Aller au contenu

« M87 (galaxie) » : différence entre les versions

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Navigation interactive dans l’historique
← Modification précédenteModification suivante →
Contenu supprimé Contenu ajouté
VisuelWikicode
Traduction des références 1ere partie
Fin de la traduction
Ligne 5 : Ligne 5 :
| date_découverte=[[1781]]
| date_découverte=[[1781]]
| désignations=M87,<br /> [[New General Catalogue|NGC]] 4486,<br />[[Uppsala General Catalogue|UGC]] 7654,<br />[[Catalogue of Principal Galaxies|PGC]] 41316
| désignations=M87,<br /> [[New General Catalogue|NGC]] 4486,<br />[[Uppsala General Catalogue|UGC]] 7654,<br />[[Catalogue of Principal Galaxies|PGC]] 41316
| type=[[Galaxie]] E0-1
| type=[[Galaxie]] E0-1<ref name=ned/>
| constel=[[Vierge (constellation)|Vierge]]
| constel=[[Vierge (constellation)|Vierge]]
| constel_lat=Virgo
| constel_lat=Virgo
| constel_abrv=Vir
| constel_abrv=Vir
| ascdroite={{ascension droite|12|30|49,4233}}
| ascdroite={{ascension droite|12|30|49,4233}}<ref name=aaa493_1/>
| decl={{déc|+12|23|28,043}}
| decl={{déc|+12|23|28,043}}<ref name=aaa493_1/>
| dist_al=55 (± 1) millions
| dist_al=55 (± 1) millions |distance notes=<ref name=aaa524_1/>
| dist_parsec=17 ± 0,31 millions
| dist_parsec=17 ± 0,31 millions
| localisation=amas de la vierge
| localisation=amas de la vierge
| magn_a=9,59
| magn_a=9,59<ref name=ned/>
| dim_a=7,58'
| dim_a=7,58'<ref name=ned/>
| masse_sol=4 000 milliard
| masse_sol=4 000 milliard
| dim_r=1 200 000
| dim_r=1 200 000
Ligne 46 : Ligne 46 :
-->
-->
==Historique des observations==
==Historique des observations==
En 1781, l'astronome français [[Charles Messier]] publie un [[Catalogue Messier|catalogue]] de 103 objets astronomiques ayant l'apparence de nébulosité. Cette liste fut créée afin d'identifier les objets pouvant être confondu avec des [[comète]]s. Par confort d'usage, chaque objet est précédé de la lettre « M ». M87 est le 87{{ème}} objet du catalogue Messier<ref name=basu03/>. Durant les années 1880, cette nébulosité sera référencée dans le ''{{lang|en|[[New General Catalogue]]}}'' comme NGC 4486. Cette compilation de nébulosité et d'amas d'étoile fut compilée par l'astronome [[Irlande (île)|irlando]]-[[Danemark|danois]] [[John Louis Emil Dreyer|John Dreyer]] qui s'était basé sur les observations de l'astronome anglais [[John Herschel]]<ref name=mras49/>.
En 1781, l'astronome français [[Charles Messier]] publie un [[Catalogue Messier|catalogue]] de 103 objets astronomiques ayant l'apparence de nébulosité. Cette liste fut créée afin d'identifier les objets pouvant être confondu avec des [[comète]]s. Par la suite, chaque objet a été précédé de la lettre « M ». M87 est le 87{{ème}} objet du catalogue Messier<ref name=basu03/>. Durant les années 1880, cette nébulosité sera référencée dans le ''{{lang|en|[[New General Catalogue]]}}'' comme NGC 4486. Ce catalogue de nébulosité et d'amas d'étoiles fut compilé par l'astronome [[Irlande (île)|irlando]]-[[Danemark|danois]] [[John Louis Emil Dreyer|John Dreyer]] en se basant sur les observations de l'astronome anglais [[John Herschel]]<ref name=mras49/>.


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<ref name=plo13/>. L'année suivante, une [[supernova]] fut observé dans la nébuleuse, elle atteint la [[magnitude|magnitude photographique]] de 21,5<ref name=pasp35_207/>{{,}}<ref name=sa24/>.
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<ref name=plo13/>. L'année suivante, une [[supernova]] fut observée dans la nébuleuse, elle atteint la [[magnitude|magnitude photographique]] de 21,5<ref name=pasp35_207/>{{,}}<ref name=sa24/>.


<!--
<!--
American astronomer [[Edwin Hubble]] categorized Messier 87 as one of the brighter globular nebulae, as it lacked any spiral structure but appeared to belong to the same family of non-galactic nebulae as spiral nebulae<ref name=apj56/>. In 1926 he produced a new categorization of nebulae, with Messier 87 being classified as a type of elliptical extra-galactic nebula with no apparent elongation (class E0)<ref name=apj64/>. By 1931, Hubble had identified Messier 87 as a member of the [[Virgo cluster]], for which he gave a provisional estimate of 1.8 million [[parsecs]] from Earth. At the time it was the only known example of an elliptical nebula for which individual stars could be resolved<ref name=apj74/>. Messier 87 continued to be called an extragalactic nebula for many years thereafter, but by 1956 it was identified as an E0-type galaxy<ref name=apj124_416/>.
American astronomer [[Edwin Hubble]] categorized Messier 87 as one of the brighter globular nebulae, as it lacked any spiral structure but appeared to belong to the same family of non-galactic nebulae as spiral nebulae<ref name=apj56/>. In 1926 he produced a new categorization of nebulae, with Messier 87 being classified as a type of elliptical extra-galactic nebula with no apparent elongation (class E0)<ref name=apj64/>. By 1931, Hubble had identified Messier 87 as a member of the [[Virgo cluster]], for which he gave a provisional estimate of 1.8 million [[parsecs]] from Earth. At the time it was the only known example of an elliptical nebula for which individual stars could be resolved<ref name=apj74/>. Messier 87 continued to be called an extragalactic nebula for many years thereafter, but by 1956 it was identified as an E0-type galaxy<ref name=apj124_416/>.
-->
-->
L'astronome américain [[Edwin Hubble]] catégorisa Messier 87 comme l'une des plus brillante nébuleuse globulaire, 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<ref name=apj56/>. En 1926, il créa une nouvelle classification des nébuleuses, avec Messier 87 comme étant une nébuleuse elliptique extra-galactique sans aucune élongation apparente [[Séquence de Hubble|classe E0]]<ref name=apj64/>. Jusqu'en 1931, Hubble identifia Messier 87 comme un membre de l'[[amas de la Vierge]], pour lequel il estima provisoirement un distance de {{unité|1.8|million de [[parsec]]s}} de la Terre. À cette date, c'était le seul exemple connu de nébuleuse elliptique pour laquelle les étoiles pouvaient être [[Pouvoir de résolution|résolues]] individuellement<ref name=apj74/>. Messier 87 continua à être appelé « nébuleuse extra-galactique » durant de nombreuses années, mais en 1956 elle fut identifié comme étant une galaxie de type E0<ref name=apj124_416/>.
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<ref name=apj56/>. En 1926, il créa une nouvelle classification des nébuleuses, décrivant Messier 87 comme étant une nébuleuse elliptique extra-galactique sans aucune élongation apparente [[Séquence de Hubble|classe E0]]<ref name=apj64/>. Jusqu'en 1931, Hubble identifia Messier 87 comme un membre de l'[[amas de la Vierge]], pour lequel il estima provisoirement une distance de {{unité|1.8|million de [[parsec]]s}} de la Terre. À cette date, c'était le seul exemple connu de nébuleuse elliptique pour laquelle les étoiles pouvaient être [[Pouvoir de résolution|résolues]] individuellement<ref name=apj74/>. Messier 87 continua à être appelée « nébuleuse extra-galactique » durant de nombreuses années, mais en 1956 elle fut identifiée comme étant une galaxie de type E0<ref name=apj124_416/>.


<!--
<!--
In 1947, a prominent [[radio astronomy|radio]] source was identified overlapping the location of Messier 87, and this was labeled Virgo-A<ref name=ajsra3/>. This source was confirmed to be Messier 87 by 1953, and the linear [[Relativistic jet|jet]] emerging from the core of this extragalactic nebula was suggested as the cause. This jet extended from the core at a [[position angle]] of 260° to an [[angular distance]] of 20″ with an angular width of 2″<ref name=apj119/>. German-American astronomer [[Walter Baade]] found that the light from this jet is [[plane polarized]], which suggested that the energy was being generated by the acceleration of electrons moving at [[relativistic velocities]] in a [[magnetic field]]. The total energy output of these electrons was estimated as {{nowrap|5 × 10<sup>56</sup> [[Electron volt|eV]]}}<ref name=observatory76/>. In 1969-70, a strong component of the radio emission was found to closely align with the optical source of the jet<ref name=mnras170/>.
In 1947, a prominent [[radio astronomy|radio]] source was identified overlapping the location of Messier 87, and this was labeled Virgo-A<ref name=ajsra3/>. This source was confirmed to be Messier 87 by 1953, and the linear [[Relativistic jet|jet]] emerging from the core of this extragalactic nebula was suggested as the cause. This jet extended from the core at a [[position angle]] of 260° to an [[angular distance]] of 20″ with an angular width of 2″<ref name=apj119/>. German-American astronomer [[Walter Baade]] found that the light from this jet is [[plane polarized]], which suggested that the energy was being generated by the acceleration of electrons moving at [[relativistic velocities]] in a [[magnetic field]]. The total energy output of these electrons was estimated as {{nowrap|5 × 10<sup>56</sup> [[Electron volt|eV]]}}<ref name=observatory76/>. In 1969-70, a strong component of the radio emission was found to closely align with the optical source of the jet<ref name=mnras170/>.
-->
-->
En 1947, une importante source [[Radioastronomie|radio]] fut localisée à l'endroit même de Messier 87, elle fut nommée « Virgo-A »<ref name=ajsra3/>. Cette source fut confirmée comme étant Messier 87 en 1953, et le [[Jet (astrophysique)|jet]] sortant du cœur de cette nébuleuse extra-galactique comme en étant la cause. Ce jet s'étend du cœur avec un {{lien|angle de position|lang=en|trad=position angle}} de 260[[Degré (angle)|°]], d'une distance angulaire de 20[[secondes d’arc|"]] avec une épaisseur angulaire de 2[[secondes d’arc|"]]<ref name=apj119/>. L'astronome germano-américain [[Walter Baade]] découvrit que la lumière de ce jet était [[lumière polarisée|polarisée]], ce qui suggérait que l'énergie était générée par l'accélération d'électron se déplaçant à une [[Relativité restreinte|vitesse relativiste]] dans un [[champ magnétique]]. L'énergie totale dissipée par ces électrons fut estimée à {{unité|5|e=56|[[Electron volt|eV]]}}<ref name=observatory76/>. En 1969-70, un élément fort de l’émission radio fut trouvé très précisément dans l'alignement de la source optique du jet<ref name=mnras170/>.
En 1947, une importante source [[Radioastronomie|radio]] fut localisée à l'endroit même de Messier 87, elle fut nommée « Virgo-A »<ref name=ajsra3/>. Cette source fut confirmée comme étant Messier 87 en 1953, et le [[Jet (astrophysique)|jet]] sortant du cœur de cette nébuleuse extra-galactique comme en étant la cause. Ce jet s'étend du cœur avec un {{lien|angle de position|lang=en|trad=position angle}} de 260[[Degré (angle)|°]], d'une distance angulaire de 20[[secondes d’arc|"]] avec une épaisseur angulaire de 2[[secondes d’arc|"]]<ref name=apj119/>. L'astronome germano-américain [[Walter Baade]] découvrit que la lumière de ce jet était [[lumière polarisée|polarisée]], ce qui suggérait que l'énergie était générée par l'accélération d'électron se déplaçant à une [[Relativité restreinte|vitesse relativiste]] dans un [[champ magnétique]]. L'énergie totale dissipée par ces électrons fut estimée à {{unité|5|e=56|[[Electron volt|eV]]}}<ref name=observatory76/>. En 1969-70, un important élément de l’émission radio fut trouvé très précisément dans l'alignement de la source optique du jet<ref name=mnras170/>.


