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Más desordenado 87

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 a 200 que orbitan alrededor de la Vía Láctea ) y un chorro de plasma energético que se origina en el núcleo y se extiende al menos 1.500 pársecs (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 los astrónomos aficionados como para los profesionales.

El astrónomo francés Charles Messier descubrió M87 en 1781, y la catalogó como nebulosa . M87 está 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 norte de Virgo , y tiene muchas galaxias satélite . A diferencia de una galaxia espiral en forma de disco , M87 no tiene franjas de polvo distintivas . En cambio, tiene una forma elipsoidal casi sin rasgos distintivos, típica de la mayoría de las galaxias elípticas gigantes , y su luminosidad disminuye con la distancia desde el centro. Las estrellas de M87, que se forman alrededor de una sexta parte de su masa, tienen una distribución casi esféricamente simétrica. Su densidad de población disminuye a medida que aumenta la distancia desde el núcleo. Tiene un agujero negro supermasivo activo en su núcleo, que forma el componente principal de un núcleo galáctico activo . Se obtuvieron imágenes del agujero negro utilizando datos recopilados en 2017 por el Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT), y una 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. Imagen basada en tecnología del agujero negro que puede ayudar a revelar mejor las fuerzas que dan lugar a los quásares . [14]

La galaxia es una fuerte fuente de radiación de múltiples longitudes de onda, particularmente ondas de radio . Tiene un diámetro isofota 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 está formado por 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 el uso posterior, cada entrada del catálogo tenía el prefijo "M". Así, M87 fue el objeto número ochenta y siete incluido 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 basó principalmente en las observaciones del astrónomo inglés John Herschel . [dieciséis]

En 1918, el astrónomo estadounidense Heber Curtis del Observatorio Lick notó 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 se informó 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 las 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 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 distinguir estrellas individuales , aunque se señaló que los cúmulos globulares serían indistinguibles de las estrellas individuales a tales distancias. [22] En su obra El reino de las nebulosas de 1936 , Hubble examina la terminología de la época; algunos astrónomos etiquetaron las nebulosas extragalácticas como galaxias externas basándose en que eran sistemas estelares a distancias muy alejadas de nuestra propia galaxia, mientras que otros prefirieron el término convencional nebulosas extragalácticas , ya que galaxia era en ese momento 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 destacada, Virgo A, superpuesta a la ubicación de M87. [26] Se confirmó que la fuente era M87 en 1953, y se sugirió como causa el chorro relativista lineal que emerge 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 descubrió 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 White Sands Missile Range el 7 de julio de 1967 arrojó más pruebas de que la fuente de Virgo X-1 era la radiogalaxia M87. [29] Observaciones posteriores de rayos X 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 técnicas que miden las masas de los agujeros negros supermasivos centrales en las galaxias. En 1978, el modelado dinámico estelar de la distribución de masa en M87 dio 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, se utilizó el Espectrógrafo de Objetos Débiles (FOS) del Hubble para medir la velocidad de rotación del disco de gas ionizado en el centro de M87, como un " Observación de liberación temprana" diseñada para probar el rendimiento científico de los instrumentos del Hubble posteriores a la reparación. Los datos de FOS indicaron una masa de agujero negro central de 2.400 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 Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT) durante gran parte de 2017. [35] El horizonte de sucesos 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 a partir de aquí la primera imagen de la sombra de un agujero negro. [37]

Visibilidad

Área en la constelación de Virgo alrededor de M87

M87 está 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 lo largo 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 avión es un desafío sin la ayuda de la fotografía. [38] Antes de 1991, el astrónomo ucraniano-estadounidense Otto Struve fue la única persona conocida que vio el chorro visualmente, utilizando el telescopio Hooker de 254 cm (100 pulgadas) . [39] En años más recientes se ha observado en telescopios de aficionados más grandes en excelentes condiciones. [40]

