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| メシエ87 | |
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| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 星座 | 乙女座 |
| 赤経 | 12時間30分49.42338秒[1] |
| 偏角 | +12° 23′ 28.0439″ [1] |
| 赤方偏移 | 0.00428 ± 0.00002 [2] |
| 太陽中心視線速度 | 1,284 ± 5 km/s [2] |
| 距離 | 16.4 ± 0.5 Mpc (53.5 ± 1.6 Mly ) [3] |
| 見かけの等級 （V） | 8.6 [4] |
| 特徴 | |
| タイプ | E+0-1 pec、NLRG Sy [5] |
| サイズ | 40.55 kpc (132,000 光年) [5] [6] (25.0 mag/arcsec 2 Bバンド等輝度線) [a] |
| 見かけの大きさ （V） | 7.2 × 6.8分角[8] |
| その他の指定 | |
| 乙女座A、乙女座X-1、NGC 4486、UGC 7654、PGC 41361、VCC 1316、Arp 152、3C 274 、[5] 3U 1228+12。[9] | |
メシエ87（別名おとめ座AまたはNGC 4486 、一般にM87と略される）は、おとめ座にある超巨大 楕円 銀河で、数兆個の恒星を含む。局所宇宙で最大かつ最も質量の大きい銀河の1つであり[b]、多数の球状星団（天の川銀河の周回軌道の150～200個と比較して約15,000個）と、中心核から発生し少なくとも1,500パーセク（4,900光年）に及ぶ高エネルギープラズマのジェットが相対論的速度で移動している。全天で最も明るい電波源の1つであり、アマチュア天文学者とプロの天文学者の両方に人気の観測対象である。
フランスの天文学者シャルル・メシエは1781年にM87を発見し、星雲としてカタログに登録した。M87は地球から約1640万パーセク（5300万光年）離れており、多くの衛星銀河を持つ北部のおとめ座銀河団の中で2番目に明るい銀河である。円盤状の渦巻銀河とは異なり、M87には目立った塵の帯がない。代わりに、ほとんどの巨大楕円銀河に典型的な、ほとんど特徴のない楕円形をしており、中心から離れるにつれて明るさが減っていく。M87の質量の約6分の1を占めるM87の恒星は、ほぼ球対称の分布をしている。恒星の密度は、中心から離れるにつれて減少する。M87の中心には活動的な超大質量ブラックホールがあり、これが活動銀河核の主要構成要素となっている。このブラックホールは、イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）によって2017年に収集されたデータを使用して撮影され、最終的な処理済み画像は2019年4月10日に公開されました。[13] 2021年3月、EHTコラボレーションは、クエーサーを生み出す力をよりよく明らかにするのに役立つ可能性のある、ブラックホールの偏光ベースの画像を初めて発表しました。[14]
この銀河は、多波長放射、特に電波の強力な発生源である。等光直径は 40.55 キロパーセク (132,000 光年) で、拡散した銀河エンベロープは半径約 150 キロパーセク (490,000 光年) まで広がっており、そこでおそらく別の銀河との遭遇によって切断されている。その星間物質は、進化した恒星から放出された元素を豊富に含む拡散ガスで構成されている。
観察履歴
1781年、フランスの天文学者シャルル・メシエは、彗星と混同される可能性のある天体を識別するためのリストの一部として、星雲状の外観を持つ103個の天体のカタログを出版した。その後、各カタログの項目には「M」が接頭辞として付けられた。したがって、M87はメシエのカタログに記載されている87番目の天体であった。[15] 1880年代、この天体はデンマーク系アイルランド人の天文学者ジョン・ドレイヤーが編纂した星雲と星団の新総合カタログにNGC 4486として掲載された。このカタログは主にイギリスの天文学者ジョン・ハーシェルの観測に基づいていた。[16]
1918年、リック天文台のアメリカ人天文学者ヒーバー・カーティスは、M87に渦巻き構造がないことに注目し、「奇妙な直線状の光線…どうやら細い物質の線で核とつながっているようだ」と観測した。この光線は銀河中心付近で最も明るく見えた。[17]翌年、 M87内の超新星SN1919Aは、写真等級のピークである11.5に達したが、この出来事は、1922年にロシアの天文学者イノケンティ・A・バラノフスキーが写真乾板を検査するまで報告されなかった。[18] [19]
銀河としての識別
1922年、アメリカの天文学者エドウィン・ハッブルは、 M87を、渦巻き構造を欠き、渦巻き星雲のように非銀河星雲のファミリーに属すると思われるため、より明るい球状星雲の1つに分類しました。[20] 1926年に彼は、銀河系外星雲と銀河系星雲を区別する新しい分類を作成しました。前者は独立した恒星系です。M87は、明らかな伸長のない楕円形の銀河系外星雲の一種（クラスE0）に分類されました。 [21]
