Францускиот астроном Шарл Месје го открил М87 во 1781 година и го каталогизирал како маглина. М87 е околу 16.4 парсеци (53 милиони светлосни години) од Земјата и е втората најсветла галаксија во рамките на северното јато Девица, со многу придружни галаксии. За разлика од спиралната галаксија во облик на диск, М87 нема особени прашести патеки. Наместо тоа, тој има речиси неособен, елипсоиден облик вообичаен за повеќето џиновски елиптични галаксии, која се намалува во сјајноста со растојанието од средината. Создавајќи околу една шестина од неговата маса, ѕвездите во М87 имаат речиси сферично симетрична распределба. Нивната густина на населеност се намалува со зголемувањето на растојанието од јадрото. Има активна супермасивна црна дупка во неговото јадро, која го образува основниот составен дел на активното галактичко јадро. Црната дупка е снимена со помош на податоци собрани во 2017 година од Телескопот за хоризонтот на настани (ТХН), со конечна, обработена слика објавена на 10 април 2019 година.[13] Во март 2021 година, Соработката на ТХНХНХН за прв пат претставила поларизирана слика на црната дупка која може да помогне подобро да бидат откриени силите што предизвикуваат квазари.[14]
Галаксијата е силен извор на зрачење со повеќе бранови должини, особено радио бранови. Има изофотскипречник од 40.55 килопарсеци (132,000 светлосни години), со расеана галактичка обвивка што се протега до полупречник од околу 150 килопарсеци (490,000 светлосни години), каде што е скратена - веројатно поради средба со друга галаксија. Неговата меѓуѕвездена средина се состои од расеан гас збогатен со елементи кои се емитувани од еволуираните ѕвезди.
Историја на набљудување
Во 1781 година, францускиот астроном Шарл Месје објавил каталог од 103 тела кои имале маглински изглед како дел од списокот наменет за идентификување на тела кои инаку би можеле да бидат помешани со комети. Во последователна употреба, секој запис во каталогот бил со префикс „М“. Така, М87 бил осумдесет и седмото тело наведено во каталогот на Месје.[15] Во текот на 1880-тите, телото било вклучен како NGC 4486 во Новиот општ каталог на маглини и ѕвездени јата собрани од данско-ирскиотастрономЏон Дрејер, кој тој првенствено го засновал на набљудувањата на англискиот астроном Џон Хершел.[16]
Во 1918 година, астрономот Хебер Кертис од Ликовата набљудувачница забележал недостаток на спирална структура на М87 и забележал „љубопитен директен зрак... очигледно поврзан со јадрото со тенка линија на материјата“. Зракот се појавил како најсветол во близина на галактичкото средиште.[17] Следната година, суперновата SN 1919A во рамките на M87 достигнала врвна фотографска величина од 11,5, иако овој настан не бил пријавен додека фотографските плочи не биле испитани од рускиот астроном Инокентиј А. Балановски во 1922 година.[18][19]
Во 1922 година, астрономотЕдвин Хабл од Соединетите Држави, го категоризираше М87 како една од посветлите збиени маглини, бидејќи немало спирална структура, но како спиралните маглини, изгледаше дека припаѓа на семејството на негалактички маглини.[20] Во 1926 година тој направи нова категоризација, разликувајќи ги вонгалактичките од галактичките маглини, а првите се независни ѕвездени системи. М87 билкласифициран како тип на елипсовидна вонгалактичка маглина без привидно издолжување (класа Е0).[21]
Во 1931 година, Хабл го опишал М87 како член на јатото Девица и дал привремена проценка од 1.8 милион парсеци (5.9 милиони светлосни години) од Земјата. Тогаш таа била единствената позната елипсовидна маглина за која можела да бидат решени поединечни ѕвезди, иако било истакнато дека збиените јата нема да бидат разликувани од поединечните ѕвезди на такви растојанија.[22] Во неговотo дело „Царство на маглините“ од 1936 година, Хабл ја испитувал терминологијата на денот; некои астрономи ги означувале вонгалактичките маглини како „надворешни галаксии“ врз основа на тоа дека тие се ѕвездени системи на далеку од нашата галаксија, додека други го претпочитале конвенционалниот поим „вонгалактички маглини“, бидејќи зборот „галаксија“ во тоа време бил синоним за Млечниот Пат.[23] M87 продолжил да биде означуван како вонгалактичка маглина барем до 1954 година.[24][25]
