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Articulo de referencia

Messier 87

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Coordenadas : 12 h 30 m 49,4 s , +12° 23′ 28″Mapa del cielo

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 —alrededor de 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 1500 pársecs (4900 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 se encuentra a unos 16,4 millones de pársecs (53 millones de años luz) de la Tierra y es la segunda galaxia más brillante dentro del cúmulo de Virgo septentrional , con muchas galaxias satélite . A diferencia de una galaxia espiral en forma de disco , M87 no tiene bandas de polvo distintivas . En cambio, tiene una forma elipsoidal casi sin rasgos característicos, típica de la mayoría de las galaxias elípticas gigantes , cuya luminosidad disminuye con la distancia al centro. Las estrellas de M87, que representan alrededor de una sexta parte de su masa, tienen una distribución casi esféricamente simétrica. Su densidad de población disminuye con la distancia al 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 Telescopio del Horizonte de Sucesos (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 del agujero negro basada en polarización que puede ayudar a revelar mejor las fuerzas que dan origen a los cuásares . [ 14 ]    

La galaxia es una fuente importante de radiación multiespectral, especialmente 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 debido a un encuentro con otra galaxia. Su medio interestelar consiste en gas difuso enriquecido con elementos emitidos por estrellas evolucionadas .

Historial de observación

En 1781, el astrónomo francés Charles Messier publicó un catálogo de 103 objetos con apariencia nebulosa como parte de una lista destinada a identificar objetos que podrían confundirse con cometas . En su uso posterior, cada entrada del catálogo se antepuso a una "M". Así, M87 fue el octogésimo séptimo objeto listado en el catálogo de Messier. [ 15 ] Durante la década de 1880, el objeto se incluyó como NGC  4486 en el Nuevo Catálogo General de nebulosas y cúmulos estelares compilado 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 notó la falta de una estructura espiral en M87 y observó un "curioso rayo recto... aparentemente conectado con el núcleo por una delgada línea de materia". El rayo apareció más brillante cerca del centro galáctico. [ 17 ] En enero de 1922, el astrónomo ruso Innokentii A. Balanowski descubrió la supernova SN 1919A (tipo desconocido, magnitud 11,5) en una placa fotográfica de M87 que había sido tomada el 22 de febrero de 1919. [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]

Identificación como una galaxia

Hubble clasificó las galaxias según su forma: elípticas, lenticulares y espirales. Las elípticas y las espirales tienen subcategorías.
En el esquema de clasificación de galaxias del 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. [ 22 ] En 1926, elaboró ​​una nueva clasificación, 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). [ 23 ]

En 1931, Hubble describió M87 como un miembro del Cúmulo de Virgo y dio una estimación provisional de 1,8 millones de pársecs (5,9 millones de años luz) de la Tierra. Era entonces la única nebulosa elíptica conocida en la que se podían resolver estrellas individuales , aunque se señaló que los cúmulos globulares serían indistinguibles de las estrellas individuales a tales distancias. [ 24 ] En su obra de 1936 , El reino de las nebulosas , Hubble examina la terminología de la época; algunos astrónomos etiquetaban las nebulosas extragalácticas como galaxias externas basándose en que eran sistemas estelares a grandes distancias de nuestra propia galaxia, mientras que otros preferían el término convencional nebulosa extragaláctica , ya que galaxia era en ese momento sinónimo de la Vía Láctea. [ 25 ] M87 continuó siendo etiquetada como una nebulosa extragaláctica al menos hasta 1954. [ 26 ] [ 27 ]  

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. [ 28 ] La fuente fue confirmada como M87 en 1953, y se sugirió que el chorro relativista lineal que emergía del núcleo de la galaxia era la causa. Este chorro se extendía desde el núcleo en un ángulo de posición de 260° a una distancia angular de 20 ″ con un ancho angular de 2″ . [ 26 ] En 1969-1970, se encontró que un componente fuerte 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. [ 29 ] [ 30 ] El cohete Aerobee lanzado desde White Sands Missile Range el 7 de julio de 1967 proporcionó más evidencia de que la fuente de Virgo X-1 era la radiogalaxia M87. [ 31 ] Observaciones posteriores de rayos X por el HEAO 1 y el Observatorio Einstein mostraron una fuente compleja que incluía el núcleo galáctico activo de M87. [ 32 ] Sin embargo, hay poca concentración central de la emisión de rayos X. [ 9 ]      