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）の距離と暫定的に推定した。当時、M87は個々の星を分解できる唯一の楕円星雲として知られていたが、そのような距離では球状星団と個々の星の区別はつかないだろうと指摘されていた。[22] 1936年の著書『星雲の領域』でハッブルは当時の用語を検証している。天文学者の中には、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ぶ人もいたが、当時は銀河が天の川と同義だったため、従来の用語である銀河系外星雲を好んだ人もいた。 [23] 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。[24] [25]
現代の研究
1947年、著名な電波源であるVirgo Aが、測定位置に誤差があり、M87の位置と重なっていることが確認された。[26] 1953年までにこの電波源はM87であることが確認され、原因としては銀河の中心核から噴出する線形相対論的ジェットが示唆された。このジェットは中心核から位置角260°で角度距離20 ″、角度幅2″まで広がった。[24] 1969～1970年には、電波放射の強い成分がジェットの光源とほぼ一致することがわかった。[9] 1966年、米国海軍研究所のエアロビー 150ロケットがVirgo X-1を特定した。これはVirgoで最初のX線源である。[27] [28] 1967年7月7日にホワイトサンズミサイル実験場から打ち上げられたエアロビーロケットは、Virgo X-1の源が電波銀河M87であるというさらなる証拠をもたらしました。[29]その後のHEAO 1とアインシュタイン天文台によるX線観測では、M87の活動銀河核を含む複雑な源が示されました。[30]しかし、X線放射の中心集中はほとんどありませんでした。[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試験場となっている。1978 年、M87 の質量分布の恒星力学モデル化により、中心質量が太陽質量の 50 億M ☉ である証拠が示された。[31] 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) を使用して、M87 の中心にあるイオン化ガス円盤の回転速度が測定された。これは、修理後のハッブル機器の科学的性能をテストするための「早期リリース観測」として設計された。FOS データは、中心ブラックホールの質量が 24 億M ☉で、不確実性が 30% であることを示した。[32] M87 内の球状星団は、金属量関係の較正にも使用されている。[33]
M87は2017年の大半、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。[35]中心にあるブラックホールの事象の地平線はEHTによって直接撮影され、 [36]発表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フィルタリングされた。[37]
可視性
M87 はおとめ座の赤緯の上限付近にあり、かみのけ座に接している。おとめ座イプシロン星とデネボラ星（しし座ベータ星）の間の線に沿って位置している。[c]この銀河は、口径6 cm（2.4 インチ）の小型望遠鏡で観測でき、 7.2 × 6.8分 の角度範囲に広がり、表面輝度は 12.9で、中心核は非常に明るく、45 秒角である。[8]写真撮影の助けがなければ、ジェットを見るのは困難である。[38] 1991 年より前、ウクライナ系アメリカ人の天文学者オットー・ストルーベが、254 cm（100 インチ）のフッカー望遠鏡を使用して、ジェットを肉眼で見た唯一の人物として知られている。[39]近年では、より大型のアマチュア望遠鏡で良好な条件下で観測されている。[40]
プロパティ
フランスの天文学者ジェラール・ド・ヴォークルールによるハッブル系列 銀河の修正形態分類では、M87はE0p銀河に分類されている。「E0」は扁平化を示さない、つまり球状に見える楕円銀河を指す。[41]「p」接尾辞は、分類体系にきれいに当てはまらない特異な銀河を示す。この場合、特異性は中心核から噴出するジェットの存在である。 [41] [42]ヤーキス（モルガン）分類では、M87はcD型銀河に分類されている。[43] [44] AD銀河は楕円形の核を持ち、その周囲は塵のない広大な拡散外殻に囲まれている。AD型超巨星はcD銀河と呼ばれる。[45] [46]
M87までの距離は、いくつかの独立した技術を使用して推定されています。これには、惑星状星雲の明るさの測定、セファイド変光星などの標準光源を使用して距離が推定される近隣の銀河との比較、球状星団の線形サイズ分布、[d]、個別に分解された赤色巨星を使用した赤色巨星枝の先端法が含まれます。[e]これらの測定値は互いに一致しており、加重平均すると、距離の推定値は16.4 ± 0.5メガパーセク（53.5 ± 163万光年）になります。[3]
