Messier 87 (kurz M87, auch als NGC 4486 bezeichnet) ist eine 8,6 mag helle elliptische Riesengalaxie mit einer Flächenausdehnung von 8,3′ × 6,6′ im Sternbild Jungfrau auf der Ekliptik. M87 ist eine sehr aktive Galaxie, die als Radioquelle mit Virgo A, als Röntgenquelle mit Virgo X-1 bezeichnet wird. Die etwa 55 Mio. Lichtjahre von der Milchstraße entfernte Galaxie befindet sich nahe dem Zentrum des Virgo-Galaxienhaufens, dessen größtes Mitglied sie ist, obwohl sie an Helligkeit im visuellen Bereich des Spektrums von M49 übertroffen wird. Die Masse von M87 beträgt innerhalb eines Radius von 100.000 Lichtjahren (32 kpc) etwa 2 bis 3 Billionen Sonnenmassen.
Es wurde am 10. April 2019 bestätigt, dass sich im Zentrum dieser Galaxie ein supermassereiches Schwarzes Loch mit einer Masse von 6,5 Milliarden Sonnenmassen befindet.Eventhorizontelescope.org/ Dieses Schwarze Loch gilt als das Zentrum des aktiven Galaxienkerns (engl. active galactic nucleus – AGN) von M87, von dem ein energiereicher Jet sehr weit ins All ausgestoßen wird, der in verschiedenen Wellenlängen zu beobachten ist.
Halton Arp gliederte seinen Katalog ungewöhnlicher Galaxien nach rein morphologischen Kriterien in Gruppen. Diese Galaxie gehört zu der Klasse Galaxien mit Jets (149–152) (Arp-Katalog).
M87 besitzt das größte bisher bekannte System von Kugelsternhaufen einer Galaxie. Während die Milchstraße etwa 200 Kugelsternhaufen besitzt, geht man bei M87 von 12.000 solchen Objekten aus. Da M87 die größte elliptische Riesengalaxie im Virgo-Superhaufen ist und eine der stärksten Radioquellen am Himmel darstellt, ist diese Galaxie sowohl ein beliebtes Beobachtungsobjekt der Amateurastronomie als auch von herausragender Bedeutung als astronomisches Forschungsobjekt.
Entdeckung und Forschungsgeschichte Im März des Jahres 1781 trug der französische Astronom Charles Messier, nachdem er bereits zehn Jahre zuvor die elliptische Galaxie Messier 49 entdeckt hatte, weitere helle Mitgliedsgalaxien des Virgo-Galaxienhaufens, die er und sein Freund Pierre Méchain entdeckt hatten, in seinen Katalog ein, darunter den Nebel Messier 87.Virgo-Haufen bei SEDSFranzösisches Original des Messier-Kataloges bei SEDS http://messier.seds.org/xtra/Mcat/mcat1781.html
Ein Jahrhundert später, in den 1880er Jahren, trug der dänisch-amerikanische Astronom John Dreyer diesen Nebel in seinen New General Catalogue unter der Nummer NGC 4486 ein. Diese Sammlung basierte auf dem in den 1860er Jahren veröffentlichten General Catalogue of Nebulae and Clusters von John Herschel.
Im Jahr 1918 beschrieb der amerikanische Astronom Heber Curtis vom Lick Observatory, dass bei M87 keinerlei Spiralstruktur zu beobachten ist, bemerkte aber gleichzeitig, dass ein „merkwürdiger gerader Strahl... offenbar mit dem Kern durch eine dünne materielle Linie verbunden“ ist, der zum inneren Ende heller wird. Zu diesem Zeitpunkt war die Existenz extragalaktischer Objekte noch unbekannt und Galaxien wurden daher lediglich als Nebel kategorisiert, so dass auch die Natur des von Curtis entdeckten Jets noch nicht einzuordnen war. Im folgenden Jahr explodierte dann eine Supernova in M87, die aber erst 1922 auf Fotoplatten von I. Balanowski entdeckt wurde und zunächst als mögliche Nova eingeordnet wurde. Ihre maximale, am 24. Februar 1919 gemessene Helligkeit lag bei 11,5m. Einen Monat später war die Helligkeit auf 12,4m gefallen, im folgenden Jahr wurde sie zum letzten Mal fotografiert und war nur noch etwa 20m hell. Bis heute (2011) ist dies die einzige Supernova, die in M87 beobachtet wurde.
