus, cette galaxie est eninteraction gravitationnelle avec sa plus proche compagne, lagalaxie lenticulaireNGC 5195 (parfois désignée M51B[4]).

Laclasse de luminosité de M51 est II-III et elle présente une largeraie HI. Elle renferme également desrégions d'hydrogène ionisé (HII). De plus, elle est unegalaxie active de typeSeyfert 2.5[1].

La luminosité de M51 dans l'infrarouge lointain (de 40 à 400 µm) est égale à 2,04 × 1010 L⊙{\displaystyle L_{\odot }} (1010,31L⊙{\displaystyle L_{\odot }}) et sa luminosité totale dans l'infrarouge (de 8 à 1 000 µm) est de 2,63 × 1010 L⊙{\displaystyle L_{\odot }} (1010,42L⊙{\displaystyle L_{\odot }})[6].

Selon la base de donnéesNASA/IPAC, la vitesse de M51 par rapport aufond diffus cosmologique est de696 ± 12 km/s[1].

Histoire observationnelle

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Découverte de M51

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M51 a été découverte par l'astronomefrançaisCharles Messier le. Ce dernier l'a inscrite à son célèbrecatalogue le. Six jours auparavant, soit le5 janvier 1774, l'astronomeallemandJohann Elert Bode avait redécouvert indépendamment M51[4].

La galaxie compagneNGC 5195 n'a été découverte que le par l'astronome françaisPierre Méchain, mais on pense que les deux galaxies ont été observées par Messier[4].

Structure spiralée

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La première mention connue de la structure spirale de M51 fut rapportée par l'astronome irlandaisWilliam Parsons (dit Lord Rosse) en, alors qu'il l'observait à l'aide deson télescope de 1,8 mètre de diamètre (72pouces) situé auChâteau de Birr, enIrlande. Parsons en fit un premier croquis, publié en juin de la même année à laBritish Association for the Advancement of Science deCambridge. Il en réalisera un second en[7].

Le surnom de « galaxie du Tourbillon » (Whirlpool Galaxy en anglais) proviendrait d'une publication de du dessin de Parsons annoncée comme : « la nébuleuse du tourbillon de Lord Rosse »[7].

Second dessin de M51 réalisé par William Parsons, publié en 1850.

M51 fut la première « nébuleuse » connue exhibant une structure spirale. Depuis cette découverte, on donna le nom de nébuleuse spirale à d'autresobjets du ciel profond à l'aspect similaire. Il faudra attendre lesannées 1920 et les travaux d'Edwin Hubble pour que les astronomes comprennent que la plupart de ces « nébuleuses » sont en fait d'autres galaxies, bien plus lointaines.

Distance

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La distance qui nous sépare de la galaxie M51 reste encore à ce jour incertaine. Selon les méthodes de calcul et d'observation utilisées, les valeurs obtenues restent plus ou moins fiables et précises :

Selon la base de donnéesNASA/IPAC, la distance de Hubble de M51 est égale à 10,27 ± 0,74 Mpc (∼33,5 millions d'al)[1]. Cependant, comme pour plusieurs galaxies dugroupe de M101 et dugroupe de M51 (voir en fin de page), la distance de Hubble est souvent très différente de la distance mesurée par des méthodes indépendantes dudécalage vers le rouge. Certaines galaxies se déplacent dans le groupe avec des vitesses propres qui ne sont pas négligeables par rapport à lavitesse de récession produite par l'expansion de l'Univers. Si une galaxie du groupe se dirige vers laVoie lactée, on obtient une distance de Hubble plus petite que la distance réelle de la galaxie et, dans le cas contraire, une distance plus grande.

Dans le cas de M51, 53 mesures non basées sur ledécalage vers le rouge (redshift) ont été réalisées à ce jour. La distance de cet échantillon donne une valeur de 7,225 ± 2,126 Mpc (∼23,6 millions d'al)[3]. Selon ces mesures, la distance de M51 est comprise entre 16,6 et 30,5 millions d'années-lumière.

Une valeur plus précise de 8,4 ± 0,7 Mpc (∼27,4 millions d'al) a été obtenue en se basant sur lessupernovas SN 2005cs et SN 2011dh[8]. Une dizaine d'autres articles portant sur l'évaluation de la distance de M51 ont été publiés depuis 2012[9]. La valeur moyenne des distances de ces articles est de 7,76 ± 0,93 Mpc (∼25,3 millions d'al).

