Мессьє 87 (NGC 4486,Virgo A, Діва А) — велетенська еліптична галактика масою кілька мільярдів сонячних мас[2]. Одна з найбільших і наймасивніших галактик у локальному Всесвіті, вона має велику популяцію кулястих скупчень — близько 15 000 порівняно з 150-200, що обертаються навколо Чумацького Шляху, — і струмінь енергійної плазми[4]. Її ізофокальний діаметр становить 40,55 кілопарсеків (132 000 світлових років)[5], а дифузна галактична оболонка простягається до радіуса близько 150 кілопарсеків (490 000 світлових років)[6], де вона вкорочується - можливо, внаслідок зіткнення з іншою галактикою[7]. Її міжзоряне середовище складається з дифузного газу, збагаченого елементами, випромінюваними зорями, що еволюціонували. Це одне з найяскравіших радіоджерел у небі та популярний об'єкт спостережень як для аматорів, так і для професійних астрономів[8].
| 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 | |
Видимість
М87 розташована біля межі максимального схилення сузір'я Діви, поруч із сузір'ям Волосся Вероніки. Щоб знайти галактику, треба провести уявну лінію від Епсилон Діви до Денеболи — М87 виявиться майже на середині цієї лінії. Поверхнева яскравіть галактики становить 12,9m. Кутовий розмір галактики — 7.2′ x 6.8′. Видимий діаметр ядра галактики становить 45″[9]. Спостереження джета М87 дуже складно без використання технологій астрофотографії[10]. До 1991 року американський астроном, що народився в Харкові Отто Струве був єдиним, хто візуально спостерігав джет даної галактики, використовуючи 254-сантиметровий телескоп Обсерваторії Маунт-Вілсон[11].
Історія спостережень
У 1781 році французький астроном Шарль Мессьє опублікував каталог зі 103 об’єктів, які мали вигляд туманностей. Він мав допомагати в ідентифікації об’єктів, які можна було сплутати з кометами. При подальшому використанні кожен запис каталогу мав префікс «М». Таким чином, M87 був вісімдесят сьомим об'єктом, занесеним до каталогу Мессьє[12]. У 1880-х роках об'єкт було включено до Нового загального каталогу туманностей і зоряних скупчень, складеного датсько-ірландським астрономом Джоном Дрейєром, який базується переважно на спостереженнях англійського астронома Джона Гершеля. Позначення об'єкта в цьому каталозі — NGC 4486[13].
У 1918 році американський астроном Гебер Кертіс із Лікської обсерваторії помітив відсутність спіральної структури M87 і спостерігав «цікавий прямий промінь... очевидно, з’єднаний з ядром тонкою лінією матерії». Найяскравішим промінь виявився поблизу центру Галактики[14]. Наступного року наднова SN 1919A в межах M87 досягла піку фотографічної зоряної величини 11,5m, хоча подія залишалася непоміченою, доки фотопластинки не дослідив російський астроном Іннокентій А. Балановський у 1922 році[15][16].
Ідентифікація як галактики
У 1922 році американський астроном Едвін Габбл класифікував M87 як одну з яскравих кулястих туманностей, оскільки вона не мала ніякої спіральної структури, але, як і спіральні туманності, належала до негалактичних туманностей[17]. 1926 року він розробив нову класифікацію, розрізняючи позагалактичні та галактичні туманності, перші були незалежними зоряними системами. M87 була класифікована як еліптична позагалактична туманність без видимої подовженості (клас E0)[18].
У 1931 році Габбл описав M87 як складову скупчення Діви та подав попередню оцінку відстані — 1,8 млн пк (5,9 св.р.). Тоді це була єдина відома еліптична туманність, у якій можна було розрізнити окремі зорі, хоча зазначалося, що на такій відстані неможливо відрізнити кулясті скупчення від окремих зір[19]. У своїй праці 1936 року «Царство туманностей» Габбл дослідив термінологію того часу; деякі астрономи називали позагалактичні туманності зовнішніми галактиками на підставі того, що вони були зоряними системами на великій відстані від нашої Галактики, тоді як інші віддавали перевагу загальноприйнятому терміну позагалактичні туманності, оскільки галактика в той час була синонімом Чумацького Шляху[20]. M87 продовжували називати позагалактичною туманністю принаймні до 1954 року[21][22].
