Мессьє 87 (або M87, також відома як Virgo A чи NGC 4486) — гігантська еліптична галактика типу cD у сузір'ї Діви. Одна з найбільших і найважчих галактик у видимому Всесвіті, містить кілька трильйонів зір. У M87 обертається приблизно 12 000—15 000 кулястих скупчень, в той час, як у Чумацькому Шляху таких скупчень лише близько 150—200, тому припускають, що M87 мала надзвичайно активне минуле і, ймовірно, «поглинула» багато менших галактик за свою історію. Галактика M87 випромінює потужне світло в багатьох діапазонах електромагнітного спектра — від радіохвиль до рентгенівського випромінювання, — та завдяки сильному радіовипромінюванню помітна в радіотелескопи.
Галактику M87 відкрив 1781 року французький астроном Шарль Мессьє. Тоді її вважали просто туманністю, бо ще не знали, що існують інші галактики за межами нашої. M87 розташована приблизно за 53 мільйони світлових років від нас. Вона належить до великої групи галактик, яка називається Скупчення Діви, і є однією з найяскравіших галактик у північній частині цього скупчення. Навколо неї обертаються менші супутникові галактики, подібно до того, як навколо планет обертаються супутники.
Основна частина галактики має діаметр близько 132 тисяч світлових років (св. р.), але її розсіяна зовнішня оболонка простягається набагато далі — приблизно до 490 тисяч св. р. від центру. Далі її густина або яскравість оболонки різко зменшується, можливо, через зіткнення з іншою галактикою, або на неї впливала гравітація сусідніх об'єктів, що змінила її структуру.
Видимість
М87 розташована біля межі максимального схилення сузір'я Діви, поруч із сузір'ям Волосся Вероніки. М87 розташована між та Денеболою. В центрі галактики M87 (r < 10″) поверхнева яскравість становить приблизно 13–14 mag/arcsec² і зменшується з відстанню відповідно до закону де Вокулера (r¹⁄⁴), причому в зовнішніх частинах (r > 1000″) профіль стає пологішим, що вказує на наявність cD-оболонки. Центральна область M87 має округлу форму, але далі від центру спостерігається суттєве збільшення еліптичності — досягає 0,2 на радіусі близько 20 000 (що означає 200″) і 0,4 на 800″. Для порівняння, наводить значення 0,21 на відстані 192″. Рейньєр Франс Пелетьє подає 0,15 на 162″. Еліптичності в різних фільтрах добре збігаються до радіуса 500″ (≈40 кпс), що свідчить про незначну кількість пилу в цій зоні. Кут положення залишається майже сталим на рівні 160°, із відхиленнями не більш як 5° при r > 30″. Це узгоджується з оцінками попередніх досліджень. І. Кінг вказує значення 156° із невеликою зміною на радіусах понад 30″. Л. І. Девіс та В. В. Цайлінгер наводять середні кути положення 159° та близько 160°, відповідно. Компоненти Фур'є відображають асиметрію галактики. Косинусна компонента четвертого порядку b4 є індикатором присутності підсистем, оскільки b4 > 0 вказує на дископодібні ізофоти, а b4 < 0 — на коробчасті ізофоти. a3, b3, a4 і b4 дорівнюють нулю при r < 500″, але при більших радіусах демонструють систематично більші розсіяння.
Спостерігати джет М87 складно без використання технологій астрофотографії. До 1991 року американський астроном Гебер Кертіс та українсько-американський астроном Отто Струве були єдиними, хто візуально спостерігали джет даної галактики, використовуючи 36‑дюймовий рефлекторний телескоп Crossley Лікської обсерваторії та 254-сантиметровий телескоп Обсерваторії Маунт-Вілсон. Також галактику M87 можна знайти, орієнтуючись на дві інші галактики — M84 та M86. Найкращий час, щоб спостерігати M87 та інші галактики в скупчені Діви — це весна, коли їх найбільш чітко видно на нічному небі. Галактику можна спостерігати за допомогою невеликого телескопа з апертурою 6 см.
