Messier 87

Galaxie
Messier 87
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La galaxie elliptique géante M 87. Le jet émanant du centre de la galaxie elliptique Messier 87 est provoqué par un trou noir supermassif. (Le nord est en haut)
La galaxie elliptique géante M 87. Le jet émanant du centre de la galaxie elliptique Messier 87 est provoqué par un trou noir supermassif. (Le nord est en haut)
AladinLite
Constellation Vierge
Equinoxe de position :  J2000.0 , époque : J2000.0
Ascension droite 12 h 30 m 49,4 s
déclinaison + 12 ° 23 28 ″
Apparence
Type morphologique E + 0-1 pec ; NLRG Sy ; cD  
Luminosité  (visuelle) 8,6 j'aime
Luminosité  (bande B) 9.6 mag
Expansion angulaire 8,3 × 6,6
Angle de positionnement 170°
Luminosité de surface 13.0 mag / arcmin²
Données physiques
Affiliation Amas de galaxies Vierge , LGG 289  
Redshift 0,004283 ± 0,000017  
Vitesse radiale (1284 ± 5) km/s  
Distance de course
v rad  / H 0 		(55 ± 4)  ·  10 6  ly
(16,9 ± 1,2)  Mpc 
Luminosité absolue -23,5 mag
Dimensions > 6 × 10 12 M ☉
histoire
Découverte Charles Messier
Date de découverte 1781
Noms de catalogue
M  87 • NGC  4486 • UGC  7654 • PGC  41361 • CGCG  070-139 • MCG  + 02-32-105 • VCC  1316 • Arp  152 • GC  3035 • h  1301 • 3C 274 • Vierge A

Messier 87 (M87 en abrégé, également connu sous le nom de NGC 4486 ) est une galaxie géante elliptique brillante de 8,6  mag d'une superficie de 8,3' × 6,6' dans la constellation de la Vierge sur l' écliptique . M87 est une galaxie très active en tant que source radio comme Virgo A , comme source de rayons X comme Virgo X-1 . La galaxie, à environ 55 millions d'années-lumière de la Voie lactée , est proche du centre de l' amas de galaxies de la Vierge , dont elle est le plus grand membre, bien qu'elle soit dépassée en luminosité dans la plage visuelle du spectre M49 . La masse de M87 est d' environ 2 à 3 000 milliards de masses solaires dans un rayon de 100 000 années-lumière (32  kpc ) .

Il a été confirmé le 10 avril 2019 qu'au centre de cette galaxie se trouve un trou noir supermassif d'une masse de 6,5 milliards de masses solaires. Ce trou noir est le centre du noyau des galaxies actives (angl. Noyau galactique actif - AGN) de M87, à partir duquel une lumière d'au moins 5000 ans de jet de haute énergie est éjectée, qui peut être observée dans différentes longueurs d'onde.

Halton Arp a organisé son catalogue de galaxies inhabituelles en groupes selon des critères purement morphologiques. Cette galaxie appartient à la classe des galaxies à jets (149-152) (catalogue Arp).

M87 possède le plus grand système connu d' amas globulaires dans une galaxie. Alors que la Voie lactée compte environ 200 amas globulaires, M87 est supposé avoir 12 000 de ces objets. Étant donné que M87 est la plus grande galaxie géante elliptique du superamas de la Vierge et représente l'une des sources radio les plus puissantes du ciel, cette galaxie est à la fois un objet d'observation populaire pour l'astronomie amateur et d'une importance exceptionnelle en tant qu'objet de recherche astronomique.

Découverte et histoire de la recherche

En mars 1781, l' astronome français Charles Messier , après avoir découvert la galaxie elliptique Messier 49 dix ans plus tôt , entra dans d'autres galaxies membres brillantes de l' amas de galaxies de la Vierge que lui et son ami Pierre Méchain avaient découvert dans son catalogue , dont la nébuleuse messier 87. .

