Messier 87
Đặc điểm

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. 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. Còn trong lược đồ Yerkes (Morgan), M87 được xếp vào thiên hà loại cD. 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.
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" 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 và cuối cùng là "đỉnh của nhánh sao khổng lồ đỏ" (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).
| --- | --- |
Phạm vi kpc: Khối lượng ×1012 M☉
32: 2,4
44: 3,0
47: 5,7
50: 6,0
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. 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 và gấp đôi khối lượng Dải Ngân hà. 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. 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)). Tổng khối lượng của M87 có thể gấp 200 lần khối lượng của Dải Ngân hà.
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. Vùng ngoại vi thiên hà có bán kính 150 kilôparsec (490.000 năm ánh sáng), lớn hơn nhiều so với bán kính 100 kilôparsec (330.000 năm ánh sáng) của Dải Ngân hà. 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. 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. 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. M87 có ít nhất 50 thiên hà vệ tinh, hai trong số đó bao gồm NGC 4486B và NGC 4478.
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". 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 hoặc quá trình quang hoá tại vùng phía trong do tác động của chùm tia tương đối tính.
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. 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. 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. 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.