室女 A 星系，又稱梅西耶 87，簡稱 M87，一名 NGC 4486，是室女座的巨型橢圓星系，也是銀河系附近質量最大的星系之一。此星系擁有幾項受矚目的特性，第一，其球狀星團數量特別多M87 星系裡共含 12000 個球狀星團，參考之下，環繞銀河系的球狀星團數量為 150200 個。其二，該星系由核心發出一道向外延伸約 1500 秒差距（4900 光年）的高能電漿噴流，運動速度達相對論速度，與光速已相當接近。M87 是天空中最明亮的電波源之一，也是專業及業餘天文學者所熱衷於觀測和研究的目標。 法國天文學家查爾斯梅西耶於 1781 年發現 M87。熱愛彗星觀測的梅西耶當時是為了協助同好避免在觀測時常誤將彗星與其他天體混淆，所以編製一份星雲列表，M87 名列表上編號第 87 個。M87 是室女星系團北方次明亮的星系，距離地球 1640 萬秒差距（5350 萬光年）。和盤狀的螺旋星系不同的是，M87 並沒有明顯塵埃帶 ，外觀呈橢圓形，幾乎沒有任何特殊形狀，亮度分佈和典型的橢圓星系一樣，由星系中心向外遞減，越外亮度越暗。M87 的恆星佔其質量大約六分之一，呈球狀對稱分佈，恆星分佈密度，由星系核心向外呈遞減，越靠外圍的恆星密度越低。位在星系中心是其超大質量黑洞，也是活躍星系核的主成分，該天體在各波段都發出強烈輻射，尤其電波波段。M87 的星系外殼（galactic envelope）延展寬達 150kpc（49 萬光年）遠，然後中斷，中斷原因可能是和另一星系發生碰撞。恆星之間有瀰散星際介質氣體，豐富的化學元素是由演化後期恆星（evolved star）貢獻。 1997 年在德國泰根塞曾以「電波星系 M87」為主題舉辦過一次學術專門討論會；20 年後，為了慶祝「宇宙噴流發現百週年」，2016 年天文學家再度匯集於臺灣臺北，擴大討論黑洞、噴流、宇宙學相關領域最新研究進展。 觀測歷史 1781 年，法國天文學家梅西耶出版了一份天體目錄，其中羅列 103 個看起來像星雲的天體。這份天體目錄的目的是給對尋找彗星有興趣的人參考用，列出最可能與彗星混淆之天體。後來使用時，目錄中每個專案編號前都加上了梅西耶的姓氏開頭字母 M－－例如，M87 是這份梅西耶星體列表的第 87 號。在 1880 年代，此編號為 M87 的星雲獲列入星雲和星團新總表成為編號 NGC4486 號天體。該版新總表由愛爾蘭天文學家約翰德雷爾彙編，主要內容採用英國天文學家約翰赫歇爾之觀測資料。 1918 年，美國利克天文臺天文學家希伯柯蒂斯觀測發現，M87 沒有旋臂結構，並且他注意到「一束奇怪的直射線 一道由物質組成的細線明顯與核相連」。光束的明亮端出現在內側。次年，M87 裡的超新星爆發達到 215 照相星等，但該次超新星事件並沒有公開報告，這個超新星爆發直到 1922 年俄國天文學家因洛肯齊A克倫諾夫斯基（Innokentii A Balanowski）檢查當時該片時才獲發現。 按美國天文學家埃德溫哈伯的分類，M87 屬於明亮的球狀星雲類，因為它完全沒有旋臂狀結構，但似乎與非銀河系星雲的螺旋星雲同屬一類。1926 年，哈伯製作一個新的星雲分類，M87 被歸類為沒有明顯伸長（E0 型）的橢圓河外星雲。到 1931 年，哈伯確定 M87 為室女座星系團的成員之一，因此，他給 M87 暫定了一個估算距離，與地球距離是 180 萬秒差距。當時 M87 是橢圓星雲中已知可以角解析到個別恆星的唯一例子。 隨後許多年，M87 仍繼續獲稱為河外星雲，但到 1956 年，它已被確定歸類為 E0 型星系。 1947 年，發現一個明顯的電波源位置確定和 M87 位置重疊，這電波源稱為處女座 A（VirgoA）。 1953 年證實處女座 A 電波源就是 M87，電波源發出的輻射可能是從星系核心發出的線性相對論噴流造成。噴流由星系核心 260 方位角位置向外延展了 20 角距離，角幅為 2。