Un siècle plus tard, dans les années 1880, l'astronome dano-américain John Dreyer inscrit cette nébuleuse dans son Nouveau Catalogue Général sous le numéro NGC 4486. Cette collection était basée sur le General Catalogue of Nebulae and Clusters de John Herschel publié dans les années 1860 .

En 1918, l'astronome américain Heber Curtis de l' observatoire Lick a décrit qu'aucune structure en spirale n'a été observée dans M87, mais a en même temps noté qu'un « faisceau droit étrange... apparemment relié au noyau par une fine ligne de matériau », l'extrémité intérieure devient plus légère. A cette époque, l'existence d'objets extragalactiques était encore inconnue et les galaxies n'étaient donc classées que comme nébuleuses , de sorte que la nature du jet découvert par Curtis ne pouvait pas encore être classée. L'année suivante, une supernova a explosé dans M87, qui n'a été découverte que sur des plaques photographiques par I. Balanowski en 1922 et a été initialement classée comme une nova possible. Sa luminosité maximale, mesurée le 24 février 1919, était de 11,5 m . Un mois plus tard, la luminosité était tombée à 12,4 m , l'année suivante, elle a été photographiée pour la dernière fois et n'était lumineuse qu'à environ 20 m . À ce jour (2011), c'est la seule supernova observée dans M87.

M87 a historiquement joué un rôle de premier plan dans l'étude de la structure des galaxies elliptiques. L'astronome américain Edwin Hubble , qui s'est fait connaître pour avoir découvert la nature extragalactique des nébuleuses spirales, a initialement classé M87 comme un amas globulaire plus léger , puisque M87 n'a pas de structure spirale, mais semblait néanmoins être de nature non galactique. En 1926, il proposa la catégorisation de ces nébuleuses extragalactiques, qui porte désormais son nom, et classa M87 comme une nébuleuse extragalactique elliptique sans aplatissement notable ( Hubble type E0). En 1931, Hubble a donné une valeur initiale pour la distance de M87 et des autres nébuleuses de l'amas de la Vierge. Avec une valeur de 1,8 Mpc (environ 5,9 millions d'années-lumière), cependant, comme pour toutes les galaxies, elle était bien inférieure à la valeur d'aujourd'hui. A cette époque, M87 était la seule nébuleuse elliptique dans laquelle des étoiles isolées pouvaient être détectées. Le terme nébuleuse extragalactique est resté ainsi pendant un certain temps, mais à partir de 1956, M87 s'appelle la galaxie E0.

En 1947, une puissante source radio a été découverte en direction de M87, qui a été nommé Virgo A. Le lien entre la source et la galaxie a été révélé en 1953, et le jet émergeant du cœur de la galaxie a été suggéré comme une source possible de rayonnement. En 1969-1970, il a été découvert qu'une grande partie du rayonnement est en fait étroitement liée à la source optique du jet.

Le laboratoire de recherche naval des États-Unis a lancé une fusée Aerobee 150 en avril 1965 pour enquêter sur d'éventuelles sources de rayons X astronomiques. Sept sources possibles ont été trouvées, dont Virgo X-1 comme première source extragalactique. Un autre missile Aerobee lancé depuis la chaîne de missiles White Sands en juillet 1967 a condensé la preuve que la source de rayons X Virgo X-1 était liée à la galaxie M87. Les investigations menées par l' Observatoire d'astronomie à haute énergie 1 et l' Observatoire d'Einstein ont ensuite montré que la source a une structure complexe qui est liée à l' AGN de M87. Cependant, le rayonnement ne montre pratiquement aucune compression vers le centre.

Propriétés

Dans le étendu système de classification des galaxies de de Vaucouleurs M87 est appelé E0p. E0 décrit une galaxie elliptique sans écarts significatifs par rapport à la forme sphérique. La lettre p signifie pekuliar (spécial, particulier) et indique les caractéristiques existantes qui ne rentrent pas dans le schéma, comme le jet. En partie, mais pas uniformément, M87 est également appelée la galaxie cD , i. H. comme une galaxie supergéante avec un halo diffus mais sans poussière au centre d'un amas de galaxies.

