Messier 87
Galaxia elíptica en el cúmulo de galaxias de Virgo

Messier 87
Imagen de longitud de onda visual de Messier 87 con núcleo brillante, chorros y cúmulos globulares
El núcleo galáctico de Messier 87, con su chorro de plasma azul claramente visible ( imagen compuesta de observaciones del telescopio espacial Hubble en luz visible e infrarroja )
Datos de observación ( época J2000 )
ConstelaciónVirgo
Ascensión recta12 horas 30 minutos 49,42338 segundos [1]
Declinación+12° 23′ 28.0439″ [1]
Desplazamiento al rojo0,00428 ± 0,00002 [2]
Velocidad radial heliocéntrica1.284 ± 5 ​​km/s [2]
Distancia16,4 ± 0,5  Mpc (53,5 ± 1,6  Mly ) [3]
Magnitud aparente  (V)8.6 [4]
Características
TipoE+0-1 pec, NLRG Sy [5]
Tamaño40,55  kpc (132 000 años  luz ) [5] [6]
(25,0 mag/seg de arco, 2 isofotas de banda B) [a]
Tamaño aparente  (V)7,2 × 6,8 minutos de arco [8]
Otras denominaciones
Virgo A, Virgo X-1, NGC  4486, UGC  7654, PGC  41361, VCC 1316, Arp  152, 3C  274, [5] 3U 1228+12. [9]

Messier 87 (también conocida como Virgo A o NGC 4486 , generalmente abreviada como M87 ) es una galaxia elíptica supergigante en la constelación de Virgo que contiene varios billones de estrellas. Una de las galaxias más grandes y masivas del universo local, [b] tiene una gran población de cúmulos globulares —unos 15.000 en comparación con los 150-200 que orbitan la Vía Láctea— y un chorro de plasma energético que se origina en el núcleo y se extiende al menos 1.500 parsecs (4.900 años luz ), viajando a una velocidad relativista . Es una de las fuentes de radio más brillantes del cielo y un objetivo popular tanto para astrónomos aficionados como profesionales .

El astrónomo francés Charles Messier descubrió M87 en 1781 y la catalogó como una nebulosa . M87 está a unos 16,4 millones de parsecs (53 millones de años luz) de la Tierra y es la segunda galaxia más brillante dentro del cúmulo de Virgo del norte , que tiene muchas galaxias satélite . A diferencia de una galaxia espiral en forma de disco , M87 no tiene líneas de polvo distintivas . En cambio, tiene una forma elipsoidal casi sin rasgos distintivos típica de la mayoría de las galaxias elípticas gigantes , disminuyendo en luminosidad con la distancia desde el centro. Formadas alrededor de una sexta parte de su masa, las estrellas de M87 tienen una distribución casi esféricamente simétrica. Su densidad de población disminuye al aumentar la distancia desde el núcleo. Tiene un agujero negro supermasivo activo en su núcleo, que forma el componente principal de un núcleo galáctico activo . El agujero negro fue fotografiado utilizando datos recopilados en 2017 por el Event Horizon Telescope (EHT), y la imagen final procesada se publicó el 10 de abril de 2019. [13] En marzo de 2021, la Colaboración EHT presentó, por primera vez, una imagen polarizada del agujero negro que puede ayudar a revelar mejor las fuerzas que dan origen a los cuásares . [14]

La galaxia es una fuente potente de radiación de múltiples longitudes de onda, en particular ondas de radio . Tiene un diámetro isofotal de 40,55 kiloparsecs (132.000 años luz), con una envoltura galáctica difusa que se extiende hasta un radio de unos 150 kiloparsecs (490.000 años luz), donde se trunca, posiblemente por un encuentro con otra galaxia. Su medio interestelar consiste en gas difuso enriquecido por elementos emitidos por estrellas evolucionadas .

Historial de observación

En 1781, el astrónomo francés Charles Messier publicó un catálogo de 103 objetos que tenían una apariencia nebulosa como parte de una lista destinada a identificar objetos que de otro modo podrían confundirse con cometas . En usos posteriores, cada entrada del catálogo fue prefijada con una "M". Por lo tanto, M87 fue el octogésimo séptimo objeto enumerado en el catálogo de Messier. [15] Durante la década de 1880, el objeto fue incluido como NGC 4486 en el Nuevo Catálogo General de nebulosas y cúmulos estelares reunido por el astrónomo danés-irlandés John Dreyer , que se basó principalmente en las observaciones del astrónomo inglés John Herschel . [16]

