Bước tới nội dung

Messier 87

Tọa độ: Sky map 12h 30m 49.4s, +12° 23′ 28″
Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
(Đổi hướng từ Virgo A)
Messier 87
Chùm tia plasma phóng ra từ trung tâm thiên hà M87 (ảnh do Kính viễn vọng không gian Hubble chụp lại)
Dữ liệu quan sát (Kỷ nguyên J2000)
Chòm saoXử Nữ
Xích kinh12h 30m 49,42338s[1]
Xích vĩ+12° 23′ 28,0439″[1]
Dịch chuyển đỏ0,00428[2]
Vận tốc xuyên tâm Mặt Trời1284 km/s[2]
Khoảng cách16,4 ± 0,5 mêgaparsec (53,5 ± 1,63 triệu năm ánh sáng)[3]
Cấp sao biểu kiến (V)8,79[4]
Đặc tính
KiểuE+0-1 pec, NLRG Sy[5]
Kích thước980 kly (300 kpc)[6]
Kích thước biểu kiến (V)7,2 × 6,8 phút[7]
Tên gọi khác
Xử Nữ A, Xử Nữ X-1, NGC 4486, UGC 7654, PGC 41361, VCC 1316, Arp 152, 3C 274,[5] 3U 1228+12.[8]

Messier 87 (hay còn có tên gọi khác là Xử Nữ A hoặc NGC 4486, thường được viết gọn là M87) là một thiên hà elip siêu khổng lồ gồm 1 nghìn tỷ ngôi sao nằm trong chòm sao Xử Nữ. Là một trong những thiên hà có khối lượng lớn nhất trong vùng vũ trụ địa phương,[a] M87 chứa 12.000 cụm sao cầu, lớn hơn nhiều so với khoảng 150 đến 200 cụm sao đang quay quanh Dải Ngân hà. Thiên hà này có một chùm tia plasma năng lượng cao phun ra từ lõi, di chuyển với vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng và kéo dài ít nhất một khoảng 1.500 parsec (4.900 năm ánh sáng). Ngoài ra, đây còn là một trong những nguồn bức xạ vô tuyến sáng nhất trên bầu trời, đồng thời là đối tượng nghiên cứu ưa thích của các nhà thiên văn nghiệp dư lẫn chuyên nghiệp.

Năm 1781, nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier khám phá ra thiên hà này và phân loại nó là một tinh vân. Nằm cách Trái Đất 16,4 triệu parsec (53 triệu năm ánh sáng), M87 là thiên hà sáng thứ nhì ở phía bắc của cụm Xử Nữ đồng thời có nhiều thiên hà vệ tinh xung quanh. Không giống những thiên hà xoắn ốc hình đĩa, M87 không có làn bụi phân biệt mà thay vào đó, nó có hình ellipsoid đặc trưng của những thiên hà hình elip khổng lồ. Càng xa vùng trung tâm, độ sáng của thiên hà này càng giảm. Các ngôi sao trong M87 chiếm 1/6 khối lượng của cả thiên hà và phân bố đối xứng nhau theo hình cầu. Mật độ phân bố có xu hướng giảm dần khi di chuyển ra xa khỏi vùng trung tâm. Đáng chú ý, M87 có một lỗ đen siêu khối lượng hoạt động mạnh ở lõi, là thành phần chính của nhân thiên hà hoạt động. Hình ảnh của lỗ đen này được Kính thiên văn Chân trời sự kiện ghi lại bằng dữ liệu vào năm 2017 và công bố vào ngày 10 tháng 4 năm 2019.

M87 là nguồn phát xạ đa bước sóng mạnh mẽ, đặc biệt ở dải sóng vô tuyến. Phạm vi ranh giới ngoài cùng của nó mở rộng ra một khoảng bán kính 150 kilôparsec (490.000 năm ánh sáng), nơi khả năng thiên hà này va chạm với một thiên hà khác. Môi trường bên trong M87 bao gồm một lượng khí khuếch tán được làm giàu bằng những nguyên tố sinh ra từ sự tiến hóa của các ngôi sao.

Lịch sử quan sát

[sửa | sửa mã nguồn]

Năm 1781, nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier công bố một danh lục gồm 103 thiên thể có hình dạng giống tinh vân. Đây là một phần trong danh sách được tạo ra với ý định nhận dạng các thiên thể dễ nhầm lẫn với sao chổi. Trong những phiên bản tiếp theo, từng mục trong danh sách đều có thêm một tiền tố "M". Theo đó, M87 là thiên thể nằm ở vị trí thứ 87 trong bản kê này.[12] Trong thập niên 80 của thế kỷ 19, thiên thể này được nhà thiên văn học người Ireland gốc Đan Mạch tên John Dreyer định danh là NGC 4486 trong quyển Danh mục chung mới về các tinh vân và cụm sao do chính ông tổng hợp nên, chủ yếu dựa trên quan sát của nhà thiên văn người Anh John Herschel.[13]

Vào năm 1918, tại Đài quan sát Lick ở California, Hoa Kỳ, nhà thiên văn học Heber Curtis phát hiện ra sự khuyết thiếu của cấu trúc dạng xoắn ốc trong M87, đồng thời quan sát thấy "một chùm tia thẳng lạ... dường như là dòng vật chất mỏng nối với nhân thiên hà". Chùm tia này sáng rõ nhất khi quan sát ở vùng gần trung tâm.[14] Một năm sau, xuất hiện một siêu tân tinh thuộc M87 đạt độ sáng tới cấp 21,5, tức mức cao nhất của cấp sao đo bằng ảnh chụp. Dẫu vậy, không ai để ý đến sự kiện này cho đến khi nhà thiên văn học người Nga Innokentii A. Balanowski kiểm tra các tấm phim chụp vào năm 1922.[15][16]

Được xem là một thiên hà

[sửa | sửa mã nguồn]
Trong lược đồ phân loại thiên hà mà Hubble đề xuất, M87 thuộc nhóm thiên hà E0

Năm 1922, nhà thiên văn học Hoa Kỳ Edwin Hubble chính thức liệt M87 vào danh sách tinh vân sáng nhất có dạng hình cầu. Bởi lẽ, tuy không có bất kỳ cấu trúc dạng xoắn ốc nào, nhưng nó lại cùng họ tinh vân phi thiên hà với tinh vân xoắn ốc.[17] Đến năm 1926, Hubble trình bày cách thức phân loại mới, trong đó chỉ ra sự khác biệt giữa tinh vân ngoài thiên hà[b] (vốn từng là các hệ sao độc lập) với tinh vân thuộc thiên hà. Theo cách thức phân loại này, M87 được xếp vào nhóm tinh vân loại E0 (tinh vân hình elip, nằm ngoài Dải Ngân hà và không có độ giãn dài rõ ràng).[18]

Năm 1931, Hubble xếp M87 vào nhóm các thành viên thuộc Cụm Xử Nữ. Cùng thời điểm này, ông còn ước tính được khoảng cách từ Trái Đất đến đó là 1,8 triệu parsec (5,9 triệu năm ánh sáng). Sau đó, M87 trở thành tinh vân hình elip duy nhất nơi các ngôi sao độc lập có thể được phân biệt với nhau qua bước sóng khả kiến, mặc dù trên thực tế, việc phân biệt các cụm sao cầu với các ngôi sao độc lập tại một khoảng cách xa như vậy là bất khả thi.[19] Trong quyển The Realm of the Nebulae xuất bản năm 1936, Hubble tiến hành đào sâu nghiên cứu các thuật ngữ đương đại và nhận ra rằng vài nhà thiên văn đã liệt những tinh vân bên ngoài Dải Ngân hà vào hàng các thiên hà bên ngoài trên cơ sở chúng là những hệ sao nằm ở rất xa thiên hà của chúng ta, trong khi một số nhà khoa học khác ưu tiên thuật ngữ tinh vân ngoài thiên hà hơn. Bởi vì thời điểm ấy, thuật ngữ thiên hà thường dùng để chỉ Dải Ngân hà.[20] Vì thế cho nên, đến trước thời điểm năm 1954, M87 vẫn được ghi nhận là một tinh vân ngoài thiên hà.[21][22]

Nghiên cứu hiện đại

[sửa | sửa mã nguồn]

Vào năm 1947, các nhà khoa học phát hiện một nguồn sóng vô tuyến nổi bật mang tên Xử Nữ A nằm trùng với vị trí của M87.[23] Nguồn sóng sau đó được xác nhận bắt nguồn từ chính thiên hà này vào năm 1953. Giả thuyết cho rằng nguồn sóng ấy có nguồn gốc từ chùm tia tương đối tính phóng ra từ lõi thiên hà. Theo đó, chùm tia trên rời nhân thiên hà tại vị trí 260°, kéo dài một khoảng 20" và mở rộng ra 2".[21] Từ năm 1969 đến năm 1970, người ta còn phát hiện thêm một nguồn phát xạ sóng vô tuyến mạnh, gần như thẳng hàng với nguồn sáng của chùm tia.[8] Năm 1966, tên lửa Aerobee 150 của Phòng thí nghiệm Nghiên cứu Hải quân Hoa Kỳ đã tìm ra Xử Nữ X-1, nguồn tia X đầu tiên trong chòm sao này.[24][25] Đến ngày 7 tháng 7 năm 1967, tên lửa Aerobee xuất phát từ Bãi thử nghiệm tên lửa White Sands tiếp tục mang về thêm bằng chứng cho thấy nguồn tia Xử Nữ X-1 chính là thiên hà vô tuyến M87.[26] Những quan sát sau đó về tia X do hai vệ tinh là HEAO 1 và Einstein thực hiện đều cho thấy rằng có một nguồn sóng phức tạp bao gồm nhân thiên hà hoạt động của M87.[27] Mặc dù vậy, lượng tia X phát xạ tập trung ở vùng trung tâm thiên hà này thực tế rất ít.[8]

M87 là một địa điểm thử nghiệm lý tưởng cho các phương pháp đo khối lượng của những lỗ đen siêu trọng ở trung tâm các thiên hà. Năm 1978, khi xây dựng mô hình chuyển động của các ngôi sao và sự phân bố khối lượng trong M87, các nhà khoa học đã phát hiện ra rằng khối lượng của vùng trung tâm thiên hà M87 có độ lớn gấp 5 tỷ lần Mặt Trời.[28] Đến năm 1993, với mục đích hiệu chỉnh cầu sai trên Kính viễn vọng không gian Hubble, người ta tiến hành lắp đặt một thiết bị có tên gọi là COSTAR. Tiếp sau đó, để kiểm tra hiệu năng kỹ thuật của các thiết bị sau quá trình sửa chữa trên kính thiên văn này, các nhà khoa học đã dùng máy quang phổ đối tượng mờ (FOS) để đo vận tốc quay của đĩa khí bị ion hoá tại trung tâm thiên hà M87, như một "quan sát công bố sớm". Kết quả vượt ngoài mong đợi khi dữ liệu ghi trên máy quang phổ đã chỉ ra rằng có đến 70% khả năng tồn tại một lỗ đen, với khối lượng gấp 2,4 tỷ lần Mặt Trời nằm tại trung tâm thiên hà này.[29]

Năm 2017, M87 trở thành đối tượng quan sát của Kính thiên văn Chân trời sự kiện (EHT). Một ấn bản do Tạp chí Vật lý thiên văn (The Astrophysical Journal) phát hành vào ngày 10 tháng 9 năm 2019 đã dành riêng 6 bài viết truy cập mở cho những kết quả mà kính thiên văn này thu thập được.[30] Theo đó, dữ liệu mà EHT ghi lại chính là hình ảnh về vùng chân trời sự kiện bao quanh lỗ đen ở trung tâm thiên hà M87.[31] Tấm ảnh được công bố trong một cuộc họp báo diễn ra cùng ngày, qua đó cho ta thấy hình ảnh thực tế đầu tiên về "cái bóng"[c] của một lỗ đen.[32]

Quan sát

[sửa | sửa mã nguồn]
Vùng xung quanh thiên hà M87 trong chòm Xử Nữ

M87 nằm tại vị trí gần biên giới phía bắc của chòm Xử Nữ, nơi tiếp giáp với chòm Hậu Phát, đồng thời nằm giữa hai ngôi sao Epsilon Virginis và Denebola.[d] Để quan sát thiên hà này, ta có thể dùng một kính viễn vọng nhỏ có độ mở là 6 cm (2,4 in) hướng về vùng có diện tích 7,2 × 6,8 phút góc trên bầu trời (diện tích vầng hào quang của M87), tại điểm có độ sáng bề mặt là 12,9 (vùng lõi cực kỳ sáng với chiều dài 45 giây góc).[7] Mặc dù vậy, việc quan sát chùm tia tương đối tính lại là một thách thức nếu không có sự hỗ trợ của thiết bị ghi hình chuyên dụng.[33] Trước năm 1991, chỉ có duy nhất nhà thiên văn học người Mỹ gốc Nga Otto Struve có thể dùng mắt thường quan sát chùm tia phát ra từ thiên hà M87, nhờ vào sự trợ giúp của kính viễn vọng Hooker có kích thước 254 cm (100 in).[34] Trong những năm sau này, người ta đã có thể quan sát chùm tia này bằng các kính thiên văn không chuyên có kích thước lớn hơn dưới điều kiện thuận lợi.[35]