<!--
<!--
The [[US Naval Research Laboratory]] group launched an [[Aerobee]] 150 on April 25, 1965. This flight discovered seven candidate X-ray sources, including the first extragalactic X-ray source; designated Virgo X-1 as the first X-ray source detected in Virgo<ref name=charles95/>. A later [[Aerobee]] rocket launched from [[White Sands Missile Range]] on July 7, 1967, yielded further evidence that the source Virgo X-1 was the radio galaxy Messier 87<ref name=bradt68/>. Subsequent X-ray observations by the [[HEAO 1]] and [[Einstein Observatory]] showed a complex source that included the [[active galactic nucleus]] of Messier 87<ref name=apj262/>. However, there is little central concentration of the X-ray emission<ref name=mnras170/>.
The [[US Naval Research Laboratory]] group launched an [[Aerobee]] 150 on April 25, 1965. This flight discovered seven candidate X-ray sources, including the first extragalactic X-ray source; designated Virgo X-1 as the first X-ray source detected in Virgo<ref name=charles95/>. A later [[Aerobee]] rocket launched from [[White Sands Missile Range]] on July 7, 1967, yielded further evidence that the source Virgo X-1 was the radio galaxy Messier 87<ref name=bradt68/>. Subsequent X-ray observations by the [[HEAO 1]] and [[Einstein Observatory]] showed a complex source that included the [[active galactic nucleus]] of Messier 87<ref name=apj262/>. However, there is little central concentration of the X-ray emission<ref name=mnras170/>.
-->
-->
Le 25 avril 1965, le laboratoire américain {{lang|en|[[Naval Research Laboratory]]}} lança une fusée [[Aerobee]] 150. Ce lancement découvrit 7 candidats de source de rayon X, incluant la première source de rayon X extragalactique; désigné « Virgo X-1 » comme la première source detectée dans la [[Vierge (constellation)|Vierge]]<ref name=charles95/>. Le 7 juillet 1967, une autre fusée Aerobee lancée du pas de tir situé à [[White Sands]] confirma la preuve que la source Virgo X-1 était la radiogalaxie Messier 87<ref name=bradt68/>. Des observations ultérieures en rayon X par le {{lang|en|[[HEAO-1]]}} et {{lang|en|[[HEAO-2]]}} montrèrent une source complexe qui incluait le [[noyau galactique actif]] de Messier 87<ref name=apj262/>. Cependant il y avait une petite concentration centrale de l’émission X<ref name=mnras170/>.
Le 25 avril 1965, le laboratoire américain {{lang|en|[[Naval Research Laboratory]]}} lança une fusée [[Aerobee]] 150. Ce lancement découvrit 7 candidats de source de rayon X, incluant la première source de rayon X extragalactique; désigné « Virgo X-1 » comme la première source detectée dans la [[Vierge (constellation)|Vierge]]<ref name=charles95/>. Le 7 juillet 1967, une autre fusée Aerobee lancée du pas de tir situé à [[White Sands]] confirma la preuve que la source Virgo X-1 était la radiogalaxie Messier 87<ref name=bradt68/>. Des observations ultérieures en rayon X par le {{lang|en|[[HEAO-1]]}} et {{lang|en|[[HEAO-2]]}} montrèrent une source complexe qui incluait le [[noyau galactique actif]] de Messier 87<ref name=apj262/>. Cependant, il y a une faible concentration centrale de l’émission en rayon X<ref name=mnras170/>.


<!--
<!--
Ligne 72 : Ligne 72 :
==Propriétés==
==Propriétés==
[[File:Virgo constellation map.png|right|thumb|Emplacement de M87 (en haut à droite) dans las Vierge]]
[[File:Virgo constellation map.png|right|thumb|Emplacement de M87 (en haut à droite) dans las Vierge]]
Messier 87 est situé près de la limite Nord de la constellation de la [[Vierge (constellation)|Vierge]], près de la constellation de la [[Chevelure de Bérénice]]. Elle se tient sur une ligne joignant les étoiles [[Epsilon Virginis]] et [[Beta Leonis]]<ref name=midway/>. Cette galaxie, de [[magnitude apparente]] égale à 9,59, peut être observée avec un petit télescope de {{unité|6|cm}} de diamètre. Visuellement, la galaxie s'étend sur une aire angulaire de {{nobr|7[[minute d'angle|&prime;]],2 x 6[[minute d'angle|&prime;]],8}}, et le cœur sur 45[[seconde d'angle|&Prime;]]<ref name=luginbuhl_skiff98/>. Observer le jet est un pari osé sans aide photographique<ref name=cooke2005/>. 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 {{unité|254|cm}} de diamètre<ref name=clark90/>. Récemment, toutefois, il a été observé par des astronomes amateurs utilisant des télescope de large diamètre sous d'excellente condition atmosphérique<ref name=astromall/>.
Messier 87 est située près de la limite Nord de la constellation de la [[Vierge (constellation)|Vierge]], près de la constellation de la [[Chevelure de Bérénice]]. Elle se tient sur une ligne joignant les étoiles [[Epsilon Virginis]] et [[Beta Leonis]]<ref name=midway/>. Cette galaxie, de [[magnitude apparente]] égale à 9,59, peut être observée avec un petit télescope de {{unité|6|cm}} de diamètre. Visuellement, la galaxie s'étend sur une aire angulaire de {{nobr|7[[minute d'angle|&prime;]],2 x 6[[minute d'angle|&prime;]],8}}, et le cœur sur 45[[seconde d'angle|&Prime;]]<ref name=luginbuhl_skiff98/>. Observer le jet est un pari osé sans aide photographique<ref name=cooke2005/>. 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 {{unité|254|cm}} de diamètre<ref name=clark90/>. Récemment, toutefois, il a été observé par des astronomes amateurs utilisant des télescope de large diamètre sous d'excellentes conditions atmosphériques<ref name=astromall/>.


<!--
<!--
In the modified [[Hubble sequence]] [[galaxy morphological classification]] scheme of French astronomer [[Gérard de Vaucouleurs]], Messier 87 is categorized as an E0p galaxy. The E0 designation is used for an [[elliptical galaxy]] that displays no flattening—that is, it appears spherical in profile<ref name=jass4_1/>. A 'p' suffix indicates a [[peculiar galaxy]] that does not fit cleanly into the classification scheme; in this case, the peculiarity is caused by the presence of a relativistic jet emerging from the core<ref name=jass4_1/>{{,}}<ref name=jones_lambourne04/>. Messier 87 is considered a [[type-cD galaxy]], which is a supergiant D class galaxy<ref name=aj121_6/>{{,}}<ref name=mnras377_1/>. The latter category, first proposed by American astronomer [[William Wilson Morgan|William W. Morgan]] in 1958, is a galaxy that has an elliptical-like nucleus surrounded by an extensive, dustless, diffuse envelope<ref name=apj209/>{{,}}<ref name=whitmore89/>.
In the modified [[Hubble sequence]] [[galaxy morphological classification]] scheme of French astronomer [[Gérard de Vaucouleurs]], Messier 87 is categorized as an E0p galaxy. The E0 designation is used for an [[elliptical galaxy]] that displays no flattening—that is, it appears spherical in profile<ref name=jass4_1/>. A 'p' suffix indicates a [[peculiar galaxy]] that does not fit cleanly into the classification scheme; in this case, the peculiarity is caused by the presence of a relativistic jet emerging from the core<ref name=jass4_1/>{{,}}<ref name=jones_lambourne04/>. Messier 87 is considered a [[type-cD galaxy]], which is a supergiant D class galaxy<ref name=aj121_6/>{{,}}<ref name=mnras377_1/>. The latter category, first proposed by American astronomer [[William Wilson Morgan|William W. Morgan]] in 1958, is a galaxy that has an elliptical-like nucleus surrounded by an extensive, dustless, diffuse envelope<ref name=apj209/>{{,}}<ref name=whitmore89/>.
-->
-->
Dans la [[Classification des galaxies|classification de Hubble révisée 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<ref name=jass4_1/>. Le suffixe « ''p'' » indique une [[galaxie particulière]] qui ne rempli pas entièrement les caractéristiques de sa classe, dans le cas de M87 cette particularité est due à la présence du jet au cœur de la galaxie<ref name=jass4_1/>{{,}}<ref name=jones_lambourne04/>. Messier 87 est considéré comme une {{lien|galaxie de type cD|lang=en|trad=type-cD galaxy}}, c'est à dire un galaxie supergéante de classe D<ref name=aj121_6/>{{,}}<ref name=mnras377_1/>. Cette dernière catégorie, fut proposée initialement par l'astronome américain [[William Wilson Morgan|William W. Morgan]] en 1958, c'est une galaxie qui a un noyau ressemblant à ceux des galaxies elliptique, entouré par une enveloppe diffuse, étendue et sans poussière<ref name=apj209/>{{,}}<ref name=whitmore89/>.
Dans la [[Classification des galaxies|classification de Hubble révisée 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<ref name=jass4_1/>. Le suffixe « ''p'' » indique une [[galaxie particulière]] qui ne rempli pas entièrement les caractéristiques de sa classe, dans le cas de M87 cette particularité est due à la présence du jet au cœur de la galaxie<ref name=jass4_1/>{{,}}<ref name=jones_lambourne04/>. Messier 87 est considérée comme une {{lien|galaxie de type cD|lang=en|trad=type-cD galaxy}}, c'est à dire une galaxie supergéante de classe D<ref name=aj121_6/>{{,}}<ref name=mnras377_1/>. Cette dernière catégorie, fut proposée initialement par l'astronome américain [[William Wilson Morgan|William W. Morgan]] en 1958, c'est une galaxie qui a un noyau ressemblant à ceux des galaxies elliptiques, entouré par une enveloppe diffuse, étendue et sans poussière<ref name=apj209/>{{,}}<ref name=whitmore89/>.


<!--
<!--
The distance to Messier 87 has been estimated using several independent techniques. These include measuring the luminosity of [[planetary nebula]]e, comparison with nearby galaxies whose distance has been estimated using [[standard candle]]s such as [[cepheid variable]]s, the linear size distribution of [[globular cluster]]s, and the [[tip of the red giant branch]] method using individually resolved [[red giant]] stars. These measurements are consistent with each other, and their [[weighted average]] yields a distance estimate of {{nowrap|(16.4 ± 0.5) Mpc}}<ref name=aaa524_1/>, or {{nowrap|(53.5 ± 1.6) Mly}}.
The distance to Messier 87 has been estimated using several independent techniques. These include measuring the luminosity of [[planetary nebula]]e, comparison with nearby galaxies whose distance has been estimated using [[standard candle]]s such as [[cepheid variable]]s, the linear size distribution of [[globular cluster]]s, and the [[tip of the red giant branch]] method using individually resolved [[red giant]] stars. These measurements are consistent with each other, and their [[weighted average]] yields a distance estimate of {{nowrap|(16.4 ± 0.5) Mpc}}<ref name=aaa524_1/>, or {{nowrap|(53.5 ± 1.6) Mly}}.
-->
-->
La distance de Messier 87 a été estimé à l'aide de différentes techniques, dont la mesure de luminosité des [[nébuleuse planétaire|nébuleuses planétaires]], la comparaison avec d'autres galaxies dont la distance avait été estimé avec des [[Mesure des distances en astronomie|bougies standards]] comme les [[céphéide]]s, la distribution linéaire de la taille des [[amas globulaire|amas globulaires]], et la méthode de l' « ''{{lien|astuce de la branche des géantes rouges|lang=en|trad=tip of the red giant branch}}'' » utilisant la résolution individuelle des [[géante rouge|géantes rouges]]. Ces mesures sont cohérentes entre elles, et leur [[moyenne pondérée]] situe Messier 87 à environ {{unité|16.4 ± 0.5|M[[parsec|pc]]}} soit {{unité|53.5 ± 1.6|M[[année-lumière|al]]}}.
La distance de Messier 87 a été estimé à l'aide de différentes techniques, dont la mesure de luminosité des [[nébuleuse planétaire|nébuleuses planétaires]], la comparaison avec d'autres galaxies dont la distance avait été estimé avec des [[Mesure des distances en astronomie|bougies standards]] comme les [[céphéide]]s, la distribution linéaire de la taille des [[amas globulaire|amas globulaires]], et la méthode de l' « ''{{lien|astuce de la branche des géantes rouges|lang=en|trad=tip of the red giant branch}}'' » utilisant la résolution individuelle des [[géante rouge|géantes rouges]]. Ces mesures sont cohérentes entre elles, et leur [[moyenne pondérée]] situe Messier 87 à environ {{unité|16.4 ± 0.5|M[[parsec|pc]]}} soit {{unité|53.5 ± 1.6|M[[année-lumière|al]]}}.