Selon une étude publiée en 2023, la distance de M51 serait égale à 7,50 ± 0,24 Mpc (∼24,5 millions d'al). Cette valeur est basée sur l'observation decéphéides et de la supernova SN 2005cs[10].

Morphologie

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M51 est unegalaxie spirale de grand style[11], c'est-à-dire dont lesbras spiraux sont bien définis. On pense par ailleurs que le dessin majestueux de ses bras est en partie dû à l'influence gravitationnelle de la galaxie compagneNGC 5195[11]. M51 présente deux bras spiraux majeurs qui s'enroulent autour de sonbulbe central. Ces derniers effectuent par endroits des virages serrés, s'apparentant à des « coudes » probablement causés par l'interaction avec NGC 5195[12]. Le bras spiral Nord se termine en rejoignant la galaxie compagne, mais en réalité celui-ci passe devant celle-ci depuis notre point de vue[13].

La paire de galaxies M51 et NGC 5195 (à droite) imagée par letélescope spatial Hubble (2005).
Détail de M51 réalisé par Hubble.

M51 a été utilisée parGérard de Vaucouleurs comme une galaxie detype morphologique SA(s)bc dans son atlas des galaxies[14],[15]. Avec NGC 5195, elle figure également dans l'atlas des galaxies particulières d'Halton Arp sous la cote Arp 85[4].

Interaction avec NGC 5195

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M51 forme une paire degalaxies en interaction avec sa voisineNGC 5195. À ce jour, le déroulement précis de leur interaction reste à débat. Deux hypothèses existent à ce sujet, basées sur dessimulations numériques et des étudescinématiques : celle où NGC 5195 aurait effectuée plusieurs rencontres rapprochées avec M51, et celle d'une rencontre unique[16].

Selon la première hypothèse, NGC 5195 pourrait avoir traversé le disque de M51 il y a entre 500 et 600 millions d'années, le pénétrant de l'arrière vers notre direction, avant d'effectué un autre croisement il y a entre 50 et 100 millions d'années jusqu'à sa position présente, soit légèrement à l'arrière de M51[17]. Dans un article publié en 2020, la première rencontre est indiquée comme avoir eu lieu il y a entre 400 et 500 millions d'années[16].

L'interaction entre les deux galaxies a amélioré le taux deformation d'étoiles dans M51, et plus particulièrement dans son bras spiral Nord. On pense également que de lamatière interstellaire, sous forme de gaz, provenant de M51 a pu être accrétée par NGC 5195[18].

Débris de marée

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M51 et NGC 5195 sont entourées dedébris de marée qui apparaissent sous la forme d'une vaste étendue diffuse visible en imagerie optique (lumière visible) ou infrarouge. Ces débris, principalement constitués d'étoiles, ont pour origine l'interaction qui se joue entre les deux galaxies. Au Nord-Ouest de M51, se trouve notamment un grand panache diffus qui s'étend jusqu'à une distance d'environ 43 kpc (∼140 000 al) depuis le centre de cette galaxie. Abritant essentiellement de vieilles étoiles, ce dernier s'est probablement formé il y a quelques centaines de millions d'années[19].

Visualisation des débris de marée (régions diffuses) autour de M51 et NGC 5195. Cette image est issue d'untemps de pose de près de 255h et révèle aussi le nuage ionisé (en rouge, à droite) découvert en 2018.

Un article publié en 2018 rapporte la découverte d'un vaste nuage d'hydrogène ionisé à environ 32 kpc (∼104 000 al) au Nord de la paire de galaxies. La taille de cette nébuleuse est immense, 25 par 7,5 kpc. Pour expliquer la présence de ce vaste nuage, les auteurs de l'étude privilégient les modèles dans lesquels les gaz ont été expulsés du système d'interaction de M51 par desforces de marée ou par des vents provenant d'une période desursaut de formation d'étoiles. Ce dernier scénario soulève la possibilité que ce soit un exemple de nébuleuse fossileAGN ou d'unécho lumineux semblable auvoorwerp de Hanny près de la galaxieIC 2497[20].