Đặc điểm

[sửa | sửa mã nguồn]

Trong biểu đồ phân loại hình thái thiên hà Hubble do nhà thiên văn học Pháp Gérard de Vaucouleurs cải biên, M87 thuộc nhóm thiên hà E0p. "E0" ở đây có nghĩa là một thiên hà hình elip không phẳng, có dạng cầu.[36] Hậu tố "p" ám chỉ thiên hà bất thường. Đó là các thiên hà không khớp với những gì viết trong sơ đồ phân loại. Đối với trường hợp M87, tính bất thường bắt nguồn từ chùm tia sinh ra từ lõi của nó.[36][37] Còn trong lược đồ Yerkes (Morgan), M87 được xếp vào thiên hà loại cD.[38][39] Theo đó, lõi của thiên hà D có dạng giống như hình elip, được bao bọc bởi vùng rìa ngoài rộng lớn, không có bụi và khuếch tán ánh sáng. Khi một thiên hà loại D có kích thước lớn bất thường, thì lúc ấy nó sẽ là thiên hà cD.[40][41]

Người ta dùng nhiều phép đo độc lập với nhau để ước tính khoảng cách từ Trái Đất đến thiên hà M87. Cách thức thường dùng là đo độ sáng của tinh vân hành tinh rồi đem so sánh với những thiên hà gần đó, nơi các nhà khoa học sử dụng các phương pháp "ngọn nến chuẩn"[e] để dự đoán khoảng cách. Ngọn nến chuẩn đầu tiên là biến quang Cepheid, kế đến là sự phân bố các cụm sao cầu theo kích thước tuyến tính của chúng[f] và cuối cùng là "đỉnh của nhánh sao khổng lồ đỏ"[g] (sử dụng các sao khổng lồ đỏ được phân giải một cách độc lập). Ba phép đo trên nhất quán với nhau theo con số trung bình cộng là 16,4 ± 0,5 mêgaparsec (53,5 ± 1,63 triệu năm ánh sáng).[3]

Khối lượng thiên hà M87 tính theo phạm vi
Phạm vi
kpc 		Khối lượng
×1012 M☉
32 2,4[42]
44 3,0[43]
47 5,7[44]
50 6,0[45]
Biểu đồ vận tốc của các ngôi sao nằm ở trung tâm thiên hà M87 so với Trái Đất. Trong biểu đồ này, màu xanh lam đại diện cho chuyển động dần về phía Trái Đất và màu đỏ biểu thị chuyển động ra xa Trái Đất, còn màu vàng và xanh lục biểu thị các ngôi sao chuyển động với vận tốc thấp. Biểu đồ cho thấy chuyển động của các ngôi sao này hoàn toàn là ngẫu nhiên.[46][47]

M87 là một trong những thiên hà có khối lượng lớn nhất trong vũ trụ địa phương. Đường kính của nó ước tính lên đến 240.000 năm ánh sáng, lớn hơn một chút so với thiên hà của chúng ta.[44] Vì có khối lượng lớn như vậy nên thay vì có cấu trúc đĩa phẳng như những thiên hà hình elip thông thường, M87 lại trông giống hình cầu hơn. Xét về tương quan khối lượng, chỉ cần gói gọn trong một vùng bán kính 32 kilôparsec (100.000 năm ánh sáng), thiên hà này đã bằng 2,4 ± 0,6 × 1012 lần khối lượng Mặt Trời[42] và gấp đôi khối lượng Dải Ngân hà.[48] Tuy nhiên, giống như những thiên hà khác, chỉ một phần nhỏ trong khối lượng của M87 tồn tại ở dạng vật chất, tức là các ngôi sao. Cụ thể hơn, người ta ước tính tỉ lệ khối lượng so với độ sáng của M87 là 6,3 ± 0,8, đồng nghĩa với việc thiên hà này chỉ có một phần sáu khối lượng tồn tại ở dạng sao sinh ra năng lượng.[49] Tỉ lệ này chênh lệch từ 5 đến 30, tăng dần theo số gia r1,7 (với r là khoảng cách từ nhân thiên hà ra xa một khoảng từ 9–40 kilôparsec (29.000–130.000 năm ánh sáng)).[43] Tổng khối lượng của M87 có thể gấp 200 lần khối lượng của Dải Ngân hà.[50]

Mỗi năm, M87 hấp thụ từ môi trường xung quanh một lượng khí bằng hai đến ba lần khối lượng Mặt Trời. Hầu hết lượng khí đó có thể sẽ bồi tụ vào vùng trung tâm.[51] Vùng ngoại vi thiên hà có bán kính 150 kilôparsec (490.000 năm ánh sáng),[6] lớn hơn nhiều so với bán kính 100 kilôparsec (330.000 năm ánh sáng) của Dải Ngân hà.[52] Bên ngoài phạm vi này, vùng ngoại vi ấy trở nên phân tán hơn. Có nhiều nguyên nhân gây ra điều này. Một trong số đó có thể là kết quả của sự va chạm với thiên hà khác.[6][53] Có bằng chứng về sự chuyển động tuyến tính của các sao đến vùng phía bắc trong thiên hà. Chuyển động này hình thành do tương tác kéo của lực thủy triều từ các thiên hà xoay quanh quỹ đạo cũng như các thiên hà vệ tinh đang chuyển động dần về phía M87.[54] Ngoài ra, ở phía rìa ngoài của vùng đông bắc thiên hà còn tồn tại một dải khí nóng, bị ion hóa. Dải khí này dường như là tàn tích của một thiên hà nhỏ, giàu khí đã bị M87 nuốt chửng và hiện có thể đang được bồi đắp cho nhân thiên hà hoạt động của nó.[55] M87 có ít nhất 50 thiên hà vệ tinh, hai trong số đó bao gồm NGC 4486B và NGC 4478.[56][57]

Tại vùng trung tâm thiên hà M87, ta có thể tìm thấy vạch quang phổ của nhiều ion khác nhau, bao gồm hydro (HI, HII), heli (HeI), oxy (OI, OII, OIII), nitơ (NI), magie (MgII) và lưu huỳnh (SII). Điều đặc biệt là cường độ quang phổ vạch của các nguyên tử bị ion hoá yếu, chẳng hạn nguyên tử oxy trung tính (OI) lại mạnh hơn so với các nguyên tử bị ion hoá mạnh, chẳng hạn nguyên tử oxy bị ion hoá gấp đôi (OIII). Nhân thiên hà có các đặc tính quang phổ như vậy được gọi là "vùng vạch phát xạ hạt nhân ion hóa thấp".[58][59] Cơ chế và nguồn gốc của quá trình ion hóa hầu hết các vạch quang phổ yếu trong vùng này và cả trong thiên hà M87 hiện vẫn đang là đề tài tranh luận. Nguyên nhân có thể là do sự kích thích của sóng xung kích lên các phần bên ngoài đĩa bồi tụ[58][59] hoặc quá trình quang hoá tại vùng phía trong do tác động của chùm tia tương đối tính.[60]

Những thiên hà elip giống như M87 được cho là hình thành nên từ một hoặc nhiều lần hợp nhất các thiên hà nhỏ hơn.[61] Thông thường, các thiên hà này chứa khá ít khí lạnh liên sao (so với những thiên hà xoắn ốc) nhưng lại có vô số các ngôi sao già cỗi.[h] Hình dạng elip của M87 được duy trì bởi chuyển động ngẫu nhiên theo quỹ đạo của các ngôi sao cấu thành nên nó. Chuyển động này trái ngược hoàn toàn với hình thái xoay tròn có trật tự hơn thường xuất hiện trong các thiên hà xoắn ốc giống Dải Ngân hà.[62] Bằng việc sử dụng kính thiên văn cỡ lớn (VLT) để nghiên cứu chuyển động của khoảng 300 tinh vân hành tinh, các nhà thiên văn học còn phát hiện ra rằng M87 từng nuốt chửng một thiên hà xoắn ốc cỡ vừa đang trong giai đoạn hình thành sao trong hơn hàng tỉ năm qua. Điều này dẫn đến việc có một số ngôi sao trẻ hơn, với quang phổ thiên về màu xanh lam hợp nhất vào M87. Ngoài ra, những đặc tính đặc biệt của quang phổ thuộc tinh vân hành tinh chính là tiền đề giúp cho các nhà thiên văn khám phá ra dạng cấu trúc ngoằn ngoèo giống như hình dích dắc tại quầng thiên hà. Đây là dạng cấu trúc sinh ra từ quá trình trộn lẫn một cách không hoàn chỉnh không gian pha của thiên hà khác vào trong M87.[63][64]

Thành phần

[sửa | sửa mã nguồn]

Lỗ đen siêu khối lượng M87* (Pōwehi)

[sửa | sửa mã nguồn]
Hình ảnh của lỗ đen ở trung tâm thiên hà M87 do Kính thiên văn Chân trời sự kiện chụp lại bằng sóng vô tuyến 1,3 mm. Điểm màu đen ở vùng trung tâm là "cái bóng" phản chiếu của M87*. "Cái bóng" này trên thực tế có kích thước lớn hơn chân trời sự kiện của chính nó.
Hình ảnh lỗ đen siêu khối lượng M87* được Kính thiên văn Chân trời Sự kiện chụp lại trong ánh sáng phân cực và được công bố vào ngày 24 tháng 3 năm 2021. Hướng của các đường kẻ trong ảnh biểu thị hướng của các dao động vector sóng điện từ.
Bức ảnh cho thấy toàn bộ quá trình quan sát lỗ đen siêu khối lượng bên trong thiên hà M87 trong suốt chiến dịch quan sát lỗ đen này vào năm 2017. Trong ảnh là toàn bộ quang phổ điện từ của lỗ đen này. Quá trình quan sát đòi hỏi sự cộng tác của 19 cơ sở trên mặt đất lẫn ngoài không gian. Bức ảnh đã cung cấp một cái nhìn rõ hơn về độ lớn của lỗ đen và chùm tia tương đối tính phun ra từ lõi của nó. Hình ảnh chùm tia tương đối tính nằm ở góc trên bên trái của bức ảnh được chụp bởi Đài thiên văn ALMA đặt tại Chile, cho thấy kích cỡ tương đồng với chùm tia tương đối tính mà Kính viễn vọng không gian Hubble và hình ảnh bức xạ tia X do Đài quan sát tia X Chandra chụp trước đó.[65]

Tại vùng trung tâm thiên hà tồn tại một lỗ đen siêu khối lượng, nặng gấp hàng tỉ lần Mặt Trời mang tên M87*.[30][66] Theo ước tính của các nhà khoa học, khối lượng của lỗ đen này rơi vào khoảng (3,5 ± 0,8) × 109 M☉[67] đến (6,6 ± 0,4) × 109 M☉.[67] Đến năm 2016, một ước đoán khác lại cho rằng con số này gần bằng 7,22+0,34
−0,40×109 M☉.[68] Tháng 4 năm 2019, nhờ sự hỗ trợ của Kính thiên văn Chân trời sự kiện, người ta đã đưa ra được các thông số đo đạc về khối lượng của nó là (6,5 ± 0,2stat ± 0,7sys) × 109 M☉.[69] Đây là một trong những vật thể có khối lượng lớn nhất mà con người từng biết đến. Bao quanh lỗ đen là một đĩa khí bị ion hóa, xoay tròn với vận tốc xấp xỉ 1.000 km/s và nằm trong mặt phẳng gần như vuông góc với chùm tia phóng ra từ bên trong.[70] Đường kính tối đa của đĩa khí này là 25.000 đơn vị thiên văn (0,12 pc; 0,40 ly; 3,7×10^12 km).[71] Để tiện so sánh, khoảng cách trung bình từ Sao Diêm Vương đến Mặt Trời chỉ là 39,5 đơn vị thiên văn (0,000192 pc; 5,91×10^9 km).[72] Bên cạnh đó, cứ mỗi mười năm, khối lượng các chất khí mà hố đen này hấp thụ đúng bằng khối lượng của toàn bộ Mặt Trời. Nói một cách dễ hiểu thì bình quân mỗi ngày, M87* hấp thụ một lượng khối lượng gấp 90 lần khối lượng Trái Đất.[73] Ngoài ra, bán kính hấp dẫn của M87* có chiều dài 5,9 × 10−4 parsec (1,9 × 10−3 ly), tương đương với khoảng 120 lần quãng đường từ Trái Đất đến Mặt Trời.[74]

