| Текущая версия |
Ваш текст |
| Строка 16: |
Строка 16: |
| Французский астроном [[Мессье, Шарль|Шарль Мессье]] обнаружил М 87 в [[1781 год]]у, внеся её в свой [[Каталог Мессье|каталог]] под номером 87 как [[Туманность|туманный объект]], который мог бы сбить с толку охотников за кометами. Все объекты в этом каталоге имели префикс M ''(Messier)'', таким образом туманность получила своё название M 87. В 1880-х годах Джон [[Дрейер]] внёс туманность в свой ''[[Новый общий каталог]]'' как NGC 4486. | | Французский астроном [[Мессье, Шарль|Шарль Мессье]] обнаружил М 87 в [[1781 год]]у, внеся её в свой [[Каталог Мессье|каталог]] под номером 87 как [[Туманность|туманный объект]], который мог бы сбить с толку охотников за кометами. Все объекты в этом каталоге имели префикс M ''(Messier)'', таким образом туманность получила своё название M 87. В 1880-х годах Джон [[Дрейер]] внёс туманность в свой ''[[Новый общий каталог]]'' как NGC 4486. |
|
| |
|
| В 1918 году американский астроном Гебер [[Кертис]] из [[Ликская обсерватория|Ликской обсерватории]] обнаружил отсутствие спиральной структуры у М 87 и заметил «любопытный прямой луч … видимо, связанный с ядром тонкой линией материи». Луч казался ярче на внутреннем конце<ref>[https://books.google.com/?id=HYnnAAAAMAAJ ''Curtis, Heber Doust.'' Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector. Publications of the Lick Observatory. Том=13, стр.31. University of California Press. 1918.]</ref>. В следующем году показатель [[Фотографическая звёздная величина|фотографической звёздной величины]] [[сверхновая звезда|сверхновой]] в М 87 достиг 21,5<sup>m</sup><!-- так в англовики -->, хотя об этом стало известно только в [[1922 год]]у, после проявки фотопластинок отснятых советским астрономом И. А. Балановским.<ref>''Hubble, E.'' Messier 87 and Belanowsky's Nova. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Том 35, номер 207, стр. 261. doi=10.1086/123332 10.1923</ref><ref>''Shklovskii, I. S.'' Supernovae in Multiple Systems. Soviet Astronomy. Том=24, стр.387. 1980.]</ref>. | | В 1918 году американский астроном Гебер [[Кертис]] из [[Ликская обсерватория|Ликской обсерватории]] обнаружил отсутствие спиральной структуры у М 87 и заметил «любопытный прямой луч … видимо, связанный с ядром тонкой линией материи». Луч казался ярче на внутреннем конце<ref>[{https://books.google.com/?id=HYnnAAAAMAAJ ''Curtis, Heber Doust.'' Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector. Publications of the Lick Observatory. Том=13, стр.31. University of California Press. 1918.}}]</ref>. В следующем году показатель [[Фотографическая звёздная величина|фотографической звёздной величины]] [[сверхновая звезда|сверхновой]] в М 87 достиг 21,5<sup>m</sup><!-- так в англовики -->, хотя об этом стало известно только в [[1922 год]]у, после проявки фотопластинок отснятых советским астрономом И. А. Балановским.<ref>''Hubble, E.'' Messier 87 and Belanowsky's Nova. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Том=35, номер 207, стр. 261. doi=10.1086/123332 10.1923</ref><ref>''Shklovskii, I. S.'' Supernovae in Multiple Systems. Soviet Astronomy. Том=24, стр.387. 1980.]</ref>. |
|
| |
|
| 8 июня 2009 года — астрономы Карл Гебхардт (Karl Gebhardt) и Йенс Томас (Jens Thomas) детализировали результаты своих исследований массы [[чёрная дыра|чёрной дыры]] в центре [[галактика|галактики]] M 87 на американской Астрономической конференции в Пасадине ([[Калифорния]]). Согласно представленным данным масса чёрной дыры в 6,4 млрд раз больше солнечной<ref name="jpl_Indicate_Object_en">[https://mcdonaldobservatory.org/news/releases/2009/0608.html Texas-Sized Computer Finds Most Massive Black Hole in Galaxy M 87.]</ref><ref name="jpl_Indicate_Object_ru">[http://www.starmission.ru/blog/universe/67.html Перерасчет масс: чёрная дыра больше, чем считали прежде.]</ref>. | | 8 июня 2009 года — астрономы Карл Гебхардт (Karl Gebhardt) и Йенс Томас (Jens Thomas) детализировали результаты своих исследований массы [[чёрная дыра|чёрной дыры]] в центре [[галактика|галактики]] M 87 на американской Астрономической конференции в Пасадине ([[Калифорния]]). Согласно представленным данным масса чёрной дыры в 6,4 млрд раз больше солнечной<ref name="jpl_Indicate_Object_en">[https://mcdonaldobservatory.org/news/releases/2009/0608.html Texas-Sized Computer Finds Most Massive Black Hole in Galaxy M 87.]</ref><ref name="jpl_Indicate_Object_ru">[http://www.starmission.ru/blog/universe/67.html Перерасчет масс: чёрная дыра больше, чем считали прежде.]</ref>. |
