เมสสิเยร์ 87
กาแล็กซีทรงรีในกลุ่มดาราจักรหญิงสาว

เมสสิเยร์ 87
ภาพความยาวคลื่นของ Messier 87 ที่มีแกน เจ็ท และกระจุกดาวทรงกลมที่สว่าง
แกนกลางกาแล็กซีของ Messier 87 พร้อมลำแสงพลาสม่า สีน้ำเงิน ที่มองเห็นได้อย่างชัดเจน ( ภาพรวมของการสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในแสงที่มองเห็นและอินฟราเรด )
ข้อมูลการสังเกต ( ยุคJ2000 )
กลุ่มดาวราศีกันย์
การขึ้นตรง12 ชม. 30 นาที 49.42338 วินาที [1]
การปฏิเสธ+12° 23′ 28.0439″ [1]
เรดชิฟต์0.00428 ± 0.00002 [2]
ความเร็วเชิงรัศมีจากศูนย์กลางดวงอาทิตย์1,284 ± 5 ​​กม./วินาที[2]
ระยะทาง16.4 ± 0.5  เมกะพาร์เซก (53.5 ± 1.6  เมกะพาร์เซก ) [3]
ขนาดปรากฏ (V)8.6 [4]
ลักษณะเฉพาะ
พิมพ์E+0-1 เพค, NLRG Sy [5]
ขนาด40.55  กิโลพาร์เซก (132,000 ปี  แสง ) [5] [6]
(25.0 mag/arcsec 2 B-band isophote) [a]
ขนาดที่ปรากฏ (V)7.2 × 6.8 นาทีอาร์ค[8]
ชื่อเรียกอื่น ๆ
ราศีกันย์ A, ราศีกันย์ X-1, NGC  4486, UGC  7654, PGC  41361, VCC 1316, Arp  152, 3C  274, [5] 3U 1228+12 [9]

Messier 87 (หรือเรียกอีกอย่างว่าVirgo AหรือNGC 4486โดยทั่วไปจะย่อว่าM87 ) เป็นดาราจักรทรงรีขนาดมหึมา ในกลุ่มดาวหญิงสาวที่ประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายล้านล้านดวง เป็นหนึ่งใน ดาราจักร ที่ใหญ่ที่สุดและมีมวลมากที่สุดในจักรวาลท้องถิ่น[b]มีกระจุกดาวทรงกลม จำนวนมาก — ประมาณ 15,000 ดวงเมื่อเทียบกับ 150–200 ดวงที่โคจรรอบทางช้างเผือก — และมี พลาสมาพลังงานสูงที่มาจากแกนกลางและทอดยาวอย่างน้อย 1,500 พาร์เซก (4,900 ปีแสง ) โดยเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเชิงสัมพัทธภาพ เป็นหนึ่งในแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้าและเป็นเป้าหมายยอดนิยมสำหรับ นักดาราศาสตร์ทั้งมือสมัครเล่นและมืออาชีพ

นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศสชาร์ล เมสสิเยร์ค้นพบ M87 ในปี 1781 และจัดหมวดหมู่ไว้ว่าเป็นเนบิวลา M87 อยู่ห่างจากโลกประมาณ 16.4 ล้านพาร์เซก (53 ล้านปีแสง) และเป็นกาแล็กซีที่สว่างเป็นอันดับสองในกระจุกดาวหญิงสาว ทางเหนือ โดยมีกาแล็กซีบริวาร จำนวนมาก ต่างจาก กาแล็กซีชนิดก้นหอยที่มีรูปร่างคล้ายจานM87 ไม่มีช่องฝุ่น ที่เด่นชัด แต่มีรูปร่าง รีที่แทบไม่มีลักษณะพิเศษซึ่งเป็นลักษณะเฉพาะของกาแล็กซีทรงรีขนาดยักษ์ส่วนใหญ่ โดย ความส่องสว่างจะลดลงเมื่ออยู่ห่างจากศูนย์กลางดาวฤกษ์ของ M87 มีมวล ประมาณหนึ่งในหกส่วน และมีการกระจายตัวแบบสมมาตรเกือบเป็นทรงกลม ความหนาแน่นของประชากรจะลดลงเมื่ออยู่ห่างจากแกนกลางมากขึ้น มีหลุมดำมวล ยิ่งยวด ที่แกนกลาง ซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักของนิวเคลียสกาแล็กซีที่มีการเคลื่อนไหว หลุมดำถูกถ่ายภาพโดยใช้ข้อมูลที่รวบรวมในปี 2017 โดยEvent Horizon Telescope (EHT) โดยมีการเผยแพร่ภาพสุดท้ายที่ประมวลผลแล้วเมื่อวันที่ 10 เมษายน 2019 [13] ในเดือนมีนาคม 2021 กลุ่มความร่วมมือ EHT ได้นำเสนอภาพ หลุมดำแบบโพลาไรซ์เป็นครั้งแรก ซึ่งอาจช่วยเปิดเผยแรงที่ก่อให้เกิด ควาซาร์ได้ ดีขึ้น [14]

กาแล็กซีเป็นแหล่งกำเนิดรังสีหลายความยาวคลื่นที่สำคัญ โดยเฉพาะคลื่นวิทยุ กาแล็กซีมี เส้นผ่านศูนย์กลางไอโซโฟทั ล 40.55 กิโลพาร์เซก (132,000 ปีแสง) โดยมีเปลือกกาแล็กซีที่กระจัดกระจายซึ่งมีรัศมีประมาณ 150 กิโลพาร์เซก (490,000 ปีแสง) ซึ่งถูกตัดทอนลงโดยอาจเกิดจากการปะทะกับกาแล็กซีอื่นมวลสารระหว่างดาวประกอบด้วยก๊าซกระจัดกระจายที่อุดมด้วยธาตุที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการแล้ว

ประวัติการสังเกต

ในปี 1781 นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส ชาร์ล เมสสิเยร์ ได้ตีพิมพ์รายการวัตถุ 103 ชิ้นที่มีลักษณะเป็นเนบิวลา ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของรายการที่มีวัตถุประสงค์เพื่อระบุวัตถุที่อาจสับสนกับดาวหาง ได้ ในการใช้งานครั้งต่อมา แต่ละรายการในแคตตาล็อกจะขึ้นต้นด้วย "M" ดังนั้น M87 จึงเป็นวัตถุลำดับที่ 87 ที่ระบุไว้ในแคตตาล็อกของเมสสิเยร์[15]ในช่วงทศวรรษปี 1880 วัตถุดังกล่าวถูกรวมอยู่ในรายการ NGC 4486 ในNew General Catalogue of nebulae and star cluster ซึ่งรวบรวมโดยนักดาราศาสตร์ชาวเดนมาร์ก-ไอริชจอห์น เดรเยอร์ ซึ่งเขาได้อ้างอิงตามการสังเกตการณ์ของนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ จอห์น เฮอร์เชลเป็นหลัก[16]

ในปี 1918 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันHeber CurtisจากLick Observatoryได้สังเกตเห็นว่า M87 ไม่มีโครงสร้างเกลียว และสังเกตเห็น "รังสีตรงที่แปลกประหลาด ... ดูเหมือนจะเชื่อมต่อกับนิวเคลียสด้วยเส้นบาง ๆ ของสสาร" รังสีดังกล่าวปรากฏให้เห็นสว่างที่สุดใกล้ใจกลางกาแล็กซี[17]ในปีถัด มา ซูเปอร์โนวา SN 1919A ภายใน M87 มีค่าความสว่างสูงสุดตามการถ่ายภาพที่ 11.5 แม้ว่าจะไม่มีการรายงานเหตุการณ์นี้จนกระทั่ง Innokentii A. Balanowski นักดาราศาสตร์ชาวรัสเซียได้ตรวจสอบแผ่นถ่ายภาพในปี 1922 [18] [19]

การระบุตัวตนว่าเป็นกาแล็กซี

กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลจำแนกกาแล็กซีตามรูปร่าง ได้แก่ กาแล็กซีทรงรี กาแล็กซีทรงเลนติคูลาร์ และกาแล็กซีทรงเกลียว นอกจากนี้ กาแล็กซีทรงรีและกาแล็กซีทรงเกลียวยังมีหมวดหมู่อื่นๆ อีกด้วย
ในแผนการจำแนกประเภทกาแล็กซี ของฮับเบิล M87 เป็นกาแล็กซี E0

ในปี 1922 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันเอ็ดวิน ฮับเบิลได้จัดประเภท M87 ให้เป็นเนบิวลาทรงกลมที่สว่างที่สุดประเภทหนึ่ง เนื่องจากไม่มีโครงสร้างเกลียว แต่เช่นเดียวกับเนบิวลาเกลียว ดูเหมือนจะอยู่ในตระกูลเนบิวลานอกกาแล็กซี[20]ในปี 1926 เขาได้จัดประเภทใหม่ โดยแยกเนบิวลานอกกาแล็กซีออกจากเนบิวลากาแล็กซี โดยเนบิวลานอกกาแล็กซีเป็นระบบดาวอิสระ M87 ถูกจัดประเภทให้เป็นเนบิวลานอกกาแล็กซีประเภทรีที่ไม่มีการยืดออกที่ชัดเจน (ชั้น E0) [21]

ในปี 1931 ฮับเบิลได้บรรยายถึง M87 ว่าเป็นหนึ่งในกระจุกดาวหญิงสาว และได้ประมาณค่าเบื้องต้นไว้ที่ 1.8 ล้านพาร์เซก (5.9 ล้านปีแสง) จากโลก ในขณะนั้นเป็นเนบิวลารูปวงรีเพียงแห่งเดียวที่ทราบกันซึ่งสามารถแยกแยะ ดาวแต่ละดวง ได้ แม้ว่าจะมีการระบุว่ากระจุกดาวทรงกลมนั้นไม่สามารถแยกแยะจากดาวแต่ละดวงได้ในระยะทางดังกล่าว[22]ในหนังสือ The Realm of the Nebulae ของเขาในปี 1936 ฮับเบิลได้ตรวจสอบคำศัพท์ในสมัยนั้น นักดาราศาสตร์บางคนเรียกเนบิวลานอกกาแล็กซีว่ากาแล็กซีภายนอกโดยอ้างว่าเป็นระบบดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างจากกาแล็กซีของเรามาก ในขณะที่บางคนชอบใช้คำทั่วไปว่าเนบิวลานอกกาแล็กซีเนื่องจาก ในเวลานั้น กาแล็กซีเป็นคำพ้องความหมายกับทางช้างเผือก[23] M87 ยังคงถูกจัดประเภทเป็นเนบิวลาที่อยู่นอกกาแล็กซีจนถึงปีพ.ศ. 2497 อย่างน้อย[24] [25]

การวิจัยสมัยใหม่

ในปี 1947 แหล่งกำเนิด วิทยุ ที่มีชื่อเสียง Virgo A ถูกระบุว่ามีข้อผิดพลาดในตำแหน่งที่วัดได้ซึ่งทับซ้อนกับตำแหน่งของ M87 [26]แหล่งกำเนิดได้รับการยืนยันว่าเป็น M87 ในปี 1953 และ มีการเสนอว่า เจ็ทสัมพัทธภาพ เชิงเส้น ที่โผล่ออกมาจากแกนกลางของดาราจักรเป็นสาเหตุ เจ็ทนี้ขยายออกจากแกนกลางด้วยมุมตำแหน่ง 260° ไปจนถึงระยะเชิงมุม 20 ″โดยมีความกว้างเชิงมุม 2″ [24]ในปี 1969–1970 พบว่าองค์ประกอบที่แข็งแกร่งของการแผ่คลื่นวิทยุนั้นเรียงตัวอย่างใกล้ชิดกับแหล่งกำเนิดแสงออปติกของเจ็ท[9] ในปี 1966 จรวด Aerobee 150 ของห้องปฏิบัติการวิจัยกองทัพเรือสหรัฐฯ  ได้ระบุ Virgo X-1 ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์แห่งแรกใน Virgo [27] [28]จรวด Aerobee ที่ปล่อยจากWhite Sands Missile Rangeเมื่อวันที่ 7 กรกฎาคม พ.ศ. 2510 ได้ให้หลักฐานเพิ่มเติมว่าแหล่งกำเนิดของ Virgo X-1 คือกาแล็กซีวิทยุ M87 [29]การสังเกตการณ์รังสีเอกซ์ในเวลาต่อมาโดยHEAO 1และหอสังเกตการณ์ Einsteinแสดงให้เห็นแหล่งกำเนิดที่ซับซ้อนซึ่งรวมถึงนิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่ของ M87 [30]อย่างไรก็ตาม ความเข้มข้นของรังสีเอกซ์ที่ศูนย์กลางมีเพียงเล็กน้อย[9]