La distance entre les galaxies a été déterminée à l'aide de diverses méthodes indépendantes. Des exemples sont des mesures de luminance nébuleuse planétaire (Engl. Fonction de luminosité de nébuleuse planétaire - PNLF), les fonctions de distribution des rayons et des luminosités des amas globulaires (Engl. Fonction de luminosité amas globulaire , les fluctuations de luminosité de surface -GCLF) (Engl. Fonction de la luminosité de surface - SBF) et la méthode T RGB ( pointe de la branche géante rouge ), qui utilise la pointe de la branche géante rouge des géantes rouges résolues individuellement de la galaxie. Les mesures les plus récentes fournissent des valeurs cohérentes dans le cadre de la précision de mesure pour la distance d'une moyenne de 54 millions d'années-lumière (16,7 Mpc), avec un écart type des mesures d'environ 6 millions d'années-lumière (1,8 Mpc). Le module de distance en résulte à 31,1 m , ce qui se traduit par une luminosité absolue de la galaxie de -23,5 m .

Masse piégée
Mesures
en 10 12  M ☉		 Rayon
en kpc
2.4 32
3.0 44
6.0 50

La densité de masse de la galaxie diminue régulièrement du centre vers l'extérieur. Des modèles plus récents montrent que l'évolution de la fonction de densité peut être approchée comme une loi de puissance dans certaines zones. Ces modèles montrent que la densité est à peu près proportionnelle à r −α , où r est la distance du centre et est un paramètre qui indique la force de la diminution de la fonction de densité. Selon la méthode d'observation, le résultat est α = 1,3 (dynamique des amas d'étoiles globulaires dans le halo au sein de r  <40 kpc) à α = 1,7 (analyse des rayons X pour 50 kpc <  r  <100 kpc). La masse de la galaxie augmente alors à peu près proportionnellement à r 1,7 dans la plage de 9 à 40 kpc . Les modèles plus récents avec α = 1,2 donnent une masse de (2,4 ± 0,6) × 10 12 masses solaires à moins de 32 kpc , ce qui correspond à environ deux fois la masse de la Voie lactée . D'autres observations, également à l'aide d'amas globulaires ou d'observations aux rayons X, permettent également des déterminations de masse jusqu'à une plus grande distance, comme indiqué dans le tableau ci-contre. Comme pour toutes les galaxies, seule une partie de la masse est constituée d'étoiles, ce qui s'exprime par le rapport masse-luminosité de 6,3 ± 0,8 ; ré. C'est-à-dire que seulement environ un sixième de la masse se trouve dans les étoiles auto-lumineuses. La masse totale de M87 pourrait être 200 fois la masse de la Voie lactée.

La vaste coquille peuplée d'étoiles de la galaxie s'étend jusqu'à une distance d'environ 160 kpc (à titre de comparaison : l'étendue de la Voie lactée dans ce sens est d'environ 100 kpc). Au-delà de cette limite, la lisière de cette galaxie semble coupée. Le mécanisme qui a conduit à cela pourrait être une rencontre rapprochée avec une autre galaxie à un moment cosmologique plus précoce. Il existe des preuves d'un flux d'étoiles linéaire se déplaçant dans la direction nord-ouest de la galaxie, qui pourrait avoir été formé par l' action des marées des galaxies voisines en orbite ou la collision de petites galaxies satellites avec M87.

construction

coeur

Représentation calculée à partir des enregistrements du télescope Event Horizon , qui montre éventuellement les environs du trou noir supermassif M87* au centre de Messier 87. La zone noire au centre de l'image est d'environ 2,5 fois le diamètre de l' horizon des événements .