Propiedades

En el esquema de clasificación morfológica de galaxias de la 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 forma elíptica 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. Estos incluyen la medición de la luminosidad de las nebulosas planetarias , la comparación con galaxias cercanas cuya distancia se estima usando velas estándar como variables cefeidas , la distribución lineal del tamaño de los cúmulos globulares , [d] y el método de la punta de la rama de gigante roja usando resolución individual estrellas gigantes rojas . [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 mueve hacia la Tierra, la superior izquierda se aleja), lo que muestra que M87 está girando lentamente. [51] [52]

M87 es una de las galaxias más masivas del Universo local. Su diámetro se estima en 132.000 años luz, aproximadamente un 51% más grande 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. En 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] Como ocurre con otras galaxias, sólo una fracción de esta masa está en forma de estrellas : M87 tiene una relación masa-luminosidad estimada de 6,3 ± 0,8 ; es decir, sólo aproximadamente 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 a 40 kiloparsecs (29.000 a 130.000 años luz) del 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 mayor parte del cual puede acumularse en la región central. [56] 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) de la Vía Láctea. [57] Más allá de esa distancia, el borde exterior de la galaxia ha sido truncado de alguna manera; 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 despojo de las mareas de las galaxias en órbita o por pequeñas galaxias satélite que caen hacia M87. [59] Además, un filamento de gas ionizado caliente 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, incluidos hidrógeno (HI, HII), helio (HeI), oxígeno (OI, OII, OIII), nitrógeno (NI), magnesio (MgII) y azufre. (SII). Las intensidades de línea de los 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, que significa " región de línea de emisión nuclear de baja ionización ". [63] [64] El mecanismo y la fuente de ionización dominada por líneas débiles en LINER y M87 están bajo debate. Las posibles causas incluyen excitación inducida por choque en las partes externas del disco [63] [64] o fotoionización en la región interna impulsada por el chorro. [sesenta y cinco]

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 gracias a los movimientos orbitales aleatorios de sus estrellas constituyentes, en contraste con los movimientos de rotación más ordenados que se encuentran en una galaxia espiral como la Vía Láctea. [67] 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 en formación de estrellas durante los últimos mil millones de años. Esto ha resultado en la adición de algunas estrellas más jóvenes y más azules a M87. Las propiedades espectrales distintivas de las nebulosas planetarias permitieron a los astrónomos descubrir una estructura similar a un galón en el halo de M87 que fue producida por la mezcla incompleta de fase-espacio de una galaxia perturbada. [68] [69]

Componentes

Agujero negro supermasivo M87*

El núcleo de la galaxia contiene un agujero negro supermasivo (SMBH), denominado 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, la colaboración del Event Horizon Telescope publicó mediciones de la masa del agujero negro como (6,5 ± 0,2 stat ± 0,7 sys ) × 109M ☉ . _ [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 1.000 km/s (2.200.000 mph)[75]y abarca un diámetro máximo de 25.000 AU (3,7 billones de km; 2,3 billones de millas). [76]En comparación,Plutóntiene un promedio de 39 AU (5,8 mil millones de kilómetros; 3,6 mil millones de millas) del Sol. El gasse acumulaen el agujero negro a un ritmo estimado de una masa solar cada diez años (alrededor de 90 masas terrestrespor día). [77]Elradio de Schwarzschilddel agujero negro es 120 AU (18 mil millones de kilómetros; 11 mil millones de millas). [78]El diámetro del disco de acreción, visto desde la Tierra, es de 42 μas (microarcosegundo), y el diámetro del agujero negro en sí es de 15 μas. En comparación, el diámetro del núcleo de M87 es de 45" (como 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 podría estar desplazado del centro galáctico unos siete pársecs (23 años luz ). [79] Se afirmó que estaba en la dirección opuesta al chorro conocido, lo que indica la 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] rodeado por un Anillo de emisión asimétrico con un diámetro de 690 AU (103 mil millones de kilómetros; 64 mil millones de millas). El radio de sombra es 2,6 veces mayor que el radio de Schwarzschild del agujero negro. La asimetría en el brillo del anillo se debe a la radiación 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 una componente de velocidad hacia el observador. [86] El parámetro de rotación se estimó en , correspondiente a una velocidad de rotación ≈ 0,4 c . [87]

