Вікіпедія

Мессьє 87

галактика в скупченні галактик у сузір'ї Діви
(Перенаправлено з NGC 4486)

Мессьє 87 (NGC 4486,Virgo A, Діва А) — велетенська еліптична галактика масою кілька мільярдів сонячних мас[3]. Одна з найбільших і наймасивніших галактик у локальному Всесвіті, вона має велику популяцію кулястих скупчень — близько 15 000 порівняно з 150-200, що обертаються навколо Чумацького Шляху, — і струмінь енергійної плазми. Її ізофокальний діаметр становить 40,55 кілопарсек (132 000 світлових років), а дифузна галактична оболонка простягається до радіуса близько 150 кілопарсек (490 000 світлових років), де вона вкорочується - можливо, внаслідок зіткнення з іншою галактикою. Її міжзоряне середовище складається з дифузного газу, збагаченого елементами, випромінюваними зорями, що еволюціонували. Це одне з найяскравіших радіоджерел у небі та популярний об'єкт спостережень як для аматорів, так і для професійних астрономів.

Мессьє 87
Відкриття Шарль Мессьє 18 березня 1781
Розташування (епоха J2000.0)
Сузір'я Діва
Пряме піднесення 12г 30х 49.42338с[1]
Схилення +12° 23′ 28.0439″[1]
Червоний зсув 0,004360
Променева швидкість 1307 км/с
Відстань 53,5 м
Видима зоряна величина (V) 8,6
Абсолютна зоряна величина (V) -22[3]
Яскравість поверхні (specify) 13,0
Характеристики
Габбл-тип E+0-1 pec, NLRG Sy[2]
Тип пекулярна галактика
Маса > 1012 M☉ M☉
Позначення
M 87, NGC 4486, PGC 41361, UGC 7654, MCG 2-32-105, 3C 274, Virgo A, ZWG 70.139, ARP 152, VCC 1316, IRAS12282+1240

Видимість ред.

 
Галактика М87 в сузір'ї Діви

М87 розташована біля межі максимального схилення сузір'я Діви, поруч із сузір'ям Волосся Вероніки. Щоб знайти галактику, треба провести уявну лінію від Епсилон Діви до Денеболи — М87 виявиться майже на середині цієї лінії. Поверхнева яскравіть галактики становить 12,9m. Кутовий розмір галактики — 7.2′ x 6.8′. Видимий діаметр ядра галактики становить 45″[4]. Спостереження джета М87 дуже складно без використання технологій астрофотографії[5]. До 1991 року американський астроном, що народився в Харкові Отто Струве був єдиним, хто візуально спостерігав джет даної галактики, використовуючи 254-сантиметровий телескоп Обсерваторії Маунт-Вілсон[6].

Історія спостережень ред.

У 1781 році французький астроном Шарль Мессьє опублікував каталог із 103 об’єктів, які мали вигляд туманностей. Він мав допомагати в ідентифікації об’єктів, які інакше можна було б сплутати з кометами. При подальшому використанні кожен запис каталогу мав префікс «М». Таким чином, M87 був вісімдесят сьомим об'єктом, занесеним до каталогу Мессьє[7]. У 1880-х роках об'єкт був включений до Нового загального каталогу туманностей і зоряних скупчень, складеному датсько-ірландським астрономом Джоном Дрейєром, який базується переважно на спостереженнях англійського астронома Джона Гершеля. Назва об'єкта в цьому каталозі - це NGC 4486[8].

У 1918 році американський астроном Гебер Кертіс з Лікської обсерваторії помітив відсутність спіральної структури M87 і спостерігав «цікавий прямий промінь... очевидно, з’єднаний з ядром тонкою лінією матерії». Найяскравішим промінь виявився поблизу центру Галактики[9]. Наступного року наднова SN 1919A в межах M87 досягла піку фотографічної зоряної величини 11,5m, хоча про цю подію не повідомлялося, доки фотопластинки не дослідив російський астроном Іннокентій А. Балановський у 1922 році[10][11].  

Ідентифікація як галактики ред.

 
У схемі класифікації галактик Габбла M87 є галактикою типу E0.

У 1922 році американський астроном Едвін Габбл класифікував M87 як одну з яскравих кульових туманностей, оскільки вона не мала жодної спіральної структури, але, як і спіральні туманності, належала до сімейства негалактичних туманностей[12]. У 1926 році він створив нову класифікацію, розрізняючи позагалактичні та галактичні туманності, перші були незалежними зоряними системами. M87 була класифікована як еліптична позагалактична туманність без видимої подовженості (клас E0)[13].

У 1931 році Габбл описав M87 як складову скупчення Діви та подав попередню оцінку відстані у 1.8 млн пк (5.9 св.р.). Тоді це була єдина відома еліптична туманність, у якій можна було розрізнити окремі зорі, хоча зазначалося, що кульові скупчення неможливо відрізнити від окремих зір на таких відстанях[14]. У своїй праці 1936 року «Царство туманностей» Габбл досліджує термінологію того часу; деякі астрономи називали позагалактичні туманності зовнішніми галактиками на підставі того, що вони були зоряними системами на великих відстанях від нашої власної галактики, тоді як інші віддавали перевагу загальноприйнятому терміну позагалактичні туманності, оскільки галактика в той час була синонімом Чумацького Шляху[15]. M87 продовжувала називатися позагалактичною туманністю принаймні до 1954 року[16][17].

Сучасні дослідження ред.

У 1947 році було ідентифіковано, що розташування відомого радіоджерела Virgo A покривається із розташуванням M87[18]. До 1953 року було підтверджено, що джерелом є M87, а як причину випромінювання було запропоновано лінійний релятивістський струмінь, що виходить із ядра галактики. Цей струмінь простягався від ядра під позиційним кутом 260° до кутової відстані 20", та мав кутову ширину 2"[16]. У 1969–1970 роках було виявлено, що сильна складова радіовипромінювання тісно пов’язана з оптичним джерелом струменя[19]. У 1966 році ракета Aerobee 150 Військово-морської науково-дослідної лабораторії США ідентифікувала Virgo X-1 - перше джерело рентгенівського випромінювання в Діві[20][21]. Ракета Aerobee стартувала з ракетного полігону Уайт-Сандс 7 липня 1967 року принесла додаткові докази того, що джерело Virgo X-1 була радіогалактикою M87[22]. Подальші рентгенівські спостереження Обсерваторії Астрономії Високих Енергій 1 (High Energy Astronomy Observatory 1) та Обсерваторії Айнштайна показали складне джерело, яке включало активне галактичне ядро M87[23]. Однак центральна концентрація рентгенівського випромінювання виявилась незначною[19].

