Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Мессье 87
Визуальное изображение Мессье 87 с ярким ядром, джетом и шаровыми скоплениями на длине волны
Галактическое ядро ​​Мессье 87, видимое космическим телескопом Хаббла, с его синей плазменной струей, четко видимой (составное изображение наблюдений в видимом и инфракрасном свете)
Данные наблюдений ( эпоха J2000 )
СозвездиеДева
Прямое восхождение12 ч 30 м 49,42338 с [1]
Склонение+ 12 ° 23 ′ 28,0439 ″ [1]
Красное смещение0,00428 [2]
Лучевая скорость гелио1284 км / с [2]
Расстояние16,4 ± 0,5  Мпк (53,5 ± 1,6  мкм ) [3]
Видимая звездная величина  (V)8,79 [4]
Характеристики
ТипE + 0-1 pec, NLRG Sy [5]
Размер980  клы (300  кпк ) [6]
Видимый размер  (V)7,2 × 6,8 моа [7]
Прочие обозначения
Дева A, Дева X-1, NGC 4486, UGC 7654, PGC 41361, VCC 1316, Arp 152, 3C 274, [5] 3U 1228 + 12. [8]

Мессье 87 (также известная как Дева A или NGC 4486 , обычно сокращенно M87 ) - это сверхгигантская эллиптическая галактика с примерно 1 триллионом звезд в созвездии Девы . Одна из самых массивных галактик в локальной вселенной, [а] она имеет большое количество шаровых скоплений - около 12 000 по сравнению со 150–200, вращающимися вокруг Млечного Пути - и струю энергичной плазмы, которая возникает в ядре и распространяется на минимум 1500 парсеков (4900 световых лет ), движущихся с релятивистской скоростью. Это один из самых ярких радиоисточников в небе и популярная цель как для любителей, так и для профессиональных астрономов.

Французский астроном Шарль Мессье открыл M87 в 1781 году и внес ее в каталог как туманность . M87 удалена от Земли примерно на 16,4 миллиона парсеков (53 миллиона световых лет) и является второй по яркости галактикой в ​​северном скоплении Девы , имеющей множество спутниковых галактик . В отличие от спиральной галактики в форме диска , M87 не имеет характерных пылевых полос . Вместо этого она имеет почти невыразительную эллипсоидальную форму, типичную для большинства гигантских эллиптических галактик, светимость которой уменьшается по мере удаления от центра. Образуя примерно одну шестую своей массы, звезды M87имеют почти сферически-симметричное распределение. Их плотность населения уменьшается с удалением от ядра. В его ядре находится активная сверхмассивная черная дыра , которая образует основной компонент активного ядра галактики . Изображение черной дыры было получено с использованием данных, собранных в 2017 году телескопом Event Horizon , а окончательное обработанное изображение было опубликовано 10 апреля 2019 года.

Галактика - сильный источник многоволнового излучения, особенно радиоволн . Его галактическая оболочка простирается до радиуса около 150 килопарсек (490 000 световых лет), где она усечена - возможно, из-за столкновения с другой галактикой. Его межзвездная среда состоит из диффузного газа, обогащенного элементами, испускаемыми эволюционировавшими звездами .

История наблюдений [ править ]

В 1781 году французский астроном Шарль Мессье опубликовал каталог из 103 объектов, которые имели туманный вид, как часть списка, предназначенного для идентификации объектов, которые иначе можно было бы принять за кометы . При последующем использовании каждая запись в каталоге имела префикс "M". Таким образом, M87 был восемьдесят седьмым объектом, внесенным в каталог Мессье. [12] В течение 1880-х годов объект был включен как NGC 4486 в Новый Общий каталог туманностей и звездных скоплений, составленный датско-ирландским астрономом Джоном Дрейером и основанный на наблюдениях английского астронома Джона Гершеля . [13]

В 1918 году американский астроном Хибер Кертис из обсерватории Лик отметил отсутствие у M87 спиральной структуры и наблюдал «любопытный прямой луч ... очевидно связанный с ядром тонкой линией материи». Наиболее ярким луч оказался вблизи центра Галактики. [14] В следующем году сверхновая в M87 достигла максимальной фотографической величины 21,5, хотя об этом событии не сообщалось до тех пор, пока в 1922 году российский астроном Иннокентий А. Балановский не исследовал фотографические пластинки. [15] [16]

Отождествление с галактикой [ править ]

В схеме классификации галактик Хаббла M87 - это галактика E0

В 1922 году американский астроном Эдвин Хаббл классифицировал M87 как одну из самых ярких шаровидных туманностей, поскольку в ней не было спиральной структуры, но, как и спиральные туманности, оказалось, что она принадлежит к семейству негалактических туманностей. [17] В 1926 году он произвел новую категоризацию, отличив внегалактические туманности от галактических, причем первые были независимыми звездными системами. M87 был классифицирован как тип эллиптической внегалактической туманности без видимого удлинения (класс E0). [18]

В 1931 году Хаббл описал M87 как член скопления в Деве и дал предварительную оценку в 1,8 миллиона парсеков (5,9 миллиона световых лет) от Земли. Тогда это была единственная известная эллиптическая туманность, для которой можно было бы разрешить отдельные звезды , хотя было указано, что шаровые скопления на таких расстояниях будут неотличимы от отдельных звезд. [19] В своей книге «Царство туманностей» 1936 года Хаббл исследует терминологию того времени; некоторые астрономы назвали внегалактические туманности внешними галактиками на основании того, что они были звездными системами на далеких расстояниях от нашей галактики, в то время как другие предпочитали традиционный термин внегалактические туманности как галактикитогда был синонимом Млечного Пути. [20] M87 продолжали называть внегалактической туманностью по крайней мере до 1954 года. [21] [22]

Современные исследования [ править ]

В 1947 году известный радиоисточник , Дева А, был идентифицирован, перекрывая местоположение M87. [23] К 1953 году было подтверждено, что источником является M87, и в качестве причины была предложена линейная релятивистская струя, выходящая из ядра галактики. Эта струя простиралась от сердечника под позиционным углом 260 ° до углового расстояния 20 дюймов с угловой шириной 2 дюйма. [21] В 1969–70 было обнаружено, что сильная компонента радиоизлучения близко совмещается с оптическим источником джета. [8] В 1966 году лаборатория ВМС США исследований «s Aerobee Ракета 150 идентифицировала Дева X-1, первый источник рентгеновского излучения в Деве. [24] [25] Ракета Aerobee, запущенная с ракетного полигона Уайт-Сэндс 7 июля 1967 года, дала дополнительные доказательства того, что источником Девы X-1 была радиогалактика M87. [26] Последующие рентгеновские наблюдения на HEAO 1 и обсерватории Эйнштейна показали сложный источник, который включал в себя активное ядро ​​галактики M87. [27] Однако центральная концентрация рентгеновского излучения мала. [8]

M87 был важным испытательным полигоном для методов измерения массы центральных сверхмассивных черных дыр в галактиках. В 1978 году звездно-динамическое моделирование распределения массы в M87 показало, что центральная масса составляет пять миллиардов солнечных масс . [28] После установки модуля корректирующей оптики COSTAR в космическом телескопе Хаббла в 1993 году спектрограф слабых объектов Хаббла (FOS) использовался для измерения скорости вращения.ионизированного газового диска в центре M87 в качестве «раннего наблюдения», предназначенного для проверки научных характеристик инструментов Хаббла после ремонта. Данные FOS показали, что масса центральной черной дыры составляет 2,4 миллиарда масс Солнца с 30% неопределенностью. [29]

M87 наблюдалась телескопом Event Horizon Telescope (EHT) в течение большей части 2017 года. Результатам был посвящен выпуск Astrophysical Journal Letters от 10 апреля 2019 года (том 875, № 1), в котором были опубликованы шесть статей в открытом доступе . [30] горизонт событий черной дыры в центре непосредственно изображается в EHT, [31] тогда выяснилось на пресс - конференции на дату выпуска указанной, отфильтровывая из этого первое изображение тени черной дыры. [32]

Видимость [ править ]

Область в созвездии Девы около M87

M87 находится недалеко от предела высокого склонения созвездия Девы, граничащего с Комой Беренис . Он расположен на линии между звездами Эпсилон Вирджиния и Денебола (Бета Леонис ). [b] Галактику можно наблюдать с помощью небольшого телескопа с апертурой 6 см (2,4 дюйма) , простирающейся по угловой области 7,2 × 6,8 угловых минут при поверхностной яркости 12,9, с очень ярким ядром 45 угловых секунд . [7] Осмотреть самолет без помощи фотографии - непростая задача. [33] До 1991 года российско-американский астроном Отто Струвебыл единственным известным человеком, который видел джет визуально с помощью 254-сантиметрового (100- дюймового ) телескопа Хукера . [34] В последние годы его наблюдали в большие любительские телескопы в отличных условиях. [35]

