메시에 87

Messier 87
메시에 87
Visual wavelength image of Messier 87 with bright core, jet and globular clusters
푸른색 플라즈마 제트가 선명하게 보이는 허블 우주망원경에서 볼 수 있는 메시에 87의 은하핵(가시광선 및 적외선에서의 관측의 합성 이미지)
관측 데이터(J2000 epoch)
별자리처녀자리
우측 상승12h 30m 49.42338s[1]
탈위임+12° 23′ 28.0439″[1]
레드시프트0.00428[2]
헬리오 방사 속도초속[2] 1284km
거리16.4 ± 0.5 Mpc(53.5 ± 1.6 Mly)[3]
겉보기 크기 (V)8.79[4]
특성.
유형E+0-1 pec, NLRG Sy[5]
크기980kly(300kpc)[6]
겉보기 크기 (V)7.2 × 6.8 '[7]
기타 지정
Virgo A, Virgo X-1, NGC 4486, UGC 7654, PGC 41361, VCC 1316, Arp 152, 3C 274,[5] 3U 1228+12.[8]

메시에 87(Virgo A 또는 NGC 4486이라고도 하며 일반적으로 M87로 약칭)은 처녀자리 별자리에 수조 개의 별이 있는 초거성 타원 은하다.지역 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나인 [a]이 은하수는 은하수를 공전하는 150–200에 비해 약 15,000개의 구상 성단과 중심부에서 발원하여 최소한 1,500파섹(4,900광년)을 연장하는 에너지 넘치는 플라즈마의 제트기를 가지고 있어 상대적 속도로 이동한다.그것은 하늘에서 가장 밝은 전파원 중 하나이며 아마추어 및 전문 천문학자들 모두에게 인기 있는 목표물이다.

프랑스의 천문학자 찰스 메시에가 1781년에 M87을 발견하여 성운으로 분류했다.M87은 지구에서 약 1640만 파섹(5300만 광년) 떨어져 있으며, 북버고 성단 내에서 두 번째로 밝은 은하로, 위성 은하가 많다.원반 모양의 나선은하와 달리 M87은 뚜렷한 먼지 차선이 없다.대신에, 그것은 거의 특징 없는 타원형 은하의 전형적인 타원형 모양을 가지고 있으며, 중심으로부터의 거리와 함께 광도가 감소한다.M87의 항성은 질량의 약 6분의 1을 형성하며 거의 수직 대칭 분포를 보인다.그들의 인구밀도는 중심으로부터의 거리가 증가함에 따라 감소한다.그것은 핵에 활성 초질량 블랙홀을 가지고 있는데, 이것은 활성 은하핵의 1차 성분을 이루고 있다.블랙홀은 EHT(Event Horizon 망원경)가 2017년 수집한 데이터를 이용해 촬영됐으며, 2019년 4월 10일 최종 처리된 영상이 공개됐다.2021년 3월, EHT Collaboration은 처음으로 블랙홀의 양극화 기반의 이미지를 제시했는데, 이는 퀘이사를 발생시키는 힘을 더 잘 드러내는 데 도움이 될 수 있다.[12]

은하는 다파장 복사, 특히 전파의 강력한 공급원이다.은하계 외피는 약 150킬로파섹(49만 광년)의 반지름까지 뻗어 있으며, 여기서 잘려나가는데, 아마도 다른 은하와의 만남에 의한 것일 것이다.그것의 성간 매체는 진화된 별에서 방출된 원소에 의해 농축된 확산 가스로 구성되어 있다.

관찰이력

1781년 프랑스의 천문학자 찰스 메시에가 혜성과 혼동될 수 있는 물체를 식별하기 위한 목록의 일부로서 모호한 외관을 가진 103개의 물체의 카탈로그를 발표했다.이후, 각 카탈로그 항목에는 "M"이라는 접두어가 붙었다. 따라서 M87은 메시에의 카탈로그에 등재된 87번째 물건이었다.[13]1880년대 동안, 이 물체는 덴마크-이르쉬 천문학자 존 드레이어가 주로 영국 천문학자 존 허셜의 관찰에 기초하여 조립한 성운과 별 성단의 새 일반 카탈로그에 NGC 4486으로 포함되었다.[14]

1918년, 릭 천문대의 미국 천문학자 헤버 커티스는 M87의 나선형 구조가 부족하다는 것을 지적하고, "약간 얇은 물질 선에 의해 핵에 연결된 것으로 보이는 매혹적인 직선 광선"을 관측했다.그 광선은 은하 중심부 근처에서 가장 밝게 보였다.[15]이듬해 M87 내의 초신성은 러시아 천문학자 이노켄티 A가 사진판을 검사할 때까지 보고되지 않았지만, 이 사건은 21.5의 최대 사진 크기에 도달했다.1922년 [16][17]발라노프스키

은하로서의 식별

Hubble classified galaxies according to their shape: ellipticals, lenticulars and spirals. Ellipticals and spirals have further categories.
허블의 은하 분류 체계에서 M87은 E0 은하다.