M87 ha sido un importante campo de pruebas para técnicas que miden las masas de agujeros negros supermasivos centrales en galaxias. En 1978, el modelado dinámico estelar de la distribución de masa en M87 proporcionó evidencia de una masa central de cinco  mil millones de masas solares . [ 33 ] Después de la instalación del módulo de óptica correctiva COSTAR en el Telescopio Espacial Hubble en 1993, el Espectrógrafo de Objetos Débiles (FOS) del Hubble 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 después de la reparación. Los datos del FOS indicaron una masa de agujero negro central de 2.4  mil millones M ☉ , con una incertidumbre del 30%. [ 34 ] Los cúmulos globulares dentro de M87 también se han utilizado para calibrar relaciones de metalicidad. [ 35 ]

M87 fue observado por el Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT) durante gran parte de 2017. [ 37 ] El horizonte de sucesos del agujero negro en el centro fue fotografiado directamente por el EHT, [ 38 ] luego revelado en una conferencia de prensa en la fecha indicada, filtrando de esta la primera imagen de la sombra de un agujero negro. [ 39 ]

Visibilidad

Área en la constelación de Virgo alrededor de M87

M87 está cerca de un límite de alta declinación de la constelación de Virgo, colindante 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 usando un telescopio pequeño con una apertura de 6 cm (2,4 in) , 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. [ 40 ] Antes de 1991, el astrónomo Otto Struve era la única persona conocida que había visto el chorro visualmente, usando el telescopio Hooker de 254 cm (100 in) . [ 41 ] En años más recientes se ha observado en telescopios de aficionados más grandes en excelentes condiciones. [ 42 ]     

Propiedades

En el esquema de clasificación morfológica de galaxias de la secuencia de Hubble modificada 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. [ 43 ] 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. [ 43 ] [ 44 ] En el esquema de Yerkes (Morgan) , M87 se clasifica como una galaxia de tipo cD . [ 45 ] [ 46 ] Una galaxia AD tiene un núcleo de forma elíptica rodeado por una envoltura extensa, sin polvo y difusa. Una supergigante de tipo AD se llama galaxia cD. [ 47 ] [ 48 ]   

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

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 aleja de la Tierra, la parte superior izquierda se acerca), lo que indica que M87 está rotando lentamente. [ 53 ] [ 54 ]

M87 es una de las galaxias más masivas del Universo local. Su diámetro se estima en 132.000  años luz, lo que es 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, [ 49 ] que es el doble de la masa de la galaxia Vía Láctea . [ 55 ] Al igual que con otras galaxias, solo una fracción de esta masa está en forma de estrellas : M87 tiene una relación masa/luminosidad estimada de 6,3 ± 0,8 ; es decir, solo alrededor de una parte en seis de la masa de la galaxia está en forma de estrellas que irradian energía. [ 56 ] 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) del núcleo. [ 50 ] La masa total de M87 puede ser 200  veces la de la Vía Láctea. [ 57 ]

La galaxia experimenta una caída de gas a una tasa de dos a tres masas solares por año, la mayor parte de la cual puede ser acrecentada en la región central. [ 58 ] La envoltura estelar extendida de esta galaxia alcanza un radio de aproximadamente 150 kiloparsecs (490 000 años luz) , [ 7 ] en comparación con aproximadamente 100 kiloparsecs (330 000 años luz) para la Vía Láctea. [ 59 ] 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 ] [ 60 ] Hay evidencia de corrientes lineales de estrellas al noroeste de la galaxia, que pueden haber sido creadas por el desprendimiento de marea de galaxias en órbita o por pequeñas galaxias satélite cayendo hacia M87. [ 61 ] Además, un filamento de gas caliente ionizado en la parte exterior noreste de la galaxia podría ser el remanente de una pequeña galaxia rica en gas que fue perturbada por M87 y podría estar alimentando su núcleo activo. [ 62 ] Se estima que M87 tiene al menos 50  galaxias satélite, incluidas NGC 4486B y NGC 4478. [ 63 ] [ 64 ]

