Мессьє 87

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Мессьє 87
Messier 87 Hubble WikiSky.jpg
Відкриття Шарль Мессьє 18 березня 1781
Розташування (епоха J2000.0)
Сузір'я Діва
Пряме піднесення 12г 30х 49.42338с[1]
Схилення +12° 23′ 28.0439″[1]
Червоний зсув 0,004360
Променева швидкість 1307 км/с
Відстань 53,5 м
Видима зоряна величина (V) 8,6
Абсолютна зоряна величина (V) -22[2]
Яскравість поверхні (specify) 13,0
Характеристики
Габбл-тип E+0-1 pec, NLRG Sy[3]
Тип пекулярна галактика
Маса > 1012 M M
Позначення
M 87, NGC 4486, PGC 41361, UGC 7654, MCG 2-32-105, 3C 274, Virgo A, ZWG 70.139, ARP 152, VCC 1316, IRAS12282+1240

Мессьє 87 (NGC 4486,Virgo A, Діва А) — велетенська еліптична галактика масою кілька мільярдів сонячних мас[2]. Найбільша галактика в скупченні Діви й одна з найбільших відомих галактик. Є потужним джерелом радіо- й гамма-випромінювання.

Як одна з найбільш масивних гігантських еліптичних галактик і яскраве джерелом радіовипромінювання, М 87 — популярний об'єкт досліджень як астрономів-аматорів, так і професійних вчених.

Огляд[ред. | ред. код]

У центрі галактики знаходиться надмасивна чорна діра, яка робить ядро галактики активним. Цей об'єкт є потужним джерелом різного випромінювання, особливо радіохвиль, а також породжує релятивістський струмінь (джет). Струмінь енергетичної плазми викидається з ядра і тягнеться як мінімум на 1500 парсек (4 900 св. років). 10 квітня 2019 року було опубліковано перше зображення цієї чорної діри.[4]

M87-jets.jpg

На відміну від спіральних галактик, М 87 не має виражених смуг пилу і позбавлена будь-яких відмітних рис, а її яскравість, як у більшості типових еліптичних галактик, зменшується при збільшенні відстані від центру. Космічний пил, що сформувалася в галактиці, був розігнаний протягом 46 млн років рентгенівським випромінюванням, що виходить із ядра, хоча видимі філаменти пилу все ж присутні. Зірки складають 1/6 від усієї маси цієї галактики. Щільність зірок у М 87 зменшується при збільшенні відстані від її центру. У просторі між зірками розсіяно багато газу, збагаченого елементами, створеними зірками, що пройшли еволюцію. Має велику кількість кульових скупчень — так, у М 87 їх налічується близько 12000, в той час як в Чумацькому Шляху міститься всього 150—200 подібних скупчень. Оболонка галактики має радіус приблизно 150 кілопарсеків (490 000 світлових років) і, можливо, відчуває вплив іншої галактики.

Дослідження[ред. | ред. код]

Французький астроном Шарль Мессьє виявив М 87 в 1781 році, включивши її в свій каталог під номером 87 як туманний об'єкт, який міг би збити з пантелику мисливців за кометами. Всі об'єкти в цьому каталозі мали префікс M (Messier), таким чином туманність дістала свою назву M 87. У 1880-х роках Джон Дреєр вніс туманність у свій Новий загальний каталог як NGC 4486.

У 1918 році американський астроном Гебер Кертіс з Лікської обсерваторії виявив відсутність спіральної структури у М 87 і помітив «цікавий прямий промінь … мабуть, пов'язаний з ядром тонкою лінією матерії». Промінь здавався яскравішим на внутрішньому кінці[5]. В наступному році показник фотографічної зоряної величини наднової в М 87 досяг 21,5m , хоча про це стало відомо тільки в 1922 році, після проявлення фотопластинок знятих радянським астрономом В. А. Балановським[6][7].