M87 був важливим полігоном для випробування методів вимірювання маси центральних надмасивних чорних дір у галактиках. У 1978 році зоряно-динамічне моделювання розподілу маси в M87 дало докази існування центральної маси 5 млрд M☉[24]. Після встановлення коригувального оптичного модуля COSTAR на космічному телескопі Габбл у 1993 році спектрограф Hubble Faint Object Spectrograph (FOS) використовувався для вимірювання швидкості обертання диску йонізованого газу в центрі M87. Це були його «спостереження раннього випуску» призначені для перевірки наукової ефективності інструментів телескопу Габбл після ремонту. Дані FOS показали, що маса центральної чорної діри становить 2.4 млрд M☉, з точністю до 30%[25]. Кулясті скупчення в M87 також використовувалися для калібрування співвідношення металічності[26].

8 червня 2009 року — астрономи Карл Гебхардт і Єнс Томас деталізували результати своїх досліджень маси чорної діри в центрі галактики M 87 на американській Астрономічній конференції в Пасадені (Каліфорнія). Згідно з наданими даними маса чорної діри в 6,4 млрд разів більша від сонячної[27][28].

У 2010 році було виявлено, що чорна діра зміщена відносно геометричного центру (який визначається за центром видимої інтенсивності випромінювання) на 22 світлових роки[29].

У 2014 році американські вчені виявили кулясте скупчення HVGC-1, яке віддаляється від своєї рідної галактики зі швидкістю 50 тисяч кілометрів на хвилину[30].

Чорна діра в центрі М87 з масою 6,6 млрд сонячних мас пережила кілька спалахів активності у 2003—2007 роках[31].

M87 спостерігався телескопом Телескопом горизонту подій (EHT) протягом більшої частини 2017 року. Таким чином, було отримано безпосереднє зображення горизонту подій чорної діри в її центрі[32], а потім оприлюднено на прес-конференції у вказану дату випуску, відфільтрувавши з нього перше зображення тіні чорної діри[33].

В 2023 році, астрономи Каліфорнійського університету в Берклі змогли з високою точністю визначити масу чорної діри в ядрі галактики, оцінивши її в 5,4 мільярда мас Сонця. Під час спостережень телескопа Хаббл у 1995 році вперше було встановлено, що чорна діра M87 становить 2,4 мільярда сонячних мас. Астрономи зробили такий висновок, вимірявши швидкість газу, що обертається навколо чорної діри. Як відомо, небесні об’єкти, які можна спостерігати в телескоп, виглядають плоскими. Тепер астрономи вперше визначили тривимірну форму і побудували стереомодель еліптичної галактики M87[34].

Огляд ред.

У центрі галактики знаходиться надмасивна чорна діра, яка робить ядро галактики активним. Цей об'єкт є потужним джерелом різного випромінювання, особливо радіохвиль, а також породжує релятивістський струмінь (джет). Струмінь енергетичної плазми викидається з ядра і тягнеться як мінімум на 1500 парсек (4 900 св. років). 10 квітня 2019 року було опубліковано перше зображення цієї чорної діри[35]. На початку 2023 року вчені вперше сфотографували джет і його джерело разом[36].

 

На відміну від спіральних галактик, М 87 не має виражених смуг пилу і позбавлена будь-яких відмітних рис, а її яскравість, як у більшості типових еліптичних галактик, зменшується при збільшенні відстані від центру. Космічний пил, що сформувалася в галактиці, був розігнаний протягом 46 млн років рентгенівським випромінюванням, що виходить із ядра, хоча видимі філаменти пилу все ж присутні. зорі складають 1/6 від усієї маси цієї галактики. Щільність зір у М 87 зменшується при збільшенні відстані від її центру. У просторі між зорями розсіяно багато газу, збагаченого елементами, створеними зорями, що пройшли еволюцію. Має велику кількість кулястих скупчень — так, у М 87 їх налічується близько 12000, в той час як в Чумацькому Шляху міститься всього 150—200 подібних скупчень. Оболонка галактики має радіус приблизно 150 кілопарсеків (490 000 світлових років) і, можливо, відчуває вплив іншої галактики.

Характеристики ред.

 
Велике гало навколо М87

У модифікованій морфологічній класифікації галактик послідовності Хаббла французького астронома Жерара де Вокулера M87 класифікується як галактика E0p. "E0" означає еліптичну галактику, яка не є пласкою, тобто виглядає сферичною[37]. Суфікс "p" вказує на пекулярну галактику, яка не вписується в схему класифікації. В цьому випадку особливістю є наявність джету, що виходить із ядра[38]. У схемі Йеркса (Моргана) M87 класифікується як галактика типу cD[39][40]. Галактика типу D має еліптичне ядро, оточене великою дифузною оболонкою без пилу. Надгігант типу D називається галактикою типу cD[41].

Відстань до M87 було визначено за допомогою кількох незалежних методів. До них відносяться вимірювання світності планетарних туманностей, порівняння з найближчими галактиками, відстань до яких оцінюється за допомогою стандартних свічок, таких як змінні цефеїди, лінійний розподіл розмірів кульових скупчень та ін. Ці вимірювання узгоджуються одне з одним, і їхнє середньозважене значення дає оцінку відстані 16.4±0.5 Мпк[42].

M87 — одна з наймасивніших галактик у надскупченні Діви. Її діаметр оцінюється в 132 тис. св.р., що приблизно на 51% більше, ніж діаметр Чумацького Шляху[43]. У радіусі 32 кпк (100 000 св. р.) сумарна маса становить (2.4±0.6)×1012 мас Сонця[44], що вдвічі перевищує масу Чумацького Шляху[45]. Як і в інших галактиках, лише частину цієї маси складають зорі: M87 має оцінене співвідношення маси до світності 6.3 ± 0.8, тобто лише приблизно одну шосту маси галактики складають зорі[46]. Це співвідношення змінюється від 5 до 30, пропорційно r1.7 в районі 9–40 кпк (29 000–130 000 св. р.) від ядра[47]. Загальна маса M87 може бути у 200 разів більше маси Чумацького Шляху[48].