Một nghiên cứu năm 2010 cho thấy M87* đã lệch ra khỏi trung tâm thiên hà một quãng đường bảy parsec (23 năm ánh sáng).[75] Hướng dịch chuyển được xác định là ngược lại với chùm tia phóng ra từ bên trong lỗ đen. Điều này chứng tỏ gia tốc của nó phải bằng với gia tốc của chính chùm tia này. Giả thuyết cho rằng hiện tượng trên xảy ra do kết quả của hai lỗ đen siêu khối lượng hợp nhất với nhau.[75][76] Tuy nhiên, nghiên cứu tiến hành một năm sau đó lại không tìm thấy số liệu nào chứng tỏ sự dịch chuyển này thực sự tồn tại.[77] Năm 2018, một nghiên cứu khác được thực hiện dưới sự hỗ trợ của hình ảnh có độ phân giải cao cũng khẳng định rằng độ lệch biểu kiến của M87* so với thiên hà chứa nó chỉ là ảnh hưởng từ những biến đổi tạm thời trong độ sáng của chùm tia chứ không phải do quá trình dịch chuyển.[78]

M87* là lỗ đen đầu tiên và duy nhất tính đến nay được chụp lại. Tháng 4 năm 2017, các nhà khoa học bắt đầu tiến hành xây dựng dữ liệu nhằm tạo ra bức ảnh hoàn chỉnh. Quá trình này kéo dài trong suốt năm 2018. Đến ngày 10 tháng 4 năm 2019, bức ảnh chính thức được công bố.[32][79][80] Quá trình quan sát được vận hành bởi nhiều đài quan sát đa bước sóng trên khắp thế giới.[81] Trên tấm ảnh ta thấy một vùng giống như "cái bóng" của lỗ đen,[82] bao bọc xung quanh là một vòng tròn phát ra bức xạ không đối xứng. Vòng tròn ấy có đường kính là 3,36 × 10−3 parsec (0,0110 ly). Bán kính của "chiếc bóng" này dài hơn 2,6 lần bán kính Schwarzschild.[83] Người ta ước tính tham số quay của M87* là 0,9 ± 0,1, tương đương với vận tốc quay xấp xỉ 0,4c.[84]

Sau khi M87* được các nhà thiên văn chụp lại, nó được định danh là Pōwehi. Trong thánh ca Kumulipo của người Hawaii cổ, từ này có nghĩa là "nguồn tối của một sự sáng tạo vĩnh cửu".[85] Ngày 24 tháng 3 năm 2021, dưới sự hỗ trợ của Kính thiên văn Chân trời sự kiện, các nhà khoa học lần đầu tiên đã chụp được ảnh của lỗ đen này dưới ánh sáng phân cực.[86] Loại ánh sáng này cho phép các nhà thiên văn thăm dò những yếu tố vật lý của bức ảnh một cách chi tiết hơn, đồng thời cung cấp cho chúng ta thông tin về cường độ và hướng của từ trường bên trong quầng sáng ở "cái bóng" của M87*,[87] cũng như cung cấp một cái nhìn rõ hơn về các lực tạo ra chuẩn tinh.[88]

Chùm tia tương đối tính

[sửa | sửa mã nguồn]
Chùm tia tương đối tính mang vật chất phóng ra từ trung tâm thiên hà M87 với vận tốc ánh sáng và kéo dài một khoảng 1,5 kpc (5 kly).
Trong bức ảnh hỗn hợp giữa tia X (Chandra) và sóng vô tuyến (VLA), vật chất có nhiệt độ cao (màu xanh trong ảnh) từ cụm Xử Nữ dịch chuyển dần về phía lõi của M87 rồi lạnh dần. Tại đó, chúng chạm mặt với dòng vật chất tương đối tính (màu cam trong ảnh), tạo ra sóng xung kích trong môi trường liên sao.

Tại lõi thiên hà M87, chùm tia tương đối tính thoát ra và trải dài một khoảng ít nhất 1,5 kilôparsec (5.000 năm ánh sáng). Chùm tia này mang theo một lượng vật chất từ lỗ đen siêu khối lượng. Dòng vật chất đó cực kỳ chuẩn trực, gần như cố định tại góc 60° trong phạm vi 0,8 pc (2,6 năm ánh sáng), góc 16° trong phạm vi hai parsec (6,5 năm ánh sáng) và khoảng 6–7° trong phạm vi mười hai parsec (39 năm ánh sáng) tính từ lõi thiên hà. Phần đáy của chùm tia có chiều dài 5,5 ± 0,4 bán kính Schwarzschild. Nguồn năng lượng mà chùm tia này sở hữu có thể hình thành nên từ đĩa bồi tụ chuyển động thuận quanh lỗ đen.[89] Theo quan sát của nhà thiên văn học người Mỹ gốc Đức Walter Baade, nguồn ánh sáng do chùm tia phát ra bị phân cực. Quan sát này chỉ ra rằng năng lượng của chùm tia có nguồn gốc từ các electron chuyển động với vận tốc tương đối tính trong từ trường. Tổng năng lượng của các electron này ước tính rơi vào khoảng 5,1 × 1056 ergs[90] (5,1 × 1049 jun hay 3,2 × 1068 eV), gần bằng 1013 năng lượng do Dải Ngân hà sản ra trong một giây (5 × 1036 jun).[91] Bao quanh chùm tia còn có các hạt phi tương đối tính chuyển động chậm hơn nhiều so với vận tốc ánh sáng. Chưa dừng lại ở đó, các nhà khoa học còn tìm được bằng chứng cho thấy thực sự tồn tại một chùm tia tương tự, nhưng ngược chiều với chính chùm tia mà chúng ta đang quan sát. Bất chấp điều này, việc quan sát chùm tia ấy vẫn là bất khả thi vì nó chuyển động ngược hướng so với Trái Đất.[92][93] Ngoài ra, chùm tia chúng ta quan sát thấy cũng đang tiến động, tạo ra một dạng dòng chảy xoắn ốc dài 1,6 parsec (5,2 năm ánh sáng).[71] Các "thùy vô tuyến"[i] sinh ra từ chùm tia ấy có thể dàn trải trên một phạm vi 80 kilôparsec (260.000 năm ánh sáng).[94]

Trong bức ảnh do Kính viễn vọng không gian Hubble chụp vào năm 1999, chuyển động đo được trong chùm tia tương đối tính tại thiên hà M87 có vận tốc từ bốn đến sáu lần vận tốc ánh sáng. Đây là hiện tượng chuyển động siêu ánh sáng, một dạng ảo giác gây ra bởi vận tốc tương đối tính của chùm tia này. Cụ thể, khoảng thời gian giữa hai xung ánh sáng bất kỳ do dòng vật chất phát ra sẽ ngắn hơn thời gian thực tế theo mắt người quan sát. Nguyên nhân là do đối với người quan sát, chùm tia chuyển động với vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng, từ đó tạo ra cảm giác vận tốc lúc đó nhanh hơn ánh sáng. Đây là dạng chuyển động thường dùng để lý giải cho hiện tượng tương tự (với các góc quan sát khác nhau) xảy ra trong các chuẩn tinh, thiên thể BL Lac cùng các thiên hà vô tuyến, nơi tồn tại nhân thiên hà hoạt động.[95][96] Không những thế, người ta còn cho rằng M87 là một thiên thể BL Lac, vì khi quan sát từ một góc tương đối lớn, nhân thiên hà có độ sáng thấp hơn độ sáng của chính thiên hà đó. Ngoài ra, các nhà khoa học cũng quan sát được sự biến thiên của thông lượng, đặc trưng của những thiên thể BL Lac ngay trong chính thiên hà này.[97][98]

Hình ảnh bước sóng vô tuyến của M87 cho thấy lõi thiên hà M87 đang phát xạ sóng vô tuyến.

Các quan sát chỉ ra rằng tốc độ vật chất bị đẩy ra khỏi lỗ đen siêu khối lượng luôn thay đổi. Sự không cố định này sinh ra sóng áp suất trong vùng khí nóng bao quanh thiên hà M87. Đài quan sát tia X Chandra đã phát hiện ra các cấu trúc có dạng hình vòng giống như thòng lọng cùng các cấu trúc hình tròn bên trong vùng khí này. Sự phân bố của chúng chứng tỏ những vụ nổ nhỏ vẫn thường xảy ra với tần suất vài triệu năm một lần. Mặc dù vậy, vẫn có vòng tròn hình thành nên do kết quả từ một vụ nổ tương đối lớn, tạo ra sóng xung kích có đường kính 26 kilôparsec (85.000 năm ánh sáng) xung quanh lỗ đen. Không những thế, quan sát còn chỉ ra có các cấu trúc dạng sợi nhỏ, phát ra tia X với chiều dài lên đến 31 kilôparsec (100.000 năm ánh sáng), cũng như một cái hốc lớn bên trong vùng khí nóng, xuất hiện sau một vụ nổ lớn cách đây 70 triệu năm. Việc các vụ nổ xảy ra với tần suất liên tục đã ngăn không cho nguồn chất khí khổng lồ nguội đi và tái khởi động quá trình hình thành sao. Điều này ảnh hưởng rất lớn đến sự tiến hóa của M87, khiến nó không thể trở thành một thiên hà xoắn ốc lớn. Bên cạnh đó, theo như quan sát, các vụ nổ khác nhau còn tạo ra âm thanh có cường độ dao động từ 56 đến 59 quãng tám, thấp hơn nốt Đô.[99]

M87 là nguồn tia gamma cực mạnh, tia hoạt động mạnh nhất trong quang phổ điện từ. Kể từ cuối thập niên 90 của thế kỷ 20, người ta đã bắt đầu quan sát các tia gamma sinh ra từ thiên hà này. Đến năm 2006, nhờ sự hỗ trợ của Hệ thống Lập thể Năng lượng cao, các nhà khoa học cuối cùng cũng tính toán được sự biến thiên trong thông lượng của tia gamma từ thiên hà M87 và nhận ra rằng sự biến thiên này chỉ kéo dài vỏn vẹn trong vài ngày. Khoảng thời gian ngắn ngủi ấy chứng tỏ có khả năng cực cao nguồn tia gamma đó chính là một lỗ đen siêu khổng lồ.[100] Nói chung, đường kính của nguồn phát xạ càng nhỏ thì sự biến thiên của thông lượng càng nhanh và ngược lại.[100][101]

Hình ảnh hồng ngoại của M87 cho thấy dòng vật chất sinh ra sóng xung kích
Images showing helical flow of matter in M87 jet
Điểm xoắn ốc của chùm tia sinh ra từ lỗ đen[102]

Kính viễn vọng không gian Hubble cùng với Đài quan sát tia X Chandra còn phát hiện ra một điểm được gọi là "nút thắt" (định danh là HST-1) trong dòng vật chất sinh ra từ M87. "Nút thắt" này nằm cách trung tâm thiên hà khoảng 65 parsec (210 năm ánh sáng). Tính đến năm 2006, cường độ tia X trong nút thắt này đã tăng lên 50 lần chỉ trong vòng 4 năm.[103] Kể từ sau thời điểm đó, sự phát xạ của tia X cũng dần suy giảm theo nhiều cách khác nhau.[104]

Sự tương tác giữa chùm tia plasma sinh ra từ lõi thiên hà và môi trường xung quanh đã tạo ra các "thùy vô tuyến" ngay bên trong các thiên hà hoạt động.[j] Các "thùy" này xuất hiện theo cặp và thường đối xứng với nhau.[106] Hai "thùy vô tuyến" của M87 cùng trải rộng trên một vùng có phạm vi lên đến 80 kiloparsec, trong khi phần bên trong của chúng mở rộng ra hai kiloparsec, đồng thời phát ra bước sóng vô tuyến mạnh mẽ. Một trong hai dòng vật chất sinh ra từ vùng này thẳng hàng với chính chùm tia, trong khi dòng vật chất còn lại di chuyển theo chiều ngược lại. Dòng vật chất bị méo mó và biến dạng, cho thấy nó ắt hẳn phải chạm trán với vùng plasma phân bố dày đặc bên trong các cụm thiên hà.[k] Ở khoảng cách xa hơn, cả hai dòng vật chất khuếch tán thành các "thùy vô tuyến", bao quanh bởi một quầng sáng mờ bằng khí phát ra sóng vô tuyến.[107][108]

Môi trường liên sao

[sửa | sửa mã nguồn]

Không gian giữa các vì sao trong thiên hà M87 chứa đầy khí khuếch tán được làm giàu về mặt hóa học[l] bởi các nguyên tố bắn ra từ các ngôi sao đi hết vòng đời của mình. Bên cạnh đó, các ngôi sao có khối lượng trung bình còn liên tục sản xuất ra carbon và nitơ khi chúng trải qua giai đoạn "nhánh tiệm cận khổng lồ",[109][110] còn các nguyên tố nặng hơn (từ oxy đến sắt) phần lớn sinh ra sau các vụ nổ siêu tân tinh. Ngoài ra, các siêu tân tinh suy sụp lõi là nơi sản sinh ra khoảng 60% nguyên tố nặng trong thiên hà M87, trong khi 40% còn lại bắt nguồn từ các siêu tân tinh loại Ia.[109] Nồng độ oxy phân bố gần như đồng đều trong toàn bộ thiên hà, tương đương với khoảng phân nửa lượng oxy tại Mặt Trời. Trong khi đó, nguyên tố sắt chủ yếu phân bố tại vùng trung tâm với một lượng bằng giá trị của Mặt Trời.[110][111] Vì oxy chỉ xuất hiện trong các siêu tân tinh suy sụp lõi, xảy ra trong giai đoạn đầu của các thiên hà, chủ yếu ở bên ngoài các vùng hình thành sao,[109][110][111] nên do đó, sự phân bố của các nguyên tố nặng nêu trên chứng tỏ ngay từ giai đoạn khởi thủy, các nguyên tố sinh ra từ vụ nổ siêu tân tinh chính là yếu tố tạo ra sự phong phú cho môi trường của M87. Sau giai đoạn này, siêu tân tinh loại la trở thành nguồn cung cấp chính các nguyên tố trong suốt tiến trình lịch sử của nó.[109] Mặc dù vậy, so với Dải ngân hà, lượng nguyên tố mà M87 lấy đi từ các nguồn này thực tế ít hơn rất nhiều.[109]

