Powehi (Messier 87)

Messier 87

Souřadnice : 12 h 30 m 49,4 s , +12° 23′ 28″ z Wikipedie, otevřené encyklopedieMessier 87
Galaktické jádro Messier 87 s jasně viditelným modrým plazmovým výtryskem ( složený snímek pozorování Hubbleovým vesmírným dalekohledem ve viditelném a infračerveném světle)
Údaje z pozorování (epocha J2000)
Souhvězdí Panna
Rektascenze 12 h 30 m 49,42338 s
Deklinace +12° 23′ 28,0439″
Červený posuv 0,00428 ± 0,00002
Radiální rychlost Helio 1 284 ± 5 ​​km/s
Vzdálenost 16,4 ± 0,5 Mpc (53,5 ± 1,6 Mly )
Zdánlivá velikost (V) 8.6
Charakteristika
Typ E+0-1 pec, NLRG Sy
Velikost 40,55 kpc (132 000 ly )
(25,0 mag/arcsec 2 izofot B-pásma)
Zdánlivá velikost (V) 7,2 × 6,8 ′
Jiná označení
Panna A, Panna X-1, NGC 4486, UGC 7654, PGC 41361, VCC 1316, Arp 152, 3C 274, [5] 3U 1228+12.

Messier 87 (také známý jako Virgo A nebo NGC 4486 , obecně zkráceno na M87 ) je supergigantická eliptická galaxie v souhvězdí Panny , která obsahuje několik bilionů hvězd. Jedna z největších a nejhmotnějších galaxií v místním vesmíru [b] má velkou populaci kulových hvězdokup – asi 15 000 ve srovnání se 150–200 obíhajícími kolem Mléčné dráhy – a výtrysk energetické plazmy , který vzniká v jádru a sahá nejméně 1 500 parseků (4 900 světelných let ) a pohybuje se rychlostírelativistická rychlost . Je to jeden z nejjasnějších rádiových zdrojů na obloze a oblíbený cíl pro amatérské i profesionální astronomy.

Francouzský astronom Charles Messier objevil M87 v roce 1781 a katalogizoval ji jako mlhovinu . M87 je asi 16,4 milionů parseků (53 milionů světelných let) od Země a je druhou nejjasnější galaxií v severní Kupě v Panně s mnoha satelitními galaxiemi . Na rozdíl od spirální galaxie ve tvaru disku nemá M87 žádné výrazné prachové pásy . Místo toho má téměř beztvarý elipsoidní tvar typický pro většinu obřích eliptických galaxií , jehož jas se se vzdáleností od středu zmenšuje . Hvězdy M87 se tvoří kolem jedné šestiny její hmotnostimají téměř sféricky symetrické rozložení. Hustota jejich osídlení klesá s rostoucí vzdáleností od jádra. Ve svém jádru má aktivní supermasivní černou díru , která tvoří primární složku aktivního galaktického jádra . Černá díra byla zobrazena pomocí dat shromážděných v roce 2017 dalekohledem Event Horizon Telescope (EHT), přičemž konečný zpracovaný snímek byl zveřejněn 10. dubna 2019. V březnu 2021 EHT Collaboration poprvé představila polarizovaný snímek černé díry, což může pomoci lépe odhalit síly, které vedly ke vzniku kvasarů.

Galaxie je silným zdrojem záření o více vlnových délkách, zejména rádiových vln . Má izofotální průměr 40,55 kiloparseků (132 000 světelných let), s difúzním galaktickým obalem, který sahá do poloměru asi 150 kiloparseků (490 000 světelných let), kde je zkrácen – možná setkáním s jinou galaxií . Jeho mezihvězdné prostředí se skládá z difúzního plynu obohaceného o prvky emitované z vyvinutých hvězd .

Historie pozorování

V roce 1781 publikoval francouzský astronom Charles Messier katalog 103 objektů, které měly mlhavý vzhled, jako součást seznamu určeného k identifikaci objektů, které by jinak mohly být zaměňovány s kometami . Při následném použití byla každá položka katalogu opatřena předponou "M". M87 byl tedy osmdesátým sedmým objektem uvedeným v Messierově katalogu. Během 80. let 19. století byl objekt zařazen jako NGC 4486 do Nového všeobecného katalogu mlhovin a hvězdokup sestaveného dánsko-irským astronomem Johnem Dreyerem , který založil především na pozorováních anglického astronoma Johna Herschela.