Au centre du noyau galactique actif de M87 se trouve un trou noir supermassif (en anglais trou noir supermassif - SMBH) portant la désignation M87* (appelé officieusement aussi "Pōwehi"). Sa masse est estimée à (6,6 ± 0,4) × 10 9 masses solaires. C'est l'un des trous noirs les plus massifs connus. C'est aussi le premier trou noir dont l'« ombre » ait jamais été observée. Le rayon de Schwarzschild de ce trou noir est alors d'environ 20 milliards de km et est donc bien plus grand que le demi-axe de l'orbite de Pluton et de toutes les autres planètes (naines) connues. Le trou noir est entouré d'un disque d'accrétion rotatif de gaz ionisé, qui devrait être perpendiculaire au jet géant sortant du noyau de la galaxie. Le gaz dans le disque se déplace à des vitesses allant jusqu'à environ 1000 km / s. et est finalement accrété par le trou noir . Le taux d'accrétion est estimé à environ 0,1 masse solaire par an. Les mesures de la position du trou noir ont montré qu'il n'est pas situé directement au centre géométrique de M87, mais qu'il est décalé d'environ 25 années-lumière par rapport à celui-ci. Ce décalage est opposé à la direction du jet, indiquant que le trou noir a été mis en mouvement par le jet par rapport au cœur de la galaxie. Une autre explication est que le décalage a été causé par la fusion de deux trous noirs au centre de la galaxie. Des résultats plus récents suggèrent même que le décalage n'est qu'un effet optique qui peut avoir été causé par un évasement du jet. Les mesures de 2011 n'ont pas détecté de changement statistiquement significatif.

Le noyau de M87 est également la source d'un fort rayonnement gamma . Ce rayonnement a été observé pour la première fois à la fin des années 1990. En 2006 , des changements dans le flux de rayons gamma de M87 ont été détectés à l'aide du système stéréoscopique à haute énergie , un télescope dit Cherenkov. Ces variations ont lieu en quelques jours, de sorte que la source doit avoir une très faible étendue. Un lien avec l'environnement du trou noir est donc évident.

Diverses images calculées, qui représentent avec une certaine probabilité « l'ombre » du trou noir au centre de M 87 et les flux d'accrétion environnants, ont été présentées en avril 2019 par la collaboration de l' Event Horizon Telescope (voir ici). Ils ont été créés deux ans plus tôt, mais les scientifiques ont eu besoin de deux ans pour analyser les données et valider leur observation. La zone sombre au centre de l'image, qui est entourée de zones lumineuses, est ce qu'on appelle l' ombre du trou noir. Le trou noir montre un bon accord avec les simulations basées sur la relativité générale. À partir des données, la masse pourrait être estimée à environ 6,5 milliards de masses solaires et également des déclarations sur la rotation du trou noir, mais aucune déclaration précise sur le moment angulaire.

jet

Détail du jet M87
Comparaison d'une image optique du télescope spatial Hubble (en haut à droite) avec une image d'un radiotélescope
Cette image du télescope à rayons X Chandra montre la matière tombant de l'amas de la Vierge au centre de M87, où elle frappe le jet, créant une onde de choc dans le milieu interstellaire de la galaxie.

Le jet de M87, découvert en 1918, provient du noyau actif de la galaxie et s'étend à partir de là sur au moins 5000 années-lumière. La direction de ce jet correspond à un angle de position de 260°, c'est à dire. c'est-à-dire qu'il se dirige à peu près vers l'ouest (légèrement vers le nord). La longueur apparente du jet est d'environ 20 secondes d'arc avec une largeur d'environ 2 secondes d'arc. Le jet est constitué de matière qui est accélérée dans le disque d'accrétion du trou noir au centre. La matière s'écoule approximativement perpendiculairement au disque d'accrétion sous la forme d'un faisceau fortement collimaté , qui se déplace ensuite près du noyau jusqu'à environ 6 années-lumière (2 pc) à un angle spatial d'environ 16 ° de diamètre, à une distance jusqu'à 40 années-lumière (12 pc) est limitée à un diamètre de 6-7°. Il y a des preuves d'un jet allant dans la direction opposée. Ceux-ci ne peuvent cependant pas être vérifiés optiquement, car le faisceau dit relativiste , effet relativiste de la propagation de la lumière, réduit considérablement ce contre-jet dans sa luminosité apparente.