{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 0.5em;"
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 0.5em;"
Ligne 100 : Ligne 100 :
The mass of Messier 87 within a radius of 9–40 kpc from the core steadily increases roughly [[Proportionality (mathematics)|in proportion]] to ''r''<sup>1.7</sup>, where ''r'' is the radius from the core<ref name=apj486/>. Within a radius of {{Convert|32|kpc|kly|abbr=on}}, the mass is {{nowrap|(2.4 ± 0.6) × 10<sup>12</sup>}} times the [[solar mass|mass of the Sun]]<ref name=apj643_1/>, which is double the mass of the [[Milky Way]] galaxy<ref name=mnras364/>. However, only a fraction of this mass is in the form of stars, as Messier 87 has an estimated mass to luminosity ratio of {{nowrap|6.3 ± 0.8}}. That is, about one part in six of the galaxy's mass is in the form of stars that are radiating energy<ref name="apj700_2_1690"/>. The total mass of Messier 87 may be 200 times that of the Milky Way<ref name=leverington00/>.
The mass of Messier 87 within a radius of 9–40 kpc from the core steadily increases roughly [[Proportionality (mathematics)|in proportion]] to ''r''<sup>1.7</sup>, where ''r'' is the radius from the core<ref name=apj486/>. Within a radius of {{Convert|32|kpc|kly|abbr=on}}, the mass is {{nowrap|(2.4 ± 0.6) × 10<sup>12</sup>}} times the [[solar mass|mass of the Sun]]<ref name=apj643_1/>, which is double the mass of the [[Milky Way]] galaxy<ref name=mnras364/>. However, only a fraction of this mass is in the form of stars, as Messier 87 has an estimated mass to luminosity ratio of {{nowrap|6.3 ± 0.8}}. That is, about one part in six of the galaxy's mass is in the form of stars that are radiating energy<ref name="apj700_2_1690"/>. The total mass of Messier 87 may be 200 times that of the Milky Way<ref name=leverington00/>.
-->
-->
La masse de Messier 87 dans un rayon de {{unité|9-40|K[[parsec|pc]]}} à partir du noyau augmente régulièrement d'environ d'une proportion ''r''{{exp|1.7}}, où ''r'' est le rayon du noyau<ref name=apj486/>. Dans un rayon de {{unité|32|k[[parsec|pc]]}} ({{unité|100|k[[année-lumière|al]]}}), la masse équivaut à {{unité|(2.4 ± 0.6)|e=12|[[masse solaire]]}}<ref name=apj643_1/>, soit le double de la masse de la [[Voie lactée]]<ref name=mnras364/>. Toutefois, seul une fraction de cette masse est représenté par la masse stellaire, comme Messier 87 a un rapport masse luminosité de {{nobr|6.3 ± 0.8}}. D'où environ un sixième de la masse de la galaxie est sous forme d'étoile rayonnant de l'énergie<ref name="apj700_2_1690"/>. La masse totale de Messier 87 pourrait-être 200 fois celle de la Voie lactée<ref name=leverington00/>.
La masse de Messier 87 dans un rayon de {{unité|9-40|K[[parsec|pc]]}} à partir du noyau augmente régulièrement d'environ d'un rapport ''r''{{exp|1,7}}, où ''r'' est le rayon du noyau<ref name=apj486/>. Dans un rayon de {{unité|32|k[[parsec|pc]]}} ({{unité|100|k[[année-lumière|al]]}}), la masse équivaut à {{unité|(2.4 ± 0.6)|e=12|[[masse solaire]]}}<ref name=apj643_1/>, soit le double de la masse de la [[Voie lactée]]<ref name=mnras364/>. Toutefois, seule une fraction de cette masse est représentée par la masse stellaire, comme Messier 87 a un rapport masse/luminosité de {{nobr|6,3 ± 0,8}}. D'où environ un sixième de la masse de la galaxie est sous forme d'étoile rayonnant de l'énergie<ref name="apj700_2_1690"/>. La masse totale de Messier 87 pourrait-être 200 fois celle de la Voie lactée<ref name=leverington00/>.


<!--
<!--
Gas is infalling into the galaxy at the rate of two to three solar masses per year, most of which may be accreted onto the core region<ref name=aj86/>. The extended stellar envelope of this galaxy reaches a radius of about {{Convert|150|kpc|kly|abbr=on}}<ref name=aaa502_3/>{{,}}<ref name=klotz090608/>, compared to about {{Convert|100|kpc|kly|abbr=on}} for the Milky Way<ref name=science287_5450_79/>. Beyond that distance the outer edge of the galaxy have been truncated by some means; possibly by an earlier encounter with another galaxy<ref name=aaa502_3/>{{,}}<ref name=klotz090608/>. There is some evidence of linear streams of stars to the northwest of the galaxy, which may have been created by tidal stripping of orbiting galaxies, or by small satellite galaxies falling in toward Messier 87<ref name=janowiecki10/>.
Gas is infalling into the galaxy at the rate of two to three solar masses per year, most of which may be accreted onto the core region<ref name=aj86/>. The extended stellar envelope of this galaxy reaches a radius of about {{Convert|150|kpc|kly|abbr=on}}<ref name=aaa502_3/>{{,}}<ref name=klotz090608/>, compared to about {{Convert|100|kpc|kly|abbr=on}} for the Milky Way<ref name=science287_5450_79/>. Beyond that distance the outer edge of the galaxy have been truncated by some means; possibly by an earlier encounter with another galaxy<ref name=aaa502_3/>{{,}}<ref name=klotz090608/>. There is some evidence of linear streams of stars to the northwest of the galaxy, which may have been created by tidal stripping of orbiting galaxies, or by small satellite galaxies falling in toward Messier 87<ref name=janowiecki10/>.
-->
-->
Le gaz « retombe » dans la galaxie à un rythme de 3 [[masse solaire|M<sub>☉</sub>]] par an, dont la majeure partie est rassemblée par [[accrétion]] par le noyau<ref name=aj86/>. L'enveloppe stellaire étendue de cette galaxie atteint un rayon d'environ {{unité|150|k[[parsec|pc]]}} ({{unité|490|k[[année-lumière|al]]}})<ref name=aaa502_3/>{{,}}<ref name=klotz090608/>, à comparer avec les {{unité|100|k[[parsec|pc]]}} ({{unité|330|k[[année-lumière|al]]}}) pour la Voie lactée<ref name=science287_5450_79/>. Au delà de cette distance
Le gaz « retombe » dans la galaxie à un rythme de 3 [[masse solaire|M<sub>☉</sub>]] par an, dont la majeure partie est rassemblée par [[accrétion]] par le noyau<ref name=aj86/>. L'enveloppe stellaire étendue de cette galaxie atteint un rayon d'environ {{unité|150|k[[parsec|pc]]}} ({{unité|490|k[[année-lumière|al]]}})<ref name=aaa502_3/>{{,}}<ref name=klotz090608/>, à comparer avec les {{unité|100|k[[parsec|pc]]}} ({{unité|330|k[[année-lumière|al]]}}) pour la Voie lactée<ref name=science287_5450_79/>. Au delà de cette distance le bord extérieur de la galaxie a été tronqué par d'autres phénomènes, propablement une rencontre antérieure avec une autre galaxie<ref name=aaa502_3/>{{,}}<ref name=klotz090608/>. Il y a quelques preuves de courants stellaires linéaires au Nord-Ouest de la galaxie, qui pourraient avoir été créé par un [[effet de marée]] des autres galaxies de l'amas en orbite, où par une petite galaxie en collision avec Messier 87<ref name=janowiecki10/>.
le bord extérieur de la galaxie a été tronqué par d'autres phénomènes, propablement une rencontre antérieure avec une autre galaxie<ref name=aaa502_3/>{{,}}<ref name=klotz090608/>. Il y a quelques preuves de courants stellaire 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<ref name=janowiecki10/>.


<!--
<!--
Ligne 115 : Ligne 114 :
==Structure==
==Structure==
[[Image:Supermassiveblackhole nasajpl.jpg|right|thumb|Vue d’artiste d'un [[trou noir supermassif]] et de son [[disque d'accrétion]].]]
[[Image:Supermassiveblackhole nasajpl.jpg|right|thumb|Vue d’artiste d'un [[trou noir supermassif]] et de son [[disque d'accrétion]].]]
Au cœur de cette galaxie se trouve un [[trou noir supermassif]] (TNSM) dont la masse est estimé à {{unité|(6.6 ± 0.4)|e=9|[[masse solaire|M<sub>☉</sub>]]}} et un diamètre plus grand que l'orbite de [[Pluton (planète)|Pluton]]<ref name=gebhardt2011/>. C'est l'un des masses les plus importantes pour ce type d'objet. Autour de ce trou noir on trouve un [[disque d'accrétion]] de gaz ionizé, qui est orienté perpendiculairement au jet. Ce gaz orbite autour du trou noir à des vitesses allant jusqu'à {{unité|1000|km||s|-1}}<ref name=apj489/>. Le gaz {{lien|lang=en|trad=Bondi accretion|disque d'accrétion de Bondi|texte=tombe par accrétion}} dans le trou noir à un taux estimé à une masse solaire par dizaine années<ref name=apj582_1/>. Le trou noir de M87 est décalé par rapport à son centre par une distance de {{unité|25|[[parsec|pc]]}} ({{unité|82|[[année-lumière|al]]}})<ref name=apjl717_1_L6/>. Ce décalage est orienté dans la direction opposée de la direction du jet, ce qui pourrait indiquer que le trou noir ai été éjecté du centre par le jet. Une autre possibilité est que ce décalage est intervenu durant la fusion de deux [[Trou noir supermassif|TNSM]]<ref name=apjl717_1_L6/>{{,}}<ref name=sciencenews177_3_9/>. Ces assertions sont toutes fois 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 interprété par l'éclat optique du jet. En 2011, une étude de la M87 n'a pas trouvé de déplacement statistiquement significatif<ref name=gebhardt2011/>.
Au cœur de cette galaxie se trouve un [[trou noir supermassif]] (TNSM) dont la masse est estimée à {{unité|(6.6 ± 0.4)|e=9|[[masse solaire|M<sub>☉</sub>]]}} et un diamètre plus grand que l'orbite de [[Pluton (planète)|Pluton]]<ref name=gebhardt2011/>. C'est l'une des masses les plus importantes pour ce type d'objet. Autour de ce trou noir on trouve un [[disque d'accrétion]] de gaz ionizé, qui est orienté perpendiculairement au jet. Ce gaz orbite autour du trou noir à des vitesses allant jusqu'à {{unité|1000|km||s|-1}}<ref name=apj489/>. Le gaz {{lien|lang=en|trad=Bondi accretion|disque d'accrétion de Bondi|texte=tombe par accrétion}} dans le trou noir à un taux estimé à une masse solaire par dizaine années<ref name=apj582_1/>. Le trou noir de M87 est décalé par rapport à son centre sur une distance de {{unité|25|[[parsec|pc]]}} ({{unité|82|[[année-lumière|al]]}})<ref name=apjl717_1_L6/>. Ce décalage est orienté dans la direction opposée de la direction du jet, ce qui pourrait indiquer que le trou noir ai été éjecté du centre par le jet. Une autre possibilité est que ce décalage est intervenu durant la fusion de deux [[Trou noir supermassif|TNSM]]<ref name=apjl717_1_L6/>{{,}}<ref name=sciencenews177_3_9/>. Ces assertions sont toutes fois 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 la M87 n'a pas trouvé de déplacement statistiquement significatif<ref name=gebhardt2011/>.


<!--
<!--
Active elliptical galaxies of a form similar to Messier 87 are believed to form as a result of one or more mergers between smaller galaxies<ref name=dehnen1997/>. There is now little dust remaining to form the [[diffuse nebula]]e where new stars are created, so the stellar population is dominated by old, [[population II]] stars that contain relatively low abundances of elements other than hydrogen and helium. The elliptical shape of this galaxy is maintained by random orbital motions of its member stars, in contrast to the more orderly rotational motions found in a [[spiral galaxy]] such as the Milky Way<ref name=steinicke_jakiel2007/>.
Active elliptical galaxies of a form similar to Messier 87 are believed to form as a result of one or more mergers between smaller galaxies<ref name=dehnen1997/>. There is now little dust remaining to form the [[diffuse nebula]]e where new stars are created, so the stellar population is dominated by old, [[population II]] stars that contain relatively low abundances of elements other than hydrogen and helium. The elliptical shape of this galaxy is maintained by random orbital motions of its member stars, in contrast to the more orderly rotational motions found in a [[spiral galaxy]] such as the Milky Way<ref name=steinicke_jakiel2007/>.
-->
-->
Les galaxies elliptiques actives similaires à Messier 87 sont connues leur formation résultant d'une fusion entre galaxies plus petites<ref name=dehnen1997/>. Il y a peu de poussière restant pour former une [[nébuleuse diffuse]] où de nouvelles étoiles sont créées, de ce fait la population stellaire est dominée par de vieilles étoiles, des étoiles de « [[Population stellaire|population II]] » qui contiennent relativement peu d'[[élément chimique|élément]] autre l'[[hydrogène]] et d'[[hélium]]. La forme elliptique de cette galaxie est stabilisée par les trajectoires orbitales aléatoires des étoiles qui la composent, au contraire des trajectoires stellaires orbitales ordonnées que l'on trouve dans les [[galaxie spirale|galaxies spirales]] comme la Voie lactée<ref name=steinicke_jakiel2007/>.
Les galaxies elliptiques actives similaires à Messier 87 sont connues leur formation résultant d'une fusion entre galaxies plus petites<ref name=dehnen1997/>. Il y a peu de poussière restant pour former une [[nébuleuse diffuse]] où de nouvelles étoiles sont créées, de ce fait la population stellaire est dominée par de vieilles étoiles, des étoiles de « [[Population stellaire|population II]] » qui contiennent relativement peu d'[[élément chimique|élément]] autre que l'[[hydrogène]] et l'[[hélium]]. La forme elliptique de cette galaxie est stabilisée par les trajectoires orbitales aléatoires des étoiles qui la composent, au contraire des trajectoires stellaires orbitales ordonnées que l'on trouve dans les [[galaxie spirale|galaxies spirales]] comme la Voie lactée<ref name=steinicke_jakiel2007/>.