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 línea para átomos débilmente ionizados (como el oxígeno atómico neutro , OI) son más fuertes que las de átomos fuertemente ionizados (como el oxígeno doblemente ionizado , OIII). Un núcleo galáctico con tales propiedades espectrales se denomina LINER, por " región de líneas de emisión nuclear de baja ionización ". [ 65 ] [ 66 ] El mecanismo y la fuente de la ionización dominada por líneas débiles en los LINER y M87 están en debate. Las posibles causas incluyen la excitación inducida por choque en las partes exteriores del disco [ 65 ] [ 66 ] o la fotoionización en la región interior impulsada por el chorro. [ 67 ]

Se cree que las galaxias elípticas como M87 se forman como resultado de una o más fusiones de galaxias más pequeñas. [ 68 ] 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. [ 69 ] Utilizando el Very Large Telescope para estudiar los movimientos de unas 300 nebulosas planetarias, los astrónomos han determinado que M87 absorbió una galaxia espiral de tamaño mediano formadora de estrellas durante los últimos mil millones de años. Esto ha resultado en 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 en forma de chevrón en el halo de M87 que fue producida por la mezcla incompleta del espacio de fases de una galaxia desintegrada. [ 70 ] [ 71 ]

Componentes

Agujero negro supermasivo M87*

Imagen del núcleo de M87 tomada con el Telescopio del Horizonte de Sucesos utilizando microondas  de 1,3 mm . La mancha oscura central es la sombra de M87* y es más grande que el horizonte de sucesos del agujero negro .
Una vista del agujero negro supermasivo M87* publicada por la Colaboración del Telescopio del Horizonte de Sucesos con líneas superpuestas para marcar la orientación de la polarización del campo magnético.
Vista del chorro y la sombra del agujero negro de M87. Observaciones del Global Millimeter VLBI Array (GMVA), el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) y el Telescopio de Groenlandia. [ 72 ]

El núcleo de la galaxia contiene un agujero negro supermasivo (SMBH), denominado M87*, [ 13 ] [ 36 ] [ 73 ] cuya masa es miles de millones de veces mayor que la del Sol de la Tierra; las estimaciones habían variado desde(3,5 ± 0,8) × 10 9 M ☉ [ 74 ] a (6,6 ± 0,4) × 10 9 M ☉ , [ 74 ] superado por 7,22 +0,34 −0,40 × 10 9 M ☉ en 2016. [ 75 ] En abril de 2019, la colaboración Event Horizon Telescope publicó mediciones de la masa del agujero negro como (6,5 ± 0,2 stat ± 0,7 sys ) × 10 9 M ☉ . [ 76 ] 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 (2,2millonesde mph)o 1/300 de lavelocidad de la luz, [ 77 ] y abarca un diámetro máximo de25 000UA (3,7billones de km; 2,3billonesde mi). [ 78 ] En comparación,Plutóna una distancia promedio de39UA (5800millonesde km; 3600millonesde mi)del Sol. El gasse acumulaen el agujero negro a una tasa estimada de una masa solar cada diez años (aproximadamente 90masas terrestrespor día). [ 79 ] Elradio de Schwarzschilddel agujero negro es de120UA (18 000 millones de kilómetros; 11 000 millones de millas). [ 80 ] El diámetro del anillo de emisión, visto desde la Tierra, es de 42 μas (microsegundos de arco). En comparación, el diámetro del núcleo de M87 es de 45" (as, segundos de arco), y el tamaño de M87 es de 7,2' × 6,8' (am, minutos de arco).                 