L'astronome allemand Walter Baade a découvert en 1956 que la lumière du jet est polarisée linéairement . Cela suggère que l'énergie du jet est générée par l'accélération des électrons à des vitesses relativistes dans un champ magnétique . L'émission lumineuse optique du jet est stimulée par les électrons les plus rapides, dont l'énergie est de l'ordre de 100 à 1000 GeV . L'énergie totale des électrons dans le jet est estimée à environ 5 × 10 49 joules .

Des fragments de matière provenant du jet pourraient être détectés jusqu'à une distance de 250 000 années-lumière. Grâce aux enregistrements du télescope spatial Hubble de 1999, la vitesse d'écoulement de la matière dans le jet de M87 a été déterminée et cette mesure a abouti à une analyse purement géométrique, une vitesse qui correspond à quatre à cinq fois la vitesse de la lumière . Les vitesses supraluminiques apparentes de ce type sont connues d'autres jets et sont un effet optique de la théorie de la relativité restreinte, qui se produit lorsque les flux dans la direction de l'observateur à une vitesse proche, mais inférieure à la vitesse de la lumière. L'analyse de ce mouvement prouve la théorie selon laquelle les quasars , les objets BL-Lacertae et les radiogalaxies proviennent tous du même mécanisme astrophysique des noyaux actifs des galaxies et ne semblent différents qu'en raison de différentes situations d'observation.

Les observations avec le télescope à rayons X Chandra suggèrent des arcs et des anneaux dans le gaz chaud émettant des rayons X qui pénètre et entoure la galaxie. Ces structures devraient être créées par des ondes de pression créées par des changements dans le taux d'éjection de masse du disque d'accrétion dans le jet. La distribution des boucles suggère que des éruptions plus petites se produisent à environ six millions d'années d'intervalle. L'un des anneaux, créé par une éruption majeure, représente une onde de choc d'un diamètre de 85 000 années-lumière autour du trou noir central.D'autres détails notables sont des filaments qui mesurent jusqu'à 100 000 années-lumière et émettent un rayonnement dans une plage étroite de X -rayons, ainsi qu'un grand évidement dans le gaz chaud qui a été créé par une éruption majeure il y a 70 000 ans. Les éruptions régulières empêchent le gaz environnant de se refroidir, empêchant ainsi le processus de formation d'étoiles dans cette région. Ce mécanisme aurait pu avoir un impact majeur sur l'évolution de la galaxie.

Le télescope spatial Hubble et le télescope à rayons X Chandra ont tous deux observé un nœud dans le jet qui se trouve à environ 210 années-lumière (65 pc) du noyau. Dans une période d'environ quatre ans jusqu'en 2006, l'intensité des rayons X de ce nœud avait augmenté d'un facteur 50 et a diminué à un rythme variable depuis lors.

Population d'étoiles et milieu interstellaire

La forme elliptique de la galaxie est due à la répartition statistique désordonnée des plans orbitaux des étoiles membres de la galaxie, contrairement aux galaxies spirales, dans lesquelles les plans orbitaux ont en grande partie une direction similaire (parallèle au disque ). On pense généralement que les galaxies elliptiques géantes actives telles que M87 résultent de la fusion de galaxies plus petites. La galaxie, qui semble essentiellement diffuse sans structure, montre de petites structures telles que des filaments optiques qui constituent une masse estimée à 10 000 masses solaires.

À l'heure actuelle, il reste peu de poussière dans le milieu interstellaire de M87 pour former des nébuleuses diffuses à partir desquelles de nouvelles étoiles peuvent émerger. La population d'étoiles est donc majoritairement ancienne et est dominée par les étoiles de la Population II , qui contiennent peu de soi-disant métaux (c'est-à-dire des éléments plus lourds que l'hélium dans un contexte astrophysique).

