メシエ87

1922年、アメリカの天文学者エドウィン・ハッブルは、M87を明るい球状星雲の一つに分類した。渦巻構造はなかったが、渦巻星雲と同様に、銀河系外星雲の仲間に属しているように見えたからである。^{[ 22 ]} 1926年、彼は銀河系外星雲と銀河系内星雲を区別する新しい分類を発表し、前者は独立した星系であるとした。M87は、明らかな伸びのない楕円形の銀河系外星雲（E0型）に分類された。 ^{[ 23 ]}

1931年、ハッブルはM87を乙女座星団の一員として記述し、地球から180万パーセク（590万光年）という暫定的な推定値を与えた。当時、個々の星を分解できる既知の楕円星雲はM87だけであったが、球状星団はそのような距離では個々の星と区別できないと指摘されていた。^{[ 24 ]} 1936年の著書『星雲の世界』の中で、ハッブルは当時の用語を検証している。一部の天文学者は、銀河系外星雲は我々の銀河系から遠く離れた恒星系であるという理由で、銀河系外星雲を外部銀河と呼んだが、他の天文学者は、当時銀河は天の川の同義語であったため、慣習的な銀河系外星雲という用語を好んだ。 ^{[ 25 ]} M87は少なくとも1954年までは銀河系外星雲として分類され続けた。^{[ 26 ] [ 27 ]}  

1947年、顕著な電波源であるVirgo  Aが特定されたが、その測定位置の誤差によりM87の位置と重なっていた。^{[ 28 ]} 1953年までにその電波源はM87であることが確認され、銀河の中心から出現する線状の相対論的ジェットが原因であると示唆された。このジェットは中心から位置角260°で20秒角の距離まで伸び、角幅は2秒角であった。^{[ 26 ]} 1969年から1970年にかけて、電波放射の強い成分がジェットの光学的源とほぼ一致することが発見された。^{[ 9 ]} 1966年、米国海軍研究所のエアロビー150ロケットが、おとめ座初のX線源であるVirgo X-1を特定した。 ^{[ 29 ] [ 30 ]} 1967年7月7日にホワイトサンズミサイル射場から打ち上げられたエアロビーロケットは、おとめ座X-1の発生源が電波銀河M87であることを示すさらなる証拠をもたらした。^{[ 31 ]}その後、 HEAO 1とアインシュタイン天文台によるX線観測により、M87の活動銀河核を含む複雑な発生源が示された。^{[ 32 ]}しかし、X線放射の中心集中はほとんど見られない。^{[ 9 ]}     

M87は、銀河の中心にある超大質量ブラックホールの質量を測定する技術の重要なテスト場となってきた。1978年、M87の質量分布の恒星力学 モデルにより、中心質量が50億太陽質量であることが示された。^{[ 33 ]} 1993年にハッブル宇宙望遠鏡にCOSTAR補正光学モジュールが設置された後、ハッブル微光天体分光器（FOS）が、修理後のハッブル機器の科学的性能をテストするために設計された「早期リリース観測」として、M87の中心にある電離ガス円盤の回転速度を測定するために使用された。FOSデータは、中心ブラック_ホールの質量が24億太陽質量で、不確実性が30%であることを示した。^{[ 34 ]} M87内の球状星団も、金属量関係の較正に使用されている。^{[ 35 ]} 

M87は2017年の大半の間、イベントホライズンテレスコープ（EHT）によって観測された。^{[ 37 ]}中心にあるブラックホールの事象の地平線はEHTによって直接画像化され、 ^{[ 38 ]}その後、記載された発行日に記者会見で公開され、そこからブラックホールの影の最初の画像が抽出された。^{[ 39 ]}

イベントホライズンテレスコープが 1.3mmマイクロ波を用いて撮影したM87銀河核の画像。中央の暗い部分はM87*の影であり、ブラックホールの事象の地平線よりも大きい。

イベントホライズンテレスコープコラボレーションが公開したM87*超大質量ブラックホールの画像。磁場の偏光方向を示す線が重ねて表示されている。

M87ブラックホールのジェットと影の眺め。グローバルミリ波VLBIアレイ（GMVA）、アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）、グリーンランド望遠鏡による観測。^{[ 72 ]}