V roce 1918 si americký astronom Heber Curtis z Lick Observatory všiml, že M87 nemá spirální strukturu a pozoroval "podivný přímý paprsek... zjevně spojený s jádrem tenkou čárou hmoty." Nejjasnější paprsek se jevil poblíž galaktického středu.Následující rok dosáhla supernova uvnitř M87 maximální fotografické magnitudy 21,5, ačkoli tato událost nebyla hlášena, dokud nebyly fotografické desky prozkoumány ruským astronomem Innokentii A. Balanowskim v roce 1922.

Identifikace jako galaxie

V Hubbleově schématu klasifikace galaxií je M87 galaxií E0

V roce 1922 americký astronom Edwin Hubble kategorizoval M87 jako jednu z jasnějších kulových mlhovin, protože postrádala jakoukoli spirální strukturu, ale stejně jako spirální mlhoviny se zdálo, že patří do rodiny negalaktických mlhovin. V roce 1926 vytvořil novou kategorizaci, odlišující extragalaktické mlhoviny od galaktických, přičemž první byly nezávislé hvězdné systémy. M87 byla klasifikována jako typ eliptické extragalaktické mlhoviny bez zjevné elongace (třída E0).

V roce 1931 popsal HST M87 jako člena Kupy v Panně a poskytl předběžný odhad 1,8 milionu parseků (5,9 milionu světelných let) od Země. Byla to tehdy jediná známá eliptická mlhovina, pro kterou bylo možné rozlišit jednotlivé hvězdy , i když bylo zdůrazněno, že kulové hvězdokupy by byly na takové vzdálenosti od jednotlivých hvězd nerozeznatelné. Hubble ve svém díle The Realm of the Nebulae z roku 1936 zkoumá tehdejší terminologii; někteří astronomové označili extragalaktické mlhoviny za vnější galaxie na základě toho, že se jedná o hvězdné systémy ve velkých vzdálenostech od naší vlastní galaxie, zatímco jiní preferovali konvenční termín extragalaktické mlhoviny jako galaxie .byla v té době synonymem pro Mléčnou dráhu. M87 byla minimálně do roku 1954 nadále označována jako extragalaktická mlhovina.

Moderní výzkum

V roce 1947 byl identifikován významný rádiový zdroj, Panna A, překrývající polohu M87.V roce 1953 bylo potvrzeno, že zdrojem je M87 a jako příčina byl navržen lineární relativistický výtrysk vycházející z jádra galaxie. Tento proud vycházel z jádra pod úhlem polohy 260° do úhlové vzdálenosti 20 ″ s úhlovou šířkou 2″.V letech 1969–1970 bylo zjištěno, že silná složka rádiové emise těsně lícuje s optickým zdrojem výtrysku. V roce 1966, United States Naval Research Laboratory 's Aerobee Raketa 150 identifikovala Virgo X-1, první zdroj rentgenového záření v Panně. Raketa Aerobee odpálená z White Sands Missile Range dne 7. července 1967 přinesla další důkaz, že zdrojem Panny X-1 byla rádiová galaxie M87. Následná rentgenová pozorování HEAO 1 a Einstein Observatory ukázala komplexní zdroj, který zahrnoval aktivní galaktické jádro M87. Centrální koncentrace rentgenového záření je však malá.

M87 byla důležitým testovacím místem pro techniky, které měří hmotnosti centrálních supermasivních černých děr v galaxiích. V roce 1978 poskytlo hvězdně-dynamické modelování rozložení hmoty v M87 důkaz o centrální hmotnosti pěti miliard M  hmotností Slunce.Po instalaci modulu korekční optiky COSTAR do Hubbleova vesmírného dalekohledu v roce 1993 byl k měření rychlosti rotace použit Hubbleův spektrograf FOS (Faint Object Spectrograph ).disku s ionizovaným plynem ve středu M87 jako "pozorování předčasného uvolnění" určené k testování vědeckého výkonu po opravě Hubbleových přístrojů. Údaje FOS naznačovaly hmotnost centrální černé díry 2,4 miliardy M  s 30% nejistotou.Kulové hvězdokupy v rámci M87 byly také použity ke kalibraci metalických vztahů.