Історія спостережень 1781 року французький астроном Шарль Мессьє опублікував каталог зі 103 об'єктів, які мали вигляд туманностей, що мав допомагати в ідентифікації об'єктів, які можна було сплутати з кометами. При подальшому використанні кожен запис каталогу мав префікс «М». Отже, M87 була вісімдесят сьомим об'єктом, занесеним до каталогу Мессьє. У 1880-х роках об'єкт включено до Нового загального каталогу туманностей і зоряних скупчень, складеного дансько-ірландським астрономом Джоном Дрейєром, який базується переважно на спостереженнях англійського астронома Джона Гершеля. Позначення об'єкта в цьому каталозі — NGC 4486.
1918 року американський астроном Гебер Кертіс із Лікської обсерваторії помітив відсутність спіральної структури M87 і спостерігав «цікавий прямий промінь… очевидно, з'єднаний з ядром тонкою лінією матерії». Найяскравішим промінь виявився поблизу центру Галактики. Наступного року наднова SN 1919A в межах M87 досягла максимуму фотографічної зоряної величини 11,5m, хоча подія залишалася непоміченою, доки фотопластинки не дослідив радянський астроном Іннокентій Балановський 1922 року.
Ідентифікація як галактики
1922 року американський астроном Едвін Габбл класифікував M87 як одну з яскравих кулястих туманностей, оскільки вона не мала жодної спіральної структури, але, як і спіральні туманності, належала до негалактичних туманностей. 1926 року Габбл розробив нову класифікацію, розрізняючи позагалактичні та галактичні туманності: перші були незалежними зоряними системами. M87 була класифікована як еліптична позагалактична туманність без видимої подовженості (клас E0).
1931 року Габбл описав M87 як складник скупчення Діви та подав попередню оцінку відстані — 1,8 млн пк (5,9 св.р.). Тоді це була єдина відома еліптична туманність, у якій можна було розрізнити окремі зорі, хоча зазначалося, що на такій відстані неможливо відрізнити кулясті скупчення від окремих зір. У своїй праці 1936 року «Царство туманностей» Габбл дослідив термінологію того часу; деякі астрономи називали позагалактичні туманності зовнішніми галактиками на підставі того, що вони були зоряними системами на великій відстані від нашої Галактики, тоді як інші віддавали перевагу загальноприйнятому терміну «позагалактичні туманності», оскільки «галактика» в той час була синонімом Чумацького Шляху(pp. 16–17). M87 продовжували називати позагалактичною туманністю принаймні до 1954 року.
Сучасні дослідження 1947 року в сузір'ї Діви виявлено потужне радіоджерело, яке отримало назву Virgo A. Розрахунки показали розташування Virgo A в М87. 1953 року підтверджено, що джерелом є M87, а як причину випромінювання було запропоновано лінійний релятивістський струмінь (джет), що виходить із ядра галактики. Цей струмінь простягався від ядра під позиційним кутом 260° до кутової відстані 20″, та мав кутову ширину 2″. У 1969—1970 роках виявлено, що складник радіовипромінювання тісно пов'язаний оптичним джерелом струменя. 1966 року обладнання ракети 150 Військово-морської науково-дослідної лабораторії США ідентифікувала Virgo X-1 — перше джерело рентгенівського випромінювання в Діві. Ракета Aerobee, запущена з ракетного полігону «Вайт Сендс» 7 липня 1967 року, надала додаткові докази того, що джерело Virgo X-1 було радіогалактикою M87. Подальші спостереження HAEO-1 () та Обсерваторії Ейнштейна (HAEO-2) показали складне джерело, яке включало активне галактичне ядро M87. Однак центральна концентрація рентгенівського випромінювання виявилась незначною.
M87 була важливим полігоном для випробування методів вимірювання маси надмасивних чорних дір у центрах галактик. 1978 року зоряно-динамічне моделювання розподілу маси в M87 дало докази існування центральної маси 5 млрд . Після встановлення коригувального оптичного модуля на космічному телескопі «Габбл» у 1993 році спектрограф Faint Object Spectrograph (FOS) використовувався для вимірювання швидкості обертання диска йонізованого газу в центрі M87. Це були його ранні спостереження, призначені для перевірки наукової ефективності інструментів телескопа «Габбл» після ремонту. Дані FOS показали, що маса центральної чорної діри становить 2,4 млрд , з точністю до 30 %. Кулясті скупчення M87 також застосовували для калібрування співвідношення металічності.