在 1969 年至 70 年間發現電波輻射中有相當強的成分分量和可見光波段的噴流發射源位置極為靠近。 1965 年 4 月，美國海軍研究實驗室發射了一枚，火箭上配備了一對蓋革計數器。在這次太空任務中，結果發現了 7 個可能的 X 射線源，包括 X 射線觀測史上的第一個河外 X 射線源；這在室女座偵測到的第一個 X 射線源，即命名為處女座（Virgo X1）。後來，又於 1967 年 7 月 7 日從白沙飛彈靶場發射的空蜂 150 觀測火箭，取得進一步證據顯示，室女座 X1 也是電波星系 M87。隨後的 HEAO1 和愛因斯坦衛星所執行的 X 射線觀測則呈現出一個複雜的射線源，其中包括 M87 的活躍星系核。 不過，中心的 X 射線輻射卻不明顯。 可見度 M87 位於室女座的赤緯較高處、近傍邊界，緊貼在後髮座旁。若把東次將和五帝座一畫一條線相連，M87 就在這條線大約一半的位置上。Epsilon Virginis is at celestial coordinates α δ Denebola is at α δ The midpoint of the pair is at α δ Compare to the coordinates of Messier 87 α δ 視星等達 959 的 M87 星系，用 6 公分（24 英寸）口徑的望遠鏡就很容易能觀測得到，它橫跨的角區域相當於 72 角分 68 角分，明亮中心核，有 45 角秒。沒有攝影儀器輔助下，要觀測噴流可能相當不易。在 1991 年以前，有一位俄裔美國天文學家奧託斯特魯維，是已知唯一一位曾以肉眼見過噴流的人，當時他所用的是口徑 25 米（100 英寸）的虎克式望遠鏡。 然而，近年來，在極佳條件下，以較大型的業餘天文望遠鏡也能觀測到噴流。 法國天文學家熱拉爾佛科留斯將哈伯序列的星系分類修改，新版中，M87 歸類為 E0p 星系，E0 指定用來顯示非扁平，亦即呈球狀的橢圓星系，其後加上一個字尾 P 字母，代表它有點特別，無法直接適切套入任何一種分類；在 M87 案例中，其特殊性現象是因為星系核發射出噴流。 星系形態學則視 M87 為 cD 型星系，是超巨大的 D 型星系。cD 型星系，首先於 1958 年由美國天文學家威廉摩根提出，具有橢圓型的核，核外由一寬廣、無塵埃，瀰漫的包層包圍。 M87 的距離已經透過幾種獨立的技術估算，包括光度法（行星狀星雲的光度做測量）、比較法（與鄰近距離已知的星系做比較，已知距離是透過造父變星這種標準燭光確定的）、球狀星團的線性分佈法 a，紅巨星分支法（使用個別已獲解析的紅巨星的距離），這些測量所得到的值彼此一致，加權平均後得到的平均距離估計值是 16405 百萬秒差距（5350 萬光年 163 萬光年）。 M87 星系是鄰近宇宙質量最大的星系之一。此星系幅寬 12 萬光年，和銀河系相等，但 M87 是球體，不是扁平的螺旋狀。因此，按有些計演算法估計，其質量應接近 27 兆太陽質量。 在 M87 核心 940 百萬秒差距（29130 百萬光年）半徑範圍內，其質量與半徑比例約為 r17（r 為半徑，即與核的距離）。 在距離核心 32 千秒差距（相當於 10 萬光年）半徑範圍內，質量估計為（24 06） 1012 太陽質量，是銀河系質量兩倍。 其中僅小部分質量來自恆星，因為 M87 星系的質量光度比值按估計約為 63 08，此值代表意思是星系質量只有 16 來自於「有輻射出能量的恆星」之形式，推算而得的 M87 星系總質量可能為銀河系 200 倍。 質量半徑表 質量 1012 M（單位：太陽質量） 半徑 （單位：千秒差距，kpc） 24 32 30 44 57 47 60 50 氣體落入 M87 星系之速率約每年 23 個太陽質量，這大部分可吸積至星系核心區域。星系的恆星外殼（stellar envelope）向外延展距離大約為 150 秒差距（49 萬光年），相較之下，銀河系恆星外殼大約是 100 秒差距（330 光年） 。