<!--
<!--
The space between the stars in the Messier 87 galaxy is filled with a diffuse [[interstellar medium]] of gas, which has been chemically enriched by the elements ejected from stars as they passed beyond the end of their [[main sequence]] lifetime. Carbon and nitrogen is being continuously supplied by intermediate mass stars as they pass through the [[asymptotic giant branch]]. The heavier elements from oxygen to iron are primarily produced by [[supernova]] explosions within the galaxy. About 60% of the abundance of these heavy elements was produced by [[core-collapse supernova]]e, while the remainder came from [[Type Ia supernova]]e. The distribution of these elements suggests that early enrichment was from core-collapse supernovae. However, the contribution from this source was much lower in abundance than in the Milky Way. Type Ia supernovae have provided a continuous contribution to the interstellar medium of Messier 87 throughout the history of the galaxy<ref name=aaa459_2/>.
The space between the stars in the Messier 87 galaxy is filled with a diffuse [[interstellar medium]] of gas, which has been chemically enriched by the elements ejected from stars as they passed beyond the end of their [[main sequence]] lifetime. Carbon and nitrogen is being continuously supplied by intermediate mass stars as they pass through the [[asymptotic giant branch]]. The heavier elements from oxygen to iron are primarily produced by [[supernova]] explosions within the galaxy. About 60% of the abundance of these heavy elements was produced by [[core-collapse supernova]]e, while the remainder came from [[Type Ia supernova]]e. The distribution of these elements suggests that early enrichment was from core-collapse supernovae. However, the contribution from this source was much lower in abundance than in the Milky Way. Type Ia supernovae have provided a continuous contribution to the interstellar medium of Messier 87 throughout the history of the galaxy<ref name=aaa459_2/>.
-->
-->
L'espace entre les étoiles dans la galaxie Messier 87 est rempli d'un [[milieu interstellaire]] diffus de gaz, lequel a été chimiquement enrichi en élément éjecté des étoiles suite à leur [[Évolution des étoiles|vie]] à l'intérieure de la [[séquence principale]]. Le [[Carbone]] et l'[[Azote]] ont été produit par les étoiles de tailles intermédiaires qui ont suivi la [[branche asymptotique des géantes]]. Les éléments plus lourd de l'[[Oxygène]] au [[Fer]] ont été principalement produit par l'explosion de [[supernova]]e dans la galaxie. Environ 60% de l'abondance de ces [[élément chimique|éléments lourds]] ont été produit par l’[[Effondrement gravitationnel|effondrement du noyau de supernovae]], tandis que le reste viens des [[supernova|supernovae de type Ia]]. La distribution de ces éléments suggère un enrichissement précoce par des [[supernova à effondrement de cœur|supernovae à effondrement de cœur]]. Toutefois, la part de cette source était plus faible que pour la Voie lactée. Les supernovae de type Ia ont fourni un apport continu au milieu interstellaire de Messier 87 au cour de l'histoire de la galaxie<ref name=aaa459_2/>.
L'espace entre les étoiles dans la galaxie Messier 87 est rempli d'un [[milieu interstellaire]] diffus de gaz, lequel a été chimiquement enrichi en élément éjecté des étoiles suite à leur [[Évolution des étoiles|vie]] à l'intérieure de la [[séquence principale]]. Le [[Carbone]] et l'[[Azote]] ont été produit par les étoiles de tailles intermédiaires qui ont suivi la [[branche asymptotique des géantes]]. Les éléments plus lourd de l'[[Oxygène]] au [[Fer]] ont été principalement produits par l'explosion de [[supernova]]e dans la galaxie. Environ 60% de l'abondance de ces [[élément chimique|éléments lourds]] ont été produits par l’[[Effondrement gravitationnel|effondrement du noyau de supernovae]], tandis que le reste vient des [[supernova|supernovae de type Ia]]. La distribution de ces éléments suggère un enrichissement précoce par des [[supernova à effondrement de cœur|supernovae à effondrement de cœur]]. Toutefois, la part de cette source était plus faible que pour la Voie lactée. Les supernovae de type Ia ont fourni un apport continu au milieu interstellaire de Messier 87 au cour de son histoire<ref name=aaa459_2/>.


<!--
<!--
Examination of Messier 87 at far [[infrared]] wavelengths shows an excess at wavelengths longer than 25&nbsp;μm. Normally such an emission may be an indication of [[thermal emission]] by cool dust. However, in the case of Messier 87, the emission appears to be fully explained by [[synchrotron radiation]] from the jet. Within the galaxy, silicate grains are expected to survive for no more than 46&nbsp;million years because of the X-ray emission from the core<ref name=aaa518_1/>. This dust may be destroyed by the hostile environment or expelled from the galaxy<ref name=aaa518_1/>. The combined mass of dust in this galaxy is no more than 70,000 times the [[Solar mass|mass of the Sun]]<ref name=aaa518_1/>. By comparison, the Milky Way contains about a hundred million (10<sup>8</sup>) solar masses worth of dust<ref name=jones2004/>.
Examination of Messier 87 at far [[infrared]] wavelengths shows an excess at wavelengths longer than 25&nbsp;μm. Normally such an emission may be an indication of [[thermal emission]] by cool dust. However, in the case of Messier 87, the emission appears to be fully explained by [[synchrotron radiation]] from the jet. Within the galaxy, silicate grains are expected to survive for no more than 46&nbsp;million years because of the X-ray emission from the core<ref name=aaa518_1/>. This dust may be destroyed by the hostile environment or expelled from the galaxy<ref name=aaa518_1/>. The combined mass of dust in this galaxy is no more than 70,000 times the [[Solar mass|mass of the Sun]]<ref name=aaa518_1/>. By comparison, the Milky Way contains about a hundred million (10<sup>8</sup>) solar masses worth of dust<ref name=jones2004/>.
-->
-->
L'étude de M87 dans l'[[infrarouge]] [[Astronomie infrarouge|lointain]] montre un excès de [[longueur d'onde]] plus longue que {{unité|25|[[μm]]}}. Normalement une telle émission peut être attribué à une [[corps noir|émission thermique]] de [[poussière interstellaire|poussière]] froide. Toutefois, dans le cas de Messier 87, cette émission semble être totalement expliquée par le [[rayonnement synchrotron]] du jet. À l'intérieur de la galaxie, les grains de [[silicate]] sont supposés survivre au maximum {{unité|46|millions d'années}}, du fait de l’émission de rayon X par le noyau<ref name=aaa518_1/>. Cet poussière peut être détruite par l'environnement hostile ou expulsée de la galaxie<ref name=aaa518_1/>. La masse totale de poussière dans la galaxie ne représente que tout au plus {{unité|70000|[[masse solaire]]}}<ref name=aaa518_1/>. Par comparaison, la Voie lactée contient à peu près cent millions masse solaire<ref name=jones2004/> ({{unité|100000000|[[masse solaire|M<sub>☉</sub>]]}}).
L'étude de M87 dans l'[[infrarouge]] [[Astronomie infrarouge|lointain]] montre un excès de [[longueur d'onde]] plus longue que {{unité|25|[[μm]]}}. Normalement une telle émission peut être attribuée à une [[corps noir|émission thermique]] de [[poussière interstellaire|poussière]] froide. Toutefois, dans le cas de Messier 87, cette émission semble être totalement expliquée par le [[rayonnement synchrotron]] du jet. À l'intérieur de la galaxie, les grains de [[silicate]] sont supposés survivre au maximum {{unité|46|millions d'années}}, du fait de l’émission de rayon X par le noyau<ref name=aaa518_1/>. Cette poussière peut être détruite par l'environnement hostile ou expulsée de la galaxie<ref name=aaa518_1/>. La masse totale de poussière dans la galaxie ne représente que tout au plus {{unité|70000|[[masse solaire]]}}<ref name=aaa518_1/>. Par comparaison, la Voie lactée contient à peu près cent millions de masse solaire<ref name=jones2004/> ({{unité|100000000|[[masse solaire|M<sub>☉</sub>]]}}).


<!--
<!--
Within a {{Convert|4|kpc|kly|abbr=on}} radius of the core, the abundance of elements other than hydrogen and helium—what astronomers term the [[metallicity]]—is about half the abundance in the [[Sun]]. Outside this radius, the abundance of metals steadily decreases with increasing distance from the core<ref name=aj115_5/>. Although this is classified as an elliptical galaxy and therefore lacks the dust lanes of a [[spiral galaxy]], optical filaments have been observed in Messier 87. These filaments have an estimated mass of about 10,000 times the mass of the Sun<ref name=aj86/>. Surrounding the galaxy is an extended corona with hot, low density gas<ref name=aj115_5/>.
Within a {{Convert|4|kpc|kly|abbr=on}} radius of the core, the abundance of elements other than hydrogen and helium—what astronomers term the [[metallicity]]—is about half the abundance in the [[Sun]]. Outside this radius, the abundance of metals steadily decreases with increasing distance from the core<ref name=aj115_5/>. Although this is classified as an elliptical galaxy and therefore lacks the dust lanes of a [[spiral galaxy]], optical filaments have been observed in Messier 87. These filaments have an estimated mass of about 10,000 times the mass of the Sun<ref name=aj86/>. Surrounding the galaxy is an extended corona with hot, low density gas<ref name=aj115_5/>.
-->
-->
Dans un rayon {{unité|4|k[[parsec|pc]]}} ({{unité|13|k[[année-lumière|al]]}}) à partir du noyau, l'abondance en élément autre que l'[[Hélium]] (ce que les astronomes appellent [[métallicité]]) représente la moitié de ce qui est présent dans le [[Soleil]]. Hors de ce rayon, l'abondance de métal diminue de façon constante lorsqu'on s'éloigne du noyau<ref name=aj115_5/>. Bien que classée comme galaxie elliptique et ne possède donc pas de {{lien|lang=en|trad=dust lane|bande de poussière}} d'une [[galaxie spirale]], des filaments optique ont été observé dans Messier 87. Ces filaments ont une masse estimée à environ {{unité|10000|fois}} la [[masse solaire]]<ref name=aj86/>. Autour de la galaxie on trouve une large [[Couronne galactique|couronne]] de gaz chaud et de faible densité<ref name=aj115_5/>.
Dans un rayon {{unité|4|k[[parsec|pc]]}} ({{unité|13|k[[année-lumière|al]]}}) à partir du noyau, l'abondance en élément autre que l'[[Hélium]] (ce que les astronomes appellent [[métallicité]]) représente la moitié de ce qui est présent dans le [[Soleil]]. À l'extérieure de ce rayon, l'abondance de métal diminue de façon constante lorsqu'on s'éloigne du noyau<ref name=aj115_5/>. Bien que classée comme galaxie elliptique et qu'elle ne possède donc pas de {{lien|lang=en|trad=dust lane|bande de poussière}} d'une [[galaxie spirale]], des filaments optiques ont été observés dans Messier 87. Ces filaments ont une masse estimée à environ {{unité|10000|fois}} la [[masse solaire]]<ref name=aj86/>. Autour de la galaxie on trouve une large [[Couronne galactique|couronne]] de gaz chaud et de faible densité<ref name=aj115_5/>.