M87 spielt historisch eine herausragende Rolle bei der Erforschung der Struktur elliptischer Galaxien. Der amerikanische Astronom Edwin Hubble, der für die Entdeckung der extragalaktischen Natur der Spiralnebel bekannt geworden ist, ordnete M87 zunächst als einen helleren Kugelsternhaufen ein, da M87 keine Spiralstruktur aufweist, aber trotzdem nicht-galaktischer Art zu sein schien. Im Jahr 1926 schlug er dann die heute nach ihm benannte Kategorisierung dieser extragalaktischen Nebel vor und ordnete M87 als elliptischen extragalaktischen Nebel ohne merkliche Abplattung (Hubble-Typ E0) ein. Im Jahr 1931 gab Hubble dann einen ersten Wert für die Entfernung von M87 und der anderen Nebel des Virgo-Haufens an. Mit einem Wert von 1,8 Mpc (etwa 5,9 Mio. Lichtjahre) lag er damit aber, wie bei allen Galaxien, weit unterhalb des heutigen Wertes. Zu dieser Zeit handelte es sich bei M87 um den einzigen elliptischen Nebel, bei dem Einzelsterne entdeckt werden konnten. Der Begriff des extragalaktischen Nebels hielt sich so noch einige Zeit, aber ab 1956 wird M87 als E0-Galaxie bezeichnet.
Im Jahr 1947 wurde eine starke Radioquelle in Richtung von M87 entdeckt, die als Virgo A bezeichnet wurde. Der Zusammenhang der Quelle mit der Galaxie wurde 1953 aufgedeckt, und der Jet, der aus dem Kern der Galaxie kommt, wurde als mögliche Quelle der Strahlung vermutet. 1969–1970 konnte dann festgestellt werden, dass ein großer Anteil der Strahlung tatsächlich in engem Zusammenhang mit der optischen Quelle des Jets steht.
Das United States Naval Research Laboratory startete im April 1965 eine Aerobee-150-Rakete, um mögliche astronomische Röntgenquellen zu erkunden. Sieben mögliche Quellen wurden gefunden, darunter als erste extragalaktische Quelle Virgo X-1. Eine weitere Aerobee-Rakete, die im Juli 1967 vom White Sands Missile Range gestartet wurde, verdichtete die Hinweise, dass die Röntgenquelle Virgo X-1 mit der Galaxie M87 in Zusammenhang steht. Untersuchungen des High Energy Astronomy Observatory 1 und des Einstein Observatory zeigten dann, dass die Quelle eine komplexe Struktur besitzt, die mit dem AGN von M87 in Verbindung steht. Die Strahlung weist allerdings kaum eine Verdichtung zum Zentrum auf.
Eigenschaften Im erweiterten Klassifikationsschema für Galaxien von de Vaucouleurs wird M87 als E0p bezeichnet. E0 beschreibt dabei eine elliptische Galaxie ohne wesentliche Abweichungen von der sphärischen Form. Der Buchstabe p steht für pekuliar (speziell, eigen) und weist auf die vorhandenen nicht ins Schema passenden Eigenschaften wie den Jet hin. Teilweise, jedoch nicht einheitlich, wird M87 auch als cD-Galaxie bezeichnet, d. h. als eine Überriesengalaxie mit ausgedehntem diffusen, aber staubfreien Halo im Zentrum eines Galaxienhaufens.
Der Abstand der Galaxie wurde mit verschiedensten unabhängigen Methoden bestimmt. Beispiele sind Leuchtkraftmessungen Planetarischer Nebel (engl. planetary nebula luminosity function – PNLF), die Verteilungsfunktionen der Radien und Leuchtkräfte der Kugelsternhaufen (engl. globular cluster luminosity function –GCLF), Oberflächenhelligkeits-Fluktuationen (engl. surface brightness function – SBF)Übersicht über Entfernungsmessungen von M87 bei NED http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nDistance?name=MESSIER+087 und die TRGB-Methode (engl. tip of the red giant branch), die die Spitze des Roten-Riesen-Astes der individuell aufgelösten Roten Riesen der Galaxie benutzt. Die neueren Messungen liefern im Rahmen der Messgenauigkeit übereinstimmende Werte für die Entfernung von durchschnittlich 54 Mio. Lichtjahren (16,7 Mpc), mit einer Standardabweichung der Messungen von etwa 6 Mio. Lichtjahren (1,8 Mpc). Das Entfernungsmodul ergibt sich daraus zu 31,1m, woraus eine absolute Helligkeit der Galaxie von −23,5m folgt.