Темп акреції на ядро галактики становить 2-3 маси Сонця на рік[49]. Розширена зоряна оболонка цієї галактики досягає радіуса близько 150 кпк (490 000 св. р.)[50] у порівнянні з близько 100 кпк (330 000 св. р.) для Чумацького Шляху[51]. За межами цієї відстані зовнішній край галактики був урізаний певним чином, можливо, через зіткнення з іншою галактикою[52]. Внаслідок припливного розривання, матерія перетікає на галактику від галактик-супутників[53]. За оцінками, M87 має щонайменше 50 галактик-супутників, включно з NGC 4486B і NGC 4478[54][55].  

Спектр ядра M87 показує лінії випромінювання різних іонів, включаючи водень (HI, HII), гелій (HeI), кисень (OI, OII, OIII), азот (NI), магній (MgII) і сірку (SII). Інтенсивність ліній для слабо йонізованих атомів (таких як нейтральний атомарний кисень, OI) сильніша, ніж інтенсивність сильно іонізованих атомів (таких як двічі іонізований кисень, OIII). Ядро галактики з такими спектральними властивостями називається LINER, ця абревіатура, при перекладі з англійської мови, означає «галактичні ядра з емісійними лініями низької іонізації »[56][57]. Механізм і джерело іонізації з домінуванням слабкої лінії в LINER і M87 уточнюються[58].

Вважається, що еліптичні галактики, такі як M87, утворюються в результаті одного або кількох злиттів менших галактик[59]. Вони зазвичай містять відносно мало холодного міжзоряного газу (порівняно зі спіральними галактиками) і населені переважно старими зорями, а процес зореутворення майже не відбувається. Еліптична форма M87 підтримується випадковими орбітальними рухами зір, що входять до її складу, на відміну від більш впорядкованих обертальних рухів, які спостерігаються у спіральних галактиках, таких як Чумацький Шлях[60]. Використовуючи Дуже великий телескоп для вивчення рухів близько 300 планетарних туманностей, астрономи визначили, що M87 поглинула спіральну галактику середнього розміру протягом останнього мільярда років. Це призвело до того, що до M87 додалося кілька молодших, блакитніших зір. Характерні властивості спектра планетарних туманностей також дозволили астрономам визначити структуру гало М 87 та зробити висновок про збільшення розмірів цієї галактики[61][62].

Компоненти ред.

 
Зображення, що демонструє, як виглядала система M87 у всьому електромагнітному спектрі під час квітневої кампанії 2017 року Телескопа Горизонту Подій, щоб отримати перше зображення чорної діри. Для його створення було потрібно 19 різних інструментів на Землі та в космосі. Зображення показує величезні масштаби, охоплені чорною дірою та її спрямованим вперед струменем. На ньому показано зображення більшого струменя, зроблене телескопом ALMA (угорі ліворуч), у тому ж масштабі, що й видиме зображення космічного телескопа Хаббл (у центрі) та рентгенівське зображення Чандри (угорі праворуч)[63]

Надмасивна чорна діра M87 ред.

В ядрі галактики знаходиться надмасивна чорна діра масою близько 3,5± 0,8 млрд мас Сонця[64]. Це один з наймасивніших об'єктів, відомих науці. Вона вважалася наймасивнішим об'єктом такого роду, поки її рекорд не побили надмасивні чорні діри в галактиках NGC 3842 і NGC 4889 з масами в 9,7 і 27 млрд мас Сонця.

 
Зображення надмасивної чорної діри в ядрі галактики M 87, отримане з допомогою Телескопу горизонту подій (2019).

Диск навколо чорної діри обертається зі швидкістю близько 1000 км/с і досягає в розмірах 0,39 світлових років[65].

Спостереження показали, що надмасивна чорна діра ймовірно знаходиться не в центрі М87, а в стороні від нього, на відстані 23 св.р[66]. Підставою для цього припущення став протилежний напрямок одностороннього джета, це може означати, що чорна діра була зміщена з центру цим самим джетом. За іншою гіпотезою, причиною зміщення джета став процес злиття з іншою надмасивною чорною дірою[67]. Дослідження не включають в себе розпізнавання спектроскопії між зоряним і активним галактичним ядром. Можливо, що це лише оптичний спалах, породжений джетом. 2011 року аналізи М87 не виявили жодного статистично значного зміщення[68].

Джет ред.

 
Джет галактики М87, що простягається на 1.5 кпк від ядра

Релятивістський струмінь матерії, що виходить з ядра, простягається щонайменше на 1,5 кілопарсек (5,000 світлових років) від ядра і складається з матерії, викинутої з надмасивної чорної діри. Струмінь сильно колімінований і виглядає обмеженим до кута 60° на відстані 0,8 пк (2,6 світлових років) від ядра, приблизно до 16° на відстані двох парсеків (6,5 світлових років) і до 6-7° на відстані дванадцяти парсеків (39 світлових років)[69]. Його основа має діаметр 5,5 ± 0,4 радіуса Шварцшильда і, ймовірно, живиться від прогресуючого акреційного диска навколо надмасивної чорної діри, що обертається. Німецько-американський астроном Вальтер Бааде виявив, що світло від струменя було плоскополяризованим, що дозволяє припустити, що енергія генерується прискоренням електронів, які рухаються з релятивістськими швидкостями в магнітному полі. Загальна енергія цих електронів оцінюється в 5,1 × 1056 ерг (5,1 × 1049 Дж або 3,2 × 1068 еВ). Це приблизно в 1013 разів більше енергії, що виробляється у всьому Чумацькому Шляху за одну секунду, яка оцінюється в 5.1 × 1056 5 × 1036 Дж[70]. Струмінь оточений низькошвидкісним нерелятивістським компонентом. Існують докази існування зустрічного струменя, але він залишається невидимим із Землі через релятивістське проміння[71]. Струмінь прецесує, що призводить до того, що витікання формує гвинтовий візерунок на відстані до 1,6 парсека (5,2 світлових років). Частки викинутої матерії простягаються на 80 кілопарсек (260 000 світлових років).