Сучасні дослідження
У 1947 році було з'ясовано, що розташування відомого радіоджерела Virgo A перекривається з розташуванням M87[23]. До 1953 року було підтверджено, що джерелом є M87, а як причину випромінювання було запропоновано лінійний релятивістський струмінь, що виходить із ядра галактики. Цей струмінь простягався від ядра під позиційним кутом 260° до кутової відстані 20", та мав кутову ширину 2"[21]. У 1969–1970 роках було виявлено, що сильна складова радіовипромінювання тісно пов’язана з оптичним джерелом струменя[24]. У 1966 році ракета Aerobee 150 Військово-морської науково-дослідної лабораторії США ідентифікувала Virgo X-1 - перше джерело рентгенівського випромінювання в Діві[25][26]. Ракета Aerobee стартувала з ракетного полігону Уайт-Сандс 7 липня 1967 року принесла додаткові докази того, що джерело Virgo X-1 була радіогалактикою M87[27]. Подальші спостереження HAEO-1 (High Energy Astronomy Observatory 1) та Обсерваторії Айнштайна (HAEO-2) показали складне джерело, яке включало активне галактичне ядро M87[28]. Однак центральна концентрація рентгенівського випромінювання виявилась незначною[24].
M87 був важливим полігоном для випробування методів вимірювання маси центральних надмасивних чорних дір у галактиках. У 1978 році зоряно-динамічне моделювання розподілу маси в M87 дало докази існування центральної маси 5 млрд M☉[29]. Після встановлення коригувального оптичного модуля COSTAR на космічному телескопі Габбл у 1993 році спектрограф Hubble Faint Object Spectrograph (FOS) використовувався для вимірювання швидкості обертання диску йонізованого газу в центрі M87. Це були його «спостереження раннього випуску» призначені для перевірки наукової ефективності інструментів телескопу Габбл після ремонту. Дані FOS показали, що маса центральної чорної діри становить 2,4 млрд M☉, з точністю до 30 %[30]. Кулясті скупчення M87 також застосовували для калібрування співвідношення металічності[31].
8 червня 2009 року астрономи Карл Гебхардт і Єнс Томас деталізували результати своїх досліджень маси чорної діри в центрі галактики M87 на американській Астрономічній конференції в Пасадені. Згідно з їх даними маса чорної діри в 6,4 млрд разів більша від сонячної[32][33].
У 2010 році було виявлено, що чорна діра зсунута відносно геометричного центру (який визначається за центром видимої інтенсивності випромінювання) на 22 світлових роки[34].
У 2014 році американські вчені виявили кулясте скупчення HVGC-1, яке віддаляється від своєї рідної галактики зі швидкістю 50 тисяч кілометрів на хвилину[35].
Чорна діра в центрі М87 з масою 6,6 млрд сонячних мас пережила кілька спалахів активності у 2003—2007 роках[36].
Протягом більшої частини 2017 року M87 спостерігалася Телескопом горизонту подій (EHT). Таким чином, було отримано безпосереднє зображення горизонту подій чорної діри в її центрі[37], а потім оприлюднено на прес-конференції у вказану дату випуску, відфільтрувавши з нього перше зображення тіні чорної діри[38].
В 2018 році, коли масштабна співпраця спрямувала телескопи по всьому світу до центру галактики M87, щоб зрештою отримати детальне зображення її надмасивної чорної діри, астрономам також вдалося спостерігати події, викликані її активністю. Під час багатохвильової кампанії Event Horizon Telescope вдалося зафіксувати потужний гамма-спалах від M87, що виник зі струменя плазми, викинутого з полюсів чорної діри в процесі активного поглинання нею матерії[39].
В 2023 році, астрономи Каліфорнійського університету в Берклі з високою точністю визначили масу чорної діри в ядрі галактики. Вони оцінили її в 5,4 мільярда мас Сонця за вимірами швидкості газу, що обертається навколо чорної діри. Як відомо, небесні об’єкти, які можна спостерігати в телескоп, виглядають плоскими. Тоді ж астрономи вперше визначили тривимірну форму і побудували стереомодель еліптичної галактики M87[40].