L'espace interstellaire de M87 est toujours rempli de gaz chimiquement enrichi d'éléments plus lourds qui ont été éjectés des étoiles en fin de vie après la phase de séquence principale . Du carbone et de l' azote sont constamment émis par des étoiles de poids moyen situées dans la branche asymptotique géante . Les éléments plus lourds de l' oxygène au fer sont principalement formés par les supernovae . On pense qu'environ 60% de l'abondance de ces éléments plus lourds est formée par des supernovae à effondrement de noyau , tandis que le reste est principalement dérivé de supernovae de type Ia . La distribution de ces éléments suggère que dans les temps anciens, cet enrichissement s'est principalement produit par le biais de supernovae à effondrement du cœur. La proportion de cette source était cependant beaucoup plus faible que dans le cas de la Voie lactée. Les supernovae de type Ia ont probablement apporté une contribution significative à toute l'histoire de M87.

Les analyses dans l' infrarouge lointain montrent des émissions exceptionnellement élevées à des longueurs d'onde supérieures à 25 m. Habituellement, une telle émission est indicative d'un rayonnement thermique émis par la poussière froide. En l'absence de grandes quantités de poussière, cependant, les émissions de M87 semblent avoir leur origine dans le rayonnement synchrotron du jet. La faible teneur en poussière peut s'expliquer par les forts rayons X provenant du cœur de la galaxie. Les modèles montrent que les grains de silicate ne peuvent pas survivre plus de 46 millions d'années à l'intérieur de la galaxie en raison des rayons X. La poussière peut être détruite ou chassée de la galaxie. On pense que la masse totale de poussière dans M87 ne dépasse pas 70 000 masses solaires. A titre de comparaison, la masse de poussière dans la Voie lactée est d'environ 100 millions (10 8 ) de masses solaires.

Dans un rayon de 4 kpc autour du noyau de la galaxie se trouve ce qu'on appelle la métallicité , c'est-à-dire H. l'abondance d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium, environ la moitié de celle du soleil . La métallicité augmente régulièrement à une plus grande distance du noyau. La galaxie entière est entourée d'une vaste couronne de gaz chaud et de faible densité.

Amas globulaires

M87 a un nombre inhabituellement élevé d'amas globulaires. Une étude de 2006 menée jusqu'à une distance angulaire de 25 minutes d'arc du noyau a trouvé un nombre estimé de 12 000 ± 800 amas en orbite autour de M87. La Voie lactée, par exemple, ne compte que 150 à 200 amas de ce type. Les amas globulaires de M87 ont une distribution similaire en termes de diamètre et de luminosité aux amas globulaires de la Voie lactée. La plupart des pieux ont un rayon de 1 à 6 kpc. En raison du nombre significativement plus élevé, il n'est statistiquement pas surprenant que le plus grand des amas globulaires de M87 soit significativement plus grand que le plus grand amas globulaire de la Voie lactée, Omega Centauri . Les amas globulaires les plus brillants ont des luminosités apparentes de 21,3 m sur la bande B, correspondant à une magnitude absolue de -9,8 M . C'est à peu près la magnitude absolue de Mayall II , l'amas globulaire le plus brillant du groupe local, et environ 0,8 peut être plus brillant qu'Omega Centauri. Cependant, les amas globulaires individuels de M87 sont clairement plus brillants et ont des luminosités allant jusqu'à 19 m et dépassent donc clairement tous les amas globulaires du groupe local avec une luminosité absolue d'environ -12 M.

La détermination de distance décrite ci-dessus à l'aide de la luminosité des amas globulaires n'est plus effectuée en comparant les amas absolument les plus brillants, mais avec la fonction de luminosité des amas globulaires (GCLF). Ici la répartition des fréquences des éclats et en particulier le chiffre d' affaires , i. H. le maximum de la fonction de distribution, utilisé pour la comparaison. Le chiffre d'affaires absolu du GCLF de la Voie lactée est de -7,4 M (bande V), avec M87 dans la bande V, il semble être de 23,7 m , ce qui donne un module de distance de 31,1 m , correspondant à une distance de 16,6 Mpc .