M87 เป็นแหล่งทดสอบที่สำคัญสำหรับเทคนิคในการวัดมวลของหลุมดำมวลยิ่งยวดที่ใจกลางกาแล็กซี ในปี 1978 การสร้างแบบจำลองไดนามิกของดาวฤกษ์ ของการกระจายมวลใน M87 ได้ให้หลักฐานว่ามวลใจกลางมีมวลเท่ากับ ดวงอาทิตย์ถึง ห้า พัน ล้าน M☉ [31]หลังจากการติดตั้งโมดูลออปติกแก้ไขCOSTAR ใน กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในปี 1993 มีการใช้ เครื่องตรวจวัดวัตถุที่มองไม่เห็นด้วย กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล (FOS) เพื่อวัดความเร็วการหมุนของดิสก์ก๊าซที่แตกตัวเป็นไอออนที่ใจกลาง M87 โดยเป็น "การสังเกตการปล่อยก๊าซในระยะเริ่มต้น" ที่ออกแบบมาเพื่อทดสอบประสิทธิภาพทางวิทยาศาสตร์ของเครื่องมือฮับเบิลหลังการซ่อมแซม ข้อมูล FOS ระบุว่ามีมวลหลุมดำที่ใจกลาง 2.4 พันล้านM☉ โดยมีความไม่แน่นอน 30% [32]กระจุกดาวทรงกลมภายใน M87 ถูกใช้เพื่อปรับเทียบความสัมพันธ์ของโลหะด้วยเช่นกัน[33]

M87 ถูกสังเกตโดยEvent Horizon Telescope (EHT) ตลอดช่วงปี 2560 [35]ขอบฟ้าเหตุการณ์ของหลุมดำที่ใจกลางถูกถ่ายภาพโดยตรงโดย EHT [36]จากนั้นจึงเปิดเผยในงานแถลงข่าวเกี่ยวกับวันที่ออกฉบับดังกล่าว โดยกรองภาพเงาของหลุมดำภาพแรกออกไป[37]

การมองเห็น

บริเวณในกลุ่มดาวหญิงสาวรอบ ๆ M87

M87 อยู่ใกล้ จุดจำกัด การเบี่ยงเบน สูง ของกลุ่มดาวหญิงสาว โดยอยู่ติดกับโคม่าเบเรนิซตั้งอยู่บนเส้นแบ่งระหว่างดาวEpsilon VirginisและDenebola (Beta Leonis ) [c]สามารถสังเกตกาแล็กซีนี้ได้โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กที่มีรูรับแสง 6 ซม. (2.4 นิ้ว) ขยายพื้นที่เชิงมุม7.2 × 6.8 นาทีเชิง โค้ง โดยมีความสว่างพื้นผิว 12.9 และมี  แกนกลาง ที่สว่างมาก 45 วินาทีเชิงโค้ง[8]การดูเจ็ตเป็นความท้าทายหากไม่ได้ใช้ความช่วยเหลือจากการถ่ายภาพ[38]ก่อนปี 1991 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันเชื้อสายยูเครนอ็อตโต สตรูฟ เป็นบุคคลเดียวที่ทราบกันว่ามองเห็นเจ็ตด้วยตาเปล่า โดยใช้ กล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์ขนาด254 ซม. (100 นิ้ว) [39]ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา มีการสังเกตด้วยกล้องโทรทรรศน์สมัครเล่นขนาดใหญ่กว่าภายใต้สภาพที่ยอดเยี่ยม[40]

คุณสมบัติ

ใน โครง ร่างการจำแนกประเภททางสัณฐานวิทยาของกาแล็กซีฮับเบิล ที่ดัดแปลงของ Gérard de Vaucouleursนักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศสM87 ถูกจัดประเภทเป็นกาแล็กซี E0p "E0" หมายถึงกาแล็กซีทรงรีที่ไม่มีรูปร่างแบนราบ นั่นคือ ดูเหมือนเป็นทรงกลม[41]คำต่อท้าย "p" หมายถึงกาแล็กซีที่มีลักษณะเฉพาะซึ่งไม่เข้ากับโครงร่างการจำแนกประเภทอย่างชัดเจน ในกรณีนี้ ลักษณะเฉพาะคือการมีเจ็ตพุ่งออกมาจากแกนกลาง[41] [42]ในโครงร่าง Yerkes (Morgan) M87 ถูกจัดประเภทเป็นกาแล็กซีประเภท cD [43] [44]กาแล็กซี AD มีนิวเคลียสคล้ายวงรีล้อมรอบด้วยเปลือกนอกที่กว้างใหญ่ ปราศจากฝุ่น และกระจัดกระจาย กาแล็กซีซูเปอร์ไจแอนต์ประเภท AD เรียกว่ากาแล็กซี cD [45] [46]

ระยะทางไปยัง M87 ประมาณการโดยใช้เทคนิคอิสระหลายวิธี ซึ่งรวมถึงการวัดความส่องสว่างของเนบิวลาดาวเคราะห์การเปรียบเทียบกับกาแล็กซีใกล้เคียงซึ่งระยะห่างประมาณการโดยใช้เทียนมาตรฐานเช่นเทียนแปรแสงเซเฟอิดการกระจายขนาดเชิงเส้นของกระจุกดาวทรงกลม [ d]และ วิธี ปลายสุดของสาขาดาวยักษ์แดงโดยใช้ดาวยักษ์แดง ที่แยกแต่ละดวง [e]การวัดเหล่านี้สอดคล้องกัน และ ค่า เฉลี่ยถ่วงน้ำหนักให้การประมาณระยะทาง 16.4 ± 0.5 เมกะพาร์เซก (53.5 ± 1.63 ล้านปีแสง) [3]

มวลปิดล้อม
รัศมี
kpc		มวล
×1012  เดือน☉
322.4 [47]
443.0 [48]
475.7 [49]
506.0 [50]
ความเร็วของดาวฤกษ์ใน M87 แสดงให้เห็นการหมุนที่ช้า
แผนที่ความเร็วดาวในบริเวณใจกลางของ M87 แสดงการเคลื่อนที่ของดาวเทียบกับโลก:
  ห่างออกไป
  
  
  
  
  ต่อ
รูปภาพแสดงการหมุนเล็กน้อยในระนาบแนวตั้ง (ด้านขวาล่างเคลื่อนเข้าหาพื้นโลก ด้านซ้ายบนเคลื่อนออก) แสดงให้เห็นว่า M87 กำลังหมุนช้าๆ[51] [52]

M87 เป็นกาแล็กซีที่มีมวลมากที่สุดแห่งหนึ่งในจักรวาลท้องถิ่น โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 132,000 ปีแสง ซึ่งใหญ่กว่ากาแล็กซีทางช้างเผือกประมาณ 51% [5] [6]เนื่องจากเป็นกาแล็กซีทรงรี กาแล็กซีนี้จึงเป็นทรงกลมมากกว่าจานแบน ทำให้ M87 มีมวลมากกว่ามาก ภายในรัศมี 32 กิโลพาร์เซก (100,000 ปีแสง) มวลจะเท่ากับ(2.4 ± 0.6) × 10 12เท่าของมวลดวงอาทิตย์[47]ซึ่งเป็นสองเท่าของมวลของดาราจักรทางช้างเผือก[53]เช่นเดียวกับดาราจักรอื่น ๆ มีเพียงเศษเสี้ยวของมวลนี้เท่านั้นที่อยู่ในรูปของดวงดาว M87 มีอัตราส่วนมวลต่อความส่องสว่างโดยประมาณที่6.3 ± 0.8นั่นคือ มีเพียงประมาณหนึ่งในหกส่วนของมวลของดาราจักรเท่านั้นที่อยู่ในรูปของดวงดาวที่แผ่พลังงาน[54]อัตราส่วนนี้แตกต่างกันไปตั้งแต่ 5 ถึง 30 โดยประมาณเป็นสัดส่วนกับr 1.7ในบริเวณ 9–40 กิโลพาร์เซก (29,000–130,000 ปีแสง) จากแกนกลาง[48]มวลรวมของ M87 อาจมากกว่ามวลของดาราจักรทางช้างเผือก 200 เท่า[55]

กาแล็กซีประสบกับก๊าซที่ตกลงมาในอัตราสองถึงสามเท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปี ซึ่งส่วนใหญ่สามารถรวมตัวเข้ากับบริเวณแกนกลางได้[56]เปลือกดาวที่ขยายออกไปของกาแล็กซีนี้มีรัศมีประมาณ 150 กิโลพาร์เซก (490,000 ปีแสง) [7]เมื่อเทียบกับประมาณ 100 กิโลพาร์เซก (330,000 ปีแสง) ของทางช้างเผือก[57]ไกลออกไปกว่านั้น ขอบด้านนอกของกาแล็กซีถูกตัดทอนด้วยวิธีการบางอย่าง อาจเกิดจากการเผชิญหน้ากับกาแล็กซีอื่นก่อนหน้านี้[7] [58]มีหลักฐานของกระแสดาว เชิงเส้น ไปทางทิศตะวันตกเฉียงเหนือของกาแล็กซี ซึ่งอาจเกิดจากการแยกตัวของแรงน้ำขึ้นน้ำลงของกาแล็กซีที่โคจรรอบ หรือจากกาแล็กซีบริวาร ขนาดเล็ก ที่ตกลงมาในทิศทาง M87 [59]นอกจากนี้ เส้นใยของก๊าซไอออนไนซ์ร้อนในส่วนนอกตะวันออกเฉียงเหนือของกาแล็กซีอาจเป็นเศษซากของกาแล็กซีขนาดเล็กที่อุดมไปด้วยก๊าซซึ่งถูกรบกวนโดย M87 และอาจกำลังหล่อเลี้ยงนิวเคลียสที่ใช้งานอยู่ของกาแล็กซีนี้[60]คาดว่า M87 มีกาแล็กซีบริวารอย่างน้อย 50 แห่ง รวมถึง NGC 4486B และNGC 4478 [ 61] [62]

สเปกตรัมของบริเวณนิวเคลียสของ M87 แสดงเส้นการแผ่รังสีของไอออนต่างๆ รวมถึงไฮโดรเจน (HI, HII), ฮีเลียม (HeI), ออกซิเจน (OI, OII, OIII), ไนโตรเจน (NI), แมกนีเซียม (MgII) และกำมะถัน (SII) ความเข้มของเส้นสำหรับอะตอมที่แตกตัวเป็นไอออนอ่อน (เช่นออกซิเจนอะตอม ที่เป็นกลาง OI) จะเข้มข้นกว่าของอะตอมที่แตกตัวเป็นไอออนแรง (เช่นออกซิเจนที่แตกตัวเป็นไอออนสองเท่า OIII) นิวเคลียสของกาแล็กซีที่มีคุณสมบัติสเปกตรัมดังกล่าวเรียกว่า LINER ซึ่งย่อมาจาก " บริเวณเส้นการแผ่รังสีนิวเคลียร์ที่แตกตัวเป็นไอออนต่ำ " [63] [64]กลไกและแหล่งที่มาของการแตกตัวเป็นไอออนที่เส้นอ่อนมีอิทธิพลใน LINER และ M87 ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ สาเหตุที่เป็นไปได้ ได้แก่ การกระตุ้นที่เกิดจากแรงกระแทกในส่วนนอกของดิสก์[63] [64]หรือการเกิดไอออน ด้วยแสง ในบริเวณด้านในที่ขับเคลื่อนด้วยเจ็ต[65]

เชื่อกันว่ากาแล็กซีรูปวงรี เช่น M87 เกิดจากการรวมตัวของกาแล็กซีขนาดเล็กหนึ่งแห่งขึ้นไป[66] โดยทั่วไปกาแล็กซีเหล่านี้จะมี ก๊าซระหว่างดวงดาวเย็นอยู่ค่อนข้างน้อย(เมื่อเทียบกับกาแล็กซีชนิดก้นหอย) และส่วนใหญ่มีดาวฤกษ์อายุมากอาศัยอยู่ โดยมีดาวฤกษ์ก่อตัวเพียงเล็กน้อยหรือไม่มีเลย รูปร่างรีของ M87 ยังคงอยู่จากการโคจรแบบสุ่มของดาวฤกษ์ที่ประกอบกันขึ้น ซึ่งแตกต่างจากการหมุนแบบมีระเบียบมากกว่าที่พบในกาแล็กซีชนิดก้นหอยเช่น ทางช้างเผือก[67] นักดาราศาสตร์ ใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ศึกษาการเคลื่อนตัวของเนบิวลาดาวเคราะห์ประมาณ 300 แห่งเพื่อกำหนดว่า M87 ได้ดูดกลืนกาแล็กซีชนิดก้นหอยที่มีขนาดกลางและก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ในช่วงพันล้านปีที่ผ่านมา ส่งผลให้มีดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีสีน้ำเงินมากกว่าจำนวนหนึ่งเพิ่มขึ้นใน M87 คุณสมบัติทางสเปกตรัมที่โดดเด่นของเนบิวลาดาวเคราะห์ทำให้นักดาราศาสตร์ค้นพบโครงสร้างคล้ายเชฟรอนในฮาโลของ M87 ซึ่งเกิดจาก การผสม เฟสสเปซ ที่ไม่สมบูรณ์ ของดาราจักรที่ถูกรบกวน[68] [69]