超過這個距離以外之星系外緣，因某些原因，呈現截斷；或可能是早期與另一星系碰撞。星系西北部有恆星流的特徵，可能是由環繞在周圍的星系因潮汐剝離產生，或因小型衛星星系朝 M87 下落而造成。在星系東北外部看到的絲狀熱電離氣體可能是遭 M87 破壞的一個具有豐富氣體含量的小星系，其物質將成為活躍星系核的饋源。 使用甚大望遠鏡對針對將近 300 個行星狀星雲之運動所做研究結果顯示，過去十億年間，M87 曾吃下一個中型星系。 The authors give a metallicity of begin smallmatrixleft frac FeHright 03end smallmatrix within a 3 kpc radius of the galactic core 行星狀星雲因具有獨特光譜特性，讓天文學家可善用，並發現 M87 銀暈裡之「倒 V 字型」結構特徵，乃是被扯損星系的相空間混合不完整造成。 組成 此星系的核心是超大質量黑洞（SMBH），其質量按不同估計法，從（3508）109 太陽質量，到（6604）109 太陽質量，各家論述不同。在同類天體中，已知它是其中之一。有一電離氣體旋轉盤環繞黑洞，和相對論性噴流近乎垂直。旋轉盤的運動速度達每秒 1000 公里， 盤面寬 012 秒差距（039 光年）。估計黑洞氣體的速率約等於每 10 年吞下一個太陽質量（也可換算而等於每天吃下 91 個地球質量）。 觀測表示，M87 黑洞可能與星系中心有大約 25 秒差距（82 光年）的位移。位移是在單側噴流的反方向，這可能表示黑洞受噴流作用而自中心向外加速運動。另一種會發生位移的可能來自兩個超大質量黑洞合併。這些發現必須謹慎以對。因其研究尚不包括恆星和活躍星系核組成間的光譜差異。因此，有可能，星系中心和黑洞看起來的相對位置存有因對噴流本身光學閃焰誤解的因素。 2011 年對 M87 所做分析，並未發現有任何統計上達顯著標準的位移。 See Fig 6 for a plot of the effective cluster radius versus galactocentric distance 像 M87 星系這樣，歸類為活躍型橢圓星系的星系，一般認為其成因是一或多個較小星系之間的合併。這類星系到現階段所剩餘之塵埃量少，不足形成瀰漫星雲並製造新恆星，其恆星族群的組成成員以較年老的第二星族恆星為主，主要是氫和氦，其他元素較少。外觀上的橢圓形狀由其恆星成員之隨機軌道運動維持，相形之下，在像銀河系這樣的螺旋星系中所發現的軌道運動是比較規律而非隨機。 在 M87 星系裡的恆星際空間充斥著瀰漫星際介質氣體，是恆星演化至主序星晚期、壽命結束時所噴發富含化學元素的氣體。其碳和氮元素由演化到漸近巨星分支之中等質量恆星源源供應，氧和鐵等較重元素主要是由星系中的超新星爆炸產生，約佔 60％的重元素是由超新星核心塌縮產生，其餘來自 Ia 型超新星爆發。因此，由這些元素的大致分佈可知，一方面，M87 早期的化學豐度是由超新星核心塌縮供應的，但論豐度則遠低於銀河系，另一方面，無論 M87 星系的早或近期，其星際介質持續是由 Ia 型超新星爆發供應。 由遠紅外線波段觀測顯示 M87 星系在波長 25 微米以上波段，有過量輻射。一般而言這類輻射代表的是暖灰塵發出的熱輻射。然而，在 M87，這輻射似乎完全可以用噴流同步輻射來解釋。在該星系中，因為星系核發出 X 射線輻射，估計矽顆粒並無法存活超過 4 千 600 萬年。這類塵埃在惡劣環境下可能會被破壞，或從星系中被逐出境外。星系中塵埃總質量不超過 70000 倍太陽質量，相較之下，銀河系所含塵埃量大約是一億倍（108）太陽質量。 在距核心 4000 秒差距（1 萬 3000 光年）以內區域，金屬豐度約為太陽一半左右（天文學家將除了氫和氦以外的元素皆稱為金屬元素），超過這個範圍以外，金屬豐度與相對於星系核心之距離穩定呈反比，越遠豐度越低。 