銀河の中心には、M87* と呼ばれる超大質量ブラックホール(SMBH) が存在し、^{[ 13 ] [ 36 ] [ 73 ]}その質量は地球の太陽の数十億倍である。(3.5 ± 0.8) × 10 ⁹ M _☉ ^{[ 74 ]}から (6.6 ± 0.4) × 10 ⁹ M _☉、^{[ 74 ]}は 2016年には、7.22 +0.34 −0.40 × 10 ⁹ M _{☉であった。} ^{[ 75 ]} 2019年4月、イベントホライズンテレスコープ共同研究グループは、ブラックホールの質量を(6.5 ± 0.2 _stat ± 0.7 _sys ) × 10と測定した。 ⁹ M☉ _。^{[ 76 ]}これは、このような天体としては既知の中で最も高い質量の1つです。電離ガスの回転円盤がブラックホールを取り囲んでおり、相対論的ジェットとほぼ垂直です。円盤は最大で約 1,000 km/s (220 万 mph) または光速の 1/300 の速度で回転し、 [ 77]最大直径は25,000AU ( 3.7兆^km、2.3兆 mi) に及びます。[78]比較すると^{、冥王星は}太陽から平均 39 AU (58 億 km、36 億 mi) 離れています。ガスは、10年ごとに太陽質量地球質量の約 90 倍) の割合でブラックホールに降着します。 ^{[ 79 ]}ブラックホールのシュヴァルツシルト半径は120AU (180億キロメートル、110億マイル)。 ^{[ 80 ]}地球から見た放射リングの直径は 42 μas (マイクロ秒角) です。比較すると、M87 のコアの直径は 45" (秒角) で、M87 の大きさは 7.2' × 6.8' (分角) です。                 

2010年の論文では、ブラックホールが銀河中心から約7パーセク（23光年）ずれている可能性があると示唆された。^{[ 81 ]}これは既知のジェットとは逆方向であり、ジェットによるブラックホールの加速を示していると主張された。別の提案では、このずれは2つの超大質量ブラックホールの合体中に発生したとされた。^{[ 81 ] [ 82 ]}しかし、2011年の研究では統計的に有意なずれは見つからず、^{[ 83 ]} 2018年のM87の高解像度画像の研究では、見かけ上の空間的ずれは銀河中心からのブラックホールの物理的なずれではなく、ジェットの明るさの時間的変動によって引き起こされたと結論付けられた。^{[ 84 ]}

イメージング

このブラックホールは、初めて画像化されたブラックホールです。画像を作成するためのデータは 2017年4月に取得され、画像は2018年に作成され、2019年 4月10日に公開されました。 ^{[ 39 ] [ 85 ] [ 86 ]}この画像は、直径690 AU（1030億km、640億マイル）^の非対称な放射リングに囲まれたブラックホールの影を示しています。 ^{[ 87} ] 影の半径は、ブラックホールのシュワルツシルト半径の2.6倍です。リングの明るさの非対称性は、相対論的ビーム効果によるもので、相対論的速度で観測者に向かって移動する物質はより明るく見えます。ブラックホールの周囲の可視物質は、観測者に対して主に時計回りに回転しており、回転軸の方向により、放射領域の下部は観測者に向かう速度成分を持ちます。^{[ 88 ]}回転パラメータは次のように推定されました。       ${\displaystyle a=0.9\pm 0.1}$これは回転速度≈ 0.4 cに相当する。^{[ 89 ]}これは、${\displaystyle a=1.00\pm 0.15}$流出法で得られた。^{[ 90 ]}

ブラックホールが画像化された後、それはハワイ語で「装飾された底知れぬ暗黒の創造物」を意味するポウェヒと名付けられ、古代の創造の詠唱クムリポから取られた。^{[ 92 ]}

 2021年3月24日 、イベントホライズンテレスコープの共同研究により、M87ブラックホールの影の偏光による前例のないユニークな画像が明らかになった。^{[ 93 ]}偏光は、天文学者が画像の背後にある物理現象をより詳細に探査できる強力なツールである。光の偏光は、ブラックホールの影の周りの光のリング内の磁場の強さと向きについて教えてくれる。^{[ 94 ]}これらを知ることは、M87の超大質量ブラックホールが磁化されたプラズマのジェットを噴出し、それが相対論的速度でM87銀河を超えて膨張している仕組みを理解するために不可欠である。

 2021年4月14日 、天文学者たちは、M87ブラックホールとその周辺が、世界中の多くの多波長観測所によって実施されたイベントホライズンテレスコープ2017観測中に研究されたことをさらに報告した。^{[ 95 ]}

2023年4月、チームはEHTデータからより鮮明な画像再構成を生成するための新しい主成分干渉モデリング（PRIMO）技術を開発しました。彼らはこれをM87ブラックホールの元のEHT観測に適用し、より鮮明な最終画像を得て、観測と理論の整合性をより詳細に検証できるようにしました。^{[ 96 ] [ 97 ]}

この物質の噴流はM87銀河からほぼ光速で噴出され、銀河中心から1.5 キロパーセク（5キロ光年）にわたって伸びている。 

このX線（チャンドラX線観測衛星）と電波（VLA）の合成画像では、おとめ座銀河団からの高温物質（X線では青色）がM87銀河の中心に向かって落下し、そこで冷却される。そして、相対論的ジェット（電波ではオレンジ色）と衝突し、銀河の星間物質に衝撃波を発生させる。