Bảng biểu diễn sự phong phú của một vài nguyên tố tại trung tâm thiên hà M87[109]
Nguyên tố Sự phong phú
(giá trị mặt trời)
C 0,63 ± 0,16
N 1,64 ± 0,24
O 0,58 ± 0,03
Ne 1,41 ± 0,12
Mg 0,67 ± 0,05
Fe 0,95 ± 0,03

Kiểm tra M87 ở bước sóng hồng ngoại xa cho thấy sự dư thừa bức xạ ở bước sóng dài hơn 25 μm. Theo lẽ thường, điều này là chỉ dấu cho sự tỏa nhiệt từ bụi vũ trụ có nhiệt độ cao.[112] Tuy nhiên, trong trường hợp của thiên hà M87, nguyên nhân có thể đến từ bức xạ đồng bộ từ bên trong chùm tia tương đối tính. Bên cạnh đó, tại lõi thiên hà, do tác động của quá trình phát xạ tia X nên chu kỳ tồn tại của các hạt silicat thường không kéo dài quá 46 triệu năm.[113] Vì vậy, bụi vũ trụ trong M87 có thể biến mất do sự khắc nghiệt của môi trường hoặc bị kéo ra xa khỏi thiên hà.[114] Lớp bụi này có tổng khối lượng không quá 70.000 lần khối lượng Mặt Trời.[113] Bằng sự so sánh trên, người ta có thể phần nào dự đoán được lượng bụi mà Dải Ngân hà nắm giữ tương đương với một trăm triệu (108) đơn vị khối lượng Mặt Trời.[115]

Mặc dù M87 là một thiên hà hình elip và do đó thiếu các làn bụi, đặc trưng của một thiên hà xoắn ốc, nhưng người ta lại quan sát thấy những cấu trúc hình sợi, phát sáng trong thiên hà này. Chúng trồi ra khi chất khí bồi tụ dần về phía lõi. Nguyên nhân có thể đến từ kích thích va chạm ngay khi các dòng khí đi xuống và đối mặt tia X tại vùng này.[116] Những sợi này ước tính có khối lượng khoảng 10.000 lần Mặt Trời.[51][116] Bao quanh thiên hà là một quầng sáng có nhiệt độ cao, chứa ít chất khí.[117]

Cụm sao cầu

[sửa | sửa mã nguồn]

M87 có một số lượng rất lớn các cụm sao cầu. Năm 2006, một cuộc nghiên cứu xung quanh bán kính 25′ ở vùng trung tâm đã đưa ra ước tính rằng có khoảng 12.000 ± 800 cụm sao cầu quay quanh thiên hà này,[118] lớn hơn nhiều so với 150–200 cụm sao cầu đang quay quanh thiên hà của chúng ta. Các cụm sao trong M87 có sự phân bố về kích thước tương tự như Dải Ngân hà, hầu hết có bán kính hiệu dụng từ 1 đến 6 parsec. Càng ra xa trung tâm M87 thì kích thước của các cụm sao này cũng tăng dần theo.[119] Trong phạm vi bán kính bốn kilôparsec (13.000 năm ánh sáng) tính từ tâm thiên hà, độ kim loại của cụm sao cầu[m] bằng khoảng một nửa độ kim loại của Mặt Trời. Bên ngoài phạm vi bán kính này, càng ra xa vùng trung tâm, độ kim loại càng giảm.[117] Ngoài ra, các cụm sao có độ kim loại thấp thường có kích thước lớn hơn các cụm sao giàu kim loại.[119] Năm 2014, các nhà khoa học đã tìm ra cụm sao có vận tốc siêu lớn đầu tiên mang tên HVGC-1. Cụm sao này đang trong quá trình tách khỏi M87 với vận tốc 2.300 km/s. Theo suy đoán, đây là kết quả của một vụ va chạm trong phạm vi gần, cộng hưởng với sự tác động từ một lỗ đen nhị phân siêu lớn.[120]

Theo các nhà khoa học, M87 có khoảng 100 thiên hà lùn siêu đặc. Chúng có hình dáng gần giống các cụm sao cầu nhưng có đường kính từ mười parsec (33 năm ánh sáng) trở lên, lớn hơn nhiều so với đường kính tối đa của một cụm sao cầu là ba parsec (9,8 năm ánh sáng). Vẫn chưa chắc chắn liệu đây có phải là những thiên hà lùn hay là một loại cụm sao cầu có đường kính khổng lồ.[121]

Môi trường

[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Cụm Xử Nữ
Visible wavelength image of Virgo cluster with M87 near lower left
Ảnh chụp Cụm Xử Nữ (do Đài thiên văn Nam Châu Âu chụp vào năm 2009). Góc dưới bên trái là thiên hà M87 và nửa trên của tấm hình là Chuỗi Markarian. Các điểm tối trong ảnh là các ngôi sao sáng chói đã bị che mờ đi.

M87 tọa lạc gần trung tâm Cụm Xử Nữ[39] – một cấu trúc khá đặc với gần 2.000 thiên hà.[122] Cụm Xử Nữ là trung tâm của Siêu cụm Xử Nữ, nơi Nhóm Địa phương (bao gồm Ngân Hà) nằm ở ngoài rìa.[6] Cụm Xử Nữ được chia thành ba hệ thiên hà con riêng biệt với trung tâm là ba thiên hà lớn (M87, M49 và M86) hoặc chia làm hai cụm thiên hà con với trung tâm là M87 (Xử Nữ A) và M49 (Xử Nữ B). Một số nhà khoa học cho rằng còn có cụm thiên hà con Xử Nữ C.[123] Có một số lượng lớn các thiên hà elip và thiên hà hình hạt đậu phân bố quanh M87, cùng với đó là một chuỗi thiên hà elip trải dài theo chùm tia tương đối tính.[124] Vì là thiên hà vượt trội về khối lượng so với các thành viên khác trong Cụm Xử Nữ nên M87 hầu như di chuyển tương đối ít so với toàn thể cụm thiên hà này.[6] Do vậy, nó được xem như là trung tâm của toàn bộ Cụm Xử Nữ. Cụm này có khí quyển mỏng và phát ra tia X. Nhiệt độ của luồng tia X này giảm dần về phía trung tâm nơi thiên hà M87 cư ngụ.[112] Tổng khối lượng của toàn bộ cụm thiên hà này ước tính lên tới 0,15–1,5 × 1015 khối lượng Mặt Trời.[122]

Nhiều phép đo chuyển động của các cụm tinh vân hành tinh nằm giữa M87 và M86 cho thấy rằng hai thiên hà này đang di chuyển dần về phía nhau. Đây có thể là lần chạm trán đầu tiên giữa chúng. M87 có thể đã từng va chạm với M84 trong quá khứ. Bằng chứng rõ nét nhất là một phần thuộc vòng ngoài của quầng thiên hà M87 bị khuyết đi do lực tương tác thủy triều. Tuy nhiên, hiện tượng này có thể bắt nguồn từ việc thiên hà này co lại bởi một lượng vật chất không nhìn thấy từ vùng phía ngoài suy sụp vào trong nó. Có giả thuyết cho rằng đấy là vật chất tối. Một giả thuyết khác là khi quầng thiên hà đang hình thành, phản ứng từ hoạt động của nhân thiên hà M87 thời khai sinh đã tạo ra phần khuyết đó.[6]

Chú thích

[sửa | sửa mã nguồn]

Ghi chú

[sửa | sửa mã nguồn]
  1. ^ "Vũ trụ địa phương" không phải là thuật ngữ được xác định chặt chẽ, nhưng thường dùng để chỉ phần vũ trụ nằm trong khoảng cách từ 50 triệu đến một tỷ năm ánh sáng.[9][10][11]
  2. ^ Thiên hà trong trường hợp này chính là Dải Ngân hà
  3. ^ "Bóng" của lỗ đen là vùng ranh giới gần lỗ đen nhất mà con người có thể chụp ảnh
  4. ^ Epsilon Virginis nằm ở toạ độ α=13h 02m, δ=+10° 57′; trong khi Denebola nằm ở toạ độ α=11h 49m, δ=+14° 34′. Toạ độ trung điểm của hai ngôi sao là α=12h 16m, δ=12° 45′. Trong khi đó, toạ độ của Messier 87 là α=12h 31m, δ=+12° 23′.
  5. ^ "Ngọn nến chuẩn" (tiếng Anh: standard candle) là một phương pháp dùng để đo khoảng cách giữa các thiên thể bên ngoài thiên hà của chúng ta. Phương pháp này sử dụng một thiên thể có độ sáng "chuẩn" mà ta đã biết trước độ sáng nội tại của chúng (có thể là biến quang Cepheid hoặc siêu tân tinh loại Ia). Dựa vào độ sáng nội tại này, các nhà khoa học sẽ đem so sánh nó với quang phổ của thiên thể mà họ muốn tính khoảng cách. Nếu một trong các "ngọn nến chuẩn" có quang phổ tương đồng với thiên thể cần đo thì khoảng cách từ Trái Đất đến "ngọn nến chuẩn" sẽ tương đương với khoảng cách từ Trái Đất đến thiên thể đó.
  6. ^ Khoảng cách là 16,4 ± 2,3 mêgaparsec (53,5 ± 7,50 triệu năm ánh sáng).[3]
  7. ^ "Đỉnh của nhánh sao khổng lồ đỏ" là một phương pháp đo khoảng cách từ Trái Đất đến một thiên hà. Theo đó, các nhà khoa học sẽ sử dụng độ sáng của ngôi sao sáng nhất trong nhánh khổng lồ đỏ làm ngọn nến chuẩn để tính khoảng cách đến thiên hà đó.
  8. ^ Những ngôi sao không còn khả năng hình thành sao hoặc quá trình hình thành sao hiếm khi xảy ra.
  9. ^ "Thùy" hay "thùy vô tuyến" là một dạng cấu trúc kép thường xuất hiện trong các thiên hà vô tuyến, các chuẩn tinh cũng như các cấu trúc chứa nhân thiên hà hoạt động. Theo đó, chùm tia tương đối tính phát ra từ nhân thiên hà hoạt động sẽ tạo ra các luồng sóng vô tuyến đối xứng nhau qua nhân thiên hà hoạt động ấy.
  10. ^ Thiên hà hoạt động (tiếng Anh: active galaxy) là các thiên hà chứa nhân thiên hà hoạt động (thường là các lỗ đen nằm ở trung tâm), sản ra một nguồn năng lượng (dưới dạng sóng vô tuyến hoặc tia gamma) lớn hơn nhiều lần các thiên hà thông thường.[105]
  11. ^ Một vùng vật chất ở trạng thái plasma tràn ngập trong các cụm thiên hà (tiếng Anh: intracluster medium). Vùng vật chất này hầu hết là hydro và heli bị ion hóa cùng một lượng lớn các hạt baryon. Nhiệt độ của vùng này ước tính dao động từ 1 đến 10 mêgakelvin.
  12. ^ Làm giàu về mặt hóa học có nghĩa là tích trữ số lượng khí nhiều hơn.
  13. ^ Mức độ phong phú của các nguyên tố khác (ngoài hydro và heli).