8 червня 2009 року — астрономи Карл Гебхардт (англ. Karl Gebhardt) і Йенс Томас (англ. Jens Thomas) деталізували результати своїх досліджень маси чорної діри в центрі галактики M 87 на американській Астрономічній конференції в Пасадені (Каліфорнія). Згідно з наданими даними маса чорної діри в 6,4 млрд разів більша від сонячної[8][9].

У 2010 році було виявлено, що чорна діра зміщена відносно геометричного центру (який визначається за центром видимої інтенсивності випромінювання) на 22 світлових роки[10].

У 2014 році американські вчені виявили кулясте скупчення HVGC-1, яке віддаляється від своєї рідної галактики зі швидкістю 50 тисяч кілометрів на хвилину[11].

Чорна діра в центрі М87 з масою 6,6 млрд сонячних мас пережила кілька спалахів активності у 2003—2007 роках[12].

Видимість[ред. | ред. код]

Галактика М 87 в сузір'ї Діви

М 87 розташована біля верхньої межі сузір'я Діви, трохи нижче від сузір'я Волосся Вероніки. Щоб її знайти, треба провести уявну лінію від Епсилон Діви[ru] до Денеболи — галактика виявиться майже на середині цієї лінії. Видима зоряна величина становить 9,59m і М 87 можна легко спостерігати за допомогою невеликого телескопа з апертурою 6 см. Спостереження джета складає деякі труднощі без допомоги фотографії. Аж до 1990 року єдиним, хто візуально спостерігав релятивістський струмінь галактики М-87, був російсько-американський астроном Отто Струве. Він використовував 254 см телескоп на горі Маунт-Вілсон. В подальші роки, однак, при відмінних умовах великі аматорські телескопи також дозволяють це робити.

Характеристики[ред. | ред. код]

Велике гало навколо М87

Французький астроном Жерар де Вокулер відніс М 87 до категорії галактик E0p. В морфологічній класифікації галактик E0p описуються як еліптичні галактики без площини — сферичні. Суфікс «p» означає, що галактика належить до пекулярних, тобто до тих, які не можна точно віднести до якого-небудь класу. Причиною особливості М 87 є наявність релятивістського струменя з її центра. Також М 87 відноситься до галактик типу-cD (cD-галактики) — надгігантських галактик класу D. Американський астроном Вільям Морган у 1958 році вперше запропонував увести подібну категорію для галактик еліптичної форми, що мають ядро, оточене малою кількістю космічного пилу.

Маса
Маса
×1012 M
Радіус
кпк
2,4[13] 32
3,0[14] 44
5,7[15] 47
6,0[16] 50

Відстань до М 87 було встановлено за допомогою декількох незалежних методів. Ці методи включали в себе вимірювання яскравості планетарних туманностей, порівняння з найближчими галактиками, відстані до яких були визначені за допомогою стандартної свічки (наприклад, за допомогою виявлених змінних цефеїд), лінійних розмірів кульових скупчень, а також завдяки Підказці гілки червоних гігантів. Ці виміри збігаються один з одним, що дозволило встановити відстань від Землі до М 87 16,4±0,5 мегапарсеків (53,5±1,63 млн св. років).

У найближчому Всесвіті ця галактика є однією з найбільших. В діаметрі вона досягає 120 тисяч св. років, приблизно відповідаючи Чумацькому Шляху за цим показником. Але М 87 являє собою сферу, а не плоску спіраль, тому її маса досягає близько 2,7 трлн мас Сонця. Маса М 87 в радіусі 9-70 кілопарсеків (29-130 тисяч св. років) від ядра поступово зростає в пропорції до r1,7, де r — радіус від центру. В радіусі 32 кілопарсеків (100 тис. св. років) маса галактики доходить до цифр (2,4 ± 0,6) x 10× 1012 мас Сонця, що в два рази перевищує аналогічний показник Чумацького Шляху. За своєю загальною масою М 87 може перевершувати Чумацький Шлях у 200 разів.

