Мессьє 87
| Мессьє 87 | |
|---|---|
 | |
| 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]
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]
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]
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 ×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]
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]
Релятивістський струмінь, що викидається з ядра M87, на фото з космічного телескопа Габбла.
Холодна речовина, що падає на М87 зі скупчення Діви й зустрічається з релятивістських струменем, утворюючи в міжзоряному просторі ударну хвилю. Фото з рентгенівського телескопа Чандра
Розсіяне світло в міжгалактичному просторі скупчення Діви. M87 розташована в лівому нижньому куті.
Див. також[ред. | ред. код]
 |
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Messier 87 |
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ 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.
- ↑ а б Messier Object 87. Архів оригіналу за 15 лютого 2015. Процитовано 22.01.2014.
- ↑ 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.
- ↑ Ученые показали первое изображение черной дыры. ТАСС. Архів оригіналу за 10 квітня 2019. Процитовано 10 квітня 2019.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Shklovskii, I. S. (1980). Supernovae in Multiple Systems. Soviet Astronomy 24: 387. Bibcode:1980SvA....24..387S.
- ↑ Texas-Sized Computer Finds Most Massive Black Hole in Galaxy M 87 (англ.). Архів оригіналу за 1 червня 2012.
- ↑ Перерасчет масс: чёрная дыра больше, чем считали прежде (рос.). Архів оригіналу за 1 червня 2012.
- ↑ Чудеса чёрных дыр вскрыли ералаш в центрах галактик. Архів оригіналу за 12 червня 2010.
- ↑ HVGC-1: Astronomers Discover Hypervelocity Star Cluster (англ.). Sci-News.com. 1 травня 2014. Архів оригіналу за 5 травня 2014. Процитовано 11 квітня 2019.
- ↑ Астрономи з'ясували, чому деякі чорні діри «танцюють». Архів оригіналу за 25 серпня 2018. Процитовано 11 квітня 2019.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Giant Galaxy is Still Growing. European Southern Observatory. Архів оригіналу за 25 червня 2015. Процитовано 25 червня 2015.
- ↑ 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.
- ↑ 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]
- NGC 4486 в Новому загальному каталозі: англійською, французькою
- Інформація про NGC 4486 в каталозі Revised NGC and IC Catalog(англ.)
- NGC 4486 в базі SIMBAD(англ.)
- NGC 4486 в базі Vizier(англ.)
- NGC 4486 в базі NASA Extragalactic Database(англ.)
- Бази даних про об'єкти NGC/IC(англ.)
Навігатори[ред. | ред. код]
| ||||||||||||||
| ◄ NGC 4482 | NGC 4483 | NGC 4484 | NGC 4485 | NGC 4486 | NGC 4487 | NGC 4488 | NGC 4489 | NGC 4490 ► |
