El misterio del objeto más esférico jamás descubierto en el Universo

Allá afuera en el Universo, si hay algo difícil de encontrar es una esfera perfecta.

Los planetas y estrellas no lo son. Las fuerzas centrífugas a las que son sometidos hacen que sean aplastados en los polos.

Sin embargo, a 5.000 años luz de la Tierra está Kepler 11145123 (o KIC 11145123) cuya esfera parece desafiar las leyes de física y es el objeto más esférico conocido hasta ahora en el espacio.

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Su redondez está tan perfectamente intacta que los investigadores del Instituto Max Planck para el Sistema Solar y la Universidad de Gotinga, Alemania, están intrigados por saber qué la hace ajena a las turbulencias del espacio.

"Kepler 11145123 es el objeto natural más redondo que jamás hayamos medido; es mucho más redonda que el Sol", dijo el astrónomo Laurent Gizon, jefe del estudio.

Para llegar a esta conclusión, los expertos usaron una técnica conocida como astrosismología -o sismología estelar- que estudia la estructura interna de las estrellas y permite determinar la esfericidad del objeto en cuestión.

Paso de tortuga

Cuando las lunas, planetas y estrellas rotan en sus ejes, experimentan fuerzas centrífugas que hacen que se achaten en los polos.

Nuestro Sol rota en un período de 27 días y el radio en el ecuador es 10 km más largo que en los polos -en el caso de la Tierra, la diferencia es de 21 km.

Pero KIC 11145123 tiene una diferencia de apenas 3 kilómetros, una diferencia increíblemente pequeña si tomamos en cuenta que esta estrella tiene un radio de 1,5 millones de kilómetros, dos veces más grande que el Sol.

Derechos de autor de la imagenSPL

Image captionEl Sol es mucho más pequeño que Kepler 11145123, pero rota más rápido y tiene un campo magnético distinto.

Si bien los expertos no tienen una respuesta concluyente a la pregunta de a qué se debe esto, sí tienen algunas sugerencias.

"Esta estrella rota sorprendentemente más lento -tres veces más despacio que el Sol- y no sabemos exactamente por qué", le dijo Gizon a BBC Mundo.

"Pero al girar más lento, se deforma menos".

No solo esto, su centro gira más lento que su capas más externas.

Campo magnético

El experto indica que la rotación no es lo único que determina la forma de una estrella.

También está el campo magnético.

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"Nos dimos cuenta de que esta estrella se veía un poco más redondeada de lo que predecía su rotación", comenta el experto.

"Es por esto que también atribuimos su forma a la presencia del campo magnético.

"Sugerimos que este débil campo magnético (mucho más débil que el del Sol) sea una posible explicación de su redondez", escribieron los autores en el estudio publicado en la revista Science Advances.

Los científicos consideran que la forma de KIC 11145123 abre nuevas dudas sobre el origen de los campos magnéticos.

"Este trabajo es un primer paso en el estudio de las formas estelares con la astrosismología", conluyen.

LOS ASTRÓNOMOS PUEDEN HABER ENCONTRADO PLANETAS DESHONESTOS ... EN OTRA GALAXIA

No, no leíste el título de este artículo incorrectamente. No puedo culparte por pensar que podrías tener: Cuando vi por primera vez el comunicado de prensa de esta historia, pensé que era un error tipográfico.

No es. Si bien no está 100% confirmado, un par de astrónomos han argumentado que han detectado la presencia de planetas en otra galaxia . Y no solo planetas, sino planetas canallas, que no están en órbita alrededor de las estrellas. Y no solo cualquier galaxia, sino una a unos 2.5 millones de años luz de distancia .

Así que sí, esto es bastante para asimilar.

Quiero dejar claro que su caso es interesante, y de hecho puede ser correcto. Ciertamente se ve bien para mí, pero no soy un experto en esto; Me imagino que mucha gente mirará este trabajo cuidadosamente. El documento ha sido aceptado para su publicación en The Astrophysical Journal Letters , una publicación científica de primer nivel, lo que significa que pasa la revisión por pares ... pero estoy seguro de que otros expertos estarán bajo escrutinio seguro.