Tham khảo

[sửa | sửa mã nguồn]
  1. ^ a b Lambert, S. B.; Gontier, A.-M. (tháng 1 năm 2009). “On radio source selection to define a stable celestial frame” [Lựa chọn nguồn sóng vô tuyến để xác định cấu trúc của một thiên thể ổn định]. Astronomy & Astrophysics. 493 (1): 317–323. Bibcode:2009A&A...493..317L. doi:10.1051/0004-6361:200810582. Xem bảng này để biết thêm chi tiết.
  2. ^ a b Cappellari, Michele; và đồng nghiệp (11 tháng 5 năm 2011). “The ATLAS3D project – I. A volume-limited sample of 260 nearby early-type galaxies: science goals and selection criteria” [Dự án ATLAS3D– I. Một mẫu giới hạn của 260 thiên hà sơ khai gần kề: những mục tiêu của khoa học và tiêu chí lựa chọn]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia]. 413 (2): 813–836. arXiv:1012.1551. Bibcode:2011MNRAS.413..813C. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.18174.x. S2CID 15391206.
  3. ^ a b c Bird, S.; Harris, W. E.; Blakeslee, J. P.; Flynn, C. (tháng 12 năm 2010). “The inner halo of M87: a first direct view of the red-giant population” [Phía trong quầng thiên hà M87: cái nhìn cận cảnh đầu tiên về nhóm các sao khổng lồ đỏ]. Astronomy & Astrophysics. 524: A71. arXiv:1009.3202. Bibcode:2010A&A...524A..71B. doi:10.1051/0004-6361/201014876. S2CID 119281578.
  4. ^ Ferrarese, L.; và đồng nghiệp (tháng 6 năm 2006). “The ACS Virgo Cluster Survey. VI. Isophotal Analysis and the Structure of Early-Type Galaxies” [Khảo sát Cụm Xử Nữ bằng hệ thống ACS. VI. Các phân tích đẳng lượng và cấu trúc của các thiên hà sơ khai]. Tạp chí Vật lý thiên văn Supplement Series. 164 (2): 334–434. arXiv:astro-ph/0602297. Bibcode:2006ApJS..164..334F. doi:10.1086/501350. S2CID 18618068.
  5. ^ a b “Results for NGC 4486” [Kết quả tìm kiếm cho NGC 4486]. Cơ sở dữ liệu ngoài thiên hà của NASA/IPAC [NASA/IPAC Extragalactic Database]. Viện Công nghệ California. Truy cập 8 tháng 4 năm 2019.
  6. ^ a b c d e f Doherty, M.; Arnaboldi, M.; Das, P.; và đồng nghiệp (tháng 8 năm 2009). “The edge of the M87 halo and the kinematics of the diffuse light in the Virgo cluster core” [Rìa của quầng thiên hà M87 và chuyển động học của luồng bức xạ bị phân tán trong trung tâm Cụm thiên hà Xử Nữ]. Astronomy & Astrophysics. 502 (3): 771–786. arXiv:0905.1958. Bibcode:2009A&A...502..771D. doi:10.1051/0004-6361/200811532. S2CID 17110964.
  7. ^ a b Luginbuhl, C. B.; Skiff, B. A. (1998). Observing Handbook and Catalogue of Deep-Sky Objects [Sổ tay quan sát và danh mục các vật thể deep-sky] (ấn bản 2). Cambridge, Vương quốc Anh: Nhà xuất bản Đại học Cambridge. tr. 266. ISBN 978-0-521-62556-2 – qua Internet Archive. The galaxy is up to 4′ diameter in 25 cm. The 45′′ core is of very high surface brightness [Thiên hà có đường kính lên đến 4′ trong phạm vi 25 cm. Vùng 45′′ là vùng có độ sáng bề mặt rất cao (Kích thước 7′.2 x 6′.8 ám chỉ kích thước quầng thiên hà, nơi dễ thấy đối với các nhà thiên văn nghiệp dư).]
  8. ^ a b c Turland, B. D. (tháng 2 năm 1975). “Observations of M87 at 5 GHz with the 5-km telescope” [Quan sát M87 ở tần số 5 GHz với kính thiên văn đường kính 5 km]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia]. 170 (2): 281–294. Bibcode:1975MNRAS.170..281T. doi:10.1093/mnras/170.2.281.
  9. ^ “The Local Universe” [Vũ trụ địa phương]. Phái đoàn H, Liên đoàn Thiên văn Quốc tế. Đại học Leiden. Lưu trữ bản gốc 23 tháng 6 năm 2016. Truy cập 1 tháng 5 năm 2018.
  10. ^ Courtois, H. M.; Pomarède, D.; Tully, R. B.; và đồng nghiệp (tháng 8 năm 2013). “Cosmography of the Local Universe” [Vũ trụ học về vũ trụ địa phương]. The Astronomical Journal. 146 (3): 69. arXiv:1306.0091. Bibcode:2013AJ....146...69C. doi:10.1088/0004-6256/146/3/69. S2CID 118625532.
  11. ^ “Local Universe” [Vũ trụ địa phương]. Department of Astronomy, University of Wisconsin-Madison [Khoa Thiên văn học, Đại học Wisconsin-Madison]. Đại học Wisconsin-Madison. Bản gốc lưu trữ 10 tháng 1 năm 2021. Truy cập 1 tháng 5 năm 2018.
  12. ^ Basu, B.; Chattopadhyay, T.; Biswas, S. N. (2010). An Introduction to Astrophysics [Giới thiệu về vật lý thiên văn] (ấn bản 2). New Delhi: PHI Learning Pvt. Ltd. tr. 278. ISBN 978-81-203-4071-8.
  13. ^ Dreyer, J. L. E. (1888). “A New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, being the Catalogue of the late Sir John F.W. Herschel, Bart., revised, corrected, and enlarged” [Danh mục chung mới về các tinh vân và cụm sao, là danh mục cuối cùng của ông John F.W. Herschel, Bart., được hiệu đính, sửa đổi và bổ sung.]. Memoirs of the Royal Astronomical Society [Kỉ yếu của Hội Thiên văn Hoàng gia]. 49: 1–237. Bibcode:1888MmRAS..49....1D.
  14. ^ Curtis, H. D. (1918). “Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector” [Mô tả về 762 tinh vân và cụm sao được chụp lại bằng Kính thiên văn phản xạ Crossley]. Publications of the Lick Observatory [Các ấn phẩm của Đài quan sát Lick]. 13: 9–42. Bibcode:1918PLicO..13....9C.
  15. ^ Hubble, E. (tháng 10 năm 1923). “Messier 87 and Belanowsky's Nova” [Messier 87 và sao mới của Belanowsky]. Publications of the Astronomical Society of the Pacific [Các ấn phẩm của Hiệp hội Thiên văn Thái Bình Dương]. 35 (207): 261–263. Bibcode:1923PASP...35..261H. doi:10.1086/123332.
  16. ^ Shklovskii, I. S. (tháng 8 năm 1980). “Supernovae in Multiple Systems” [Siêu tân tinh trong các hệ sao độc lập]. Soviet Astronomy. 24: 387–389. Bibcode:1980SvA....24..387S.
  17. ^ Hubble, E. P. (tháng 10 năm 1922). “A general study of diffuse galactic nebulae” [Nghiên cứu chung về các tinh vân phân tán thuộc thiên hà]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 56: 162–199. Bibcode:1922ApJ....56..162H. doi:10.1086/142698.
  18. ^ Hubble, E. P. (tháng 12 năm 1926). “Extragalactic nebulae” [Tinh vân ngoài thiên hà]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 64: 321–369. Bibcode:1926ApJ....64..321H. doi:10.1086/143018.
  19. ^ Hubble, E.; Humason, M. L. (tháng 7 năm 1931). “The Velocity-Distance Relation among Extra-Galactic Nebulae” [Mối quan hệ giữa vận tốc-khoảng cách trong các tinh vân ngoài thiên hà]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 74: 43–80. Bibcode:1931ApJ....74...43H. doi:10.1086/143323.
  20. ^ Hubble, E. P. (1936). The realm of the nebulae [Vương quốc của các tinh vân]. Mrs. Hepsa Ely Silliman Memorial Lectures, 25 [Những bài giảng kỷ yếu Silliman của cô Hepsa Ely, 25]. New Haven: Nhà xuất bản Đại học Yale. tr. 16–17. ISBN 9780300025002. OCLC 611263346. Lưu trữ bản gốc 5 tháng 9 năm 2015.
  21. ^ a b Baade, W.; Minkowski, R. (tháng 1 năm 1954). “On the Identification of Radio Sources” [Con đường xác định các nguồn sóng vô tuyến]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 119: 215–231. Bibcode:1954ApJ...119..215B. doi:10.1086/145813.
  22. ^ Burbidge, G. R. (tháng 9 năm 1956). “On Synchrotron Radiation from Messier 87” [Bức xạ đồng bộ từ Messier 87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 124: 416–429. Bibcode:1956ApJ...124..416B. doi:10.1086/146237.
  23. ^ Stanley, G. J.; Slee, O. B. (tháng 6 năm 1950). “Galactic Radiation at Radio Frequencies. II. The Discrete Sources” [Bức xạ ngoài thiên hà ở dải tần vô tuyến. II. Các nguồn sóng rời rạc]. Australian Journal of Scientific Research A [Tạp chí Nghiên cứu Khoa học Úc A]. 3 (2): 234–250. Bibcode:1950AuSRA...3..234S. doi:10.1071/ch9500234.
  24. ^ Drake, S. A. “A Brief History of High-Energy Astronomy: 1965–1969” [Lược sử thiên văn học năng lượng cao: 1965–1969]. NASA HEASARC. Lưu trữ bản gốc 14 tháng 5 năm 2012. Truy cập 28 tháng 10 năm 2011.
  25. ^ Charles, P. A.; Seward, F. D. (1995). Exploring the X-ray universe [Khám phá tia X trong vũ trụ]. Cambridge, Vương quốc Anh: Nhà xuất bản Đại học Cambridge. tr. 9. ISBN 978-0-521-43712-7 – qua Internet Archive.
  26. ^ Bradt, H.; Naranan, S.; Rappaport, S.; Spada, G. (tháng 6 năm 1968). “Celestial Positions of X-ray Sources in Sagittarius” [Vị trí của các nguồn tia X trong chòm Nhân Mã trên bầu trời]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 152 (6): 1005–1013. Bibcode:1968ApJ...152.1005B. doi:10.1086/149613.
  27. ^ Lea, S. M.; Mushotzky, R.; Holt, S. S. (tháng 11 năm 1982). “Einstein Observatory solid state spectrometer observations of M87 and the Virgo cluster” [Các quan sát từ máy quang phổ trạng thái rắn của Đài thiên văn Einstein về M87 và Cụm Xử Nữ]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 262 (1): 24–32. Bibcode:1982ApJ...262...24L. doi:10.1086/160392. hdl:2060/19820026438.
  28. ^ Sargent, W. L. W.; Young, P. J.; Lynds, C. R.; và đồng nghiệp (tháng 5 năm 1978). “Dynamical evidence for a central mass concentration in the galaxy M87” [Bằng chứng về mặt động lực học cho thấy có sự tập trung khối lượng tại trung tâm thiên hà M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 221: 731–744. Bibcode:1978ApJ...221..731S. doi:10.1086/156077.
  29. ^ Harms, R. J.; và đồng nghiệp (tháng 11 năm 1994). “HST FOS spectroscopy of M87: Evidence for a disk of ionized gas around a massive black hole” [Quang phổ của M87 dựa vào thiết bị HST FOS: Bằng chứng về đĩa khí bị ion hóa xung quanh lỗ đen siêu khối lượng]. The Astrophysical Journal Letters. 435: L35–L38. Bibcode:1994ApJ...435L..35H. doi:10.1086/187588.
  30. ^ a b Sự cộng tác của các nhà khoa học làm việc tại Kính thiên văn Chân trời sự kiện (10 tháng 4 năm 2019). “First M87 Event Horizon Telescope Results” [Những kết quả đầu tiên của Kính thiên văn Chân trời sự kiện về M87]. The Astrophysical Journal Letters – IOPscience. arXiv:1906.11238. Bibcode:2019ApJ...875L...1E. doi:10.3847/2041-8213/ab0ec7.
  31. ^ Sự cộng tác của các nhà khoa học làm việc tại Kính thiên văn Chân trời sự kiện (2019). “First M87 Event Horizon Telescope Results. IV. Imaging the Central Supermassive Black Hole” [Những kết quả đầu tiên của Kính thiên văn Chân trời sự kiện về M87. IV. Mô tả về lỗ đen siêu khối lượng ở vùng trung tâm] (PDF). Tạp chí Vật lý thiên văn. 875 (1): L4. arXiv:1906.11241. Bibcode:2019ApJ...875L...4E. doi:10.3847/2041-8213/ab0e85. ISSN 2041-8213.
  32. ^ a b Jeffrey, K. (10 tháng 4 năm 2019). “This Is the First Picture of a Black Hole — And That's a Big, Even Supermassive, Deal” [Đây là hình ảnh đầu tiên về một lỗ đen — Và đó là một thỏa thuận lớn, thậm chí là siêu lớn]. Time. Lưu trữ bản gốc 10 tháng 1 năm 2021. Truy cập 10 tháng 4 năm 2019.