中心核から噴出する相対論的物質ジェットは、中心核から少なくとも 1.5​​ キロパーセク (5,000 光年) まで伸びており、超大質量ブラックホールから放出された物質で構成されています。ジェットは高度にコリメートされており、中心核から0.8 pc (2.6 光年)以内では 60° の角度に、 2 パーセク (6.5 光年)では約 16° に、12 パーセク (39 光年)では 6〜7° に制限されているようです。^{[ 98 ]}その基部の直径は5.5 ± 0.4シュワルツシルト半径で、おそらく回転する超大質量ブラックホールの周りの順行降着円盤によって駆動されています。^{[ 98 ]}ドイツ系アメリカ人の天文学者ウォルター・バーデは、ジェットからの光が平面偏光であることを発見した。これは、磁場中で相対論的速度で運動する電子の加速によってエネルギーが生成されていることを示唆している。これらの電子の全エネルギーは5.1 × 10と推定されている。 ⁵⁶エルグ^{[ 99 ]} (5.1 × 10 )⁴⁹ジュールまたは3.2 × 10⁶⁸ eV）。これはおよそ10^{天の川銀河全体で1秒間に生成されるエネルギーの13} 倍、推定5×10³⁶ジュール。 ^{[ 100 ]}ジェットは、より低速の非相対論的成分に囲まれています。逆ジェットの証拠はありますが、相対論的ビーム効果。 ^{[ 101 ] [ 102 ]}ジェットは歳差運動をしており、流出物が1.6パーセク（5.2光年）。 ^{[ 78 ]}放出された物質のローブは80キロパーセク（26万光年）まで広がっています。 ^{[ 103 ]}

1999年にハッブル宇宙望遠鏡が撮影した画像では、M87のジェットの速度が光速の4～6倍と測定されました。この現象は超光速運動と呼ばれ、ジェットの相対論的速度によって引き起こされる錯覚です。観測者によって記録されるジェットから放出される2つの光パルス間の時間間隔は、観測者の方向に移動するジェットの相対論的速度のため、実際の間隔よりも短くなります。その結果、ジェット自体の速度は光速の80～85%に過ぎないにもかかわらず、光速を超える速度で移動しているように見えます。このような運動の検出は、クエーサー、BL Lacertae天体、電波銀河はすべて、異なる視点から見た活動銀河として知られる同じ現象であるという理論を裏付けるために用いられています。^{[ 104 ] [ 105 ]} M87 の核は、 比較的大きな角度から見た BL Lacertae 天体 (周囲よりも光度が低い) であると提案されている。BL  Lacertae 天体に特徴的なフラックス変動が M87 で観測されている。^{[ 106 ] [ 107 ]}

観測によると、超大質量ブラックホールから物質が放出される速度は変動している。これらの変動は、M87を取り巻く高温ガスに圧力波を発生させる。チャンドラX線観測衛星は、ガス中にループやリングを検出した。それらの分布は、数百万年ごとに小規模な噴火が発生していることを示唆している。大規模な噴火によって生じたリングの1つは、ブラックホールの周囲に直径26キロパーセク（8万5000光年）の 衝撃波となっている。観測されたその他の特徴としては、最大31キロパーセク（10万光年）の長さの細いX線放射フィラメントや、7000万年前の大規模な噴火によって生じた高温ガス中の大きな空洞などがある。定期的な噴火は、巨大なガス貯蔵庫が冷却されて星を形成するのを妨げ、M87の進化に深刻な影響を与え、巨大な渦巻銀河になることを阻んだ可能性がある。 

M87は、電磁スペクトルの中で最もエネルギーの高いガンマ線の非常に強い発生源です。M87から放出されるガンマ線は、1990年代後半から観測されています。2006年、科学者たちは高エネルギー立体視チェレンコフ望遠鏡を用いてM87から来るガンマ線フラックスの変動を測定し、フラックスが数日で変化することを発見しました。この短い期間は、ガンマ線の最も可能性の高い発生源が超大質量ブラックホールであることを示しています。^{[ 108 ]}一般的に、放射源の直径が小さいほど、フラックスの変動は速くなります。^{[ 108 ] [ 109 ]}

赤外線で捉えたM87は、ジェット気流によって発生した衝撃波を示している。

ブラックホール駆動ジェットの螺旋状の流れ^{[ 110 ]}

ジェット内の物質の塊（HST-1と命名）は、中心部から約65パーセク（210光年）離れたところにあり、ハッブル宇宙望遠鏡とチャンドラX線観測衛星によって追跡されている。2006年までに、この塊のX線強度は4年間で50倍に増加したが^{[ 111 ]} 、その後X線放射は変動しながら減衰している^{[ 112 ] 。}