Огляд
У центрі галактики перебуває 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 щонайменше на 1500 парсек (4 900 св. р.). 10 квітня 2019 року було опубліковано перше зображення цієї чорної діри[41]. На початку 2023 року вчені вперше сфотографували джет і його джерело разом[42].
На відміну від спіральних галактик, М87 не має чітко виражених пилових смуг і позбавлена будь-яких відмінних рис, а її яскравість, як у більшості типових еліптичних галактик, зменшується зі збільшенням відстані від центру. Космічний пил, що сформувалася в галактиці, був розсіяний протягом 46 млн років рентгенівським випромінюванням, що виходить із ядра, хоча видимі філаменти пилу все ж наявні. Зорі становлять 1/6 частину маси цієї галактики. Густина зір у М87 зменшується зі збільшенням відстані від центру. Міжзоряне середовище складається з дифузного газу, збагаченого елементами, випромінюваними проеволюціонувавшими зорями. Галактика має велику кількість кулястих скупчень — так, у М87 їх налічується близько 12 000, тоді як у Чумацькому Шляху всього 150—200 подібних скупчень. Гало галактики має радіус приблизно 150 кілопарсеків (490 000 світлових років) і, можливо, відчуває вплив іншої галактики.
Характеристики
У модифікованій морфологічній класифікації галактик послідовності Хаббла французького астронома Жерара де Вокулера M87 класифікується як галактика E0p. "E0" означає еліптичну галактику, яка не є пласкою, тобто виглядає сферичною[43]. Суфікс "p" вказує на пекулярну галактику, яка не вписується в схему класифікації. У цьому випадку особливістю є наявність джету, що виходить із ядра[44]. У схемі Йеркса (Моргана) M87 класифікується як галактика типу cD[45][46]. Галактики типу D мають еліптичне ядро, оточене великою дифузною оболонкою без пилу. Велетенські галактики типу D називають галактиками типу cD[47].
Відстань до M87 було визначено кількома незалежними методами. До них належить вимірювання світності планетарних туманностей; порівняння з найближчими галактиками, відстань до яких оцінюється за допомогою стандартних свічок, таких як змінні цефеїди; лінійний розподіл розмірів кульових скупчень та ін. Ці вимірювання узгоджуються одне з одним, і їхнє середньозважене значення дає оцінку відстані 16.4±0.5 Мпк[48].
M87 — одна з наймасивніших галактик у надскупченні Діви. Її діаметр оцінюється в 132 тис. св.р., що приблизно на 51 % більше, ніж діаметр Чумацького Шляху[5]. У радіусі 32 кілопарсеки (100 000 світлових років), сумарна маса становить (2.4±0.6)×1012 мас Сонця[49], що вдвічі перевищує масу Чумацького Шляху[50]. Як і в інших галактиках, лише частину цієї маси складають зорі: M87 співвідношення маси до світності оцінюють як 6.3 ± 0.8, тобто, лише приблизно одну шосту маси галактики складають зорі[51]. У діапазоні 9—40 кілопарсеків (29 000—130 000 світлових років) від ядра це співвідношення змінюється від 5 до 30 пропорційно r1.7[52]. Загальна маса M87 може бути у 200 разів більшою маси Чумацького Шляху[53].
Темп акреції на ядро галактики становить 2—3 маси Сонця на рік[54]. Розширена зоряна оболонка цієї галактики досягає радіуса близько 150 кілопарсеків (490 000 світлових років)[6] у порівнянні з близько 100 кілопарсеків (330 000 світлових років) для Чумацького Шляху[55]. За межами цієї відстані зовнішній край галактики був урізаний певним чином, можливо, через зіткнення з іншою галактикою[7]. Внаслідок припливного розривання, матерія перетікає на галактику від галактик-супутників[56]. За оцінками, M87 має щонайменше 50 галактик-супутників, включно з NGC 4486B і NGC 4478[57][58].
Спектр ядра M87 показує лінії випромінювання різних іонів, включаючи водень (HI, HII), гелій (HeI), кисень (OI, OII, OIII), азот (NI), магній (MgII) і сірку (SII). Інтенсивність ліній для слабо йонізованих атомів (таких як нейтральний атомарний кисень, OI) сильніша, ніж інтенсивність сильно іонізованих атомів (таких як двічі іонізований кисень, OIII). Ядро галактики з такими спектральними властивостями називається LINER, ця абревіатура, при перекладі з англійської мови, означає «галактичні ядра з емісійними лініями низької іонізації»[59][60]. Механізм і джерела іонізації з домінуванням слабкоіонізованих ліній в LINER і M87 уточнюються[61].