<!--
<!--
Messier 87 has an abnormally large population of [[globular cluster]]s. A [[2006]] survey out to an [[angular distance]] of 25&prime; from its core estimates that there are {{nowrap|12,000 ± 800 globular clusters}} in orbit around Messier 87, as compared to the [[Milky Way]]'s 150-200<ref name=mnras373_2/>. These clusters are similar in size distribution to the globular clusters of the Milky Way, with most having an effective radii between 1 and 6 parsecs. The size of the Messier 87 clusters shows a gradual increase with distance from the galactic center<ref name=apj705_1_237/>.
Messier 87 has an abnormally large population of [[globular cluster]]s. A [[2006]] survey out to an [[angular distance]] of 25&prime; from its core estimates that there are {{nowrap|12,000 ± 800 globular clusters}} in orbit around Messier 87, as compared to the [[Milky Way]]'s 150-200<ref name=mnras373_2/>. These clusters are similar in size distribution to the globular clusters of the Milky Way, with most having an effective radii between 1 and 6 parsecs. The size of the Messier 87 clusters shows a gradual increase with distance from the galactic center<ref name=apj705_1_237/>.
-->
-->
Messier 87 possède anormalement une large population d'[[amas globulaire]]. Une étude réalisée en 2006 sur une distance angulaire de 25[[minutes d’arc|&prime;]] à partir du noyau estime qu'il y a entre {{unité|12000 ± 800|amas globulaires}} en orbite autour de Messier 87, à comparer avec les {{unité|150-200|amas globulaires}} de la Voie lactée<ref name=mnras373_2/>. Ces amas sont semblables dans la distribution de la taille des amas globulaires de la Voie Lactée, avec la plupart ayant un rayon entre 1 et {{unité|6|[[parsec]]s}}. La taille des amas de Messier 87 montre une augmentation progressive lorsque l'on s'éloigne du centre galactique<ref name=apj705_1_237/>.
Messier 87 possède anormalement une large population d'[[amas globulaire]]. Une étude réalisée en 2006 sur une distance angulaire de 25[[minutes d’arc|&prime;]] à partir du noyau estime qu'il y a entre {{unité|12000 ± 800|amas globulaires}} en orbite autour de Messier 87, à comparer avec les {{unité|150-200|amas globulaires}} de la Voie lactée<ref name=mnras373_2/>. Ces amas sont semblables en taille et en distribution aux amas globulaires de la Voie Lactée, avec la plupart ayant un rayon entre 1 et {{unité|6|[[parsec]]s}}. La taille des amas de Messier 87 montre une augmentation progressive lorsque l'on s'éloigne du centre galactique<ref name=apj705_1_237/>.


==Jet==
==Jet==
Ligne 153 : Ligne 152 :
Lobes of matter from the jet extend out to a distance of 250,000 light-years<ref name=klein1997/>. In pictures taken by the [[Hubble Space Telescope]] in [[1999]], the motion of Messier 87's jet was measured at four to six times the speed of light. This motion may be a visual result of the relativistic velocity of the jet, and not true [[superluminal motion]]. However, detection of such motion supports the theory that [[quasar]]s, [[BL Lac object]]s and [[radio galaxies]] may all be the same phenomenon, known as [[active galactic nucleus|active galaxies]], viewed from different perspectives<ref name=apj520_2/>{{,}}<ref name=hubble990106/>.
Lobes of matter from the jet extend out to a distance of 250,000 light-years<ref name=klein1997/>. In pictures taken by the [[Hubble Space Telescope]] in [[1999]], the motion of Messier 87's jet was measured at four to six times the speed of light. This motion may be a visual result of the relativistic velocity of the jet, and not true [[superluminal motion]]. However, detection of such motion supports the theory that [[quasar]]s, [[BL Lac object]]s and [[radio galaxies]] may all be the same phenomenon, known as [[active galactic nucleus|active galaxies]], viewed from different perspectives<ref name=apj520_2/>{{,}}<ref name=hubble990106/>.
-->
-->
Des [[lobe]]s de matière émanant du jet s'étendent jusqu'à {{unité|250000|[[Année-lumière|al]]}}<ref name=klein1997/>. Sur des images prises par le [[télescope spatial Hubble]] en [[1999]], la vitesse du jet de Messier 87 a été mesurée à 4 ou 6 fois la [[vitesse de la lumière]]. Cette vitesse résulte de la nature [[relativité restreinte|relativiste]] du jet, et ne correspond pas à une véritable [[vitesse supraluminique]]. Pourtant la mesure d'une telle vitesse confirme la théorie que les [[quasar]]s, les [[Objet BL Lacertae|objets BL Lacertae]] et les [[radiogalaxie]]s puissent être le même phénomène, connu sous le nom de « [[noyau galactique actif]] » observé sous différentes perspectives<ref name=apj520_2/>{{,}}<ref name=hubble990106/>.
Des [[lobe]]s de matière émanant du jet s'étendent jusqu'à {{unité|250000|[[Année-lumière|al]]}}<ref name=klein1997/>. Sur des images prises par le [[télescope spatial Hubble]] en [[1999]], la vitesse du jet de Messier 87 a été mesurée à 4 ou 6 fois la [[vitesse de la lumière]]. Cette vitesse résulte de la nature [[relativité restreinte|relativiste]] du jet, et ne correspond pas à une véritable [[vitesse supraluminique]]. Pourtant la mesure d'une telle vitesse confirme la théorie que les [[quasar]]s, les [[Objet BL Lacertae|objets BL Lacertae]] et les [[radiogalaxie]]s puissent être le même phénomène, connu sous le nom de « [[noyau galactique actif]] » observé sous différentes perspectives<ref name=apj520_2/>{{,}}<ref name=hubble990106/>.


<!--
<!--
Observations made by [[Chandra X-ray Observatory]] indicate the presence of loops and rings in the hot X-ray emitting gas that permeate the cluster and surround Messier 87. These loops and rings are generated by pressure waves. The pressure waves are caused by variations in the rate at which material is ejected from the supermassive black hole in jets. The distribution of loops suggests that minor eruptions occur every six million years. One of the rings, caused by a major eruption, is a shock wave 85,000 light-years in diameter around the black hole. Other remarkable features observed include narrow X-ray emitting filaments up to 100,000 light-years long, and a large cavity in the hot gas caused by a major eruption 70 million years ago. The regular eruptions prevent a huge reservoir of gas from cooling and forming stars, implying that M87’s evolution may have been seriously affected, preventing it from becoming a large [[spiral galaxy]]. The observations also imply the presence of sound waves, 56 octaves below [[middle C]] for the minor eruptions and 58 to 59 below middle C for the major eruptions<ref name=roy_watzke0610/>.
Observations made by [[Chandra X-ray Observatory]] indicate the presence of loops and rings in the hot X-ray emitting gas that permeate the cluster and surround Messier 87. These loops and rings are generated by pressure waves. The pressure waves are caused by variations in the rate at which material is ejected from the supermassive black hole in jets. The distribution of loops suggests that minor eruptions occur every six million years. One of the rings, caused by a major eruption, is a shock wave 85,000 light-years in diameter around the black hole. Other remarkable features observed include narrow X-ray emitting filaments up to 100,000 light-years long, and a large cavity in the hot gas caused by a major eruption 70 million years ago. The regular eruptions prevent a huge reservoir of gas from cooling and forming stars, implying that M87’s evolution may have been seriously affected, preventing it from becoming a large [[spiral galaxy]]. The observations also imply the presence of sound waves, 56 octaves below [[middle C]] for the minor eruptions and 58 to 59 below middle C for the major eruptions<ref name=roy_watzke0610/>.
-->
-->
Des observations faites par le [[Chandra (télescope spatial)|télescope spatial Chandra]] montrent la présence de boucles et d'anneaux dans le gaz émettant fortement en rayons X, qui imprègnent l'amas et entourent Messier 87. Ces boucles et anneaux sont créés par des [[onde de choc|ondes de choc]]. Ces ondes de choc sont causées par des variations dans le flux d'émission du jet duquel la matière est éjectée du trou noir supermassif. La distribution des boucles suggère que des éruptions mineures arrivent tous les 6 millions d'année. Un de ces anneaux, causé par une éruption majeure, est une onde de choc de {{unité|85000|[[Année-lumière|al]]}} de diamètre autour du trou noir. D'autres structures remarquables observées comprennent des filaments émettant dans le rayonnement X étroit, long jusqu'à {{unité|100000|[[Année-lumière|al]]}}, et de grandes cavités dans le gaz chaud causées par une éruption majeure, il y a 70 million d'année. Les éruptions régulières empêchent l'important réservoir de gaz de se refroidir et de former des étoiles, impliquant que l'évolution de M87 ait été sérieusement affectée, empêchant qu'elle devienne un grande [[galaxie spirale]]. Les observations impliquent aussi la présence d'ondes sonores, 56 [[Octave (musique)|octave]]s sous le [[Do (note de musique)|Do]] pour les éruptions mineures et 58 à 59 sous le Do pour les éruptions majeures<ref name=roy_watzke0610/>.
Des observations faites par le [[Chandra (télescope spatial)|télescope spatial Chandra]] montrent la présence de boucles et d'anneaux dans le gaz émettant fortement en rayons X, qui imprègnent l'amas et entourent Messier 87. Ces boucles et anneaux sont créés par des [[onde de choc|ondes de choc]]. Ces ondes de choc sont causées par des variations dans le flux d'émission du jet duquel la matière est éjectée du trou noir supermassif. La distribution des boucles suggère que des éruptions mineures arrivent tous les 6 millions d'année. Un de ces anneaux, causé par une éruption majeure, est une onde de choc de {{unité|85000|[[Année-lumière|al]]}} de diamètre autour du trou noir. D'autres structures remarquables observées comprennent des filaments émettant dans le rayonnement X étroit, long jusqu'à {{unité|100000|[[Année-lumière|al]]}}, et de grandes cavités dans le gaz chaud causées par une éruption majeure, il y a 70 million d'année. Les éruptions régulières empêchent l'important réservoir de gaz de se refroidir et de former des étoiles, impliquant que l'évolution de M87 ait été sérieusement affectée, empêchant qu'elle devienne une grande [[galaxie spirale]]. Les observations impliquent aussi la présence d'ondes sonores, 56 [[Octave (musique)|octave]]s sous le [[Do (note de musique)|Do]] pour les éruptions mineures et 58 à 59 sous le Do pour les éruptions majeures<ref name=roy_watzke0610/>.


<!--
<!--
Messier 87 is a very strong source of [[gamma rays]], which are the most energetic rays of the electromagnetic spectrum; more than a million times as powerful as visible light. Gamma rays coming from Messier 87 have been observed since the late 1990s, but recently, using the [[HESS]] Cherenkov telescopes, scientists have measured the variations of the gamma ray flux coming from Messier 87, and found that the flux changes over a matter of days. This short period makes the immediate vicinity of the supermassive black hole in Messier 87 the most promising source for these gamma rays<ref name=cain061027/>. In general, the smaller the diameter, the faster the variation in flux, and vice versa.
Messier 87 is a very strong source of [[gamma rays]], which are the most energetic rays of the electromagnetic spectrum; more than a million times as powerful as visible light. Gamma rays coming from Messier 87 have been observed since the late 1990s, but recently, using the [[HESS]] Cherenkov telescopes, scientists have measured the variations of the gamma ray flux coming from Messier 87, and found that the flux changes over a matter of days. This short period makes the immediate vicinity of the supermassive black hole in Messier 87 the most promising source for these gamma rays<ref name=cain061027/>. In general, the smaller the diameter, the faster the variation in flux, and vice versa.
-->
-->
Messier 87 est une très forte source de [[rayon gamma|rayons gamma]], lesquels sont les plus énergétiques [[Rayonnement électromagnétique|rayon]]s du [[spectre électromagnétique]]; plus d'un million de fois plus puissant que la lumière visible. Les rayons gamma venant de Messier 87 ont été observés depuis la fin des années 1990, mais récemment en utilisant le [[High Energy Stereoscopic System|H.E.S.S.]] un réseau de [[Télescope à imagerie Čerenkov atmosphérique|télescopes à imagerie Čerenkov atmosphérique]], les scientifiques ont mesuré des variations dans le flux de rayons gamma venant M 87, et on trouvé que le flux changeait sur une période de quelques jours. Cette courte période rend le voisinage immédiat du trou noir supermassif dans Messier 87, la source la plus probable de ces rayons gamma<ref name=cain061027/>. En général, plus petit est le diamètre, plus sont rapides les variations de flux, et vice versa.
Messier 87 est une très forte source de [[rayon gamma|rayons gamma]], lesquels sont les plus énergétiques [[Rayonnement électromagnétique|rayon]]s du [[spectre électromagnétique]]; plus d'un million de fois plus puissants que la lumière visible. Les rayons gamma venant de Messier 87 ont été observés depuis la fin des années 1990, mais récemment en utilisant le [[High Energy Stereoscopic System|H.E.S.S.]] un réseau de [[Télescope à imagerie Čerenkov atmosphérique|télescopes à imagerie Čerenkov atmosphérique]], les scientifiques ont mesuré des variations dans le flux de rayons gamma venant M 87, et on trouvé que le flux changeait sur une période de quelques jours. Cette courte période rend le voisinage immédiat du trou noir supermassif dans Messier 87, la source la plus probable de ces rayons gamma<ref name=cain061027/>. En général, plus petit est le diamètre, plus sont rapides les variations de flux, et vice versa.