Современи истражувања
Во 1947 година, истакнат радиоизвор, Девица A, бил идентификуван со грешки во измерената положба што ја преклопуваа местоположбата на М87.[26] Изворот бил потврден дека е М87 до 1953 година, а како причина бил предложен линеарниот релативистички млаз што излегувал од јадрото на галаксијата. Овој млаз се протегал од јадрото под положбен агол од 260° до аголно растојание од 20″ со аголна ширина од 2″.[24] Во 1969-1970 година, било откриено дека силен составен дел на радиоемисијата е тесно усогласен со оптичкиот извор на млазот.[9] Во 1966 година, ракетата Аероби (Aerobee) 150 на Поморската истражувачка лабораторија на Соединетите Држави, ја идентификувала Девица X-1, првиот извор на рендгенски зраци во Девица.[27][28] Ракетата Аероби која била лансирана од Ракеталиштето Вајт Сендс на 7 јули 1967 година, дала дополнителни докази дека изворот на Девица X-1 бил радиогалаксијата М87.[29] Последователни набљудувања на рендгенски зраци од страна на Високоенергетската астрономска набљудувачница 1 и Ајнштајновата набљудувачница покажаа сложен извор кој го вклучувал активното галактичко јадро на М87.[30] Сепак, има мала средишна концентрација на емисијата на рендгенски зраци.[9]
М87 бил важен полигон за испитување за техники кои ги мерат масите на средишните супермасивни црни дупки во галаксиите. Во 1978 година, ѕвезденодинамичкото моделирање на распределбата на масата во М87 дал доказ за средишна маса од пет милијарди M☉ сончеви маси.[31] По поставувањето на поправно-оптичкиот модул на COSTAR во вселенскиот телескоп „Хабл“ во 1993 година, спектрографот за бледо тело (СБТ) при Хабл, бил користен за мерење на вртежната брзина на јонизираниотгасен диск во средиштето на М87, како „набљудување со рано ослободување“ дизајниран да ги испитува научните изведувања на инструментите на „Хабл“ по поправка. Податоците за СБТ покажале маса на средишна црна дупка од 2,4 милијарди M☉, со 30% неизвесност.[32]Збиени јата во рамките на M87 биле користени и за калибрирање на односите на металичноста.[33]
Карта на ѕвездената брзина на средишното подрачје на М87, покажувајќи го движењето на ѕвездите во однос на Земјата:
во оддалечување
во приближување
Сликата покажува мало вртење во вертикалната рамнина (долниот десен се движи кон земјата, горниот лев се оддалечува), што покажува дека M87 се врти бавно.[51][52]
М87 е една од најмасивните галаксии во месниот универзум. Неговиот пречник е проценуван на 132.000 светлосни години, што е приближно 51% поголемо од оној на Млечниот Пат.[5][6] Како елипсовидна галаксија, галаксијата е сфероид наместо сплескан диск, што претставува значително поголема маса на М87. Во полупречник од 32 килопарсеци (100,000 светлосни години), масата е 2,4 ± 0,6 пати поголема од масата на Сонцето,[47] што е двојно поголема од масата на галаксијата Млечен Пат.[53] Како и кај другите галаксии, само дел од оваа маса е во облик на ѕвезди: М87 има проценет сооднос масата и сјајноста од 6.3 ± 0.8; односно, само околу еден дел од шест од масата на галаксијата е во облик на ѕвезди кои зрачат енергија.[54] Овој сооднос варира од 5 до 30, приближно пропорционално со r1.7 во подрачјето од 9-40 килопарсеци (29,000-130,000 светлосни години) од јадрото.[48] Вкупната маса на M87 може да биде 200 пати повеќе од Млечниот Пат.[55]