Свойства [ править ]

В модифицированной схеме морфологической классификации галактик последовательности Хаббла французского астронома Жерара де Вокулера M87 классифицируется как галактика E0p. «E0» обозначает эллиптическую галактику, не имеющую плоской формы, то есть она выглядит сферической. [36] Суффикс «p» указывает на особую галактику , которая не полностью вписывается в схему классификации; В этом случае особенность заключается в наличии струи, выходящей из активной зоны. [36] [37] В схеме Йеркса (Моргана) M87 классифицируется как галактика типа cD . [38] [39]Галактика AD имеет ядро ​​эллиптической формы, окруженное обширной беспыльной диффузной оболочкой. Сверхгигант типа AD называется галактикой cD. [40] [41]

Расстояние до M87 было оценено с использованием нескольких независимых методов. Они включают в себя измерение светимости планетарных туманностей , по сравнению с соседними галактиками, расстояние оценивается с использованием стандартных свеч , такие как цефеиды переменные , линейным распределение по размерам шаровых скоплений , [C] и кончик красного гиганта ветви метода с использованием индивидуально разрешенных красные гигантские звезды. [d] Эти измерения согласуются друг с другом, и их средневзвешенное значение дает оценку расстояния в 16,4 ± 0,5 мегапарсека (53,5 ± 1,63 миллиона световых лет). [3]

Закрытая масса
Радиус
кпк		Масса
× 10 12  M ☉
322,4 [42]
443,0 [43]
475,7 [44]
506.0 [45]
Карта звездных скоростей центральной области M87, показывающая движение звезд относительно Земли. Синий означает движение к Земле, красный - движение в сторону, а желтый и зеленый - между ними. Изображение показывает аспекты случайного характера среди их движения. [46] [47]

M87 - одна из самых массивных галактик в локальной Вселенной. Его диаметр оценивается в 240 000 световых лет, что немного больше, чем у Млечного Пути. [44] Как эллиптическая галактика, галактика представляет собой сфероид, а не сплюснутый диск, что объясняет значительно большую массу M87. В радиусе 32 килопарсеков (100000 световых лет) масса равна(2,4 ± 0,6) × 10 12 масс Солнца [42], что вдвое превышает массу галактики Млечный Путь . [48] Как и в случае с другими галактиками, только часть этой массы находится в форме звезд : M87 имеет расчетное отношение массы к светимости 6.3 ± 0.8 ; то есть только одна из шести частей массы галактики находится в форме звезд, излучающих энергию. [49] Это соотношение варьируется от 5 до 30, примерно в пропорции к р 1.7 в области 9-40 килопарсек (29,000-130,000 световых лет) от ядра. [43]Полная масса M87 может быть в 200 раз больше, чем Млечный Путь. [50]

Галактика испытывает приток газа со скоростью от двух до трех солнечных масс в год, большая часть которого может аккрецироваться в области ядра. [51] Расширенная звездная оболочка этой галактики достигает радиуса около 150 килопарсеков (490 000 световых лет) [6] по сравнению с примерно 100 килопарсеками (330 000 световых лет) для Млечного Пути. [52] За пределами этого расстояния внешний край галактики каким-то образом обрезан; возможно, из-за более ранней встречи с другой галактикой. [6] [53] Есть свидетельства линейных звездных потоков к северо-западу от галактики, которые могли быть созданы приливными разрывами орбитальных галактик или небольшими галактиками-спутниками.падает в сторону M87. [54] Более того, нить горячего ионизированного газа в северо-восточной внешней части галактики может быть остатком маленькой богатой газом галактики, которая была разрушена M87 и могла питать ее активное ядро. [55] M87 имеет по крайней мере 50 спутниковых галактик, включая NGC 4486B и NGC 4478 . [56] [57]

Спектр ядерной области M87 показывает линии излучения различных ионов, включая водород (HI, HII), гелий (HeI), кислород (OI, OII, OIII), азот (NI), магний (MgII) и серу ( SII). Интенсивности линий для слабоионизированных атомов (таких как нейтральный атомарный кислород , OI) выше, чем у сильно ионизованных атомов (таких как дважды ионизированный кислород , OIII). Ядро галактики с такими спектральными свойствами называется ЛАЙНЕР, что означает « область ядерных линий излучения с низкой ионизацией ». [58] [59] Механизм и источник ионизации с преобладанием слабых линий в ЛАЙНЕРАХ и M87 обсуждаются. Возможные причины включают возбуждение от удара во внешних частях диска [58][59] или фотоионизация во внутренней области, приводимая в действие струей. [60]

Считается, что эллиптические галактики, такие как M87, образовались в результате одного или нескольких слияний меньших галактик. [61] Обычно они содержат относительно мало холодного межзвездного газа (по сравнению со спиральными галактиками), и они населены в основном старыми звездами с незначительным или отсутствующим звездообразованием. Эллиптическая форма M87 поддерживается случайными орбитальными движениями составляющих ее звезд, в отличие от более упорядоченных вращательных движений, обнаруженных в спиральной галактике, такой как Млечный Путь. [62] Использование очень большого телескопаЧтобы изучить движение примерно 300 планетарных туманностей, астрономы определили, что M87 поглотила спиральную галактику среднего размера, образующую звездообразование, за последний миллиард лет. Это привело к добавлению к M87 некоторых более молодых и голубых звезд. Отличительные спектральные свойства планетарных туманностей позволили астрономам обнаружить шевроноподобную структуру в гало M87, образовавшуюся в результате неполного перемешивания фазового пространства разрушенной галактики. [63] [64]

Компоненты [ править ]

Сверхмассивная черная дыра M87 * [ править ]

Горизонт событий телескоп изображение ядра М87 с использованием 1,3 мм радиоволны. Центральное темное пятно является тенью M87 * и больше горизонта событий черной дыры .

Ядро содержит сверхмассивную черную дыру (SMBH), обозначенную M87 *, [30] [65] , масса которой в миллиарды раз больше массы Солнца Земли; оценки варьировались от(3,5 ± 0,8) × 10 9 M ☉ [66] до(6,6 ± 0,4) × 10 9 M ☉ , [66] превосходит7,22+0,34
−0,40× 10 9 М ☉ в 2016 году [67] В апреле 2019 года Горизонт событий телескопа взаимодействие выпущенных измерений массы черной дырыкак (6,5 ± 0,2 стат ± 0,7 SYS ) × 10 9 M ☉ . [68] Это одна из самых известных масс такого объекта. Вращающийся диск ионизированного газа окружает черную дыру и примерно перпендикулярен релятивистской струе. Диск вращается со скоростью примерно до 1000 км / с [69] и имеет максимальный диаметр 0,12 пк (25 000 а.е.; 0,39 св. Лет; 3,7 триллиона км). [70] Для сравнения:Плутон находится в среднем 39 а.е. (0,00019 пк; 5,8 миллиарда км) от Солнца. Газ накапливается на черную дыру со скоростью, равной одной солнечной массе каждые десять лет (около 90 масс Земли в день). [71] радиус Шварцшильда черной дыры составляет 5,9 × 10 -4 парсек (1,9 × 10 -3 световых лет), что составляет примерно 120 раз от Земли до Солнца расстояние (120 AU). [72]

В статье 2010 года было высказано предположение, что черная дыра может сместиться от центра Галактики примерно на семь парсеков (23 световых года). [73] Утверждалось, что это направление было противоположным известной струе, что указывало на ускорение ею черной дыры. Другое предположение заключалось в том, что смещение произошло во время слияния двух сверхмассивных черных дыр. [73] [74] Однако исследование 2011 года не обнаружило какого-либо статистически значимого смещения, [75] а исследование 2018 года изображений с высоким разрешением M87 пришло к выводу, что кажущееся пространственное смещение было вызвано временными изменениями яркости джета, а не физическое смещение черной дыры от центра галактики. [76]

Эта черная дыра - первая и на сегодняшний день единственная, которая была изображена. Данные для создания изображения были получены в апреле 2017 года, изображение было создано в течение 2018 года и было опубликовано 10 апреля 2019 года. [32] [77] [78] На изображении показана тень черной дыры [79], окруженная асимметричное эмиссионное кольцо диаметром 3.36 × 10 −3 парсек (0,0110 св. лет). Радиус тени в 2,6 раза больше, чем радиус Шварцшильда черной дыры. [80] Параметр вращения был оценен как a = 0,9 ± 0,1, что соответствует скорости вращения ~ 0,4c. [81]

Джет [ править ]

На этом составном рентгеновском ( Чандра ) и радио ( VLA ) изображении горячее вещество (синее на рентгеновском снимке) из скопления Девы падает к ядру M87 и охлаждается, где его встречает релятивистский джет (оранжевый на радиоканале). ), создавая ударные волны в межзвездной среде галактики.