<!--
<!--
A knot of matter in the jet, designated HST-1, has been tracked by the [[Hubble Space Telescope]] and the [[Chandra X-ray Observatory]]. This knot is about {{Convert|65|pc|ly|abbr=on}} from the core. By 2006, the X-ray intensity of this knot had increased by a factor of 50 over a four year period<ref name=apj640_1/>. This X-ray emission has since been decaying in a variable manner<ref name=baas41/>.
A knot of matter in the jet, designated HST-1, has been tracked by the [[Hubble Space Telescope]] and the [[Chandra X-ray Observatory]]. This knot is about {{Convert|65|pc|ly|abbr=on}} from the core. By 2006, the X-ray intensity of this knot had increased by a factor of 50 over a four year period<ref name=apj640_1/>. This X-ray emission has since been decaying in a variable manner<ref name=baas41/>.
-->
-->
Un agglomérat de matière dans le jet, nommé « HST-1 », a été surveillé par le [[télescope spatial Hubble]] et [[Chandra (télescope spatial)|télescope spatial Chandra]]. Cet agglomérat est à environ {{unité|65|[[Parsec|pc]]}} ({{unité|210|[[Année-lumière|al]]}}) du cœur. En 2006, l'intensité des rayons X de cet agglomérat a augmenté d'un facteur 50 sur une période de quatre ans<ref name=apj640_1/>. Cette émission de rayons X a depuis diminué de manière variable<ref name=baas41/>.
Un agglomérat de matière dans le jet, nommé « HST-1 », a été surveillé par le [[télescope spatial Hubble]] et [[Chandra (télescope spatial)|télescope spatial Chandra]]. Cet agglomérat est à environ {{unité|65|[[Parsec|pc]]}} ({{unité|210|[[Année-lumière|al]]}}) du cœur. En 2006, l'intensité des rayons X de cet agglomérat a augmenté d'un facteur 50 sur une période de quatre ans<ref name=apj640_1/>. Cette émission de rayons X a depuis diminué de manière variable<ref name=baas41/>.


==Autres membres de l'amas==
==Autres membres de l'amas==
Ligne 175 : Ligne 174 :
This supergiant elliptical galaxy is located near the center of the [[Virgo Cluster]]<ref name=mnras377_1/>. This rich cluster has about 2,000 members<ref name=apjss153_1_223/> and it forms the core of the larger [[Virgo Supercluster]], of which the [[Local Group]], and hence the [[Milky Way]] galaxy, is an outlying member<ref name=aaa502_3/>. The cluster is organized into at least three distinct subsystems that are associated with the three galaxies Messier 87, [[Messier 49]] and [[Messier 86]]. In terms of mass, Messier 87 is a dominant member of the cluster, and hence appears to be moving very little relative to the cluster as a whole<ref name=aaa502_3/>. Indeed, Messier 87 is defined as the cluster center. The combined mass of the cluster is estimated to be (0.15–1.5) × 10<sup>15</sup> [[solar mass]]es<ref name=apjss153_1_223/>. The clusters within the supercluster are in motion relative to each other.
This supergiant elliptical galaxy is located near the center of the [[Virgo Cluster]]<ref name=mnras377_1/>. This rich cluster has about 2,000 members<ref name=apjss153_1_223/> and it forms the core of the larger [[Virgo Supercluster]], of which the [[Local Group]], and hence the [[Milky Way]] galaxy, is an outlying member<ref name=aaa502_3/>. The cluster is organized into at least three distinct subsystems that are associated with the three galaxies Messier 87, [[Messier 49]] and [[Messier 86]]. In terms of mass, Messier 87 is a dominant member of the cluster, and hence appears to be moving very little relative to the cluster as a whole<ref name=aaa502_3/>. Indeed, Messier 87 is defined as the cluster center. The combined mass of the cluster is estimated to be (0.15–1.5) × 10<sup>15</sup> [[solar mass]]es<ref name=apjss153_1_223/>. The clusters within the supercluster are in motion relative to each other.
-->
-->
La galaxie elliptique est située près du centre de l'[[amas de la Vierge]]<ref name=mnras377_1/>. Cet important amas comprend environ {{unité|2000|membres}}<ref name=apjss153_1_223/> et il constitue le noyau du [[Superamas de la Vierge]] qui comprend également le [[Groupe local]], dont la [[Voie lactée]], est un membre périphérique<ref name=aaa502_3/>. L'amas est composé d'au moins trois sous-systèmes distincts qui sont associés avec trois galaxies Messier 87, [[M49|Messier 49]] et [[M86|Messier 86]]. En terme de masse, Messier 87 est le membre dominant de l'amas, et semble donc se déplacer très peu relativement aux autres membres de l'amas<ref name=aaa502_3/>. La masse combinée de l'amas est estimée<ref name=apjss153_1_223/> à {{unité|0.15-1.5|e=15|[[masse solaire|M<sub>☉</sub>]]}}. Les amas sont en mouvement relatif les uns par rapport aux autres dans le superamas.
La galaxie elliptique est située près du centre de l'[[amas de la Vierge]]<ref name=mnras377_1/>. Cet important amas comprend environ {{unité|2000|membres}}<ref name=apjss153_1_223/>{{,}}<ref name=aaa518_1/> et il constitue le noyau du [[Superamas de la Vierge]] qui comprend également le [[Groupe local]], dont la [[Voie lactée]] est un membre périphérique<ref name=aaa502_3/>. L'amas est composé d'au moins trois sous-systèmes distincts qui sont associés avec trois galaxies Messier 87, [[M49|Messier 49]] et [[M86|Messier 86]]. En terme de masse, Messier 87 est le membre dominant de l'amas, et semble donc se déplacer très peu relativement aux autres membres de l'amas<ref name=aaa502_3/>. La masse combinée de l'amas est estimée<ref name=apjss153_1_223/>{{,}}<ref name=aaa518_1/> à {{unité|0.15-1.5|e=15|[[masse solaire|M<sub>☉</sub>]]}}. Les amas sont en mouvement relatif les uns par rapport aux autres dans le superamas.


<!--
<!--
Ligne 187 : Ligne 186 :
{{références|colonnes = 2 |références=
{{références|colonnes = 2 |références=


<ref name=aaa493_1>{{Article |langue=en
<!-- Introduction -->
|nom1=Lambert|prénom1=S. B. |nom2=Gontier|prénom2=A. M.
|titre=On radio source selection to define a stable celestial frame
|périodique=Astronomy and Astrophysics |volume=493 |numéro=1 |pages=317–323 |mois=01 |année=2009
|doi=10.1051/0004-6361:200810582 |bibcode=2009A&A...493..317L }}</ref>

<ref name=ned>{{en}} {{Lien web
|titre=Results for NGC 4486
|url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?objname=M+87&img_stamp=yes&extend=no
|site=California Institute of Technology - NASA/IPAC Extragalactic Database
|consulté le=2011-05-29}}</ref>


<ref name=obspm>{{lien web |url=http://messier.obspm.fr/f/m087.html |titre=Le catalogue Messier - Messier 87 |site= le site de l'observatoire de Paris}}</ref>
<ref name=obspm>{{lien web |url=http://messier.obspm.fr/f/m087.html |titre=Le catalogue Messier - Messier 87 |site= le site de l'observatoire de Paris}}</ref>


<ref name=aj94>{{Article |langue=en
<ref name=aj94>{{Article |langue=en
|nom1=Binggeli |prénom1=Bruno
|nom1=Binggeli|prénom1=Bruno |nom2=Tammann|prénom2= G.A. |nom3=Sandage|prénom3=Allan
|nom2=Tammann |prénom2= G.A.
|nom3=Sandage| prénom3=Allan
|titre=Studies of the Virgo cluster. VI - Morphological and kinematical structure of the Virgo cluster
|titre=Studies of the Virgo cluster. VI - Morphological and kinematical structure of the Virgo cluster
|périodique=Astronomical Journal | volume=94 | mois=08 | année=1987 | pages=251–277
|périodique=Astronomical Journal | volume=94 | mois=08 | année=1987 | pages=251–277
Ligne 200 : Ligne 207 :


<ref name=aaa524_1>{{Article |langue=en
<ref name=aaa524_1>{{Article |langue=en
|nom1=Bird|prénom1=S.
|nom1=Bird|prénom1=S. |nom2=Harris|prénom2=W.E. |nom3=Blakeslee|prénom3=J.P. |nom4=Flynn|prénom4=C.
|nom2=Harris|prénom2=W.E.
|nom3=Blakeslee|prénom3=J.P.
|nom4=Flynn|prénom4=C.
|titre=The inner halo of M 87: a first direct view of the red-giant population
|titre=The inner halo of M 87: a first direct view of the red-giant population
|périodique=Astronomy and Astrophysics | volume=524 | mois=12 | année=2004 | pages=1–11
|périodique=Astronomy and Astrophysics | volume=524 | mois=12 | année=2004 | pages=1–11
Ligne 209 : Ligne 213 :


<ref name=apj119>{{Article |langue=en
<ref name=apj119>{{Article |langue=en
|nom1=Baade|prénom1=Walter|lien auteur1=Walter Baade
|nom1=Baade|prénom1=Walter|lien auteur1=Walter Baade |nom2=Minkowski|prénom2=Rudolph|lien auteur2=Rudolph Minkowski
|nom2=Minkowski|prénom2=Rudolph|lien auteur2=Rudolph Minkowski
|titre=On the Identification of Radio Sources
|titre=On the Identification of Radio Sources
|périodique=Astrophysical Journal | année=1954 | volume=119 | pages=215–231
|périodique=Astrophysical Journal | année=1954 | volume=119 | pages=215–231
|bibcode=1954ApJ...119..215B |doi=10.1086/145813 |url texte=http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1954ApJ...119..215B}}</ref>
|bibcode=1954ApJ...119..215B |doi=10.1086/145813 |url texte=http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1954ApJ...119..215B}}</ref>

<!-- Historique -->


<ref name=basu03>{{Ouvrage |langue=en
<ref name=basu03>{{Ouvrage |langue=en
|nom1=Baidyanath|prénom1=Basu
|nom1=Baidyanath|prénom1=Basu
|titre=An Introduction to Astrophysics | passage=237 | éditeur=Prentice-Hall of India | lieu=New Delhi |année=2003 | pages totale=508
|titre=An Introduction to Astrophysics |passage=237 |éditeur=Prentice-Hall of India |lieu=New Delhi |année=2003 |pages totale=508
|isbn=8120311213 |lire en ligne=http://books.google.fr/books?id=1w5f5Po4XV8C&lpg=PR1&dq=isbn%3A8120311213&hl=en&pg=PA237#v=onepage&q&f=false}}</ref>
|isbn=8120311213 }}</ref>


<ref name=mras49>{{Article |langue=en
<ref name=mras49>{{Article |langue=en
Ligne 259 : Ligne 260 :


<ref name=apj74>{{Article |langue=en
<ref name=apj74>{{Article |langue=en
|nom1=Hubble|prénom1=E.P.|lien auteur1=Edwin Hubble
|nom1=Hubble|prénom1=E.P.|lien auteur1=Edwin Hubble |nom2=Humason|prénom2= Milton L.|lien auteur2=Milton Humason
|nom2=Humason|prénom2= Milton L.|lien auteur2=Milton Humason
|titre=The Velocity-Distance Relation among Extra-Galactic Nebulae
|titre=The Velocity-Distance Relation among Extra-Galactic Nebulae
|périodique=Astrophysical Journal | volume=74 | page=43 | month=07 | année=1931
|périodique=Astrophysical Journal | volume=74 | page=43 | month=07 | année=1931
Ligne 272 : Ligne 272 :


<ref name=ajsra3>{{Article |langue=en
<ref name=ajsra3>{{Article |langue=en
|nom1=Stanley|prénom1=G.J.
|nom1=Stanley|prénom1=G.J. |nom2=Slee|prénom2=O.B.
|nom2=Slee|prénom2=O.B.
|titre=Galactic Radiation at Radio Frequencies. II. The Discrete Sources
|titre=Galactic Radiation at Radio Frequencies. II. The Discrete Sources
|périodique=Australian Journal of Scientific Research A | volume=3 | page=234 | mois=06 | année=1950
|périodique=Australian Journal of Scientific Research A | volume=3 | page=234 | mois=06 | année=1950
Ligne 279 : Ligne 278 :