Su reclamo se basa en una serie de pasos, cada uno de los cuales sabemos que funcionan, aunque cada uno de ellos puede parecer un poco (o mucho) extraño para las personas que no están familiarizadas con esta ciencia. Así que caminemos a través de ellos.

La parte más importante de esto involucra lentes gravitacionales . He escrito sobre esto muchas veces, pero aquí hay una descripción sucinta :

Cualquier objeto con masa -una galaxia, una estrella, tú, yo- dobla el espacio, literalmente lo deforma. Percibimos esa flexión como gravedad. Si disparas un cohete más allá de la Luna, la gravedad de la Luna dobla el camino de ese cohete.

Esto sucede con la luz, también. Al igual que un automóvil que sigue una curva en el camino, un fotón (una partícula de luz) que viaja a través del Universo tendrá su trayectoria ligeramente doblada hacia un lado y hacia el otro a medida que pasa por objetos masivos. Cuanto más grande es el objeto (y cuanto más cerca pasa el fotón), más se dobla la luz. Llamamos a los objetos como estas lentes gravitacionales, porque una lente es un objeto que dobla la luz.

Hay muchas cosas que pueden suceder debido a esto. Por ejemplo, la luz de una estrella explosiva distante (llamada supernova) se dispara en todas las direcciones. Pero si parte de esa luz pasa a través de una galaxia, una parte de ella que de otro modo podría extrañarnos se inclina hacia nosotros por la gravedad de esa galaxia. ¡Terminamos viendo esa luz! A veces eso significa que vemos imágenes múltiples del mismo objeto, y a veces significa que la luz de un solo objeto se amplifica, haciendo que parezca más brillante.

Aquí hay un breve video que muestra los resultados de esto, ya que la luz de una galaxia distante está deformada por un grupo de galaxias entre nosotros y ella:

En este nuevo trabajo, la galaxia de fondo (la fuente del lente ) es un cuásar llamado RX J1131-1231, una galaxia particularmente brillante que en este caso se encuentra a unos 6 mil millones de años luz de distancia (¡es un largo camino, aproximadamente a la mitad del Universo visible! ) Creemos que todas las grandes galaxias tienen agujeros negros supermasivos en sus núcleos. A medida que cae la materia, forma un disco giratorio llamado disco de acreción. La materia en este disco se calienta increíblemente y brilla intensamente. Hace tanto calor que emite rayos X. Este tipo de galaxia es un quasar .

La galaxia de lente es parte de un cúmulo de galaxias a poco más de 3 mil millones de años. A medida que la luz del cuásar pasa por esta galaxia, la gravedad de la galaxia deforma la luz del quasar. La luz se amplifica y también se divide en imágenes múltiples; vemos cuatro versiones distintas del quasar envueltas alrededor de la galaxia de la lente (tres a la izquierda y una a la derecha en la imagen de abajo).

Hemos sabido de esta lente del quasar por un tiempo. Pero hay otro efecto, llamado microlente . La lente a gran escala que vemos en la imagen se debe a toda la galaxia en primer plano, la masa combinada de todas las estrellas en ella. Pero una estrella individual también puede actuar como una lente. La geometría es más restrictiva, y la estrella tiene que estar muy cerca de la línea de visión entre nosotros y el cuásar, pero sucede que en este caso eso puede suceder.

¡No solo eso, sino que incluso los planetas tienen suficiente masa para actuar como microlentes! Por pequeños que sean, su gravedad es suficiente para afectar la luz quasar. En lugar de un gran arco o múltiples imágenes, lo que vemos en una microlente es una pequeña amplificación del brillo del cuásar. Se supone que el planeta se está moviendo, y mientras observas al quásar, la luz del cuásar se vuelve más brillante y tenue en unos pocos días a medida que el planeta pasa entre nosotros y él.