En 1918, el astrónomo estadounidense Heber Curtis , del Observatorio Lick, advirtió la falta de estructura espiral de M87 y observó un "curioso rayo recto... aparentemente conectado con el núcleo por una delgada línea de materia". El rayo parecía más brillante cerca del centro galáctico. [17] Al año siguiente, la supernova SN 1919A dentro de M87 alcanzó una magnitud fotográfica máxima de 11,5, aunque este evento no fue reportado hasta que el astrónomo ruso Innokentii A. Balanowski examinó las placas fotográficas en 1922. [18] [19]

Identificación como galaxia

Hubble clasificó las galaxias según su forma: elípticas, lenticulares y espirales. Las elípticas y espirales tienen otras categorías.
En el esquema de clasificación de galaxias de Hubble , M87 es una galaxia E0.

En 1922, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble clasificó a M87 como una de las nebulosas globulares más brillantes, ya que carecía de estructura espiral, pero al igual que las nebulosas espirales, parecía pertenecer a la familia de las nebulosas no galácticas. [20] En 1926 produjo una nueva categorización, distinguiendo las nebulosas extragalácticas de las galácticas, siendo las primeras sistemas estelares independientes. M87 fue clasificada como un tipo de nebulosa extragaláctica elíptica sin elongación aparente (clase E0). [21]

En 1931, Hubble describió a M87 como un miembro del cúmulo de Virgo, y dio una estimación provisional de 1,8 millones de parsecs (5,9 millones de años luz) de la Tierra. Entonces era la única nebulosa elíptica conocida para la cual se podían resolver estrellas individuales , aunque se señaló que los cúmulos globulares serían indistinguibles de las estrellas individuales a tales distancias. [22] En su libro de 1936 El reino de las nebulosas , Hubble examina la terminología de la época; algunos astrónomos etiquetaron a las nebulosas extragalácticas como galaxias externas sobre la base de que eran sistemas estelares a distancias lejanas de nuestra propia galaxia, mientras que otros preferían el término convencional nebulosas extragalácticas , ya que galaxia era en ese momento un sinónimo de la Vía Láctea. [23] M87 continuó siendo etiquetada como una nebulosa extragaláctica al menos hasta 1954. [24] [25]

Investigación moderna

En 1947, se identificó una fuente de radio prominente , Virgo A, con errores en su posición medida que se superponían con la ubicación de M87. [26] La fuente se confirmó como M87 en 1953, y se sugirió como causa el chorro relativista lineal que emergía del núcleo de la galaxia. Este chorro se extendía desde el núcleo en un ángulo de posición de 260° hasta una distancia angular de 20 ″ con un ancho angular de 2″. [24] En 1969-1970, se encontró que un fuerte componente de la emisión de radio se alineaba estrechamente con la fuente óptica del chorro. [9] En 1966, el cohete Aerobee 150 del Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos  identificó Virgo X-1, la primera fuente de rayos X en Virgo. [27] [28] El cohete Aerobee lanzado desde el campo de misiles White Sands el 7 de julio de 1967 arrojó más evidencia de que la fuente de Virgo X-1 era la radiogalaxia M87. [29] Observaciones de rayos X posteriores realizadas por el HEAO 1 y el Observatorio Einstein mostraron una fuente compleja que incluía el núcleo galáctico activo de M87. [30] Sin embargo, hay poca concentración central de la emisión de rayos X. [9]

M87 ha sido un importante campo de pruebas para las técnicas que miden las masas de los agujeros negros supermasivos centrales en las galaxias. En 1978, el modelado estelar-dinámico de la distribución de masa en M87 proporcionó evidencia de una masa central de cinco mil millones de M ☉ masas solares . [31] Después de la instalación del módulo de óptica correctiva COSTAR en el telescopio espacial Hubble en 1993, el espectrógrafo de objetos débiles Hubble (FOS) se utilizó para medir la velocidad de rotación del disco de gas ionizado en el centro de M87, como una "observación de lanzamiento temprano" diseñada para probar el rendimiento científico de los instrumentos del Hubble posteriores a la reparación. Los datos del FOS indicaron una masa de agujero negro central de 2.4 mil millones de M ☉ , con un 30% de incertidumbre. [32] Los cúmulos globulares dentro de M87 también se han utilizado para calibrar las relaciones de metalicidad. [33]

M87 fue observado por el Event Horizon Telescope (EHT) durante gran parte de 2017. [35] El horizonte de eventos del agujero negro en el centro fue fotografiado directamente por el EHT, [36] luego revelado en una conferencia de prensa en la fecha de emisión indicada, filtrando de esto la primera imagen de la sombra de un agujero negro. [37]