雖然 M87 是歸類為橢圓星系，因此，並沒有螺旋星系的塵埃帶，但 M87 觀測中曾出現 optical 絲狀，絲狀物質估計質量約 1 萬倍太陽質量。星系外圍環繞著向外延伸、高熱、低密度，氣體，像日冕狀。 M87 裡有異常大量的球狀星團。據 2006 年量測，距離星系核心 25 角分之區域內，估計有 12000 800 個球狀星團以規律軌道環繞 M87 星系 ，銀河系的球狀星團則只有 150200 個，差異極大。這些星團的大小分佈和銀河系相似，多數有效半徑為 1〜6 秒差距之間。M87 裡的星團大小隨著距離核心越遠而漸增。2014 年首度觀測發現到的超高速球狀星團，就正在從 M87 星系逃逸出走。這項發現表示，在 M87 核心的是兩個超大黑洞，而不是一個。這兩個超大質量黑洞是源自於很久以前的兩個星系之碰撞，結果二星系合併成單一巨大星系。 M87 裡的組成還包括超緻密矮星系，它與球狀星團類似，但直徑在 10 秒差距（33 光年）以上，這比球狀星團最大不超過 3 秒差距（10 光年）之上限大得多。目前還不清楚超緻密矮星系的性質，是否為 M87 所捕獲的矮星系，或是另一類新的巨大球狀星團。M87 有數以千計的球狀星團，其中近百個是超緻密矮星系。 球狀星團 據 2006 年量測，距離核心 25處，估計有 12000 800 個球狀星團環繞著 M87 。與銀河系有 150200 個環繞的球狀星團相比，M87 有著異常大量的球狀星團成員（可能是已知有最多星團環繞的星系）。以球狀星團數量分佈推論估計在 M87 核心 32000 秒差距範圍內的質量約是 26 03 M 噴流 相對論性噴流，自 M87 核心向外延伸至少達 1500 秒差距（5000 光年），組成物是一個超大質量黑洞所噴發出來的物質。此噴流呈現高度，在 08 秒差距（26 光年）看來不超過 60，在 2 秒差距（65 光年）的距離時則不超過 16，在 12 秒差距（39 光年）距離時不超過 67 度角。噴流的基底處直徑大約 5504 史瓦西半徑。噴流能量可能來自一個以順向盤旋於一個自旋黑洞的盤。 關於有沒有證據顯示它的反向噴流，這部分特徵因為從地球角度看，受效應影響，證據是看不到的。因為噴流旋進，導致其外流形成螺旋狀，大約 16 秒差距（52 光年）。從噴流朝外呈葉瓣型延展的兩片物質分佈範圍，達 77000 秒差距（25 萬光年）之遠。 德裔美籍天文學家沃爾特巴德發現噴流輻射的光是平面偏振，表明這是由在相對論速度下的加速電子於磁場中移動所產生的能量。這些電子的總能量輸出估計為 511056 爾格 （或 511049 焦耳或 321068 電子伏特）。與之相較，整個銀河系產出能量估計約為每秒 51036 焦耳。 1999 年哈伯太空望遠鏡拍攝之照片，測得 M87 噴流運動速度達光速 46 倍。據推測，這是因噴流的相對論速度引起的錯覺，並不是真正的超光速運動。另一方面，偵測到這樣的運動也支援了一種理論所說，其實類星體、蠍虎座 BL 型天體和電波星系等現象，（即所謂活躍星系核），三者可能全是同一種東西，只不過在不同角度下看到不同的特徵。有學者曾提出假設，M87 實際上或許可能是一個蠍虎座 BL 天體（其特徵是宿主星系的亮度高，星系核亮度低，對比明顯），只要由反方向角度觀測它便會得到蠍虎座 BL 天體的屬性。 錢德拉 X 射線天文臺的觀測顯示 M87 輻射出熱 X 射線的氣體圈和環，這些圈和環是滲入星系團和環繞著 M87 的氣體因壓力波而引起的。壓力波則是由超大質量黑洞噴流丟擲物質的速率變化造成的。 圈的分佈指出大約每 600 萬年可能會發生一次小噴發，有一個環繞著黑洞，直徑 85000 光年的衝擊波 環是由一次主要的噴發所造成。其他被觀察到的明顯特徵還有長達 10 萬光年，散發出 X 射線的 狹窄細絲，和在 7000 萬年前爆發的熱氣體中的一個巨大空洞。