Галаксијата доживува пад на гас со брзина од две до три сончеви маси годишно, од кои повеќето може да бидат акредитирани во областа на јадрото.[56] Проширената ѕвездена обвивка на оваа галаксија достигнува полупречник од околу 150 килопарсеци (490,000 светлосни години),[7] во споредба со околу 100 килопарсеци (330,000 светлосни години) за Млечниот Пат.[57] Надвор од тоа растојание, надворешниот раб на галаксијата е скратен на некој начин; веројатно со претходна средба со друга галаксија.[7][58] Постојат докази за линеарни струи на ѕвезди северозападно од галаксијата, кои можеби се создадени со плимно соголување на галаксиите кои кружат или од мали придружни галаксии кои паѓаат кон М87.[59] Згора на тоа, влакно од врел, јонизиран гас во североисточниот надворешен дел на галаксијата можеби е остаток од мала галаксија богата со гас, која била нарушена од М87 и би можела да го храни нејзиното активно јадро.[60] M87 е проценувано дека има најмалку 50 придружни галаксии, вклучувајќи ги NGC 4486B и NGC 4478.[61][62]
Спектарот на јадреното подрачје на M87 ги покажува линиите на емисија на различни јони, вклучувајќи водород (HI, HII), хелиум (HeI), кислород (OI, OII, OIII), азот (NI), магнезиум (MgII) и сулфур (SII). Интензитетот на линиите за слабо јонизираните атоми (како што е неутрален атомски кислород, OI) се посилни од оние на силно јонизираните атоми (како што е двојно јонизиран кислород, OIII). Галактичко јадро со такви спектрални својства е нарекувано LINER, за „јадрено подрачје со нискојонизациски оддавни линии“.[63][64] Механизмот и изворот на јонизација доминирана од слаба линија кај LINER и M87 се под дебата. Можните причини вклучуваат побудување предизвикано од шок во надворешните делови на дискот[63][64] или фотојонизација во внатрешниот регион напојуван од млазот.[65]
Верувано е дека елиптичните галаксии како М87 настануваат како резултат на едно или повеќе спојувања на помали галаксии.[66] Тие воглавно содржат релативно малку ладен меѓуѕвезден гас (во споредба со спиралните галаксии) и тие се населени главно со стари ѕвезди, со мало или без тековно настанување на ѕвезди. Елиптичниот облик на М87 е одржуван со случајните орбитални движења на неговите составни ѕвезди, за разлика од поуредените вртежни движења кои се наоѓаат во спиралната галаксија како што е Млечниот Пат.[67] Користејќи го Многу големиот телескоп за проучување на движењата на околу 300 планетарни маглини, астрономите утврдиле дека М87 примил спирална галаксија со средна големина што образува ѕвезди во последните милијарда години. Ова резултирало со додавање на некои помлади, посини ѕвезди кон М87. Особените спектрални својства на планетарните маглини им овозможиле на астрономите да откријат структура слична на шеврон во ореолот на М87, која бил направен од нецелосното мешање на фазниот простор на нарушена галаксија.[68][69]
Поглед на супермасивната црна дупка M87* објавена од соработката при Телескопот за хоризонтот на настани со линии преклопени за означување на ориентацијата на поларизацијата на магнетното поле
Поглед на млазот и сенката на црната дупка на М87. Набљудувања од Општата милиметарска низа со МГОИ (ОМНМ), Атакамската голема милиметарска/подмилиметарска низа (АГМН/ALMA) и Гренландскиот телескоп.[70]
Јадрото на галаксијата содржи супермасивна црна дупка (СМЦД), означена како M87*,[13][34][71] чија маса е милијарди пати поголема од земјинотоСонце; проценките се движеле од (3,5 ± 0,8)⋅109 M☉[72] до (6,6 ± 0,4)⋅109 M☉,[72] надмината за (7,22+0,34 −0,40)⋅109 M☉ во 2016 година.[73] Во април 2019 година, соработката на Телескопот за хоризонтот на настани, објавила мерења на масата на црната дупка како (6.5 ± 0.2stat ± 0.7sys) × 109 M☉.[74] Ова е една од најпознатите маси за такво тело. Вртежен диск од јонизиран гас ја опкружува црната дупка и е грубо нормален на релативистичкиот млаз. Дискот се врти со брзина до приближно 1,000 км/с[75] и опфаќа максимален пречник од 25,000 ае (3.7 трилиони км).[76] За споредба, Плутон во просек изнесува 39 ае (5.8 милијарди км) од Сонцето. Гасот се собира на црната дупка со проценета брзина од една сончева маса на секои десет години (околу 90 земјини маси дневно).[77]Шварцшилдовиот полупречник на црната дупка е 120 ае (18 милијарди км).[78] Пречникот на насобирачкиот диск, како што е гледа од Земјата, е 42 микролачни секунди), а пречникот на самата црна дупка е 15 микролачни секунди. За споредба, пречникот на јадрото на M87 е 45" (лачна секунда), а големината на M87 е 7,2' x 6,8' (лачна минута).