離れて
に向かって
この画像では垂直面内でのわずかな回転（右下が地球に向かって動き、左上が地球から離れる）が見られ、M87がゆっくりと回転していることがわかる。[51] [52]M87は、近傍宇宙で最も質量の大きい銀河の1つです。その直径は132,000光年と推定されており、天の川銀河の直径より約51％大きいです。[5] [6]楕円銀河であるため、この銀河は平らな円盤ではなく回転楕円体であり、M87の質量が大幅に大きい理由となっています。半径32キロパーセク（100,000光年）以内では、質量は(2.4 ± 0.6) × 10 12倍の太陽質量であり、[47]これは天の川銀河の質量の2倍である。[53]他の銀河と同様に、この質量のほんの一部だけが恒星の形をとっている。M87の推定質量対光度比は6.3 ± 0.8である。つまり、銀河の質量の約6分の1だけがエネルギーを放射する恒星の形をしている。[54]この比は5から30まで変化し、中心核から9〜40キロパーセク（29,000〜130,000光年）の範囲ではr 1.7にほぼ比例する。 [48] M87の全質量は天の川銀河の200倍である可能性がある。[55]
この銀河には、年間2～3太陽質量の割合でガスが流入しており、そのほとんどは中心核に集積していると考えられる。[56]この銀河の拡張された恒星外殻の半径は約150キロパーセク（49万光年）に達し、[7]天の川銀河の半径は約100キロパーセク（33万光年）である。[57]その距離を超えると、銀河の外縁は何らかの方法で切断されており、おそらく以前に別の銀河と遭遇したことが原因と思われる。[7] [58]銀河の北西には線状の星の流れの証拠があり、これは周回銀河の潮汐力による剥離か、 M87に向かって落下する小さな衛星銀河によって形成された可能性がある。 [59]さらに、銀河の北東外側にある高温のイオン化ガスのフィラメントは、M87によって破壊された小さなガス豊富な銀河の残骸であり、その活動核に供給されている可能性があります。[60] M87には、NGC 4486BやNGC 4478など、少なくとも50個の衛星銀河があると推定されています。[61] [62]
M87 の核領域のスペクトルには、水素(HI、HII)、ヘリウム(HeI)、酸素(OI、OII、OIII)、窒素(NI)、マグネシウム(MgII)、硫黄(SII)など、さまざまなイオンの輝線が見られます。弱電離原子 (中性原子酸素、OIなど) の輝線強度は、強電離原子 (二重電離酸素、OIIIなど) の輝線強度よりも強いです。このようなスペクトル特性を持つ銀河核は、"低電離核輝線領域"を意味する LINER と呼ばれています。[63] [64] LINER と M87 における弱電離が支配的な電離のメカニズムと原因については議論が続いています。考えられる原因としては、ディスクの外側部分での衝撃による励起[63] [64]や、ジェットによって駆動される内側領域での光電離などが挙げられます。 [65]
M87のような楕円銀河は、1つ以上の小さな銀河の合体の結果として形成されたと考えられています。[66]楕円銀河には、一般的に（渦巻銀河と比較して）比較的少ない冷たい星間ガスが含まれており、進行中の星形成はほとんどまたはまったくなく、ほとんどが古い星で構成されています。M87の楕円形は、天の川銀河などの渦巻銀河に見られるより秩序だった回転運動とは対照的に、構成する星のランダムな軌道運動によって維持されています。 [67]天文学者は、超大型望遠鏡を使用して約300個の惑星状星雲の動きを調べ、過去10億年の間にM87が中規模の星形成渦巻銀河を吸収したことを突き止めました。これにより、より若く青い星がいくつかM87に加わりました。惑星状星雲の独特なスペクトル特性により、天文学者はM87のハローに、破壊された銀河の不完全な位相空間混合によって生成されたV字型構造を発見した。 [68] [69]
コンポーネント
超大質量ブラックホール M87*
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）があり、[34] [71] [13]その質量は地球の太陽の数十億倍であり、推定では（3.5 ± 0.8）× 10 9 M ☉ [72]から（6.6 ± 0.4）× 10 9 M ☉、[72]を上回った7.22+0.34
−0.40× 10 9 M ☉と2016年に発表された。 [73] 2019年4月、イベント・ホライズン・テレスコープ共同研究チームは、ブラックホールの質量を（6.5 ± 0.2 stat ± 0.7 sys）× 109 M ☉。[74]これは、そのような物体としては知られている中で最も大きい質量[75]、最大直径は 25,000 AU (3.7兆キロメートル、2.3兆マイル) に達する。[76]比較すると、冥王星は太陽から平均 39 AU (58億キロメートル、36億マイル) 離れている。ガスは、地球質量の約90倍) の割合でブラックホールに 集積していると。[77]シュワルツシルト半径は120 AU (180億キロメートル、110億マイル) である。[78]地球から見た放射リングの直径は42μas（マイクロ秒角）である。比較すると、M87の核の直径は45"（as、秒角）で、M87の大きさは7.2' x 6.8'（am、分角）である。