Microlensing es un método probado y verdadero, y lo hemos visto muchas veces. De hecho, se ha usado para descubrir planetas en nuestra propia Vía Láctea muchas veces . Pero en este caso, estamos hablando de planetas en la galaxia de lente, ¡a 3 mil millones de años luz de distancia!

Los astrónomos utilizaron datos del observatorio de Chandra para examinar los rayos X provenientes de las imágenes múltiples del cuásar (bueno, tres de cuatro, el cuarto es demasiado débil para obtener buenos datos de él). Descubrieron que la energía de los rayos X (análoga al color en la luz visible) de las imágenes con lente cambia con el tiempo. Esto se ha visto antesen este quasar Esto puede suceder solo, pero aquí hay algo divertido: si fuera por algo que sucediera en el disco de acreción alrededor del agujero negro central del cuásar, se vería en todas las imágenes múltiples de él, generalmente con algún retraso debido a los diferentes caminos que toma la luz para llegar a nosotros. ¡Pero en este caso no están replicados en las diferentes imágenes! Eso implica fuertemente que la fuente de este cambio en la energía no se debe a algo en el disco de acreción en sí.

Sin embargo, esto es justo lo que esperas si hay una lente mucho menos masiva que se interpone entre nosotros y el camino de la luz tomada en una de esas imágenes individuales del cuásar. Entonces afectaría a una burbuja, pero no a las otras (los detalles de esto son tremendamente complicados y dependen de cómo las microlentes afectan a la luz de diferentes partes del disco de acreción alrededor del agujero negro del quasar, el diario explica todo eso).

Luego, usando las ecuaciones de Einstein para lentes, los astrónomos trataron de modelar qué tipo de objetos podrían estar creando estos parpadeos en la energía. En sus modelos crearon un campo de estrellas, enanas marrones (objetos de menor masa entre estrellas y planetas) y un grupo de planetas que van en masa desde la Luna a Júpiter. Luego tomaron esa distribución de objetos para ver si podían reproducir lo que ven en las observaciones de rayos X del quasar.

Las estrellas, resulta que no pueden hacerlo. Los enanos marrones tampoco pueden. Lo único que encontraron que replica las observaciones fueron un montón de planetas. Y los planetas no podrían estar ligados a las estrellas como los planetas de nuestro sistema solar están ligados al Sol; en ese caso, la estrella anfitriona domina el efecto de lente, y los planetas contribuyen muy poco. Solo planetas deshonestos, planetas vagando por el espacio solos, hicieron el truco.

Así que ahí lo tienes: un cuásar distante con la lente de una galaxia intermedia, que tiene planetas vagando por su interior que actúan como microlentes que cambian la energía de los rayos X provenientes del cuásar. Simple, ¿verdad?

¡Pero hay más! No puedes simplemente tener uno o dos de estos planetas arrastrando los pies. Necesitas muchos de ellos para explicar todos los cambios de energía de rayos X vistos. Manejaron un montón de modelos (utilizando una supercomputadora, y aun así tomó mucho tiempo) y descubrieron que, para una posible distribución en masas planetarias, se necesitan aproximadamente 2000 planetas que van desde la masa de la Luna hasta la de Júpiter (o 200 de Marte a Júpiter) por estrella en la galaxia de lente para explicar el número y las características de los cambios de energía.

Eso es un montón de planetas en total. Como miles de millones! Pero ese es aproximadamente el número que creemos que hay en la Vía Láctea; cuando se forman los sistemas planetarios se forman muchos pequeños planetas y planetlets (si se me ocurre un término malo). Muchos de ellos serán expulsados ​​del sistema mientras interactúan con (más allá) de los más grandes; la gravedad de los planetas más grandes puede lanzarlos hacia afuera y hacia el espacio interestelar. Hemos detectado muchos de estos tipos de planetas, ¡lo suficiente como para estimar que pueden superar a los planetas en órbita alrededor de las estrellas! Los más pequeños con la masa de nuestra Luna serían aún más numerosos. Esto significa que el número de planetas deshonestos estimado en este nuevo estudio está en la parte alta, pero tal vez no demasiado tonto dado lo que sabemos.