M87 byla pozorována dalekohledem Event Horizon Telescope (EHT) během velké části roku 2017. Horizont událostí černé díry ve středu byl přímo zobrazen pomocí EHT, poté odhalen na tiskové konferenci v uvedené datum vydání , odfiltrování z tohoto prvního snímku stínu černé díry.

Viditelnost

Oblast v souhvězdí Panny kolem M87

M87 je blízko vysoké deklinační hranice souhvězdí Panny, sousedící s Coma Berenices . Leží podél linie mezi hvězdami Epsilon Virginis a Denebola (Beta Leonis ). [c] Galaxii lze pozorovat pomocí malého dalekohledu s aperturou 6 cm (2,4 palce) , rozprostírající se přes úhlovou oblast 7,2 × 6,8 úhlových minut při povrchové jasnosti 12,9, s velmi jasným jádrem o délce 45 úhlových sekund . Pozorování tryskáče je výzvou bez pomoci fotografování. Před rokem 1991 ukrajinsko-americký astronomOtto Struve byl jedinou známou osobou, která viděla jet vizuálně pomocí 254 cm (100 palců) Hookerova dalekohledu .  V posledních letech byl pozorován ve větších amatérských dalekohledech za vynikajících podmínek.

Vlastnosti

V upraveném schématu morfologické klasifikace galaxií Hubbleovy sekvence francouzského astronoma Gérarda de Vaucouleurs je M87 kategorizována jako galaxie E0p. "E0" označuje eliptickou galaxii, která nevykazuje žádné zploštění – to znamená, že vypadá sféricky. Přípona "p" označuje zvláštní galaxii , která zcela nezapadá do klasifikačního schématu; v tomto případě je zvláštností přítomnost paprsku vystupujícího z jádra.V Yerkesově (Morganově) schématu je M87 klasifikována jako galaxie typu cD .Galaxie AD má eliptické jádro obklopené rozsáhlým, bezprašným, difúzním obalem. Supergiant typu AD se nazývá cD galaxie.

Vzdálenost k M87 byla odhadnuta pomocí několika nezávislých technik. Patří mezi ně měření svítivosti planetárních mlhovin , srovnání s blízkými galaxiemi, jejichž vzdálenost se odhaduje pomocí standardních svíček , jako jsou proměnné cefeid , lineární rozdělení velikosti kulových hvězdokup [d] a metoda konce větví červeného obra pomocí individuálně rozlišených rudé obří hvězdy. [e] Tato měření jsou vzájemně konzistentní a jejich vážený průměr poskytuje odhad vzdálenosti 16,4 ± 0,5 megaparseků (53,5 ± 1,63 milionů světelných let).

Uzavřená hmota

Poloměr
kpc Hmotnost
× 1012 M
32 2.4
44 3.0
47 5.7
50 6.0

Mapa hvězdné rychlosti centrální oblasti M87, ukazující pohyb hvězd vzhledem k Zemi. Modrá představuje pohyb směrem k Zemi a červená označuje pohyb pryč, zatímco žlutá a zelená jsou mezi tím. Obrázek ukazuje aspekty náhodné povahy mezi jejich pohybem.

M87 je jednou z nejhmotnějších galaxií v místním vesmíru. Jeho průměr se odhaduje na 132 000 světelných let, což je přibližně o 51 % větší než u Mléčné dráhy. Jako eliptická galaxie je galaxie spíše sféroid než zploštělý disk, což odpovídá podstatně větší hmotnosti M87. V okruhu 32 kiloparseků (100 000 světelných let) je hmotnost(2,4 ± 0,6) × 10 12násobek hmotnosti Slunce, což je dvojnásobek hmotnosti galaxie Mléčná dráha. Stejně jako u jiných galaxií je pouze zlomek této hmoty ve formě hvězd : M87 má odhadovaný poměr hmotnosti k svítivosti 6,3 ± 0,8 ; to znamená, že jen asi jedna část ze šesti hmoty galaxie je ve formě hvězd, které vyzařují energii.Tento poměr se pohybuje od 5 do 30, přibližně v poměru k r 1,7 v oblasti 9–40 kiloparseků (29 000–130 000 světelných let) od jádra. Celková hmotnost M87 může být 200krát větší než hmotnost Mléčné dráhy.