Еден труд од 2010 година предложува дека црната дупка може да биде поместена од галактичкото средиште за околу 7 парсеци (23 светлосни години).[79] Тврдено е дека ова е во спротивна насока од познатиот млаз, што укажува на забрзување на црната дупка од него. Друг предлог бил дека поместувањето се случило за време на спојувањето на две супермасивни црни дупки.[79][80] Сепак, една студија од 2011 година не нашла никакво статистички значајно поместување,[81] и студијата од 2018 година на слики со висока резолуција на M87 заклучила дека привидното просторно поместување е предизвикано од временските варијации во осветленоста на млазот, а не од физичкото поместување на црното дупка од средиштето на галаксијата.[82]
Оваа црна дупка е првата што е фотографирана. Податоците за производство на сликата биле направени во април 2017 година, сликата била произведена во текот на 2018 година и била објавена на 10 април 2019.[37][83][84] Сликата ја прикажува сенката на црната дупка,[85] опкружена со несиметричен емисионски прстен со пречник од 690 ае (103 милијарди км). Полупречникот на сенката е 2,6 пати повеќе од Шварцшилдовиот полупречник на црната дупка. Несиметријата во осветленоста на прстенот се должи на релативистичкото зрачење, при што материјалот што се движи кон набљудувачот со релативистички брзини изгледа посветол. Видливиот материјал околу црната дупка се врти главно во насока на стрелките на часовникот во однос на набљудувачот, што поради насоката на оската на вртење предизвикува долниот дел од емитувачкото подрачје да има составно тело на брзината кон набљудувачот.[86] Параметарот на вртење бил проценет на , што одговара на брзината на вртење ≈ 0.4 c.[87]
Составена слика која покажува како изгледал системот М87, низ целиот електромагнетен спектар, за време на кампањата во април 2017 година, на Телескопот за хоризонтот на настани, за да биде направена првата слика од црна дупка. Требајќи 19 различни објекти на Земјата и во вселената, оваа слика ги открива огромните скали опфатени со црната дупка и нејзиниот млаз насочен напред. Ја прикажува сликата на млазот од поголем размер направен од АГМН (горе лево), на иста скала како видливата слика од вселенскиот телескоп „Хабл“ (во средината) и рендгенската слика од Чандра (горе десно).[88]
Откако црната дупка била сликана, таа го добила името Повехи/Поуехи (Pōwehi), хавајскизбор што значи „накитена беспрекорна темна творба“, преземен од древната песна за создавањето наречена Кумулипо.[89]
На 24 март 2021 година, соработката со Телескопот за хоризонтот на настани открил невиден уникатен поглед на сенката на црната дупка М87: како изгледа во поларизиранасветлина.[90] Поларизацијата е моќна алатка која им овозможува на астрономите поподробно да ја испитаат физиката зад сликата. Поларизацијата на светлината информира за јачината и ориентацијата на магнетните полиња во светлосниот прстен околу сенката на црната дупка.[91] Познавањето на нив е од суштинско значење за да биде разбрано како супермасивната црна дупка на М87 лансира млазови од магнетизирана плазма, кои се шират со релативистички брзини надвор од галаксијата М87.
Заострување на изворната слика на Телескопот за хоризонтот на настани, на црната дупка M87, користејќи ја техниката PRIMO за интерферометриско моделирање. Најдесната слика додава малку матност за да ја земе предвид ограничената моќ на разрешување на основните набљудувања.
На 14 април 2021 година, астрономите понатаму известиле дека црната дупка М87 и нејзината околина биле проучувани за време на набљудувањето на Телескопот за хоризонтот на настани, набљудување правено и од многу набљудувачници со повеќебранови должини, од целиот свет.[92]
Во април 2023 година, работна група развила нова техника за интерферометриско моделирање со главна компонента (PRIMO) за да произведе поостри реконструкции на сликата од податоците на ТХН. Тие го примениле ова на изворните набљудувања на ТХН, на црната дупка M87, давајќи појасна конечна слика и овозможувајќи поблиско испитување на усогласувањето на набљудувањата со теоријата.[93][94]
Во оваа рендгенска (Чандра) и радио (МГН) составена слика, жешката материја (сино во рендгенски зраци) од јатото Девица паѓа кон јадрото на M87 и се лади, каде е сретнато од релативистичкиот млаз (портокалово во радиобранот), правејќи ударни бранови во меѓуѕвездената средина на галаксијата.