ส่วนประกอบ

หลุมดำมวลยวดยิ่ง M87*

แกนกลางของดาราจักรประกอบด้วยหลุมดำมวลยวดยิ่ง (SMBH) ที่เรียกว่า M87* [34] [71] [13]ซึ่งมีมวลหลายพันล้านเท่าของดวงอาทิตย์ของโลก โดยประมาณการไว้ตั้งแต่(3.5 ± 0.8) × 10 9  M ☉ [72]ถึง(6.6 ± 0.4) × 10 9  M ☉ , [72]ถูกแซงหน้าโดย7.22+0.34
-0.40 น.× 10 9  M ☉ในปี 2016 [73]ในเดือนเมษายน 2019 ความร่วมมือ Event Horizon Telescopeเผยแพร่การวัดมวลของหลุมดำเป็น (6.5 ± 0.2 stat ± 0.7 sys ) × 109 M ☉ .[74]นี่คือมวลที่สูงที่สุดเท่าที่ทราบของวัตถุดังกล่าว แผ่นดิสก์ที่หมุนด้วยก๊าซไอออนล้อมรอบหลุมดำ และตั้งฉากกับเจ็ตสัมพัทธภาพ แผ่นดิสก์หมุนด้วยความเร็วสูงถึงประมาณ 1,000 กม./วินาที (2,200,000 ไมล์ต่อชั่วโมง)[75]และมีเส้นผ่านศูนย์กลางสูงสุด 25,000 AU (3.7 ล้านล้านกิโลเมตร; 2.3 ล้านล้านไมล์)[76]เมื่อเปรียบเทียบแล้วดาวพลูโตอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์โดยเฉลี่ย 39 AU (5.8 พันล้านกิโลเมตร; 3.6 พันล้านไมล์) ก๊าซจะรวมตัวกันที่หลุมดำในอัตราประมาณหนึ่งมวลดวงอาทิตย์ทุกสิบปี (ประมาณ 90 มวลโลกต่อวัน)[77]รัศมีชวาร์ซชิลด์ของหลุมดำคือ 120 AU (18 พันล้านกิโลเมตร; 11 พันล้านไมล์)[78]เส้นผ่านศูนย์กลางของวงแหวนการแผ่รังสีเมื่อมองจากพื้นโลกคือ 42 μas (ไมโครอาร์กวินาที) เมื่อเปรียบเทียบกันแล้ว เส้นผ่านศูนย์กลางของแกนกลางของ M87 คือ 45 นิ้ว (as, arcsecond) และขนาดของ M87 คือ 7.2' x 6.8' (am, arcminute)

เอกสารปี 2010 ระบุว่าหลุมดำอาจเคลื่อนออกจากใจกลางกาแล็กซีประมาณ 7 พาร์เซก (23 ปีแสง ) [79]ซึ่งอ้างว่าเป็นทิศทางตรงข้ามกับเจ็ตที่รู้จัก ซึ่งบ่งชี้ถึงการเร่งความเร็วของหลุมดำโดยเจ็ตนั้น อีกข้อเสนอแนะหนึ่งก็คือ การเคลื่อนตัวเกิดขึ้นระหว่างการรวมตัวกันของหลุมดำมวลยิ่งยวดสองหลุม [ 79] [80]อย่างไรก็ตาม การศึกษาวิจัยในปี 2011 ไม่พบการเคลื่อนตัวที่มีนัยสำคัญทางสถิติใดๆ[81]และการศึกษาวิจัยภาพความละเอียดสูงของ M87 ในปี 2018 สรุปว่าการเคลื่อนตัวในเชิงพื้นที่ที่เห็นได้ชัดเกิดจากการเปลี่ยนแปลงตามเวลาในความสว่างของเจ็ต มากกว่าการเคลื่อนตัวทางกายภาพของหลุมดำจากใจกลางกาแล็กซี[82]

หลุมดำแห่งนี้เป็นหลุมดำแห่งแรกที่ถูกถ่ายภาพ ข้อมูลในการสร้างภาพถูกถ่ายในเดือนเมษายน 2017 ภาพถูกถ่ายในปี 2018 และเผยแพร่เมื่อวันที่ 10 เมษายน 2019 [37] [83] [84]ภาพแสดงเงาของหลุมดำ[85]ล้อมรอบด้วยวงแหวนการแผ่รังสีแบบไม่สมมาตรที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 690 AU (103 พันล้านกิโลเมตร; 64 พันล้านไมล์) รัศมีเงาเป็น 2.6 เท่าของรัศมี Schwarzschild ของหลุมดำ ความไม่สมมาตรในความสว่างของวงแหวนเกิดจากการแผ่รังสีเชิงสัมพันธภาพซึ่งทำให้สสารที่เคลื่อนเข้าหาผู้สังเกตด้วยความเร็วเชิงสัมพันธภาพดูสว่างกว่า สสารที่มองเห็นได้รอบหลุมดำหมุนตามเข็มนาฬิกาเป็นส่วนใหญ่เมื่อเทียบกับผู้สังเกต ซึ่งเนื่องมาจากทิศทางของแกนหมุน ทำให้ส่วนล่างของบริเวณการแผ่รังสีมีองค์ประกอบของความเร็วเข้าหาผู้สังเกต[86]พารามิเตอร์การหมุนประมาณที่ซึ่งสอดคล้องกับความเร็วในการหมุน≈ 0.4 c [87 ] เอ - 0.9 ± 0.1 {\displaystyle a=0.9\นาที 0.1}

ภาพคอมโพสิตที่แสดงให้เห็นลักษณะของระบบ M87 ทั่วทั้งสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าในระหว่างแคมเปญของ Event Horizon Telescope ในเดือนเมษายน 2017 เพื่อถ่ายภาพหลุมดำภาพแรก ภาพนี้ต้องใช้สิ่งอำนวยความสะดวก 19 แห่งบนโลกและในอวกาศ ซึ่งเผยให้เห็นขนาดมหึมาที่ครอบคลุมหลุมดำและเจ็ตที่พุ่งไปข้างหน้า ภาพนี้แสดงภาพของเจ็ตขนาดใหญ่ที่ถ่ายโดยALMA (ซ้ายบน) ในขนาดเดียวกับภาพที่มองเห็นได้โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (กลาง) และภาพรังสีเอกซ์โดยจันทรา (ขวาบน) [88]

หลังจากที่ถ่ายภาพหลุมดำได้แล้ว จึงได้ตั้งชื่อว่าPōwehiซึ่ง เป็นคำ ภาษาฮาวายที่แปลว่า "สิ่งสร้างอันมืดมิดที่ประดับประดาจนหาที่เปรียบมิได้" นำมาจากบทสวดKumulipo ซึ่ง เป็นเพลงสวดเกี่ยวกับการสร้างโลก ใน สมัยโบราณ [89]

เมื่อวันที่ 24 มีนาคม 2021 ความร่วมมือของ Event Horizon Telescope ได้เปิดเผยมุมมองที่ไม่เหมือนใครของเงาของหลุมดำ M87 ซึ่งมีลักษณะเหมือนในแสงโพลาไรซ์[90]โพลาไรเซชันเป็นเครื่องมือที่มีประสิทธิภาพที่ช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถตรวจสอบฟิสิกส์เบื้องหลังภาพได้อย่างละเอียดมากขึ้น โพลาไรเซชันของแสงแจ้งให้เราทราบเกี่ยวกับความแรงและทิศทางของสนามแม่เหล็กในวงแหวนแสงรอบเงาของหลุมดำ[91]การทราบข้อมูลดังกล่าวถือเป็นสิ่งสำคัญในการทำความเข้าใจว่าหลุมดำมวลยิ่งยวดของ M87 ปล่อยไอพ่นของพลาสมาที่มีสนามแม่เหล็กซึ่งขยายตัวด้วยความเร็วเชิงสัมพัทธภาพเกินขอบเขตของกาแล็กซี M87 ได้อย่างไร

การทำให้ภาพ EHT ดั้งเดิมของหลุมดำ M87 คมชัดขึ้นโดยใช้เทคนิค PRIMO สำหรับการสร้างแบบจำลองแบบอินเตอร์เฟอโรเมตริก ภาพทางขวาสุดเพิ่มการเบลอภาพเข้าไปเพื่อให้ครอบคลุมถึงกำลังแยกที่จำกัดของการสังเกตพื้นฐาน

เมื่อวันที่ 14 เมษายน 2021 นักดาราศาสตร์ได้รายงานเพิ่มเติมว่าหลุมดำ M87 และบริเวณโดยรอบได้รับการศึกษาระหว่างการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon Telescope 2017 ซึ่งดำเนินการโดยหอสังเกตการณ์หลายช่วงความยาวคลื่นหลายแห่งจากทั่วโลก[ จำเป็นต้องมีการชี้แจง ] [92]

ในเดือนเมษายน 2023 ทีมงานได้พัฒนาเทคนิคการสร้างแบบจำลองอินเตอร์เฟอโรเมตริกองค์ประกอบหลัก (PRIMO) ใหม่เพื่อสร้างภาพจำลองที่คมชัดยิ่งขึ้นจากข้อมูล EHT พวกเขาได้นำเทคนิคนี้ไปใช้กับการสำรวจ EHT ดั้งเดิมของหลุมดำ M87 ซึ่งทำให้ได้ภาพสุดท้ายที่คมชัดยิ่งขึ้น และทำให้สามารถทดสอบการจัดตำแหน่งของการสังเกตการณ์ให้สอดคล้องกับทฤษฎีได้ใกล้ชิดยิ่งขึ้น[93] [94]

เจ็ท

เจ็ทสัมพัทธภาพของสสารที่พุ่งออกมาจากแกนกลางนั้นทอดยาวอย่างน้อย 1.5 กิโลพาร์เซก (5,000 ปีแสง) จากนิวเคลียส และประกอบด้วยสสารที่พุ่งออกมาจากหลุมดำมวลยิ่งยวด เจ็ทนี้ถูกสร้างลำแสงขนาน กันอย่างมาก โดยดูเหมือนจะถูกจำกัดให้มีมุม 60° ภายใน 0.8 พาร์เซก (2.6 ปีแสง) ของแกนกลาง ไปจนถึงประมาณ 16° ที่ 2 พาร์เซก (6.5 ปีแสง) และไปจนถึง 6–7° ที่ 12 พาร์เซก (39 ปีแสง) [95]ฐานของเจ็ทนี้มีเส้นผ่านศูนย์กลาง5.5 ± 0.4 รัศมีชวาร์สชิล ด์ และอาจได้รับพลังงานจาก ดิสก์เพิ่มมวล แบบโปรเกรดรอบหลุมดำมวลยิ่งยวดที่หมุนอยู่[95]นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน-อเมริกันวอลเตอร์ บาเดอค้นพบว่าแสงจากเจ็ตมีโพลาไรซ์ระนาบซึ่งแสดงให้เห็นว่าพลังงานถูกสร้างขึ้นโดยการเร่งความเร็วของอิเล็กตรอนที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วเชิงสัมพัทธภาพในสนามแม่เหล็กพลังงานรวมของอิเล็กตรอนเหล่านี้ประมาณได้ที่5.1 × 1056 เอิร์ก[96](5.1 × 1049 จูลหรือ3.2 × 1068 eV ) ซึ่งก็คือประมาณ 1013  เท่าของพลังงานที่ผลิตได้ในหนึ่งวินาที ซึ่งประมาณอยู่ที่ 5 × 1036จูล[97]เจ็ทถูกล้อมรอบด้วยองค์ประกอบที่ไม่สัมพันธ์กับทฤษฎีสัมพันธภาพซึ่งมีความเร็วต่ำ มีหลักฐานของเจ็ทสวนทาง แต่ยังคงมองไม่เห็นจากพื้นโลกเนื่องจากลำแสงสัมพันธภาพ[98][99]เจ็ทกำลังเคลื่อนที่แบบปาดหน้าทำให้เกิดการไหลออกเป็นรูปเกลียวออกไปถึง 1.6 พาร์เซก (5.2 ปีแสง)[76]กลีบของสสารที่ถูกขับออกไปขยายออกไปถึง 80 กิโลพาร์เซก (260,000 ปีแสง)[100]

ในภาพที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในปี 1999 ได้มีการวัดการเคลื่อนที่ของเจ็ตของ M87 ด้วยความเร็ว 4 ถึง 6 เท่าของความเร็วแสง ปรากฏการณ์นี้เรียกว่าการเคลื่อนที่เร็วเหนือแสง เป็นภาพลวงตาที่เกิดจากความเร็วเชิงสัมพัทธภาพของเจ็ต ช่วงเวลาระหว่างพัลส์แสงสองพัลส์ที่ปล่อยออกมาจากเจ็ตนั้นน้อยกว่าช่วงเวลาจริงตามที่ผู้สังเกตบันทึก เนื่องจากความเร็วเชิงสัมพัทธภาพของเจ็ตที่เคลื่อนที่ไปในทิศทางของผู้สังเกต ส่งผลให้รับรู้ได้ว่าเจ็ตมี ความเร็ว เร็วกว่าแสงแม้ว่าเจ็ตเองจะมีความเร็วเพียง 80–85% ของความเร็วแสง การตรวจจับการเคลื่อนที่ดังกล่าวใช้เพื่อสนับสนุนทฤษฎีที่ว่าควาซาร์วัตถุท้องฟ้ายามค่ำคืนและกาแล็กซีวิทยุอาจเป็นปรากฏการณ์เดียวกัน ซึ่งเรียกว่ากาแล็กซีที่มีการเคลื่อนไหวเมื่อมองจากมุมมองที่แตกต่างกัน[101] [102]มีการเสนอว่านิวเคลียสของ M87 เป็นวัตถุ BL Lacertae (มีความสว่างน้อยกว่าบริเวณโดยรอบ) เมื่อมองจากมุมที่ค่อนข้างกว้าง การเปลี่ยนแปลงของฟลักซ์ซึ่งเป็นลักษณะเฉพาะของวัตถุ BL Lacertae ได้รับการสังเกตใน M87 [103] [104]