Міжзоряне середовище ред.

Простір між зірками в M87 заповнений дифузним міжзоряним середовищем газу, який був хімічно збагачений елементами, викинутими із зірок, коли вони відійшли від головної послідовности. Вуглець і азот безперервно постачаються зорями середньої маси, коли вони проходять через асимптотичну гілку гігантів[72]. Важчі елементи від кисню до заліза утворюються в основному в результаті вибухів наднових у галактиці. Близько 60% важких елементів утворилися надновими зірками колапсу ядра, а решта – надновими зірками типу Ia[73].

Розподіл кисню в галактиці є приблизно рівномірним та становить близько половини надлишку кисню на Сонці, тоді як розподіл заліза досягає піку поблизу центру, де він наближається до сонячного значення надлишку заліза[74]. Оскільки кисень виробляється в основному надновими із колапсом ядра, які виникають на ранніх стадіях розвитку галактик і здебільшого у зовнішніх областях зореутворення[72], розподіл цих елементів свідчить про раннє збагачення міжзоряних галактик від наднових із колапсом ядра та безперервний внесок від наднових типуі Ia протягом всієї історії M87. Частка елементів з цих джерел є набагато меншим, ніж у Чумацькому Шляху[73].

Хоча M87 є еліптичною галактикою і тому не має пилових смуг спіральної галактики, у ній спостерігаються оптичні нитки, які утворює газ, що падає до ядра. Випромінювання, ймовірно, походить від збудження, викликаного ударом, коли падаючі газові потоки стикаються з рентгенівськими променями з області ядра[75]. Ці нитки мають масу приблизно 10 000 M☉. Галактику оточує розширена корона з гарячим газом низької щільності[76].

Кулясті скупчення ред.

M87 має аномально велику популяцію кульових скупчень. Огляд 2006 року на кутовій відстані 25 ′ від ядра оцінює, що на орбіті навколо M87 знаходиться 12,000 ± 800 кулястих скупчень[77], порівняно зі 150–200 у Чумацькому Шляху та навколо нього. За розподілом розмірів скупчення подібні до скупчень Чумацького Шляху, більшість із яких має ефективний радіус 1-6 пк. Розмір скупчень M87 поступово збільшується з віддаленням від центру галактики[78]. У радіусі 4 кпк від ядра металічність скупчення — надлишок елементів, крім водню та гелію — становить приблизно половину надлишку на Сонці. За межами цього радіуса металічність неухильно знижується зі збільшенням відстані скупчення від ядра[76]. Скупчення з низькою металічністю дещо більші, ніж ті, що багаті металами. У 2014 році HVGC-1, перше гіпершвидкісне кульове скупчення, було виявлено під час вильоту з M87 на висоті 2300 км/с. Вважалося, що втеча скупчення з такою високою швидкістю стала результатом близького зіткнення з подвійною надмасивною чорною дірою та подальшого гравітаційного відкиду від неї[79].

У M87 виявлено майже сотню ультракомпактних карликових галактик. Вони нагадують кульові скупчення, але мають діаметр принаймні 10 пк (33 св. р.), що набагато більше, ніж максимальний діаметр кульових скупчень. Поки що достеменно невідомо, чи є вони карликовими галактиками, захопленими M87, чи новим класом масивного кульового скупчення[80].

Міжгалактичне середовище ред.

 
Фотографія скупчення Діви (Європейська південна обсерваторія 2009). M87 видно внизу ліворуч, верхню половину зображення займає Ланцюг Маркаряна. Темні плями позначають місця розташування яскравих зір на передньому плані, які були видалені із зображення.
Докладніше: Скупчення галактик у сузір'ї Діви

M87 знаходиться поблизу (або в центрі) Скупчення Діви, тісно ущільненої структури з близько 2 000 галактик[81][82]. Воно утворює ядро більшого Надскупчення Діви, до якого входить Місцева група (включно з Чумацьким Шляхом), що є віддаленим членом[83]. Воно організоване щонайменше у три окремі підсистеми, пов'язані з трьома великими галактиками - M87, M49 і M86 - з основною підгрупою, що включає M87 (Діва A) і M49 (Діва B)[84]. Навколо M87 переважають еліптичні галактики та галактики S0. Ланцюжок еліптичних галактик приблизно вирівнюється зі струменем[85]. З точки зору маси, M87, ймовірно, є найбільшою, і в поєднанні з центральним положенням, здається, рухається дуже мало відносно скупчення в цілому. В одному дослідженні її визначено як центр скупчення[83]. Скупчення має розріджене газове середовище, яке випромінює рентгенівське випромінювання, температура якого знижується до середини[86]. Сукупна маса скупчення оцінюється від 0,15 до 1,5 × 1015 М☉[82].

Вимірювання руху цих внутрішньокластерних зоряних вибухових ("планетарних") туманностей між M87 і M86 свідчать про те, що ці дві галактики рухаються назустріч одна одній і що це може бути їхня перша зустріч. M87 могла взаємодіяти з M84, про що свідчить усічення зовнішнього гало M87 внаслідок приливних взаємодій. Усічення гало також могло бути спричинене стисненням через падіння невидимої маси на M87 з решти скупчення, що може бути гіпотетичною темною матерією. Третя можливість полягає в тому, що формування гало було вкорочене раннім зворотним зв'язком від активного галактичного ядра[83].

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Messier 87

Примітки ред.