Вважається, що еліптичні галактики, такі як M87, утворюються в результаті злиття (одного чи кількох) менших галактик[62]. Вони зазвичай містять відносно мало холодного міжзоряного газу (порівняно зі спіральними галактиками) і населені переважно старими зорями, а процес зореутворення майже не відбувається. Еліптична форма M87 підтримується випадковими орбітальними рухами зір, що входять до її складу, на відміну від більш впорядкованих обертальних рухів, які спостерігаються у спіральних галактиках, таких як Чумацький Шлях[63]. Використовуючи Дуже великий телескоп для вивчення рухів близько 300 планетарних туманностей, астрономи визначили, що протягом останнього мільярда років M87 поглинула спіральну галактику середнього розміру. Це призвело до того, що до M87 додалося трохи молодших, блакитних зір. Характерні властивості спектра планетарних туманностей дозволили астрономам визначити структуру гало М87 та зробити висновок про збільшення розмірів цієї галактики[64][65].
Компоненти
Надмасивна чорна діра M87
В ядрі галактики перебуває надмасивна чорна діра масою близько 3,5 ± 0,8 млрд мас Сонця[67]. Це один з наймасивніших об'єктів, відомих науці.
Диск навколо чорної діри обертається зі швидкістю близько 1000 км/с і досягає в розмірах 0,39 світлових років[68].
Спостереження показали, що надмасивна чорна діра ймовірно розташована не в центрі М87, а на відстані 23 св. р. від нього[69]. 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[70]. Дослідження не включають в себе розпізнавання спектроскопії між зоряним і активним галактичним ядром. Можливо, що це лише оптичний спалах, породжений джетом. 2011 року аналізи М87 не виявили жодного статистично значного зміщення[71].
Джет
Релятивістський струмінь матерії, що виходить з ядра, простягається щонайменше на 1,5 кілопарсека (5,000 світлових років) від ядра і складається з матерії, викинутої з надмасивної чорної діри. Струмінь сильно колімінований і виглядає обмеженим до кута 60° на відстані 0,8 пк (2,6 світлових років) від ядра, приблизно до 16° на відстані двох парсеків (6,5 світлових років) і до 6-7° на відстані дванадцяти парсеків (39 світлових років)[72]. Його основа має діаметр 5,5 ± 0,4 радіуса Шварцшильда і, ймовірно, живиться від прогресуючого акреційного диска навколо надмасивної чорної діри, що обертається. Німецько-американський астроном Вальтер Бааде виявив, що світло від струменя плоскополяризоване, що дозволяє припустити синхротронну природу випромінювання (воно утворюється внаслідок руху релятивістських електронів у магнітному полі). Загальна енергія цих електронів оцінюється в 5,1 × 1056 ерг (5,1 × 1049 Дж або 3,2 × 1068 еВ). Це приблизно в 1013 разів більше енергії, що виробляється у всьому Чумацькому Шляху за одну секунду, яка оцінюється в 5.1 × 1056 5 × 1036 Дж[73]. Струмінь оточений низькошвидкісним нерелятивістським компонентом. Існують докази існування зустрічного струменя, але він залишається невидимим із Землі через релятивістське проміння[74]. Струмінь прецесує, що призводить до того, що витікання формує гвинтовий візерунок на відстані до 1,6 парсека (5,2 світлових років). Частки викинутої матерії простягаються на 80 кілопарсеків (260 000 світлових років).
Міжзоряне середовище
Простір між зорями в M87 заповнений дифузним міжзоряним газом, який хімічно збагачений елементами, викинутими із зір, які зійшли з головної послідовности. Вуглець і азот постійно постачають зорі середньої маси, коли вони проходять через асимптотичну гілку гігантів[75]. Важчі елементи (від кисню до заліза) утворюються в основному в результаті вибухів наднових у галактиці. Близько 60 % важких елементів утворено надновими колапсу ядра, а решта — надновими типу Ia[76].