1922년 미국의 천문학자 에드윈 허블은 M87을 보다 밝은 구상성운 중 하나로 분류했는데, 이는 나선성운과 마찬가지로 비 은하성운과에 속하는 것으로 보이기 때문이다.[18]1926년에 그는 은하계 성운과 외적 성운들을 구별하는 새로운 분류를 만들어냈는데, 전자는 독립적인 항성계통이었다.M87은 뚜렷한 신장(E0 등급)이 없는 타원형 외적 성운의 일종으로 분류되었다.[19]

1931년 허블은 M87을 처녀자리 은하단의 일원으로 묘사하고, 지구로부터 180만 파섹(590만 광년)의 잠정적인 추정을 내렸다.이때는 구상 성단이 그러한 거리에 있는 개별 별들과 구별할 수 없을 것이라는 지적이 있었지만, 개별 별들이 해결될 수 있는 유일한 타원 성운이었다.[20]허블은 1936년 "성운종의 영역"에서 당대의 용어를 조사한다; 일부 천문학자들은 우리 은하로부터 멀리 떨어진 항성계였다는 이유로 외부 은하로 추정했다. 반면에 다른 천문학자들은 은하계의 동의어였기 때문에 일반적인 용어인 "성운계성운"을 선호했다.[21]M87은 적어도 1954년까지 외적 성운이라는 꼬리표가 계속 붙었다.[22][23]

현대 연구

1947년, M87의 위치와 겹치는 저명한 전파원인 처녀자리 A가 확인되었다.[24]출처는 1953년까지 M87로 확인됐으며 은하 중심부에서 나오는 선형상대론적 제트기가 원인으로 제시됐다.이 제트는 260°의 위치 각도에서 코어로부터 각도 폭 2㎛[22]의 각도 거리 20㎛까지 확장했다.1969-70년, 무선 방출의 강력한 구성 요소가 제트의 광학 소스와 밀접하게 일치하는 것으로 밝혀졌다.[8]1966년 미국 해군 연구소의 에어로비 150 로켓은 처녀자리 최초의 X선 소스인 처녀자리 X-1을 확인했다.[25][26]그 Aerobee 로켓 화이트 샌즈에서 77월 1967년에 발사된 추가 증거는 처녀 자리 X-1의 원천은 전파 은하를 M87.[27] 의한 X선 관측으로 인해 그 HEAO 1와 아인슈타인 천문대를 보여 주고 복잡한 소스어 있는 활동성 은하 핵의 M87.[28] 하지만은 없concentratio.흙의 ne X선 [8]방출

M87은 은하의 중심 초거대 블랙홀의 질량을 측정하는 기법의 중요한 시험장이었다.1978년, M87의 질량 분포에 대한 눈부신 동적 모델링은 50억 개의 태양 질량의 중심 질량에 대한 증거를 제공했다.[29]1993년 허블우주망원경에 코스타르 교정광학 모듈을 설치한 후, M87 중심부에 있는 이온화 가스 디스크의 회전 속도를 측정하는 데 허블 기절물 스펙트로그래프(FOS)를 사용하였는데, 이는 수리 후 허블 기구의 과학적 성능을 시험하기 위한 "조기 방출 관측"이다.FOS 데이터는 24억 태양 질량의 중앙 블랙홀 질량을 나타냈으며 30%의 불확실성을 보였다.[30]M87 내의 구상 성단은 또한 야금성 관계를 보정하는 데 사용되어 왔다.[31]

M87은 2017년 상당 기간 동안 EHT(Event Horizon 망원경)에 의해 관측되었다.2019년 4월 10일자 천체물리학 저널 레터즈(vol. 875, 1호)는 6편의 오픈 액세스 논문을 발표하며 결과에 전념했다.[32]중앙 블랙홀의 이벤트 지평선은 EHT에 의해 직접 이미지화되었다가,[33] 언급된 이슈 날짜에 대한 기자 회견에서, 이것으로부터 블랙홀의 그림자의 첫 번째 이미지를 걸러내면서 드러났다.[34]