Релятивистская струя вещества , выходящее из ядра проходит , по меньшей мере , 1,5 килопарсек (5000 световых лет) из ядра и состоит из вещества выбрасывается из сверхмассивной черной дыры. Джет сильно коллимирован : кажется, что он ограничен углом 60 ° в пределах 0,8 пк (2,6 световых года) от ядра, примерно до 16 ° на расстоянии двух парсеков (6,5 световых лет) и до 6–7 ° на расстоянии двенадцати парсеков. (39 световых лет). [82] Его основание имеет диаметр 5,5 ± 0,4 радиуса Шварцшильда и, вероятно, питается от прямого аккреционного диска вокруг вращающейся сверхмассивной черной дыры. [82] Немецко-американский астроном Вальтер Бааде обнаружил, что свет от джета былплоско поляризованный , что предполагает, что энергия генерируется ускорением электронов, движущихся с релятивистскими скоростями в магнитном поле . Полная энергия этих электронов оценивается в 5,1 · 10 56 эрг [83] (5,1 · 10 49 джоулей или 3,2 · 10 68 эВ ). Это примерно в 10 13 раз больше энергии, производимой Млечным путем за одну секунду, которая оценивается в 5 × 10 36 джоулей. [84] Джет окружен нерелятивистской компонентой с более низкой скоростью. Есть свидетельства встречной струи, но она остается невидимой с Земли из-за релятивистского излучения.. [85] [86] Джет прецессирует , в результате чего истечение формируется по спирали до 1,6 парсеков (5,2 световых года). [70] Доли изгнанного вещества простираются до 80 килопарсек (260 000 световых лет). [87]

На снимках, сделанных космическим телескопом Хаббл в 1999 году, скорость движения струи M87 была в четыре-шесть раз выше скорости света. Это явление, называемое сверхсветовым движением , является иллюзией, вызванной релятивистской скоростью струи. Интервал времени между любыми двумя световыми импульсами, испускаемыми струей, как зарегистрированный наблюдателем, меньше фактического интервала из-за релятивистской скорости струи, движущейся в направлении наблюдателя. Это приводит к восприятию скорости, превышающей скорость света . Обнаружение такого движения используется для подтверждения теории о том, что квазары , объекты BL Lacertae и радиогалактики могут быть одним и тем же явлением, известным как активные галактики.с разных точек зрения. [88] [89] Предполагается, что ядро ​​M87 представляет собой объект BL Lacertae (с меньшей светимостью, чем его окружение), наблюдаемый под относительно большим углом. Вариации потоков, характерные для объектов BL Lacertae, наблюдались в M87. [90] [91]

Радиоволновое изображение M87, показывающее сильное радиоизлучение из активной зоны

Наблюдения показывают, что скорость, с которой вещество выбрасывается из сверхмассивной черной дыры, является переменной. Эти изменения создают волны давления в горячем газе, окружающем M87. Чандраобнаружил петли и кольца в газе. Их распределение предполагает, что небольшие извержения происходят каждые несколько миллионов лет. Одно из колец, вызванное сильным извержением, представляет собой ударную волну диаметром 26 килопарсек (85 000 световых лет) вокруг черной дыры. Среди других наблюдаемых особенностей - узкие волокна, излучающие рентгеновские лучи, длиной до 31 килопарсека (100 000 световых лет) и большая полость в горячем газе, вызванная крупным извержением 70 миллионов лет назад. Регулярные извержения предотвращают охлаждение огромного резервуара газа и образование звезд, а это означает, что эволюция M87 могла серьезно пострадать, не давая ей превратиться в большую спиральную галактику. Эти наблюдения также показывают, что переменные извержения производят звуковые волны примерно от 56 до 59 октав ниже среднего C в среде.[92]

M87 - очень сильный источник гамма-лучей , самых энергичных лучей электромагнитного спектра. Гамма-лучи, испускаемые M87, наблюдались с конца 1990-х годов. В 2006 году с помощью черенковских телескопов стереоскопической системы высоких энергий ученые измерили вариации потока гамма-лучей, исходящих от M87, и обнаружили, что поток изменяется в течение нескольких дней. Этот короткий период указывает на то, что наиболее вероятным источником гамма-лучей является сверхмассивная черная дыра. [93] В общем, чем меньше диаметр источника излучения, тем быстрее изменяется поток. [93] [94]

M87 в инфракрасном свете показывает удары, производимые реактивными двигателями
Спиральный поток струи из черной дыры [95]

Узел вещества в джете (обозначенном HST-1), примерно в 65 парсеках (210 световых лет) от ядра, был отслежен космическим телескопом Хаббла и рентгеновской обсерваторией Чандра. К 2006 году интенсивность рентгеновского излучения этого узла увеличилась в 50 раз за четырехлетний период [96], в то время как рентгеновское излучение с тех пор затухало по-разному. [97]

Взаимодействие релятивистских струй плазмы, исходящих из ядра, с окружающей средой приводит к возникновению радиодоли в активных галактиках. Доли встречаются парами и часто симметричны. [98] Два радиодоля M87 вместе охватывают около 80 килопарсек; внутренние части, простирающиеся до двух килопарсеков, сильно излучают в радиоволнах. Из этой области выходят два потока материала: один совмещен с самой струей, а другой - в противоположном направлении. Потоки асимметричны и деформированы, что означает, что они сталкиваются с плотной внутрикластерной средой. На больших расстояниях оба потока диффундируют в две доли. Доли окружены более слабым ореолом радиоизлучающего газа. [99] [100]

Межзвездная среда [ править ]

Пространство между звездами в M87 заполнено диффузной межзвездной средой из газа, который был химически обогащен элементами, выброшенными из звезд, когда они прошли за пределы своего времени жизни на главной последовательности . Углерод и азот непрерывно поставляются звездами промежуточной массы, когда они проходят асимптотическую ветвь гигантов . [101] [102] Более тяжелые элементы от кислорода до железа образуются в основном в результате взрыва сверхновых в галактике. Из тяжелых элементов около 60% были произведены сверхновыми с коллапсом ядра, а оставшаяся часть произошла от сверхновых типа Ia . [101] Распределение кислорода примерно равномерное, примерно половина солнечного значения.(то есть содержание кислорода на Солнце), в то время как распределение железа достигает пика около центра, где оно приближается к солнечному значению железа. [102] [103] Так как кислород производится в основном сверхновыми с коллапсом ядра, которые возникают на ранних стадиях галактик и в основном во внешних областях звездообразования, [101] [102] [103] распределение этих элементов предполагает раннее обогащение межзвездной среды за счет сверхновых с коллапсом ядра и непрерывный вклад сверхновых типа Ia на протяжении всей истории M87. [101] Вклад элементов из этих источников был намного ниже, чем в Млечном Пути. [101]

Избранные содержания элементов в ядре M87 [101]
ЭлементИзобилие
(солнечные значения)
C0,63 ± 0,16
N1,64 ± 0,24
О0,58 ± 0,03
Ne1,41 ± 0,12
Mg0,67 ± 0,05
Fe0,95 ± 0,03

Исследование M87 в дальнем инфракрасном диапазоне длин волн показывает избыточное излучение на длинах волн более 25 мкм. Обычно это может быть признаком теплового излучения теплой пыли. [104] В случае M87 эмиссия полностью объясняется синхротронным излучением струи; Ожидается, что внутри галактики силикатные зерна просуществуют не более 46 миллионов лет из-за рентгеновского излучения ядра. [105] Эта пыль может быть уничтожена враждебной средой или изгнана из галактики. [106] Общая масса пыли в M87 не более чем в 70 000 раз превышает массу Солнца. [105] Для сравнения, пыль в Млечном Пути составляет около ста миллионов (108 ) солнечные массы. [107]

Хотя M87 является эллиптической галактикой и поэтому в ней отсутствуют пылевые полосы спиральной галактики, в ней наблюдались оптические волокна, возникающие из-за падения газа к ядру. Эмиссия, вероятно, возникает в результате возбуждения, вызванного ударной нагрузкой, когда падающие потоки газа сталкиваются с рентгеновскими лучами из области ядра. [108] Эти волокна имеют предполагаемую массу около 10 000 солнечных масс. [51] [108] Галактику окружает протяженная корона с горячим газом низкой плотности. [109]

