Messier 87 (aussi dénommée M87, NGC 4486, ou radiogalaxie Virgo A) est une galaxie elliptique supergéante. Elle a été découverte en 1779 par l'astronome allemand Johann Gottfried Koehler. Située à de la Terre, c'est la plus grande et la plus lumineuse des galaxies de l'amas de la Vierge. Contrairement aux galaxies spirales en forme de disque, M87 n'a pas de et a une forme elliptique. En son cœur, elle possède un trou noir supermassif qui constitue l'élément principal d'un noyau galactique actif, une forte source de rayonnement dans toutes les longueurs d'onde particulièrement de micro-ondes. Un jet de plasma énergétique émerge du cœur et s'étend sur au moins .
NGC 4486 a été définie par Gérard de Vaucouleurs comme une galaxie de type morphologique E+0-1 dans son atlas des galaxiesAtlas des galaxies de Vaucouleurs sur le site du professeur Seligman, NGC 4486..
Les étoiles dans cette galaxie constituent environ un sixième de la masse totale de M87. Leur distribution est presque sphérique, tandis que leur densité décroît au fur et à mesure que l'on s'éloigne de son cœur. L'enveloppe galactique s'étend sur un rayon d'environ . Entre ces étoiles, on trouve un milieu interstellaire diffus de gaz enrichi en éléments chimiques produits à la suite de l'évolution stellaire. Toute poussière produite au sein de la galaxie est détruite dans les par l’émission de rayons X du cœur, bien que des observations optiques aient révélé des filaments de poussière. Orbitant au sein de la galaxie, on trouve une population anormale d'environ , à comparer avec les de la Voie lactée.
Étant la plus grande galaxie elliptique la plus proche de la Terre et l'une des plus brillantes radiosources du ciel, Messier 87 est une cible favorite d'observation pour les astronomes amateurs et d'étude pour les astronomes professionnels.
Historique des observations vignette|Schema de la classification d'Hubble. Cette galaxie a été découverte en 1779 par l'astronome allemand Johann Gottfried Koehler..
L'astronome français Charles Messier redécouvre cette galaxie le et il l'intègre à la troisième édition de son catalogue de 103 objets astronomiques ayant l'apparence de nébulosité qu'il publie en 1781. Cette liste fut créée afin d'identifier les objets pouvant être confondus avec des comètes. Par la suite, chaque objet a été précédé de la lettre « M ». M87 est donc le du catalogue Messier. Durant les années 1880, cette nébulosité sera référencée dans le comme NGC 4486. Ce catalogue de nébulosités et d'amas d'étoiles fut compilé par l'astronome irlando-danois John Dreyer en se basant sur les observations de l'astronome anglais John Herschel.
En 1918, l'astronome américain Heber Doust Curtis de l'observatoire Lick observa qu'il n'y avait pas de structure spirale dans Messier 87 et remarqua « un curieux rayon droit… apparemment connecté au noyau par une fine ligne de matière ». Ce rayon apparaissait plus lumineux à son extrémité intérieure. L'année suivante, la supernova SN 1919A fut observée dans la nébuleuse par un certain Balanowsky.. Elle a atteint la magnitude photographique de 21,5. Le type de cette supernova n'a pas été déterminé.
L'astronome américain Edwin Hubble catégorisa Messier 87 comme l'une des plus brillantes nébuleuses globulaires, parce qu'elle lui manquait une structure en spirale mais qu'elle semblait appartenir à la même famille des nébuleuses non galactiques comme les nébuleuses spirales. En 1926, il créa une nouvelle classification des nébuleuses, décrivant Messier 87 comme étant une nébuleuse elliptique extra-galactique sans aucune élongation apparente (classe E0). Jusqu'en 1931, Hubble identifia Messier 87 comme un membre de l'amas de la Vierge, pour lequel il estima provisoirement une distance d' de la Terre. À cette date, c'était le seul exemple connu de nébuleuse elliptique pour laquelle les étoiles pouvaient être résolues individuellement. Messier 87 continua à être appelée « nébuleuse extra-galactique » durant de nombreuses années, mais en 1956 elle fut reconnue comme étant une galaxie de type E0.