Un artículo de 2010 sugirió que el agujero negro podría estar desplazado del centro galáctico unos siete pársecs (23 años luz ) . [ 81 ] Se afirmó que esto ocurría en la dirección opuesta al chorro conocido, lo que indicaba una aceleración del agujero negro por parte de este. Otra sugerencia fue que el desplazamiento se produjo durante la fusión de dos agujeros negros supermasivos. [ 81 ] [ 82 ] Sin embargo, un estudio de 2011 no encontró ningún desplazamiento estadísticamente significativo, [ 83 ] 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 del centro de la galaxia. [ 84 ]

Imágenes

Este agujero negro fue el primero en ser fotografiado. Los datos para producir la imagen se tomaron en abril  de 2017, la imagen se produjo en 2018 y se publicó el 10  de abril  de 2019. [ 39 ] [ 85 ] [ 86 ] La imagen muestra la sombra del agujero negro, [ 87 ] 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 al efecto de colimación relativista , por el cual el material que se mueve hacia el observador a velocidades relativistas aparece más brillante. El material visible alrededor del agujero negro rota principalmente en sentido horario 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. [ 88 ] El parámetro de rotación se estimó en      a=0,9±0.1{\displaystyle a=0.9\pm 0.1}, correspondiente a una velocidad de rotación ≈ 0,4 c . [ 89 ] Esto es consistente con el valor dea=1.00±0,15{\displaystyle a=1,00\pm 0,15}obtenido con el método de flujo de salida. [ 90 ]

Imagen compuesta que muestra el aspecto del sistema M87, en todo el espectro electromagnético, durante la  campaña de abril de 2017 del Telescopio del Horizonte de Sucesos para obtener 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 frontal. Muestra la imagen del chorro a mayor escala tomada por ALMA (arriba a la izquierda), a la misma escala que la imagen visible del Telescopio Espacial Hubble (centro) y la imagen de rayos X de Chandra (arriba a la derecha). [ 91 ]

Después de que se obtuvo la imagen del agujero negro, se le dio el nombre de Pōwehi , una palabra hawaiana que significa "la creación oscura, insondable y adornada", tomada del antiguo canto de creación Kumulipo . [ 92 ]

El 24  de marzo  de 2021, la colaboración Event Horizon Telescope reveló una visión única e inédita de la sombra del agujero negro M87: cómo se ve en luz polarizada. [ 93 ] La polarización es una herramienta poderosa que permite a los astrónomos investigar la física detrás de la imagen con mayor 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. [ 94 ] Conocer esto es esencial para comprender 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 nitidez de la imagen original del agujero negro M87 obtenida con el telescopio EHT, utilizando la técnica PRIMO para el modelado interferométrico. La imagen de la derecha incorpora un desenfoque para compensar la limitada resolución de las observaciones originales.

El 14 de  abril  de 2021, los astrónomos informaron además que el agujero negro M87 y sus alrededores fueron estudiados durante la campaña de observación Event Horizon Telescope 2017, también por muchos observatorios multiespectrales de todo el mundo. [ 95 ]

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 del EHT. Aplicaron esta técnica a las observaciones originales del agujero negro M87 realizadas por el EHT, obteniendo una imagen final más nítida y permitiendo una comprobación más precisa de la concordancia entre las observaciones y la teoría. [ 96 ] [ 97 ]

Chorro

El chorro M87 se extiende hasta 5.000 años luz desde el núcleo.
El chorro de materia es expulsado de M87 a casi la velocidad de la luz y se extiende 1,5  kpc (5  kly) desde el núcleo galáctico.
En la imagen de rayos X, la materia caliente de color azul proveniente del cúmulo cae hacia el centro de M87 y se enfría, disminuyendo así su brillo. El chorro (que aparece de color naranja en las ondas de radio) dificulta esta caída y eleva la materia que cae.
En esta imagen compuesta de rayos X ( Chandra ) y radio ( VLA ), la materia caliente (azul en rayos X) del cúmulo de Virgo cae hacia el núcleo de M87 y se enfría, donde se encuentra con el chorro relativista (naranja en radio), produciendo ondas de choque en el medio interestelar de la galaxia.