Visibilidad

Área en la constelación de Virgo alrededor de M87

M87 se encuentra cerca de un límite de alta declinación de la constelación de Virgo, lindando con Coma Berenices . Se encuentra a lo largo de la línea entre las estrellas Epsilon Virginis y Denebola (Beta Leonis ). [c] La galaxia se puede observar utilizando un pequeño telescopio con una apertura de 6 cm (2,4 pulgadas) , que se extiende a través de un área angular de 7,2 × 6,8 minutos de arco con un brillo superficial de 12,9, con un núcleo muy brillante de 45  segundos de arco . [8] Ver el chorro es un desafío sin la ayuda de la fotografía. [38] Antes de 1991, el astrónomo ucraniano-estadounidense Otto Struve era la única persona conocida que había visto el chorro visualmente, utilizando el telescopio Hooker de 254 cm (100 pulgadas) . [39] En años más recientes se ha observado en telescopios amateurs más grandes en excelentes condiciones. [40]

Propiedades

En el esquema de clasificación morfológica de galaxias de secuencia de Hubble modificado del astrónomo francés Gérard de Vaucouleurs , M87 se clasifica como una galaxia E0p. "E0" designa una galaxia elíptica que no muestra aplanamiento, es decir, parece esférica. [41] Un sufijo "p" indica una galaxia peculiar que no encaja claramente en el esquema de clasificación; en este caso, la peculiaridad es la presencia del chorro que emerge del núcleo. [41] [42] En el esquema de Yerkes (Morgan) , M87 se clasifica como una galaxia de tipo cD . [43] [44] La galaxia AD tiene un núcleo de tipo elíptico rodeado por una envoltura extensa, difusa y sin polvo. La supergigante de tipo AD se llama galaxia cD. [45] [46]

La distancia a M87 se ha estimado utilizando varias técnicas independientes. Estas incluyen la medición de la luminosidad de las nebulosas planetarias , la comparación con galaxias cercanas cuya distancia se estima utilizando velas estándar como las variables cefeidas , la distribución lineal del tamaño de los cúmulos globulares , [d] y el método de la punta de la rama de las gigantes rojas utilizando estrellas gigantes rojas resueltas individualmente . [e] Estas mediciones son consistentes entre sí, y su promedio ponderado produce una estimación de la distancia de 16,4 ± 0,5 megapársecs (53,5 ± 1,63 millones de años luz). [3]

Masa encerrada
Radio
kpc		Masa
×1012  M ☉
322.4 [47]
443.0 [48]
475.7 [49]
506.0 [50]
Las velocidades estelares en M87 muestran una rotación lenta
Mapa de velocidad estelar de la región central de M87, que muestra el movimiento de las estrellas en relación con la Tierra:
  lejos
  
  
  
  
  hacia
La imagen muestra una ligera rotación en el plano vertical (la parte inferior derecha se mueve hacia la Tierra, la superior izquierda se aleja), lo que demuestra que M87 está girando lentamente. [51] [52]

M87 es una de las galaxias más masivas del universo local. Se estima que su diámetro es de 132.000 años luz, aproximadamente un 51% mayor que el de la Vía Láctea. [5] [6] Como galaxia elíptica, la galaxia es un esferoide en lugar de un disco aplanado, lo que explica la masa sustancialmente mayor de M87. Dentro de un radio de 32 kiloparsecs (100.000 años luz), la masa es(2,4 ± 0,6) × 10 12 veces la masa del Sol, [47] que es el doble de la masa de la Vía Láctea . [53] Al igual que con otras galaxias, solo una fracción de esta masa está en forma de estrellas : M87 tiene una relación estimada de masa a luminosidad de 6,3 ± 0,8 ; es decir, solo alrededor de una parte de cada seis de la masa de la galaxia está en forma de estrellas que irradian energía. [54] Esta relación varía de 5 a 30, aproximadamente en proporción a r 1,7 en la región de 9-40 kiloparsecs (29.000-130.000 años luz) desde el núcleo. [48] La masa total de M87 puede ser 200 veces la de la Vía Láctea. [55]