Релативистичкиот млаз на материја што излегува од јадрото се протега на најмалку 1.5 килопарсеци (5,000 светлосни години) од јадрото и се состои од материја исфрлена од супермасивна црна дупка. Млазот е силно усогласен, се чини ограничен на агол од 60° во рамките на 0.8 парсеци (2.6 светлосни години) од јадрото, до околу 16° на 2 парсеци (6.5 светлосни години), и до 6-7° на 12 парсеци (39 светлосни години).[95] Неговата основа има пречник од 5.5 ± 0.4 Шварцшилдов полупречник, и веројатно се напојува од повратеннасобирачки диск околу вртечката супермасивна црна дупка.[95] Германско-американскиот астроном Валтер Баде открил дека светлината од млазот е рамнинско поларизирана, што наведува дека енергијата е создадена од забрзувањето на електроните кои се движат со релативистички брзини во магнетното поле. Вкупната енергија на овие електрони е проценувама на 5.1 × 1056ергови[96] (5.1 × 1049џули или 3.2 × 1068eV). Ова е приближно 1013 пати повеќе од енергијата произведена во целиот Млечен Пат за една секунда, што е проценувано на 5 × 1036 џули.[97] Млазот е опкружен со нерелативистички составен дел со помала брзина. Има докази за противмлаз, но тој останува невиден од Земјата поради релативистичкото зрачење.[98][99] Млазот прецесира, предизвикувајќи одливот да образува спирален образец до 1.6 парсеци (5.2 светлосни години).[76] Лобусите на исфрлената материја се протегаат до 80 килопарсеци (260,000 светлосни години).[100]
На фотографиите направени од вселенскиот телескоп „Хабл“ во 1999 година, движењето на млазот на М87 било измерено со четири до шест пати поголема брзина од светлината. Оваа појава, наречен суперсветлинско движење, е илузија предизвикана од релативистичката брзина на млазот. Временскиот интервал помеѓу кои било два светлосни импулси емитирани од млазот е, како што е регистриран од набљудувачот, помал од вистинскиот интервал поради релативистичката брзина на млазот што се движи во насока на набљудувачот. Ова резултира со воочени брзини побрзи од светлината, иако самиот млаз има брзина од само 80-85% од брзината на светлината. Откривањето на таквото движење е користено за да биде поддржана теоријата дека квазарите, телата од типот на BL Гуштер и радиогалаксиите може да бидат иста појава, познат како активни галаксии, гледани од различни гледишта.[101][102] Предложувано е дека јадрото на M87 е тело од типот на BL Гуштер (со помала сјајност од неговата околина) гледано од релативно голем агол. Варијации на текот, особени за телата од типот на BL Гуштер, биле набљудувани во M87.[103][104]
Слика на радиобранова должина на M87 покажувајќи силна радиоемисија од јадрото.
Набљудувањата покажуваат дека брзината со која материјалот е исфрлан од супермасивната црна дупка е променлива. Овие варијации произведуваат бранови на притисок во топлиот гас што го опкружува M87. Чандранската рендгенска набљудувачница открила јамки и прстени во гасот. Нивната распространетост наведува дека помали избуви се случуваат на секои неколку милиони години. Еден од прстените, предизвикан од голем избув, е ударен бран со пречник од 26 килопарсеци (85,000 светлосни годиниа) околу црната дупка. Други забележани особини вклучуваат тесни филаменти кои емитуваат рендгенски зраци долги до 31 килопарсек (100,000 светлосни години) и голема празнина во врелиот гас предизвикана од еден голем избув 70 пред милиони години. Редовните избуви спречуваат огромен резервоар на гас да се лади и да образува ѕвезди, што значи дека еволуцијата на М87 можеби била сериозно погоден, спречувајќи го да стане голема спирална галаксија.
М87 е многу силен извор на гама-зраци, најенергичните зраци од електромагнетниот спектар. Гама-зраците емитирани од М87 се набљудувани од доцните 1990-ти. Во 2006 година, користејќи ги Черенковите телескопи при Високоенергетскиот стереоскопски систем, научниците ги измериле варијациите на текот на гама-зраците што доаѓа од М87 и открија дека текот се менува за неколку дена. Овој краток период покажува дека најверојатниот извор на гама-зраците е супермасивна црна дупка.[105] Општо земено, колку е помал пречникот на изворот на емисија, толку е побрза варијацијата на текот.[105][106]
М87 во инфрацрвена боја покажува шокови произведени од млазовите
Спирален тек на млазот со придвижуван од црна дупка[107]
Јазол од материја во млазот (означен како HST-1), на околу 65 парсеци (210 светлосни години) од јадрото, е следен од вселенскиот телескоп „Хабл“ и Чандранската рендгенска набљудувачница. До 2006 година, интензитетот на рендгенските зраци на овој јазол се зголемил за 50 пати во период од четири години,[108] додека емисијата на рендгенски зраци оттогаш се распаѓа на променлив начин.[109]
