L'amas de la Vierge est un grand amas de galaxies situé à une distance de . Il fut découvert par Charles Messier en 1781, qui cartographia un grand nombre de ses galaxies les plus importantes, notamment la galaxie géante M87.

Cet amas est au centre du superamas de la Vierge, dont fait partie le Groupe local et a fortiori la Voie lactée.

Il est situé dans la constellation de la Vierge et son diamètre angulaire est d'environ 8 degrés. Il comporte approximativement entre et , dont beaucoup sont visibles avec un petit télescope. La distance précise nous séparant de l'amas est mal connue ; les meilleures estimations actuelles, basées sur les céphéides en utilisant le télescope spatial Hubble, donnent une distance moyenne d'environ 20 mégaparsecsThe Virgo Cluster - Home of M87 ( d'années-lumière).

L'amas est un agrégat irrégulier d'au moins trois sous-amas centrés sur les galaxies M87, M86 et M49. Le plus important est celui centré sur M87, avec une masse approximative de 10 masses solaires, ce qui est environ un ordre de grandeur plus élevé que les deux autresThe Virgo Cluster - Home of M87.

L'amas est un mélange hétérogène de galaxies spirales et elliptiques. Actuellement, les scientifiques supposent que les galaxies spirales sont distribuées en un filament allongé, environ quatre fois plus long que large, et qui s'étend depuis la Voie Lactée, notre galaxie, jusqu'au nuage WYour NED Search Results. La constellation comporte aussi la galaxie M104, longtemps considérée comme une galaxie spirale, que le télescope spatial Spitzer révéla être en fait une elliptique géante..

Les galaxies suivantes se trouvent dans l'Amas de la Vierge : M49, M58, M59, M60, M61, M84, M85, M86, M87, M88, M89, M90, M91, M98, M99, et M100.

Structure

Groupes Depuis 2004, on sait que l'amas est un agrégat d'au moins trois sous-amas distincts : Virgo A, centré sur la galaxie elliptique supergéante de Messier 87, un second centré sur la galaxie elliptique de Messier 86, et Virgo B, centré sur Messier 49, avec certains auteurs incluant un sous-amas Virgo C, centré sur la galaxie Messier 60 comme ainsi qu'un sous-groupe de nuages de poussière interstellaire, centré sur la grande galaxie spirale NGC 4216.

De tous les sous-groupes, Virgo A, formé par un mélange de galaxies spirales, elliptiques, et lenticulaires qui sont (généralement) pauvres en gaz, est le groupe dominant, avec une masse d'environ , soit environ un ordre de grandeur de plus que les deux autres sous-groupes. gauche|vignette|Vue en rayons X de l'émission X intra-amas de la Vierge et de Persée. D'après des observations faites en rayon X par le télescope spatial Chandra, les trois sous-groupes sont en train de fusionner pour former un seul amas plus grand, et ils sont entourés d'autres nuages de galaxies plus petits, principalement composés de galaxies spirales, connues sous le nom du nuage N, du nuage S et de Virgo E, qui sont tous en train de se rapprocher du centre de l'amas. Il existe également d'autres galaxies et groupes de galaxies plus isolés (comme le nuage de galaxies Coma I) qui sont également attirés par la gravité de la Vierge pour fusionner avec elle à l'avenir. Cela suggère fortement que l'amas de la Vierge est un amas plus ou moins jeune qui est encore en train de se former. Deux autres agrégations proches connues sous le nom du nuage M, du nuage W et du nuage W' semblent être des systèmes d'arrière-plan indépendants du cluster principal.

La grande masse de l'amas est indiquée par les vitesses particulièrement élevées de plusieurs de ses galaxies, parfois aussi élevées que par rapport au centre de l'amas. L'amas de la Vierge se trouve dans le superamas de la Vierge et son effet gravitationnel ralentit les galaxies voisines. La grande masse de l'amas a pour effet de ralentir la décroissance du Groupe Local de ce dernier d'environ dix pour cent. Les gaz moléculaires de l'amas de la Vierge ont été décapés à la suite de l'action de la pression dynamique intra-amas, ce qui empêche les galaxies voisines de donner naissance à de nouvelles étoiles.

Milieu intra-amas Comme pour de nombreux autres amas de galaxies riches, le milieu intra-amas de la Vierge est rempli d'un plasma chaud et raréfié à des températures d', qui émet par conséquent des rayons X. Dans le milieu intra-amas (noté ICM) se trouve un grand nombre d'étoiles intergalactiques, qui ne sont pas situées dans une galaxie (jusqu'à 10 % des étoiles de l'amas), y compris certaines nébuleuses planétaires isolées de toutes galaxies. Il est théorisé que ceux-ci ont été expulsés de leurs galaxies d'origine par des interactions avec d'autres galaxies. L'ICM contient également des amas globulaires (voir ci-dessous), éventuellement dépouillés de galaxies naines, et même au moins une région de formation d'étoiles.