規律的爆發使大量氣體無法冷卻並形成 恆星，這暗示 M87 的演化因而受到嚴重影響，使它不能成為巨大的螺旋星系。觀測也暗示著那裡有聲波：較小的爆發所發出的聲音比中央 C 低 56 個八度音，大型爆發則產生比中央 C 低 5859 個八度音的聲音 M87 也是強烈的伽瑪射線源，伽瑪射線是電磁波頻譜中能量最高的，能量是可見光的百萬倍。1990 年後期就曾觀測到 M87 發出伽瑪射線，到 2006 年使用 HESS 契倫可夫望遠鏡觀測已測量到來自 M87 的伽瑪射線呈現如潮汐般起伏變化，週期約每幾天就發生一次。因週期短，伽瑪射線源為何的矛頭因而指向了 M87 星系中心超大質量黑洞之鄰近區域。 一般來說，輻射源直徑越小亮度變化越快。反之亦然。 噴流上有一名為 HST1 的物質結，哈伯太空望遠鏡和錢德拉 X 射線天文臺一直持續在追蹤關注，這個結距離星系核心約 65 秒差距（210 光年），2006 年時，這個 HST1 結的 X 射線強度，曾在 4 年間暴增 50 倍，隨後呈變異式衰減。 核心黑洞 一如多數的星系，室女 A 星系的核心是一個超大質量黑洞，此黑洞又稱 M87。室女 A 星系中心的超大質量黑洞，有 66 億太陽的質量，其黑洞事件視界的角直徑為 8μas，或為「海王星軌道的 4 倍」。 2019 年 4 月 10 日，一張由望遠鏡於 2017 年拍攝的室女 A 星系的核心黑洞的照片發布，迄今這張照片是史上第一張。這張照片顯示了黑洞的陰影，這個黑洞陰影的周遭為不對稱且直徑約為的環狀結構所圍繞；而這個黑洞的陰影大小，為其史瓦西半徑的 26 倍左右；而觀測到的黑洞結構，符合廣義相對論的預測。 黑洞質量估計 在 1918 年，利克天文臺的天文學家希伯柯蒂斯首度發現來自室女 A 星系的物質噴流，被描述為「古怪的直線光束」。這道由黑洞造成的噴流自 M87 核心向外延伸至少 5000 光年，事實上，精確而言，噴流的來源位置是圍繞著室女 A 星系核心快速旋轉的氣體盤（即其吸積盤）。在 1994 年時，天文學家認為室女 A 星系核心的超大質量黑洞大約 30 億個太陽質量 3109M。 2009 年，美國天文物理學家卡爾蓋哈特（Karl Gebhardt）與德國研究夥伴延斯託馬斯（Jens Thomas）在美國加州帕薩迪納的「美國天文學會」（American Astronomical Society）會議發表：位於室女 A 星系（Messier 87 Galaxy）中心的黑洞質量是 64 億個太陽質量（64109M），兩學者之發現係藉助德州大學（University of Texas）「德州先進運算中心」（Texas Advanced Computing Center）使用 5000 個運算節點的 7500 個 CPU 小時，大量模擬計算恆星軌道資料庫而得。 2011 年，蓋哈特等天文學家使用夏威夷毛納基峰上的雙子星天文臺觀測資料，計算得知室女 A 星系中心黑洞質量為 66 億太陽質量，這使 M87 中心黑洞成為當時所知的質量最大黑洞，也成為數十年內人類可望真正 看到 黑洞的頭號最佳人選。 黑洞陰影觀測 室女 A 星系的中心黑洞是已知質量最大黑洞之一，因其與地球距離為 5 千 5 百萬光年，相對較近，也是數十年內人類可望真正看到黑洞的優良觀測物件。迄今天文學家一直不斷努力於取得黑洞存在之直接證據，如果透過特長基線干涉法在次毫米波段相連遍佈世界三大洲許多天文望遠鏡成一巨大望遠鏡，黑洞的事件視界成像力將提升不少，藉環繞 M87 中心黑洞周圍的一圈明亮氣體盤為底色映襯，望遠鏡可望拍下黑洞之事件視界完全不發光的陰影（黑洞存在的直接證據）。由臺灣中央研究院天文及天文物理研究所主導的格陵蘭望遠鏡（Greenland Telescope）計畫，首要目標就是黑洞剪影觀測，可印證黑洞存在，並瞭解黑洞周圍的物理環境。由事件視界望遠鏡觀測，已經可以看到高解析度黑洞的成像。 