Eso sí, nunca, jamás, jamás veremos estos planetas directamente. ¡Puede que aún no hayamos descubierto un planeta en nuestro sistema solar , y estos planetas están literalmente un billón de veces más lejos!

Pero este método parece haberlos revelado. Seré sincero, no estoy 100% convencido, pero el argumento parece contener el agua. La metodología se ve bien. Pero como dije, estaré muy curioso de ver qué dicen los expertos en este campo al respecto.

Porque si se sostiene, esto significa que podemos detectar planetas en otras galaxias . Esa es una afirmación tan sorprendente como cualquiera que haya escuchado alguna vez.

Y puede ser cierto.

La galaxia NGC 474: conchas y corrientes estelares

¿Qué está pasando en la galaxia NGC 474? Las múltiples capas de emisión aparecen extrañamente complejas e inesperadas dado el aspecto relativamente simple de la galaxia elíptica en las imágenes menos profundas. Actualmente se desconoce la causa de las conchas, pero podría ser las  colas de marea relacionadas con los desechos sobrantes de la absorción de numerosas galaxias pequeñas que ha tenido lugar en los últimos mil millones de años.

Alternativamente, las conchas podrían ser como ondas en un estanque en donde la colisión en curso con la galaxia espiral que hay justo encima de NGC 474 está causando  ondas de densidad que se propagan por el gigante galáctico.

Independientemente de la causa real, la  imagen pone de manifiesto de manera espectacular el creciente consenso de que al menos algunas  galaxias elípticas se han formado en el pasado reciente, y de que los halos externos de la mayoría de las  grandes galaxias no son suaves, sino que presentan complejidades inducidas por las frecuentes interacciones con galaxias cercanas más pequeñas .

El halo de nuestra  Vía Láctea es un ejemplo de esta  complejidad inesperada . NGC 474 abarca unos 250.000  años luz y se encuentra a unos 100 millones de años luz de distancia en la constelación de los Peces (  Pisces ).

Galaxy NGC 474: Shells y Star Streams 
Image Créditos: CFHT, Coelum, MegaCam, J.-C. Cuillyre (CFHT) & G. A. Anselmi (Coelum) 

Cintas y perlas de espiral en la galaxia NGC 1398

Por qué algunas galaxias espirales tienen un anillo alrededor de su centro?
La galaxia espiral NGC 1398 no sólo tiene un anillo de estrellas perladas, gas y polvo alrededor del centro, sino también una barra de estrellas y gas que cruza su centro, así como unos brazos espirales que parecen cintas.La fotografía se hizo con el Very Large Telescope del ESO en el Observatorio Paranal de Chile y muestra esta enorme espiral con mucho detalles. NGC 1398 se encuentra a unos 65 millones de años luz de distancia, es decir, la luz que vemos hoy salió de esta galaxia cuando los dinosaurios estaban desapareciendo de la Tierra. La fotogénica galaxia es visible con un pequeño telescopio en la constelación del Horno ( Fornax ). El anillo que hay cerca del centro es seguramente una onda de densidad en expansión de formación estelar provocada por una colisión gravitacional con otra galaxia, o bien por las propias asimetrías gravitacionales de la galaxia.