Заемодејството на релативистичките млазови на плазма што произлегуваат од јадрото со околниот медиум предизвикува радиолобуси во активните галаксии. Лобусите се појавуваат во парови и често се симетрични.[110] Двата радиолобуси на М87 заедно опфаќаат околу 80 килопарсеци; внатрешните делови, кои се протегаат до 2 килопарсеци, емитираат силно на радиобранови должини. Од овој регион излегуваат два текови на материјал, едниот усогласен со самиот млаз, а другиот во спротивна насока. Протоците се несиметрични и разобличени, што значи дека наидуваат на густа внатрешнојатова средина. На поголеми растојанија, двата текови дифундираат во два лобуси. Лобусите се опкружени со послаб ореол на радиоемитувачки гас.[111][112]
Распределбата на кислородот е приближно рамномерна насекаде, на околу половина од сончевата вредност (т.е. изобилство на кислород на Сонцето), додека распределбата на железото достигнува врв во близина на средината каде што се приближува до вредноста на сончевото железо.[114][115] Бидејќи кислородот е создаван главно од супернови со колапс на јадрото, кои се јавуваат во раните фази на галаксиите, а најмногу во надворешните области на образување на ѕвезди,[113][114][115] распространетоста на овие елементи наведува рано збогатување на меѓуѕвездената средина од супернови со колапс на јадрото и постојан придонес од супернова од типот Ia низ историјата на M87.[113] Придонесот на елементите од овие извори бил многу помал отколку во Млечниот Пат.[113]
Избрани елементарни изобилства во јадрото на M87[113]
Елемент
Изобилство (сончеви вредности)
В
0,63 ± 0,16
Н
1,64 ± 0,24
О
0,58 ± 0,03
Не
1,41 ± 0,12
Мг
0,67 ± 0,05
Fe
0,95 ± 0,03
Испитувањето на M87 на далеку инфрацрвени бранови должини покажува вишок емисија на бранови должини подолги од 25 μm. Нормално, ова може да биде показател за топлинска емисија од топла прашина.[116] Во случајот со М87, емисијата може целосно да биде објаснета со синхротронско зрачење од млазот; во галаксијата, силикатни зрна се очекувани да преживеат не повеќе од 46 милиони години поради емисијата на рендгенски зраци од јадрото.[117] Оваа прашина може да биде уништена од непријателската средина или исфрлена од галаксијата.[118] Комбинираната маса на прашина во М87 не е поголема од 70.00 пати поголема од масата на Сонцето.[117] За споредба, прашината на Млечниот Пат е еднаква на околу сто милиони (108) сончеви маси.[119]
Иако М87 е елиптична галаксија и затоа нема прашести патеки на спирална галаксија, во неа се забележани оптички нишки, кои произлегуваат од гасот кој паѓа кон јадрото. Емисијата веројатно доаѓа од побудување предизвикано од шок, бидејќи гасните струи кои паѓаат се среќаваат со рендгенски зраци од јадрото.[120] Овие филаменти имаат проценета маса од околу 10.000 M☉.[56][120] Околу галаксијата има проширена корона со врел гас со мала густина.[121]
Збиени јата
M87 има ненормално големо население на збиени јата. Истражување од 2006 година до аголно растојание од 25′ од јадрото проценува дека има 12,000 ± 800 збиени јата во орбитата околу М87,[122] во споредба со 150-200 во и околу Млечниот Пат. Јатата се слични по распространетост на големината на оние на Млечниот Пат, повеќето имаат делотворен полупречник од 1 до 6 парсеци. Големината на јатата во М87 постепено се зголемува со оддалеченоста од галактичкото средиште.[123] Во полупречник од 4 килопарсеци (13,000 светлосни години) од јадрото, металичноста на јатото - изобилството на други елементи освен водородот и хелиумот - е околу половина од изобилството на Сонцето. Надвор од овој полупречник, металичноста постојано се намалува, како што растојанието на јатото од јадрото се зголемува.[121] Јатата со мала металичност се нешто поголеми од јатата богати со метал.[123] Во 2014 година, HVGC-1, првото збиено јато со хипербрзина, било откриен како бега од М87 на 2.300 км/с. Било шпекулирано дека бегството на јатото со толку голема брзина е резултат на блиска средба и последователен гравитациски удар од супермасивна двојна црна дупка.[124]
Речиси стотина крајно збиени џуџиња биле идентификувани во М87. Тие личат на збиени јата, но имаат пречник од 10 парсеци (33 светлосни години) или повеќе, многу поголем од максимумот од 3 парсеци (9.8 светлосни години) на збиени јата. Не е јасно дали станува збор за џуџести галаксии заробени од М87 или за нова класа на масивно збиено јато.[125]
Фотографија на јатото Девица (Европска јужна набљудувачница, 2009). M87 е видлив во долниот лев агол, горната половина од сликата е преземена од Маркаријановиот Ланец. Темните дамки ги означуваат местата на светлите ѕвезди во преден план, кои биле отстранети од сликата.