Le milieu intra-amas connait également un processus de refroidissement de son gaz. Des observations approfondies montrent que ce processus est inégal et qu'il évolue différemment à certains endroits. La conduction thermique a été suggérée comme un mécanisme possible par lequel une énergie est fournie aux régions centrales pour équilibrer l'effet du refroidissement. En effet, grâce à des observations en infrarouge lointain du télescope spatial Spitzer, il a pu être démontré que la conductivité thermique peut augmenter le temps de refroidissement radiatif du milieu intra-amas, d'un facteur d'environ 3,6. Cependant, aucune valeur physiquement significative de la conductivité thermique n'a pu retarder le processus de refroidissement (caractérisée par une augmentation rapide de la densité centrale) pendant plus d'une fraction du temps de Hubble ni expliquer l'absence d'un fort flux de refroidissement.

Le milieu intra-amas est une région très riche en fer. En combinant les modèles de formation des galaxies elliptiques avec la distribution de luminosité observée des galaxies, O. Tadashi montrent qu'il est possible d'expliquer cette abondance par l'éjection de fer par des galaxies membres de l'amas. On constate également que la distribution du fer est similaire à la distribution de luminosité des galaxies de type précoce, alors qu'elle est assez différente de celle des galaxies de type tardif. Ces résultats soutiennent fortement l'enrichissement en fer du milieu intra-amas par le vent galactique des galaxies de type précoce, causé par une formation active d'étoiles dans une phase précoce. D'autre part, la masse totale de gaz fournie par ces modèles est inférieure à la masse totale du gaz dans l'amas de la Vierge d'environ un ordre de grandeur.

Le milieu intra-amas est également un lieu de formation d'étoiles. Un certain nombre de régions HII compactes isolées ont été découvertes dans le milieu intra-amas sur des images combinées en raie d'émission. La présence de régions HII dans un milieu intra-amas est un signe de formation d'étoiles active dans celui-ci. En particulier, une source ponctuelle a été confirmée par spectroscopie comme étant une région HII ; cet objet est propulsé par une petite explosion d'étoiles d'une masse estimée à et d'un âge de d'années, ce qui constitue la preuve la plus concrète d'une formation d'étoiles encore active dans le milieu intra-amas. L'objet est situé dans le halo extérieur diffus de NGC 4388, une région probablement située dans le milieu intra-amas. Il existe plusieurs autres sources d'émission en hydrogène [HII] située nord-est de NGC 4388, qui peuvent être des régions HII, dont la formation d'étoiles a pu être déclenchée par le jet astrophysique du noyau actif de la galaxie. La formation d'étoiles peut donc avoir lieu bien en dehors des principales régions de formation d'étoiles des galaxies. L'origine du gaz de ces régions est cependant un débat.

Absorption de Lyman-α Lors de la première étude de la distribution des gaz chauds (avec des températures effectives d'environ ), une population de quasars, notamment des absorbeurs de Lyman-α, fut trouvée dans l'arrière plan de l'amas de la Vierge. Ils sont 43 au total et ils semblent tous avoir une interaction avec les gaz intra-amas de la Vierge.

Grâce à la présence de ceux-ci, on peut en déduire les caractéristiques des halos de gaz dans les amas via l'étude de leur spectre. Via spectroscopie, il a été observé que le gaz chaud est majoritairement contenu à la périphérie de l'amas. De plus, la force d'absorption de la raie d'émission Lyman-a augmente, et permet de montrer que la région de gaz intra-amas est très dense, puisque les raies de Lyman-a sont fortes, et aussi que le gaz chaud forme un mélange homogène avec du gaz froid émettant dans la raie d'émission HI. Il est théorisé que ce gaz soit une source d'alimentation en masse pour les galaxies de l'amas, et qu'il puisse produire un décapage de la matière, via la pression dynamique intra-amas, sur les moins massives d'entre elles.

Filament Il est maintenant bien établi que les galaxies ont des morphologies, des teneurs en gaz et des taux de formation d'étoiles différents dans des environnements denses comme les amas de galaxies. L'impact de la densité environnementale s'étend à plusieurs rayons du viriel, et les galaxies semblent se regrouper en filaments et en groupes avant de tomber dans le centre de l'amas.

Grâce au télescope de de l'IRAM, plus de 245 galaxies, situées dans les filaments autour de l'amas de la Vierge, ont pu être détectées et caractérisées, avec une observation dans la raie à . Le télescope de Nançay fut également utilisé à cette tache. L'observation de l'IRAM conclut que les filaments s'étendent jusqu'à plusieurs rayons viriels à partir du centre de l'amas et s'étendent sur de long (Kim 2016).

Le télescope de met en évidence l'importance des filaments cosmiques dans la modification des propriétés des galaxies. En effet, l'environnement spécifique dans lequel se trouvent les galaxies (champ, filaments, amas) agit comme le moteur principal de leur transformation. La densité locale de la toile cosmique, la distance aux épines des filaments et la distance au centre de l'amas, dans cet ordre, sont des paramètres secondaires, mais des dépendances importantes des propriétés des galaxies sur ces paramètres environnementaux sont néanmoins trouvées. Bon nombre des carences en gaz et des changements dans la composition morphologique de la population de galaxies qui sont classiquement attribués aux amas de galaxies sont déjà avancés dans les environnements de densité moyenne associés aux filaments. Certaines des propriétés des amas de galaxies peuvent donc être acquises dans les amas eux-mêmes, le reste étant la conséquence de la chute des galaxies à filaments sur les noyaux des amas.