가시성

M87 주변 처녀자리 면적

M87은 처녀자리(Virgo constellation)의 높은 한계치에 근접해 있으며, 혼수상태의 베레니스를 교살하고 있다.별자리 엡실론(Virginis)과 데네볼라(Beta Leonis) 사이의 선을 따라 놓여 있다.[b]은하는 6cm(2.4인치) 개구부의 작은 망원경을 사용하여 관측할 수 있으며, 표면 밝기 12.9에서 7.2 × 6.8 아크분(각선 영역)을 가로질러 확장되며, 45 아크초의 매우 밝은 중심핵을 가지고 있다.[7]사진의 도움 없이 제트기를 보는 것은 도전이다.[35]1991년 이전에 러시아계 미국인 천문학자 오토 슈트루브는 254cm(100인치) 후커 망원경을 사용하여 제트기를 시각적으로 본 것으로 알려진 유일한 사람이었다.[36]최근 몇 년 동안 그것은 훌륭한 조건 하에서 더 큰 아마추어 망원경에서 관찰되었다.[37]

특성.

프랑스 천문학자 제라드 드 보쿨루르스의 변형 허블 시퀀스 은하 형태학 분류 체계에서 M87은하 E0p 은하로 분류된다."E0"은 평탄화가 나타나지 않는 타원형 은하를 가리킨다. 즉, 구형으로 나타난다.[38]"p" 접미사는 분류 체계에 깨끗하게 들어맞지 않는 독특한 은하를 나타내며, 이 경우 특이성은 중심에서 분출되는 제트의 존재다.[38][39]Yerkes(모건) 체계에서 M87은유형 cD 은하로 분류된다.[40][41]D은하는 넓고 먼지가 없는 확산성 봉투로 둘러싸인 타원형 모양의 핵을 가지고 있다.D형 초거성을 cD 은하라고 한다.[42][43]

M87까지의 거리는 몇 가지 독립적인 기법을 사용하여 추정되었다.여기에는 행성상성운의 광도 측정, 세페이드 변수와 같은 표준초를 사용하여 거리를 추정하는 인근 은하와의 비교, 구상 성단의 선형 크기 분포,[c] 개별적으로 분해된 적색 거성별을 사용한 적색거성 가지법의 끝이 포함된다.[d]이러한 측정은 서로 일관되며 가중 평균은 16.4 ± 0.5 메가파섹(53.5 ± 163만 광년)의 거리 추정치를 산출한다.[3]

밀폐된 질량
반지름
kpc		 미사
×1012M☉
32 2.4[44]
44 3.0[45]
47 5.7[46]
50 6.0[47]
stellar velocities in M87 are somewhat random, as opposed to more circular velocities in spirals
M87의 중심 지역의 항성 속도 지도, 지구에 대한 항성의 움직임을 보여준다.파란색은 지구를 향한 움직임을 나타내고, 빨간색은 멀리 떨어진 움직임을 나타내며, 노란색과 녹색은 그 사이에 있다.이미지는 그들의 움직임 중에서 무작위적인 성격의 측면을 보여준다.[48][49]

M87은 지역 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나이다.그것의 지름은 24만 광년으로 추정되는데, 이것은 은하수보다 약간 더 크다.[46]타원형 은하로서 은하는 납작한 원반보다는 회전체로서 M87의 실질적으로 더 큰 질량을 차지한다. 32킬로파섹(10만 광년) 반경 내에서는 질량이 태양의 질량의 2배인 (2.4±0.6)×10배로12 은하 [44]은하의 질량의 2배가 된다.[50]다른 은하계와 마찬가지로 이 질량의 일부만이 항성의 형태를 띠고 있다:M87은 질량과 광도비 6.3 ± 0.8로 추정되며, 즉 은하 질량의 6개 중 약 1개 부분만이 에너지를 방사하는 별의 형태를 띠고 있다.[51]이 비율은 5에서 30까지 다양하며, 노심으로부터 9-40 킬로파섹(29,000–13만 광년) 지역에서의 r과1.7 거의 비례한다.[45]M87의 총 질량은 은하수의 200배일 수 있다.[52]