Розподіл кисню в галактиці є приблизно рівномірним, його вміст становить близько половини сонячного, тоді як вміст заліза досягає піку поблизу центру, де він наближається до сонячного значення[77]. Оскільки кисень виробляється в основному надновими колапсу ядра, які утворюються на ранніх стадіях еволюції галактик і здебільшого у зовнішніх областях зореутворення[75], розподіл цих елементів свідчить про раннє збагачення міжзоряної речовини надновими колапсу ядра та постійне надходження від наднових типу Ia протягом усієї історії M87. Частка елементів з цих джерел набагато менша, ніж у Чумацькому Шляху[76].
Хоча M87 є еліптичною галактикою і тому не має пилових смуг спіральної галактики, у ній спостерігаються оптичні нитки, які утворює газ, що падає до ядра. Їх випромінювання, імовірно, збуджується рентгенівським випромінюванням ядра[78]. Ці нитки мають масу приблизно 10 000 M☉. Галактику оточує розширена корона з гарячим газом низької щільності[79].
Кулясті скупчення
M87 має аномально велику популяцію кульових скупчень. Огляд 2006 року на кутовій відстані 25 ′ від ядра оцінює, що на орбіті навколо M87 знаходиться 12,000 ± 800 кулястих скупчень[80], порівняно зі 150–200 у Чумацькому Шляху та навколо нього. За розподілом розмірів скупчення подібні до скупчень Чумацького Шляху, більшість із них має ефективний радіус 1-6 пк. Розмір скупчень M87 поступово збільшується з віддаленням від центру галактики[81]. У радіусі 4 кпк від ядра металічність скупчення — вміст елементів, крім водню та гелію — становить приблизно половину вмісту на Сонці. За межами цього радіуса металічність неухильно знижується зі збільшенням відстані від ядра[79]. Скупчення з низькою металічністю дещо більші, ніж багаті металами. У 2014 році виявили кулясте скупчення HVGC-1, яке віддаляється від M87 на швидкості 2300 км/с. Вважалося, що «втеча» скупчення з такою високою швидкістю є наслідком зближення з подвійною надмасивною чорною дірою та подальшого гравітаційного «відскоку» від неї[82].
У M87 виявлено майже сотню ультракомпактних карликових галактик. Вони нагадують кульові скупчення, але мають діаметр принаймні 10 парсеків (33 світлові роки), що набагато більше, ніж максимальний діаметр кульових скупчень. Поки що достеменно невідомо, чи є вони карликовими галактиками, захопленими M87, чи новим класом масивного кульового скупчення[83].
Міжгалактичне середовище
M87 лежить у центрі скупчення Діви (або поблизу його центру). Ця досить щільна структура налічує близько 2 000 галактик[84][85]. Воно утворює ядро більшого надскупчення Діви, до якого входить і Місцева група (включно з Чумацьким Шляхом), яка є віддаленим членом надскупчення[86]. Воно організоване щонайменше у три окремі підсистеми, пов'язані з трьома великими галактиками — M87, M49 і M86. Основна підгрупа включає M87 (Діва A) і M49 (Діва B)[87]. Навколо M87 переважають еліптичні та лінзоподібні галактики. Ланцюжок еліптичних галактик приблизно вирівнюється зі струменем[88]. Імовірно, M87 має найбільшу масу, і в поєднанні з центральним положенням, здається, майже не рухається відносно скупчення в цілому. В одному дослідженні її визначено як центр скупчення[86]. Скупчення має розріджене газове середовище, температура якого знижується досередини, і яке випромінює в рентгені[89]. Сукупна маса оцінюється від 0,15 до 1,5 × 1015 M☉[85].
Вимірювання руху внутрішньокластерних зоряних вибухових ("планетарних") туманностей між M87 і M86 свідчать про те, що ці дві галактики рухаються назустріч одна одній і що це може бути їхня перша зустріч. M87 могла взаємодіяти з M84, про що свідчить усічення зовнішнього гало M87 внаслідок приливних взаємодій. Усічення гало також могло бути спричинене стисненням через падіння невидимої маси на M87 з решти скупчення, що може бути гіпотетичною темною матерією. Третя можливість полягає в тому, що формування гало було вкорочене раннім зворотним зв'язком від активного галактичного ядра[86].
Примітки
Посилання
- 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
Wikiwand - on
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