  1. ↑ а б Lambert, S. B.; Gontier, A.-M. (January 2009). On radio source selection to define a stable celestial frame. Astronomy and Astrophysics. 493 (1): 317—323. Bibcode:2009A&A...493..317L. doi:10.1051/0004-6361:200810582.
  2. ↑ Results for NGC 4486. NASA/IPAC Extragalactic Database. California Institute of Technology. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 22 жовтня 2006. Select the «By Name» cell, then enter «NGC 4486» in the "Object Name: " field of the query form.
  3. ↑ а б Messier Object 87. Архів оригіналу за 15 лютого 2015. Процитовано 22.01.2014.
  4. ↑ Luginbuhl, Christian B.; Skiff, Brian A. (1998). Observing handbook and catalogue of deep sky objects (вид. 1st paperback ed). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-62556-2.
  5. ↑ Cooke, Antony (2005). Visual astronomy under dark skies: a new approach to observing deep space. Patrick Moore's practical astronomy series. London [Heidelberg]: Springer. ISBN 978-1-85233-901-2.
  6. ↑ Clark, Roger N. (1990). Visual astronomy of the deep sky. Cambridge ; New York : Cambridge, Mass: Cambridge University Press ; Sky Pub. Corp. ISBN 978-0-521-36155-2.
  7. ↑ Basu, B.; Chattopadhyay, T.; Biswas, S.N. An Introduction to Astrophysics. с. 278. ISBN 978-81-203-4071-8.
  8. ↑ Dreyer, J. L. E. (1 січня 1888). A New General Catalogue of Nebulæ and Clusters of Stars, being the Catalogue of the late Sir John F. W. Herschel, Bart, revised, corrected, and enlarged. Memoirs of the Royal Astronomical Society. Т. 49. с. 1. Процитовано 13 березня 2024.
  9. ↑ Curtis, H. D. (1 січня 1918). Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector. Publications of Lick Observatory. Т. 13. с. 9—42. Процитовано 13 березня 2024.
  10. ↑ Hubble, E. (1 жовтня 1923). MESSIER 87 AND BELANOWSKY'S NOVA. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Т. 35, № 207. с. 261—261. doi:10.1086/123332. ISSN 0004-6280. Процитовано 13 березня 2024.
  11. ↑ Shklovskii, I. S. (1 серпня 1980). Supernovae in Multiple Systems. Soviet Astronomy. Т. 24. с. 387—389. ISSN 0038-5301. Процитовано 13 березня 2024.
  12. ↑ Hubble, E. P. (1922-10). A general study of diffuse galactic nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 56. с. 162. doi:10.1086/142698. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 березня 2024.
  13. ↑ Hubble, E. P. (1926-12). Extragalactic nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 64. с. 321. doi:10.1086/143018. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 березня 2024.
  14. ↑ Hubble, Edwin; Humason, Milton L. (1931-07). The Velocity-Distance Relation among Extra-Galactic Nebulae. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 74. с. 43. doi:10.1086/143323. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 березня 2024.
  15. ↑ Hubble, E.P. (1936). The Realm of the Nebulae. с. 16—17. ISBN 978-0-300-02500-2.
  16. ↑ а б Baade, W.; Minkowski, R. (1954-01). On the Indentification of Radio Sources. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 119. с. 215. doi:10.1086/145813. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 березня 2024.
  17. ↑ Burbidge, G. R. (1956-09). On Synchrotron Radiation from Messier 87. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 124. с. 416. doi:10.1086/146237. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 березня 2024.
  18. ↑ Stanley, Gj; Slee, Ob (1950). Galactic Radiation at Radio Frequencies. II. The Discrete Sources. Australian Journal of Chemistry (англ.). Т. 3, № 2. с. 234. doi:10.1071/CH9500234. ISSN 0004-9425. Процитовано 13 березня 2024.
  19. ↑ а б Turland, B. D.; Scheuer, P. A. G. (1 лютого 1975). Observations of M87 at 5 GHz with the 5-km Telescope. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 170, № 2. с. 281—294. doi:10.1093/mnras/170.2.281. ISSN 0035-8711. Процитовано 13 березня 2024.
  20. ↑ A Brief History of High-Energy Astronomy: 1965–1969.
  21. ↑ Charles, Philip A.; Seward, Frederick D. (1995). Exploring the X-ray universe. Cambridge ; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-26182-1.
  22. ↑ Bradt, H.; Naranan, S.; Rappaport, S.; Spada, G. (1968-06). Celestial Positions of X-Ray Sources in Sagittarius. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 152. с. 1005. doi:10.1086/149613. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 березня 2024.
  23. ↑ Lea, S. M.; Mushotzky, R.; Holt, S. S. (1982-11). Einstein Observatory solid state spectrometer observations of M87 and the Virgo cluster. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 262. с. 24. doi:10.1086/160392. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 березня 2024.
  24. ↑ Sargent, W. L. W.; Young, P. J.; Lynds, C. R.; Boksenberg, A.; Shortridge, K.; Hartwick, F. D. A. (1978-05). Dynamical evidence for a central mass concentration in the galaxy M87. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 221. с. 731. doi:10.1086/156077. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 березня 2024.
  25. ↑ Harms, Richard J.; Ford, Holland C.; Tsvetanov, Zlatan I.; Hartig, George F.; Dressel, Linda L.; Kriss, Gerard A.; Bohlin, Ralph; Davidsen, Arthur F.; Margon, Bruce (1994-11). HST FOS spectroscopy of M87: Evidence for a disk of ionized gas around a massive black hole. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 435. с. L35. doi:10.1086/187588. ISSN 0004-637X. Процитовано 13 березня 2024.