은하는 일년에 2-3개의 태양 질량의 속도로 내부 가스를 경험하고, 그 대부분은 중심부에 축적될 수 있다.[53]이 은하의 항성 외피는 약 150 킬로파르초(49만 광년)에 달하며,[6] 은하수는 약 100 킬로파르초(33만 광년)에 달한다.[54]그 거리 너머 은하계의 바깥쪽 가장자리는 어떤 수단에 의해 잘려져 있다;[6][55] 아마도 다른 은하와의 더 이른 만남에 의해.별들의 선형 하천의 은하의 은하의 궤도를 돌고 있는 조석을 벗었다는 또는 작은 위성 은하 M87.[56]를 향했다 disru 작은,gas-rich 은하 더구나 뜨거운 이온화 가스의 은하의 북동쪽 바깥 부분에서 필라멘트가 나머지에 빠지게에 의해 창조될 수 있는 북서쪽에 증거가 있다.pted M87에 의해 활성핵을 공급할 수 있다.[57]M87에는 NGC 4486B와 NGC 4478을 포함하여 최소 50개의 위성 은하가 있을 것으로 추정된다.[58][59]

M87의 핵 영역의 스펙트럼에는 수소(HI, HII), 헬륨(HEI), 산소(OI, OII, OIII), 질소(NI), 마그네슘(MgII), 황(SII) 등 다양한 이온의 방출선이 표시된다.약하게 이온화된 원자(중립 원자 산소, OI 등)의 라인 강도는 강한 이온화된 원자(이중 이온화 산소, OIII 등)의 강도보다 강하다.그러한 스펙트럼 특성을 가진 은하핵은 "저이온화 핵 방출 라인 영역"[60][61]을 위해 라이너라고 불린다.라이너와 M87의 약한 회선 위주 이온화의 메커니즘과 원천이 논의되고 있다.가능한 원인으로는 디스크[60][61] 외부 부분의 충격 유도 흥분 또는 제트에 의해 구동되는 내부 영역의 광전화가 있다.[62]

M87과 같은 타원형 은하는 하나 이상의 작은 은하가 합쳐진 결과로 형성된다고 믿어진다.[63]일반적으로 차가운 성간 가스를 비교적 적게 함유하고 있으며(나선형 은하에 비해) 대부분 오래된 별들로 채워져 있으며, 현재 진행 중인 별 형성이 거의 또는 전혀 없다.M87의 타원형 모양은 은하수와 같은 나선 은하에서 발견되는 보다 질서 정연한 회전 운동과 대조적으로 구성 항성의 임의 궤도 운동으로 유지된다.[64]초거대 망원경을 사용하여 약 300개의 행성상 성운들의 움직임을 연구하면서, 천문학자들은 M87이 지난 수십억 년 동안 중간 크기의 항성형성 나선 은하를 흡수했다고 결론지었다.이것은 M87에 더 젊고 더 푸른 별들을 추가하는 결과를 낳았다.행성상 성운의 독특한 스펙트럼 특성은 천문학자들이 M87의 광광에서 분열된 은하의 불완전한 위상-공간 혼합에 의해 생성된 쉐브론 같은 구조를 발견할 수 있게 했다.[65][66]

구성 요소들

초거대 블랙홀 M87*

1.3mm 전파를 이용한 M87 중심부의 Event Horizon 망원경 이미지.중앙 다크 스팟은 M87*의 그림자로 블랙홀의 사건 지평선보다 크다.
Event Horizon 망원경이 촬영하여 2021년 3월 24일에 공개한 편광 광선의 M87* 초거대 블랙홀 전경.총 강도 위에 있는 선의 방향은 전자파 전기 벡터 진동의 방향을 표시한다.
2017년 4월 블랙홀의 첫 번째 이미지를 찍기 위한 Event Horizon 망원경의 캠페인 동안 M87 시스템이 전자파 스펙트럼 전체에 걸쳐 어떻게 보였는지를 보여주는 합성 이미지.지구와 우주에 19개의 다른 시설을 필요로 하는 이 이미지는 블랙홀과 그것의 전방 지향 제트기에 의해 확장된 거대한 스케일을 보여준다.그림의 왼쪽 위는 ALMA가 촬영한 이미지로 허블우주망원경이 촬영한 가시적 이미지와 같은 스케일로 관측된 대형 제트기와 찬드라(오른쪽 위)가 촬영한 X선 이미지를 보여준다.[67]