<ref name=observatory76>{{Article |langue=en
<ref name=observatory76>{{Article |langue=en
|nom1=Baldwin|prénom1=John E.
|nom1=Baldwin|prénom1=John E. |nom2=Smith|prénom2=F.Graham
|nom2=Smith|prénom2=F.Graham
|titre=Radio emission from the extragalactic nebula M87
|titre=Radio emission from the extragalactic nebula M87
|périodique=The Observatory | volume=76 | pages=141–144 | mois=08 | année=1956
|périodique=The Observatory | volume=76 | pages=141–144 | mois=08 | année=1956
Ligne 292 : Ligne 290 :


<ref name=charles95>{{Ouvrage |langue=en
<ref name=charles95>{{Ouvrage |langue=en
|nom1=Charles |prénom1=Philip A.
|nom1=Charles |prénom1=Philip A. |nom2=Seward |prénom2=Frederick D.
|nom2=Seward |prénom2=Frederick D.
|titre=Exploring the X-ray universe
|titre=Exploring the X-ray universe
|éditeur=Press Syndicate of the University of Cambridge | lieu=Cambridge | année=1995 | pages totales=398 | passage=9
|éditeur=Press Syndicate of the University of Cambridge | lieu=Cambridge | année=1995 | pages totales=398 | passage=9
Ligne 299 : Ligne 296 :


<ref name=bradt68>{{Article |langue=en
<ref name=bradt68>{{Article |langue=en
|nom1=Bradt|prénom1=Hale V.D.|lien auteur1=Hale Bradt
|nom1=Bradt|prénom1=Hale V.D.|lien auteur1=Hale Bradt |nom2=Naranan|prénom2=S.
|nom3=Rappaport|prénom3=Saul A.|lien auteur3=Saul A. Rappaport |nom4=Spada|prénom4=Gian Franco
|nom2=Naranan|prénom2=S.
|nom3=Rappaport|prénom3=Saul A.|lien auteur3=Saul A. Rappaport
|nom4=Spada|prénom4=Gian Franco
|titre=Celestial Positions of X-Ray Sources in Sagittarius
|titre=Celestial Positions of X-Ray Sources in Sagittarius
|périodique=Astrophysical Journal | mois=06 | année=1968 | volume=152 | numéro=6 | pages=1005–13
|périodique=Astrophysical Journal | mois=06 | année=1968 | volume=152 | numéro=6 | pages=1005–13
Ligne 308 : Ligne 303 :


<ref name=apj262>{{Article |langue=en
<ref name=apj262>{{Article |langue=en
|nom1=Lea|prénom1=Susan M.
|nom1=Lea|prénom1=Susan M. |nom2=Mushotzky|prénom2=Richard |nom3=Holt|prénom3=Stephen S.
|nom2=Mushotzky|prénom2=Richard
|nom3=Holt|prénom3=Stephen S.
|titre=Einstein Observatory solid state spectrometer observations of M87 and the Virgo cluster
|titre=Einstein Observatory solid state spectrometer observations of M87 and the Virgo cluster
|périodique=Astrophysical Journal, Part 1 | volume=262 | pages=24–32 | mois=11 | année=1982
|périodique=Astrophysical Journal, Part 1 | volume=262 | pages=24–32 | mois=11 | année=1982
|doi=10.1086/160392 |bibcode=1982ApJ...262...24L |url texte=http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1982ApJ...262...24L}}</ref>
|doi=10.1086/160392 |bibcode=1982ApJ...262...24L |url texte=http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1982ApJ...262...24L}}</ref>


<ref name=midway>[[Epsilon Virginis]] a pour [[Système de coordonnées équatoriales|coordonnées célestes]] α={{RA|13|02}}, δ={{DEC|+10|57}} et [[Beta Leonis]] α={{RA|11|49}}, δ={{DEC|+14|34}}. Le milieu du segment se situe aux coordonnées α={{RA|12|16}}, δ={{DEC|12|45}} à comparer aux coordonnées de Messier 87: α={{RA|12|31}}, δ={{DEC|+12|23}}.</ref>
<!-- Propriétés -->

<ref name=midway>[[Epsilon Virginis]] a pour [[Système de coordonnées équatoriales|coordonnées célestes]] α={{RA|13|02}}, δ={{DEC|+10|57}} et [[Beta Leonis]] α={{RA|11|49}}, δ={{DEC|+14|34}}. Le milieu du segment se situe aux coordonnées α={{RA|12|16}}, δ={{DEC|12|45}} a comparer aux coordonnées de Messier 87: α={{RA|12|31}}, δ={{DEC|+12|23}}.</ref>


<ref name=luginbuhl_skiff98>{{Ouvrage |langue=en
<ref name=luginbuhl_skiff98>{{Ouvrage |langue=en
|nom1=Luginbuhl|prénom1=Christian B.
|nom1=Luginbuhl|prénom1=Christian B. |nom2=Skiff|prénom2=Brian A.
|nom2=Skiff|prénom2=Brian A.
|titre=Observing Handbook and Catalogue of Deep-Sky Objects
|titre=Observing Handbook and Catalogue of Deep-Sky Objects
|éditeur=Cambridge University Press |année=1998 |pages totales=352 |edition=2 |passage=266
|éditeur=Cambridge University Press |année=1998 |pages totales=352 |edition=2 |passage=266
Ligne 341 : Ligne 331 :


<ref name=jass4_1>{{Article |langue=en
<ref name=jass4_1>{{Article |langue=en
|nom1=Park|prénom1=Kyung-Suk
|nom1=Park|prénom1=Kyung-Suk |nom2=Chun|prénom2=Mun-Suk
|nom2=Chun|prénom2=Mun-Suk
|titre=Dynamical Structure of NGC 4486
|titre=Dynamical Structure of NGC 4486
|périodique=Journal of Astronomy and Space Science | volume=4 | numéro=1 | pages=35–45 | mois=06 | année=1987
|périodique=Journal of Astronomy and Space Science | volume=4 | numéro=1 | pages=35–45 | mois=06 | année=1987
Ligne 348 : Ligne 337 :


<ref name=jones_lambourne04>{{Ouvrage |langue=en
<ref name=jones_lambourne04>{{Ouvrage |langue=en
|nom1=Jones|prénom1=Mark H.
|nom1=Jones|prénom1=Mark H. |nom2=Lambourne|prénom2=Robert J.A. |nom3=Adams|prénom3=David John
|nom2=Lambourne|prénom2=Robert J.A.
|nom3=Adams|prénom3=David John
|titre=An introduction to galaxies and cosmology
|titre=An introduction to galaxies and cosmology
|éditeur=Cambridge University Press | année=2004 | pages totales=442 |passage=71
|éditeur=Cambridge University Press | année=2004 | pages totales=442 |passage=71
Ligne 356 : Ligne 343 :


<ref name=aj121_6>{{Article |langue=en
<ref name=aj121_6>{{Article |langue=en
|nom1=Kundu|prénom1=Arunav
|nom1=Kundu|prénom1=Arunav |nom2=Whitmore|prénom2=Bradley C.
|nom2=Whitmore|prénom2=Bradley C.
|titre=New Insights from HST Studies of Globular Cluster Systems. I. Colors, Distances, and Specific Frequencies of 28 Elliptical Galaxies
|titre=New Insights from HST Studies of Globular Cluster Systems. I. Colors, Distances, and Specific Frequencies of 28 Elliptical Galaxies
|périodique=The Astronomical Journal | volume=121 | numéro=6 | pages=2950–2973 | mois=06 | année=2001
|périodique=The Astronomical Journal | volume=121 | numéro=6 | pages=2950–2973 | mois=06 | année=2001
Ligne 383 : Ligne 369 :


<ref name=apj643_1>{{Article |langue=en
<ref name=apj643_1>{{Article |langue=en
|nom1=Wu|prénom1=Xiaoan
|nom1=Wu|prénom1=Xiaoan |nom2=Tremaine|prénom2=Scott
|nom2=Tremaine|prénom2=Scott
|titre=Deriving the Mass Distribution of M87 from Globular Clusters
|titre=Deriving the Mass Distribution of M87 from Globular Clusters
|périodique=The Astrophysical Journal |année=2006 |volume=643 |numéro=1 |pages=210–221
|périodique=The Astrophysical Journal |année=2006 |volume=643 |numéro=1 |pages=210–221
Ligne 390 : Ligne 375 :


<ref name=apj486>{{Article |langue=en
<ref name=apj486>{{Article |langue=en
|nom1=Cohen|prénom1=Judith G.
|nom1=Cohen|prénom1=Judith G. |nom2=Ryzhov|prénom2=Anton
|nom2=Ryzhov|prénom2=Anton
|titre=The Dynamics of the M87 Globular Cluster System
|titre=The Dynamics of the M87 Globular Cluster System
|périodique=Astrophysical Journal | volume=486 | numéro=1 | page=230 | mois=09 | année=1997
|périodique=Astrophysical Journal | volume=486 | numéro=1 | page=230 | mois=09 | année=1997
Ligne 397 : Ligne 381 :


<ref name=apj106_6>{{Article |langue=en
<ref name=apj106_6>{{Article |langue=en
|nom1=Merritt|prénom1=David|lien auteur1=David Merritt
|nom1=Merritt|prénom1=David|lien auteur1=David Merritt |nom2= Tremblay|prénom2=Benoit
|nom2= Tremblay|prénom2=Benoit
|titre=The distribution of dark matter in the halo of M87
|titre=The distribution of dark matter in the halo of M87
|périodique=The Astronomical Journal |volume=106 |numéro=6 |pages=2229–2242 |mois=12 |année=1993
|périodique=The Astronomical Journal |volume=106 |numéro=6 |pages=2229–2242 |mois=12 |année=1993
Ligne 405 : Ligne 388 :


<ref name=mnras364>{{Article |langue=en
<ref name=mnras364>{{Article |langue=en
|nom1=Battaglia|prénom1=Giuseppina
|nom1=Battaglia|prénom1=Giuseppina |nom2=Helmi|prénom2=Amina |nom3=Morrison|prénom3=Heather
|nom4=Harding|prénom4=Paul |nom5=Olszewski|prénom5=Edward W. |nom6=Mateo|prénom9=Mario
|nom2=Helmi|prénom2=Amina
|nom7=Freeman|prénom7=Kenneth C. |nom8=Norris|prénom8=John |nom9=Shectman|prénom9=Stephen A.
|nom3=Morrison|prénom3=Heather
|nom4=Harding|prénom4=Paul
|nom5=Olszewski|prénom5=Edward W.
|nom6=Mateo|prénom9=Mario
|nom7=Freeman|prénom7=Kenneth C.
|nom8=Norris|prénom8=John
|nom9=Shectman|prénom9=Stephen A.
|titre=The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way
|titre=The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way
|périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |année=2005 |mois=12| volume=364 |numéro=2 |pages=433–442
|périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |année=2005 |mois=12| volume=364 |numéro=2 |pages=433–442
Ligne 419 : Ligne 396 :


<ref name="apj700_2_1690">{{Article |langue=en
<ref name="apj700_2_1690">{{Article |langue=en
|nom1=Gebhardt|prénom1=Karl
|nom1=Gebhardt|prénom1=Karl |nom2=Thomas|prénom2=Jens
|nom2=Thomas|prénom2=Jens
|titre=The Black Hole Mass, Stellar Mass-to-Light Ratio, and Dark Halo in M87
|titre=The Black Hole Mass, Stellar Mass-to-Light Ratio, and Dark Halo in M87
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=700 |numéro=2 |pages=1690–1701 |mois=08 |année=2009
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=700 |numéro=2 |pages=1690–1701 |mois=08 |année=2009
Ligne 432 : Ligne 408 :


<ref name=aj86>{{Article |langue=en
<ref name=aj86>{{Article |langue=en
|nom1=Burns|prénom1=Jack O.
|nom1=Burns|prénom1=Jack O. |nom2=White|prénom2=Richard A. |nom3=Haynes|prénom3=Martha Patricia|lien auteur3=Martha P Haynes
|nom2=White|prénom2=Richard A.
|nom3=Haynes|prénom3=Martha Patricia|lien auteur3=Martha P Haynes
|titre=A search for neutral hydrogen in D and cD galaxies
|titre=A search for neutral hydrogen in D and cD galaxies
|périodique=Astronomical Journal |volume=86 |pages=1120–1125 |mois=08 |année=1981
|périodique=Astronomical Journal |volume=86 |pages=1120–1125 |mois=08 |année=1981
Ligne 451 : Ligne 425 :