หลุมดำ M87 เป็นแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่ทรงพลัง
ภาพความยาวคลื่นวิทยุของ M87 แสดงให้เห็นการแผ่คลื่นวิทยุที่รุนแรงจากแกนกลาง

การสังเกตพบว่าอัตราการคายสสารออกจากหลุมดำมวลยิ่งยวดนั้นแปรผันได้ การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ก่อให้เกิดคลื่นความดันในก๊าซร้อนที่อยู่รอบ ๆ M87 หอสังเกตการณ์รังสีเอกซ์จันทราได้ตรวจพบวงวนและวงแหวนในก๊าซ การกระจายตัวของวงวนบ่งชี้ว่าการปะทุเล็กน้อยเกิดขึ้นทุก ๆ ไม่กี่ล้านปี วงแหวนวงหนึ่งที่เกิดจากการปะทุครั้งใหญ่เป็นคลื่นกระแทกที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 26 กิโลพาร์เซก (85,000 ปีแสง) รอบ ๆ หลุมดำ ลักษณะอื่น ๆ ที่สังเกตพบ ได้แก่ เส้นใยที่ปล่อยรังสีเอกซ์แคบ ๆ ยาวถึง 31 กิโลพาร์เซก (100,000 ปีแสง) และโพรงขนาดใหญ่ในก๊าซร้อนที่เกิดจากการปะทุครั้งใหญ่เมื่อ 70 ล้านปีก่อน การปะทุที่เกิดขึ้นเป็นประจำทำให้ก๊าซในแหล่งกักเก็บขนาดใหญ่ไม่สามารถเย็นตัวลงและก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ได้ ซึ่งบ่งชี้ว่าวิวัฒนาการของ M87 อาจได้รับผลกระทบอย่างร้ายแรง ทำให้ไม่สามารถกลายเป็นดาราจักรชนิดก้นหอยขนาดใหญ่ได้

M87 เป็นแหล่งกำเนิดรังสีแกมมา ที่มีพลังงานสูงมาก ซึ่งเป็นรังสีที่มีพลังงานมากที่สุดในสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า รังสีแกมมาที่ปล่อยออกมาจาก M87 ถูกสังเกตมาตั้งแต่ช่วงปลายทศวรรษ 1990 ในปี 2549 นักวิทยาศาสตร์ใช้ กล้องโทรทรรศน์เชอเรนคอ ฟระบบสเตอริโอสโคปิกพลังงานสูงในการวัดความแปรผันของฟลักซ์รังสีแกมมาที่ออกมาจาก M87 และพบว่าฟลักซ์เปลี่ยนแปลงไปภายในเวลาไม่กี่วัน ช่วงเวลาสั้นๆ นี้บ่งชี้ว่าแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดคือหลุมดำมวลยิ่งยวด[105]โดยทั่วไป ยิ่งเส้นผ่านศูนย์กลางของแหล่งกำเนิดการแผ่รังสีเล็กเท่าไร ฟลักซ์ก็จะแปรผันเร็วขึ้นเท่านั้น[105] [106]

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและหอสังเกตการณ์รังสีเอกซ์จันทราได้ติดตามปมสสารในไอพ่น (เรียกว่า HST-1) ซึ่งอยู่ห่างจากแกนกลางประมาณ 65 พาร์เซก (210 ปีแสง) ภายในปี 2549 ความเข้มของรังสีเอกซ์ของปมดังกล่าวเพิ่มขึ้นเป็น 50 เท่าในช่วงเวลาสี่ปี[108]ในขณะที่การแผ่รังสีเอกซ์ก็สลายตัวไปในลักษณะที่แปรผันตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา[109]

ปฏิสัมพันธ์ระหว่างเจ็ตพลาสม่าเชิงสัมพัทธภาพที่แผ่ออกมาจากแกนกลางกับตัวกลางโดยรอบทำให้เกิดกลีบวิทยุในกาแล็กซีที่มีการเคลื่อนไหว กลีบเหล่านี้เกิดขึ้นเป็นคู่และมักจะสมมาตรกัน[110]กลีบวิทยุทั้งสองกลีบของ M87 มีความยาวประมาณ 80 กิโลพาร์เซก ส่วนด้านในซึ่งยาวถึง 2 กิโลพาร์เซกจะแผ่คลื่นวิทยุออกมาในปริมาณมากที่ความยาวคลื่นวิทยุ วัสดุสองกระแสไหลออกมาจากบริเวณนี้ โดยกระแสหนึ่งอยู่ในแนวเดียวกับเจ็ตและอีกกระแสอยู่ในทิศทางตรงข้าม กระแสทั้งสองไม่สมมาตรและผิดรูป แสดงให้เห็นว่ากระแสเหล่านี้พบกับตัวกลางภายในกระจุกดาวที่มีความหนาแน่นสูง เมื่ออยู่ห่างไกลออกไป กระแสทั้งสองจะกระจายออกเป็นกลีบสองกลีบ กลีบเหล่านี้ล้อมรอบด้วยฮาโลที่จางกว่าของก๊าซที่แผ่คลื่นวิทยุ[111] [112]

สื่อระหว่างดวงดาว

ช่องว่างระหว่างดวงดาวใน M87 เต็มไปด้วยก๊าซในสสารระหว่างดวงดาวที่กระจัดกระจาย ซึ่งถูกเพิ่มความเข้มข้นทางเคมีโดยธาตุที่พุ่งออกมาจากดาวฤกษ์เมื่อเคลื่อนผ่าน ช่วงอายุขัยของ ลำดับหลัก ดาวฤกษ์ที่มีมวล ปานกลางจะป้อนคาร์บอนและไนโตรเจนอย่างต่อเนื่องเมื่อเคลื่อนผ่านสาขาดาวยักษ์แบบอะซิมโทติก[113] [114]ธาตุที่หนักกว่าตั้งแต่ออกซิเจนไปจนถึงเหล็กนั้นส่วนใหญ่เกิดจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาภายในกาแล็กซี ธาตุหนักประมาณ 60% เกิดจากซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวที่แกนกลาง ส่วนที่เหลือมาจาก ซูเปอร์โน วาประเภท Ia [113]

การกระจายตัวของออกซิเจนนั้นค่อนข้างสม่ำเสมอทั่วถึง อยู่ที่ประมาณครึ่งหนึ่งของค่าของดวงอาทิตย์ (กล่าวคือ ปริมาณออกซิเจนในดวงอาทิตย์) ในขณะที่การกระจายตัวของธาตุเหล็กจะถึงจุดสูงสุดใกล้ศูนย์กลาง ซึ่งใกล้เคียงกับค่าของธาตุเหล็กของดวงอาทิตย์[114] [115]เนื่องจากออกซิเจนส่วนใหญ่ผลิตขึ้นโดยซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวที่แกนกลาง ซึ่งเกิดขึ้นในช่วงแรกของกาแล็กซี และส่วนใหญ่อยู่ในบริเวณที่เกิดดาวฤกษ์ภายนอก[113] [114] [115]การกระจายตัวของธาตุเหล่านี้บ่งชี้ถึงการเสริมความเข้มข้นของมวลสารระหว่างดาวในช่วงแรกจากซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวที่แกนกลาง และการมีส่วนร่วมอย่างต่อเนื่องจากซูเปอร์โนวาประเภท Ia ตลอดประวัติศาสตร์ของ M87 [113]การมีส่วนร่วมของธาตุจากแหล่งเหล่านี้ต่ำกว่ามากเมื่อเทียบกับในทางช้างเผือก[113]

ความอุดมสมบูรณ์ของธาตุที่เลือกในแกน M87 [113]
องค์ประกอบความอุดมสมบูรณ์
(ค่าแสงอาทิตย์)
ซี0.63 ± 0.16
เอ็น1.64 ± 0.24
โอ้0.58 ± 0.03
เน1.41 ± 0.12
แมกนีเซียม0.67 ± 0.05
เฟ0.95 ± 0.03

การตรวจสอบ M87 ที่ ความยาวคลื่น อินฟราเรด ไกล แสดงให้เห็นการแผ่รังสีเกินที่ความยาวคลื่นยาวกว่า 25 ไมโครเมตร โดยปกติแล้ว นี่อาจเป็นสัญญาณของการแผ่รังสีความร้อนจากฝุ่นอุ่น[116]ในกรณีของ M87 การแผ่รังสีสามารถอธิบายได้อย่างสมบูรณ์ด้วยรังสีซินโครตรอนจากเจ็ต ภายในกาแล็กซี คาดว่าเมล็ดซิลิเกตจะอยู่รอดได้ไม่เกิน 46 ล้านปีเนื่องจากการปล่อยรังสีเอกซ์จากแกนกลาง[117]ฝุ่นนี้อาจถูกทำลายโดยสภาพแวดล้อมที่ไม่เป็นมิตรหรือถูกขับออกจากกาแล็กซี[118]มวลรวมของฝุ่นใน M87 ไม่เกิน 70,000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[117]เมื่อเปรียบเทียบแล้ว ฝุ่นของทางช้างเผือกมีค่าเท่ากับประมาณร้อยล้าน (108 ) มวลดวงอาทิตย์ [119]

แม้ว่า M87 จะเป็นกาแล็กซีทรงรีและไม่มีช่องฝุ่นเหมือนกาแล็กซีชนิดก้นหอย แต่ก็พบเส้นใยแสงในกาแล็กซี ซึ่งเกิดจากก๊าซที่ตกลงสู่แกนกลาง การแผ่รังสีอาจเกิดจากแรงสั่นสะเทือนที่เกิดจากการที่กระแสก๊าซที่ตกลงมาปะทะกับรังสีเอกซ์จากบริเวณแกนกลาง[120]เส้นใยเหล่านี้มีมวลประมาณ 10,000  M ☉ [56] [120]กาแล็กซีมีโคโรนาที่ขยายออกไปซึ่งประกอบไปด้วยก๊าซร้อนที่มีความหนาแน่นต่ำ[ 121]

กระจุกดาวทรงกลม

M87 มีกระจุกดาวทรงกลมจำนวนมากผิดปกติ จากการสำรวจในปี 2549 โดยวัดระยะห่างเชิงมุม 25 ′จากแกนกลาง พบว่ามี กระจุก ดาวทรงกลม 12,000 ± 800กระจุกอยู่ในวงโคจรรอบ M87 [122]เทียบกับ 150–200 กระจุกดาวในและรอบทางช้างเผือก กระจุกดาวเหล่านี้มีการกระจายขนาดที่ใกล้เคียงกับทางช้างเผือก โดยส่วนใหญ่มีรัศมีที่มีประสิทธิภาพ 1 ถึง 6 พาร์เซก ขนาดกระจุกดาว M87 ค่อยๆ เพิ่มขึ้นตามระยะห่างจากใจกลางกาแล็กซี[123]ภายในรัศมี 4 กิโลพาร์เซก (13,000 ปีแสง) จากแกนกลางความเป็นโลหะ ของกระจุกดาว —ความอุดมสมบูรณ์ของธาตุอื่นๆ นอกเหนือจากไฮโดรเจนและฮีเลียม—มีประมาณครึ่งหนึ่งของความอุดมสมบูรณ์ของดวงอาทิตย์ นอกรัศมีนี้ ความเป็นโลหะจะลดลงอย่างต่อเนื่องเมื่อระยะห่างจากแกนกลางของกระจุกดาวเพิ่มขึ้น[121]กระจุกดาวที่มีความเป็นโลหะต่ำจะมีขนาดใหญ่กว่ากระจุกดาวที่มีโลหะมากเล็กน้อย[123]ในปี 2014 มีการค้นพบ HVGC-1ซึ่งเป็นกระจุกดาวทรงกลมที่มีความเร็วสูงมากกระจุกแรก โดยกระจัดกระจายออกมาจาก M87 ด้วยความเร็ว 2,300 กม./วินาที การกระจัดกระจายของกระจุกดาวด้วยความเร็วสูงดังกล่าวคาดว่าจะเกิดจากการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดกับหลุมดำมวลยิ่งยวดและแรงผลักจากแรงโน้มถ่วงที่ตามมา[124]

มีการระบุ ดาวแคระขนาดเล็กมากเกือบร้อยดวงใน M87 ดาวแคระเหล่านี้มีลักษณะคล้ายกระจุกดาวทรงกลมแต่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 พาร์เซก (33 ปีแสง) หรือมากกว่านั้น ซึ่งใหญ่กว่ากระจุกดาวทรงกลมที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางสูงสุด 3 พาร์เซก (9.8 ปีแสง) มาก ยังไม่ชัดเจนว่าดาวแคระเหล่านี้เป็นกาแล็กซีที่ถูก M87 ยึดครองหรือเป็นกระจุกดาวทรงกลมขนาดใหญ่ประเภทใหม่กันแน่[125]

สิ่งแวดล้อม

ภาพความยาวคลื่นที่มองเห็นได้ของกระจุกดาวหญิงสาวโดยมี M87 ใกล้ด้านล่างซ้าย
ภาพถ่ายกระจุกดาวหญิงสาว ( หอสังเกตการณ์ทางใต้ของยุโรป 2552) มองเห็น M87 ได้ที่มุมซ้ายล่าง ครึ่งบนของภาพคือกลุ่มดาว Markarian's Chainจุดมืดแสดงตำแหน่งของดาวฤกษ์ที่สว่างในเบื้องหน้าซึ่งถูกลบออกจากภาพ