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。[79]これは既知のジェットの反対方向であると主張されており、ブラックホールがジェットによって加速されていることを示している。別の示唆では、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いうものだった。[79] [80]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、[81] M87の高解像度画像に関する2018年の研究では、見かけ上の空間ずれはブラックホールが銀河中心から物理的にずれたのではなく、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。[82]
このブラックホールは初めて画像化されたものである。画像を生成するためのデータは2017年4月に撮影され、画像は2018年に生成され、2019年4月10日に公開された。[37] [83] [84]この画像はブラックホールの影を示しており、 [85]直径690AU（1030億km; 640億マイル）の非対称な放射リングに囲まれている。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倍である。リングの明るさの非対称性は相対論的ビーミングによるもので、相対論的速度で観測者に向かって移動する物質は明るく見える。ブラックホールの周囲の目に見える物質は観測者に対して大部分が時計回りに回転し、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つ。[86]回転パラメータは と推定され、これは回転速度≈0.4 cに相当する。[87]
ブラックホールが撮影された後、古代の創造の歌「クムリポ」に由来するハワイ語で「飾られた計り知れない暗黒の創造物」を意味する「ポウェヒ」と名付けられました。[89]
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が偏光でどのように見えるかという、これまでにないユニークな画像が明らかになった。[90]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調べることが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方向を教えてくれる。 [91]これらを知ることは、M87の超大質量ブラックホールがどのようにして磁化されたプラズマのジェットを発射し、M87銀河を超えて相対論的な速度で膨張しているのかを理解するために不可欠である。
2021年4月14日、天文学者たちはさらに、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行われたイベント・ホライズン・テレスコープ2017の観測中に研究されたと報告した。[説明が必要] [92]
2023年4月、研究チームは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ブラックホールのオリジナルのEHT観測に適用し、より鮮明な最終画像を生み出し、観測結果と理論の整合性をより厳密にテストすることができました。[93] [94]
ジェット
中心核から噴出する相対論的な物質ジェットは、中心核から少なくとも1.5キロパーセク（5,000光年）まで広がり、超大質量ブラックホールから噴出した物質で構成されている。ジェットは高度に集束しており、中心核から0.8パーセク（2.6光年）以内では60°の角度に制限されているように見え、2パーセク（6.5光年）では約16°、12パーセク（39光年）では6～7°に制限されている。[95]その基部の直径は5.5±0.4シュワルツシルト半径で、回転する超大質量ブラックホールの周りの順行性降着円盤によって駆動されていると考えられる。 [95]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、エネルギーが磁場内で相対論的な速度で運動する電子の加速によって生成され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[96]（5.1×1049 ジュールまたは3.2 × 1068 eV）。これはおよそ10銀河系全体で1秒間に生み出されるエネルギーの13 倍、推定5×1036ジュール。[97]ジェットは低速の非相対論的成分に囲まれている。カウンタージェットの証拠はあるが、相対論的ビーミング。[98][99]ジェットは歳差運動をしており、流出は1.6パーセク（5.2光年）に渡って螺旋状のパターンを形成する。[76]放出された物質の塊は80キロパーセク（26万光年）に渡って広がっている。[100]