Galaxie zažívá příliv plynu rychlostí dvou až tří slunečních hmot za rok, z nichž většina může být nahromaděna v oblasti jádra. Rozšířený hvězdný obal této galaxie dosahuje poloměru asi 150 kiloparseků (490 000 světelných let), ve srovnání s asi 100 kiloparseky (330 000 světelných let) pro Mléčnou dráhu. Za touto vzdáleností byl vnější okraj galaxie nějakým způsobem zkrácen; možná dřívějším setkáním s jinou galaxií.  Existují důkazy o lineárních proudech hvězd na severozápadě galaxie, které mohly být vytvořeny slapovým odstraňováním obíhajících galaxií nebo malými satelitními galaxiemipadající směrem k M87. Navíc vlákno horkého ionizovaného plynu v severovýchodní vnější části galaxie může být pozůstatkem malé galaxie bohaté na plyn, která byla narušena M87 a mohla by zásobovat její aktivní jádro. Odhaduje se, že M87 má nejméně 50 satelitních galaxií, včetně NGC 4486B a NGC 4478.

Spektrum jaderné oblasti M87 ukazuje emisní čáry různých iontů, včetně vodíku (HI, HII), helia (HeI), kyslíku (OI, OII, OIII), dusíku (NI), hořčíku (MgII) a síry . (SII). Intenzity čar pro slabě ionizované atomy (jako je neutrální atomový kyslík , OI) jsou silnější než u silně ionizovaných atomů (jako je dvojnásobně ionizovaný kyslík , OIII). Galaktické jádro s takovými spektrálními vlastnostmi se nazývá LINER, pro " oblast čárové linie jaderné emise s nízkou ionizací ".Mechanismus a zdroj ionizace s převahou slabých čar v LINER a M87 jsou předmětem diskuse. Mezi možné příčiny patří rázové buzení ve vnějších částech disku nebo fotoionizace ve vnitřní oblasti poháněné proudem.

Předpokládá se, že eliptické galaxie, jako je M87, vznikají jako výsledek jednoho nebo více sloučení menších galaxií. Obecně obsahují relativně málo chladného mezihvězdného plynu (ve srovnání se spirálními galaxiemi) a jsou osídleny převážně starými hvězdami, s malou nebo žádnou probíhající tvorbou hvězd. Eliptický tvar M87 je udržován náhodnými orbitálními pohyby jejích hlavních hvězd, na rozdíl od uspořádanějších rotačních pohybů, které se vyskytují ve spirální galaxii , jako je Mléčná dráha.Použití velmi velkého dalekohledupro studium pohybu asi 300 planetárních mlhovin astronomové zjistili, že M87 pohltila za poslední miliardu let středně velkou hvězdotvornou spirální galaxii. To vedlo k přidání některých mladších, modřejších hvězd k M87. Charakteristické spektrální vlastnosti planetárních mlhovin umožnily astronomům objevit v halo M87 strukturu podobnou chevronu, která vznikla neúplným míšením fáze a prostoru narušené galaxie.

Komponenty

Supermasivní černá díra M87*

Snímek z dalekohledu Event Horizon Telescope jádra M87 pomocí 1,3 mm mikrovln . Centrální temná skvrna je stínem M87* a je větší než horizont událostí černé díry .Pohled na supermasivní černou díru M87* v polarizovaném světle, pořízený dalekohledem Event Horizon Telescope a odhalený 24. března 2021. Směr čar na vrcholu celkové intenzity označuje směr elektrických vektorových oscilací elektromagnetických vln.Složený snímek ukazující, jak systém M87 vypadal v celém elektromagnetickém spektru během kampaně dalekohledu Event Horizon Telescope v dubnu 2017, aby pořídil první snímek černé díry. Tento snímek, který vyžaduje 19 různých zařízení na Zemi a ve vesmíru, odhaluje obrovské měřítko černé díry a její dopředu směřující výtrysk. Vlevo nahoře na obrázku je snímek pořízený ALMA , který ukazuje výtrysk ve větším měřítku pozorovaný ve stejném měřítku jako viditelný snímek pořízený Hubbleovým vesmírným dalekohledem a rentgenový snímek Chandra (vpravo nahoře).