М87 е близу (или во) средиштето на јатотот Девица,[44] тесно збиена структура од околу 2.000 галаксии.[126] Ова го образува јадрото на поголемото суперјатоДевица, од кој Месната Група (вклучувајќи го и Млечниот Пат) е оддалечен член.[7] Составен е во најмалку три различни потсистеми поврзани со трите големи галаксии - M87, M49 и M86 - со основната подгрупа вклучувајќи ја M87 (Девица А) и М49 (Девица B).[127] Постои доминација на елипсовидна и леќести галаксии околу М87.[128] Ланец од елиптични галаксии грубо се усогласува со млазот.[128] Во однос на масата, М87 најверојатно ќе биде најголемиот, а заедно со централноста се чини дека многу малку се движи во однос на јатото како целина.[7] Тој е дефиниран во една студија како јатово средиште. Јатото има редок гасовит медиум кој емитува рендгенски зраци, со пониска температура кон средината.[116] Комбинираната маса на јатото се проценува на 0,15 до 1.5 × 1015M☉.[126]
Мерењата на движењето на тие („планетарни“) маглини со меѓујатов ѕвезден изблик меѓу М87 и М86, наведуваат дека двете галаксии се движат една кон друга и дека ова можеби е нивна прва средба. М87 можеби имал заемодејство со М84, како што е потврдено со отсекувањето на надворешниот ореол на М87 со плимните заемодејства. Скратениот ореол, исто така, може да е предизвикан од контракција поради невидена маса што паѓа во М87 од остатокот од јатото, што може да биде хипотезираната темна материја. Трета можност е дека образувањето на ореолот е скратено од раните повратни информации од активното галактичко јадро.[7]
↑Наведената големина се однесува на дијаметарот директно измерен со изофот од 25,0 величини/лачни секунди2 на B-лентата. Галаксијата има многу расеан и обемен ореол кој се протега до 300 кпс (980,000 сг).[7]
↑„Месен универзум“ не е строго дефиниран поим, но често е земан како дел од универзумот на растојанија помеѓу околу 50 милиони до милијарда светлосни години.[10][11][12]
↑Епсилон Девица е на небесните координати α=13ʰ02ᵐ, δ=+10°57′; Денебола е на α=11ʰ49ᵐ, δ=+14°34′. Средината на парот е на α=12ʰ16ᵐ, δ=12°45′. Споредете со координатите на Месје 87: α=12ʰ31ᵐ, δ=+12°23′ .
↑Ова дава растојание од 16.4 ± 2.3 мегапарсеци (53.5 ± 7.50 милиони светлосни години).[3]
↑Ова дава растојание од 16.7 ± 0.9 мегапарсеци (54.5 ± 2.94 милиони светлосни години).[3]
↑ 7,07,17,27,37,47,5Doherty, M.; Arnaboldi, M.; Das, P.; Gerhard, O.; Aguerri, J.A.L.; Ciardullo, R.; Feldmeier, J.J.; Freeman, K.C.; Jacoby, G.H.; Murante, G. (август 2009). „The edge of the M87 halo and the kinematics of the diffuse light in the Virgo cluster core“. Astronomy and Astrophysics. 502 (3): 771–786. arXiv:0905.1958. Bibcode:2009A&A...502..771D. doi:10.1051/0004-6361/200811532. S2CID17110964.
↑ 8,08,1Luginbuhl, C. B.; Skiff, B. A. (1998). Observing Handbook and Catalogue of Deep-Sky Objects (2nd. изд.). Cambridge, United Kingdom: Cambridge University Press. стр. 266. ISBN978-0-521-62556-2..
The dimensions of 7′.2 x 6′.8 refer to the size of the halo as visible in amateur astronomy. "The galaxy is up to 4′ diameter in 25 cm. The 45″ core is of very high surface brightness."
↑Basu, B.; Chattopadhyay, T.; Biswas, S.N. (2010). An Introduction to Astrophysics (2nd. изд.). New Delhi: PHI Learning Pvt. Ltd. стр. 278. ISBN978-81-203-4071-8.
↑Dreyer, J. L. E. (1888). „A New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, being the Catalogue of the late Sir John F.W. Herschel, Bart., revised, corrected, and enlarged“. Memoirs of the Royal Astronomical Society. 49: 1–237. Bibcode:1888MmRAS..49....1D.
↑Curtis, H. D. (1918). „Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector“. Publications of the Lick Observatory. 13: 9–42. Bibcode:1918PLicO..13....9C.
↑Hubble, E. (октомври 1923). „Messier 87 and Belanowsky's Nova“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 35 (207): 261–263. Bibcode:1923PASP...35..261H. doi:10.1086/123332.
↑Stanley, G. J.; Slee, O. B. (јуни 1950). „Galactic Radiation at Radio Frequencies. II. The Discrete Sources“. Australian Journal of Scientific Research A. 3 (2): 234–250. Bibcode:1950AuSRA...3..234S. doi:10.1071/ch9500234.
↑Forte, Juan C.; Faifer, Favio R.; Vega, E. Irene; Bassino, Lilia P.; Smith Castelli, Analía V.; Cellone, Sergio A.; Geisler, Douglas (11 мај 2013). „Multicolour–metallicity relations from globular clusters in NGC 4486 (M87)“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 431 (2): 1405–1416. arXiv:1302.3154. doi:10.1093/mnras/stt263.