1999年にハッブル宇宙望遠鏡が撮影した写真では、M87のジェットの動きが光速の4～6倍で測定された。この現象は超光速運動と呼ばれ、ジェットの相対速度によって引き起こされる錯覚である。ジェットから放出される2つの光パルスの時間間隔は、観測者が記録するように、観測者の方向に移動するジェットの相対速度により、実際の間隔よりも短くなる。この結果、ジェット自体の速度は光速の80～85%に過ぎないが、光速よりも速いと知覚される。このような運動の検出は、クエーサー、BLらしき天体、電波銀河はすべて、異なる視点から見た活動銀河と呼ばれる同じ現象である可能性があるという理論を裏付けるために使用されている。[101] [102] 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ます。BL Lacertae天体の特徴であるフラックスの変化がM87で観測されています。[103] [104]
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。この変動により、M87 を取り囲む高温ガスに圧力波が生じる。チャンドラ X 線天文衛星は、ガス内にループとリングを検出した。その分布から、数百万年ごとに小規模な噴火が発生していることが示唆される。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 (85,000 光年) の衝撃波である。観測されたその他の特徴には、長さが最大 31 キロパーセク (100,000 光年) の細い X 線放射フィラメントや、7,000 万年前の大規模な噴火によって高温ガス内に生じた大きな空洞がある。定期的な噴火により、巨大なガス溜まりが冷却されて星が形成されるのが妨げられ、M87 の進化が深刻な影響を受け、大規模な渦巻き銀河になることが妨げられている可能性がある。
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、科学者は高エネルギー立体視システムチェレンコフ望遠鏡を使用して、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。この短い期間から、ガンマ線の最も可能性の高い発生源は超大質量ブラックホールであることがわかります。[105]一般に、放射源の直径が小さいほど、フラックスの変化は速くなります。[105] [106]
ジェット内の物質の塊（HST-1と命名）は、中心核から約65パーセク（210光年）離れており、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、[108] X線放射はそれ以来変動しながら減少している。[109]
活動銀河では、中心核から放出されるプラズマの相対論的ジェットと周囲の物質との相互作用により、電波ローブが形成される。ローブは対になって発生し、対称形になることが多い。 [110] M87 の 2 つの電波ローブは合わせて約 80 キロパーセクに及び、最大 2 キロパーセクに及ぶ内側部分は、電波波長で強い放射を行っている。この領域からは 2 つの物質の流れが発生し、1 つはジェット自体と一直線に並び、もう 1 つは反対方向である。流れは非対称で変形しており、高密度の銀河内物質に遭遇していることを示唆している。距離が離れると、両方の流れが 2 つのローブに拡散する。ローブは、電波を放射するガスのより淡いハローに囲まれている。[111] [112]
星間物質
M87の星々の間の空間は、主系列寿命を過ぎた星々から放出された元素によって化学的に濃縮された拡散した星間ガスで満たされている。炭素と窒素は、漸近巨星枝を通過する中間質量の星によって継続的に供給される。[113] [114]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る。重元素のうち、約60％はコア崩壊型超新星によって生成され、残りはIa型超新星から生成された。[113]
酸素の分布は全体的にほぼ均一で、太陽の値（つまり、太陽の酸素存在量）の約半分である一方、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ます。[114] [115]酸素は主に銀河の初期段階で発生するコア崩壊型超新星によって生成され、ほとんどが外側の星形成領域で生成されるため、[113] [114] [115]これらの元素の分布は、コア崩壊型超新星による星間物質の早期の濃縮と、M87の歴史を通じてIa型超新星からの継続的な寄与を示唆しています。[113]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。[113]
M87を遠赤外線で調べたところ、25μmより長い波長で過剰な放射が見られた。通常、これは温かい塵による熱放射の兆候かもしれない。[116] M87の場合、放射はジェットからのシンクロトロン放射で完全に説明できる。銀河系内では、コアからのX線放射のため、ケイ酸塩粒子は4600万年しか生き残れないと予想される。[117]この塵は過酷な環境によって破壊されるか、銀河系から追い出された可能性がある。[118] M87の塵の総質量は太陽の7万倍以下である。[117]比較すると、天の川銀河の塵は約1億（108）太陽質量。 [119]