  33. ^ Cooke, A. (2005). Visual astronomy under dark skies: a new approach to observing deep space [Thiên văn trực quan dưới bầu trời đêm: Cách tiếp cận mới trong việc quan sát khoảng không sâu thẳm]. Patrick Moore's practical astronomy series [Thiên văn thực tiễn của Patrick Moore]. London, Vương quốc Anh: Springer-Verlag. tr. 5–37. ISBN 978-1-85233-901-2.
  34. ^ Clark, R. N. (1990). Visual astronomy of the deep sky [Thiên văn trực quan về bầu trời sâu thẳm]. Nhà xuất bản Đại học Cambridge. tr. 153. ISBN 978-0-521-36155-2.
  35. ^ “Visual observations of the M87 jet” [Những quan sát trực quan về chùm tia của M87]. Adventures in Deep Space. Astronomy-Mall. Lưu trữ bản gốc 7 tháng 7 năm 2011. Truy cập 7 tháng 12 năm 2010.
  36. ^ a b Park, K. S.; Chun, M. S. (tháng 6 năm 1987). “Dynamical Structure of NGC 4486” [Cấu trúc động học của thiên hà NGC 4486]. Journal of Astronomy and Space Science [Tạp chí Thiên văn và Khoa học không gian]. 4 (1): 35–45. Bibcode:1987JASS....4...35P.
  37. ^ Jones, M. H.; Lambourne, R. J. (2004). An introduction to galaxies and cosmology [Giới thiệu về các thiên hà và vũ trụ học]. Nhà xuất bản Đại học Cambridge. tr. 69. ISBN 978-0-521-54623-2.
  38. ^ Kundu, A.; Whitmore, B. C. (2001). “New Insights from HST Studies of Globular Cluster Systems. I. Colors, Distances, and Specific Frequencies of 28 Elliptical Galaxies”. The Astronomical Journal. 121 (6): 2950–2973. arXiv:astro-ph/0103021. Bibcode:2001AJ....121.2950K. doi:10.1086/321073. S2CID 19015891.
  39. ^ a b Chakrabarty, D. (2007). “Mass modelling with minimum kinematic information” [Mô hình hóa khối lượng với thông tin động học tối thiểu]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia]. 377 (1): 30–40. arXiv:astro-ph/0702065. Bibcode:2007MNRAS.377...30C. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11583.x. S2CID 16263041.
  40. ^ Oemler, A. Jr. (tháng 11 năm 1976). “The structure of elliptical and cD galaxies” [Cấu trúc của các thiên hà elip và thiên hà loại cD]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 209: 693–709. Bibcode:1976ApJ...209..693O. doi:10.1086/154769.
  41. ^ Whitmore, B. C. (15–17 tháng 5 năm 1989). “Effect of the Cluster Environment on Galaxies” [Tác động từ môi trường của cụm thiên hà lên các thiên hà]. Trong William R. Oegerle; Michael J. Fitchett; Laura Danly (biên tập). Clusters of galaxies: proceedings of the Clusters of Galaxies Meeting [Cụm thiên hà: bản ghi cuộc gặp Clusters of Galaxies]. Space Telescope Science Institute symposium series [Chuỗi hội thảo của Viện Khoa học Kính viễn vọng Không gian]. 4. Baltimore: Nhà xuất bản Đại học Cambridge. tr. 151. ISBN 0-521-38462-1.
  42. ^ a b Wu, X.; Tremaine, S. (2006). “Deriving the Mass Distribution of M87 from Globular Clusters” [Tìm ra sự phân bố khối lượng của M87 nhờ các cụm sao cầu]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 643 (1): 210–221. arXiv:astro-ph/0508463. Bibcode:2006ApJ...643..210W. doi:10.1086/501515. S2CID 9263634.
  43. ^ a b Cohen, J. G.; Ryzhov, A. (tháng 9 năm 1997). “The Dynamics of the M87 Globular Cluster System” [Chuyển động học của hệ thống cụm sao cầu M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 486 (1): 230–241. arXiv:astro-ph/9704051. Bibcode:1997ApJ...486..230C. doi:10.1086/304518. S2CID 13517745.
  44. ^ a b Murphy, J. D.; Gebhardt, K.; Adams, J. J. (tháng 3 năm 2011). “Galaxy Kinematics with VIRUS-P: The Dark Matter Halo of M87” [Chuyển động học thiên hà với VIRUS-P: Vật chất tối trong thiên hà M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 729 (2): 129. arXiv:1101.1957. Bibcode:2011ApJ...729..129M. doi:10.1088/0004-637X/729/2/129. S2CID 118686095.
  45. ^ Merritt, D.; Tremblay, B. (tháng 12 năm 1993). “The distribution of dark matter in the halo of M87” [Sự phân bố của vật chất tối trong quầng thiên hà M87]. Tạp chí Thiên văn học. 106 (6): 2229–2242. Bibcode:1993AJ....106.2229M. doi:10.1086/116796.
  46. ^ “Galactic Chromodynamics” [Sắc động học thiên hà]. ESO Picture of the Week [Hình ảnh của tuần của Đài thiên văn Nam châu Âu]. Bản gốc lưu trữ 4 tháng 4 năm 2016. Truy cập 14 tháng 10 năm 2014.
  47. ^ Emsellem, E.; Krajnovic, D.; Sarzi, M. (tháng 11 năm 2014). “A kinematically distinct core and minor-axis rotation: the MUSE perspective on M87” [Vùng lõi phân biệt về mặt động học và trục quay nhỏ: Phối cảnh của MUSE về M87]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia]. 445 (1): L79–L83. arXiv:1408.6844. Bibcode:2014MNRAS.445L..79E. doi:10.1093/mnrasl/slu140. S2CID 18974737.
  48. ^ Battaglia, G.; Helmi, A.; Morrison, H.; và đồng nghiệp (tháng 12 năm 2005). “The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 364 (2): 433–442. arXiv:astro-ph/0506102. Bibcode:2005MNRAS.364..433B. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09367.x. S2CID 15562509.
  49. ^ Gebhardt, K.; Thomas, J. (2009). “The Black Hole Mass, Stellar Mass-to-Light Ratio, and Dark Halo in M87” [Khối lượng lỗ đen, tỷ lệ khối lượng so với ánh sáng của các ngôi sao và quầng tối trong M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 700 (2): 1690–1701. arXiv:0906.1492. Bibcode:2009ApJ...700.1690G. doi:10.1088/0004-637X/700/2/1690. S2CID 15481963.
  50. ^ Leverington, D. (2000). New cosmic horizons: space astronomy from the V2 to the Hubble Space Telescope [Các chân trời vũ trụ mới: Thiên văn học không gian từ V2 đến Kính viễn vọng Không gian Hubble]. Nhà xuất bản Đại học Cambridge. tr. 343. ISBN 978-0-521-65833-1.
  51. ^ a b Burns, J. O.; White, R. A.; Haynes, M. P. (1981). “A search for neutral hydrogen in D and cD galaxies” [Cuộc tìm kiếm hydro trung tính trong các thiên hà loại D và cD]. Tạp chí Thiên văn học. 86: 1120–1125. Bibcode:1981AJ.....86.1120B. doi:10.1086/112992.
  52. ^ Bland-Hawthorn, J.; Freeman, K. (tháng 1 năm 2000). “The Baryon Halo of the Milky Way: A Fossil Record of Its Formation” [Quầng thiên hà baryon của Dải Ngân hà: Bản ghi hóa thạch về sự hình thành của nó]. Science. 287 (5450): 79–84. Bibcode:2000Sci...287...79B. doi:10.1126/science.287.5450.79. PMID 10615053.
  53. ^ Klotz, I. (8 tháng 6 năm 2009). “Galaxy's Outer Halo Lopped Off” [Bên ngoài quầng thiên hà [M87] bị phân tán]. Discovery News. Bản gốc lưu trữ 23 tháng 8 năm 2009. Truy cập 25 tháng 4 năm 2010.
  54. ^ Janowiecki, S.; Mithos, J. C.; Harding, P.; và đồng nghiệp (tháng 6 năm 2010). “Diffuse Tidal Structures in the Halos of Virgo Ellipticals” [Cấu trúc thủy triều khuếch tán trong quầng thiên hà của các thiên hà hình elip trong chòm sao Xử Nữ]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 715 (2): 972–985. arXiv:1004.1473. Bibcode:2010ApJ...715..972J. doi:10.1088/0004-637X/715/2/972. S2CID 119196248.
  55. ^ Gavazzi, G.; Boselli, A.; Vílchez, J. M.; và đồng nghiệp (tháng 9 năm 2000). “The filament of ionized gas in the outskirt of M87” [Sợi khí bị ion hóa ở vùng ngoại vi M87]. Astronomy & Astrophysics. 361: 1–4. arXiv:astro-ph/0007323. Bibcode:2000A&A...361....1G.
  56. ^ Oldham, L. J.; Evans, N. W. (tháng 10 năm 2016). “Is there substructure around M87?” [Liệu có tồn tại cấu trúc con xung quanh M87 hay không?]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia]. 460 (1): 298–306. arXiv:1607.02477. Bibcode:2016MNRAS.462..298O. doi:10.1093/mnras/stw1574. S2CID 119307605.
  57. ^ Fischer, D.; Duerbeck, H. (1998). Hubble Revisited: New Images from the Discovery Machine [Chuyến tái viếng thăm của Kính viễn vọng Hubble: Những hình ảnh mới từ cỗ máy khám phá]. Copernicus New York. tr. 73. ISBN 978-0387985510.
  58. ^ a b Tsvetanov, Z. I.; Hartig, G. F.; Ford, H. C.; và đồng nghiệp (1999). “The Nuclear Spectrum of M87” [Quang phổ hạt nhân của M87]. Trong Röser, H. J.; Meisenheimer, K. (biên tập). The Radio Galaxy Messier 87 [Thiên hà vô tuyến Messier 87]. Lecture Notes in Physics [Những ghi chú về bài giảng vật lý]. 530. tr. 307–312. arXiv:astro-ph/9801037. Bibcode:1999LNP...530..307T. doi:10.1007/BFb0106442. ISBN 978-3-540-66209-9. S2CID 18989637.
  59. ^ a b Dopita, M. A.; Koratkar, A. P.; Allen, M. G.; và đồng nghiệp (tháng 11 năm 1997). “The LINER Nucleus of M87: A Shock-excited Dissipative Accretion Disk” [Hạt nhân LINER của M87: Đĩa bồi tụ bị phân tán do sự kích thích của sóng xung kích]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 490 (1): 202–215. Bibcode:1997ApJ...490..202D. doi:10.1086/304862.
  60. ^ Sabra, B. M.; Shields, J. C.; Ho, L C.; và đồng nghiệp (tháng 2 năm 2003). “Emission and Absorption in the M87 LINER” [Sự hấp thụ và tỏa nhiệt tại vùng LINER của M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 584 (1): 164–175. arXiv:astro-ph/0210391. Bibcode:2003ApJ...584..164S. doi:10.1086/345664. S2CID 16882810.
  61. ^ Dehnen, Walter (15–19 tháng 9 năm 1997). “M87 as a Galaxy” [M87 trong vai trò là một thiên hà]. Trong Hermann-Josef Röser; Klaus Meisenheimer (biên tập). The radio galaxy Messier 87: proceedings of a workshop [Thiên hà vô tuyến M87: biên bản hội thảo]. Lâu đài Ringberg, Tegernsee, Đức: Springer. tr. 31. arXiv:astro-ph/9802224. Bibcode:1999LNP...530...31D. doi:10.1007/BFb0106415.
  62. ^ Steinicke, W.; Jakiel, R. (2007). Galaxies and how to observe them [Các thiên hà và cách để quan sát chúng]. Astronomers' observing guides [Chỉ dẫn quan sát dành cho các nhà thiên văn học]. Springer. tr. 32–33. ISBN 978-1-85233-752-0 – qua Internet Archive.
  63. ^ “Giant Galaxy is Still Growing” [Thiên hà khổng lồ vẫn không ngừng lớn lên]. Đài thiên văn Nam châu Âu. 25 tháng 6 năm 2015. Lưu trữ bản gốc 26 tháng 6 năm 2015.
  64. ^ Longobardi, A.; Arnaboldi, M.; Gerhard, O.; Mihos, J. C. (tháng 7 năm 2015). “The build-up of the cD halo of M87 – evidence for accretion in the last Gyr”. Astronomy & Astrophysics. 579 (3): L3–L6. arXiv:1504.04369. Bibcode:2015A&A...579L...3L. doi:10.1051/0004-6361/201526282. S2CID 118557973.
  65. ^ “Telescopes Unite in Unprecedented Observations of Famous Black Hole”. ALMA Observatory. Truy cập ngày 15 tháng 4 năm 2021.
  66. ^ Lu, Donna (12 tháng 4 năm 2019). “How do you name a black hole? It is actually pretty complicated” [Làm cách nào để định danh một lỗ đen? Điều này có thực sự phức tạp]. New Scientist. London. Lưu trữ bản gốc 12 tháng 4 năm 2019. Truy cập 12 tháng 4 năm 2019. "For the case of M87*, which is the designation of this black hole, a (very nice) name has been proposed, but it has not received an official IAU approval", says Christensen. ["Đối với trường hợp M87*, tên gọi của lỗ đen này, một cái tên (rất hay) đã được đề xuất, nhưng nó chưa nhận được sự chấp thuận chính thức của Liên đoàn Thiên văn Quốc tế", Christensen nói]