|
| |
|
| В 2010 году было обнаружено, что чёрная дыра смещена относительно геометрического центра (определяемого по центру видимой интенсивности излучения) на 22 световых года<ref>[http://www.membrana.ru/articles/global/2010/05/26/154400.html Чудеса чёрных дыр вскрыли ералаш в центрах галактик.]</ref>. | | В 2010 году было обнаружено, что чёрная дыра смещена относительно геометрического центра (определяемого по центру видимой интенсивности излучения) на 22 световых года<ref>[http://www.membrana.ru/articles/global/2010/05/26/154400.html Чудеса чёрных дыр вскрыли ералаш в центрах галактик.}}</ref>. |
|
| |
|
| В 2014 году американские учёные обнаружили шаровое скопление HVGC-1, удаляющееся от своей родной галактики со скоростью около 900 километров в секунду<ref>[http://www.sci-news.com/astronomy/science-hvgc1-hypervelocity-star-cluster-01897.html HVGC-1: Astronomers Discover Hypervelocity Star Cluster.]</ref>. | | В 2014 году американские учёные обнаружили шаровое скопление HVGC-1, удаляющееся от своей родной галактики со скоростью около 900 километров в секунду<ref>[http://www.sci-news.com/astronomy/science-hvgc1-hypervelocity-star-cluster-01897.html HVGC-1: Astronomers Discover Hypervelocity Star Cluster.]</ref>. |
| Строка 29: |
Строка 29: |
|
| |
|
| == Видимость == | | == Видимость == |
|
| |
| [[Файл:Virgo constellation map.svg|thumb|Галактика М 87 в созвездии Девы]]М 87 расположена у верхней границы [[Дева#Дева — зодиакальное созвездие|созвездия Девы]], чуть ниже созвездия [[Волосы Вероники]]. Чтобы её найти, нужно провести воображаемую линию от [[Виндемиатрикс|Эпсилон Девы]] до [[Денебола|Денеболы]] — галактика окажется почти в самой середине этой линии. [[Видимая звездная величина]] составляет 9,59<sup>m</sup>, и М 87 можно без труда наблюдать с помощью небольшого телескопа с апертурой в 6 см. Наблюдение джета представляет некоторые сложности без помощи [[Астрофотография|фотографии]]. Вплоть до 1990 года единственным, кто визуально наблюдал релятивистскую струю галактики М 87, был русско-американский астроном Отто Струве. Он использовал 254 см телескоп на горе [[Маунт-Вилсон]]. В последующие годы, однако, при отличных условиях большие любительские телескопы также позволяют это делать.
| |
|
| |
| == Характеристики ==
| |
|
| |
| [[Файл:The_halo_of_galaxy_Messier_87.jpg|thumb|Обширное [[Галактическое гало|гало]] вокруг М87]]Французский астроном Жерар де Вокулёр отнёс М 87 к категории галактик E0p. В [[Морфологическая классификация галактик|морфологической классификации галактик]] E0p описываются как эллиптические галактики без плоскости — сферические. Суффикс «p» означает, что галактика относится к [[Пекулярная галактика|пекулярным]], то есть к тем, которые нельзя точно отнести к какому-либо классу. Причиной особенности М 87 является наличие релятивистской струи из её центра. Также М 87 относится к галактикам типа-cD (cD-галактики) — сверхгигантским галактикам класса D. Американский астроном Уильям Морган в 1958 году впервые предложил ввести подобную категорию для галактик эллиптической формы, имеющих ядро, окружённое малым количеством космической пыли.
| |
| {| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 0.5em;"
| |
| |+ Масса
| |
| |- style="background-color: #eeeeee;"
| |
| | '''Масса'''<br><math>М_⊙</math>
| |
| | '''Радиус'''<br>кпк
| |
| |-
| |
| | 2,4 || 32
| |
| |-
| |
| | 3,0 || 44
| |
| |-
| |
| | 5,7 || 47
| |
| |-
| |
| | 6,0 || 50
| |
| |}
| |
|
| |
| Расстояние до М 87 было установлено с помощью нескольких независимых методов. Эти методы включали в себя измерение яркости [[Планетарная туманность|планетарных туманностей]], сравнение с ближайшими галактиками, расстояние до которых были определены с помощью стандартной свечи (например, с помощью обнаруженных переменных [[Цефеиды|цефеид]]), линейных размеров шаровых скоплений, а также благодаря [[Вершина ветви красных гигантов|данным о вершине ветви красных гигантов]]. Эти измерения совпали друг с другом, что позволило установить расстояние от Земли до М 87 в 16,4±0,5 мегапарсек (53,5±1,63 млн св. лет).