M87は楕円銀河であるため渦巻銀河のような塵の帯はないが、中心核に向かって落下するガスから生じる光学フィラメントが観測されている。この放射は、落下するガス流が中心核領域からのX線に遭遇した際の衝撃励起によるものと考えられる。[120]これらのフィラメントの質量は約10,000 M ☉と推定されている。[56] [120]銀河の周囲には高温で密度の低いガスが広がるコロナがある。[121]
球状星団
M87 には異常に多くの球状星団がある。2006 年に行われた、中心核から 25 ′の角度距離までの調査では、 M87 の周囲には12,000 ± 800 個の球状星団があると推定されている[122]。これに対し、天の川銀河内およびその周囲には 150 ～ 200 個の球状星団がある。これらの星団の大きさの分布は天の川銀河のものと似ており、そのほとんどは有効半径が 1 ～ 6 パーセクである。M87 の星団の大きさは、銀河中心から離れるにつれて徐々に大きくなっている[123] 。中心核から半径 4 キロパーセク (13,000 光年) 以内では、星団の金属量(水素とヘリウム以外の元素の存在量) は太陽の半分程度である。この半径の外では、中心核から星団までの距離が長くなるにつれて、金属量は着実に減少している[121]。金属量の低い星団は、金属を多く含む星団よりもいくらか大きい。[123] 2014年、最初の超高速球状星団であるHVGC-1がM87から秒速2,300キロメートルで脱出しているのが発見されました。このような高速での球状星団の脱出は、超大質量ブラックホール連星との接近遭遇とそれに続く重力の影響によるものと推測されました。[124]
M87には、約100個の超小型矮小銀河が確認されている。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）以上あり、球状星団の最大直径である3パーセク（9.8光年）よりもはるかに大きい。これらがM87に捉えら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。[125]
環境
M87 は、約 2,000 個の銀河が密集した構造であるおとめ座銀河団の中心付近 (または中心) にあります。[ 44 ]これは、より大きなおとめ座超銀河団の中心を形成し、局部銀河群(天の川銀河を含む) はその外れのメンバーです。[7]これは、3 つの大きな銀河 M87、 M49、M86に関連する少なくとも 3 つの異なるサブシステムで構成されており、コア サブグループには M87 (おとめ座 A ) と M49 (おとめ座 B ) が含まれます。[127] M87 の周囲には、楕円銀河とS0 銀河が多数あります。[128]楕円銀河のチェーンがジェットとほぼ一直線に並んでいます。[128]質量の点では、M87 が最大である可能性が高く、中心性も相まって、銀河団全体に対してほとんど動いていないようです。[7]ある研究では、それはクラスターの中心として定義されています。クラスターにはX線を放射する希薄なガス媒体があり、中心に向かって温度が低くなっています。[116]クラスターの総質量は0.15〜1.5 ×10と推定されています。15 M ☉ .[126]
M87 と M86 の間にある銀河団内の爆発的星形成 (「惑星状」) 星雲の運動を測定したところ、2 つの銀河は互いに近づいており、これが最初の遭遇である可能性が示唆された。M87 はM84と相互作用した可能性があり、潮汐力による M87 の外側のハローの切断がその証拠である。切断されたハローは、銀河団の他の部分から M87 に落ち込んだ目に見えない質量による収縮によっても引き起こされた可能性があり、この質量は仮説上の暗黒物質である可能性がある。3 つ目の可能性は、活動銀河核からの初期のフィードバックによってハローの形成が切断されたことである。[7]
参照
注記
- ^ 記載されているサイズは、Bバンドの25.0 mag/arcsec 2等光線で直接測定された直径を指します。この銀河は、300 kpc（980,000 ly）まで広がる、非常に拡散した広大なハローを持っています。[7]
- ^ 「局所宇宙」は厳密に定義された用語ではありませんが、約5000万光年から10億 光年の距離にある宇宙の一部を指すことが多いです。[10] [11] [12]
- ^ おとめ座イプシロン星は天体座標α =13ʰ02ᵐ, δ =+10°57′ にあります。デネボラはα =11ʰ49ᵐ, δ =+14°34′ にあります。このペアの中点はα =12ʰ16ᵐ, δ =12°45′ にあります。メシエ87の座標α =12ʰ31ᵐ, δ =+12°23′ と比較してください。
- ^ これにより、距離は16.4 ± 2.3メガパーセク（53.5 ± 750万光年）となる。[3]
- ^ これにより、距離は16.7 ± 0.9メガパーセク（54.5 ± 294万光年）となる。[3]
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