Centre de la galaxie

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Formation d'étoiles

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Grâce aux observations dutélescope spatial Hubble, on a détecté un disque de formation d'étoiles autour du noyau de M51. La taille de sondemi-grand axe est estimée à 600 pc (~1 955 années-lumière)[21]. L'efficacité actuelle de formation d'étoiles définie comme étant le rapport de la masse des nouvelles étoiles à la masse du gaz impliqué n'est cependant que d'environ 1 %, une valeur comparable à la valeur globale de laVoie lactée et d'autres galaxies spirales. On estime que ce taux élevé ne durera pas plus de 100 millions d'années[22].

Trou noir supermassif

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Selon les auteurs d'un article publié en, la masse du trou noir central de M51 (NGC 5194) est de8,91 x 106M⊙{\displaystyle M_{\odot }} (106,95M⊙{\displaystyle M_{\odot }})[23].

Selon une étude publiée en 2009 et basée sur la vitesse interne de la galaxie mesurée par letélescope spatial Hubble, la masse dutrou noir supermassif au centre de M51 serait comprise entre 430 milles et 2,3 millions deM⊙{\displaystyle M_{\odot }}[24]. Une autre étude réalisée auprès de 90 galaxies de type Seyfert 2 utilisant ladispersion des vitesses a permis d'estimer la masse des trous noirs supermassifs centraux de celles-ci. Pour M51, la masse du trou noir est égale à 8,9 × 106 M⊙{\displaystyle M_{\odot }} (106,95)[25].

Selon les auteurs d'un article publié en, la connaissance de la masse d'un trou noir central et du taux d'accrétion de celui-ci permet d'estimer letaux de formation d'étoiles dans la région centrale des galaxies de Seyfert. Ce taux pour M51 serait à l'intérieur et à l'extérieur d'un rayon de 1 kpc respectivement de 0,28 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}/an et de 2,2 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}/an[26].

Les images obtenues par le télescope spatial Hubble ont permis aux astronomes de voir ce qui pourrait être un immense disque de poussière qui nourrit le trou noir supermassif au centre de M51. Ces observations furent rapportées par Holland Ford de l'Université Johns-Hopkins[27].

Objets célestes atypiques

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Structure en forme de « X »

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Des images du centre de M51 prises par Hubble montrent une étonnante structure sombre en forme de « X » à la position exacte du trou noir supermassif[27].

L'étonnante structure en forme de « X » au centre de M51 (Hubble).

La barre la plus large et la plus foncée du « X » pourrait être un anneau de poussière d'une centaine d'années-lumière de diamètre qui nous cacherait le trou noir et sondisque d'accrétion[28]. La seconde barre du « X » pourrait être un autre disque de poussière vu par la tranche ou possiblement du gaz et de la poussière en rotation dans M51 qui intersectent les cônes des jets de matière ionisée émis par le trou noir[28],[27].

Autre image plus détaillée du « X » de M51 prise par Hubble.

Étoile obscurcie

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Dans une étude publiée en 2021, en comparant les relevés issus de précédentes observations de M51 par le télescope spatial Hubble, une équipe de chercheurs a découvert que l'étoile M51-DSI, unesupergéante rouge située dans la dite galaxie, a disparu entre 2017 et 2019. De par ses caractéristiques, cette disparation fut interprétée comme une possible « supernova ratée », où l'étoile se serait effondrée sur elle-même donnant directement naissance à un trou noir, sans produire un accroissement de sa luminosité[29]. Cette hypothèse fut cependant rejetée après que l'étoile soit réapparue au cours de l'année 2021. On pense que M51-DSI a plus vraisemblablement connue une importante éruption de matière ayant assombrie l'étoile vue depuis la Terre, la faisant ainsi disparaître temporairement. Ce phénomène, déjà observé à moindre intensité avecBételgeuse en 2019, reste relativement rare[30].

Exoplanète

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En septembre 2020, letélescope spatial Chandra détecte une possibleexoplanète, nomméeM51-ULS-1b, en orbite autour de M51-ULS-1, unebinaire X de grande masse. Son existence a été de nouveau confirmée le 25 octobre 2021 par laNASA qui précise ses observations sur 55 systèmes de M51, 64 dansM101 et 116 dansM104. Le phénomène, présumé comme le passage d'une exoplanète, n'avait été détecté que sur M51-ULS-1. Or, le prochain passage est prévu dans 70 ans environ, ce qui reste difficile à confirmer[31].