Шаровые скопления [ править ]

M87 имеет аномально большую популяцию шаровых скоплений. Обзор 2006 г. на угловом расстоянии 25 ' от ядра оценил, что на орбите вокруг M87 находится 12 000 ± 800 шаровых скоплений [110], по сравнению с 150–200 внутри и вокруг Млечного Пути. По размеру скопления похожи на скопления Млечного Пути, большинство из них имеют эффективный радиус от 1 до 6 парсеков. Размер скоплений M87 постепенно увеличивается с удалением от центра Галактики. [111] В радиусе четырех килопарсеков (13 000 световых лет) от ядра металличность скопления- содержание элементов, отличных от водорода и гелия, составляет примерно половину содержания на Солнце. Вне этого радиуса металличность неуклонно снижается по мере увеличения расстояния кластера от ядра. [109] Кластеры с низкой металличностью несколько крупнее кластеров, богатых металлами. [111] В 2014 году HVGC-1 , первое сверхскоростное шаровое скопление, было обнаружено, покидая M87 на скорости 2300 км / с. Предполагалось, что вылет скопления с такой высокой скоростью был результатом близкого столкновения с сверхмассивной двойной черной дырой и последующего гравитационного удара от нее. [112]

В M87 было обнаружено почти сотня сверхкомпактных карликов . Они напоминают шаровые скопления, но имеют диаметр в десять парсеков (33 световых года) или более, что намного больше, чем максимум в три парсека (9,8 световых года) шаровых скоплений. Неясно, являются ли они карликовыми галактиками, захваченными M87, или новым классом массивных шаровых скоплений. [113]

Окружающая среда [ править ]

Основная статья: скопление Девы
Фотография скопления Девы ( Европейская южная обсерватория, 2009 г.). M87 виден в нижнем левом углу, верхняя половина изображения занята Цепью Маркаряна . Темными пятнами отмечены места расположения ярких звезд переднего плана, которые были удалены с изображения.

M87 находится около (или в) центре скопления Девы [39], плотно спрессованной структуры, состоящей примерно из 2000 галактик. [114] Это формирует ядро ​​более крупного сверхскопления Девы, удаленным членом которого является Местная группа (включая Млечный Путь). [6] Он организован как минимум в три отдельные подсистемы, связанные с тремя большими галактиками - M87, M49 и M86 - с основной подгруппой, включая M87 ( Дева A ) и M49 ( Дева B ). [115] Вокруг M87 преобладают эллиптические галактики и галактики S0 . [116]Цепочка эллиптических галактик примерно совпадает с джетом. [116] С точки зрения массы, M87, вероятно, будет самым большим, и в сочетании с центральностью кажется, что он очень мало перемещается относительно скопления в целом. [6] В одном исследовании он определяется как кластерный центр. Скопление имеет разреженную газовую среду, излучающую рентгеновское излучение, более низкую по температуре к середине. [104] Общая масса скопления оценивается в 0,15–1,5 × 10 15 масс Солнца. [114]

Измерения движения этих внутрикластерных звездообразований («планетарных») туманностей между M87 и M86 позволяют предположить, что две галактики движутся навстречу друг другу и что это может быть их первая встреча. M87 могла взаимодействовать с M84 , о чем свидетельствует усечение внешнего гало M87 приливными взаимодействиями . Усеченный ореол также мог быть вызван сжатием из-за невидимой массы, падающей в M87 из остальной части скопления, которая может быть гипотетической темной материей . Третья возможность заключается в том, что формирование гало было прервано ранней обратной связью с активным ядром галактики. [6]

Примечания [ править ]

  1. ^ «Локальная вселенная» не является строго определенным термином, но его часто принимают как ту часть вселенной, которая находится на расстоянии от 50 миллионов до миллиарда световых лет . [9] [10] [11]
  2. ^ Эпсилон Девственница находится в небесных координатах α = 13h 02m, δ = + 10 ° 57 ′; Денебола находится на высоте α = 11ч 49м, δ = + 14 ° 34 ′. Середина пары находится на α = 12h 16m, δ = 12 ° 45 ′. Сравните с координатами Мессье 87: α = 12h 31m, δ = + 12 ° 23 ′.
  3. ^ Это дает расстояние 16,4 ± 2,3 мегапарсека (53,5 ± 7,50 миллиона световых лет). [3]
  4. ^ Это дает расстояние 16,7 ± 0,9 мегапарсека (54,5 ± 2,94 миллиона световых лет). [3]