2017 年，人類首次成功拍攝 M87 黑洞照片。2018 年 4 月 14 日至 15 日，天文學家又為 M87 黑洞拍攝了一張全景照片。2023 年 4 月，經過五年的沖洗和分析，M87 黑洞全景照片正式對外公佈。 周遭環境 M87 這個巨大橢圓星系位於室女星系團中心附近。成員繁多的星系團共有 2000 個星系，並且是更大的室女座超星系團之核心部分，室女座超星系團也包括本星系群，因此銀河系也算是該超星系團的週邊成員之一。 室女星系團分為至少三個次集團，與之相關的三個星系個別是 M87、M49 、M86，以 M87 為中心的次集團稱為室女 A，以 M49 為中心的稱為室女 B。鄰近於 M87 的星系以橢圓星系和 S0 型星系為主，有一串橢圓星系沿 M87 噴流排列。按質量，M87 是這個星系團的主要成員，因此相對於星系團整體，M87 似乎鮮少移動。 事實上，M87 獲定義為星系團中心。室女星系團有一個稀疏的氣體包層輻射出 X 射線，溫度愈近星系團的中心越低，M87 位置在星系團中心。 星系團總共質量估計約為 015 151015 倍太陽質量。 按照 M87 和 M86 之間的行星狀星雲運動測量顯示，這兩個星系正互相靠近，可能成為兩星系的首度碰觸。過去 M87 可能碰觸過 M84，潮汐效應造成 M87 外圍暈截斷之現象就成為了支援此一說法的證據。然而，這個外暈截斷的情形還有另一可能原因，譬如按推測尤其有可能是暗物質造成一些看不見的質量從星系團其他部分朝向 M87 落入。第三種造成暈形成被中斷之可能原因是，位於 M87 星系核心的活動星系核早期回饋。 X 射線發射圈和環 錢德拉 X 射線天文臺的觀測顯示 M87 輻射出熱 X 射線的氣體圈和環，這些圈和環是滲入星系團和環繞著 M87 的氣體因壓力波而引起的。壓力波則是由超大質量黑洞噴流丟擲物質的速率變化造成的。圈的分佈建議大約每 600 萬年發生一次小的爆發，有一個環繞著黑洞，直徑 85000 光年的激震波環是由一次主要的噴發所造成。其他被觀察到的明顯特徵還有長達 10 萬光年，散發出 X 射線的狹窄細絲，和在 7000 萬年前爆發的熱氣體中的一個巨大空洞。規律的爆發阻礙了大量氣體的儲存和冷卻成為恆星，暗示著 M87 的演化受到的嚴重的影響，使它不能成為巨大的螺旋星系。 觀測也暗示著聲波的出現：較小的爆發發出比中央 C 低 56 個八度音的聲音，主要的爆發則產生比中央 C 低 5859 個八度音的聲音 Chandra Reviews Black Hole Musical Epic But OffKey October 2006。 M87 也被發現是強烈的 X 射線源，是鄰近宇宙最值得研究的電波星系。 伽瑪射線發射 M87 也是一個非常良好的伽瑪射線 γ 射線源，伽瑪射線是電磁波頻譜中能量最高的，能量是可見光的百萬倍。從 1990 年的後期就觀測到 γ 射線，但到最近才使用 HESS 契倫可夫望遠鏡觀測。科學家測量到來自 M87 的 γ 射線有如潮汐般的變動，並且發現只要幾天就會變動一次。 流行文化 電影「星際大戰」系列有部分人物被設定出身自此星系。 相關條目 NGC 1316：在中心有超大質量黑洞的相似星系。 新地球：在影集異世奇人 2006 年的劇情中，存在於 M87 內的一顆行星。 外部連結 Messier 87 SEDS Messier pages Simbad data on M87 ESAHubble News Release ESAHubble images of M87 Amateur Images of M87 Jet Wikiskyorg SDSS image M87 參考資料 Messier 087 Messier 087 Messier 087 Messier 087 Messier 087 087 Messier 087 07654 41316 152 274