Il s'agit de la toute première exoplanète détectée en dehors de laVoie lactée. Cette découverte a été réalisé grâce auxtransits que la planète effectue devant une source derayons X, qui peut être soit uneétoile à neutrons soit un trou noir, enétoile binaire d'objets compacts avec une étoile supergéante, probablement de type B[32],[33].

Observation (amateur)

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Repérage

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Dans leciel terrestre, la galaxie M51 se trouve près de la frontière entre la constellation desChiens de chasse et celle de laGrande Ourse. Elle peut être repérée en utilisantAlkaïd (η UMa), la dernière étoile qui compose l'extrémité du manche de laGrande Casserole (Grande Ourse). Depuis celle-ci, M51 se trouve à environ 3,5° vers le sud-ouest.

Observation

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Avec une magnitude apparente égale à 8,4, M51 peut être distinguer sous un ciel sombre à l'aide d'une paire dejumelles dont l'ouverture est d'au moins 40-50 mm, ou d'un petit télescope[34]. Elle apparaît alors sous la forme d'une faible tâche floue[35]. Avec un télescope de 60 mm, les noyaux de M51 et de NGC 5195 peuvent être résolus séparément. Un instrument de 200 mm est nécessaire pour commencer à distinguer la structure spiralée[36].

Comme c'est souvent le cas pour de nombreuxobjets du ciel profond à l'aspect nébulaire, la véritable étendue et les détails de la structure de M51 ne peuvent être obtenus qu'enastrophotographie.

Puisque sadéclinaison est supérieure à 47°, M51 est toujours située au-dessus de l'horizon pour un observateur situé à unelatitude nordique supérieure à 43°. Il s'agit par conséquent d'unobjet circumpolaire.

Supernova

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Troissupernovas ont été découvertes dans M51 :SN 1994I (en),SN 2005cs (en) etSN 2011dh (en)[37]. En 2019, on a observé unesupernova imposteuse désignée comme AT 2019abn[38].

SN 1994I

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Cette supernova a été découverte le par les astronomes amateursaméricains Tim Puckett[39] et Jerry Armstrong, puis rapportée par les amateurs Wayne Johnson, Doug Millar, Richard Berry et Reiki Kushida[40]. D'une magnitude apparente de 13,5 au moment de sa découverte, elle était detype Ic[41].

SN 2005cs

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La supernova SN 2005cs (point lumineux au centre du cercle) vue dans la galaxie M51 (NOAO).

Cette supernova a été découverte le par l'astronome amateurallemand Wolfgang Kloehr[42],[43]. D'une magnitude apparente de 14 au moment de sa découverte, elle était detype II[44].

SN 2011dh

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Cette supernova a été découverte le (ou le selon la base de données TNS (Transit Name Serveur)[45]) par Tom Reiland, Thomas Griga, Amedee Riou et Stephane Lamotte Bailey[46]. D'une magnitude apparente de 14 au moment de sa découverte, elle était de type IIP[45].

Une candidate progénitrice a pu être détectée par letélescope spatial Hubble[47]. Il est probable qu'il s'agissait à l'origine d'une étoilesupergéante jaune d'une masse entre 18 et 24masses solaires[48]. Une image publiée sur le site de l'Astronomy Picture Of the Day montre M51 avant et après l'explosion de cette étoile[49].

AT 2019abn

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Cette supernova imposteuse a été découverte le par le relevé astronomiqueZwicky Transient Facility de l'observatoire Palomar[50]. Cetévénement transitoire a ensuite été relié à unenova rouge lumineuse. Le progéniteur a été détecté dans les imagesinfrarouges dutélescope spatial Spitzer. Aucun objet n'a pu être détecté dans les images d'archive dutélescope spatial Hubble, indiquant que l'étoile progénitrice a été énormément obscurcie par lapoussière interstellaire. AT 2019abn a atteint unemagnitude apparente maximale de 17 et unemagnitude absolue de -14,9[38].

Groupe de M51 et de M101

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Selon A.M. Garcia, M51 est le principal membre d'ungroupe de galaxies qui porte son nom. Legroupe de M51 (NGC 5194 dans l'article de Garcia) compte au moins 10 membres. Les autres membres de ce groupe sontNGC 5023,NGC 5055 (M63),NGC 5195,NGC 5229,IC 4263,UGC 8215, UGC 8308, UGC 8320 et UGC 8331[51].