M87 อยู่ใกล้ (หรือที่) ใจกลางของกระจุกดาวหญิงสาว[44]ซึ่งเป็นโครงสร้างที่อัดแน่นอย่างใกล้ชิดของกาแล็กซีประมาณ 2,000 แห่ง[126]โครงสร้างนี้ก่อตัวเป็นแกนกลางของกระจุกดาวหญิงสาว ที่ใหญ่กว่า ซึ่งกลุ่มท้องถิ่น (รวมถึงทางช้างเผือก) เป็นสมาชิกที่อยู่ห่างไกล[7]มันได้รับการจัดระเบียบเป็นระบบย่อยที่แตกต่างกันอย่างน้อยสามระบบที่เกี่ยวข้องกับกาแล็กซีขนาดใหญ่สามแห่ง ได้แก่ M87, M49และM86โดยกลุ่มย่อยแกนกลางประกอบด้วย M87 ( หญิงสาว A ) และ M49 ( หญิงสาว B ) [127]มีกาแล็กซีทรงรีและ S0 มากกว่า รอบ M87 [128]ห่วงโซ่ของกาแล็กซีทรงรีเรียงตัวคร่าวๆ กับเจ็ต[128]ในแง่ของมวล M87 น่าจะเป็นกาแล็กซีที่ใหญ่ที่สุด และเมื่อรวมกับความเป็นศูนย์กลางแล้ว ดูเหมือนว่าจะเคลื่อนตัวน้อยมากเมื่อเทียบกับกระจุกดาวทั้งหมด[7]มีการศึกษาหนึ่งระบุว่าเป็นศูนย์กลางของกระจุกดาว กระจุกดาวมีตัวกลางก๊าซเบาบางที่ปล่อยรังสีเอกซ์ออกมา โดยมีอุณหภูมิต่ำกว่าบริเวณกึ่งกลาง[116]มวลรวมของกระจุกดาวประมาณ 0.15 ถึง1.5 × 1015 นาที☉ .[126]

การวัดการเคลื่อนที่ของเนบิวลาที่มีลักษณะคล้ายดาว ("ดาวเคราะห์") ภายในกระจุกดาวระหว่าง M87 และ M86 แสดงให้เห็นว่ากาแล็กซีทั้งสองกำลังเคลื่อนเข้าหากันและนี่อาจเป็นการเผชิญหน้ากันครั้งแรก M87 อาจโต้ตอบกับM84ซึ่งพิสูจน์ได้จากการที่ฮาโลด้านนอกของ M87 ถูกตัดทอนลงโดยปฏิสัมพันธ์ของแรงน้ำขึ้นน้ำลง ฮาโลที่ถูกตัดทอนอาจเกิดจากการหดตัวอันเนื่องมาจากมวลที่มองไม่เห็นซึ่งตกลงสู่ M87 จากส่วนที่เหลือของกระจุกดาว ซึ่งอาจเป็นสสารมืด ตามสมมติฐาน ความเป็นไปได้ประการที่สามคือการก่อตัวของฮาโลถูกตัดทอนลงจากการตอบรับในช่วงแรกจากนิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่[7]

ดูเพิ่มเติม

หมายเหตุ

  1. ^ ขนาดที่อ้างถึงหมายถึงเส้นผ่านศูนย์กลางที่วัดโดยตรงจากไอโซโฟต 25.0 mag/arcsec 2ที่แถบ B กาแล็กซีมีฮาโลที่กระจายและกว้างขวางมากซึ่งขยายได้ถึง 300 กิโลพาร์เซก (980,000 ปีแสง) [7]
  2. ^ "จักรวาลท้องถิ่น" ไม่ใช่คำที่กำหนดอย่างชัดเจน แต่บ่อยครั้งที่มักใช้เป็นส่วนหนึ่งของจักรวาลที่อยู่ห่างออกไปประมาณ 50 ล้านถึงหนึ่งพันล้านปีแสง[10] [11] [12]
  3. ^ Epsilon Virginis อยู่ที่พิกัดบนท้องฟ้าα =13ʰ02ᵐ, δ =+10°57′; Denebola อยู่ที่α =11ʰ49ᵐ, δ =+14°34′ จุดกึ่งกลางของคู่ดาวนี้คือα =12ʰ16ᵐ, δ =12°45′ เปรียบเทียบกับพิกัดของ Messier 87: α =12ʰ31ᵐ, δ =+12°23′
  4. ^ ซึ่งจะให้ระยะทาง 16.4 ± 2.3 เมกะพาร์เซก (53.5 ± 7.50 ล้านปีแสง) [3]
  5. ^ ซึ่งจะให้ระยะทาง 16.7 ± 0.9 เมกะพาร์เซก (54.5 ± 2.94 ล้านปีแสง) [3]