+ Eingeschlossene Masse Massein 1012 M☉ Radiusin kpc 2,4 32 3,0 44 6,0 50
Die Massendichte der Galaxie fällt vom Zentrum nach außen stetig ab. Neuere Modelle zeigen, dass der Verlauf der Dichtefunktion in gewissen Bereichen als Potenzgesetz genähert werden kann. Aus diesen Modellen ergibt sich, dass die Dichte etwa proportional zu r−α ist, wobei r der Abstand vom Zentrum ist und α ein Parameter, der die Stärke des Abfalls der Dichtefunktion angibt. Je nach Beobachtungsmethode ergibt sich α = 1,3 (Dynamik der Kugelsternhaufen im Halo innerhalb von r < 40 kpc) bis α = 1,7 (Analyse der Röntgenstrahlung für 50 kpc < r < 100 kpc). Die Masse der Galaxie steigt danach innerhalb des Bereichs von 9–40 kpc etwa proportional zu r1,7. Neuere Modelle mit α = 1,2 ergeben innerhalb von 32 kpc eine Masse von (2,4 ± 0,6) × 1012 Sonnenmassen, was etwa dem Doppelten der Masse der Milchstraße entspricht. Andere Beobachtungen, ebenfalls mit Hilfe von Kugelsternhaufen oder Röntgenbeobachtungen, lassen auch Massenbestimmungen bis zu einem größeren Abstand zu, wie in der nebenstehenden Tabelle gezeigt. Wie bei allen Galaxien befindet sich nur ein Teil der Masse in Sternen, was durch das Masse-Leuchtkraft-Verhältnis von 6,3 ± 0,8 zum Ausdruck kommt; d. h., nur etwa ein Sechstel der Masse befindet sich in selbstleuchtenden Sternen. Die Gesamtmasse von M87 könnte das 200fache der Masse der Milchstraße betragen.
Die ausgedehnte, von Sternen bevölkerte Hülle der Galaxie erstreckt sich bis zu einer Entfernung von etwa 160 kpc (zum Vergleich: die Ausdehnung der Milchstraße in diesem Sinne beträgt etwa 100 kpc). Jenseits dieser Grenze scheint der Rand dieser Galaxie abgeschnitten. Der Mechanismus, der dazu geführt hat, könnte eine nahe Begegnung mit einer anderen Galaxie zu einem kosmologisch früheren Zeitpunkt sein. Es gibt Hinweise auf einen linearen Sternenstrom, der sich in die nordwestliche Richtung der Galaxie bewegt und durch die Gezeitenwirkung von umlaufenden Nachbargalaxien oder die Kollision kleiner Satellitengalaxien mit M87 gebildet haben könnte.
Aufbau Kern mini|Aus Event-Horizon-Telescope-Aufnahmen berechnete Darstellung, die möglicherweise die Umgebung des supermassereichen Schwarzen Lochs M87* im Zentrum von Messier 87 zeigt. Die schwarze Fläche in der Bildmitte hat ungefähr den 2,5-fachen Durchmesser des Ereignishorizonts. Im Zentrum des aktiven Galaxienkerns von M87 befindet sich ein supermassereiches Schwarzes Loch (engl. supermassive black hole – SMBH) mit der Bezeichnung M87* (inoffiziell auch „Pōwehi“ genannt). Dessen Masse wird auf (6,6 ± 0,4) × 109 Sonnenmassen geschätzt. Es handelt sich damit um eines der massereichsten bekannten Schwarzen Löcher überhaupt. Zudem ist dieses das erste schwarze Loch, dessen „Schatten“ jemals beobachtet wurde.Kazunori Akiyama u. a. (Event Horizon Telescope Collaboration): First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole, Astroph. J. Letters, 10. April 2019, IOPScience Der Schwarzschildradius dieses Schwarzen Loches ergibt sich dann zu etwa 20 Mrd. km und ist damit weit größer als die Halbachse der Umlaufbahn von Pluto und allen anderen bekannten (Zwerg-)Planeten. Das Schwarze Loch wird von einer rotierenden Akkretionsscheibe ionisierten Gases umgeben, die senkrecht auf dem riesigen Jet stehen sollte, der aus dem Kern der Galaxie strömt. Das Gas in der Scheibe bewegt sich mit Geschwindigkeiten von bis zu etwa 1000 km/s. und wird schließlich vom Schwarzen Loch akkretiert. Die Akkretionsrate wird dabei auf etwa 0,1 Sonnenmassen pro Jahr geschätzt. Messungen der Position des Schwarzen Lochs ergaben, dass es sich nicht direkt im geometrischen Zentrum von M87 befindet, sondern gegenüber diesem um etwa 25 Lichtjahre verschoben ist. Diese Verschiebung ist in ihrer Richtung der Richtung des Jets entgegengesetzt, was darauf hinweist, dass das Schwarze Loch vom Jet relativ zum Kern der Galaxie in Bewegung gesetzt worden ist. Eine andere Erklärung ist, dass die Verschiebung durch die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher im Zentrum der Galaxie zustande gekommen ist. Neuere Ergebnisse deuten sogar darauf hin, dass es sich bei der Verschiebung nur um einen optischen Effekt handelt, der eventuell durch einen Flare des Jets entstanden ist. Messungen aus dem Jahr 2011 haben keine statistisch signifikante Verschiebung feststellen können.