D'autre part, dans un article publié en 1998,Abraham Mahtessian indique que M51 fait partie d'un groupe plus vaste qui compte plus de 80 galaxies, legroupe de M101[52]. Plusieurs galaxies de la liste de Mahtessian se retrouvent également dans d'autres groupes décrit par A.M. Garcia, soit legroupe de NGC 3631, legroupe de NGC 4051, legroupe de M109 (NGC 3992), legroupe de NGC 4051, legroupe de M106 (NGC 4258) et legroupe de NGC 5457[51].

Plusieurs galaxies de ces six groupes de Garcia ne figurent pas dans la liste du groupe de M101 de Mahtessian. Il y a plus de 120 galaxies différentes dans les listes des deux auteurs. Puisque la frontière entre un amas et un groupe de galaxies n'est pas clairement définie (on parle de 100 galaxies et moins pour un groupe), on pourrait qualifier le groupe de M101 d'amas galactique contenant plusieurs groupes de galaxies.

Les groupes de M101 et de M51 font partie de l'amas de la Grande Ourse, l'un desamas de galaxies dusuperamas de la Vierge.

Galerie

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Notes et références

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Notes

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(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé« M51 »(voir la liste des auteurs).
  1. ↑Crédits : Adam Block,observatoire du mont Lemmon/Université de l'Arizona.
  2. ↑Diamètre dans la bande K_s (LGA/2MASS "total").
  3. ↑Sur cette image, les observations réalisées par Hubble (lumière visible) apparaissent en vert, celles de Spitzer (infrarouge) en rouge, celles de GALEX (ultraviolet) en bleu et celles de Chandra (rayon X) sous la forme de points violacés.