Jádro galaxie obsahuje supermasivní černou díru (SMBH), označenou M87*,  jejíž hmotnost je miliardkrát větší než hmotnost Slunce Země; odhady se pohybovaly od(3,5 ± 0,8) × 10 9 M až(6,6 ± 0,4) × 10 9 M  , překonán o7.22+0,34
−0,40× 10 9 M ☉ v roce 2016. V dubnu 2019 zveřejnila spolupráce Event Horizon Telescope měření hmotnosti černé díry jako (6,5 ± 0,2 stat ± 0,7 sys ) × 109 M  . Toto je jedna znejvyšších známých hmotnostípro takový objekt. Rotující disk ionizovaného plynu obklopuje černou díru a je zhruba kolmý k relativistickému jetu. Disk se otáčí rychlostí až zhruba 1 000 km/s (2 200 000 mph) a pokrývá maximální průměr 25 000 AU (3,7 bilionu km; 2,3 bilionu mil).  Pro srovnání,Plutoje v průměru 39 AU (5,8 miliardy km; 3,6 miliardy mil) od Slunce. Plynnarůstána černou díru odhadovanou rychlostí jedné sluneční hmoty každých deset let (asi 90 hmot Zeměza den). Schwarzschildůvpoloměrdélka černé díry je 120 AU (18 miliard kilometrů; 11 miliard mil).  Průměr akrečního disku při pohledu ze Země je 42 μas ( mikrooblouková sekunda ) a průměr samotné černé díry je 15 μas. Pro srovnání, průměr jádra M87 je 45" (as, oblouková vteřina) a velikost M87 je 7,2' x 6,8' (am, oblouková minuta).

Dokument z roku 2010 navrhl, že černá díra může být posunuta z galaktického středu asi o sedm parseků (23 světelných let ).Tvrdilo se, že je v opačném směru než známý jet, což ukazuje na zrychlení černé díry. Dalším návrhem bylo, že k posunu došlo během sloučení dvou supermasivních černých děr.Studie z roku 2011 však nezjistila žádné statisticky významné posunutí, a studie snímků M87 s vysokým rozlišením z roku 2018 dospěla k závěru, že zdánlivý prostorový posun byl způsoben spíše časovými odchylkami v jasnosti výtrysku než fyzické vytlačení černé díry ze středu galaxie.

Tato černá díra je první, která byla zobrazena. Data pro vytvoření snímku byla pořízena v dubnu 2017, snímek byl vyroben v průběhu roku 2018 a byl publikován 10. dubna 2019. Na snímku je vidět stín černé díry, obklopený asymetrický emisní prstenec o průměru 690 AU (103 miliard km; 64 miliard mil). Poloměr stínu je 2,6krát větší než Schwarzschildův poloměr černé díry. Parametr rotace byl odhadnut na=0,9±0,1, což odpovídá rychlosti otáčení ≈ 0,4 c.

Poté, co byla černá díra zobrazena, byla pojmenována Pōwehi , havajské slovo znamenající "zdobené bezedné temné stvoření", převzaté ze starověkého zpěvu stvoření Kumulipo.

Dne 24. března 2021 odhalila spolupráce Event Horizon Telescope bezprecedentní jedinečný pohled na stín černé díry M87: jak vypadá v polarizovaném světle. Polarizace je mocný nástroj, který astronomům umožňuje podrobněji zkoumat fyziku za snímkem. Polarizace světla nás informuje o síle a orientaci magnetických polí ve světelném prstenci kolem stínu černé díry.Tyto znalosti jsou nezbytné pro pochopení toho, jak supermasivní černá díra M87 vypouští výtrysky zmagnetizovaného plazmatu, které expandují relativistickou rychlostí za galaxii M87.

Dne 14. dubna 2021 astronomové dále oznámili, že černá díra M87 a její okolí byly studovány během pozorování Event Horizon Telescope 2017, které provádělo také mnoho vícevlnových observatoří z celého světa.