Imagen compuesta que muestra cómo se veía el sistema M87, en todo el espectro electromagnético, durante la campaña de abril de 2017 del Event Horizon Telescope para tomar la primera imagen de un agujero negro. Esta imagen, que requiere 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 que se tomaron imágenes del agujero negro, se le llamó Pōwehi , una palabra hawaiana que significa "la creación oscura e insondable adornada", tomada del antiguo canto de creación Kumulipo . [89]

El 24 de marzo de 2021, la colaboración del Event Horizon Telescope reveló una vista única 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 explorar la física detrás de la imagen con más detalle. La polarización de la luz nos informa sobre la fuerza y ​​orientación de los campos magnéticos en el anillo de luz alrededor de la sombra del agujero negro. [91] Conocerlos 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 imagen EHT original del agujero negro M87, utilizando la técnica PRIMO para modelado interferométrico. La imagen de la derecha aparece algo borrosa 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 del Event Horizon Telescope 2017 realizada también por muchos observatorios de múltiples longitudes de onda de todo el mundo. [ se necesita aclaración ] [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. Aplicaron esto a las observaciones originales del EHT del agujero negro M87, produciendo una imagen final más nítida y permitiendo pruebas más detalladas de 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 (5.000 años luz) desde el núcleo y consiste en materia expulsada de un agujero negro supermasivo. El chorro está altamente colimado y parece limitado a un ángulo de 60° dentro de 0,8 pc (2,6 años luz) del núcleo, a aproximadamente 16° a dos pársecs (6,5 años luz) y a 6-7° a doce pársecs. (39 años luz). [95] Su base tiene un diámetro de 5,5 ± 0,4 radios de Schwarzschild y probablemente está impulsada por un disco de acreción progrado alrededor del agujero negro supermasivo que gira. [95] El astrónomo germano-estadounidense Walter Baade descubrió que la luz del chorro estaba polarizada en un plano , lo que sugiere que la energía se genera 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, 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 estáprecesando, lo que hace que el flujo de salida forme un patrón helicoidal de 1,6 pársecs (5,2 años luz). [76]Los lóbulos de materia expulsada se extienden hasta 80 kiloparsecs (260.000 años luz). [100]

En fotografías tomadas por el Telescopio Espacial Hubble en 1999, el movimiento del chorro de M87 se midió a entre cuatro y seis veces la velocidad de la luz. Este fenómeno, llamado movimiento superluminal , es una ilusión provocada 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 luz , aunque el chorro en sí tiene una velocidad de sólo el 80-85% de la velocidad de la luz. La detección de dicho movimiento se utiliza para respaldar 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. [101] [102] Se propone que el núcleo de M87 sea un objeto BL Lacertae (de menor luminosidad que sus alrededores) visto desde un ángulo relativamente grande. En M87 se han observado variaciones de flujo, características de los objetos BL Lacertae. [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 erupciones menores cada pocos millones de años. Uno de los anillos, provocado 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 estrechos filamentos emisores de rayos X de hasta 31 kiloparsecs (100.000 años luz) de largo y una gran cavidad en el gas caliente causada por una gran erupción hace 70 millones de años. Las erupciones periódicas impiden que una enorme reserva de gas se enfríe y forme estrellas, lo que implica que la evolución de M87 puede haberse visto seriamente afectada, impidiéndole convertirse 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 breve período indica que la fuente más probable de 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]

Un nudo de materia en el chorro (designado 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. En 2006, la intensidad de los rayos X de este nudo se había multiplicado por 50 en un período de cuatro años, [108] mientras que desde entonces la emisión de rayos X ha ido disminuyendo de manera variable. [109]