↑ 41,041,1Park, K. S.; Chun, M. S. (јуни 1987). „Dynamical Structure of NGC 4486“. Journal of Astronomy and Space Science. 4 (1): 35–45. Bibcode:1987JASS....4...35P.
↑Jones, M. H.; Lambourne, R. J. (2004). An introduction to galaxies and cosmology. Cambridge University Press. стр. 69. ISBN978-0-521-54623-2.
↑Whitmore, B. C. (15–17 мај 1989). „Effect of the Cluster Environment on Galaxies“. Во William R. Oegerle; Michael J. Fitchett; Laura Danly (уред.). Clusters of galaxies: proceedings of the Clusters of Galaxies Meeting. Space Telescope Science Institute symposium series. 4. Baltimore: Cambridge University Press. стр. 151. ISBN0-521-38462-1.
↑Battaglia, G.; Helmi, A.; Morrison, H.; Harding, P.; Olszewski, E. W.; Mateo, M.; Freeman, K. C.; Norris, J.; Shectman, S. A. (декември 2005). „The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 364 (2): 433–442. arXiv:astro-ph/0506102. Bibcode:2005MNRAS.364..433B. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09367.x. S2CID15562509.
↑Gavazzi, G.; Boselli, A.; Vílchez, J.M.; Iglesias-Paramo, J.; Bonfanti, C. (септември 2000). „The filament of ionized gas in the outskirt of M87“. Astronomy & Astrophysics. 361: 1–4. arXiv:astro-ph/0007323. Bibcode:2000A&A...361....1G.
↑ 64,064,1Dopita, M.A.; Koratkar, A.P.; Allen, M.G.; и др. (ноември 1997). „The LINER nucleus of M87: A shock-excited dissipative accretion disk“. The Astrophysical Journal. 490 (1): 202–215. Bibcode:1997ApJ...490..202D. doi:10.1086/304862.
↑López-Navas, E.; Prieto, M.A. (2018). „The photocentre-AGN displacement: Is M87 actually harbouring a displaced supermassive black hole?“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 480 (3): 4099. arXiv:1808.04123. Bibcode:2018MNRAS.480.4099L. doi:10.1093/mnras/sty2148.
↑Klein, Uli (15–19 септември 1997). „The large-scale structure of Virgo A“. Во Röser, Hermann-Josef; Meisenheimer, Klaus (уред.). The Radio Galaxy Messier 87. Lecture Notes in Physics. 530. Ringberg Castle, Tegernsee, Germany: Springer. стр. 56–65. Bibcode:1999LNP...530...56K. doi:10.1007/BFb0106418. ISBN978-3-540-66209-9.
↑Reimer, A.; Protheroe, R.J.; Donea, A.-C. (јули 2003). „M87 as a Misaligned Synchrotron-Proton Blazar“. Proceedings of the 28th International Cosmic Ray Conference. 5: 2631–2634. Bibcode:2003ICRC....5.2631R.
↑Jones, M. H.; Lambourne, R. J.; Adams, D. J. (2004). An introduction to galaxies and cosmology. Cambridge University Press. стр. 13. ISBN978-0-521-54623-2.
↑ 120,0120,1Ford, H.C.; Butcher, H. (октомври 1979). „The system of filaments in M87 – Evidence for matter falling into an active nucleus“. Astrophysical Journal Supplement Series. 41: 147–172. Bibcode:1979ApJS...41..147F. doi:10.1086/190613.
within a 3-kiloparsec radius of the galactic core.
↑Tamura, N.; Sharples, R.M.; Arimoto, N.; Onodera, M.; Ohta, K.; Yamada, Y. (2006). „A Subaru/Suprime-Cam wide-field survey of globular cluster populations around M87 – I. Observation, data analysis and luminosity function“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 373 (2): 588–600. arXiv:astro-ph/0609067. Bibcode:2006MNRAS.373..588T. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11067.x. S2CID15127905.
↑„Virgo cluster“. NASA-IPAC Extragalactic Database (NED). NASA. Архивирано од изворникот 10 ноември 2013. Посетено на 16 септември 2024.
↑ 128,0128,1Binggeli, B.; Tammann, G.A.; Sandage, A. (август 1987). „Studies of the Virgo cluster. VI – Morphological and kinematical structure of the Virgo cluster“. The Astronomical Journal. 94: 251–277. Bibcode:1987AJ.....94..251B. doi:10.1086/114467.
.jpg)
![{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\frac {Fe}{H}}\right]\ =\ -0.3\end{smallmatrix}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4ee19a0085a2fabd1baf21b4e9c1216acf163016)