La galaxia experimenta una caída de gas a un ritmo de dos a tres masas solares por año, la mayoría de las cuales pueden acrecentarse en la región central. [56] La envoltura estelar extendida de esta galaxia alcanza un radio de unos 150 kiloparsecs (490.000 años luz), [7] en comparación con los aproximadamente 100 kiloparsecs (330.000 años luz) de la Vía Láctea. [57] Más allá de esa distancia, el borde exterior de la galaxia ha sido truncado por algún medio; posiblemente por un encuentro anterior con otra galaxia. [7] [58] Hay evidencia de corrientes lineales de estrellas al noroeste de la galaxia, que pueden haber sido creadas por el desprendimiento por marea de galaxias en órbita o por pequeñas galaxias satélite que caen hacia M87. [59] Además, un filamento de gas caliente e ionizado en la parte exterior noreste de la galaxia puede ser el remanente de una pequeña galaxia rica en gas que fue interrumpida por M87 y podría estar alimentando su núcleo activo. [60] Se estima que M87 tiene al menos 50 galaxias satélite, incluidas NGC 4486B y NGC 4478. [ 61] [62]

El espectro de la región nuclear de M87 muestra las líneas de emisión de varios iones, incluyendo hidrógeno (HI, HII), helio (HeI), oxígeno (OI, OII, OIII), nitrógeno (NI), magnesio (MgII) y azufre (SII). Las intensidades de las líneas para átomos débilmente ionizados (como el oxígeno atómico neutro , OI) son más fuertes que las de los átomos fuertemente ionizados (como el oxígeno doblemente ionizado , OIII). Un núcleo galáctico con tales propiedades espectrales se denomina LINER, por " región de línea de emisión nuclear de baja ionización ". [63] [64] El mecanismo y la fuente de la ionización dominada por líneas débiles en los LINER y M87 están bajo debate. Las posibles causas incluyen la excitación inducida por choque en las partes externas del disco [63] [64] o la fotoionización en la región interna impulsada por el chorro. [65]

Se cree que las galaxias elípticas como M87 se forman como resultado de una o más fusiones de galaxias más pequeñas. [66] Generalmente contienen relativamente poco gas interestelar frío (en comparación con las galaxias espirales) y están pobladas principalmente por estrellas viejas, con poca o ninguna formación estelar en curso. La forma elíptica de M87 se mantiene por los movimientos orbitales aleatorios de sus estrellas constituyentes, en contraste con los movimientos rotacionales más ordenados que se encuentran en una galaxia espiral como la Vía Láctea. [67] Utilizando el Very Large Telescope para estudiar los movimientos de alrededor de 300 nebulosas planetarias, los astrónomos han determinado que M87 absorbió una galaxia espiral de formación estelar de tamaño mediano durante los últimos mil millones de años. Esto ha dado como resultado la adición de algunas estrellas más jóvenes y azules a M87. Las propiedades espectrales distintivas de las nebulosas planetarias permitieron a los astrónomos descubrir una estructura similar a un chevron en el halo de M87 que se produjo por la mezcla incompleta del espacio de fases de una galaxia alterada. [68] [69]

Componentes

Agujero negro supermasivo M87*

El núcleo de la galaxia contiene un agujero negro supermasivo (SMBH), designado M87*, [34] [71] [13] cuya masa es miles de millones de veces la del Sol de la Tierra; las estimaciones habían oscilado entre(3,5 ± 0,8) × 10 9  M ☉ [72] a(6,6 ± 0,4) × 10 9  M ☉ , [72] superado por7.22+0,34
-0,40× 10 9  M ☉ en 2016. [73] En abril de 2019, lacolaboración Event Horizon Telescope publicó mediciones de la masa del agujero negro como (6,5 ± 0,2 stat ± 0,7 sys ) × 109 M ☉ .[74]Esta es una de lasmasas más altas conocidaspara un objeto de este tipo. Un disco giratorio de gas ionizado rodea el agujero negro y es aproximadamente perpendicular al chorro relativista. El disco gira a velocidades de hasta aproximadamente 1000 km/s (2 200 000 mph)[75]y abarca un diámetro máximo de 25 000 UA (3,7 billones de km; 2,3 billones de mi).[76]En comparación,Plutónse encuentra en promedio a 39 UA (5800 millones de km; 3600 millones de mi) del Sol. El gasse acumulaen el agujero negro a una tasa estimada de una masa solar cada diez años (aproximadamente 90 masas terrestrespor día).[77]Elradio de Schwarzschilddel agujero negro es de 120 UA (18 000 millones de kilómetros; 11 000 millones de millas).[78]El diámetro del anillo de emisión, visto desde la Tierra, es de 42 μas (microsegundo de arco). En comparación, el diámetro del núcleo de M87 es de 45" (as, segundo de arco), y el tamaño de M87 es de 7,2' x 6,8' (am, minuto de arco).