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б Ламберт, SB; Гонтье, А.-М. (Январь 2009 г.). «О выборе радиоисточника для определения стабильной небесной системы отсчета» . Астрономия и астрофизика . 493 (1): 317–323. Бибкод : 2009A & A ... 493..317L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810582 .См., В частности, таблицы .
  2. ^ a b Каппеллари, Микеле; и другие. (11 мая 2011 г.). «Проект ATLAS 3D - I. Ограниченная по объему выборка из 260 близлежащих галактик ранних типов: научные цели и критерии отбора». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 413 (2): 813–836. arXiv : 1012.1551 . Bibcode : 2011MNRAS.413..813C . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.18174.x . S2CID 15391206 . 
  3. ^ a b c d Bird, S .; Харрис, МЫ; Blakeslee, JP; Флинн, К. (декабрь 2010 г.). «Внутренний ореол M87: первый прямой вид на популяцию красных гигантов». Астрономия и астрофизика . 524 : A71. arXiv : 1009,3202 . Бибкод : 2010A & A ... 524A..71B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014876 . S2CID 119281578 . 
  4. ^ Ferrarese, L .; и другие. (Июнь 2006 г.). "Обзор скоплений ACS Virgo. VI. Изофотический анализ и структура галактик ранних типов". Серия дополнений к астрофизическому журналу . 164 (2): 334–434. arXiv : astro-ph / 0602297 . Bibcode : 2006ApJS..164..334F . DOI : 10.1086 / 501350 . S2CID 18618068 . 
  5. ^ a b «Результаты для NGC 4486» . Внегалактическая база данных НАСА / IPAC . Калифорнийский технологический институт . Проверено 8 апреля 2019 .
  6. ^ a b c d e f Доэрти, М .; Arnaboldi, M .; Das, P .; и другие. (Август 2009 г.). «Край гало M87 и кинематика рассеянного света в ядре скопления Девы». Астрономия и астрофизика . 502 (3): 771–786. arXiv : 0905.1958 . Bibcode : 2009A & A ... 502..771D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200811532 . S2CID 17110964 . 
  7. ^ a b Luginbuhl, CB; Скифф, BA (1998). Справочник наблюдений и каталог объектов дальнего космоса (2-е изд.). Кембридж, Соединенное Королевство: Издательство Кембриджского университета. п. 266. ISBN. 978-0-521-62556-2.. Размеры 7′.2 x 6′.8 относятся к размеру гало, видимому в любительской астрономии. «Галактика имеет диаметр до 4 ′ на 25 см. Ядро 45 ′ ′ имеет очень высокую поверхностную яркость».
  8. ^ a b c Turland, BD (февраль 1975 г.). «Наблюдения M87 на 5 ГГц на 5-километровом телескопе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 170 (2): 281–294. Bibcode : 1975MNRAS.170..281T . DOI : 10.1093 / MNRAS / 170.2.281 .
  9. ^ «Локальная вселенная» . Международный астрономический союз Отдел H . Лейденский университет . Дата обращения 1 мая 2018 .
  10. ^ Куртуа, HM; Pomarède, D .; Талли, РБ; и другие. (Август 2013). «Космография Локальной Вселенной». Астрономический журнал . 146 (3): 69. arXiv : 1306.0091 . Bibcode : 2013AJ .... 146 ... 69C . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 146/3/69 . S2CID 118625532 . 
  11. ^ «Локальная вселенная» . Кафедра астрономии Университета Висконсин-Мэдисон . Университет Висконсин-Мэдисон . Дата обращения 1 мая 2018 .
  12. ^ Басу, B .; Chattopadhyay, T .; Бисвас, С. Н. (2010). Введение в астрофизику (2-е изд.). Нью-Дели: PHI Learning Pvt. ООО п. 278. ISBN 978-81-203-4071-8.
  13. ^ Дрейер, JLE (1888). «Новый Общий каталог туманностей и скоплений звезд, являющийся Каталогом покойного сэра Джона Ф. В. Гершеля, Барт., Исправленный, исправленный и расширенный». Воспоминания Королевского астрономического общества . 49 : 1–237. Bibcode : 1888MmRAS..49 .... 1D .
  14. Перейти ↑ Curtis, HD (1918). "Описание 762 туманностей и скоплений, сфотографированных с помощью отражателя Кроссли". Публикации Ликской обсерватории . 13 : 9–42. Bibcode : 1918PLicO..13 .... 9C .
  15. ^ Хаббл, Э. (октябрь 1923 г.). «Мессье 87 и Нова Белановского» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 35 (207): 261–263. Bibcode : 1923PASP ... 35..261H . DOI : 10.1086 / 123332 .
  16. ^ Шкловский, IS (август 1980). «Сверхновые в множественных системах». Советская астрономия . 24 : 387–389. Bibcode : 1980SvA .... 24..387S .
  17. ↑ Хаббл, EP (октябрь 1922 г.). «Общее исследование диффузных галактических туманностей». Астрофизический журнал . 56 : 162–199. Bibcode : 1922ApJ .... 56..162H . DOI : 10.1086 / 142698 .
  18. ↑ Хаббл, EP (декабрь 1926 г.). «Внегалактические туманности». Астрофизический журнал . 64 : 321–369. Bibcode : 1926ApJ .... 64..321H . DOI : 10.1086 / 143018 .
  19. ^ Хаббл, E .; Хьюмасон, ML (июль 1931 г.). «Отношение скорости к расстоянию между внегалактическими туманностями». Астрофизический журнал . 74 : 43–80. Bibcode : 1931ApJ .... 74 ... 43H . DOI : 10.1086 / 143323 .
  20. ^ Хаббл, EP (1936). Царство туманностей . Мемориальные лекции миссис Хепса Эли Силлиман , 25. Нью-Хейвен: издательство Йельского университета . ISBN 9780300025002. OCLC  611263346 . Архивировано 5 сентября 2015 года.(стр. 16–17)
  21. ^ a b Baade, W .; Минковский, Р. (январь 1954 г.). «Об идентификации радиоисточников». Астрофизический журнал . 119 : 215–231. Bibcode : 1954ApJ ... 119..215B . DOI : 10.1086 / 145813 .
  22. ^ Burbidge, GR (сентябрь 1956). «О синхротронном излучении Мессье 87». Астрофизический журнал . 124 : 416–429. Bibcode : 1956ApJ ... 124..416B . DOI : 10.1086 / 146237 .
  23. ^ Стэнли, GJ; Сли, OB (июнь 1950). «Галактическое излучение на радиочастотах. II. Дискретные источники». Австралийский журнал научных исследований А . 3 (2): 234–250. Bibcode : 1950AuSRA ... 3..234S . DOI : 10,1071 / ch9500234 .
  24. ^ Дрейк, С. А. "Краткая история астрономии высоких энергий: 1965–1969" . НАСА HEASARC . Архивировано 14 мая 2012 года . Проверено 28 октября 2011 года .
  25. ^ Чарльз, Пенсильвания; Сьюард, Ф. Д. (1995). Изучение рентгеновской вселенной . Кембридж, Соединенное Королевство: Издательство Кембриджского университета. п. 9 . ISBN 978-0-521-43712-7.
  26. ^ Bradt, H .; Naranan, S .; Раппапорт, S .; Спада, Г. (июнь 1968 г.). «Небесные положения источников рентгеновского излучения в Стрельце». Астрофизический журнал . 152 (6): 1005–1013. Bibcode : 1968ApJ ... 152.1005B . DOI : 10.1086 / 149613 .
  27. ^ Lea, SM; Мушоцкий, Р .; Холт, СС (ноябрь 1982 г.). "Наблюдения M87 и скопления Девы на твердотельном спектрометре обсерватории Эйнштейна". Астрофизический журнал, часть 1 . 262 : 24–32. Bibcode : 1982ApJ ... 262 ... 24L . DOI : 10.1086 / 160392 . hdl : 2060/19820026438 .
  28. ^ Сарджент, WLW; Янг, ПиДжей; Lynds, CR; и другие. (Май 1978 г.). «Динамическое свидетельство концентрации центральной массы в галактике M87». Астрофизический журнал . 221 : 731–744. Bibcode : 1978ApJ ... 221..731S . DOI : 10.1086 / 156077 .
  29. ^ Хармс, RJ; и другие. (Ноябрь 1994 г.). «HST FOS-спектроскопия M87: свидетельство наличия диска из ионизированного газа вокруг массивной черной дыры». Письма в астрофизический журнал . 435 : L35 – L38. Bibcode : 1994ApJ ... 435L..35H . DOI : 10.1086 / 187588 .
  30. ^ a b Многие авторы (10 апреля 2019 г.). «Первые результаты телескопа горизонта событий M87» . Письма в астрофизический журнал - IOPscience .См. Т. 875, № 1 для ссылок на статьи
  31. ^ Сотрудничество телескопа горизонта событий (2019). "Первые результаты телескопа горизонта событий M87. IV. Получение изображений центральной сверхмассивной черной дыры" (PDF) . Астрофизический журнал . 875 (1): L4. arXiv : 1906.11241 . Bibcode : 2019ApJ ... 875L ... 4E . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / ab0e85 . ISSN 2041-8213 .  
  32. ^ a b Джеффри, К. (10 апреля 2019 г.). «Это первые фотографии черной дыры - и это большая, даже сверхмассивная сделка» . Время . Проверено 10 апреля 2019 .