Références

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  1. ↑abcdefgh eti(en) « Results for object NGC 5194 », NASA/IPAC Extragalactic Database(consulté le).
  2. ↑abcdef etg« Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 5100 à 5199 », Site WEB du cours d'astronomie duCégep de Valleyfield.
  3. ↑ab etc« Your NED Search Results, Distance Results for NGC 5194 », surned.ipac.caltech.edu(consulté le)
  4. ↑abcdef etg(en) Courtney Seligman, « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 5150 - 5199 »(consulté le).
  5. ↑(en) « NGC 5194 sur HyperLeda »(consulté le).
  6. ↑D. B.Sanders, J. M.Mazzarella, D. -C.Kim, J. A.Surace et B. T.Soifer, « The IRAS Revised Bright Galaxy Sample »,The Astronomical Journal,vol. 126,no 4,‎,p. 1607-1664(DOI 10.1086/376841,Bibcode 2003AJ....126.1607S,lire en ligne[PDF])
  7. ↑a etb(en) « NGC 5194 », suradventuresindeepspace.com(consulté le)
  8. ↑J.Vinko, K.Takats, G. H.Marion etet al, « Improved distance determination to M51 from supernovae 2011dh and 2005cs »,Astronomy & Astrophysics,vol. 540,no A93,‎,p. 7 pages(DOI 10.1051/0004-6361/201118364,lire en ligne[PDF])
  9. ↑(en) « Distance Results for MESSIER 051a, 53 Distances found in NED »(consulté le)
  10. ↑(en) G.Csörnyei, R. I.Anderson, C.Vogl et S.Taubenberger, « Reeling in the Whirlpool galaxy: Distance to M 51 clarified through Cepheids and the type IIP supernova 2005cs »,Astronomy & Astrophysics,vol. 678,‎1er octobre 2023, A44(ISSN 0004-6361 et1432-0746,DOI 10.1051/0004-6361/202346971,lire en ligne, consulté le)
  11. ↑a etb(en) « M51 (MIRI image) | ESA/Webb », suresawebb.org(consulté le)
  12. ↑(en) JoanFont, John E.Beckman, BenoîtEpinat et Clare L.Dobbs, « Morphology and Kinematics of the Gas in M51: How Interaction with NGC 5195 Has Molded the Structure of Its Arms »,The Astrophysical Journal,vol. 966,no 1,‎,p. 110(ISSN 0004-637X,DOI 10.3847/1538-4357/ad3541,lire en ligne, consulté le)
  13. ↑(en-US) « Messier 51 (The Whirlpool Galaxy) - NASA Science »,(consulté le)
  14. ↑Atlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 5194
  15. ↑(en) « The Galaxy Morphology Website, NGC 5194 »(consulté le)
  16. ↑a etb(en) AngelosNersesian, SébastienViaene, Ilse DeLooze et MaartenBaes, « High-resolution, 3D radiative transfer modelling - V. A detailed model of the M 51 interacting pair »,Astronomy & Astrophysics,vol. 643,‎1er novembre 2020, A90(ISSN 0004-6361 et1432-0746,DOI 10.1051/0004-6361/202038939,lire en ligne, consulté le)
  17. ↑HeikkiSalo et EijaLaurikainen, « A Multiple Encounter Model of M51 »,Astrophysics and Space Science,vol. 269/270,‎,p. 663-664(DOI 10.1023/A:1017002909665,Bibcode 1999Ap&SS.269..663S)
  18. ↑(en) PengWei, HuZou, LinLin et XuZhou, « Spatially-resolved stellar population properties of the M51–NGC 5195 system from multi-wavelength photometric data »,Research in Astronomy and Astrophysics,vol. 21,no 1,‎,p. 006(ISSN 1674-4527,DOI 10.1088/1674-4527/21/1/6,lire en ligne, consulté le)
  19. ↑(en) Aaron E.Watkins, J. ChristopherMihos et PaulHarding, « DEEP IMAGING OF M51: A NEW VIEW OF THE WHIRLPOOL’S EXTENDED TIDAL DEBRIS »,The Astrophysical Journal,vol. 800,no 1,‎,p. L3(ISSN 2041-8213,DOI 10.1088/2041-8205/800/1/l3,lire en ligne, consulté le)
  20. ↑Aaron E.Watkins, J. ChristopherMihos, MatthewBershady et PaulHarding, « Discovery of a vast ionized gas cloud in the M51 system »,The Astrophysical Journal Letters,vol. 858,no 2,‎,p. L16(lire en ligne[PDF])
  21. ↑S.Comerón, J. H.Knapen, J. E.Beckman, E.Laurikainen, H.Salo, I.Martínez-Valpuesta et R. J.Buta, « AINUR: Atlas of Images of NUclear Rings »,Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 402#4,‎,p. 2462-2490(DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.16057.x,Bibcode 2010MNRAS.402.2462C,lire en ligne[PDF])
  22. ↑Harley A., JrThronson et Matthew A.Greenhouse, « Near-Infrared Mass-to-Light Ratios in Galaxies: Stellar Mass and Star Formation in the Heart of the Whirlpool »,Astrophysical Journal,vol. 327,‎,p. 671(DOI 10.1086/166224,Bibcode 1988ApJ...327..671T,lire en ligne[html])
  23. ↑Jong-HakWoo etUrry, « ACTIVE GALACTIC NUCLEUS BLACK HOLE MASSES AND BOLOMETRIC LUMINOSITIES »,The Astrophysical Journal,vol. 579,‎,p. 46 pages(lire en ligne[PDF])