中心から噴出する相対論的プラズマジェットと周囲の媒質との相互作用により、活動銀河では電波ローブが形成される。ローブはペアで発生し、しばしば対称的である。^{[ 113 ]} M87 の 2 つの電波ローブは合わせて約 80 キロパーセクに及ぶ。内側の部分は最大 2 キロパーセクまで広がり、電波波長で強く放射している。この領域からは 2 つの物質の流れが出ており、1 つはジェット自体に沿って、もう 1 つは反対方向である。これらの流れは非対称で変形しており、高密度の銀河団内媒質に遭遇していることを示唆している。より遠方では、両方の流れが 2 つのローブに拡散する。ローブは、より淡い電波放射ガス​​のハローに囲まれている。^{[ 114 ] [ 115 ]}

M87 の星々の間の空間は、星が主系列星としての寿命を終える際に放出された元素によって化学的に濃縮された拡散星間ガスで満たされています。炭素と窒素は、漸近巨星分枝を通過する中間質量星によって継続的に供給されます。^{[ 116 ] [ 117 ]}酸素から鉄までのより重い元素は、主に銀河内の超新星爆発によって生成されます。重元素のうち、約 60% は中心核崩壊型超新星によって生成され、残りはIa 型超新星によって生成されました。^{[ 116 ]}

酸素の分布はほぼ均一で、太陽の値の約半分（つまり、太陽の酸素存在量）である一方、鉄の分布は中心付近でピークに達し、太陽の鉄の値に近づいている。^{[ 117 ] [ 118 ]}酸素は主に銀河の初期段階で発生し、主に外側の星形成領域で起こる中心核崩壊型超新星によって生成されるため、^{[ 116 ] [ 117 ] [ 118 ]}これらの元素の分布は、中心核崩壊型超新星による星間物質の初期の濃縮と、 M87の歴史全体にわたるIa型超新星からの継続的な寄与を示唆している。^{[ 116 ]}これらの源からの元素の寄与は、天の川銀河よりもはるかに低かった。^{[ 116 ]}

M87を遠赤外線波長で観測すると、25μmより長い波長で過剰な放射が見られる。通常、これは温かい塵による熱放射 の兆候であると考えられる。^{[ 119 ]} M87の場合、この放射はジェットからのシンクロトロン放射によって完全に説明できる。銀河内では、中心核からのX線放射のため、ケイ酸塩粒子は4600万年以上は生存できないと予想されている。 ^{[ 120 ]}この塵は、過酷な環境によって破壊されるか、銀河から放出される可能性がある。^{[ 121 ]} M87の塵の総質量は、太陽質量の7万倍以下である。 ^{[ 120 ]}比較すると、天の川銀河の塵は約1億（1000万）である。   ⁸）太陽質量。 ^{[ 122 ]}

M87は楕円銀河であるため、渦巻銀河のようなダストレーンは存在しないが、中心部に向かって落下するガスから生じる光学的フィラメントが観測されている。おそらく、落下するガス流が中心部領域からのX線に遭遇した際の衝撃による励起から放射が生じていると考えられる。^{[ 123 ]}これらのフィラメントの質量は約10,000太陽_質量と推定されている。^{[ 58 ] [ 123 ]}銀河の周囲には、高温で低密度のガスからなる広範囲のコロナが存在する。^{[ 124 ]} 

M87 には異常に多くの球状星団が存在する。2006 年に中心から25 ′の角距離まで調査した結果、 M87 の周囲には12,000 ± 800 個の球状星団が存在すると推定されている^{[ 125 ]}。これは天の川銀河とその周辺の 150 ～ 200 個と比較すると非常に多い。星団のサイズ分布は天の川銀河のものと似ており、ほとんどが有効半径 1 ～ 6 パーセクである。M87 の星団のサイズは銀河中心からの距離とともに徐々に大きくなる^{[ 126 ]} 。中心から4 キロパーセク (13,000 光年)以内の星団の金属量(水素とヘリウム以外の元素の存在量) は太陽の約半分である。この半径の外側では、中心から星団までの距離が大きくなるにつれて金属量は着実に減少する^{[ 124 ]} 。金属量の低い星団は、金属量の多い星団よりもやや大きい。^{[ 126 ]} 2014年、最初の超高速球状星団であるHVGC-1 が、M87から2,300 km/sの速度で脱出しているのが発見された。この星団がこれほど高速で脱出したのは、超大質量ブラックホール連星との接近遭遇とその後の重力キックの結果であると推測された。^{[ 127 ]}

M87では、100個近くの超コンパクト矮小銀河が発見されている。これらは球状星団に似ているが、直径は10パーセク（33光年）以上で、球状星団の最大直径である3パーセク（9.8光年）をはるかに上回る。これらがM87に捕獲された矮小銀河なのか、それとも新しい種類の巨大球状星団なのかは不明である。^{[ 128 ]}