Jet

Výtrysk hmoty je vyvržen z M87 téměř rychlostí světla a táhne se 1,5 kpc (5 kly) od galaktického jádra.Na tomto rentgenovém ( Chandra ) a rádiovém ( VLA ) kompozitním snímku horká hmota (na rentgenu modrá) z kupy Virgo padá směrem k jádru M87 a ochlazuje se, kde se s ní setká relativistický výtrysk (oranžová v rádiu ), produkující rázové vlny v mezihvězdném médiu galaxie.

Relativistický výtrysk hmoty vycházející z jádra sahá nejméně 1,5 kiloparseku (5 000 světelných let) od jádra a skládá se z hmoty vyvržené ze supermasivní černé díry. Jet je vysoce kolimovaný , zdá se omezený na úhel 60° do 0,8 pc (2,6 světelných let) od jádra, na asi 16° na dva parseky (6,5 světelných let) a na 6–7° na dvanáct parseků (39 světelných let). Jeho základna má průměr 5,5 ± 0,4 Schwarzschildovy poloměry a je pravděpodobně poháněna prográdním akrečním diskem kolem rotující supermasivní černé díry.  Německo-americký astronom Walter Baadezjistili, že světlo z výtrysku bylo rovinně polarizované , což naznačuje, že energie je generována zrychlením elektronů pohybujících se relativistickými rychlostmi v magnetickém poli . Celková energie těchto elektronů se odhaduje na 5,1 × 1056 ergů  (5,1 × 1049 joulů nebo3,2 × 1068 eV ). Toto je zhruba 1013násobek energie vyrobené v celé Mléčné dráze za jednu sekundu, což se odhaduje na 5×1036 joulů. Výtrysk je obklopen nerelativistickou složkou s nižší rychlostí. Existují důkazy o protiproudu, ale ten zůstává ze Země neviditelný kvůlirelativistickému záření.Výtryskpostupuje, což způsobuje, že výtok vytváří spirálový vzor o délce 1,6 parseků (5,2 světelných let). Laloky vypuzené hmoty dosahují 80 kiloparseků (260 000 světelných let).

Na snímcích pořízených Hubbleovým vesmírným dalekohledem v roce 1999 byl pohyb výtrysku M87 naměřen čtyř až šestinásobkem rychlosti světla. Tento jev, nazývaný superluminální pohyb , je iluzí způsobenou relativistickou rychlostí výtrysku. Časový interval mezi libovolnými dvěma světelnými pulsy emitovanými výtryskem je, jak zaregistroval pozorovatel, menší než skutečný interval v důsledku relativistické rychlosti výtrysku pohybujícího se ve směru pozorovatele. To má za následek vnímanou rychlost vyšší než světlo , ačkoli samotný výtrysk má rychlost pouze 80-85 % rychlosti světla. Detekce takového pohybu se používá k podpoře teorie, že kvasary , objekty BL Lacertae a rádiové galaxiemohou být všechny stejný jev, známý jako aktivní galaxie , nahlížený z různých perspektiv.  Předpokládá se, že jádro M87 je objekt BL Lacertae (s nižší svítivostí než jeho okolí) viděný z relativně velkého úhlu. Variace toku, charakteristické pro objekty BL Lacertae, byly pozorovány v M87.

Snímek M87 na rádiové vlnové délce ukazující silné rádiové vyzařování z jádra

Pozorování naznačují, že rychlost, jakou je materiál vyvržen ze supermasivní černé díry, je proměnná. Tyto změny vytvářejí tlakové vlny v horkém plynu obklopujícím M87. rentgenová observatoř Chandradetekoval smyčky a kroužky v plynu. Jejich rozložení naznačuje, že k menším erupcím dochází každých několik milionů let. Jedním z prstenců způsobených velkou erupcí je rázová vlna o průměru 26 kiloparseků (85 000 světelných let) v průměru kolem černé díry. Mezi další pozorované rysy patří úzká vlákna vyzařující rentgenové záření dlouhá až 31 kiloparseků (100 000 světelných let) a velká dutina v horkém plynu způsobená velkou erupcí před 70 miliony let. Pravidelné erupce brání obrovskému rezervoáru plynu v ochlazování a tvorbě hvězd, což naznačuje, že evoluce M87 mohla být vážně ovlivněna a bránila tomu, aby se stala velkou spirální galaxií.