อ้างอิง

  1. ^ ab Lambert, SB; Gontier, A.-M. (มกราคม 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 .ดูตารางโดยเฉพาะ
  2. ^ ab Cappellari, Michele; et al. (11 พฤษภาคม 2011). "โครงการ ATLAS3D – I. ตัวอย่างปริมาตรจำกัดของกาแล็กซีประเภทแรกในบริเวณใกล้เคียง 260 แห่ง: เป้าหมายทางวิทยาศาสตร์และเกณฑ์การคัดเลือก" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 413 (2): 813–836. arXiv : 1012.1551 . Bibcode :2011MNRAS.413..813C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.18174.x . S2CID  15391206.
  3. ^ abcd Bird, S.; Harris, WE; Blakeslee, JP; Flynn, C. (ธันวาคม 2010). "The inner halo of M87: A first direct view of the red-geant population". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 524 : A71. arXiv : 1009.3202 . Bibcode :2010A&A...524A..71B. doi :10.1051/0004-6361/201014876. S2CID  119281578.
  4. ^ "Messier 87". SEDS Messier Catalog . สืบค้นเมื่อ30 เมษายน 2022 .
  5. ^ abcd "ผลลัพธ์สำหรับ NGC 4486". ฐานข้อมูลนอกกาแล็กซี NASA/IPAC . สถาบันเทคโนโลยีแห่งแคลิฟอร์เนีย. สืบค้นเมื่อ 8 เมษายน 2019 .
  6. ↑ อับ เดอ โวคูเลอร์, เจอราร์ด; เดอ โวคูเลอร์, อองตัวเนต; คอร์วิน, เฮโรลด์จี.; บูตะ, โรนัลด์ เจ.; พาพาเรล, จอร์ชส; ฟูเก้, ปาสคาล (1991) แคตตาล็อกอ้างอิงที่สามของ Bright Galaxies Bibcode :1991rc3..หนังสือ.....D.
  7. ^ abcdef Doherty, M.; Arnaboldi, M.; Das, P.; Gerhard, O.; Aguerri, JAL; Ciardullo, R.; et al. (สิงหาคม 2009). "ขอบของฮาโล M87 และจลนศาสตร์ของแสงที่กระจายในแกนกลางของกระจุกดาวหญิงสาว" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 502 (3): 771–786. arXiv : 0905.1958 . Bibcode :2009A&A...502..771D. doi :10.1051/0004-6361/200811532. S2CID  17110964
  8. ^ ab Luginbuhl, CB; Skiff, BA (1998). Observing Handbook and Catalogue of Deep-Sky Objects (พิมพ์ครั้งที่ 2) เคมบริดจ์ สหราชอาณาจักร: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า 266 ISBN 978-0-521-62556-2-ขนาด 7′.2 x 6′.8 หมายถึงขนาดของฮาโลที่สามารถมองเห็นได้ในทางดาราศาสตร์สมัครเล่น "กาแล็กซีนี้มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 4′ ใน 25 ซม. แกนกลางขนาด 45″ มีความสว่างพื้นผิวสูงมาก"
  9. ^ abc Turland, BD (กุมภาพันธ์ 1975). "การสังเกต M87 ที่ความถี่ 5 GHz ด้วยกล้องโทรทรรศน์ 5 กม." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 170 (2): 281–294. Bibcode :1975MNRAS.170..281T. doi : 10.1093/mnras/170.2.281 .
  10. ^ "จักรวาลท้องถิ่น". แผนก H. สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล . มหาวิทยาลัยไลเดน. สืบค้นเมื่อ1 พฤษภาคม 2018 .
  11. ^ Courtois, HM; Pomarède, D.; Tully, RB; Hoffman, Y.; Courtois, D. (สิงหาคม 2013). "Cosmography of the local universe". The Astronomical Journal . 146 (3): 69. arXiv : 1306.0091 . Bibcode :2013AJ....146...69C. doi :10.1088/0004-6256/146/3/69. S2CID  118625532.
  12. ^ "จักรวาลท้องถิ่น". ภาควิชาดาราศาสตร์ . มหาวิทยาลัยวิสคอนซิน-แมดิสัน. สืบค้นเมื่อ1 พฤษภาคม 2018 .
  13. ^ ab Overbye, Dennis (24 มกราคม 2024). "หลุมดำอันโด่งดังนั้นได้รับการตรวจสอบอีกครั้ง - การศึกษาซ้ำแล้วซ้ำเล่าเกี่ยวกับหลุมดำมวลยิ่งยวดในกาแล็กซี Messier 87 ยืนยันว่าหลุมดำดังกล่าวยังคงทำหน้าที่ตามที่ทฤษฎีของไอน์สไตน์ทำนายไว้" The New York Times . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 24 มกราคม 2024 . สืบค้น เมื่อ 25 มกราคม 2024 .
  14. ^ Overbye, Dennis (24 มีนาคม 2021). "The most closer portrait yet of a black hole – Two years of analyzing the polarized light from a galaxy's giant black hole has given scientists a glimpse at how quasars might happen". The New York Times . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 28 ธันวาคม 2021 . สืบค้นเมื่อ25 มีนาคม 2021 .
  15. ^ Basu, B.; Chattopadhyay, T.; Biswas, SN (2010). An Introduction to Astrophysics (2nd ed.). นิวเดลี: PHI Learning Pvt. Ltd. หน้า 278 ISBN 978-81-203-4071-8-
  16. ^ Dreyer, JLE (1888). "A New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, being the Catalogue of the late Sir John FW Herschel, Bart., revised, corrected, and largerd". Memoirs of the Royal Astronomical Society . 49 : 1–237. Bibcode :1888MmRAS..49....1D.
  17. ^ Curtis, HD (1918). "คำอธิบายของเนบิวลาและกระจุกดาว 762 แห่งที่ถ่ายภาพด้วยกล้องสะท้อนแสง Crossley" สิ่งพิมพ์ของหอสังเกตการณ์ Lick . 13 : 9–42 Bibcode :1918PLicO..13.....9C
  18. ↑ ฮับเบิล, อี. (ตุลาคม 1923) "Messier 87 และ Nova ของ Belanowsky" สิ่งตีพิมพ์ของสมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก35 (207): 261–263. Bibcode :1923PASP...35..261H. ดอย : 10.1086/123332 .
  19. ^ Shklovskii, IS (สิงหาคม 1980). "ซูเปอร์โนวาในระบบหลายระบบ". ดาราศาสตร์โซเวียต . 24 : 387–389. Bibcode :1980SvA.....24..387S.
  20. ^ ฮับเบิล, EP (ตุลาคม 1922). "การศึกษาทั่วไปของเนบิวลากาแลกซีที่กระจัดกระจาย". The Astrophysical Journal . 56 : 162–199. Bibcode :1922ApJ.....56..162H. doi : 10.1086/142698 .
  21. ^ ฮับเบิล, EP (ธันวาคม 1926). "เนบิวลานอกกาแล็กซี". The Astrophysical Journal . 64 : 321–369. Bibcode :1926ApJ.....64..321H. doi : 10.1086/143018 .
  22. ^ ฮับเบิล, อี.; ฮูมาสัน, เอ็มแอล (กรกฎาคม 1931). "ความสัมพันธ์ระหว่างความเร็วและระยะทางระหว่างเนบิวลาที่อยู่นอกกาแล็กซี". The Astrophysical Journal . 74 : 43–80. Bibcode :1931ApJ....74...43H. doi :10.1086/143323.
  23. ^ ฮับเบิล, EP (1936). อาณาจักรแห่งเนบิวลาบทบรรยายอนุสรณ์ของนางเฮปซา อีลี ซิลลิแมนเล่ม 25 นิวฮาเวน คอนเนตทิคัต: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเยลISBN 978-0-300-02500-2. OCLC  611263346 เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อวันที่ 5 กันยายน 2015(หน้า 16–17)
  24. ^ โดย Baade, W.; Minkowski, R. (มกราคม 1954) "การระบุแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุ" The Astrophysical Journal . 119 : 215–231. Bibcode :1954ApJ...119..215B. doi :10.1086/145813
  25. ^ Burbidge, GR (กันยายน 1956). "On synchrotron radiation from Messier 87". The Astrophysical Journal . 124 : 416–429. Bibcode :1956ApJ...124..416B. doi : 10.1086/146237 .
  26. ^ Stanley, GJ; Slee, OB (มิถุนายน 1950). "รังสีกาแล็กซีที่ความถี่วิทยุ II. แหล่งที่มาแยกส่วน". Australian Journal of Scientific Research A . 3 (2): 234–250. Bibcode :1950AuSRA...3..234S. doi :10.1071/ch9500234.
  27. ^ Drake, SA "A Brief History of High-Energy Astronomy: 1965–1969". NASA HEASARC . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 14 พฤษภาคม 2012. สืบค้นเมื่อ28 ตุลาคม 2011 .
  28. ^ Charles, PA; Seward, FD (1995). Exploring the X-ray universe. Cambridge, United Kingdom: Cambridge University Press. หน้า 9. ISBN 978-0-521-43712-7-
  29. ^ Bradt, H.; Naranan, S.; Rappaport, S.; Spada, G. (มิถุนายน 1968). "ตำแหน่งบนท้องฟ้าของแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ในราศีธนู". The Astrophysical Journal . 152 (6): 1005–1013. Bibcode :1968ApJ...152.1005B. doi : 10.1086/149613 . S2CID  121431446.
  30. ^ Lea, SM; Mushotzky, R.; Holt, SS (พฤศจิกายน 1982). "การสังเกต M87 และกระจุกดาวหญิงสาวด้วยเครื่องสเปกโตรมิเตอร์สถานะของแข็งของหอสังเกตการณ์ Einstein" Astrophysical Journal, ส่วนที่ 1 . 262 : 24–32. Bibcode :1982ApJ...262...24L. doi :10.1086/160392. hdl : 2060/19820026438 . S2CID  120960432.
  31. ^ Sargent, WLW; Young, PJ; Lynds, CR; Boksenberg, A.; Shortridge, K.; Hartwick, FDA (พฤษภาคม 1978). "หลักฐานพลวัตของความเข้มข้นของมวลส่วนกลางในกาแล็กซี M87". The Astrophysical Journal . 221 : 731–744. Bibcode :1978ApJ...221..731S. doi : 10.1086/156077 .
  32. ^ Harms, RJ; et al. (พฤศจิกายน 1994). "การสเปกโตรสโคปี HST FOS ของ M87: หลักฐานของดิสก์ของก๊าซไอออนรอบหลุมดำขนาดใหญ่". The Astrophysical Journal Letters . 435 : L35–L38. Bibcode :1994ApJ...435L..35H. doi : 10.1086/187588 .
  33. ↑ ฟอร์เต, ฮวน ซี.; ไฟเฟอร์, ฟาวิโอ อาร์.; เวก้า, อี. ไอรีน; บาสซิโน, ลิเลีย พี.; สมิธ คาสเตลลี, อนาเลีย วี.; เซลโลน, เซอร์จิโอ เอ.; และคณะ (11 พฤษภาคม 2556). "ความสัมพันธ์หลายสี-โลหะจากกระจุกดาวทรงกลมใน NGC 4486 (M87)" ประกาศรายเดือนของ Royal Astronomical Society 431 (2): 1405–1416. arXiv : 1302.3154 . ดอย : 10.1093/mnras/ stt263
  34. ^ ดู "ผลการสำรวจกล้องโทรทรรศน์ M87 Event Horizon ครั้งแรก" The Astrophysical Journal Letters . 875 (1) 10 เมษายน 2019 สำหรับลิงค์ไปยังเอกสาร
  35. ^ "[ทั้งฉบับ]". Astrophysical Journal Letters . 875 (1). 10 เมษายน 2019. อุทิศให้กับผลลัพธ์ โดยเผยแพร่เอกสารที่เข้าถึงได้อย่างเปิดกว้าง จำนวน 6 ฉบับ [34]
  36. ^ ความร่วมมือทางกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon Telescope (2019). "ผลการทดลองกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon M87 ครั้งแรก IV. การถ่ายภาพหลุมดำมวลยิ่งยวดที่บริเวณใจกลาง" (PDF) . The Astrophysical Journal . 875 (1): L4. arXiv : 1906.11241 . Bibcode :2019ApJ...875L...4E. doi : 10.3847/2041-8213/ab0e85 . ISSN  2041-8213. S2CID  146068771
  37. ^ โดย Jeffrey, K. (10 เมษายน 2019). "นี่คือภาพแรกของหลุมดำ – และนั่นเป็นเรื่องใหญ่มาก แม้กระทั่งมวลมหาศาล". Time . สืบค้นเมื่อ10 เมษายน 2019 .
  38. ^ Cooke, A. (2005). Visual Astronomy Under Dark Skies: A new approach to observing deep space . ชุดดาราศาสตร์เชิงปฏิบัติของ Patrick Moore. ลอนดอน สหราชอาณาจักร: Springer-Verlag. หน้า 5–37. ISBN 978-1-85233-901-2-
  39. ^ คลาร์ก, RN (1990). ดาราศาสตร์ภาพแห่งท้องฟ้าลึก . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. หน้า 153. ISBN 978-0-521-36155-2-
  40. ^ "Visual observations of the M87 jet". Adventures in Deep Space . Astronomy-Mall. เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 7 กรกฎาคม 2011. สืบค้นเมื่อ 7 ธันวาคม 2010 .
  41. ^ ab Park, KS; Chun, MS (มิถุนายน 1987). "โครงสร้างไดนามิกของ NGC 4486". วารสารดาราศาสตร์และวิทยาศาสตร์อวกาศ . 4 (1): 35–45. Bibcode :1987JASS....4...35P.
  42. ^ โจนส์, เอ็มเอช; แลมเบิร์น, อาร์เจ (2004). บทนำสู่กาแล็กซีและจักรวาลวิทยา . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. หน้า 69. ISBN 978-0-521-54623-2-
  43. ^ Kundu, A.; Whitmore, BC (2001). "New Insights from HST Studies of Globular Cluster Systems. I. Colors, Distances, and Specific Frequencies of 28 Elliptical Galaxies". The Astronomical Journal . 121 (6): 2950–2973. arXiv : astro-ph/0103021 . Bibcode :2001AJ....121.2950K. doi :10.1086/321073. S2CID  19015891.
  44. ^ ab Chakrabarty, D. (2007). "การสร้างแบบจำลองมวลด้วยข้อมูลจลนศาสตร์ขั้นต่ำ" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 377 (1): 30–40. arXiv : astro-ph/0702065 . Bibcode :2007MNRAS.377...30C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11583.x . S2CID  16263041
  45. ^ Oemler, A. Jr. (พฤศจิกายน 1976). "โครงสร้างของกาแล็กซีทรงรีและ cD". The Astrophysical Journal . 209 : 693–709. Bibcode :1976ApJ...209..693O. doi : 10.1086/154769 .
  46. ^ Whitmore, BC (15–17 พฤษภาคม 1989). "ผลกระทบของสภาพแวดล้อมของคลัสเตอร์ต่อกาแล็กซี" ใน William R. Oegerle; Michael J. Fitchett; Laura Danly (บรรณาธิการ). คลัสเตอร์กาแล็กซี: การดำเนินการของการประชุมคลัสเตอร์กาแล็กซี . ชุดการประชุมเชิงปฏิบัติการ Space Telescope Science Institute เล่ม 4. บัลติมอร์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า 151 ISBN 0-521-38462-1-
  47. ^ ab Wu, X.; Tremaine, S. (2006). "การหาค่าการกระจายมวลของ M87 จากกระจุกดาวทรงกลม". The Astrophysical Journal . 643 (1): 210–221. arXiv : astro-ph/0508463 . Bibcode :2006ApJ...643..210W. doi :10.1086/501515. S2CID  9263634.
  48. ^ ab Cohen, JG; Ryzhov, A. (กันยายน 1997). "พลวัตของระบบกระจุกดาวทรงกลม M87". The Astrophysical Journal . 486 (1): 230–241. arXiv : astro-ph/9704051 . Bibcode :1997ApJ...486..230C. doi :10.1086/304518. S2CID  13517745.