En 1947, une importante source radio fut localisée à l'endroit même de Messier 87, elle fut nommée « Virgo-A ». Cette source fut confirmée comme étant Messier 87 en 1953, et le jet sortant du cœur de cette nébuleuse extra-galactique comme en étant la cause. Ce jet part du cœur avec un angle de position de 260°, d'une distance angulaire de 20" avec une épaisseur angulaire de 2". L'astronome germano-américain Walter Baade découvrit que la lumière de ce jet était polarisée, ce qui suggérait que l'énergie était générée par l'accélération d'électrons se déplaçant à une vitesse relativiste dans un champ magnétique. L'énergie totale dissipée par ces électrons fut estimée à . En 1969-70, une composante très énergétique de l’émission radio fut trouvée très précisément dans l'alignement de la source optique du jet.
Le , le laboratoire américain Naval Research Laboratory lança une fusée Aerobee 150. Ce lancement permit de découvrir 7 sources de rayons X potentielles, incluant la première source de rayons X extragalactique, nommée « Virgo X-1 » puisqu'étant la première source détectée dans l'amas de la Vierge. Le , une autre fusée Aerobee lancée du pas de tir situé à White Sands confirma que la source Virgo X-1 était la radiogalaxie Messier 87. Des observations ultérieures en rayons X par le HEAO-1 et HEAO-2 montrèrent une source complexe qui incluait le noyau galactique actif de Messier 87. Cependant, il y a une faible concentration centrale de l’émission en rayons X.
Propriétés right|thumb|Emplacement de M87 (en haut à droite) dans la Vierge Messier 87 est située près de la limite Nord de la constellation de la Vierge, près de la constellation de la Chevelure de Bérénice. Elle se tient sur une ligne joignant les étoiles Epsilon Virginis et Beta Leonis. Cette galaxie, de magnitude apparente égale à 9,59, peut être observée avec un petit télescope de de diamètre. Visuellement, la galaxie s'étend sur une aire angulaire de , et le cœur sur 45″. Observer le jet est difficile sans aide photographique. Jusqu'en 1990, la seule observation visuelle connue du jet est attribuée à l'astronome russo-américain Otto Struve qui utilisa le télescope Hooker de de diamètre. Récemment, toutefois, il a été observé par des astronomes amateurs utilisant des télescopes de grand diamètre sous d'excellentes conditions atmosphériques.
Dans la classification de Hubble revue par De Vaucouleurs, Messier 87 est catégorisée comme une galaxie E0p. La désignation E0 est utilisée pour une galaxie elliptique ne montrant aucun aplatissement, c'est-à-dire que son profil semble sphérique. Le suffixe « p » indique une galaxie particulière qui ne remplit pas entièrement les caractéristiques de sa classe. Dans le cas de M87 cette particularité est due à la présence du jet relativiste provenant du cœur de la galaxie. Messier 87 est considérée comme une galaxie de type cD, c'est-à-dire une galaxie supergéante de classe D. Cette dernière catégorie, fut proposée initialement par l'astronome américain William W. Morgan en 1958, est une galaxie qui a un noyau ressemblant à ceux des galaxies elliptiques, entouré par une enveloppe diffuse, étendue et sans poussière.
La distance de Messier 87 a été estimée à l'aide de différentes techniques, dont la mesure de luminosité des nébuleuses planétaires, la comparaison avec d'autres galaxies dont la distance avait été estimée avec des bougies standards comme les céphéides, la distribution linéaire de la taille des amas globulaires, et la méthode du Sommet de la branche des géantes rouges utilisant la résolution individuelle des géantes rouges. La base de données NASA/IPAC rapporte une distance de basée sur un ensemble de près de 120 mesures.. Cette distance est en accord avec l'une des mesures les plus précises réalisée en 2019, soit . À cette distance, la taille de la partie visible de M87 est d'environ 129 kal. En réalité cependant, son halo galactique est beaucoup plus vaste et son diamètre atteindrait près de un million d'années-lumièreESO Giant Galaxy Messier 87 finally sized up.