M87 je velmi silným zdrojem gama paprsků , nejúčinnějších paprsků elektromagnetického spektra. Gama záření vyzařované M87 bylo pozorováno od konce 90. let. V roce 2006 vědci pomocí teleskopů Čerenkovova vysokoenergetického stereoskopického systému změřili variace toku gama záření přicházejícího z M87 a zjistili, že se tok mění během několika dnů. Toto krátké období ukazuje, že nejpravděpodobnějším zdrojem gama záření je supermasivní černá díra. Obecně platí, že čím menší je průměr zdroje emise, tím rychlejší je změna toku.

M87 v infračervené oblasti ukazující otřesy produkované tryskamiSpirálové proudění jetu poháněného černou dírou

Uzel hmoty v jetu (označený HST-1), asi 65 parseků (210 světelných let) od jádra, byl sledován Hubbleovým vesmírným dalekohledem a rentgenovou observatoří Chandra. Do roku 2006 se intenzita rentgenového záření tohoto uzlu během čtyřletého období zvýšila padesátinásobně, zatímco emise rentgenového záření od té doby proměnlivým způsobem klesá.

Interakce relativistických výtrysků plazmatu vycházejícího z jádra s okolním prostředím dává vzniknout rádiovým lalokům v aktivních galaxiích. Laloky se vyskytují v párech a jsou často symetrické. Dva rádiové laloky M87 dohromady zabírají asi 80 kiloparseků; vnitřní části, dosahující až 2 kiloparseky, silně vyzařují na rádiových vlnových délkách. Z této oblasti vycházejí dva toky materiálu, jeden je zarovnán se samotným proudem a druhý v opačném směru. Toky jsou asymetrické a deformované, což znamená, že se setkávají s hustým prostředím uvnitř shluku. Na větší vzdálenosti se oba proudy difundují do dvou laloků. Laloky jsou obklopeny slabší aureolou rádiového plynu.

Mezihvězdné médium

Prostor mezi hvězdami v M87 je vyplněn difúzním mezihvězdným médiem plynu, které bylo chemicky obohaceno o prvky vyvržené z hvězd, když překročily dobu své hlavní sekvence . Uhlík a dusík jsou nepřetržitě dodávány hvězdami střední hmotnosti, když procházejí asymptotickou obří větví .Těžší prvky od kyslíku po železo jsou produkovány převážně výbuchy supernov v galaxii. Z těžkých prvků bylo asi 60 % produkováno supernovami s kolapsem jádra, zatímco zbytek pocházel ze supernov typu Ia.

Distribuce kyslíku je v celém rozsahu zhruba stejnoměrná, přibližně u poloviny sluneční hodnoty (tj. množství kyslíku na Slunci), zatímco distribuce železa vrcholí blízko středu, kde se blíží hodnotě slunečního železa. Vzhledem k tomu, že kyslík je produkován hlavně supernovami s kolapsem jádra, ke kterým dochází během raných fází galaxií a většinou ve vnějších hvězdotvorných oblastech, rozložení těchto prvků naznačuje rané obohacení mezihvězdného prostředí supernovy s kolapsem jádra a nepřetržitý příspěvek supernov typu Ia v průběhu historie M87. Příspěvek prvků z těchto zdrojů byl mnohem nižší než v Mléčné dráze.

Vybrané elementární abundance v jádře M87

Živel Hojnost
(solární hodnoty)
C 0,63 ± 0,16
N 1,64 ± 0,24
Ó 0,58 ± 0,03
Ne 1,41 ± 0,12
Mg 0,67 ± 0,05
Fe 0,95 ± 0,03

Zkoumání M87 na vzdálených infračervených vlnových délkách ukazuje nadměrnou emisi na vlnových délkách delších než 25 μm. Normálně to může být indikace tepelné emise teplým prachem.V případě M87 lze emisi plně vysvětlit synchrotronovým zářením z výtrysku; V galaxii se očekává, že silikátová zrna nepřežijí déle než 46 milionů let kvůli rentgenové emisi z jádra. Tento prach může být zničen nepřátelským prostředím nebo vyhnán z galaxie. Celková hmotnost prachu v M87 není více než 70 000krát větší než hmotnost Slunce.  Pro srovnání, prach Mléčné dráhy se rovná asi stovce milionů sluneční hmoty.