  49. ^ Murphy, JD; Gebhardt, K.; Adams, JJ (มีนาคม 2011). "จลนศาสตร์ของกาแล็กซีกับไวรัส-P: วงแหวนสสารมืดของ M87". The Astrophysical Journal . 729 (2): 129. arXiv : 1101.1957 . Bibcode :2011ApJ...729..129M. doi :10.1088/0004-637X/729/2/129. S2CID  118686095.
  50. ^ Merritt, D. ; Tremblay, B. (ธันวาคม 1993). "การกระจายตัวของมวลสารมืดในฮาโลของ M87". The Astronomical Journal . 106 (6): 2229–2242. Bibcode :1993AJ....106.2229M. doi : 10.1086/116796 .
  51. ^ Galactic chromodynamics. ESO Picture of the Week ( ภาพนิ่ง) สืบค้นเมื่อ14 ตุลาคม 2014
  52. ^ Emsellem, E.; Krajnovic, D.; Sarzi, M. (พฤศจิกายน 2014). "แกนและแกนรองที่แตกต่างกันทางจลนศาสตร์: มุมมองของ MUSE เกี่ยวกับ M87" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (1): L79–L83. arXiv : 1408.6844 . Bibcode :2014MNRAS.445L..79E. doi : 10.1093/mnrasl/slu140 . S2CID  18974737.
  53. ^ Battaglia, G.; Helmi, A.; Morrison, H.; Harding, P.; Olszewski, EW; Mateo, M.; et al. (ธันวาคม 2005). "The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 364 (2): 433–442. arXiv : astro-ph/0506102 . Bibcode :2005MNRAS.364..433B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09367.x . S2CID  15562509.
  54. ^ Gebhardt, K.; Thomas, J. (2009). "มวลหลุมดำ อัตราส่วนมวลต่อแสงของดาวฤกษ์ และฮาโลมืดใน M87". The Astrophysical Journal . 700 (2): 1690–1701. arXiv : 0906.1492 . Bibcode :2009ApJ...700.1690G. doi :10.1088/0004-637X/700/2/1690. S2CID  15481963.
  55. ^ Leverington, D. (2000). New Cosmic Horizons: Space geology from the V2 to the Hubble Space Telescope . Cambridge University Press. หน้า 343. ISBN 978-0-521-65833-1-
  56. ^ ab Burns, JO; White, RA; Haynes, MP (1981). "การค้นหาไฮโดรเจนที่เป็นกลางในกาแล็กซี D และ cD". The Astronomical Journal . 86 : 1120–1125. Bibcode :1981AJ.....86.1120B. doi :10.1086/112992.
  57. ^ Bland-Hawthorn, J.; Freeman, K. (มกราคม 2000). "ฮาโลแบริออนของทางช้างเผือก: บันทึกฟอสซิลของการก่อตัวของมัน" Science . 287 (5450): 79–84. Bibcode :2000Sci...287...79B. doi :10.1126/science.287.5450.79. PMID  10615053
  58. ^ Klotz, I. (8 มิถุนายน 2009). "Galaxy's outer halo lopped off". Discovery . News. เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 23 สิงหาคม 2009. สืบค้นเมื่อ25 เมษายน 2010 .
  59. ↑ ยาโนเวียคกี ส.; มิธอส เจซี; ฮาร์ดิงพี.; เฟลด์ไมเออร์ เจ.; รูดิค ซี.; Morrison, H. (มิถุนายน 2010) "โครงสร้างคลื่นกระจายในรัศมีของวงรีราศีกันย์" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 715 (2): 972–985. arXiv : 1004.1473 . Bibcode :2010ApJ...715..972J. ดอย :10.1088/0004-637X/715/2/972. S2CID  119196248.
  60. ^ Gavazzi, G.; Boselli, A.; Vílchez, JM; Iglesias-Paramo, J.; Bonfanti, C. (กันยายน 2000). "เส้นใยของก๊าซที่แตกตัวเป็นไอออนในบริเวณชานเมือง M87". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 361 : 1–4. arXiv : astro-ph/0007323 . Bibcode :2000A&A...361....1G.
  61. ^ Oldham, LJ; Evans, NW (ตุลาคม 2016). "มีโครงสร้างย่อยอยู่รอบๆ M87 หรือไม่" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 460 (1): 298–306. arXiv : 1607.02477 . Bibcode :2016MNRAS.462..298O. doi : 10.1093/mnras/stw1574 . S2CID  119307605.
  62. ^ Fischer, D.; Duerbeck, H. (1998). Hubble Revisited: New images from the discovery machine . โคเปอร์นิคัส นิวยอร์ก. หน้า 73. ISBN 978-0-387-98551-0-
  63. ^ โดย Tsvetanov, ZI; Hartig, GF; Ford, HC; et al. (1999). "The Nuclear Spectrum of M87". ใน Röser, HJ; Meisenheimer, K. (eds.). The Radio Galaxy Messier 87 . Lecture Notes in Physics. เล่ม 530. หน้า 307–312. arXiv : astro-ph/9801037 . Bibcode :1999LNP...530..307T. doi :10.1007/BFb0106442. ISBN 978-3-540-66209-9. รหัส S2CID  18989637
  64. ^ โดย Dopita, MA; Koratkar, AP; Allen, MG; และคณะ (พฤศจิกายน 1997) "นิวเคลียส LINER ของ M87: ดิสก์เพิ่มมวลแบบกระจายที่ถูกกระตุ้นด้วยคลื่นกระแทก" The Astrophysical Journal . 490 (1): 202–215. Bibcode :1997ApJ...490..202D. doi : 10.1086/304862 .
  65. ^ Sabra, BM; Shields, JC; Ho, LC; et al. (กุมภาพันธ์ 2003). "การปล่อยและการดูดซับใน M87 LINER". The Astrophysical Journal . 584 (1): 164–175. arXiv : astro-ph/0210391 . Bibcode :2003ApJ...584..164S. doi :10.1086/345664. S2CID  16882810.
  66. ↑ เดห์เนน, วอลเตอร์ (15–19 กันยายน พ.ศ. 2540) "เอ็ม 87 แอสเอ กาแล็กซี" ในแฮร์มันน์-โจเซฟ โรเซอร์; เคลาส์ ไมเซนไฮเมอร์ (สห). กาแล็กซีวิทยุ Messier 87: การประชุมเชิงปฏิบัติการ หมายเหตุการบรรยายในวิชาฟิสิกส์ ฉบับที่ 530. ปราสาท Ringberg, Tegernsee, เยอรมนี: Springer พี 31. arXiv : astro-ph/ 9802224 Bibcode :1999LNP...530...31D. ดอย :10.1007/BFb0106415. ไอเอสบีเอ็น 978-3-540-66209-9-
  67. ^ Steinicke, W.; Jakiel, R. (2007). กาแล็กซีและวิธีการสังเกตพวกมัน . คู่มือการสังเกตของนักดาราศาสตร์ Springer. หน้า 32–33 ISBN 978-1-85233-752-0-
  68. ^ "ดาราจักรยักษ์ยังคงเติบโต" หอสังเกตการณ์ซีกใต้ของยุโรป (ข่าวเผยแพร่) 25 มิถุนายน 2015 เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 26 มิถุนายน 2015
  69. ^ Longobardi, A.; Arnaboldi, M.; Gerhard, O.; Mihos, JC (กรกฎาคม 2015). "The build-up of the cD halo of M87 – evidence for accretion in the last Gyr". Astronomy and Astrophysics . 579 (3): L3–L6. arXiv : 1504.04369 . Bibcode :2015A&A...579L...3L. doi :10.1051/0004-6361/201526282. S2CID  118557973.
  70. ^ CAS (7 กรกฎาคม 2023). "Black Hole Unmasked: Astronomers Capture First Image of Accretion Ring and Relativistic Jet". SciTechDaily . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 8 กรกฎาคม 2023. สืบค้นเมื่อ 8 กรกฎาคม 2023 .
  71. ^ Lu, Donna (12 เมษายน 2019). "คุณตั้งชื่อหลุมดำอย่างไร? จริงๆ แล้วมันค่อนข้างซับซ้อน" New Scientist . ลอนดอน สหราชอาณาจักร. สืบค้นเมื่อ12 เมษายน 2019 . 'สำหรับกรณีของ M87* ซึ่งเป็นชื่อเรียกหลุมดำนี้ มีการเสนอชื่อ (ที่ไพเราะมาก) แต่ยังไม่ได้รับการอนุมัติอย่างเป็นทางการจาก IAU' Christensen กล่าว
  72. ^ ab Walsh, JL; Barth, AJ; Ho, LC; Sarzi, M. (มิถุนายน 2013). "มวลหลุมดำ M87 จากแบบจำลองไดนามิกของก๊าซของการสังเกตการณ์สเปกโตรกราฟการถ่ายภาพกล้องโทรทรรศน์อวกาศ". The Astrophysical Journal . 770 (2): 86. arXiv : 1304.7273 . Bibcode :2013ApJ...770...86W. doi :10.1088/0004-637X/770/2/86. S2CID  119193955.
  73. ^ Oldham, LJ; Auger, MW (มีนาคม 2016). "โครงสร้างกาแล็กซีจากตัวติดตามหลายตัว - II. M87 จากระดับพาร์เซกถึงเมกะพาร์เซก" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 457 (1): 421–439. arXiv : 1601.01323 . Bibcode :2016MNRAS.457..421O. doi : 10.1093/mnras/stv2982 . S2CID  119166670.
  74. ^ ความร่วมมือของกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon Telescope (10 เมษายน 2019). "ผลการทดลองกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon M87 ครั้งแรก VI เงาและมวลของหลุมดำที่อยู่ตรงกลาง" (PDF) . The Astrophysical Journal . 875 (1): L6. arXiv : 1906.11243 . Bibcode :2019ApJ...875L...6E. doi : 10.3847/2041-8213/ab1141 . S2CID  145969867
  75. ^ Macchetto, F.; Marconi, A.; Axon, DJ ; Capetti, A.; Sparks, W.; Crane, P. (พฤศจิกายน 1997). "หลุมดำมวลยิ่งยวดของ M87 และจลนศาสตร์ของดิสก์ก๊าซที่เกี่ยวข้อง". The Astrophysical Journal . 489 (2): 579–600. arXiv : astro-ph/9706252 . Bibcode :1997ApJ...489..579M. doi :10.1086/304823. S2CID  18948008.
  76. ^ ab Matveyenko, LI; Seleznev, SV (มีนาคม 2011). "โครงสร้างแกนเจ็ตอันวิจิตรของกาแล็กซี M87". Astronomy Letters . 37 (3): 154–170. Bibcode :2011AstL...37..154M. doi :10.1134/S1063773711030030. S2CID  121731578.
  77. ^ di Matteo, .; Allen, SW; Fabian, AC; Wilson, AS; Young, AJ (2003). "Accretion onto the supermassive black hole in M87". The Astrophysical Journal . 582 (1): 133–140. arXiv : astro-ph/0202238 . Bibcode :2003ApJ...582..133D. doi :10.1086/344504. S2CID  16182340.
  78. ^ Akiyama, Kazunori; Lu, Ru-Sen; Fish, Vincent L; et al. (กรกฎาคม 2015). "การสังเกตการณ์ M87 บน VLBI ความถี่ 230 GHz: โครงสร้างระดับขอบฟ้าเหตุการณ์ในระหว่างสถานะแกมมาพลังงานสูงมากที่เพิ่มขึ้นในปี 2012". The Astrophysical Journal . 807 (2): 150. arXiv : 1505.03545 . Bibcode :2015ApJ...807..150A. doi :10.1088/0004-637X/807/2/150. hdl :1721.1/98305. S2CID  50953437.
  79. ^ ab Batcheldor, D.; Robinson, A.; Axon, DJ; Perlman, ES; Merritt, D. (กรกฎาคม 2010). "หลุมดำมวลยิ่งยวดที่เคลื่อนตัวใน M87". The Astrophysical Journal Letters . 717 (1): L6–L10. arXiv : 1005.2173 . Bibcode :2010ApJ...717L...6B. doi :10.1088/2041-8205/717/1/L6. S2CID  119281754.
  80. ^ Cowen, R. (9 มิถุนายน 2010). "Black hole shoved aside, Along with 'central' dogma". Science News . Vol. 177, no. 13. p. 9. เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 28 พฤษภาคม 2010 . สืบค้นเมื่อ29 พฤษภาคม 2010 .
  81. ^ Gebhardt, K.; et al. (มีนาคม 2011). "The Black-Hole Mass in M87 from Gemini/NIFS Adaptive Optics Observations". The Astrophysical Journal . 729 (2): 119–131. arXiv : 1101.1954 . Bibcode :2011ApJ...729..119G. doi :10.1088/0004-637X/729/2/119. S2CID  118368884.
  82. ^ López-Navas, E.; Prieto, MA (2018). "การเคลื่อนตัวของโฟโตเซนเตอร์-AGN: M87 แท้จริงแล้วมีหลุมดำมวลยิ่งยวดที่ถูกเคลื่อนตัวหรือไม่" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 480 (3): 4099. arXiv : 1808.04123 . Bibcode :2018MNRAS.480.4099L. doi : 10.1093/mnras/sty2148 . S2CID  118872175.
  83. ^ Overbye, Dennis (10 เมษายน 2019). "Black hole picture revealed for the first time". The New York Times . สืบค้นเมื่อ10 เมษายน 2019 . ในที่สุดนักดาราศาสตร์ก็สามารถจับภาพของสิ่งที่มืดมิดที่สุดในจักรวาลได้
  84. ^ Landau, Elizabeth (10 เมษายน 2019). "Black Hole Image Makes History" (ข่าวเผยแพร่). NASA . สืบค้นเมื่อ10 เมษายน 2019 .
  85. ^ Falcke, Heino; Melia, Fulvio; Agol, Eric (1 มกราคม 2000). "การดูเงาของหลุมดำที่ใจกลางกาแล็กซี". The Astrophysical Journal . 528 (1): L13–L16. arXiv : astro-ph/9912263 . Bibcode :2000ApJ...528L..13F. doi :10.1086/312423. PMID  10587484. S2CID  119433133.
  86. ^ ความร่วมมือทางกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon (10 เมษายน 2019). "ผลการทดลองกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon M87 ครั้งแรก I. เงาของหลุมดำมวลยิ่งยวด" (PDF) . The Astrophysical Journal Letters . 875 (1): L1. arXiv : 1906.11238 . Bibcode :2019ApJ...875L...1E. doi : 10.3847/2041-8213/ab0ec7 . S2CID  145906806.
  87. ^ Tamburini, F.; Thidé, B.; Della Valle, M. (พฤศจิกายน 2019). "การวัดการหมุนของหลุมดำ M87 จากแสงบิดเบี้ยวที่สังเกตได้" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters . 492 (1): L22–L27. arXiv : 1904.07923 . doi : 10.1093/mnrasl/slz176 .
  88. ^ "Telescopes unite in unprecedented observations of famous black hole" (ข่าวเผยแพร่) Atacama Large Millimeter Array สืบค้นเมื่อ15เมษายน2021
  89. ^ Mele, Christopher (13 เมษายน 2019). "หลุมดำแรกที่เห็นในภาพปัจจุบันเรียกว่า Pōwehi อย่างน้อยก็ในฮาวาย". The New York Times . สืบค้นเมื่อ20 มีนาคม 2021 .
  90. ^ Akiyama, Kazunori; et al. (ความร่วมมือของกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon) (2021). "ผลลัพธ์กล้องโทรทรรศน์ Event Horizon M87 ครั้งแรก VII. โพลาไรเซชันของวงแหวน". The Astrophysical Journal . 910 (1): L12. arXiv : 2105.01169 . Bibcode :2021ApJ...910L..12E. doi : 10.3847/2041-8213/abe71d . S2CID  233851995.
  91. ^ Akiyama, Kazunori; et al. (ความร่วมมือของกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon Telescope) (2021). "ผลการทดลองกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon M87 ครั้งแรก VIII โครงสร้างของสนามแม่เหล็กใกล้ขอบฟ้าเหตุการณ์". The Astrophysical Journal . 910 (1): L13. arXiv : 2105.01173 . Bibcode :2021ApJ...910L..13E. doi : 10.3847/2041-8213/abe4de . S2CID  233715131.