Un artículo de 2010 sugirió que el agujero negro puede estar desplazado del centro galáctico unos siete parsecs (23 años luz ). [79] Se afirmó que esto era en la dirección opuesta del chorro conocido, lo que indica una aceleración del agujero negro por este. Otra sugerencia fue que el desplazamiento se produjo durante la fusión de dos agujeros negros supermasivos. [79] [80] Sin embargo, un estudio de 2011 no encontró ningún desplazamiento estadísticamente significativo, [81] y un estudio de 2018 de imágenes de alta resolución de M87 concluyó que el aparente desplazamiento espacial fue causado por variaciones temporales en el brillo del chorro en lugar de un desplazamiento físico del agujero negro desde el centro de la galaxia. [82]

Este agujero negro es el primero en ser fotografiado. Los datos para producir la imagen se tomaron en abril de 2017, la imagen se produjo durante 2018 y se publicó el 10 de abril de 2019. [37] [83] [84] La imagen muestra la sombra del agujero negro, [85] rodeada por un anillo de emisión asimétrico con un diámetro de 690 UA (103 mil millones de km; 64 mil millones de mi). El radio de la sombra es 2,6 veces el radio de Schwarzschild del agujero negro. La asimetría en el brillo del anillo se debe a la emisión relativista , por la cual el material que se mueve hacia el observador a velocidades relativistas parece más brillante. El material visible alrededor del agujero negro gira principalmente en el sentido de las agujas del reloj con respecto al observador, lo que debido a la dirección del eje de rotación hace que la parte inferior de la región de emisión tenga un componente de velocidad hacia el observador. [86] El parámetro de rotación se estimó en , correspondiente a una velocidad de rotación ≈ 0,4 c . [87] a = 0.9 ± 0,1 {\displaystyle a=0,9\pm 0,1}

Imagen compuesta que muestra cómo se veía el sistema M87, a lo largo de todo el espectro electromagnético, durante la campaña del Event Horizon Telescope de abril de 2017 para tomar la primera imagen de un agujero negro. Esta imagen, que requirió 19 instalaciones diferentes en la Tierra y en el espacio, revela las enormes escalas que abarca el agujero negro y su chorro que apunta hacia adelante. Muestra la imagen del chorro a mayor escala tomada por ALMA (arriba a la izquierda), en la misma escala que la imagen visible del telescopio espacial Hubble (centro) y la imagen de rayos X de Chandra (arriba a la derecha). [88]

Después de fotografiar el agujero negro, se lo denominó Pōwehi , una palabra hawaiana que significa "la creación oscura, adornada e insondable", tomada del antiguo canto de creación Kumulipo . [89]

El 24 de marzo de 2021, la colaboración Event Horizon Telescope reveló una vista única y sin precedentes de la sombra del agujero negro M87: cómo se ve en luz polarizada. [90] La polarización es una herramienta poderosa que permite a los astrónomos investigar la física detrás de la imagen con más detalle. La polarización de la luz nos informa sobre la fuerza y ​​la orientación de los campos magnéticos en el anillo de luz alrededor de la sombra del agujero negro. [91] Conocerlos es esencial para entender cómo el agujero negro supermasivo de M87 está lanzando chorros de plasma magnetizado, que se expanden a velocidades relativistas más allá de la galaxia M87.

Mejora de la imagen original del EHT del agujero negro M87, utilizando la técnica PRIMO para modelado interferométrico. La imagen más a la derecha agrega algo de distorsión para tener en cuenta el poder de resolución limitado de las observaciones subyacentes.

El 14 de abril de 2021, los astrónomos informaron además que el agujero negro M87 y sus alrededores fueron estudiados durante la observación Event Horizon Telescope 2017 realizada también por muchos observatorios de múltiples longitudes de onda de todo el mundo. [ aclaración necesaria ] [92]

En abril de 2023, un equipo desarrolló una nueva técnica de modelado interferométrico de componentes principales (PRIMO) para producir reconstrucciones de imágenes más nítidas a partir de datos EHT. La aplicaron a las observaciones EHT originales del agujero negro M87, lo que produjo una imagen final más nítida y permitió probar más de cerca la alineación de las observaciones con la teoría. [93] [94]