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 eyectada de un agujero negro supermasivo. El chorro está altamente colimado , apareciendo restringido a un ángulo de 60° dentro de 0,8 pc (2,6 años luz) del núcleo, a unos 16° a dos parsecs (6,5 años luz) y a 6–7° a doce parsecs (39 años luz) . [ 98 ] Su base tiene un diámetro de 5,5 ± 0,4 radios de Schwarzschild , y probablemente está impulsado por un disco de acreción progrado alrededor del agujero negro supermasivo en rotación. [ 98 ] El astrónomo germano-estadounidense Walter Baade descubrió que la luz del chorro estaba polarizada plana , 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 × 10 56 ergios [ 99 ] (5.1 × 1049 julios o3,2 × 1068 eV ). Esto es aproximadamente1013  veces la energía producida en toda la Vía Láctea en un segundo, que se estima en 5 × 1036 julios. [ 100 ] El chorro está rodeado por un componente no relativista de menor velocidad. Hay evidencia de un contrachorro, pero permanece invisible desde la Tierra debido alcolimación relativista. [ 101 ] [ 102 ] El chorro estáprecesando, lo que hace que el flujo de salida forme un patrón helicoidal hasta1,6 pársecs (5,2 años luz). [ 78 ] Los lóbulos de materia expulsada se extienden hasta80 kilopársecs (260 000 años luz). [ 103 ]

En imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble en 1999, el movimiento del chorro de M87 se midió 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 registra el observador, menor que el intervalo real debido a la velocidad relativista del chorro moviéndose en la dirección del observador. Esto da como resultado velocidades percibidas más rápidas que la luz , aunque el chorro en sí tiene una velocidad de solo 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 todos el mismo fenómeno, conocido como galaxias activas , visto desde diferentes perspectivas. [ 104 ] [ 105 ] 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. [ 106 ] [ 107 ]

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 tasa de eyección de 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 erupciones menores cada pocos  millones de años. Uno de los anillos, causado por una erupción mayor, es una onda de choque de 26 kiloparsecs (85 000 años luz) de diámetro alrededor del agujero negro. Otras características observadas incluyen filamentos estrechos emisores de rayos X de hasta 31 kiloparsecs (100 000 años luz) de longitud, y una gran cavidad en el gas caliente causada por una erupción mayor  hace 70 millones de años. Las erupciones regulares impiden que un enorme reservorio de gas se enfríe y forme estrellas, lo que implica que la evolución de M87 podría haberse visto seriamente 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 la década de 1990. En 2006, utilizando los telescopios Cherenkov del Sistema Estereoscópico de Alta Energía , los científicos midieron las variaciones del flujo de rayos gamma provenientes 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. [ 108 ] En general, cuanto menor es el diámetro de la fuente de emisión, más rápida es la variación del flujo. [ 108 ] [ 109 ]

M87 en infrarrojo mostrando las ondas de choque producidas por los chorros.
Imágenes que muestran el flujo helicoidal de materia en el chorro M87
Flujo espiral del chorro impulsado por el agujero negro [ 110 ]

Un nudo de materia en el chorro (denominado HST-1), a unos 65 pársecs (210 años luz) del núcleo, ha sido rastreado por el Telescopio Espacial Hubble y el Observatorio de Rayos X Chandra. Para 2006, la intensidad de rayos X de este nudo había aumentado en un factor de 50 en un período de cuatro años, [ 111 ] mientras que la emisión de rayos X ha estado decayendo de manera variable desde entonces. [ 112 ]

