Μεσιέ 87

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
Μεσιέ 87
M87 jet.jpg
Παρατηρησιακά Δεδομένα (εποχή J2000)
Αστερισμός Παρθένος
Ορθή Αναφορά 12h 30m 49.4s[1]
Απόκλιση +12° 23′ 28″[1]
Μετατόπιση στο ερυθρό 1307 ± 7 km/s[1]
Απόσταση 52 ± 4 Mly (16,1 ± 1,2 Mpc)[2]
Τύπος Γαλαξία E0 pec[1]
Φαινόμενη διάμετρος (V) 8′,3 × 6′,6[1]
Φαινόμενο μέγεθος (V) 9,6[1]
Άλλα χαρακτηριστικά Jet from nucleus
Άλλες ονομασίες
Virgo A,[1] NGC 4486,[1] UGC 7654,[1]
PGC 41316,[1] VCC 1316,[1] Arp 152[1]
Δείτε επίσης: Γαλαξίες, Κατάλογος Γαλαξιών

Μεσιέ 87 (επίσης γνωστός ως M87, Α της Παρθένου και NGC 4486) είναι το όνομα ενός γιγαντιαίου ελλειπτικού γαλαξία στον αστερισμό της Παρθένου. Είναι ο μεγαλύτερος και φωτεινότερος γαλαξίας μέσα στο βόρειο ομώνυμο σμήνος της Παρθένου.[3]

Ο γαλαξίας αυτός περιέχει επίσης έναν σημαντικά ενεργό γαλαξιακό πυρήνα που είναι ισχυρή πηγή ακτινοβολίας πλούσιο σε φάσματα, ιδιαίτερα σε ραδιοκύμματα.[4] Δεδομένου ότι είναι ο μεγαλύτερος γιγαντιαίος ελλειπτικός γαλαξίας κοντά στη γη και δεδομένου ότι είναι μια από τις φωτεινότερες πηγές ραδιοκυμάτων στον ουρανό, είναι δημοφιλής στόχος τόσο για ερασιτεχνικές παρατηρήσεις αστρονομίας όσο και για την επαγγελματική μελέτη αστρονομίας. Η μάζα του M87 υπολογίζεται ότι είναι περίπου 32 kpc του κέντρου του, ή 2,6 ± 0,3  × 1012 Μ.[5]

Σμήνη αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο M87 έχει έναν ασυνήθιστα τεράστιο πλήθος σμηνών αστέρων, ίσως ο μέγιστος μέχρι τώρα γνωστός γύρω από οποιονδήποτε γαλαξία. Μια έρευνα του 2006 σε 25 από τους πυρήνες του υπολογίζει ότι υπάρχουν 12.000 ± 800 σμήνη αστέρων γύρω από τον M87.[6] Συγκριτικά, ο γαλαξίας μας που φιλοξενεί την Γη έχει 100 - 150 σμήνη αστέρων.

Πίδακας ύλης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το 1918, ο αστρονόμος Heber Curtis του αστεροσκοπείου του Lick ανακάλυψε έναν πίδακα ύλης που προέρχεται από τον M87 και που περιέγραψε ως "περίεργη ευθεία ακτίνα". Ο πίδακας αυτός έχει μήκος τουλάχιστον 5.000 έτη φωτός από το κέντρο του M87 και αποτελείται από ύλη που εκτινάσσει ο γαλαξίας, πιθανότατα από μια μαύρη τρύπα. Οι αστρονόμοι υπολογίζουν, ότι η μαύρη τρύπα σε αυτόν τον γαλαξία έχει μάζα περίπου 6,6 ± 0,25  × 109 Μ και είναι η μεγαλύτερη στο υπερσμήνος της Παρθένου. Η υπέρμαζη μαύρη τρύπα θεωρείται ότι δημιουργήθηκε από την συγχώνευση μικρότερων.[7] Ο M87 είναι επίσης ισχυρή πηγή ακτίνων X.

Υπερφωτική ταχύτητα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στις εικόνες που λήφθηκαν από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble το 1999, η κίνηση της ύλης στον πίδακα του M87 φαίνεται να είναι τετραπλάσια έως εξαπλάσια της ταχύτητας του φωτός. Η ταχύτητα αυτή θεωρείται ότι είναι οπτική πλάνη, αποτέλεσμα της σχετικιστικής ταχύτητας της ύλης στον πίδακα, και όχι πραγματικά υπερφωτεινή ταχύτητα. Εντούτοις, η ανίχνευση τέτοιας κίνησης υποστηρίζει τη θεωρία ότι τα κβάζαρ, τα αντικείμενα BL Lac object και οι ραδιογαλαξίες ενδέχεται να είναι όλα το ίδιο οπτικό φαινόμενο, γνωστό ως ενεργοί γαλαξίες, που παρατηρούνται από διαφορετική οπτική γωνία.[8]