Chorro

El chorro relativista de materia que emerge del núcleo se extiende al menos 1,5 kiloparsecs (5000 años luz) desde el núcleo y consiste en materia expulsada de un agujero negro supermasivo. El chorro está altamente colimado , pareciendo restringido a un ángulo de 60° dentro de 0,8 pc (2,6 años luz) del núcleo, a aproximadamente 16° a dos parsecs (6,5 años luz), y a 6-7° a doce parsecs (39 años luz). [95] Su base tiene un diámetro de 5,5 ± 0,4 radios de Schwarzschild , y probablemente esté alimentada por un disco de acreción progrado alrededor del agujero negro supermasivo giratorio. [95] El astrónomo germano-estadounidense Walter Baade descubrió que la luz del chorro estaba polarizada en un plano , lo que sugiere que la energía es generada por la aceleración de electrones que se mueven a velocidades relativistas en un campo magnético . La energía total de estos electrones se estima en 5,1 × 1056 ergios[96](5,1 × 1049 julios o3,2 × 1068 eV ). Esto es aproximadamente 1013  veces la energía producida en toda la Vía Láctea en un segundo, lo que se estima en 5 × 1036 julios.[97]El chorro está rodeado por un componente no relativista de menor velocidad. Hay evidencia de un contrachorro, pero permanece invisible desde la Tierra debido ala radiación relativista.[98][99]El chorro estáen precesión, lo que hace que el flujo de salida forme un patrón helicoidal hasta 1,6 parsecs (5,2 años luz).[76]Los lóbulos de materia expulsada se extienden hasta 80 kiloparsecs (260.000 años luz).[100]

En imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble en 1999, se midió el movimiento del chorro de M87 a entre cuatro y seis veces la velocidad de la luz. Este fenómeno, llamado movimiento superlumínico , es una ilusión causada por la velocidad relativista del chorro. El intervalo de tiempo entre dos pulsos de luz cualesquiera emitidos por el chorro es, según lo registrado por el observador, menor que el intervalo real debido a la velocidad relativista del chorro que se mueve en la dirección del observador. Esto da como resultado velocidades percibidas más rápidas que la de la luz , aunque el chorro en sí tiene una velocidad de solo el 80-85% de la velocidad de la luz. La detección de dicho movimiento se utiliza para apoyar la teoría de que los cuásares , los objetos BL Lacertae y las radiogalaxias pueden ser el mismo fenómeno, conocido como galaxias activas , visto desde diferentes perspectivas. [101] [102] Se propone que el núcleo de M87 es un objeto BL Lacertae (de menor luminosidad que sus alrededores) visto desde un ángulo relativamente grande. Se han observado variaciones de flujo, características de los objetos BL Lacertae, en M87. [103] [104]

El agujero negro M87 es una potente fuente de ondas de radio
Imagen de longitud de onda de radio de M87 que muestra una fuerte emisión de radio desde el núcleo

Las observaciones indican que la velocidad a la que se expulsa material del agujero negro supermasivo es variable. Estas variaciones producen ondas de presión en el gas caliente que rodea a M87. El Observatorio de rayos X Chandra ha detectado bucles y anillos en el gas. Su distribución sugiere que se producen pequeñas erupciones cada pocos millones de años. Uno de los anillos, causado por una gran erupción, es una onda de choque de 26 kiloparsecs (85.000 años luz) de diámetro alrededor del agujero negro. Otras características observadas incluyen filamentos estrechos que emiten rayos X de hasta 31 kiloparsecs (100.000 años luz) de longitud, y una gran cavidad en el gas caliente causada por una gran erupción hace 70 millones de años. Las erupciones regulares impiden que una enorme reserva de gas se enfríe y forme estrellas, lo que implica que la evolución de M87 puede haberse visto gravemente afectada, impidiendo que se convirtiera en una gran galaxia espiral.

M87 es una fuente muy potente de rayos gamma , los rayos más energéticos del espectro electromagnético. Los rayos gamma emitidos por M87 se han observado desde finales de los años 1990. En 2006, utilizando los telescopios Cherenkov del Sistema Estereoscópico de Alta Energía , los científicos midieron las variaciones del flujo de rayos gamma procedentes de M87 y descubrieron que el flujo cambia en cuestión de días. Este corto período indica que la fuente más probable de los rayos gamma es un agujero negro supermasivo. [105] En general, cuanto menor es el diámetro de la fuente de emisión, más rápida es la variación del flujo. [105] [106]

El telescopio espacial Hubble y el observatorio de rayos X Chandra han seguido un nudo de materia en el chorro (denominado HST-1), a unos 65 parsecs (210 años luz) del núcleo. En 2006, la intensidad de rayos X de este nudo había aumentado en un factor de 50 en un período de cuatro años [108] , mientras que la emisión de rayos X ha ido decayendo desde entonces de manera variable. [109]