Přestože je M87 eliptickou galaxií, a proto postrádá prachové pásy spirální galaxie, byla v ní pozorována optická vlákna, která vznikají plynem padajícím směrem k jádru. Emise pravděpodobně pochází z excitace vyvolané šokem, když padající proudy plynu narazí na rentgenové záření z oblasti jádra. Tato vlákna mají odhadovanou hmotnost asi 10 000 M .Galaxii obklopuje rozsáhlá koróna s horkým plynem o nízké hustotě.

Kulové hvězdokupy

M87 má abnormálně velkou populaci kulových hvězdokup. Průzkum z roku 2006 do úhlové vzdálenosti 25 ′ od jádra odhaduje, že na oběžné dráze kolem M87 je 12 000 ± 800 kulových hvězdokup ve srovnání se 150–200 v Mléčné dráze a kolem ní. Shluky mají podobnou distribuci velikosti jako v Mléčné dráze, většina z nich má efektivní poloměr 1 až 6 parseků. Velikost kup M87 postupně roste se vzdáleností od galaktického středu.V okruhu čtyř kiloparseků (13 000 světelných let) od jádra se metalicita kupy— množství prvků jiných než vodík a helium — je asi poloviční než na Slunci. Mimo tento poloměr metallicita neustále klesá, jak se vzdálenost klastru od jádra zvětšuje. Klastry s nízkou metalicitou jsou poněkud větší než klastry bohaté na kovy. V roce 2014 byla objevena HVGC-1 , první hyperrychlostní kulová hvězdokupa, unikající z M87 rychlostí 2300 km/s. Spekulovalo se, že útěk kupy s tak vysokou rychlostí byl výsledkem blízkého setkání a následného gravitačního kopnutí od supermasivní dvojhvězdy černé díry.

V M87 byla identifikována téměř stovka ultrakompaktních trpaslíků . Podobají se kulovým hvězdokupám, ale mají průměr deset parseků (33 světelných let) nebo více, což je mnohem větší než tříparsekové (9,8 světelného roku) maximum kulových hvězdokup. Není jasné, zda se jedná o trpasličí galaxie zachycené M87 nebo o novou třídu masivní kulové hvězdokupy.

Prostředí

Hlavní článek: Cluster VirgoFotografie Clusteru Virgo ( Evropská jižní observatoř 2009). Vlevo dole je vidět M87, horní polovinu obrazu zabírá Markarian's Chain . Tmavé skvrny označují místa jasných hvězd v popředí, které byly ze snímku odstraněny.

M87 je blízko (nebo v) středu kupy v Panně,těsně zhutněné struktury asi 2 000 galaxií. Toto tvoří jádro větší Superkupy v Panně , jejímž odlehlým členem je Místní skupina (včetně Mléčné dráhy).Je organizována do nejméně tří odlišných podsystémů spojených se třemi velkými galaxiemi — M87, M49 a M86 — s hlavní podskupinou včetně M87 ( Virgo A ) a M49 ( Virgo B ). Kolem M87 je převaha eliptických galaxií a galaxií S0 .Řetězec eliptických galaxií je zhruba zarovnaný s výtryskem.  Pokud jde o hmotnost, M87 je pravděpodobně největší a ve spojení s centrálností se zdá, že se pohybuje velmi málo vzhledem k kupě jako celku.V jedné studii je definováno jako centrum klastru. Kupa má řídké plynné médium, které vyzařuje rentgenové paprsky s nižší teplotou směrem ke středu. Celková hmotnost kupy se odhaduje na 0,15 až 1,5 × 1015 M.

Měření pohybu těchto vnitrokupových starburst ("planetárních") mlhovin mezi M87 a M86 naznačují, že se obě galaxie pohybují k sobě a že to může být jejich první setkání. M87 může interagovat s M84 , jak dokazuje zkrácení vnějšího halo M87 slapovými interakcemi . Zkrácené halo mohlo být také způsobeno kontrakcí v důsledku neviditelné hmoty padající do M87 ze zbytku kupy, což může být předpokládaná temná hmota . Třetí možností je, že formace halo byla zkrácena včasnou zpětnou vazbou z aktivního galaktického jádra.