은하 중심에는 지구 태양의 수십억 배인 M87*[32][68]로 명명된 초질량 블랙홀(SMBH)이 있다. 추정치는 (3.5±0.8)×10부터9M☉[69] (6.6±0.4)×10까지9 다양했다. M☉,[69] 7.22+0.34-0
.40×10을9 넘어섰다. M☉ 2016년에[70]2019년 4월 Event Horizon 망원경 협업을 통해 블랙홀 질량 측정치를 (6.5 ± 0stat.2 ± 0sys.7) × 10으로9 발표했다. M☉.[71] 이것은 그러한 대상에 대해 가장 잘 알려진 대중들 중의 하나이다.이온화 가스의 회전 원반은 블랙홀을 둘러싸고 있으며, 상대론적 제트기와 대략 수직이다.디스크는 최대 1,000 km/s의 속도로 회전하며 최대 [72]직경 0.12 pc(2만 5천 AU, 0.39 ly, 3조 7천억 km)에 이른다.[73]이에 비해 명왕성은 평균적으로 태양으로부터 39AU(0.00019 pc; 58억 km) 떨어져 있다.가스는 블랙홀에 10년마다 1개의 태양 질량(하루 약 90개의 지구 질량)의 추정 속도로 유입된다.[74]블랙홀의 슈바르츠실트 반지름은 5.9×10파섹−4(1.9×10광년−3)으로 지구-태양 거리(120AU)의 약 120배에 이른다.[75]

2010년 한 논문은 블랙홀이 은하 중심에서 약 7파섹(23광년)만큼 이동될 수 있다고 제안했다.[76]이는 알려진 제트기와 반대 방향이라고 주장되어, 그것에 의한 블랙홀의 가속도를 나타냈다.또 다른 제안은 두 개의 초거대 블랙홀의 합병 과정에서 상쇄가 발생했다는 것이었다.[76][77]그러나 2011년 연구는 통계적으로 유의한 변위를 발견하지 못했고,[78] 2018년 M87의 고해상도 영상에 대한 연구는 겉보기 공간 오프셋이 은하 중심에서 블랙홀의 물리적 변위보다는 제트 밝기의 시간적 변화에 의해 발생했다는 결론을 내렸다.[79]

이 블랙홀은 처음이자 현재까지 이미징된 유일한 구멍이다.이미지 제작 데이터는 2017년 4월 촬영됐으며 2018년 제작돼 2019년 4월 10일 발간됐다.[34][80][81]이미지는 블랙홀의 그림자를 보여주며,[82] 지름이 3.36×10파섹−3(0.0110 ly)인 비대칭 방출 링으로 둘러싸여 있다.그림자 반지름은 블랙홀 슈바르츠실트 반지름의 2.6배다.[83]회전 매개변수는 ~0.4c의 회전 속도에 해당하는 a = 0.9 ± 0.1로 추정되었다.[84]

블랙홀이 이미징된 후, 그것은 고대 창조의 구물리포에서 따온 "패텀 없는 어둠의 창조"를 의미하는 하와이의 단어인 Powehi로 명명되었다.[85]

2021년 3월 24일, Event Horizon 망원경 협업을 통해 M87 블랙홀 그림자에 대한 전례 없는 독특한 시각,[86] 즉 편광으로 보이는 모습이 드러났다.양극화는 천문학자들이 이미지 뒤에 있는 물리학을 더 자세히 조사할 수 있게 해주는 강력한 도구다.빛 양극화는 블랙홀 그림자를 둘러싼 빛의 고리 안에 있는 자기장의 강도와 방향을 알려준다.[87]M87 초거대 블랙홀이 M87 은하를 넘어 상대적 속도로 팽창하는 자기화된 플라즈마의 제트기를 어떻게 발사하는지 이해하는 데 필수적이다.

2021년 4월 14일, 천문학자들은 M87 블랙홀과 그 주변이 전세계의 많은 다파장 관측소들에 의해서도 관찰되는 Event Horizon 망원경 2017 동안 연구되었다고 보고하였다.[88]

제트

M87 jet extends up to 5,000 light-years from the core
물질의 분사량은 거의 빛의 속도로 M87에서 배출되며, 은하핵으로부터 1.5 kpc(5 kly) 뻗어 있다.
In X-ray image, blue appearing hot matter from cluster falls to M87 center and cools, thus fading in brightness. Jet (appearing orange in radio) hinders this infall and lifts the falling matter up.
이 X선(Chandra)과 라디오(VLA) 합성 이미지에서 처녀자리 은하단의 뜨거운 물질(Blue in X-ray)은 M87의 핵심을 향해 떨어져 냉각되는데, 여기서 상대론적 제트(오렌지 in Radio)와 만나 은하의 성간 매체에 충격파를 일으킨다.