  67. ^ a b Walsh, J. L.; Barth, A. J.; Ho, L. C.; Sarzi, M. (tháng 6 năm 2013). “The M87 Black Hole Mass from Gas-dynamical Models of Space Telescope Imaging Spectrograph Observations” [Khối lượng lỗ đen M87 từ các mô hình khí động học của các quan sát quang phổ hình ảnh bằng kính viễn vọng không gian]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 770 (2): 86. arXiv:1304.7273. Bibcode:2013ApJ...770...86W. doi:10.1088/0004-637X/770/2/86. S2CID 119193955.
  68. ^ Oldham, L. J.; Auger, M. W. (tháng 3 năm 2016). “Galaxy structure from multiple tracers - II. M87 from parsec to megaparsec scales” [Cấu trúc thiên hà từ nhiều vạch đo - II. M87 từ tỉ lệ parsec đến megaparsec]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia]. 457 (1): 421–439. arXiv:1601.01323. Bibcode:2016MNRAS.457..421O. doi:10.1093/mnras/stv2982. S2CID 119166670.
  69. ^ Sự cộng tác của các nhà khoa học làm việc tại Kính thiên văn Chân trời sự kiện (10 tháng 4 năm 2019). “First M87 Event Horizon Telescope Results. VI. The Shadow and Mass of the Central Black Hole” [Những kết quả đầu tiên của Kính thiên văn Chân trời sự kiện về M87. VI. Cái bóng và khối lượng của vùng trung tâm lỗ đen] (PDF). Tạp chí Vật lý thiên văn. 875 (1): L6. arXiv:1906.11243. Bibcode:2019ApJ...875L...6E. doi:10.3847/2041-8213/ab1141. Lưu trữ bản gốc 10 tháng 1 năm 2021.
  70. ^ Macchetto, F.; Marconi, A.; Axon, D. J.; và đồng nghiệp (tháng 11 năm 1997). “The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk” [Hố đen siêu lớn của M87 và động lực học của đĩa khí liên kết với nó]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 489 (2): 579–600. arXiv:astro-ph/9706252. Bibcode:1997ApJ...489..579M. doi:10.1086/304823. S2CID 18948008.
  71. ^ a b Matveyenko, L. I.; Seleznev, S. V. (tháng 3 năm 2011). “Fine core-jet structure of the galaxy M87” [Cấu trúc rực rỡ của chùm tia sinh ra từ lõi thiên hà M87]. Astronomy Letters. 37 (3): 154–170. Bibcode:2011AstL...37..154M. doi:10.1134/S1063773711030030. S2CID 121731578.
  72. ^ “What Is Pluto?”. NASA. 4 tháng 8 năm 2015. Lưu trữ bản gốc ngày 10 tháng 1 năm 2021. Truy cập ngày 19 tháng 12 năm 2020.
  73. ^ Di Matteo,.; Allen, S. W.; Fabian, A. C.; và đồng nghiệp (2003). “Accretion onto the Supermassive Black Hole in M87” [Quá trình bồi tụ vào lỗ đen siêu khối lượng trong thiên hà M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 582 (1): 133–140. arXiv:astro-ph/0202238. Bibcode:2003ApJ...582..133D. doi:10.1086/344504. S2CID 16182340.
  74. ^ Akiyama, Kazunori; Lu, Ru-Sen; Fish, Vincent L; và đồng nghiệp (tháng 7 năm 2015). “230 GHz VLBI Observations of M87: Event-horizon-scale Structure during an Enhanced Very-high-energy γ-Ray State in 2012” [Quan sát M87 bằng kĩ thuật VLBI ở dải tần 230 GHz: Cấu trúc quy mô của chân trời sự kiện ở trạng thái tia γ năng lượng rất cao được tăng cường vào năm 2012]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 807 (2): 150. arXiv:1505.03545. Bibcode:2015ApJ...807..150A. doi:10.1088/0004-637X/807/2/150. hdl:1721.1/98305. S2CID 50953437.
  75. ^ a b Batcheldor, D.; Robinson, A.; Axon, D. J.; và đồng nghiệp (tháng 7 năm 2010). “A Displaced Supermassive Black Hole in M87” [Sự dịch chuyển của lỗ đen siêu khối lượng trong thiên hà M87]. Astrophysical Journal Letters. 717 (1): L6–L10. arXiv:1005.2173. Bibcode:2010ApJ...717L...6B. doi:10.1088/2041-8205/717/1/L6. S2CID 119281754.
  76. ^ Cowen, R. (9 tháng 6 năm 2010). “Black hole shoved aside, along with 'central' dogma” [Lỗ đen bị đẩy sang một bên, cùng với giáo điều về vùng 'trung tâm']. ScienceNews. 177 (13): 9. Bản gốc lưu trữ 28 tháng 5 năm 2010. Truy cập 29 tháng 5 năm 2010.
  77. ^ Gebhardt, K.; và đồng nghiệp (tháng 3 năm 2011). “The Black-Hole Mass in M87 from Gemini/NIFS Adaptive Optics Observations” [Những quan sát thích ứng quang học về M87 từ Gemini/NIFS]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 729 (2): 119–131. arXiv:1101.1954. Bibcode:2011ApJ...729..119G. doi:10.1088/0004-637X/729/2/119. S2CID 118368884.
  78. ^ López-Navas, E.; Prieto, M. A. (2018). “The photocentre-AGN displacement: is M87 actually harbouring a displaced supermassive black hole?”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 480 (3): 4099. arXiv:1808.04123. Bibcode:2018MNRAS.480.4099L. doi:10.1093/mnras/sty2148.
  79. ^ Overbye, Dennis (10 tháng 4 năm 2019). “Black Hole Picture Revealed for the First Time – Astronomers at last have captured an image of the darkest entities in the cosmos – Comments” [Hình ảnh về lỗ đen lộ diện lần đầu tiên – Các nhà thiên văn cuối cùng cũng ghi lại được hình ảnh về vật thể đen tối nhất trong vũ trụ – Bình luận]. The New York Times. Lưu trữ bản gốc 28 tháng 4 năm 2019. Truy cập 10 tháng 4 năm 2019.
  80. ^ Landau, Elizabeth (10 tháng 4 năm 2019). “Black Hole Image Makes History” [Hình ảnh về lỗ đen làm nên lịch sử]. NASA. Lưu trữ bản gốc 12 tháng 4 năm 2019. Truy cập 10 tháng 4 năm 2019.
  81. ^ Edmonds, Peter; Cofield, Calla (14 tháng 4 năm 2021). “Telescopes Unite in Unprecedented Observations of Famous Black Hole - Some of the world's most powerful telescopes simultaneously observed the supermassive black hole in galaxy M87, the first black hole to be directly imaged”. NASA. Truy cập ngày 14 tháng 4 năm 2021.
  82. ^ Falcke, Heino; Melia, Fulvio; Agol, Eric (ngày 1 tháng 1 năm 2000). “Viewing the Shadow of the Black Hole at the Galactic Center”. The Astrophysical Journal. 528 (1): L13–L16. arXiv:astro-ph/9912263. Bibcode:2000ApJ...528L..13F. doi:10.1086/312423. PMID 10587484. Lưu trữ bản gốc ngày 23 tháng 10 năm 2020. Truy cập ngày 11 tháng 12 năm 2020.
  83. ^ Sự cộng tác của các nhà khoa học làm việc tại Kính thiên văn Chân trời sự kiện (10 tháng 4 năm 2019). “First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole” (PDF). The Astrophysical Journal Letters. 875 (1): L1. arXiv:1906.11238. Bibcode:2019ApJ...875L...1E. doi:10.3847/2041-8213/ab0ec7.
  84. ^ Tamburini, F.; Thidé, B.; Della Valle, M. (tháng 11 năm 2019). “Measurement of the spin of the M87 black hole from its observed twisted light” [Đo tốc độ quay của lỗ đen M87 từ luồng ánh sáng xoắn quan sát được của nó]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters [Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia: Letters]. 492 (1): L22–L27. arXiv:1904.07923. Bibcode:2020MNRAS.492L..22T. doi:10.1093/mnrasl/slz176.
  85. ^ Christopher Mele (13 tháng 4 năm 2019). “That First Black Hole Seen in an Image is Now Called Pōwehi, at least in Hawaii”. The New York Times. Truy cập ngày 20 tháng 3 năm 2021.
  86. ^ Event Horizon Telescope Collaboration (2021). “First M87 Event Horizon Telescope Results. VII. Polarization of the Ring”. The Astrophysical Journal. 910 (1): L12. arXiv:2105.01169. Bibcode:2021ApJ...910L..12E. doi:10.3847/2041-8213/abe71d. S2CID 233851995. Truy cập ngày 18 tháng 4 năm 2021.
  87. ^ Event Horizon Telescope Collaboration (2021). “First M87 Event Horizon Telescope Results. VIII. Magnetic Field Structure near The Event Horizon”. The Astrophysical Journal. 910 (1): L13. arXiv:2105.01173. Bibcode:2021ApJ...910L..13E. doi:10.3847/2041-8213/abe4de. S2CID 233715131. Truy cập ngày 18 tháng 4 năm 2021.
  88. ^ Overbye, Dennis (24 tháng 3 năm 2021). “The Most Intimate Portrait Yet of a Black Hole - Two years of analyzing the polarized light from a galaxy's giant black hole has given scientists a glimpse at how quasars might arise”. The New York Times. Truy cập ngày 25 tháng 3 năm 2021.
  89. ^ Doeleman, S. S.; Fish, V. L.; Schenck, D. E.; và đồng nghiệp (tháng 10 năm 2012). “Jet-Launching Structure Resolved Near the Supermassive Black Hole in M87” [Cấu trúc của chùm tia phóng ra gần lỗ đen siêu khối lượng trong thiên hà M87 đã được phân giải]. Science. 338 (6105): 355–358. arXiv:1210.6132. Bibcode:2012Sci...338..355D. doi:10.1126/science.1224768. PMID 23019611. S2CID 37585603.
  90. ^ Baldwin, J. E.; Smith, F. G. (tháng 8 năm 1956). “Radio emission from the extragalactic nebula M87” [Sự phát xạ sóng vô tuyến từ tinh vân ngoài thiên hà M87]. The Observatory. 76: 141–144. Bibcode:1956Obs....76..141B.
  91. ^ van den Bergh, S. (tháng 9 năm 1999). “The local group of galaxies” [Nhóm thiên hà địa phương]. The Astronomy & Astrophysics Review. 9 (3–4): 273–318. Bibcode:1999A&ARv...9..273V. doi:10.1007/s001590050019. S2CID 119392899.
  92. ^ Kovalev, Y. Y.; Lister, M. L.; Homan, D. C.; Kellermann, K. I. (tháng 10 năm 2007). “The Inner Jet of the Radio Galaxy M87” [Bên trong chùm tia của thiên hà vô tuyến M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 668 (1): L27–L30. arXiv:0708.2695. Bibcode:2007ApJ...668L..27K. doi:10.1086/522603. S2CID 16498888.
  93. ^ Sparks, W. B.; Fraix-Burnet, D.; Macchetto, F.; Owen, F. N. (tháng 2 năm 1992). “A counterjet in the elliptical galaxy M87” [Một chùm tia ngược chiều trong thiên hà elip M87]. Nature. 355 (6363): 804–06. Bibcode:1992Natur.355..804S. doi:10.1038/355804a0. S2CID 4332596.
  94. ^ Klein, Uli (15–19 tháng 9 năm 1997). “The Large-Scale Structure of Virgo A” [Cấu trúc cỡ lớn của Xử Nữ A]. Trong Hermann-Josef Röser; Klaus Meisenheimer (biên tập). The radio galaxy Messier 87 [Thiên hà vô tuyến Messier 87]. Lecture Notes in Physics [Những ghi chú về bài giảng vật lý]. 530. Lâu đài Ringberg, Tegernsee, Đức: Springer. Bibcode:1999LNP...530...56K. doi:10.1007/BFb0106418.
  95. ^ Biretta, J. A.; Sparks, W. B.; Macchetto, F. (tháng 8 năm 1999). “Hubble Space Telescope Observations of Superluminal Motion in the M87 Jet” [Quan sát của Kính viễn vọng không gian Hubble về chuyển động siêu ánh sáng trong chùm tia tương đối tính của M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 520 (2): 621–626. Bibcode:1999ApJ...520..621B. doi:10.1086/307499.
  96. ^ Biretta, J. (6 tháng 1 năm 1999). “Hubble detects faster-than-light motion in Galaxy M87” [Kính viễn vọng Hubble phát hiện chuyển động nhanh hơn ánh sáng trong thiên hà M87]. Baltimore, Maryland: Space Telescope Science Institute [Viện Khoa học kính viễn vọng không gian]. Truy cập 21 tháng 3 năm 2018.