Un total de plus de 700 grands amas globulaires avec une luminosité supérieure à 22,5 m (absolu -8,6 M ) ont été comptés dans la bande B. La taille des amas globulaires de M87 montre une augmentation progressive avec l'augmentation de la distance du noyau de la galaxie.

Adhésion à la Pile de la Vierge

La grappe de la Vierge
M87 (en bas à gauche) dans l'amas de la Vierge. Les deux grandes galaxies voisines M84 et M86 sont visibles en haut à droite. En estompant les étoiles du premier plan, la lumière diffuse entre les membres de l'amas peut être vue.

La galaxie supergéante M87 est située au centre de l' amas de galaxies de la Vierge . Ce grand amas de galaxies compte environ 200 grandes et environ 2000 petites galaxies . L'Amas de la Vierge forme le centre du Super Amas de la Vierge , qui comprend également le Groupe Local et donc la Voie Lactée . L'amas peut être divisé en trois sous-groupes plus grands, qui sont regroupés autour des galaxies géantes M87, M49 et M60 . Le groupe autour de M87 est le plus massif et M87 forme le centre gravitationnel. Ceci est également exprimé par la faible vitesse particulière de cette galaxie, i. H. il bouge peu par rapport aux autres membres du cluster. Par conséquent, M87 est défini comme le centre de l'amas de la Vierge. La masse totale de l'amas est estimée à (0,15–1,5) × 10 15 masses solaires.

Le sous-groupe autour de M87 comprend également les galaxies elliptiques M84 et M86 . Les mesures des mouvements des nébuleuses planétaires situées au sein de l'amas entre M87 et M86 indiquent que les deux galaxies se rapprochent. Ce pourrait être leur première rencontre rapprochée. M87 a probablement eu une rencontre rapprochée avec M84 dans le passé. Ceci est indiqué par le halo extérieur coupé de M87, qui peut avoir été perdu en raison des effets de marée lors de la rencontre. Mais il existe également des explications alternatives à ce phénomène, qui sont associées à la matière noire ou à une interaction avec le noyau actif de la galaxie.

Observabilité

L'emplacement de M87 dans la constellation de la Vierge

M87 n'est pas loin de la frontière nord de la constellation de la Vierge et de la constellation Haar der Berenike . La galaxie est située près de la ligne imaginaire qui relie les étoiles Vindemiatrix (ε Vir) et Denebola (β Lion). Avec une luminosité apparente de 8,6 m avec une étendue angulaire de 8,3' × 6,6' (la zone centrale lumineuse mesure environ 45"), la galaxie peut déjà être observée avec de meilleures jumelles et de petits télescopes avec une ouverture de 6 cm. A une ouverture de 120 mm, apparaît M87 avec un diamètre de 3 minutes d'arc, à 350 mm avec un diamètre de 5 minutes d'arc.

L'observation visuelle du jet est considérée comme un défi pour les astronomes amateurs. Avant les années 1990, le seul rapport d'observation visuelle du jet provenait d' Otto von Struve , qui l'a observé à l'aide du télescope Hooker d'une ouverture de 2,5 mètres. Le jet peut être observé avec succès avec de grands télescopes amateurs dans d'excellentes conditions, cela nécessite une ouverture d'au moins 400 mm.

Anecdotes

M87 formé l'arrière - plan pour les volumes 300 à 399 du Perry Rhodan science - fiction série .

Littérature

  • Jeff Kanipe et Dennis Webb : L'Atlas Arp des Galaxies Particulières - Une Chronique et un Guide de l'Observateur . Richmond 2006, ISBN 978-0-943396-76-7 .

liens web

Commons : Messier 87  - album avec photos, vidéos et fichiers audio

Preuve individuelle

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