  26. ↑ Forte, Juan C.; Faifer, Favio R.; Vega, E. Irene; Bassino, Lilia P.; Smith Castelli, Analía V.; Cellone, Sergio A.; Geisler, Douglas (11 травня 2013). Multicolour–metallicity relations from globular clusters in NGC 4486 (M87)★. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 431, № 2. с. 1405—1416. doi:10.1093/mnras/stt263. ISSN 1365-2966. Процитовано 13 березня 2024.
  27. ↑ Texas-Sized Computer Finds Most Massive Black Hole in Galaxy M 87 (англ.). Архів оригіналу за 1 червня 2012.
  28. ↑ Перерасчет масс: чёрная дыра больше, чем считали прежде (рос.). Архів оригіналу за 1 червня 2012.
  29. ↑ Чудеса чёрных дыр вскрыли ералаш в центрах галактик. Архів оригіналу за 12 червня 2010.
  30. ↑ HVGC-1: Astronomers Discover Hypervelocity Star Cluster (англ.). Sci-News.com. 1 травня 2014. Архів оригіналу за 5 травня 2014. Процитовано 11 квітня 2019.
  31. ↑ Астрономи з'ясували, чому деякі чорні діри «танцюють». Архів оригіналу за 25 серпня 2018. Процитовано 11 квітня 2019.
  32. ↑ The Event Horizon Telescope Collaboration; Akiyama, Kazunori; Alberdi, Antxon; Alef, Walter; Asada, Keiichi; Azulay, Rebecca; Baczko, Anne-Kathrin; Ball, David; Baloković, Mislav (10 квітня 2019). First M87 Event Horizon Telescope Results. IV. Imaging the Central Supermassive Black Hole. The Astrophysical Journal Letters. Т. 875, № 1. с. L4. doi:10.3847/2041-8213/ab0e85. ISSN 2041-8205. Процитовано 13 березня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  33. ↑ This Is the First Picture of a Black Hole. TIME (англ.). 9 квітня 2019. Процитовано 13 березня 2024.
  34. ↑ Вчені визначили 3D-форму велетенської галактики M87. // Герман Богапов. 14.04.2023
  35. ↑ Ученые показали первое изображение черной дыры. ТАСС. Архів оригіналу за 10 квітня 2019. Процитовано 10 квітня 2019.
  36. ↑ Чорну діру M87 і її масивний джет вперше в історії сфотографували разом. // Анатолій Шевченко. 28.04.2023
  37. ↑ Park, Kyung-Suk ; Chun, Mun-Suk (1987). Dynamical Structure of NGC 4486.
  38. ↑ Jones, Mark H.; Lambourne, Robert J.; Adams, D. J., ред. (2004). An introduction to galaxies and cosmology. Milton Keynes : Cambridge, UK ; New York: Open University ; Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-83738-5. OCLC 55988284.
  39. ↑ Zurawski, V. R.; Kohr, W. J.; Foster, J. F. (30 грудня 1975). Conformational properties of bovine plasma albumin with a cleaved internal peptide bond. Biochemistry. Т. 14, № 26. с. 5579—5586. doi:10.1021/bi00697a007. ISSN 0006-2960. PMID 1086. Процитовано 2 квітня 2024.
  40. ↑ Chakrabarty, D. (1 травня 2007). Mass modelling with minimum kinematic information. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 377, № 1. с. 30—40. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11583.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 2 квітня 2024.
  41. ↑ Oemler, A., Jr. (1976-11). The structure of elliptical and cD galaxies. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 209. с. 693. doi:10.1086/154769. ISSN 0004-637X. Процитовано 2 квітня 2024.
  42. ↑ Bird, S.; Harris, W. E.; Blakeslee, J. P.; Flynn, C. (2010-12). The inner halo of M 87: a first direct view of the red-giant population. Astronomy & Astrophysics. Т. 524. с. A71. doi:10.1051/0004-6361/201014876. ISSN 0004-6361. Процитовано 2 квітня 2024.
  43. ↑ By Name | NASA/IPAC Extragalactic Database. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 2 квітня 2024.
  44. ↑ Wu, Xiaoan; Tremaine, Scott (20 травня 2006). Deriving the Mass Distribution of M87 from Globular Clusters. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 643, № 1. с. 210—221. doi:10.1086/501515. ISSN 0004-637X. Процитовано 2 квітня 2024.
  45. ↑ Battaglia, Giuseppina; Helmi, Amina; Morrison, Heather; Harding, Paul; Olszewski, Edward W.; Mateo, Mario; Freeman, Kenneth C.; Norris, John; Shectman, Stephen A. (2005-12). 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 (англ.). Т. 364, № 2. с. 433—442. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09367.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 2 квітня 2024.
  46. ↑ Gebhardt, Karl; Thomas, Jens (1 серпня 2009). THE BLACK HOLE MASS, STELLAR MASS-TO-LIGHT RATIO, AND DARK HALO IN M87. The Astrophysical Journal. Т. 700, № 2. с. 1690—1701. doi:10.1088/0004-637X/700/2/1690. ISSN 0004-637X. Процитовано 2 квітня 2024.
  47. ↑ Cohen, Judith G.; Ryzhov, Anton (1997-09). The Dynamics of the M87 Globular Cluster System. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 486, № 1. с. 230—241. doi:10.1086/304518. ISSN 0004-637X. Процитовано 2 квітня 2024.
  48. ↑ Leverington, David (2000). New cosmic horizons: space astronomy from the V2 to the Hubble Space Telescope. Cambridge: Cambridge Univ. Press. ISBN 978-0-521-65833-1.
  49. ↑ Burns, J. O.; White, R. A.; Haynes, M. P. (1981-08). A search for neutral hydrogen in D and cD galaxies. The Astronomical Journal. Т. 86. с. 1120. doi:10.1086/112992. Процитовано 2 квітня 2024.