  97. ^ Tsvetanov, Z. I.; Hartig, G. F.; Ford, H. C.; và đồng nghiệp (tháng 2 năm 1998). “M87: A Misaligned BL Lacertae Object?” [M87: Một thiên thể BL Lac không đồng trục?]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 493 (2): L83–L86. arXiv:astro-ph/9711241. Bibcode:1998ApJ...493L..83T. doi:10.1086/311139. S2CID 118576032.
  98. ^ Reimer, A.; Protheroe, R. J.; Donea, A.-C. (tháng 7 năm 2003). “M87 as a Misaligned Synchrotron-Proton Blazar” [M87 dưới dạng mô hình Synchrotron-Proton Blazar không đồng trục]. Proceedings of the 28th International Cosmic Ray Conference [Biên bản lưu của Hội nghị Tia vũ trụ Quốc tế lần thứ 28]. 5: 2631–2634. Bibcode:2003ICRC....5.2631R.
  99. ^ Roy, S.; Watzke, M. (tháng 10 năm 2006). “Chandra Reviews Black Hole Musical: Epic But Off-Key” [Đài quan sát tia X Chandra xem xét những giai điệu của lỗ đen: mang dáng dấp thiên anh hùng ca nhưng lạc điệu]. Chandra Press Release [Thông cáo báo chí của Đài quan sát tia X Chandra]: 13. Bibcode:2006cxo..pres...13. Lưu trữ bản gốc 4 tháng 7 năm 2010. Truy cập 25 tháng 4 năm 2010.
  100. ^ a b Wirsing, B. (26 tháng 10 năm 2006). “Discovery of Gamma Rays from the Edge of a Black Hole” [Khám phá ra các tia gamma từ phía rìa của lỗ đen]. Hiệp hội Max Planck. Lưu trữ bản gốc 3 tháng 1 năm 2011. Truy cập 3 tháng 12 năm 2010.
  101. ^ Peterson, B. M. (26–30 tháng 6 năm 2000). “Variability of Active Galactic Nuclei” [Sự biến động của các nhân thiên hà hoạt động]. Trong Aretxaga, I.; Kunth, D.; Mújica, R. (biên tập). Advanced Lectures on the Starburst-AGN Connection [Hiểu biết sâu rộng về mối quan hệ giữa bùng nổ sao và nhân thiên hà hoạt động]. Tonantzintla, Mexico: World Scientific. tr. 3–68. arXiv:astro-ph/0109495. Bibcode:2001sac..conf....3P. doi:10.1142/9789812811318_0002. ISBN 978-981-02-4616-7.
  102. ^ “Hubble follows spiral flow of black-hole-powered jet” [Kính thiên văn Hubble theo dõi dòng vật chất xoắn ốc trong chùm tia phóng ra từ lỗ đen]. Thông cáo báo chí của ESA/Hubble [ESA/Hubble Press Release]. Lưu trữ bản gốc 31 tháng 8 năm 2013. Truy cập 6 tháng 9 năm 2013.
  103. ^ Harris, D. E.; Cheung, C. C.; Biretta, J. A.; và đồng nghiệp (2006). “The Outburst of HST-1 in the M87 Jet” [Sự bùng nổ của HST-1 trong chùm tia phát ra từ M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 640 (1): 211–218. arXiv:astro-ph/0511755. Bibcode:2006ApJ...640..211H. doi:10.1086/500081. S2CID 17268539.
  104. ^ Harris, D. E.; Cheung, C. C.; Stawarz, L. (tháng 7 năm 2009). “Variability Timescales in the M87 Jet: Signatures of E Squared Losses, Discovery of a Quasi-period in HST-1, and the Site of TeV Flaring”. Tạp chí Vật lý thiên văn. 699 (1): 305–314. arXiv:0904.3925. Bibcode:2009ApJ...699..305H. doi:10.1088/0004-637X/699/1/305. S2CID 14475336.
  105. ^ “What are Active Galaxies?”. American Museum of Natural History. Bản gốc lưu trữ ngày 1 tháng 5 năm 2019. Truy cập ngày 28 tháng 12 năm 2020.
  106. ^ Schneider, P. (2006). Extragalactic Astronomy and Cosmology: An Introduction [Thiên văn học ngoài thiên hà và vũ trụ luận: Giới thiệu] (ấn bản 1). Heidelberg, Đức: Springer-Verlag. tr. 178. ISBN 978-3-642-06971-0.
  107. ^ Owen, F. N.; Eilek, J. A.; Kassim, N. E. (tháng 11 năm 2000). “M87 at 90 Centimeters: A Different Picture” [M87 ở kích thước 90 xentimet: Một bức tranh hoàn toàn khác]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 543 (2): 611–619. arXiv:astro-ph/0006150. Bibcode:2000ApJ...543..611O. doi:10.1086/317151. S2CID 15166238.
  108. ^ “M87–Giant Elliptical Galaxy” [M87–thiên hà elip siêu khổng lồ]. Cool Cosmos. Viện Công nghệ California. Bản gốc lưu trữ 15 tháng 6 năm 2018. Truy cập 22 tháng 3 năm 2018.
  109. ^ a b c d e f Werner, N.; Böhringer, H.; Kaastra, J. S.; và đồng nghiệp (tháng 11 năm 2006). “XMM-Newton high-resolution spectroscopy reveals the chemical evolution of M87”. Astronomy & Astrophysics. 459 (2): 353–360. arXiv:astro-ph/0608177. Bibcode:2006A&A...459..353W. doi:10.1051/0004-6361:20065678. S2CID 18790420.
  110. ^ a b c Werner, N.; Durret, F.; Ohashi, T.; và đồng nghiệp (tháng 2 năm 2008). “Observations of metals in the intra-cluster medium” [Quan sát về các nguyên tố kim loại trong môi trường bên trong cụm thiên hà]. Space Science Reviews. 134 (1–4): 337–362. arXiv:0801.1052. Bibcode:2008SSRv..134..337W. doi:10.1007/s11214-008-9320-9. S2CID 15906129.
  111. ^ a b Finoguenov, A.; Matsushita, K.; Böhringer, H.; và đồng nghiệp (tháng 1 năm 2002). “X-ray evidence for spectroscopic diversity of type Ia supernovae: XMM observation of the elemental abundance pattern in M87” [Bằng chứng tia X về sự đa dạng quang phổ của siêu tân tinh loại Ia: Quan sát của XMM về sự phong phú của các nguyên tố trong M87]. Astronomy & Astrophysics. 381 (1): 21–31. arXiv:astro-ph/0110516. Bibcode:2002A&A...381...21F. doi:10.1051/0004-6361:20011477. S2CID 119426359.
  112. ^ a b Shi, Y.; Rieke, G. H.; Hines, D. C.; và đồng nghiệp (2007). “Thermal and Nonthermal Infrared Emission from M87” [Phát xạ hồng ngoại nhiệt và hồng ngoại phi nhiệt từ M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 655 (2): 781–789. arXiv:astro-ph/0610494. Bibcode:2007ApJ...655..781S. doi:10.1086/510188. S2CID 14424125.
  113. ^ a b Baes, M.; và đồng nghiệp (tháng 7 năm 2010). “The Herschel Virgo Cluster Survey. VI. The far-infrared view of M87” [Nghiên cứu của Herschel về Cụm Xử Nữ. VI. Quan trắc hồng ngoại xa về M87]. Astronomy & Astrophysics. 518: L53. arXiv:1005.3059. Bibcode:2010A&A...518L..53B. doi:10.1051/0004-6361/201014555. S2CID 27004145.
  114. ^ Clemens, M. S.; và đồng nghiệp (tháng 7 năm 2010). “The Herschel Virgo Cluster Survey. III. A constraint on dust grain lifetime in early-type galaxies” [Nghiên cứu của Herschel về Cụm Xử Nữ. III. Hạn chế về thời gian tồn tại của làn bụi trong các thiên hà sơ khai]. Astronomy & Astrophysics. 518: L50. arXiv:1005.3056. Bibcode:2010A&A...518L..50C. doi:10.1051/0004-6361/201014533. S2CID 119280598.
  115. ^ Jones, M. H.; Lambourne, R. J.; Adams, D. J. (2004). An introduction to galaxies and cosmology [Giới thiệu về vũ trụ học và các thiên hà]. Nhà xuất bản Đại học Cambridge. tr. 13. ISBN 978-0-521-54623-2.
  116. ^ a b Ford, H. C.; Butcher, H. (tháng 10 năm 1979). “The system of filaments in M87 – Evidence for matter falling into an active nucleus” [Các cấu trúc dạng sợi bên trong thiên hà M87 – Bằng chứng về sự di chuyển của vật chất tối đến nhân thiên hà hoạt động]. Astrophysical Journal Supplement Series. 41: 147–172. Bibcode:1979ApJS...41..147F. doi:10.1086/190613.
  117. ^ a b Harris, William E.; Harris, Gretchen L. H.; McLaughlin, Dean E. (tháng 5 năm 1998). “M87, Globular Clusters, and Galactic Winds: Issues in Giant Galaxy Formation” [M87, cụm sao cầu và gió thiên hà: Các vấn đề của quá trình hình thành thiên hà khổng lồ]. Tạp chí Thiên văn học. 115 (5): 1801–1822. arXiv:astro-ph/9801214. Bibcode:1998AJ....115.1801H. doi:10.1086/300322. Theo tác giả, độ kim loại trong phạm vi bán kính 3 kiloparsec tính từ trung tâm thiên hà là:
  118. ^ Tamura, N.; Sharples, R. M.; Arimoto, N.; và đồng nghiệp (2006). “A Subaru/Suprime-Cam wide-field survey of globular cluster populations around M87 – I. Observation, data analysis and luminosity function” [Một cuộc khảo sát trong phạm vi rộng của máy ảnh Subaru/Suprime về số lượng các cụm sao cầu quay quanh M87 – I. Quan sát, phân tích dữ liệu và phương trình độ sáng]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia]. 373 (2): 588–600. arXiv:astro-ph/0609067. Bibcode:2006MNRAS.373..588T. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11067.x. S2CID 15127905.
  119. ^ a b Madrid, J. P.; Harris, W. E.; Blakeslee, J. P.; Gómez, M. (2009). “Structural Parameters of the Messier 87 Globular Clusters” [Các thông số về cấu trúc của các cụm sao cầu trong Messier 87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 705 (1): 237–244. arXiv:0909.0272. Bibcode:2009ApJ...705..237M. doi:10.1088/0004-637X/705/1/237. S2CID 15019649. (Xem Hình 6. để biết sự khác nhau giữa bán kính hiệu dụng của cụm thiên hà so với khoảng cách đến tâm thiên hà.)
  120. ^ Caldwell, N.; Strader, J.; Romanowsky, A. J.; và đồng nghiệp (tháng 5 năm 2014). “A Globular Cluster Toward M87 with a Radial Velocity < -1000 km/s: The First Hypervelocity Cluster” [Một cụm sao cầu đang di chuyển về phía M87 với vận tốc xuyên tâm < -1000 km/s: Cụm sao siêu vận tốc đầu tiên]. The Astrophysical Journal Letters. 787 (1): L11. arXiv:1402.6319. Bibcode:2014ApJ...787L..11C. doi:10.1088/2041-8205/787/1/L11 (không hoạt động 15 tháng 1 năm 2021).Quản lý CS1: DOI không hoạt động tính đến 2021 (liên kết)
  121. ^ Zhang, H.X.; Peng, E. W.; Côté, P.; và đồng nghiệp (tháng 3 năm 2015). “The Next Generation Virgo Cluster Survey. VI. The Kinematics of Ultra-compact Dwarfs and Globular Clusters in M87” [Nghiên cứu về thế hệ kế tiếp của Cụm Xử Nữ. VI. Chuyển động của các thiên hà lùn siêu đặc và các cụm sao cầu bên trong M87]. Tạp chí Vật lý thiên văn. 802 (1): 30. arXiv:1501.03167. Bibcode:2015ApJ...802...30Z. doi:10.1088/0004-637X/802/1/30. S2CID 73517961. 30.
  122. ^ a b Côté, P.; và đồng nghiệp (tháng 7 năm 2004). “The ACS Virgo Cluster Survey. I. Introduction to the Survey” [Nghiên cứu của ACS về Cụm Xử nữ. I. Giới thiệu về cuộc nghiên cứu]. The Astrophysical Journal Supplement Series. 153 (1): 223–242. arXiv:astro-ph/0404138. Bibcode:2004ApJS..153..223C. doi:10.1086/421490. S2CID 18021414.
  123. ^ “Virgo Cluster” [Cụm Xử Nữ]. Dữ liệu ngoài thiên hà của NASA-IPAC. Lưu trữ bản gốc 10 tháng 11 năm 2013. Truy cập 25 tháng 12 năm 2012.
  124. ^ Binggeli, B.; Tammann, G. A.; Sandage, A. (tháng 8 năm 1987). “Studies of the Virgo cluster. VI – Morphological and kinematical structure of the Virgo cluster” [Các nghiên cứu về Cụm Xử Nữ. VI – Hình thái và cấu trúc động học của Cụm Xử Nữ]. Tạp chí Thiên văn học. 94: 251–277. Bibcode:1987AJ.....94..251B. doi:10.1086/114467.

Liên kết ngoài

[sửa | sửa mã nguồn]
Wikimedia Commons có thêm hình ảnh và phương tiện truyền tải về Messier 87.


Bài viết chọn lọc "Messier 87" là một bài viết chọn lọc của Wikipedia tiếng Việt.
Mời bạn xem phiên bản đã được bình chọn vào ngày 24 tháng 2 năm 2021 và so sánh sự khác biệt với phiên bản hiện tại.
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Messier_87&oldid=71492388”