  24. ↑A.Beifiori, M.Sarzi, E.M.Corsini, E.Dalla Bontà, A.Pizzella, L.Coccato et F.Bertola, « UPPER LIMITS ON THE MASSES OF 105 SUPERMASSIVE BLACK HOLES FROM HUBBLE SPACE TELESCOPE/SPACE TELESCOPE IMAGING SPECTROGRAPH ARCHIVAL DATA »,The Astrophysical Journal,vol. 692,no 1,‎,p. 856-868(DOI 10.1088/0004-637X/692/1/856,lire en ligne[PDF])
  25. ↑W.Bian et Q.Gu, « The Eddington Ratios in Seyfert 2 Galaxies with and without Hidden Broad-Line Regions »,The Astrophysical Journal,vol. 657,no 1,‎,p. 159-166(DOI 10.1086/510708,Bibcode 2007ApJ...657..159B,lire en ligne[PDF])
  26. ↑Aleksandar M.Diamond-Stanic etRieke, « The Relationship between Black Hole Growth and Star Formation in Seyfert Galaxies »,The Astrophysical Journal,vol. 746,no 2,‎,p. 14 pages(DOI 10.1088/0004-637X/746/2/168,Bibcode 2012ApJ...746..168D,lire en ligne[PDF])
  27. ↑ab etc(en) « NASA's Hubble Space Telescope Resolves a Dark "x" Across the Nucleus of M51 »(consulté le)
  28. ↑a etb(en) « "X" STRUCTURE AT CORE OF WHIRLPOOL GALAXY (M51) »(consulté le)
  29. ↑(en) JacobJencson, JenniferAndrews, JenivevePearson et David J.Sand, « Confirming a Failed Supernova Candidate in M51 »,HST Proposal,‎,p. 16508(lire en ligne, consulté le)
  30. ↑(en) Jacob E.Jencson, David J.Sand, Jennifer E.Andrews et NathanSmith,An Exceptional Dimming Event for a Massive, Cool Supergiant in M51,(DOI 10.48550/arXiv.2110.11376,lire en ligne)
  31. ↑NASA,Chandre Sees Evidence for Possible Planet in Another Galaxy, le 25 octobre 2021(en)[1]
  32. ↑R. DiStefano, JuliaBerndtsson, RyanUrquhart, RobertoSoria, Vinay L.Kashyap, Theron W.Carmichael et NiaImara,M51-ULS-1b: The First Candidate for a Planet in an External Galaxy,, PDF(lire en ligne)
  33. ↑(en) « NewScientist, Astronomers may have found the first planet in another galaxy. »(consulté le)
  34. ↑(en) « Messier 51 (Whirlpool Galaxy) - Intermediate Spiral Galaxy in Canes Venatici | TheSkyLive.com », surtheskylive.com(consulté le)
  35. ↑« La galaxie du tourbillon M51 aux jumelles - Aux jumelles », surStelvision(consulté le)
  36. ↑« M51, tourbillon galactique - Au télescope », surStelvision(consulté le)
  37. ↑(en) « Central Bureau for Astronomical Telegrams »(consulté le)
  38. ↑a etbJacop E.Jencson, Scott M.Adams, Howard E.Bond etet al., « Discovery of an Intermediate-luminosity Red Transient in M51 and Its Likely Dust-obscured, Infrared-variable Progenitor »,The Astrophysical Journal Letters,vol. 880,no 2,‎, L20 (13 pages)(DOI 10.3847/2041-8213/ab2c05,Bibcode 2019ApJ...880L..20J,lire en ligne[PDF])
  39. ↑(en) « Puckett Observatory »(consulté le)
  40. ↑(en) « Other Supernovae images »(consulté le)
  41. ↑(en) « 1994I | Transient Name Server », surwww.wis-tns.org(consulté le)
  42. ↑(en) « Teachers at Kitt Peak Workshop Obtain Scientific Observations of New Supernova in the Whirlpool Galaxy »(consulté le)
  43. ↑(en) « Supernova 2005cs in M51 »(consulté le)
  44. ↑(en) « 2005cs | Transient Name Server », surwww.wis-tns.org(consulté le)
  45. ↑a etb(en) « 2011dh | Transient Name Server », surwww.wis-tns.org(consulté le)
  46. ↑(en) « Bright Supernovae - 2011 »(consulté le)
  47. ↑(en) « POSSIBLE PROGENITOR OF THE NEW TYPE II SN IN M51 »(consulté le)
  48. ↑(en) « Properties of the Candidate Progenitor of SN 2011dh in M51 »(consulté le)
  49. ↑(en) « APOD, Another Nearby Supernova in the Whirlpool Galaxy »(consulté le)
  50. ↑S. C.Williams, D.Jones, P.Pessev, S.Geier, R. L. M.Corradi, I. M.Hook, M. J.Darnley, O.Pejcha, A.Núñez, S.Meingast et S.Moran, « AT 2019abn: multi-wavelength observations over the first 200 days »,Astronomy & Astrophysics,vol. 637,no A20,‎,p. 20 pages(DOI 10.1051/0004-6361/201937286,lire en ligne[PDF])
  51. ↑a etbA.M.Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups »,Astronomy and Astrophysics Supplement Series,vol. 100 #1,‎,p. 47-90(Bibcode 1993A&AS..100...47G)
  52. ↑AbrahamMahtessian, « Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics »,Astrophysics,vol. 41 #3,‎,p. 308-321(DOI 10.1007/BF03036100,lire en ligne, consulté le)

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