8 червня 2009 року астрономи Карл Гебхардт і Єнс Томас деталізували результати своїх досліджень маси чорної діри в центрі галактики M87 на американській Астрономічній конференції в Пасадіні. Згідно з їхніми даними, маса чорної діри в 6,4 млрд разів більша від сонячної. 2010 року виявлено, що чорна діра зсунута відносно геометричного центру (який визначається за центром видимої інтенсивності випромінювання) на 22 світлових роки. 2014 року американські вчені виявили кулясте скупчення HVGC-1, яке віддаляється від своєї рідної галактики зі швидкістю 50 тисяч кілометрів на хвилину.
Протягом 2017 року M87 переважно спостерігалася Телескопом горизонту подій (EHT). У результаті було отримано зображення, області, що обмежується горизонтом подій, а потім оприлюднено на пресконференції, відфільтрувавши з нього перше зображення тіні чорної діри. У цьому ж році за ініціативи астрофізика Шепарда Доулмана та за погодженням наукових рад обсерваторій, що входили до колаборації Телескопу горизонту подій (EHT), у якій брали участь понад 200 дослідників, телескопи по всьому світу були спрямовані на центр галактики M87. Метою було отримати детальне зображення її надмасивної чорної діри, астрономам також вдалося спостерігати події, викликані її активністю. Під час багатохвильової кампанії Телескопа горизонту подій вдалося зафіксувати потужний гамма-спалах від M87, що виник з релятивістського струменя, виверженого з полюсів чорної діри в процесі активного поглинання нею матерії. У 2018 році виявлено, що чорна діра в центрі М87 з масою 6,6 млрд сонячних мас пережила кілька спалахів активності у 2003—2007 роках. 10 квітня 2019 року опубліковано перше зображення чорної діри.
2023 року, астрономи Каліфорнійського університету в Берклі з високою точністю визначили масу чорної діри в ядрі галактики. Вони оцінили її в 5,4 мільярда мас Сонця за вимірами швидкості газу, що обертається навколо чорної діри. Тоді ж астрономи вперше визначили тривимірну форму і побудували стереомодель еліптичної галактики M87. Того ж року вчені вперше сфотографували джет і його джерело разом.
Характеристики
У центрі галактики перебуває надмасивна чорна діра, тому ядро галактики є активним. Цей об'єкт є потужним джерелом різного випромінювання, особливо радіохвиль, а також породжує релятивістський струмінь. Струмінь енергетичної плазми викидається з ядра і тягнеться щонайменше на 1500 пк (4 900 св. р.).
На відміну від спіральних галактик, М87 не має чітко виражених пилових смуг і позбавлена будь-яких відмінних рис, а її яскравість, як у більшості типових еліптичних галактик, зменшується зі збільшенням відстані від центру. Галактика має велику кількість кулястих скупчень: так, у М87 їх налічується близько 12 000—15 000, тоді як у Чумацькому Шляху всього 150—200 подібних скупчень. Гало галактики має радіус приблизно 150 кпк (490 000 св. р.) і, можливо, піддається впливу іншої галактики.
У модифікованій морфологічній класифікації галактик послідовності Габбла французького астронома Жерара де Вокулера M87 класифікується як галактика E0p. «E0» означає еліптичну галактику, яка не є пласкою, тобто виглядає сферичною. Суфікс «p» вказує на пекулярну галактику, яка не вписується в схему класифікації. У цьому випадку особливістю є наявність джета, що виходить із ядра. У схемі Йеркса (Моргана) M87 класифікується як галактика типу cD. Галактики типу D мають еліптичне ядро, оточене великою дифузною оболонкою без пилу. Велетенські галактики типу D називають галактиками типу cD.
Відстань до M87 визначена кількома незалежними методами. До них належить вимірювання світності планетарних туманностей; порівняння з найближчими галактиками, відстань до яких оцінюється за допомогою стандартних свічок, таких як змінні цефеїди; лінійний розподіл розмірів кульових скупчень тощо. Ці вимірювання узгоджуються одне з одним, і їхнє середньозважене значення дає оцінку відстані 16,4±0,5 Мпк.