La interacción de chorros relativistas de plasma que emanan del núcleo con el medio circundante da lugar a lóbulos de radio en galaxias activas. Los lóbulos aparecen en pares y suelen ser simétricos. [ 113 ] Los dos lóbulos de radio de M87 abarcan juntos unos 80  kiloparsecs; las partes internas, que se extienden hasta 2  kiloparsecs, emiten con fuerza en longitudes de onda de radio. De esta región emergen dos flujos de material, uno alineado con el propio chorro y el otro en dirección opuesta. Los flujos son asimétricos y deformados, lo que implica que encuentran un medio intracúmulo denso. A mayores distancias, ambos flujos se difunden en dos lóbulos. Los lóbulos están rodeados por un halo más tenue de gas emisor de radio. [ 114 ] [ 115 ]

medio interestelar

El espacio entre las estrellas en M87 está lleno de un medio interestelar difuso de gas que ha sido enriquecido químicamente por los elementos eyectados por las estrellas al pasar 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 por la rama gigante asintótica . [ 116 ] [ 117 ] 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 de núcleo, mientras que el resto provino de supernovas de tipo Ia . [ 116 ]

La distribución de oxígeno es aproximadamente uniforme en toda la galaxia, alrededor de la mitad del valor solar (es decir, la abundancia de oxígeno en el Sol), mientras que la distribución de hierro alcanza su máximo cerca del centro, donde se aproxima al valor del hierro solar. [ 117 ] [ 118 ] Dado que el oxígeno se produce principalmente por supernovas de colapso de núcleo, que ocurren durante las primeras etapas de las galaxias, y sobre todo en las regiones exteriores de formación estelar, [ 116 ] [ 117 ] [ 118 ] la distribución de estos elementos sugiere un enriquecimiento temprano del medio interestelar a partir de supernovas de colapso de núcleo y una contribución continua de  supernovas de tipo Ia a lo largo de la historia de M87. [ 116 ] La contribución de elementos de estas fuentes fue mucho menor que en la Vía Láctea. [ 116 ]

El examen de M87 en longitudes de onda del infrarrojo lejano muestra una emisión excesiva en longitudes de onda mayores de 25  μm. Normalmente, esto puede ser una indicación de emisión térmica por polvo caliente. [ 119 ] En el caso de M87, la emisión puede explicarse completamente por la radiación sincrotrón del chorro; dentro de la galaxia, se espera que los granos de silicato sobrevivan no más de 46  millones de años debido a la emisión de rayos X del núcleo. [ 120 ] Este polvo puede ser destruido por el entorno hostil o expulsado de la galaxia. [ 121 ] La masa combinada de polvo en M87 no es más de 70 000  veces la masa del Sol. [ 120 ] En comparación, el polvo de la Vía Láctea equivale a unos cien  millones ( 108 ) masas solares. [ 122 ]

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 choque cuando las corrientes de gas descendentes encuentran rayos X de la región del núcleo. [ 123 ] Estos filamentos tienen una masa estimada de aproximadamente 10 000 M ☉ . [ 58 ] [ 123 ] Rodeando la galaxia hay una corona extendida con gas caliente de baja densidad. [ 124 ] 

Agrupaciones globulares

M87 tiene una población anormalmente grande de cúmulos globulares. Un estudio de 2006 hasta una distancia angular de 25 ′ del núcleo estima que hay 12 000 ± 800 cúmulos globulares en órbita alrededor de M87, [ 125 ] en comparación con 150–200 en y alrededor de la Vía Láctea. Los cúmulos son similares en distribución de tamaño a los de la Vía Láctea, la mayoría con un radio efectivo de 1 a 6  pársecs. El tamaño de los cúmulos de M87 aumenta gradualmente con la distancia al centro galáctico. [ 126 ] Dentro de un radio de cuatro kilopársecs (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 al núcleo. [ 124 ] Los cúmulos con baja metalicidad son algo más grandes que los cúmulos ricos en metales. [ 126 ] En 2014, se descubrió que HVGC-1  , el primer cúmulo globular hiperveloz, escapaba de M87 a 2300 km/s. Se especuló que el escape del cúmulo a tan alta velocidad fue el resultado de un encuentro cercano con, y el posterior impulso gravitacional de, un sistema binario de agujeros negros supermasivos. [ 127 ]