La siguiente nota es de: Noticias del Espacio - CALIFA renueva el sistema de clasificación de galaxias

Los cuerpos celestes en las galaxias tienen dos tipos de movimiento básico: orbitando alrededor de su centro de forma regular en un disco ordenado o en órbitas orientadas al azar sin un claro sentido de rotación. Si supusiésemos que las galaxias se comportan del mismo modo que lo hace el Sistema Solar, podríamos pensar que, a medida que los objetos se alejan de su centro, disminuye la velocidad a la que orbitan en torno a él. Sin embargo, en el caso de las galaxias, esto no tiene por qué cumplirse, ya que hay otros factores que influyen en la velocidad a la que giran estos cuerpos, como pueden ser las dimensiones de la galaxia, la influencia gravitatoria de otras galaxias o la cantidad de materia oscura que la compone. Un equipo internacional de astrofísicos, entre los que se encuentra el investigador del IAC y la Universidad de La Laguna Jesús Falcón Barroso, coordinador del proyecto CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey) en el IAC y uno de los autores del artículo publicado en Nature Astronomy, ha recogido datos de 600 galaxias cercanas a la Vía Láctea con el Espectrofotómetro de Apertura Múltiple de Potsdam (PMAS, por sus siglas en inglés) ubicado en el Observatorio de Calar Alto (Almería, España). Como parte de este catálogo, los científicos han elaborado mapas de velocidad de 300 galaxias que muestran los movimientos de sus estrellas. De esta manera han podido determinar tres grupos diferenciados entre órbitas estelares casi circulares, que han denominado “órbitas frías”, “órbitas templadas”, y “órbitas calientes”, típicas del movimiento desordenado y aleatorio de estrellas. Al analizar los datos, han comprobado que las órbitas circulares son frecuentes en las galaxias más pequeñas, mientras que las “órbitas calientes” corresponderían a las de las galaxias más grandes. Además, sorprendentemente, han encontrado una incidencia de “órbitas templadas” mayor de la esperada en todo tipo de galaxias.

Gracias a estos mapas de movimientos estelares se puede obtener mucha información sobre la historia de la formación de estas galaxias. Estos cuerpos evolucionan y crecen durante miles de millones de años fusionándose con otras galaxias. Aquellas que repetidamente han absorbido otras más pequeñas, generalmente presentan un disco delgado y giratorio, mientras que, cuando dos galaxias de una masa similar se fusionan, nace una galaxia elíptica con órbitas estelares desordenadas en todas direcciones. La medición de las órbitas de las galaxias analizadas puede distinguir entre galaxias en forma de disco (órbitas más frías) y galaxias elípticas (órbitas calientes), incluso en los casos en los que, observando una imagen, los astrónomos no pudiesen hacer esa distinción. Es decir, midiendo las órbitas estelares, los investigadores podrán determinar si el pasado de una galaxia se debe a la evolución interna y aislada de la misma, una sucesión silenciosa de fusiones pequeñas o si se ha formado a partir de una adhesión violenta.

Diagrama de órbitas estelares para las galaxias recogidas en la muestra CALIFA. Cuanto más alta es la posición de una galaxia en el eje de ordenadas, más grande es la fracción de galaxias de órbitas calientes (muy alargadas). Cuanto más a la derecha en el eje de abscisas, más grande es la fracción de órbitas frías (casi circulares). El hecho de que las galaxias elípticas amarillentas estén en su mayoría arriba a la izquierda, mientras que las galaxias de disco azulado se encuentren mayoritariamente abajo a la derecha indica el vínculo entre su órbita estelar y la historia de la galaxia. (Crédito: CALIFA-Team/L. Zhu (MPIA))
CALIFA, que con su muestra de 300 ejemplares se ha convertido en uno de los archivos más extensos sobre la dinámica de las galaxias hasta la fecha, destaca por ser “el primer estudio en plantear un esquema de organización de galaxias basado en la distribución orbital de las estrellas y, por tanto, distinto al diagrama clásico de Hubble (que se centra en su clasificación morfológica)”, explica Falcón Barroso. Este investigador también reconoce, por otra parte, que los resultados de este estudio “plantean algunos problemas a las teorías actuales sobre la formación y evolución de galaxias”. Esta nueva clasificación ha sido cuidadosamente elaborada para producir una muestra representativa que ayude a los astrónomos que elaboran modelos sobre la evolución de galaxias a probar si sus simulaciones proporcionan las predicciones correctas. (Fuente: IAC)

Hubble espía la espiral barrada Galaxy NGC 4394

Descubierto en 1784 por el astrónomo germano-británico William Herschel, NGC 4394 es una galaxia espiral barrada situada a unos 55 millones de años luz de la Tierra. La galaxia se encuentra en la constelación de Coma Berenices (Cabello de Berenice) y se la considera miembro del Cúmulo de Virgo.