Ακτίνες Χ και ηχητικά κύματα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι παρατηρήσεις που γίνονται από το αστεροσκοπείο Chandra X-ray δείχνουν την παρουσία βρόχων και δακτυλίων μέσα στο θερμό αέριο που εκπέμπει ακτίνες X και οι οποίοι διαπερνούν τα σμήνη και το πλαισιώνουν τον γαλαξία M87. Αυτοί οι βρόχοι και οι δακτύλιοι παράγονται από κύματα πίεσης. Τα κύματα πίεσης προκαλούνται από τις παραλλαγές στο ποσοστό ύλης που εκτινάσσεται από την υπερογκώδη μαύρη τρύπα. Σύμφωνα με την συχνότητα των βρόχων υπολογίζεται ότι κάθε έξι εκατομμύρια έτη γίνεται και μια έκρηξη. Ένα από τα δαχτυλίδια, που δημιουργήθηκε από μια σημαντική έκρηξη, είναι ένα κύμα πίεσης διαμέτρου 85.000 ετών φωτός γύρω από τη μαύρη τρύπα. Άλλα αξιόλογα περιστατικά που παρατηρήθηκαν περιλαμβάνουν μία λεπτή ακτίνα X εκπέμποντας ίνες μήκους μέχρι και 100.000 ετών φωτός, καθώς και μια μεγάλη κοιλότητα στο θερμό αέριο που το προκάλεσε μια δυνατή έκρηξη πριν από 70 εκατομμύρια χρόνια. Οι συχνές εκρήξεις εμποδίζουν μια τεράστια ποσότητα αέριας ύλης να ψυχθεί και να διαμορφώσει αστέρες. Αυτό μάλλον επηρέασε την εξέλιξη του M87, αποτρέποντας τον από το να γίνει ένας μεγάλος σπειροειδής γαλαξίας. Οι παρατηρήσεις υπονοούν επίσης την παρουσία ηχητικών κυμάτων: 56 οκτάβες κάτω από το μέσο C για τις μικρές εκρήξεις και 58 έως 59 οκτάβες κάτω από το μέσο C για τις μεγάλες εκρήξεις.[9]

Aκτινοβολία γ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο M87 είναι επίσης μια πολύ ισχυρή πηγή ακτινοβολίας γ, οι οποίες είναι οι πιο ισχυρές ακτίνες του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, αφού έχουν ισχύ ένα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από αυτή του ορατού φωτός. Οι ακτίνες γάμμα που προέρχονται από τον M87 είναι γνωστές από παρατηρήσεις από τα τέλη της δεκαετίας του 1990, αλλά πρόσφατα, με την χρήση του τηλεσκοπίου HESS Cherenkov, οι επιστήμονες έχουν μετρήσει τις παραλλαγές της ροής ακτίνων γ που προέρχεται από τον M87, και έχουν διαπιστώσει ότι η ροή αλλάζει με συχνότητα λίγων ημερών.

Γενικά γίνεται αποδεκτό ότι η υπερογκώδης μαύρη τρύπα που βρίσκεται στο κέντρο ου M87, κρατά μια μάζα αρκετών δισεκατομμύριο ηλιακών μαζών. Εντούτοις, το γεγονός ότι οι παραλλαγές μπορούν να αλλάξουν κατά τη διάρκεια λίγων ημερών δείχνει ότι η άμεση επέκταση της μαύρης τρύπας του M87 έχει περίπου τις διαστάσεις του δικού μας ηλιακού συστήματος.[10]

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 «NASA/IPAC Extragalactic Database». Results for NGC 4486. http://nedwww.ipac.caltech.edu/. Ανακτήθηκε στις 2006-10-22. 
  2. J. L. Tonry, A. Dressler, J. P. Blakeslee, E. A. Ajhar, A. B. Fletcher, G. A. Luppino, M. R. Metzger, C. B. Moore (2001). «The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances». Astrophysical Journal 546 (2): 681-693. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...546..681T. 
  3. B. Binggeli, Bruno, G. A. Tammann, and A. Sandage, Astron. J. 94, 251 (1987).
  4. W. Baade, R. Minkowski (1954). «On the Identification of Radio Sources». Astrophysical Journal 119: 215-231. http://adsabs.harvard.edu/abs/1954ApJ...119..215B. 
  5. Wu, Xiaoan; Tremaine, Scott (2006). «Deriving the Mass Distribution of M87 from Globular Clusters». The Astrophysical Journal 643 (1): 210-221. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006ApJ...643..210W. 
  6. Tamura, Naoyuki; Sharples, Ray M.; Arimoto, Nobuo; Onodera, Masato; Ohta, Kouji; Yamada, Yoshihiko (2006). «A Subaru/Suprime-Cam wide-field survey of globular cluster populations around M87 - I. Observation, data analysis and luminosity function». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Online Early. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?doi=10.1111%2Fj.1365-2966.2006.11067.x. 
  7. Grossman, Lisa (12 Ιανουαρίου 2011). «Astronomers Weigh Heaviest Black Hole Yet». wired.com. http://www.wired.com/wiredscience/2011/01/heavy-black-hole/. Ανακτήθηκε στις 2012-12-01. 
  8. J. A. Biretta, W. B. Sparks, and F. Macchetto, Astrophys. J. 520, 621 (1999).; John Biretta (1999-01-06). «Hubble detects faster-than-light motion in Galaxy M87». Baltimore, Maryland: Space Telecsope Science Institute. http://www.stsci.edu/ftp/science/m87/press.txt. 
  9. "Chandra Reviews Black Hole Musical: Epic But Off-Key", Οκτώβριος 2006
  10. Universe Today, Gamma Rays Pour From the Edge of a Supermassive Black Hole, Οκτώβριος 2006

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Commons logo
Τα Wikimedia Commons έχουν πολυμέσα σχετικά με το θέμα
Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Messier 87 της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).