  92. ^ Edmonds, Peter; Cofield, Calla (14 เมษายน 2021). "Telescopes unite in unprecedented observations of famous black hole" (ข่าวเผยแพร่). NASA . สืบค้นเมื่อ14 เมษายน 2021. กล้องโทรทรรศน์ที่ทรงพลังที่สุดในโลกบางรุ่นสังเกตหลุมดำมวลยิ่งยวดในกาแล็กซี M87 พร้อมกัน ซึ่งเป็นหลุมดำแห่งแรกที่ถ่ายภาพได้โดยตรง
  93. ^ Robert Lea (13 เมษายน 2023). "ภาพถ่ายแรกของหลุมดำมวลยิ่งยวดได้รับการ "แปลงโฉม" ด้วย AI และมันดูน่าทึ่งมาก". Space.com . สืบค้นเมื่อ19 ตุลาคม 2023 .
  94. ^ Medeiros, Lia; Psaltis, Dimitrios; Lauer, Tod R.; Özel, Feryal (เมษายน 2023). "ภาพหลุมดำ M87 ที่สร้างขึ้นใหม่ด้วย PRIMO". The Astrophysical Journal Letters . 947 (1): L7. arXiv : 2304.06079 . Bibcode :2023ApJ...947L...7M. doi : 10.3847/2041-8213/acc32d . ISSN  2041-8205.
  95. ^ โดย Doeleman, SS; Fish, VL; Schenck, DE; Beaudoin, C.; Blundell, R.; Bower, GC; et al. (ตุลาคม 2012). "โครงสร้างการปล่อยไอพ่นได้รับการแก้ไขใกล้หลุมดำมวลยิ่งยวดใน M87" Science . 338 (6105): 355–358. arXiv : 1210.6132 . Bibcode :2012Sci...338..355D. doi :10.1126/science.1224768. PMID  23019611. S2CID  37585603
  96. ^ Baldwin, JE; Smith, FG (สิงหาคม 1956). "การแผ่รังสีวิทยุจากเนบิวลา M87 นอกกาแล็กซี". หอสังเกตการณ์ . 76 : 141–144. Bibcode :1956Obs.....76..141B.
  97. ^ van den Bergh, S. (กันยายน 1999). "กลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่น". The Astronomy and Astrophysics Review . 9 (3–4): 273–318. Bibcode :1999A&ARv...9..273V. doi :10.1007/s001590050019. S2CID  119392899.
  98. ^ Kovalev, YY; Lister, ML; Homan, DC; Kellermann, KI (ตุลาคม 2007). "เจ็ตด้านในของกาแล็กซีวิทยุ M87". The Astrophysical Journal . 668 (1): L27–L30. arXiv : 0708.2695 . Bibcode :2007ApJ...668L..27K. doi :10.1086/522603. S2CID  16498888
  99. ^ Sparks, WB; Fraix-Burnet, D.; Macchetto, F.; Owen, FN (กุมภาพันธ์ 1992). "A counterjet in the elliptical galaxy M87". Nature . 355 (6363): 804–806. Bibcode :1992Natur.355..804S. doi :10.1038/355804a0. S2CID  4332596.
  100. ^ Klein, Uli (15–19 กันยายน 1997). "โครงสร้างขนาดใหญ่ของ Virgo A". ใน Röser, Hermann-Josef; Meisenheimer, Klaus (บรรณาธิการ). The Radio Galaxy Messier 87 . Lecture Notes in Physics. เล่ม 530. ปราสาท Ringberg, Tegernsee, เยอรมนี: Springer. หน้า 56–65. Bibcode :1999LNP...530...56K. doi :10.1007/BFb0106418. ISBN 978-3-540-66209-9-
  101. ^ Biretta, JA; Sparks, WB; Macchetto, F. (สิงหาคม 1999). "การสังเกตการเคลื่อนที่เร็วเหนือแสงของเจ็ต M87 โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล". The Astrophysical Journal . 520 (2): 621–626. Bibcode :1999ApJ...520..621B. doi : 10.1086/307499 .
  102. ^ Biretta, J. (6 มกราคม 1999). "Hubble detects faster-than-light motion in Galaxy M87". บัลติมอร์, แมริแลนด์: Space Telescope Science Institute สืบค้นเมื่อ21 มีนาคม 2018 .
  103. ↑ ทสเวตานอฟ, ซิ; ฮาร์ติก GF; ฟอร์ด HC; โดปิตา, แมสซาชูเซตส์; คริส จอร์เจีย; เป่ย, วายซี; และคณะ (กุมภาพันธ์ 2541). "M87: วัตถุ BL Lacertae ที่ไม่ตรงแนว?" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 493 (2): L83–L86. arXiv : astro-ph/ 9711241 Bibcode :1998ApJ...493L..83T. ดอย :10.1086/311139. S2CID  118576032.
  104. ^ Reimer, A.; Protheroe, RJ; Donea, A.-C. (กรกฎาคม 2003). "M87 เป็นซินโครตรอน-โปรตอนเบลซาร์ที่เรียงตัวไม่ตรง" บันทึกการประชุมนานาชาติครั้งที่ 28 ของรังสีคอสมิก 5 : 2631–2634 Bibcode :2003ICRC....5.2631R.
  105. ^ ab Wirsing, B. (26 ตุลาคม 2006). "การค้นพบรังสีแกมมาจากขอบหลุมดำ". Max Planck Society. เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 3 มกราคม 2011 . สืบค้นเมื่อ 3 ธันวาคม 2010 .
  106. ↑ ปีเตอร์สัน, บีเอ็ม (26–30 มิถุนายน พ.ศ. 2543) "ความแปรปรวนของนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์" ในอาเรตซากา I. ; คุนธ ดี.; Mújica, R. (บรรณาธิการ). การบรรยายขั้นสูงเกี่ยวกับการเชื่อมต่อ Starburst- AGN Tonantzintla, เม็กซิโก: วิทยาศาสตร์โลก . หน้า 3–68. arXiv : astro-ph/ 0109495 Bibcode :2001sac..conf....3P. ดอย :10.1142/9789812811318_0002. ไอเอสบีเอ็น 978-981-02-4616-7-
  107. ^ "Hubble follows spiral flow of black-hole-powered jet" (ข่าวเผยแพร่) สำนักงานอวกาศยุโรป / สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศ ฮับเบิล . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 31 สิงหาคม 2013 . สืบค้นเมื่อ 6 กันยายน 2013 .
  108. ^ Harris, DE; Cheung, CC; Biretta, JA; Sparks, WB; Junor, W.; Perlman, ES; et al. (2006). "การระเบิดของ HST-1 ในเจ็ต M87". The Astrophysical Journal . 640 (1): 211–218. arXiv : astro-ph/0511755 . Bibcode :2006ApJ...640..211H. doi :10.1086/500081. S2CID  17268539
  109. ^ Harris, DE; Cheung, CC; Stawarz, L. (กรกฎาคม 2009). "Variability time scales in the M87 Jet: Signatures of E squared loss, discovery of a quasi-period in HST-1, and the site of TeV flaring". The Astrophysical Journal . 699 (1): 305–314. arXiv : 0904.3925 . Bibcode :2009ApJ...699..305H. doi :10.1088/0004-637X/699/1/305. S2CID  14475336.
  110. ^ Schneider, P. (2006). ดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยานอกกาแล็กซี: บทนำ (พิมพ์ครั้งที่ 1) ไฮเดลเบิร์ก เยอรมนี: Springer-Verlag หน้า 178 ISBN 978-3-642-06971-0-
  111. ↑ โอเว่น FN; ไอเล็ก เจเอ; คาสซิม เนแบรสกา (พฤศจิกายน 2543) "M87 ที่ 90 เซนติเมตร: อีกภาพ". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 543 (2): 611–619. arXiv : astro-ph/ 0006150 Bibcode :2000ApJ...543..611O. ดอย :10.1086/317151. S2CID  15166238.
  112. ^ "M87–Giant Elliptical Galaxy". Cool Cosmos . Caltech. เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 15 มิถุนายน 2018. สืบค้นเมื่อ 22 มีนาคม 2018 .
  113. ↑ abcdef เวอร์เนอร์, เอ็น.; เบอร์ริงเกอร์ เอช.; คาสตรา, เจเอส; เดอ ปลา เจ.; ซิมิโอเนสคู, อ.; Vink, J. (พฤศจิกายน 2549) "สเปกโทรสโกปีความละเอียดสูง XMM-นิวตันเผยให้เห็นวิวัฒนาการทางเคมีของ M87" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 459 (2): 353–360. arXiv : astro-ph/0608177 . รหัสสินค้า :2006A&A...459..353W. ดอย :10.1051/0004-6361:20065678. S2CID  18790420.
  114. ^ abc Werner, N.; Durret, F.; Ohashi, T.; Schindler, S.; Wiersma, RPC (กุมภาพันธ์ 2008). "การสังเกตโลหะในตัวกลางภายในกระจุกดาว" Space Science Reviews . 134 (1–4): 337–362. arXiv : 0801.1052 . Bibcode :2008SSRv..134..337W. doi :10.1007/s11214-008-9320-9. S2CID  15906129
  115. ^ ab Finoguenov, A.; Matsushita, K.; Böhringer, H.; Ikebe, Y.; Arnaud, M. (มกราคม 2002). "หลักฐานรังสีเอกซ์สำหรับความหลากหลายทางสเปกโทรสโคปิกของซูเปอร์โนวาประเภท Ia: การสังเกต XMM ของรูปแบบความอุดมสมบูรณ์ของธาตุใน M87" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 381 (1): 21–31. arXiv : astro-ph/0110516 . Bibcode :2002A&A...381...21F. doi :10.1051/0004-6361:20011477. S2CID  119426359
  116. ↑ อับ ชิ, ย.; รีเกะ, GH; ไฮนส์ ดีซี; กอร์ดอน แคนดี; เอกามิ อี. (2007) "การแผ่รังสีอินฟราเรดความร้อนและไม่ใช่ความร้อนจาก M87" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 655 (2): 781–789. arXiv : astro-ph/0610494 . Bibcode :2007ApJ...655..781S. ดอย :10.1086/510188. S2CID  14424125.
  117. ^ ab Baes, M.; et al. (กรกฎาคม 2010). "การสำรวจกระจุกดาวเฮอร์เชลกลุ่มดาวหญิงสาว VI. มุมมองอินฟราเรดไกลของ M87". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 518 : L53. arXiv : 1005.3059 . Bibcode :2010A&A...518L..53B. doi :10.1051/0004-6361/201014555. S2CID  27004145.
  118. ^ Clemens, MS; et al. (กรกฎาคม 2010). "การสำรวจกระจุกดาวเฮอร์เชลในกลุ่มดาวหญิงสาว III. ข้อจำกัดเกี่ยวกับอายุขัยของเมล็ดฝุ่นในดาราจักรประเภทแรกเริ่ม" Astronomy and Astrophysics . 518 : L50. arXiv : 1005.3056 . Bibcode :2010A&A...518L..50C. doi :10.1051/0004-6361/201014533. S2CID  119280598
  119. ^ โจนส์, เอ็มเอช; แลมเบิร์น, อาร์เจ; อดัมส์, ดีเจ (2004). บทนำสู่กาแล็กซีและจักรวาลวิทยา . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. หน้า 13. ISBN 978-0-521-54623-2-
  120. ^ โดย Ford, HC; Butcher, H. (ตุลาคม 1979). "ระบบของเส้นใยใน M87 – หลักฐานของสสารที่ตกลงไปในนิวเคลียสที่ใช้งานอยู่" Astrophysical Journal Supplement Series . 41 : 147–172. Bibcode :1979ApJS...41..147F. doi :10.1086/190613.
  121. ^ ab Harris, William E.; Harris, Gretchen LH; McLaughlin, Dean E. (พฤษภาคม 1998). "M87, Globular Clusters, and Galactic Winds: Issues in Giant Galaxy Formation". The Astronomical Journal . 115 (5): 1801–1822. arXiv : astro-ph/9801214 . Bibcode :1998AJ....115.1801H. doi :10.1086/300322. S2CID  119490384.ผู้เขียนให้ความเห็นว่าเป็นโลหะดังนี้:
    - เอฟ อี ชม -   -   − 0.3 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\frac {Fe}{H}}\right]\ =\ -0.3\end{smallmatrix}}}
    ภายในรัศมี 3 กิโลพาร์เซกจากแกนกลางกาแลคซี
  122. ^ Tamura, N.; Sharples, RM; Arimoto, N.; Onodera, M.; Ohta, K.; Yamada, Y. (2006). "การสำรวจประชากรกระจุกดาวทรงกลมรอบ M87 – I โดย Subaru/Suprime-Cam การสังเกต การวิเคราะห์ข้อมูล และฟังก์ชันความส่องสว่าง" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 373 (2): 588–600. arXiv : astro-ph/0609067 . Bibcode :2006MNRAS.373..588T. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11067.x . S2CID  15127905.
  123. ^ ab Madrid, JP; Harris, WE; Blakeslee, JP; Gómez, M. (2009). "Structural Parameters of the Messier 87 Globular Clusters". The Astrophysical Journal . 705 (1): 237–244. arXiv : 0909.0272 . Bibcode :2009ApJ...705..237M. doi :10.1088/0004-637X/705/1/237. S2CID  15019649.ดูรูปที่ 6 เพื่อดูกราฟของรัศมีคลัสเตอร์ที่มีประสิทธิภาพเทียบกับระยะห่างจากจุดศูนย์กลางกาแล็กซี
  124. ^ Caldwell, N.; Strader, J.; Romanowsky, AJ; Brodie, JP; Moore, B.; Diemand, J.; et al. (พฤษภาคม 2014). "กระจุกดาวทรงกลมในทิศทาง M87 ด้วยความเร็วเชิงรัศมี < −1000 กม./วินาที: กระจุกดาวความเร็วเหนือแสงแรก". The Astrophysical Journal Letters . 787 (1): L11. arXiv : 1402.6319 . Bibcode :2014ApJ...787L..11C. doi :10.1088/2041-8205/787/1/L11. S2CID  116929202.
  125. ^ Zhang, HX; Peng, EW; Côté, P.; Liu, C.; Ferrarese, L.; Cuillandre, J.-C.; et al. (มีนาคม 2015). "การสำรวจกระจุกดาวหญิงสาวรุ่นถัดไป VI. จลนศาสตร์ของดาวแคระขนาดเล็กพิเศษและกระจุกดาวทรงกลมใน M87". The Astrophysical Journal . 802 (1): 30. arXiv : 1501.03167 . Bibcode :2015ApJ...802...30Z. doi :10.1088/0004-637X/802/1/30. S2CID  73517961
  126. ^ ab Côté, P.; et al. (กรกฎาคม 2004). "การสำรวจกระจุกดาวราศีกันย์ ACS I. บทนำสู่การสำรวจ". The Astrophysical Journal Supplement Series . 153 (1): 223–242. arXiv : astro-ph/0404138 . Bibcode :2004ApJS..153..223C. doi :10.1086/421490. S2CID  18021414
  127. ^ "Virgo cluster". NASA-IPAC Extragalactic Database (NED) . NASA . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 10 พฤศจิกายน 2013 . สืบค้นเมื่อ25 ธันวาคม 2012 .
  128. ^ ab Binggeli, B.; Tammann, GA; Sandage, A. (สิงหาคม 1987). "การศึกษากลุ่มดาวหญิงสาว VI – โครงสร้างทางสัณฐานวิทยาและจลนศาสตร์ของกลุ่มดาวหญิงสาว" The Astronomical Journal . 94 : 251–277. Bibcode :1987AJ.....94..251B. doi : 10.1086/114467 .
วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อเกี่ยวกับMessier 87
  • เมสสิเยร์ 87, SEDS หน้าเมสสิเยร์
  • ภาพถ่าย M87 จาก ESA/Hubble
  • Messier 87 บนWikiSky : DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, ไฮโดรเจน α, รังสีเอกซ์, ภาพถ่ายดาราศาสตร์, แผนที่ท้องฟ้า, บทความและรูปภาพ
  • ความอุดมสมบูรณ์ของธาตุแสงอาทิตย์


Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Messier_87&oldid=1247020650"