Газ, що впадає в галактику, становить приблизно 2 або 3 сонячних маси на рік, і то більша його частина акреціюється близько ядра. Розширена зоряна оболонка цієї галактики досягає радіусу 450 тисяч св. років, тоді як у Чумацького Шляху вона доходить до 330 тисяч св. років.

Використання телескопа VLT дозволило спостерігати рух близько 300 планетарних туманностей. Ці туманності є залишками галактики середнього розміру, яка поглиналась M 87 протягом останніх мільярдів років. Характерні властивості спектра планетарних туманностей також дозволили астрономам виявити стропоподібну[прояснити] структуру в гало М 87, що свідчить про зростання цієї гігантської галактики.[17][18]

Компоненти[ред. | ред. код]

Зображення надмасивної чорної діри в ядрі галактики M 87, отримане з допомогою Телескопу горизонту подій (2019).
Надмасивна чорна діра та аккреційний диск навколо неї в уявленні художника

В ядрі галактики знаходиться надмасивна чорна діра масою близько 3,5± 0,8 млрд мас Сонця[19]. Це один з найбільш масивних об'єктів, відомих науці. Вона вважалася найбільш масивним об'єктом такого роду, поки її рекорд не побили надмасивні чорні діри в галактиках NGC 3842 і NGC 4889 з масами в 9,7 і 27 млрд мас Сонця.

Диск навколо чорної діри обертається зі швидкістю близько 1000 км/с і досягає в розмірах 0,39 світлових років.

Спостереження показали, що, можливо, надмасивна чорна діра знаходиться не в центрі М 87, а в стороні від нього, на відстані 82 світлових років. Підставою для цього припущення став протилежний напрямок одностороннього джета, це може означати, що чорна діра була зміщена з центру цим самим джетом. За іншою гіпотезою, причиною зміщення джета став процес злиття з іншою надмасивною чорною дірою. Дослідження не включають в себе розпізнавання спектроскопії між зоряним і активним галактичним ядром. Можливо, що це лише оптичний спалах, породжений джетом. У 2011 році аналізи М 87 не виявили жодного статистично значного зміщення.

Активні еліптичні галактики, подібні М 87, вважаються такими, що виникли в результаті злиття між кількома меншими галактиками. У них залишилося мало пилу, з якого могли б виникнути галактичні туманності, що слугують місцем народження нових зірок. Тому в таких галактиках переважають старі зорі, у складі яких відносно високий вміст елементів, відмінних від водню і гелію. Еліптична форма цієї галактики встановилася випадковими орбітальними рухами, зір, які входять до неї, що контрастує зі спіральними галактиками, наприклад, Чумацьким Шляхом.

Простір між зорями в М 87 заповнено міжзоряним середовищем з газом, який хімічно збагачений елементами, викинутими зорями, які зійшли з Головної послідовності. Вуглець і азот постійно синтезуються зорями, які знаходяться в гілці асимптотичних гігантів. Більш важкі елементи, від кисню до заліза, передусім створюються вибухами наднових зірок. Близько 60 % з цих важких елементів були вироблені надновими, що колапсують, в той час як решта — надновими типу Ia. Розподіл цих елементів припускає, що в ранній історії галактики наднові, що колапсують, зробили більший внесок у насичення міжзоряного простору М 87 металами. У той час як матеріал для масивних зірок поступово був вичерпаний, тільки наднові типу Ia стали єдиними джерелами важких елементів у міжзоряному просторі М 87.