핵에서 나오는 물질의 상대론적 분사량은 핵으로부터 최소 1.5킬로파르초(5,000광년) 뻗어 있으며 초거대 블랙홀에서 분출되는 물질로 구성되어 있다.제트기는 고도로 시준되어 코어 0.8pc(2.6광년), 2파섹(6.5광년)에서 약 16°, 12파섹(39광년)에서 6-7°의 각도로 제한된다.[89]그것의 기저부는 5.5 ± 0.4 슈바르츠실트 반지름의 직경을 가지고 있으며, 회전하는 초거대 블랙홀 주위의 프로그램 디스크로 구동될 것이다.[89]독일계 미국인 천문학자 월터 바에드는 제트기에서 나오는 빛이 평면 극성이라는 것을 발견했는데, 이것은 에너지가 자기장에서 상대론적 속도로 움직이는 전자의 가속도에 의해 생성된다는 것을 암시한다.이들 전자의 총 에너지는 5.1 × 1056 erg[90](5.1 × 1049 줄 또는 3.2 × 1068 eV)로 추정한다.이는 은하수가 1초에 생산하는 에너지의 약 10배에13 달하는 것으로, 5×10줄로36 추정된다.[91]그 제트기는 저속도의 비자유주의적인 부품에 둘러싸여 있다.카운터 제트기의 증거가 있지만, 상대론적 비밍 때문에 지구에서 보이지 않는 상태로 남아 있다.[92][93]제트기가 프리프로세싱되어 유출이 1.6파섹(5.2광년)까지 헬리컬 패턴을 형성하고 있다.[73]배출 물질의 로브는 80킬로파섹(260,000광년)까지 확장된다.[94]

1999년 허블우주망원경이 촬영한 사진에서 M87 제트기의 움직임을 빛의 4~6배 속도로 측정했다.슈퍼루미날 운동이라고 불리는 이 현상은 제트기의 상대론적 속도에 의해 생기는 착각이다.제트기가 방출하는 두 개의 광 펄스 사이의 시간 간격은 관측자가 등록한 대로 관측자의 방향으로 이동하는 제트기의 상대적 속도로 인해 실제 간격보다 작다.이는 광속보다 빠른 속도로 인식되는 결과를 초래한다.그러한 움직임의 검출은 퀘이사, BL 라커태 물체 및 무선 은하가 모두 다른 관점에서 볼 때 활성 은하라고 알려진 동일한 현상일 수 있다는 이론을 뒷받침하기 위해 사용된다.[95][96]M87의 핵은 비교적 큰 각도에서 볼 수 있는 BL Lacertae 물체(주변보다 낮은 광도)라고 제안한다.M87에서는 BL Lacertae 물체의 특징인 플럭스 변화가 관찰되었다.[97][98]

M87 black hole is a strong source of radio waves
M87의 무선 파장 이미지에서 코어로부터의 강한 전파 방출이 표시됨

관측 결과 초거대 블랙홀에서 물질이 배출되는 속도가 가변적이라는 것을 알 수 있다.이러한 변화는 M87을 둘러싸고 있는 뜨거운 기체에 압력파를 발생시킨다.찬드라 엑스레이 관측소는 가스에서 고리와 고리를 감지했다.그들의 분포는 사소한 폭발이 수백만년마다 일어난다는 것을 암시한다.대형 폭발로 인한 고리 중 하나는 블랙홀 주변의 지름 26킬로파르초(8만5000광년)의 충격파다.관측된 다른 특징으로는 최대 31 킬로파섹(10만 광년) 길이의 좁은 X선 방출 필라멘트, 7000만년 전 대규모 폭발로 인한 고온 가스의 큰 공동 등이 있다.정기적인 폭발은 거대한 가스 저장고가 냉각되고 별이 형성되는 것을 막아, M87의 진화가 심각한 영향을 받아 큰 나선은하가 되는 것을 막았을 수도 있음을 암시한다.

M87은 감마선의 매우 강한 공급원으로 전자기 스펙트럼의 가장 강력한 광선이다.M87이 방출하는 감마선은 1990년대 후반부터 관측되었다.2006년, 과학자들은 고에너지 스테레오 시스템 체렌코프 망원경을 사용하여 M87에서 오는 감마선 플럭스의 변화를 측정했고, 플럭스가 며칠에 걸쳐 변화한다는 것을 발견했다.이 짧은 기간은 감마선의 가장 유력한 근원이 초거대 블랙홀임을 나타낸다.[99]일반적으로 배출원의 직경이 작을수록 플럭스의 변동 속도가 빠르다.[99][100]

적외선 M87에서 제트기에서 발생하는 충격을 보여줌
Images showing helical flow of matter in M87 jet
블랙홀 동력 제트기의[101] 나선 흐름

핵에서 약 65파섹(210광년) 떨어진 제트기의 물질 매듭(지정 HST-1)이 허블우주망원경과 찬드라 X선 관측소에 의해 추적되었다.2006년까지, 이 매듭의 X선 강도는 4년 동안 50배 증가했고,[102] 그 후 X선 방출은 가변적으로 부패했다.[103]