  50. ↑ Doherty, M.; Arnaboldi, M.; Das, P.; Gerhard, O.; Aguerri, J. A. L.; Ciardullo, R.; Feldmeier, J. J.; Freeman, K. C.; Jacoby, G. H. (2009-08). The edge of the M 87 halo and the kinematics of the diffuse light in the Virgo cluster core. Astronomy & Astrophysics. Т. 502, № 3. с. 771—786. doi:10.1051/0004-6361/200811532. ISSN 0004-6361. Процитовано 2 квітня 2024.
  51. ↑ Bland-Hawthorn, Joss; Freeman, Ken (7 січня 2000). The Baryon Halo of the Milky Way: A Fossil Record of Its Formation. Science (англ.). Т. 287, № 5450. с. 79—84. doi:10.1126/science.287.5450.79. ISSN 0036-8075. Процитовано 2 квітня 2024.
  52. ↑ Galaxy's Outer Halo Lopped Off: Discovery News. web.archive.org. 23 серпня 2009. Процитовано 2 квітня 2024.
  53. ↑ Janowiecki, Steven; Mihos, J. Christopher; Harding, Paul; Feldmeier, John J.; Rudick, Craig; Morrison, Heather (1 червня 2010). DIFFUSE TIDAL STRUCTURES IN THE HALOS OF VIRGO ELLIPTICALS. The Astrophysical Journal. Т. 715, № 2. с. 972—985. doi:10.1088/0004-637X/715/2/972. ISSN 0004-637X. Процитовано 2 квітня 2024.
  54. ↑ Oldham, L. J.; Evans, N. W. (11 жовтня 2016). Is there substructure around M87?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 462, № 1. с. 298—306. doi:10.1093/mnras/stw1574. ISSN 0035-8711. Процитовано 2 квітня 2024.
  55. ↑ Fischer, Daniel; Duerbeck, Hilmar W.; Fischer, Daniel (1998). Hubble revisited: new images from the discovery machine. New York [Heidelberg]: Copernicus. ISBN 978-0-387-98551-0.
  56. ↑ Tsvetanov, Z. I.; Hartig, G. F.; Ford, H. C.; Kriss, G. A.; Dopita, M. A.; Dressel, L. L.; Harms, R. J. (1999). Röser, Hermann-Josef; Meisenheimer, Klaus (ред.). The nuclear spectrum of M 87. The Radio Galaxy Messier 87 (англ.). Т. 530. Springer Berlin Heidelberg. с. 307—312. doi:10.1007/bfb0106442. ISBN 978-3-540-66209-9.
  57. ↑ Dopita, Michael A.; Koratkar, Anuradha P.; Allen, Mark G.; Tsvetanov, Zlatan I.; Ford, Holland C.; Bicknell, Geoffrey V.; Sutherland, Ralph S. (20 листопада 1997). The LINER Nucleus of M87: A Shock‐excited Dissipative Accretion Disk. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 490, № 1. с. 202—215. doi:10.1086/304862. ISSN 0004-637X. Процитовано 2 квітня 2024.
  58. ↑ Sabra, Bassem M.; Shields, Joseph C.; Ho, Luis C.; Barth, Aaron J.; Filippenko, Alexei V. (10 лютого 2003). Emission and Absorption in the M87 LINER. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 584, № 1. с. 164—175. doi:10.1086/345664. ISSN 0004-637X. Процитовано 2 квітня 2024.
  59. ↑ Dehnen, Walter (1999). Röser, Hermann-Josef; Meisenheimer, Klaus (ред.). M 87 as a galaxy. The Radio Galaxy Messier 87 (англ.). Т. 530. Springer Berlin Heidelberg. с. 31—42. doi:10.1007/bfb0106415. ISBN 978-3-540-66209-9.
  60. ↑ Steinicke, Wolfgang; Jakiel, Richard (2007). Galaxies and how to observe them. Astronomers' observing guides. London: Springer. ISBN 978-1-85233-752-0.
  61. ↑ Giant Galaxy is Still Growing. European Southern Observatory. Архів оригіналу за 25 червня 2015. Процитовано 25 червня 2015.
  62. ↑ Longobardi, A; Arnobaldi, M; Gerhard, O; Mihos, J C. The build-up of the cD halo of M87 - evidence for accretion in the last Gyr. arXiv.org. Cornell University Library. Архів оригіналу за 7 листопада 2015. Процитовано 25 червня 2015.
  63. ↑ (Пресреліз). {{cite press release}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
  64. ↑ The M87 Black Hole Mass from Gas-dynamical Models of Space Telescope Imaging Spectrograph Observations. arXiv.org. The University of Texas at Austin. Архів оригіналу за 11 січня 2017. Процитовано 26 квітня 2013.
  65. ↑ Macchetto, F.; Marconi, A.; Axon, D. J.; Capetti, A.; Sparks, W.; Crane, P. (10 листопада 1997). The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 489, № 2. с. 579—600. doi:10.1086/304823. ISSN 0004-637X. Процитовано 2 квітня 2024.
  66. ↑ Batcheldor, D.; Robinson, A.; Axon, D. J.; Perlman, E. S.; Merritt, D. (1 липня 2010). A DISPLACED SUPERMASSIVE BLACK HOLE IN M87. The Astrophysical Journal. Т. 717, № 1. с. L6—L10. doi:10.1088/2041-8205/717/1/L6. ISSN 2041-8205. Процитовано 2 квітня 2024.
  67. ↑ Black Hole Shoved Aside, Along With 'central' Dogma - Science News. web.archive.org. 28 травня 2010. Процитовано 2 квітня 2024.
  68. ↑ López-Navas, E; Prieto, M A (1 листопада 2018). The photocentre-AGN displacement: is M87 actually harbouring a displaced supermassive black hole?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 480, № 3. с. 4099—4112. doi:10.1093/mnras/sty2148. ISSN 0035-8711. Процитовано 2 квітня 2024.
  69. ↑ Doeleman, S.S.; Fish, V.L.; Schenck, D.E.; Beaudoin, C.; Blundell, R.; Bower, G.C.; Broderick, A.E.; Chamberlin, R.; Freund, R.; Friberg, P.; Gurwell, M.A.; Ho, P.T.P.; Honma, M.; Inoue, M.; Krichbaum, T.P.; Lamb, J.; Loeb, A.; Lonsdale, C.; Marrone, D.P.; Moran, J.M.; Oyama, T.; Plambeck, R.; Primiani, R.A.; Rogers, A.E.E.; Smythe, D.L.; Soohoo, J.; Strittmatter, P.; Tilanus, R.P.J.; Titus, M.; Weintroub, J. (October 2012). Jet-Launching Structure Resolved Near the Supermassive Black Hole in M87. Science. 338 (6105): 355—358. arXiv:1210.6132. Bibcode:2012Sci...338..355D. doi:10.1126/science.1224768. PMID 23019611. S2CID 37585603.
  70. ↑ Baldwin, J. E.; Smith, F. G. (August 1956). Radio emission from the extragalactic nebula M87. The Observatory. 76: 141—144. Bibcode:1956Obs....76..141B.