NGC 4394 es la galaxia espiral barrada arquetípica, con brillantes brazos espirales que emergen de los extremos de una barra que atraviesa el bulbo central de la galaxia. Estos brazos están salpicados de estrellas azules jóvenes, filamentos oscuros de polvo cósmico y regiones brillantes y borrosas de formación estelar activa. En el centro de NGC 4394 se encuentra una región de gas ionizado conocida como región de línea de emisión nuclear de baja ionización (LINER). Los LINER son regiones activas que muestran un conjunto característico de líneas de emisión en sus espectros, principalmente de átomos débilmente ionizados de oxígeno, nitrógeno y azufre.

Aunque las galaxias LINER son relativamente comunes, todavía no está claro de dónde proviene la energía para ionizar el gas. En la mayoría de los casos, se cree que es la influencia de un agujero negro en el centro de la galaxia, pero también podría ser el resultado de un alto nivel de formación de estrellas. En el caso de NGC 4394, es probable que la interacción gravitacional con un vecino cercano haya causado que el gas fluya hacia la región central de la galaxia, proporcionando un nuevo reservorio de material para alimentar el agujero negro o para crear nuevas estrellas.

Crédito de texto: Agencia Espacial Europea 
Crédito de imagen: ESA / Hubble & NASA, Agradecimiento: Judy Schmidt

GALAXIA M81

Messier 81

De Wikipedia, la enciclopedia libre

Para otras aplicaciones, vea M81 (desambiguación) .

Messier 81

M81
Datos de observación  Epoch J2000
Constelación	Osa Mayor [1]
Ascensión recta	09 h  55 m  33,2 s
Declinación	+ 69 ° 3 '55 "
Dimensión aparente (V)	26.9 × 14.1 moa
Magnitud aparente (V)	6.94
Características
Tipo	SA (s) ab,  LINER
Astrometría
Velocidad radial heliocéntrica	-34 ± 4 km / s
Redshift	-0,000113 ± 0,000013[2]
Velocidad Galactocéntrica	73 ± 6 [2] km / s
Distancia	11.8 ± 0.4  Mly (3.62 ± 0.12  Mpc )
Otras designaciones
NGC 3031, UGC 5318, MCG + 12-10-010, PGC  28630, Galaxy de Bode

Messier 81 (también conocido como NGC 3031 o Galaxy de Bode ) es una galaxia espiral a unos 12 millones de años luz de distancia, en la constelación de la Osa Mayor . Debido a su proximidad a la Tierra , gran tamaño y núcleo galáctico activo (que alberga un agujero negro supermasivo de 70 millones de M _☉  ), Messier 81 ha sido estudiado extensamente por astrónomos profesionales . El gran tamaño de la galaxia y su brillo relativamente alto también lo convierten en un objetivo popular para los astrónomos aficionados . 

Descubrimiento [ 

Messier 81 fue descubierto por primera vez por Johann Elert Bode el 31 de diciembre de 1774. ^[7] En consecuencia, la galaxia a veces se conoce como "Galaxia de Bode". En 1779, Pierre Méchain y Charles Messier volvieron a identificar el objeto de Bode, que posteriormente se incluyó en el Catálogo Messier . 

Emisión de polvo [ editar ]

Una imagen infrarroja de Messier 81 tomada por el Telescopio Espacial Spitzer . Los colores azules representan la emisión estelar observada a 3.6 μm .  Los colores verdes representan una emisión de 8 μm que se origina principalmente de hidrocarburos aromáticos policíclicosen el medio interestelar .Los colores rojos representan emisiones de 24 μm que se originan del polvo calentado en el medio interestelar. 