Se han identificado casi un centenar de galaxias enanas ultracompactas en M87. Se asemejan a cúmulos globulares, pero tienen un diámetro de diez pársecs (33 años luz) o más, mucho mayor que el máximo de tres pársecs (9,8 años luz) de los cúmulos globulares. No está claro si se trata de galaxias enanas capturadas por M87 o de una nueva clase de cúmulos globulares masivos. [ 128 ]

Ambiente

Imagen en longitud de onda visible del cúmulo de Virgo con M87 cerca de la parte inferior izquierda.
Fotografía de la Cadena de Galaxias de Markarian , tomada a través de un telescopio de campo amplio. M87 es visible en la esquina inferior izquierda.

M87 está cerca (o en) el centro del Cúmulo de Virgo, [ 46 ] una estructura compacta de aproximadamente 2000  galaxias. [ 129 ] Esto forma el núcleo del Supercúmulo de Virgo , del cual el Grupo Local (que incluye la Vía Láctea) es un miembro periférico. [ 7 ] Está organizado en al menos tres subsistemas distintos asociados con las tres galaxias grandes: M87, M49 y M86 , con el subgrupo central que incluye M87 ( Virgo  A ) y M49 ( Virgo  B ). [ 130 ] Hay una preponderancia de galaxias elípticas y S0  alrededor de M87. [ 131 ] Una cadena de galaxias elípticas se alinea aproximadamente con el chorro. [ 131 ] En términos de masa, es probable que M87 sea la más grande y, junto con la centralidad, parece moverse muy poco en relación con el cúmulo en su conjunto. [ 7 ] En un estudio se define como el centro del cúmulo. El cúmulo tiene un medio gaseoso disperso que emite rayos X, con una temperatura más baja hacia el centro. [ 119 ] Se estima que la masa combinada del cúmulo es de 0,15 a 1,5 × 1015 M ☉ . [ 129 ]

Las mediciones del movimiento de esas nebulosas de formación estelar intracúmulo ("planetarias") entre M87 y M86 sugieren que las dos galaxias se están moviendo una hacia la otra y que este podría ser su primer encuentro. M87 podría haber interactuado con M84 , como lo demuestra la truncación del halo exterior de M87 por interacciones de marea . El halo truncado también podría haber sido causado por la contracción debida a una masa invisible que cae en M87 desde el resto del cúmulo, que podría ser la hipotética materia oscura . Una tercera posibilidad es que la formación del halo se haya truncado 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 de 25,0 mag/arcsec² 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 entiende como aquella parte del universo que se extiende hasta distancias comprendidas entre unos 50 millones y mil millones de años luz . [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]
  3. ↑ Epsilon Virginis se encuentra en las coordenadas celestes α =13ʰ02ᵐ, δ =+10°57′; Denebola se encuentra en α =11ʰ49ᵐ, δ =+14°34′. El punto medio del par se encuentra en α =12ʰ16ᵐ, δ =12°45′. Compárese con las coordenadas de Messier 87: α =12ʰ31ᵐ, δ =+12°23′ .
  4. ↑ Esto da como resultado una distancia de 16,4 ± 2,3 megaparsecs (53,5 ± 7,50 millones de años luz). [ 3 ]
  5. ↑ Esto da como resultado una distancia de 16,7 ± 0,9 megaparsecs (54,5 ± 2,94 millones de años luz). [ 3 ]

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    [FmiH] = −0,3{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\frac {Fe}{H}}\right]\ =\ -0.3\end{smallmatrix}}}
    dentro de un radio de 3 kiloparsecs del núcleo galáctico.
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  • Messier 87 , páginas de SEDS Messier
  • Imágenes de M87 de la ESA/Hubble
  • Messier 87 en WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hidrógeno α , Rayos X , Astrofotografía , Mapa del cielo , Artículos e imágenes
  • abundancias elementales solares