  71. ↑ van den Bergh, S. (September 1999). The local group of galaxies. The Astronomy and Astrophysics Review. 9 (3–4): 273—318. Bibcode:1999A&ARv...9..273V. doi:10.1007/s001590050019. S2CID 119392899.
  72. ↑ а б Werner, N.; Durret, F.; Ohashi, T.; Schindler, S.; Wiersma, R. P. C. (2008-02). Observations of Metals in the Intra-Cluster Medium. Space Science Reviews (англ.). Т. 134, № 1-4. с. 337—362. doi:10.1007/s11214-008-9320-9. ISSN 0038-6308. Процитовано 2 квітня 2024.
  73. ↑ а б Werner, N.; Böhringer, H.; Kaastra, J. S.; de Plaa, J.; Simionescu, A.; Vink, J. (2006-11). XMM-Newton high-resolution spectroscopy reveals the chemical evolution of M 87. Astronomy & Astrophysics. Т. 459, № 2. с. 353—360. doi:10.1051/0004-6361:20065678. ISSN 0004-6361. Процитовано 2 квітня 2024.
  74. ↑ Finoguenov, A.; Matsushita, K.; Böhringer, H.; Ikebe, Y.; Arnaud, M. (2002-01). X-ray evidence for spectroscopic diversity of type Ia supernovae:: XMM observation of the elemental abundance pattern in M 87. Astronomy & Astrophysics. Т. 381, № 1. с. 21—31. doi:10.1051/0004-6361:20011477. ISSN 0004-6361. Процитовано 2 квітня 2024.
  75. ↑ Ford, H. C.; Butcher, H. (1979-10). The system of filaments in M87 - Evidence for matter falling into an active nucleus. The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.). Т. 41. с. 147. doi:10.1086/190613. ISSN 0067-0049. Процитовано 2 квітня 2024.
  76. ↑ а б Harris, William E.; Harris, Gretchen L. H.; McLaughlin, Dean E. (1998-05). M87, Globular Clusters, and Galactic Winds: Issues in Giant Galaxy Formation. The Astronomical Journal. Т. 115, № 5. с. 1801—1822. doi:10.1086/300322. Процитовано 2 квітня 2024.
  77. ↑ Tamura, N.; Sharples, R. M.; Arimoto, N.; Onodera, M.; Ohta, K.; Yamada, Y. (1 грудня 2006). A Subaru/Suprime-Cam wide-field survey of globular cluster populations around M87 - I. Observation, data analysis and luminosity function. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 373, № 2. с. 588—600. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11067.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 2 квітня 2024.
  78. ↑ Madrid, Juan P.; Harris, William E.; Blakeslee, John P.; Gómez, Matías (1 листопада 2009). STRUCTURAL PARAMETERS OF THE MESSIER 87 GLOBULAR CLUSTERS. The Astrophysical Journal. Т. 705, № 1. с. 237—244. doi:10.1088/0004-637X/705/1/237. ISSN 0004-637X. Процитовано 2 квітня 2024.
  79. ↑ Caldwell, Nelson; Strader, Jay; Romanowsky, Aaron J.; Brodie, Jean P.; Moore, Ben; Diemand, Jurg; Martizzi, Davide (20 травня 2014). A GLOBULAR CLUSTER TOWARD M87 WITH A RADIAL VELOCITY < − 1000 km s −1 : THE FIRST HYPERVELOCITY CLUSTER. The Astrophysical Journal Letters. Т. 787, № 1. с. L11. doi:10.1088/2041-8205/787/1/L11. ISSN 2041-8205. Процитовано 2 квітня 2024.
  80. ↑ Zhang, Hong-Xin; Peng, Eric W.; Côté, Patrick; Liu, Chengze; Ferrarese, Laura; Cuillandre, Jean-Charles; Caldwell, Nelson; Gwyn, Stephen D. J.; Jordán, Andrés (18 березня 2015). THE NEXT GENERATION VIRGO CLUSTER SURVEY. VI. THE KINEMATICS OF ULTRA-COMPACT DWARFS AND GLOBULAR CLUSTERS IN M87. The Astrophysical Journal. Т. 802, № 1. с. 30. doi:10.1088/0004-637X/802/1/30. ISSN 1538-4357. Процитовано 2 квітня 2024.
  81. ↑ Chakrabarty, Dalia (1 травня 2007). Mass modelling with minimum kinematic information. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Т. 377. с. 30—40. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11583.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 29 березня 2024.
  82. ↑ а б Côté, Patrick; Blakeslee, John P.; Ferrarese, Laura; Jordán, Andrés; Mei, Simona; Merritt, David; Milosavljević, Miloš; Peng, Eric W.; Tonry, John L. (1 липня 2004). The ACS Virgo Cluster Survey. I. Introduction to the Survey. The Astrophysical Journal Supplement Series. Т. 153. с. 223—242. doi:10.1086/421490. ISSN 0067-0049. Процитовано 29 березня 2024.
  83. ↑ а б в Doherty, M.; Arnaboldi, M.; Das, P.; Gerhard, O.; Aguerri, J. A. L.; Ciardullo, R.; Feldmeier, J. J.; Freeman, K. C.; Jacoby, G. H. (1 серпня 2009). The edge of the M 87 halo and the kinematics of the diffuse light in the Virgo cluster core. Astronomy and Astrophysics. Т. 502. с. 771—786. doi:10.1051/0004-6361/200811532. ISSN 0004-6361. Процитовано 29 березня 2024.
  84. ↑ Virgo Cluster. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 29 березня 2024.
  85. ↑ Binggeli, Bruno; Tammann, G. A.; Sandage, Allan (1 серпня 1987). Studies of the Virgo Cluster. VI. Morphological and Kinematical Structure of the Virgo Cluster. The Astronomical Journal. Т. 94. с. 251. doi:10.1086/114467. ISSN 0004-6256. Процитовано 29 березня 2024.
  86. ↑ Shi, Y.; Rieke, G. H.; Hines, D. C.; Gordon, K. D.; Egami, E. (1 лютого 2007). Thermal and Nonthermal Infrared Emission from M87. The Astrophysical Journal. Т. 655. с. 781—789. doi:10.1086/510188. ISSN 0004-637X. Процитовано 29 березня 2024.

Зовнішні посилання ред.

Навігатори ред.



◄ NGC 4482 | NGC 4483 | NGC 4484 | NGC 4485 | NGC 4486 | NGC 4487 | NGC 4488 | NGC 4489 | NGC 4490 ►

Координати:   12г 30м 49.4с, +12° 23′ 28″

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Мессьє_87&oldid=42395760