La mayor parte de la emisión en longitudes de onda infrarrojas proviene del polvo interestelar . Este polvo interestelar se encuentra principalmente dentro de los brazos espirales de la galaxia , y se ha demostrado que está asociado con las regiones de formación estelar.  La explicación general es que las estrellas azules calientes y de corta vida que se encuentran en las regiones de formación estelar son muy efectivas para calentar el polvo y así mejorar la emisión de polvo infrarrojo de estas regiones.

Supernova 

Sólo se detectó una supernova en Messier 81.La supernova, llamada SN 1993J , fue descubierta el 28 de marzo de 1993 por F. García en España .  En ese momento, era la segunda supernova más brillante observada en el siglo XX. ^[13] Las características espectrales de la supernova cambiaron con el tiempo. Inicialmente, se parecía más a una supernova tipo II (una supernova formada por la explosión de una estrella gigante) con fuerte emisión de la línea espectral de hidrógeno , pero más tarde las líneas de hidrógeno se desvanecieron y aparecieron líneas espectrales de helio fuertes , haciendo que la supernova se pareciera más a un tipo Ib. ^[13] [14]

Además, las variaciones en la luminosidad de SN 1993J a lo largo del tiempo no eran como las variaciones observadas en otras supernovas de tipo  pero sí se asemejaban a las variaciones observadas en las supernovas de tipo Ib. Por lo tanto, la supernova se ha clasificado como un tipo IIb , una clase transitoria entre el tipo II y el tipo Ib. Los resultados científicos de esta supernova sugirieron que las supernovas tipo Ib e Ic en realidad se formaron a través de las explosiones de estrellas gigantes a través de procesos similares a los que tienen lugar en las supernovas de tipo II.La supernova también se usó para estimar una distancia de 8.5 ± 1.3 Mly (2.6 ± 0.4 Mpc ) a Messier 81.Como una galaxia local, laOficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) rastrea las novas en M81 junto con M31 y M33 . 

Grupo M81 

M81 (izquierda) y M82 (derecha). M82 es una de las dos galaxias fuertemente influenciadas gravitacionalmente por M81. El otro, NGC 3077 , se encuentra fuera del borde superior de esta imagen.

Messier 81 es la galaxia más grande del Grupo M81 , un grupo de 34 galaxias ubicadas en la constelación Ursa Major. Aproximadamente a 11.7 Mly (3.6 Mpc ) de la Tierra, hace que este grupo y el Grupo Local , que contiene la Vía Láctea ,^sean vecinos relativos en el Supercluster de Virgo .

Las interacciones gravitacionales de M81 con M82 y NGC 3077  han eliminado el gas de hidrógeno de las tres galaxias, formando estructuras filamentosas gaseosas en el grupo.  Además, estas interacciones han permitido que el gas interestelar caiga en los centros de M82 y NGC 3077, lo que lleva a una vigorosa formación de estrellas o actividad de estallido estelar .

Astronomía aficionada 

Messier 81 se encuentra aproximadamente a 10 ° al noroeste de Alpha Ursae Majoris junto con varias otras galaxias en el Grupo Messier 81 .  Messier 81 y Messier 82 pueden verse fácilmente utilizando binoculares y telescopios pequeños . Los dos objetos generalmente no son observables a simple vista, aunque los astrónomos aficionados con mucha experiencia pueden ver Messier 81 en condiciones excepcionales de observación con un cielo muy oscuro. Se necesitan telescopios con aberturas de 8 pulgadas (20 cm) o más para distinguir estructuras en la galaxia.^]Su declinación lejana del norte la hace generalmente visible para los observadores en el hemisferio norte. No es visible para la mayoría de los observadores en el hemisferio sur, excepto aquellos en un rango de latitud estrecha inmediatamente al sur del ecuador.