중심에서 방출되는 혈장의 상대론적 제트기와 주변 매체의 상호작용은 활성 은하에서 무선 로브를 발생시킨다.로브는 쌍으로 발생하며 대칭인 경우가 많다.[104]M87의 두 개의 무선 로브는 함께 약 80 킬로파섹에 걸쳐 있다; 최대 2 킬로파섹까지 확장된 내부 부분은 전파 파장에서 강하게 방출된다.이 지역에서 두 개의 물질 흐름이 나타나는데, 하나는 제트기 자체와 정렬되고 다른 하나는 반대 방향으로 정렬된다.이 흐름은 비대칭적이고 기형적이며, 이는 그들이 밀집된 클러스터 내 매체에 부딪혔음을 의미한다.더 먼 거리에서는 두 개의 로브로 두 흐름이 분산된다.로브는 더 기절하는 전파 방출 가스의 후광으로 둘러싸여 있다.[105][106]

성간 매체

M87의 항성들 사이의 공간은 항성에서 배출된 원소들이 그들의 주요 수명을 넘어서면서 화학적으로 농축된 확산된 성간 기체로 채워진다.탄소와 질소는 점증하지 않는 거대한 가지를 통과할 때 중간 질량의 별들에 의해 지속적으로 공급된다.[107][108]산소에서 철에 이르는 더 무거운 원소들은 주로 은하 내에서의 초신성 폭발에 의해 생성된다.무거운 원소 중 약 60%가 코어붕괴 초신성에 의해 생성되었고, 나머지는 Ia 초신성에 의해 생성되었다.[107]산소의 분포는 태양 값의 약 절반(즉 태양의 산소 풍부)으로 전체적으로 대략 균일하며, 철분 분포는 태양 철 값에 접근하는 중심 부근에 정점을 이룬다.[108][109]산소 공급은 주로 발생하는core-collapse 초신성들에 의해 은하의 초기 단계 동안과 외부 star-forming 대부분 이러한 요소들의 분포 regions,[107][108][109]생산된다core-collapse 초신성의 성간 물질과 형식 Ia초신성 throughou에서 연속된 공헌의 초기 농축을 제안합니다.역사 있어M87.[107] 이러한 근원의 원소들의 기여는 은하수보다 훨씬 낮았다.[107]

M87 코어에서[107] 선택된 원소 함량
요소 풍요
(계속 값)
C 0.63 ± 0.16
N 1.64 ± 0.24
O 0.58 ± 0.03
네 1.41 ± 0.12
MG 0.67 ± 0.05
Fe 0.95 ± 0.03

원적외선 파장에서 M87을 검사하면 25μm 이상의 파장에서 초과 방출이 나타난다.일반적으로 이것은 따뜻한 먼지에 의한 열 방출의 표시일 수 있다.[110]M87의 경우, 방출은 제트기의 싱크로트론 방사선에 의해 충분히 설명될 수 있다. 은하 내에서는 노심으로부터의 X선 방출로 인해 규산염 알갱이가 4600만 년 이하 동안 생존할 것으로 예상된다.[111]이 먼지는 적대적인 환경에 의해 파괴되거나 은하계에서 추방될 수도 있다.[112]M87의 먼지 질량을 합치면 태양 질량의 7만 배를 넘지 않는다.[111]이에 비해, 은하수의 먼지는 약 1억8 개의 태양 질량과 같다.[113]

M87은 타원형 은하여서 나선은하의 먼지 차선이 부족하지만, 그 안에서 광학 필라멘트가 관측되었는데, 이는 기체가 중심부를 향해 떨어지는 데서 비롯된다.방출은 아마도 떨어지는 가스 흐름들이 중심부로부터의 X선과 맞닥뜨리기 때문에 충격에 의한 흥분에서 오는 것일 것이다.[114]이 필라멘트들은 약 10,000개의 태양 질량의 추정 질량을 가지고 있다.[53][114]은하계 주위에는 고온 저밀도 가스를 가진 확장 코로나가 있다.[115]