  33. ^ Кук, A. (2005). Визуальная астрономия под темным небом: новый подход к наблюдению за глубоким космосом . Практическая астрономическая серия Патрика Мура. Лондон, Великобритания: Springer-Verlag. С. 5–37. ISBN 978-1-85233-901-2.
  34. ^ Кларк, RN (1990). Визуальная астрономия глубокого неба . Издательство Кембриджского университета. п. 153. ISBN. 978-0-521-36155-2.
  35. ^ "Визуальные наблюдения струи M87" . Приключения в глубоком космосе . Астрономия-Молл. Архивировано 7 июля 2011 года . Проверено 7 декабря 2010 года .
  36. ^ а б Парк, КС; Чун, MS (июнь 1987 г.). «Динамическая структура NGC 4486». Журнал астрономии и космической науки . 4 (1): 35–45. Bibcode : 1987JASS .... 4 ... 35P .
  37. ^ Джонс, MH; Ламбурн, Р.Дж. (2004). Введение в галактики и космологию . Издательство Кембриджского университета. п. 69. ISBN 978-0-521-54623-2.
  38. ^ Кунду, А .; Уитмор, Британская Колумбия (2001). «Новые выводы из исследований систем шаровых скоплений с помощью HST. I. Цвета, расстояния и конкретные частоты 28 эллиптических галактик». Астрономический журнал . 121 (6): 2950–2973. arXiv : astro-ph / 0103021 . Bibcode : 2001AJ .... 121.2950K . DOI : 10.1086 / 321073 . S2CID 19015891 . 
  39. ^ а б Чакрабарти, Д. (2007). «Массовое моделирование с минимальной кинематической информацией». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 377 (1): 30–40. arXiv : astro-ph / 0702065 . Bibcode : 2007MNRAS.377 ... 30С . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11583.x . S2CID 16263041 . 
  40. ^ Oemler, А. младший (ноябрь 1976). «Строение эллиптических и cD-галактик». Астрофизический журнал . 209 : 693–709. Bibcode : 1976ApJ ... 209..693O . DOI : 10.1086 / 154769 .
  41. ↑ Whitmore, BC (15–17 мая 1989 г.). «Влияние среды скопления на галактики». У Уильяма Р. Эгерле; Майкл Дж. Фитчетт; Лаура Дэнли (ред.). Скопления галактик: материалы собрания скоплений галактик . Серия симпозиумов Института космических телескопов. 4 . Балтимор: Издательство Кембриджского университета. п. 151. ISBN. 0-521-38462-1.
  42. ^ a b Wu, X .; Тремейн, С. (2006). «Получение распределения масс M87 по шаровым скоплениям». Астрофизический журнал . 643 (1): 210–221. arXiv : astro-ph / 0508463 . Bibcode : 2006ApJ ... 643..210W . DOI : 10.1086 / 501515 . S2CID 9263634 . 
  43. ^ а б Коэн, JG; Рыжов, А. (сентябрь 1997 г.). "Динамика системы шарового скопления M87". Астрофизический журнал . 486 (1): 230–241. arXiv : astro-ph / 9704051 . Bibcode : 1997ApJ ... 486..230C . DOI : 10.1086 / 304518 . S2CID 13517745 . 
  44. ^ а б Мерфи, JD; Гебхардт, К .; Адамс, Дж. Дж. (Март 2011 г.). «Кинематика галактики с ВИРУС-П: Гало темной материи M87». Астрофизический журнал . 729 (2): 129. arXiv : 1101.1957 . Bibcode : 2011ApJ ... 729..129M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 729/2/129 . S2CID 118686095 . 
  45. ^ Мерритт, Д .; Тремблей, Б. (декабрь 1993 г.). «Распределение темной материи в гало M87». Астрономический журнал . 106 (6): 2229–2242. Bibcode : 1993AJ .... 106.2229M . DOI : 10.1086 / 116796 .
  46. ^ "Галактическая хромодинамика" . Изображение недели ESO . Проверено 14 октября 2014 года .
  47. ^ Emsellem, E .; Krajnovic, D .; Сарзи, М. (ноябрь 2014 г.). «Кинематически отличное ядро ​​и вращение малой оси: перспектива MUSE на M87». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 445 (1): L79 – L83. arXiv : 1408.6844 . Bibcode : 2014MNRAS.445L..79E . DOI : 10.1093 / mnrasl / slu140 . S2CID 18974737 . 
  48. ^ Battaglia, G .; Helmi, A .; Morrison, H .; и другие. (Декабрь 2005 г.). "Профиль дисперсии лучевых скоростей Галактического гало: ограничение профиля плотности темного гало Млечного Пути". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 364 (2): 433–442. arXiv : astro-ph / 0506102 . Bibcode : 2005MNRAS.364..433B . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09367.x . S2CID 15562509 . 
  49. ^ Гебхардт, К .; Томас, Дж. (2009). «Масса черной дыры, отношение массы звезды к свету и темный гало в M87». Астрофизический журнал . 700 (2): 1690–1701. arXiv : 0906.1492 . Bibcode : 2009ApJ ... 700.1690G . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 700/2/1690 . S2CID 15481963 . 
  50. ^ Leverington, D. (2000). Новые космические горизонты: космическая астрономия от V2 до космического телескопа Хаббл . Издательство Кембриджского университета. п. 343. ISBN 978-0-521-65833-1.
  51. ^ а б Бернс, Джо; Белый, РА; Хейнс, член парламента (1981). «Поиск нейтрального водорода в D- и cD-галактиках». Астрономический журнал . 86 : 1120–1125. Bibcode : 1981AJ ..... 86.1120B . DOI : 10.1086 / 112992 .
  52. ^ Bland-Hawthorn, J .; Фриман, К. (январь 2000 г.). "Барионный ореол Млечного Пути: ископаемые летописи его образования". Наука . 287 (5450): 79–84. Bibcode : 2000Sci ... 287 ... 79B . DOI : 10.1126 / science.287.5450.79 . PMID 10615053 . 
  53. ↑ Klotz, I. (8 июня 2009 г.). "Внешний ореол Галактики отключен" . Новости открытия . Архивировано из оригинального 23 августа 2009 года . Проверено 25 апреля 2010 года .
  54. ^ Janowiecki, S .; Mithos, JC; Harding, P .; и другие. (Июнь 2010 г.). "Диффузные приливные структуры в гало эллиптических тел Девы". Астрофизический журнал . 715 (2): 972–985. arXiv : 1004,1473 . Bibcode : 2010ApJ ... 715..972J . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 715/2/972 . S2CID 119196248 . 
  55. ^ Gavazzi, G .; Boselli, A .; Vílchez, JM; и другие. (Сентябрь 2000 г.). «Нить ионизированного газа на окраине М87». Астрономия и астрофизика . 361 : 1–4. arXiv : astro-ph / 0007323 . Бибкод : 2000A & A ... 361 .... 1G .
  56. ^ Олдхэм, LJ; Эванс, Северо-Запад (октябрь 2016 г.). «Есть ли каркас вокруг M87?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 460 (1): 298–306. arXiv : 1607.02477 . Bibcode : 2016MNRAS.462..298O . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw1574 . S2CID 119307605 . 
  57. ^ Fischer, D .; Дуэрбек, Х. (1998). Возвращение к Хабблу: новые изображения с машины открытия . Коперник Нью-Йорк. п. 73. ISBN 978-0387985510.
  58. ^ а б Цветанов З.И. Хартиг, Г. Ф.; Ford, HC; и другие. (1999). «Ядерный спектр M87». In Röser, HJ; Meisenheimer, K. (ред.). Радио Галактика Мессье 87 . Радио Галактика Мессье 87 . Конспект лекций по физике. 530 . С. 307–312. arXiv : astro-ph / 9801037 . Bibcode : 1999LNP ... 530..307T . DOI : 10.1007 / BFb0106442 . ISBN 978-3-540-66209-9. S2CID  18989637 .
  59. ^ a b Допита, Массачусетс; Кораткар, AP; Allen, MG; и другие. (Ноябрь 1997 г.). "Ядро LINER M87: Диссипативный аккреционный диск с ударным возбуждением" . Астрофизический журнал . 490 (1): 202–215. Bibcode : 1997ApJ ... 490..202D . DOI : 10.1086 / 304862 .
  60. ^ Сабра, BM; Шилдс, JC; Ho, L C .; и другие. (Февраль 2003 г.). «Эмиссия и поглощение в LINER M87». Астрофизический журнал . 584 (1): 164–175. arXiv : astro-ph / 0210391 . Bibcode : 2003ApJ ... 584..164S . DOI : 10.1086 / 345664 . S2CID 16882810 . 
  61. ^ Dehnen, Вальтер (15-19 сентября 1997). «М 87 как галактика». У Германа-Йозефа Рёзера; Клаус Майзенхаймер (ред.). Радиогалактика Мессье 87: материалы семинара . Замок Рингберг, Тегернзее, Германия: Шпрингер. п. 31. arXiv : astro-ph / 9802224 . Bibcode : 1999LNP ... 530 ... 31D . DOI : 10.1007 / BFb0106415 .
  62. ^ Steinicke, W .; Джакиэль Р. (2007). Галактики и как их наблюдать . Гиды астрономов-наблюдателей. Springer. С.  32–33 . ISBN 978-1-85233-752-0.
  63. ^ "Гигантская галактика все еще растет" . Европейская южная обсерватория . 25 июня 2015 года. Архивировано 26 июня 2015 года.