La interacción de los chorros relativistas de plasma que emanan del núcleo con el medio circundante da lugar a los lóbulos de radio en las galaxias activas. Los lóbulos se presentan en pares y suelen ser simétricos. [110] Los dos lóbulos de radio de M87 abarcan juntos unos 80 kiloparsecs; las partes internas, que se extienden hasta 2 kiloparsecs, emiten intensamente en longitudes de onda de radio. Dos flujos de material emergen de esta región, uno alineado con el propio chorro y el otro en la dirección opuesta. Los flujos son asimétricos y deformados, lo que implica que se encuentran con un medio denso dentro del cúmulo. A mayores distancias, ambos flujos se difunden en dos lóbulos. Los lóbulos están rodeados por un halo más tenue de gas emisor de radio. [111] [112]

Medio interestelar

El espacio entre las estrellas de M87 está lleno de un medio interestelar difuso de gas que se ha enriquecido químicamente con los elementos expulsados ​​de las estrellas a medida que pasaban más allá de su vida útil en la secuencia principal . El carbono y el nitrógeno son suministrados continuamente por estrellas de masa intermedia a medida que pasan a través de la rama gigante asintótica . [113] [114] Los elementos más pesados, desde el oxígeno hasta el hierro, se producen en gran medida por explosiones de supernovas dentro de la galaxia. De los elementos pesados, aproximadamente el 60% fueron producidos por supernovas de colapso del núcleo, mientras que el resto provino de supernovas de tipo Ia . [113]

La distribución del oxígeno es aproximadamente uniforme en todas partes, aproximadamente la mitad del valor solar (es decir, la abundancia de oxígeno en el Sol), mientras que la distribución del hierro alcanza su pico cerca del centro, donde se acerca al valor solar del hierro. [114] [115] Dado que el oxígeno es producido principalmente por supernovas de colapso del núcleo, que ocurren durante las primeras etapas de las galaxias, y principalmente en las regiones externas de formación estelar, [113] [114] [115] la distribución de estos elementos sugiere un enriquecimiento temprano del medio interestelar a partir de supernovas de colapso del núcleo y una contribución continua de las supernovas de tipo Ia a lo largo de la historia de M87. [113] La contribución de elementos de estas fuentes fue mucho menor que en la Vía Láctea. [113]

Abundancias elementales seleccionadas en el núcleo M87 [113]
ElementoAbundancia
(valores solares)
do0,63 ± 0,16
norte1,64 ± 0,24
Oh0,58 ± 0,03
Nordeste1,41 ± 0,12
Mg0,67 ± 0,05
Fé0,95 ± 0,03

El examen de M87 en longitudes de onda del infrarrojo lejano muestra un exceso de emisión en longitudes de onda mayores de 25 μm. Normalmente, esto puede ser una indicación de emisión térmica por polvo caliente. [116] En el caso de M87, la emisión puede explicarse completamente por la radiación de sincrotrón del chorro; dentro de la galaxia, se espera que los granos de silicato sobrevivan por no más de 46 millones de años debido a la emisión de rayos X del núcleo. [117] Este polvo puede ser destruido por el entorno hostil o expulsado de la galaxia. [118] La masa combinada de polvo en M87 no es más de 70.000 veces la masa del Sol. [117] En comparación, el polvo de la Vía Láctea equivale a unos cien millones (108 ) masas solares. [119]

Aunque M87 es una galaxia elíptica y, por lo tanto, carece de las bandas de polvo de una galaxia espiral, se han observado filamentos ópticos en ella, que surgen del gas que cae hacia el núcleo. La emisión probablemente proviene de la excitación inducida por el choque cuando las corrientes de gas que caen se encuentran con los rayos X de la región del núcleo. [120] Estos filamentos tienen una masa estimada de aproximadamente 10.000  M ☉ . [56] [120] Alrededor de la galaxia hay una corona extendida con gas caliente de baja densidad. [121]

Cúmulos globulares

M87 tiene una población anormalmente grande de cúmulos globulares. Un estudio de 2006 a una distancia angular de 25 ′ del núcleo estima que hay 12.000 ± 800 cúmulos globulares en órbita alrededor de M87, [122] en comparación con 150-200 en y alrededor de la Vía Láctea. Los cúmulos tienen una distribución de tamaño similar a los de la Vía Láctea, la mayoría con un radio efectivo de 1 a 6 parsecs. El tamaño de los cúmulos de M87 aumenta gradualmente con la distancia desde el centro galáctico. [123] Dentro de un radio de cuatro kiloparsecs (13.000 años luz) del núcleo, la metalicidad del cúmulo (la abundancia de elementos distintos del hidrógeno y el helio) es aproximadamente la mitad de la abundancia en el Sol. Fuera de este radio, la metalicidad disminuye constantemente a medida que aumenta la distancia del cúmulo desde el núcleo. [121] Los cúmulos con baja metalicidad son algo más grandes que los cúmulos ricos en metales. [123] En 2014, se descubrió que HVGC-1 , el primer cúmulo globular hiperveloz, se escapaba de M87 a 2300 km/s. Se especuló que el escape del cúmulo a una velocidad tan alta fue el resultado de un encuentro cercano con un sistema binario de agujeros negros supermasivos y su posterior impulso gravitacional. [124]