구상 성단

M87은 구상 성단의 비정상적으로 많은 인구를 가지고 있다.중심부에서 25㎞의 각도로 측정한 2006년 조사에 따르면 은하수 내부와 주변 150~200개에서 M87주위 궤도에 12,000 ± 800개 구상 성단이 있는 것으로 추정됐다.[116]군집은 은하수와 크기 분포가 유사하며 대부분 유효 반경이 1~6파섹이다.M87 군집의 크기는 은하 중심으로부터의 거리에 따라 점진적으로 증가한다.[117]코어의 반경 4킬로파르초(1만3000광년) 내에서, 클러스터 금속성, 즉 수소와 헬륨 이외의 원소의 풍부함은 태양의 풍요의 약 절반이다.이 반경 밖에서는 코어로부터의 클러스터 거리가 증가함에 따라 야금성이 꾸준히 감소한다.[115]금속성이 낮은 클러스터는 금속이 풍부한 클러스터보다 다소 크다.[117]2014년에는 초속 2,300km/s에서 M87에서 탈출한 최초의 초고속 구상성단인 HVGC-1이 발견됐다.이렇게 빠른 속도의 성단이 탈출한 것은 초거대 블랙홀 바이너리와의 아슬아슬한 접전, 그 후의 중력 킥의 결과였을 것으로 추측되었다.[118]

M87에서 거의 백 개의 초소형 난쟁이들이 확인되었다.그것들은 구상 성단을 닮았지만 10파섹(33광년) 이상의 직경을 가지고 있는데, 이는 구상 성단의 최대 3파섹(9.8광년)보다 훨씬 크다.그들이 M87에 의해 포착된 왜소 은하인지, 아니면 새로운 종류의 거대 구상 성단인지는 확실하지 않다.[119]

환경

주요 기사:처녀자리 은하단
Visible wavelength image of Virgo cluster with M87 near lower left
사진: 처녀자리 은하단 (유럽 남부 천문대 2009)M87은 왼쪽 하단에서 볼 수 있으며, 이미지의 상반부는 마카리안 체인이 차지하고 있다.어두운 점은 이미지에서 제거된 밝은 전경 별들의 위치를 표시한다.

M87은 처녀자리 은하단의 중심에 가깝고 약 2,000개의 은하의 밀접하게 압축된 구조물이다.[41][120]이것은 더 큰 처녀자리 슈퍼클러스터의 핵심을 형성하는데, 그 중 로컬 그룹(은하 포함)은 외딴 회원이다.[6]그것은 M87(Virgo A)과 M49(Virgo B)를 포함한 핵심 부분군과 함께 M87, M49, M86 등 세 개의 큰 은하와 연관된 최소 세 개의 구별되는 하위 시스템으로 구성된다.[121]M87 주위에는 타원 은하와 S0 은하가 우세하다.[122] 일련의 타원 은하는 제트기와 대략 일직선이다.[122]질량 면에서는 M87이 가장 클 가능성이 높으며, 중심성과 결합되어 클러스터 전체에 비해 거의 움직이지 않는 것으로 보인다.[6]그것은 하나의 연구에서 클러스터 중심이라고 정의된다.성단은 X선을 방출하는 희박한 기체성 매체를 가지고 있으며, 중간을 향해 온도가 낮다.[110]군집합 질량은 0.15 ~ 1.5 × 1015 태양 질량으로 추정된다.[120]

M87과 M86 사이의 클러스터 내 성운 폭발("행성")의 움직임을 측정한 결과 두 은하가 서로를 향해 움직이고 있으며 이것이 그들의 첫 만남일 수 있음을 시사한다.조석 상호작용에 의한 M87의 외부 후광의 잘림에서 증명되었듯이 M87은 M84와 상호작용했을 수 있다.잘린 후광은 또한 보이지 않는 질량이 나머지 성단에서 M87로 떨어져 수축에 의해 야기되었을 수 있는데, 이것은 가정된 암흑 물질일 수도 있다.세 번째 가능성은 활성 은하핵으로부터의 초기 피드백에 의해 후광의 형성이 잘린 것이다.[6]

참고 항목

메모들

  1. ^ "지역 우주"는 엄격하게 정의된 용어는 아니지만, 종종 약 5천만년에서 10억 광년 사이의 거리를 두고 우주의 일부로 간주된다.[9][10][11]
  2. ^ 처녀자리 엡실론은 천체 좌표 α=13h 02m, Δ=+10° 57㎝, 데네볼라는 α=11h 49m, Δ=+14° 34㎝이다.쌍의 중간점은 α=12h 16m, Δ=12° 45㎝이다.메시에 87:α=12h 31m, Δ=+12° 2312의 좌표와 비교한다.
  3. ^ 이것은 16.4 ± 2.3 메가파섹의 거리를 산출한다(53.5 ± 750만 광년).[3]
  4. ^ 이는 16.7 ± 0.9 메가파섹(54.5 ± 294만 광년)의 거리를 산출한다.[3]

참조

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좌표:Sky map 12h 30m 49.4s, +12° 23′ 28″