+ Masse estimée Masse M☉ Rayon 2,4 3,0 6,0
La masse de Messier 87 dans un rayon de à partir du noyau augmente régulièrement d'environ d'un rapport r, où r est le rayon du noyau. Dans un rayon d', la masse équivaut à , soit le double de la masse de la Voie lactée. Toutefois, seule une fraction de cette masse est sous forme stellaire, puisque Messier 87 a un rapport masse/luminosité égal à . D'où environ un sixième de la masse de la galaxie est sous forme d'étoiles rayonnant de l'énergie. La masse totale de Messier 87 pourrait-être 200 fois celle de la Voie lactée. Le taux d'accrétion de gaz par la galaxie est de deux à trois M☉ par an, dont la majeure partie est accrétée par le noyau.
L'enveloppe stellaire étendue de cette galaxie atteint un diamètre d', à comparer avec les pour la Voie lactée. Au-delà de cette distance le bord extérieur de la galaxie a été tronqué par d'autres phénomènes, probablement une rencontre très perturbatrice, il y a 1 milliard d'années, avec la galaxie M84 qui s'est éloignée depuis, ou un effondrement de matière noire dans l'amas de galaxies environnant.
Il y a quelques preuves de courants stellaires linéaires au nord-ouest de la galaxie, qui pourraient avoir été créés par un effet de marée des autres galaxies de l'amas en orbite, où par une petite galaxie en collision avec Messier 87. Il a été établi que les galaxies M87 et sa voisine M86 tombent l'une vers l'autre et vont entrer en collision.
M87 est une galaxie LINER, c'est-à-dire une galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés. C'est aussi une galaxie active de type Seyfert.
Structure
M87*, le trou noir central
vignette|droite|Image du trou noir supermassif M87* et de son disque d'accrétion, le 10 avril 2019. vignette|Première image du trou noir et du jet, présentée en 2023. Au cœur de cette galaxie se trouve un trou noir supermassif (TNSM), nommé M87*., dont la masse est estimée à . C'est l'une des masses les plus importantes pour ce type d'objet. Son diamètre est de ., soit , ou Wolfram Alpha, ou encore environ 3 fois le diamètre de l'orbite moyenne de Pluton.
Autour de ce trou noir on trouve un disque d'accrétion de gaz ionisé, qui est orienté perpendiculairement au jet. Ce gaz orbite autour du trou noir à des vitesses allant jusqu'à . Le gaz tombe par accrétion dans le trou noir à un taux estimé à une masse solaire par dizaine d'années.
Le trou noir de M87 est décalé par rapport à son centre d’une distance d'. Ce décalage est orienté dans la direction opposée de la direction du jet, ce qui pourrait indiquer que le trou noir ait été éjecté du centre par le jet. Une autre possibilité est que ce décalage est intervenu durant la fusion de deux TNSM. Ces assertions sont toutefois à prendre au conditionnel : l'étude n'incluait pas les différences spectroscopiques entre les étoiles et le noyau galactique actif. Il est donc possible que la position apparente du centre de la galaxie vis-à-vis du trou noir soit mal interprétée par l'éclat optique du jet. En 2011, une étude de M87 n'a pas trouvé de déplacement statistiquement significatif.
Le , l'équipe de l'Event Horizon Telescope révèle la première image résolue d'un trou noir, ce qui est M87*.. Puis le , l'Observatoire européen austral, qui est le partenaire des principaux groupes internationaux de télescope, présente une image obtenue, après cinq ans de travail. L'équipe ayant intégré les observations de plusieurs télescopes réussit à observer tant l'ombre du trou noir au centre qu'un immense jet expulsé, sur une même image.
Population stellaire