Se han identificado casi cien galaxias enanas ultracompactas en M87. Se parecen a cúmulos globulares pero tienen un diámetro de diez parsecs (33 años luz) o más, mucho mayor que el máximo de tres parsecs (9,8 años luz) de los cúmulos globulares. No está claro si son galaxias enanas capturadas por M87 o una nueva clase de cúmulo globular masivo. [125]

Ambiente

Imagen en longitud de onda visible del cúmulo de Virgo con M87 cerca del extremo inferior izquierdo
Fotografía del cúmulo de Virgo ( Observatorio Europeo Austral, 2009). M87 es visible en la parte inferior izquierda, la mitad superior de la imagen está ocupada por la Cadena de Markarian . Los puntos oscuros marcan la ubicación de las estrellas brillantes en primer plano que fueron eliminadas de la imagen.

M87 está cerca (o en) el centro del cúmulo de Virgo, [44] una estructura compacta de aproximadamente 2000 galaxias. [126] Esto forma el núcleo del supercúmulo de Virgo más grande , del cual el Grupo Local (incluida la Vía Láctea) es un miembro periférico. [7] Está organizado en al menos tres subsistemas distintos asociados con las tres grandes galaxias: M87, M49 y M86 , con el subgrupo central que incluye M87 ( Virgo A ) y M49 ( Virgo B ). [127] Hay una preponderancia de galaxias elípticas y S0 alrededor de M87. [128] Una cadena de galaxias elípticas se alinea aproximadamente con el chorro. [128] En términos de masa, es probable que M87 sea el más grande y, junto con la centralidad, parece moverse muy poco en relación con el cúmulo en su conjunto. [7] Se define en un estudio como el centro del cúmulo. El cúmulo tiene un medio gaseoso escaso que emite rayos X, con una temperatura más baja hacia el centro. [116] Se estima que la masa combinada del cúmulo es de 0,15 a 1,5 × 1015 M ☉ .[126]

Las mediciones del movimiento de esas nebulosas de formación estelar ("planetarias") entre M87 y M86 sugieren que las dos galaxias se están acercando una a la otra y que este puede ser su primer encuentro. M87 puede haber interactuado con M84 , como lo demuestra el truncamiento del halo exterior de M87 por interacciones de marea . El halo truncado también puede haber sido causado por la contracción debido a una masa invisible que cayó en M87 desde el resto del cúmulo, que puede ser la hipotética materia oscura . Una tercera posibilidad es que la formación del halo se truncó por la retroalimentación temprana del núcleo galáctico activo. [7]

Véase también

Notas

  1. ^ El tamaño citado se refiere al diámetro medido directamente por la isofota 2 de 25,0 mag/arcsec en la banda B. La galaxia tiene un halo mucho más difuso y extenso que se extiende hasta 300 kpc (980.000 años luz). [7]
  2. ^ "Universo local" no es un término estrictamente definido, pero a menudo se considera que es aquella parte del universo que se extiende a distancias de entre 50 millones y mil millones de años luz . [10] [11] [12]
  3. ^ Epsilon Virginis está en las coordenadas celestes α = 13ʰ02ᵐ, δ = +10°57′; Denebola está en α = 11ʰ49ᵐ, δ = +14°34′. El punto medio del par está en α = 12ʰ16ᵐ, δ = 12°45′. Compárese con las coordenadas de Messier 87: α = 12ʰ31ᵐ, δ = +12°23′.
  4. ^ Esto da una distancia de 16,4 ± 2,3 megaparsecs (53,5 ± 7,50 millones de años luz). [3]
  5. ^ Esto da una distancia de 16,7 ± 0,9 megaparsecs (54,5 ± 2,94 millones de años luz). [3]

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    [ F mi yo ]   =   − 0.3 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\frac {Fe}{H}}\right]\ =\ -0.3\end{smallmatrix}}}
    dentro de un radio de 3 kiloparsec del núcleo galáctico.
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