  64. ^ Longobardi, A .; Arnaboldi, M .; Герхард, O .; Михос, JC (июль 2015 г.). «Наращивание ореола компактного диска M87 - свидетельство аккреции в последнем тысячелетии». Астрономия и астрофизика . 579 (3): L3 – L6. arXiv : 1504.04369 . Bibcode : 2015A & A ... 579L ... 3L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201526282 . S2CID 118557973 . 
  65. ↑ Лу, Донна (12 апреля 2019 г.). «Как вы называете черную дыру? На самом деле это довольно сложно» . Новый ученый . Лондон . Проверено 12 апреля 2019 . «Для случая M87 *, который является обозначением этой черной дыры, было предложено (очень красивое) название, но оно не получило официального одобрения МАС», - говорит Кристенсен.
  66. ^ а б Уолш, JL; Барт, AJ; Хо, LC; Сарзи, М. (июнь 2013 г.). "Масса черной дыры M87 по газодинамическим моделям наблюдений спектрографа с визуализацией космического телескопа". Астрофизический журнал . 770 (2): 86. arXiv : 1304.7273 . Bibcode : 2013ApJ ... 770 ... 86W . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 770/2/86 . S2CID 119193955 . 
  67. ^ Олдхэм, LJ; Оже, МВт (март 2016 г.). «Структура галактики из множества трассеров - II. M87 от парсековых до мегапарсековых масштабов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 457 (1): 421–439. arXiv : 1601.01323 . Bibcode : 2016MNRAS.457..421O . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2982 . S2CID 119166670 . 
  68. ^ The Event Horizon Telescope Collaboration (10 апреля 2019 г.). "Первые результаты телескопа горизонта событий M87. VI. Тень и масса центральной черной дыры" (PDF) . Астрофизический журнал . 875 (1): L6. arXiv : 1906.11243 . Bibcode : 2019ApJ ... 875L ... 6E . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / ab1141 .
  69. ^ Macchetto, F .; Маркони, А .; Axon, DJ ; и другие. (Ноябрь 1997 г.). «Сверхмассивная черная дыра M87 и кинематика связанного с ней газового диска». Астрофизический журнал . 489 (2): 579–600. arXiv : astro-ph / 9706252 . Bibcode : 1997ApJ ... 489..579M . DOI : 10.1086 / 304823 . S2CID 18948008 . 
  70. ^ а б Матвеенко Л.И.; Селезнев, С.В. (март 2011). «Тонкая структура ядра-джета галактики M87». Письма об астрономии . 37 (3): 154–170. Bibcode : 2011AstL ... 37..154M . DOI : 10.1134 / S1063773711030030 . S2CID 121731578 . 
  71. ^ Ди Маттео,.; Allen, SW; Фабиан, AC; и другие. (2003). «Аккреция на сверхмассивной черной дыре в M87». Астрофизический журнал . 582 (1): 133–140. arXiv : astro-ph / 0202238 . Bibcode : 2003ApJ ... 582..133D . DOI : 10.1086 / 344504 . S2CID 16182340 . 
  72. ↑ Акияма, Кадзунори; Лу, Ру-Сен; Рыба, Винсент Л; и другие. (Июль 2015 г.). "Наблюдения M87 в режиме VLBI на частоте 230 ГГц: структура в масштабе горизонта событий во время расширенного состояния гамма-излучения сверхвысокой энергии в 2012 году". Астрофизический журнал . 807 (2): 150. arXiv : 1505.03545 . Bibcode : 2015ApJ ... 807..150A . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 807/2/150 . ЛВП : 1721,1 / 98305 . S2CID 50953437 . 
  73. ^ a b Batcheldor, D .; Робинсон, А .; Axon, DJ; и другие. (Июль 2010 г.). «Смещенная сверхмассивная черная дыра в M87». Письма в астрофизический журнал . 717 (1): L6 – L10. arXiv : 1005.2173 . Bibcode : 2010ApJ ... 717L ... 6В . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 717/1 / L6 . S2CID 119281754 . 
  74. Перейти ↑ Cowen, R. (9 июня 2010 г.). «Черная дыра отодвинута в сторону вместе с« центральной »догмой» . ScienceNews . 177 (13): 9. Архивировано из оригинала 28 мая 2010 года . Проверено 29 мая 2010 года .
  75. ^ Гебхардт, К .; и другие. (Март 2011 г.). "Масса черной дыры в M87 из наблюдений адаптивной оптики Gemini / NIFS". Астрофизический журнал . 729 (2): 119–131. arXiv : 1101.1954 . Bibcode : 2011ApJ ... 729..119G . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 729/2/119 . S2CID 118368884 . 
  76. ^ Лопес-Навас, Э .; Прието, Массачусетс (2018). «Смещение фотоцентра и AGN: действительно ли M87 таит в себе смещенную сверхмассивную черную дыру?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (3): 4099. arXiv : 1808.04123 . Bibcode : 2018MNRAS.480.4099L . DOI : 10.1093 / MNRAS / sty2148 . S2CID 118872175 . 
  77. ^ Overbye, Dennis (10 апреля 2019). «Впервые обнародовано изображение черной дыры - астрономы наконец-то сделали снимок самых темных существ в космосе - Комментарии» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 10 апреля 2019 .
  78. ↑ Ландау, Элизабет (10 апреля 2019 г.). «Изображение черной дыры делает историю» . НАСА . Проверено 10 апреля 2019 .
  79. ^ Фальке, Хейно; Мелия, Фульвио; Агол, Эрик (1 января 2000 г.). «Просмотр тени черной дыры в центре Галактики» . Астрофизический журнал . 528 (1): L13 – L16. arXiv : astro-ph / 9912263 . Bibcode : 2000ApJ ... 528L..13F . DOI : 10.1086 / 312423 . PMID 10587484 . S2CID 119433133 .  
  80. ^ The Event Horizon Telescope Collaboration (10 апреля 2019 г.). "Первые результаты телескопа горизонта событий M87. I. Тень сверхмассивной черной дыры" (PDF) . Письма в астрофизический журнал . 875 (1): L1. arXiv : 1906.11238 . Bibcode : 2019ApJ ... 875L ... 1E . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / ab0ec7 .
  81. ^ Tamburini, F .; Thidé, B .; Делла Валле, М. (ноябрь 2019 г.). «Измерение вращения черной дыры M87 по наблюдаемому искривленному свету» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . Vol. 492 нет. 1. стр. L22 – L27. DOI : 10.1093 / mnrasl / slz176 .
  82. ^ а б Доулман, СС; Рыба, ВЛ; Schenck, DE; и другие. (Октябрь 2012 г.). «Возле сверхмассивной черной дыры в M87 обнаружена структура для запуска реактивных двигателей». Наука . 338 (6105): 355–358. arXiv : 1210.6132 . Bibcode : 2012Sci ... 338..355D . DOI : 10.1126 / science.1224768 . PMID 23019611 . S2CID 37585603 .  
  83. ^ Болдуин, Дж. Э .; Смит, Ф.Г. (август 1956 г.). «Радиоизлучение внегалактической туманности M87». Обсерватория . 76 : 141–144. Bibcode : 1956Obs .... 76..141B .
  84. ↑ van den Bergh, S. (сентябрь 1999 г.). «Местная группа галактик». Обзор астрономии и астрофизики . 9 (3–4): 273–318. Bibcode : 1999A & ARv ... 9..273V . DOI : 10.1007 / s001590050019 . S2CID 119392899 . 
  85. ^ Ковалев Ю.Ю .; Листер, ML; Хоман, округ Колумбия; Келлерманн, К.И. (октябрь 2007 г.). «Внутренний джет радиогалактики M87». Астрофизический журнал . 668 (1): L27 – L30. arXiv : 0708.2695 . Bibcode : 2007ApJ ... 668L..27K . DOI : 10.1086 / 522603 . S2CID 16498888 . 
  86. ^ Спаркс, WB; Fraix-Burnet, D .; Macchetto, F .; Оуэн, ФН (февраль 1992 г.). «Контрджет в эллиптической галактике M87». Природа . 355 (6363): 804–06. Bibcode : 1992Natur.355..804S . DOI : 10.1038 / 355804a0 . S2CID 4332596 . 
  87. ↑ Klein, Uli (15–19 сентября 1997 г.). «Крупномасштабная структура Девы А». У Германа-Йозефа Рёзера; Клаус Майзенхаймер (ред.). Радиогалактика Мессье 87 . Конспект лекций по физике. 530 . Замок Рингберг, Тегернзее, Германия: Шпрингер. Bibcode : 1999LNP ... 530 ... 56K . DOI : 10.1007 / BFb0106418 .
  88. ^ Biretta, JA; Sparks, WB; Маккетто, Ф. (август 1999 г.). "Наблюдения космическим телескопом Хаббла сверхсветового движения в джете M87" . Астрофизический журнал . 520 (2): 621–626. Bibcode : 1999ApJ ... 520..621B . DOI : 10.1086 / 307499 .
  89. ^ Головной убор, J. (6 января 1999). «Хаббл обнаруживает движение в галактике M87 быстрее скорости света» . Балтимор, Мэриленд: Научный институт космического телескопа . Проверено 21 марта 2018 .
  90. ^ Цветанов, З.И. Хартиг, Г. Ф.; Ford, HC; и другие. (Февраль 1998 г.). «M87: Смещенный объект BL Lacertae?». Астрофизический журнал . 493 (2): L83 – L86. arXiv : astro-ph / 9711241 . Bibcode : 1998ApJ ... 493L..83T . DOI : 10.1086 / 311139 . S2CID 118576032 . 
  91. ^ Reimer, A .; Protheroe, RJ; Donea, A.-C. (Июль 2003 г.). «M87 как несовместимый синхротрон-протонный блазар». Материалы 28-й Международной конференции по космическим лучам . 5 : 2631–2634. Bibcode : 2003ICRC .... 5.2631R .