Зображення[ред. | ред. код]

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. а б Lambert, S. B.; Gontier, A.-M. (January 2009). On radio source selection to define a stable celestial frame. Astronomy and Astrophysics 493 (1): 317–323. Bibcode:2009A&A...493..317L. doi:10.1051/0004-6361:200810582. 
  2. а б Messier Object 87. Архів оригіналу за 15 лютого 2015. Процитовано 22.01.2014. 
  3. Results for NGC 4486. NASA/IPAC Extragalactic Database. California Institute of Technology. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 22 жовтня 2006.  Select the «By Name» cell, then enter «NGC 4486» in the "Object Name: " field of the query form.
  4. Ученые показали первое изображение черной дыры. ТАСС. Архів оригіналу за 10 квітня 2019. Процитовано 10 квітня 2019. 
  5. Curtis, Heber Doust (1918). Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector. Publications of the Lick Observatory (University of California Press) 13: 31. 
  6. Hubble, E. (October 1923). Messier 87 and Belanowsky's Nova. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 35 (207): 261. Bibcode:1923PASP...35..261H. doi:10.1086/123332. 
  7. Shklovskii, I. S. (1980). Supernovae in Multiple Systems. Soviet Astronomy 24: 387. Bibcode:1980SvA....24..387S. 
  8. Texas-Sized Computer Finds Most Massive Black Hole in Galaxy M 87 (англ.). Архів оригіналу за 1 червня 2012. 
  9. Перерасчет масс: чёрная дыра больше, чем считали прежде (рос.). Архів оригіналу за 1 червня 2012. 
  10. Чудеса чёрных дыр вскрыли ералаш в центрах галактик. Архів оригіналу за 12 червня 2010. 
  11. HVGC-1: Astronomers Discover Hypervelocity Star Cluster (англ.). Sci-News.com. 1 травня 2014. Архів оригіналу за 5 травня 2014. Процитовано 11 квітня 2019. 
  12. Астрономи з'ясували, чому деякі чорні діри «танцюють». Архів оригіналу за 25 серпня 2018. Процитовано 11 квітня 2019. 
  13. Wu, X.; Tremaine, S. (2006). Deriving the Mass Distribution of M87 from Globular Clusters. The Astrophysical Journal 643 (1): 210–221. Bibcode:2006ApJ...643..210W. arXiv:astro-ph/0508463. doi:10.1086/501515. 
  14. Cohen, J. G.; Ryzhov, A. (September 1997). The Dynamics of the M87 Globular Cluster System. The Astrophysical Journal 486 (1): 230–241. Bibcode:1997ApJ...486..230C. arXiv:astro-ph/9704051. doi:10.1086/304518. 
  15. Murphy, J. D.; Gebhardt, K.; Adams, J. J. (March 2011). Galaxy Kinematics with VIRUS-P: The Dark Matter Halo of M87. The Astrophysical Journal 729 (2): 129. Bibcode:2011ApJ...729..129M. arXiv:1101.1957. doi:10.1088/0004-637X/729/2/129. 
  16. Merritt, D.; Tremblay, B. (December 1993). The distribution of dark matter in the halo of M87. The Astronomical Journal 106 (6): 2229–2242. Bibcode:1993AJ....106.2229M. doi:10.1086/116796. 
  17. Giant Galaxy is Still Growing. European Southern Observatory. Архів оригіналу за 25 червня 2015. Процитовано 25 червня 2015. 
  18. Longobardi, A; Arnobaldi, M; Gerhard, O; Mihos, J C. The build-up of the cD halo of M87 - evidence for accretion in the last Gyr. arXiv.org. Cornell University Library. Архів оригіналу за 7 листопада 2015. Процитовано 25 червня 2015. 
  19. The M87 Black Hole Mass from Gas-dynamical Models of Space Telescope Imaging Spectrograph Observations. arXiv.org. The University of Texas at Austin. Архів оригіналу за 11 січня 2017. Процитовано 26 квітня 2013. 

Зовнішні посилання[ред. код]

Навігатори[ред. | ред. код]



NGC 4482 | NGC 4483 | NGC 4484 | NGC 4485 | NGC 4486 | NGC 4487 | NGC 4488 | NGC 4489 | NGC 4490

Координати: Карта зоряного неба 12г 30м 49.4с, +12° 23′ 28″