La interacción de los chorros relativistas de plasma que emanan del núcleo con el medio circundante da lugar a radiolóbulos en las galaxias activas. Los lóbulos se presentan en pares y, a menudo, son simétricos. [110] Los dos lóbulos de radio de M87 juntos abarcan alrededor de 80 kiloparsecs; las partes internas, que se extienden hasta 2 kiloparsecs, emiten fuertemente 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 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 en M87 está lleno de un medio interestelar difuso de gas que ha sido enriquecido químicamente por los elementos expulsados ​​de las estrellas a medida que pasaban más allá de su vida en la secuencia principal . Las estrellas de masa intermedia suministran continuamente carbono y nitrógeno a medida que pasan a través de la rama gigante asintótica . [113] [114] Los elementos más pesados, desde el oxígeno hasta el hierro, son producidos en gran parte por explosiones de supernovas dentro de la galaxia. De los elementos pesados, alrededor del 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 punto máximo cerca del centro, donde se acerca al valor del hierro solar. [114] [115] Dado que el oxígeno se produce principalmente por supernovas de colapso del núcleo, que ocurren durante las primeras etapas de las galaxias, y principalmente en las regiones exteriores de formación de estrellas, [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 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]

El examen de M87 en longitudes de onda del infrarrojo lejano muestra un exceso de emisión en longitudes de onda superiores a 25 μm. Normalmente, esto puede ser una indicación de emisión térmica de polvo caliente. [116] 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. [117] Este polvo puede ser destruido por el ambiente 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 tanto, carece de las franjas de polvo de una galaxia espiral, se han observado en ella filamentos ópticos que surgen de la caída del gas hacia el núcleo. La emisión probablemente proviene de la excitación inducida por un choque cuando las corrientes de gas que caen encuentran rayos X de la región central. [120] Estos filamentos tienen una masa estimada de aproximadamente 10.000  M ☉ . [56] [120] Rodeando 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 realizado en 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 la Vía Láctea y sus alrededores. Los cúmulos son similares en distribución de tamaño a los de la Vía Láctea, y la mayoría tiene un radio efectivo de 1 a 6 pársecs. El tamaño de los cúmulos de M87 aumenta gradualmente con la distancia al 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 al núcleo. [121] Los grupos con baja metalicidad son algo más grandes que los grupos ricos en metales. [123] En 2014, se descubrió que HVGC-1 , el primer cúmulo globular de hipervelocidad, escapaba de M87 a 2300 km/s. Se especuló que el escape del cúmulo a una velocidad tan alta había sido el resultado de un encuentro cercano y posterior patada gravitacional de un binario de agujero negro supermasivo. [124]

En M87 se han identificado casi un centenar de enanas ultracompactas . Se parecen a los cúmulos globulares, pero tienen un diámetro de diez pársecs (33 años luz) o más, mucho más grande 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 cúmulo globular masivo. [125]

Ambiente

Imagen de longitud de onda visible del cúmulo de Virgo con M87 cerca de la parte inferior izquierda
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 las ubicaciones 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 muy compactada de unas 2.000 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 ), y el subgrupo central 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 grupo en su conjunto. [7] Se define en un estudio como el centro del grupo. El cúmulo tiene un medio gaseoso escaso que emite rayos X, de menor temperatura hacia el centro. [116] Se estima que la masa combinada del cúmulo es de 0,15 a 1,5 × 1015M☉ . _ _ [126]

Las mediciones del movimiento de esas nebulosas de formación estelar ("planetarias") intracúmulos entre M87 y M86 sugieren que las dos galaxias se están moviendo una hacia la otra y que este puede ser su primer encuentro. Es posible que M87 haya 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 una contracción debido a una masa invisible que cayó en M87 desde el resto del cúmulo, que puede ser la supuesta materia oscura . Una tercera posibilidad es que la formación del halo haya sido truncada por la retroalimentación temprana del núcleo galáctico activo. [7]

Ver también

Notas

  1. ^ El tamaño citado se refiere al diámetro medido directamente por la isófota de 25,0 mag/arcsec 2 en la banda B. La galaxia tiene un halo muy difuso y extenso que se extiende hasta 300 kpc (980.000 ly). [7]
  2. ^ "Universo local" no es un término estrictamente definido, pero a menudo se considera la 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 produce una distancia de 16,4 ± 2,3 megaparsecs (53,5 ± 7,50 millones de años luz). [3]
  5. ^ Esto produce una distancia de 16,7 ± 0,9 megaparsecs (54,5 ± 2,94 millones de años luz). [3]

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