  92. ^ Рой, S .; Вацке, М. (октябрь 2006 г.). "Чандра рассматривает мюзикл о черной дыре: эпично, но не в тему" . Пресс-релиз Chandra : 13. Bibcode : 2006cxo..pres ... 13. Архивировано 4 июля 2010 года . Проверено 25 апреля 2010 года .
  93. ^ a b Вирсинг, Б. (26 октября 2006 г.). «Открытие гамма-лучей с края черной дыры» . Общество Макса Планка. Архивировано 3 января 2011 года . Проверено 3 декабря 2010 года .
  94. ↑ Петерсон, Б.М. (26–30 июня 2000 г.). «Изменчивость активных ядер галактик». В Aretxaga, I .; Kunth, D .; Мухика, Р. (ред.). Продвинутые лекции по соединению Starburst-AGN . Тонанцинтла, Мексика: World Scientific . С. 3–68. arXiv : astro-ph / 0109495 . Bibcode : 2001sac..conf .... 3P . DOI : 10.1142 / 9789812811318_0002 . ISBN 978-981-02-4616-7.
  95. ^ «Hubble следует спиральный поток черных дыр с питанием от струи» . Пресс-релиз ЕКА / Хаббла . Архивировано 31 августа 2013 года . Проверено 6 сентября 2013 года .
  96. ^ Харрис, DE; Cheung, CC; Biretta, JA; и другие. (2006). «Вспышка HST-1 в самолете M87». Астрофизический журнал . 640 (1): 211–218. arXiv : astro-ph / 0511755 . Bibcode : 2006ApJ ... 640..211H . DOI : 10.1086 / 500081 . S2CID 17268539 . 
  97. ^ Харрис, DE; Cheung, CC; Ставарц, Л. (июль 2009 г.). "Временные рамки изменчивости в джете M87: сигнатуры потерь в квадрате E, открытие квазипериода в HST-1 и место вспышки ТэВ". Астрофизический журнал . 699 (1): 305–314. arXiv : 0904.3925 . Bibcode : 2009ApJ ... 699..305H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 699/1/305 . S2CID 14475336 . 
  98. ^ Шнайдер, П. (2006). Внегалактическая астрономия и космология: введение (1-е изд.). Гейдельберг, Германия: Springer-Verlag. п. 178. ISBN 978-3-642-06971-0.
  99. ^ Оуэн, FN; Eilek, JA; Кассим, NE (ноябрь 2000 г.). «M87 в 90 сантиметрах: другая картина». Астрофизический журнал . 543 (2): 611–619. arXiv : astro-ph / 0006150 . Bibcode : 2000ApJ ... 543..611O . DOI : 10.1086 / 317151 . S2CID 15166238 . 
  100. ^ "M87 - Гигантская эллиптическая галактика" . Крутой Космос . Калтех. Архивировано из оригинала на 15 июня 2018 года . Проверено 22 марта 2018 .
  101. ^ a b c d e f Вернер, Н .; Böhringer, H .; Каастра, JS; и другие. (Ноябрь 2006 г.). «Спектроскопия высокого разрешения XMM-Newton показывает химическую эволюцию M87». Астрономия и астрофизика . 459 (2): 353–360. arXiv : astro-ph / 0608177 . Bibcode : 2006A&A ... 459..353W . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065678 . S2CID 18790420 . 
  102. ^ a b c Werner, N .; Durret, F .; Охаши, Т .; и другие. (Февраль 2008 г.). «Наблюдения за металлами во внутрикластерной среде». Обзоры космической науки . 134 (1–4): 337–362. arXiv : 0801.1052 . Bibcode : 2008SSRv..134..337W . DOI : 10.1007 / s11214-008-9320-9 . S2CID 15906129 . 
  103. ^ а б Финогуенов, А .; Matsushita, K .; Böhringer, H .; и другие. (Январь 2002 г.). «Рентгеновское свидетельство спектроскопического разнообразия сверхновых типа Ia: наблюдение с помощью XMM структуры содержания элементов в M87». Астрономия и астрофизика . 381 (1): 21–31. arXiv : astro-ph / 0110516 . Бибкод : 2002A & A ... 381 ... 21F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011477 . S2CID 119426359 . 
  104. ^ а б Ши, Й .; Rieke, GH; Хайнс, округ Колумбия; и другие. (2007). «Тепловое и нетепловое инфракрасное излучение от M87». Астрофизический журнал . 655 (2): 781–789. arXiv : astro-ph / 0610494 . Bibcode : 2007ApJ ... 655..781S . DOI : 10.1086 / 510188 . S2CID 14424125 . 
  105. ^ a b Baes, M .; и другие. (Июль 2010 г.). "Обзор скоплений Herschel Virgo. VI. Вид M87 в дальнем инфракрасном диапазоне". Астрономия и астрофизика . 518 : L53. arXiv : 1005.3059 . Бибкод : 2010A & A ... 518L..53B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014555 . S2CID 27004145 . 
  106. ^ Клеменс, MS; и другие. (Июль 2010 г.). "Обзор скоплений Гершеля в Деве. III. Ограничение на время жизни пылевых частиц в галактиках ранних типов". Астрономия и астрофизика . 518 : L50. arXiv : 1005.3056 . Бибкод : 2010A & A ... 518L..50C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014533 . S2CID 119280598 . 
  107. ^ Джонс, MH; Lambourne, RJ; Адамс, DJ (2004). Введение в галактики и космологию . Издательство Кембриджского университета. п. 13. ISBN 978-0-521-54623-2.
  108. ^ a b Ford, HC; Мясник, Х. (октябрь 1979 г.). «Система нитей в M87 - свидетельство падения вещества в активное ядро». Серия дополнений к астрофизическим журналам . 41 : 147–172. Bibcode : 1979ApJS ... 41..147F . DOI : 10.1086 / 190613 .
  109. ^ а б Харрис, Уильям Э .; Харрис, Гретхен Л.Х .; Маклафлин, Дин Э. (май 1998 г.). "M87, шаровые скопления и галактические ветры: проблемы образования гигантских галактик". Астрономический журнал . 115 (5): 1801–1822. arXiv : astro-ph / 9801214 . Bibcode : 1998AJ .... 115.1801H . DOI : 10.1086 / 300322 .Авторы дают металличность :
    в радиусе 3 килопарсек от ядра галактики.
  110. ^ Tamura, N .; Шарплз, РМ; Arimoto, N .; и другие. (2006). «Широкопольное исследование Subaru / Suprime-Cam популяций шарового скопления вокруг M87 - I. Наблюдение, анализ данных и функция светимости». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 373 (2): 588–600. arXiv : astro-ph / 0609067 . Bibcode : 2006MNRAS.373..588T . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.11067.x . S2CID 15127905 . 
  111. ^ a b Мадрид, Япония; Харрис, МЫ; Blakeslee, JP; Гомес, М. (2009). «Структурные параметры шаровых скоплений Мессье 87». Астрофизический журнал . 705 (1): 237–244. arXiv : 0909.0272 . Bibcode : 2009ApJ ... 705..237M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 705/1/237 . S2CID 15019649 .  См. Рис. 6. График зависимости эффективного радиуса скопления от галактоцентрического расстояния.
  112. ^ Caldwell, N .; Strader, J .; Романовский, AJ; и другие. (Май 2014 г.). «Шаровое скопление на пути к M87 с радиальной скоростью <-1000 км / с: первое гиперскоростное скопление» . Письма в астрофизический журнал . 787 (1): L11. arXiv : 1402,6319 . Bibcode : 2014ApJ ... 787L..11C . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 787/1 / L11 (неактивен 15 января 2021 г.).CS1 maint: DOI inactive as of January 2021 (link)
  113. ^ Чжан, HX; Пэн, EW; Côté, P .; и другие. (Март 2015 г.). "Обследование скоплений Девы следующего поколения. VI. Кинематика сверхкомпактных карликов и шаровых скоплений в M87". Астрофизический журнал . 802 (1): 30. arXiv : 1501.03167 . Bibcode : 2015ApJ ... 802 ... 30z . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 802/1/30 . S2CID 73517961 . 30. 
  114. ^ a b Côté, P .; и другие. (Июль 2004 г.). «Кластерный обзор ACS Virgo. I. Введение в обзор». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 153 (1): 223–242. arXiv : astro-ph / 0404138 . Bibcode : 2004ApJS..153..223C . DOI : 10.1086 / 421490 . S2CID 18021414 . 
  115. ^ "Скопление Девы" . Внегалактическая база данных NASA-IPAC (NED). Архивировано 10 ноября 2013 года . Проверено 25 декабря 2012 года .
  116. ^ a b Binggeli, B .; Tammann, GA; А. Сэндидж (август 1987 г.). «Исследования кластера Девы. VI - Морфологическая и кинематическая структура кластера Девы». Астрономический журнал . 94 : 251–277. Bibcode : 1987AJ ..... 94..251B . DOI : 10.1086 / 114467 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Мессье 87 в Британской энциклопедии
  • Мессье 87 , страницы Мессье SEDS
  • Снимки M87, сделанные ESA / Hubble
  • Messier 87 на WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , статьи и изображения
  • Изобилие солнечных элементов

Координаты : Карта неба 12 ч 30 м 49,4 с , + 12 ° 23 ′ 28 ″.