| |
|
| |
| В [[Местное сверхскопление галактик|ближайшей Вселенной]] эта галактика является одной из крупнейших. В диаметре она достигает 120 тысяч св. лет, примерно соответствуя [[Млечный Путь|Млечному Пути]] по этому показателю. Но М 87 представляет собой сферу, а не плоскую спираль, поэтому её масса достигает около 2,7 трлн масс Солнца. Масса М 87 в радиусе 9-70 килопарсек (29-130 тысяч св. лет) от ядра постепенно растёт в пропорции к r<sup>1,7</sup>, где r — радиус от центра. В радиусе 32 килопарсек (100 тысяч св. лет) масса галактики доходит до цифр в (2,4 ± 0,6) × 10<sup>12</sup> масс солнца, что в два раза превышает аналогичный показатель Млечного Пути. По своей общей массе М 87 может превосходить Млечный Путь в 200 раз.
| |
|
| |
| Газ, впадающий в галактику, составляет приблизительно 2 или 3 солнечных массы в год, и то большая его часть [[Аккреция|аккрецируется]] около ядра. Расширенная звёздная оболочка этой галактики достигает радиуса в 450 тысяч св. лет, тогда как у Млечного Пути она доходит до 330 тысяч св. лет.
| |
|
| |
| Использование [[Very Large Telescope|телескопа VLT]] позволило наблюдать движение около 300 [[Планетарная туманность|планетарных туманностей]]. Эти туманности являются остатками галактики среднего размера, которая поглощалась M 87 в течение последних миллиардов лет. Характерные свойства спектра планетарных туманностей также позволили астрономам обнаружить стропилообразную структуру в гало М 87, что свидетельствует о продолжающемся росте этой гигантской галактики.<ref name=ESO>[http://www.eso.org/public/news/eso1525/ Giant Galaxy is Still Growing. European Southern Observatory.]</ref><ref name="Halo Accretion">[https://arxiv.org/abs/1504.04369 The build-up of the cD halo of M87 — evidence for accretion in the last Gyr. Cornell University Library.]</ref>
| |
|
| |
| == Компоненты ==
| |
|
| |
| В центре галактики находится [[сверхмассивная чёрная дыра]] массой около 3,5±0,8 млрд масс Солнца<ref name="Arxiv">[https://arxiv.org/abs/1304.7273 The M87 Black Hole Mass from Gas-dynamical Models of Space Telescope Imaging Spectrograph Observations. The University of Texas at Austin.]</ref>. Это один из самых массивных объектов, известных науке. Она считалась самым массивным объектом такого рода, пока её рекорд не побили сверхмассивные чёрные дыры в галактиках NGC 3842 и NGC 4889 с массами в 9,7 и 27 млрд масс Солнца.
| |
|
| |
| Вокруг чёрной дыры вращается диск из [[ионизация|ионизованного газа]], из которого с релятивистской скоростью почти перпендикулярно вырывается [[Релятивистская струя|джет]]. Диск вокруг чёрной дыры вращается со скоростью около 1000 км/с и достигает в размерах 0,39 световых лет. Масса газа, падающего в чёрную дыру, достигает примерно одной массы Солнца каждые 10 лет.
| |
|
| |
| Наблюдения показали, что, возможно, сверхмассивная чёрная дыра находится не в центре М 87, а в стороне от него, на расстоянии 82 световых лет. Основанием для этого предположения стало противоположное направление одностороннего джета, это может означать, что чёрная дыра была смещена из центра этим самым джетом. По другой гипотезе, причиной смещения джета стал процесс слияния с другой сверхмассивной чёрной дырой. Исследования не включают в себя распознавание [[Спектроскопия|спектроскопии]] между звёздным и активным галактическим ядром. Возможно, что это лишь оптическая вспышка, порожденная джетом. В 2011 году анализы М 87 не обнаружили никакого статистически значимого смещения.
| |
|
| |
| Активные эллиптические галактики, подобные М 87, возникают в результате [[Взаимодействующие галактики|слияния]] нескольких меньших галактик. В них осталось мало пыли, из которой могли бы возникнуть галактические туманности, служащие местом рождения новых звезд. Поэтому в таких галактиках преобладают старые звёзды, в составе которых относительно высокое содержание элементов, отличных от водорода и гелия. Эллиптическая форма этой галактики установилась случайными орбитальными движениями, входящих в неё звёзд, что контрастирует со [[Спиральная галактика|спиральными галактиками]], например, Млечным Путём.
| |
|
| |
| Пространство между звёздами в М 87 заполнено межзвёздным газом, который обогащён элементами, выброшенными звёздами, которые сошли с [[Главная последовательность|Главной последовательности]]. [[Углерод]] и [[азот]] постоянно синтезируются звёздами, которые находятся в [[Асимптотическая ветвь гигантов|ветви асимптотических гигантов]]. Более тяжёлые элементы, от [[кислород]]а до [[Железо|железа]], создаются взрывами [[Сверхновая звезда|сверхновых звёзд]]. Около 60% из этих тяжёлых элементов были произведены коллапсирующими сверхновыми, в то время как остальная часть — сверхновыми типа Ia. Распределение этих элементов предполагает, что в ранней истории галактики коллапсирующие сверхновые внесли больший вклад в насыщение межзвёздного пространства М 87 [[Металличность|металлами]]. В то время как материал для массивных звёзд постепенно был исчерпан, только сверхновые типа Ia стали единственными источниками тяжёлых элементов в межзвёздном пространстве М 87.
| |
|
| |
|
| == Примечания == | | == Примечания == |