<ref name=science287_5450_79>{{Article |langue=en
<ref name=science287_5450_79>{{Article |langue=en
|nom1=Bland-Hawthorn|prénom1=Joss
|nom1=Bland-Hawthorn|prénom1=Joss |nom2=Freeman|prénom2=Ken|lien auteur2=Ken Freeman
|nom2=Freeman|prénom2=Ken|lien auteur2=Ken Freeman
|titre=The Baryon Halo of the Milky Way: A Fossil Record of Its Formation
|titre=The Baryon Halo of the Milky Way: A Fossil Record of Its Formation
|périodique=Science |année=2000 |mois=01 |jour=7 | volume=287 | numéro=5450 | pages=79–84
|périodique=Science |année=2000 |mois=01 |jour=7 | volume=287 | numéro=5450 | pages=79–84
Ligne 458 : Ligne 431 :


<ref name=janowiecki10>{{Article |langue=en
<ref name=janowiecki10>{{Article |langue=en
|nom1=Janowiecki| prénom1=Steven
|nom1=Janowiecki| prénom1=Steven |nom2=Mihos |prénom2=J. Christopher |nom3=Harding|prénom3=Paul
|nom4=Feldmeier|prénom4=John J. |nom5=Rudick|prénom5=Craig |nom6=Morrison|prénom6=Heather
|nom2=Mihos |prénom2=J. Christopher
|nom3=Harding|prénom3=Paul
|nom4=Feldmeier|prénom4=John J.
|nom5=Rudick|prénom5=Craig
|nom6=Morrison|prénom6=Heather
|titre=Diffuse Tidal Structures in the Halos of Virgo Ellipticals
|titre=Diffuse Tidal Structures in the Halos of Virgo Ellipticals
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=715 |numéro=2 |pages=972–985 |mois=06 |année=2010
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=715 |numéro=2 |pages=972–985 |mois=06 |année=2010
|bibcode=2010ApJ...715..972J |doi=10.1088/0004-637X/715/2/972}} {{arxiv2|1004.1473}}</ref>
|bibcode=2010ApJ...715..972J |doi=10.1088/0004-637X/715/2/972}} {{arxiv2|1004.1473}}</ref>


<ref name=gebhardt2011>{{Article |langue=en
<!-- Structure -->
|nom1=Gehbardt|prénom1=Karl |nom2=Adams|prénom2=Joshua |nom3=Richstone|prénom3=Douglas
|nom4=Lauer|prénom4=Tod R. |lien auteur4=Tod Lauer |nom5=Faber|prénom5=Sandra Moore |lien auteur5=Sandra Moore Faber
|nom6=Gultekin|prénom6=Kayhan |nom7=Murphy|prénom7=Jeremy |nom8=Tremaine|prénom8=Scott |lien auteur8=Scott Tremaine
|titre=The Black-Hole Mass in M87 from Gemini/NIFS Adaptive Optics Observations
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=729 |numéro=2 |année=2011
|bibcode = 2011ApJ...729..119G |doi = 10.1088/0004-637X/729/2/119 }} {{arxiv2|1101.1954}}</ref>


<ref name=apj489>{{Article |langue=en
<!-- * * * * -->
|nom1=Macchetto|prénom1=F. Duccio |nom2=Marconi|prénom2=Alessandro |nom3=Axon|prénom3=David J.
|nom4=Capetti|prénom4=Alessandro |nom5=Sparks|prénom5=William B. |nom6=Crane|prénom6=Phillipe
|titre=The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk
|périodique=Astrophysical Journal |volume=489 |numéro=2 | page=579 | mois=11 | annéer=1997
|doi=10.1086/304823 |bibcode=1997ApJ...489..579M}} {{arxiv2|astro-ph/9706252}}</ref>


<ref name=apj582_1>{{Article |langue=en
<ref name=mnras373_2>{{cite journal | unused_data=pages=588 | doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11067.x | author=Tamura, Naoyuki; Sharples, Ray M.; Arimoto, Nobuo; Onodera, Masato; Ohta, Kouji; Yamada, Yoshihiko | title=A Subaru/Suprime-Cam wide-field survey of globular cluster populations around M87 - I. Observation, data analysis and luminosity function | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=373 | issue=2 | pages=588–600 | year=2006 | bibcode=2006MNRAS.373..588T |arxiv = astro-ph/0609067 }}</ref>
|nom1=Di Matteo|prénom1=Tiziana |nom2=Allen|prénom2=Steven W. |nom3=Fabian|prénom3=Andrew Christopher |lien auteur3=Andrew Fabian
|nom4=Wilson|prénom4=Andrew S. |nom5=Young|prénom5=Andrew J.
|titre=Accretion onto the Supermassive Black Hole in M87
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=582 |numéro=1 |pages=133–140 |mois=01 |année=2003
|doi=10.1086/344504 |bibcode=2003ApJ...582..133D}} {{arxiv2|astro-ph/0202238}}</ref>


<ref name=apjl717_1_L6>{{Article |langue=en
<ref name=apj520_2>{{cite journal | author=Biretta, J. A.; Sparks, W. B.; Macchetto, F. | title=Hubble Space Telescope Observations of Superluminal Motion in the M87 Jet | journal=The Astrophysical Journal | volume=520 | issue=2 | pages=621–626 | month=August | year=1999 | doi=10.1086/307499 | bibcode=1999ApJ...520..621B }}</ref>
|nom1=Batcheldor|prénom1=Dan |nom2=Robinson|prénom2=Andrew |nom3=Axon|prénom3=David J.
|nom4=Perlman|prénom4=Eric S. |nom5=Merritt|prénom5=David |lien auteur5=David Merritt
|titre=A Displaced Supermassive Black Hole in M87
|périodique=The Astrophysical Journal Letters |volume=717 |numéro=1 |pages=L6–L10 |mois=07 |année=2010
|doi=10.1088/2041-8205/717/1/L6 |bibcode=2010ApJ...717L...6B}} {{arxiv2|1005.2173}}</ref>


<ref name=sciencenews177_3_9>{{Article |langue=en
<ref name=hubble990106>{{cite web | title=Hubble detects faster-than-light motion in Galaxy M87 | first=John | last=Biretta | publisher=Space Telescope Science Institute | location=[[Baltimore, Maryland]] | url=http://www.stsci.edu/ftp/science/m87/press.txt | date=January 6, 1999 | accessdate=2010-12-08 }}</ref>
|nom1=Cowen|prénom1=Ron
|titre=Black hole shoved aside, along with 'central' dogma
|périodique=ScienceNews |volume=177 |numéro=13 |page=9 |mois=06|jour=19|année=2010
|url=http://www.sciencenews.org/view/generic/id/59656/title/Black_hole_shoved_aside,_along_with_central_dogma
|consulté le=2010-05-29 }}</ref>


<ref name=dehnen1997>{{Chapitre|langue=en
<ref name=cain061027>{{cite news | first=Bernd | last=Wirsing | date=October 26, 2006 | title=Discovery of Gamma Rays from the Edge of a Black Hole | publisher=Max Planck Society | url=http://www.mpg.de/english/illustrationsDocumentation/documentation/pressReleases/2006/pressRelease20061025/ | accessdate=2010-12-03 }}</ref>
|nom1=Dehnen|prénom1=Walter
|titre chapitre=M87 as a Galaxy
|auteurs ouvrage=Hermann-Josef Röser et Klaus Meisenheimer
|titre ouvrage=The radio galaxy Messier 87
|sous-titre ouvrage=proceedings of a workshop held at Ringberg Castle, Tegernsee, Germany, 15-19 September, 1997
|collection= Lecture notes in physics |numéro dans collection= 530
|éditeur=Springer |date=1999 |pages totales= 342 |passage=31
|isbn=354066209X |isbn2=9783540662099 |oclc=42290432 |doi=10.1007/BFb0106415}}</ref>


<ref name=steinicke_jakiel2007>{{Ouvrage |langue=en
<ref name=roy_watzke0610>{{cite web | first=Steve | last=Roy | coauthors=Watzke, Megan | month=October | year=2006 | work=Chandra | title=Chandra Reviews Black Hole Musical: Epic But Off-Key | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | url=http://chandra.harvard.edu/press/06_releases/press_100506.html | accessdate=2010-04-25 }}</ref>
|nom1=Steinicke|prénom1=Wolfgang|lien auteur1=Wolfgang Steinicke |nom2=Jakiel|prénom2=Richard
|titre=Galaxies and how to observe them
|éditeur=Springer |année=2007 |série=Astronomers' observing guides |passage=32–33 |pages totales=246
|isbn=1852337524 |isbn2=9781852337520 |lire en ligne=http://books.google.fr/books?id=GZLnxIRHKvAC&lpg=PR1&hl=en&pg=PA32#v=onepage&q&f=false}}</ref>


<ref name=aaa459_2>{{Article |langue=en
<ref name=apj640_1>{{cite journal | title=The Outburst of HST-1 in the M87 Jet | author=Harris, D. E.; Cheung, C. C.; Biretta, J. A.; Sparks, W. B.; Junor, W.; Perlman, E. S.; Wilson, A. S. | journal=The Astrophysical Journal | volume=640 | issue=1 | pages=211–218 | month=March | year=2006 | doi=10.1086/500081 | bibcode=2006ApJ...640..211H |arxiv = astro-ph/0511755 }}</ref>
|nom1=Werner|prénom1=Norbert |nom2=Böhringer|prénom2=Hans |nom3=Kaastra|prénom3=Jelle S.
|nom4=de Plaa|prénom4=Jelle |nom5=Simionescu|prénom5=Aurora |nom6=Vink|prénom6=Jacco
|titre=XMM-Newton high-resolution spectroscopy reveals the chemical evolution of M 87
|périodique=Astronomy and Astrophysics |volume=459 |numéro=2 |pages=353–360 |mois=11 |année=2006
|doi=10.1051/0004-6361:20065678 |bibcode=2006A&A...459..353W}} {{arxiv2|astro-ph/0608177}}</ref>


<ref name=aaa518_1>{{Article |langue=en
<ref name=baas41>{{cite journal | author=Harris, D. E.; Cheung, C. C.; Stawarz, L. | title=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 | journal=Bulletin of the American Astronomical Society | volume=41 | page=393 | month=January | year=2009 | bibcode=2009AAS...21333207H | arxiv=0904.3925 }}</ref>
|nom1=Baes|prénom1=M. |nom2=al.
|titre=The Herschel Virgo Cluster Survey. VI. The far-infrared view of M 87
|périodique=Astronomy and Astrophysics |volume=518 |pages=1–4 |mois=07 |année=2010
|doi=10.1051/0004-6361/201014555 |bibcode=2010A&A...518L..53B }}</ref>


<ref name=jones2004>{{Ouvrage |langue=en
<ref name=aaa459_2>{{cite journal | author=Werner, N.; Böhringer, H.; Kaastra, J. S.; de Plaa, J.; Simionescu, A.; Vink, J. | title=XMM-Newton high-resolution spectroscopy reveals the chemical evolution of M 87 | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=459 | issue=2 | pages=353–360 | month=November | year=2006 | doi=10.1051/0004-6361:20065678 | bibcode=2006A&A...459..353W |arxiv = astro-ph/0608177 }}</ref>
|nom1=Jones|prénom1=Mark H. |nom2=Lambourne|prénom2=Robert J. |nom3=Adams|prénom3=David John
|titre=An introduction to galaxies and cosmology
|éditeur=Cambridge University Press |année=2004 |pages totales=442 |passage=11
|isbn=0521546230 |lire en ligne=http://books.google.fr/books?id=36K1PfetZegC&lpg=PP1&hl=en&pg=PA11#v=onepage&q&f=false}}</ref>


<ref name=aj115_5>{{Article |langue=en
<ref name=aj115_5>{{cite journal | author=Harris, William E.; Harris, Gretchen L. H.; McLaughlin, Dean E. | title=M87, Globular Clusters, and Galactic Winds: Issues in Giant Galaxy Formation | journal=The Astronomical Journal | volume=115 | issue=5 | pages=1801–1822 | month=May | year=1998 | doi=10.1086/300322 | bibcode=1998AJ....115.1801H |arxiv = astro-ph/9801214 }} The authors give a [[metallicity]] of:
|nom1=Harris|prénom1=William E. |nom2=Harris|prénom2=Gretchen L.H. |nom3=McLaughlin|prénom3=Dean E.
:<math>\begin{smallmatrix}\left[\frac{Fe}{H}\right]\ =\ -0.3\end{smallmatrix}</math>
|titre=M87, Globular Clusters, and Galactic Winds: Issues in Giant Galaxy Formation
within a 3 kpc radius of the galactic core.</ref>
|périodique=The Astronomical Journal |volume=115 |numéro=5 |pages=1801–1822 |mois=05 |année=1998
|doi=10.1086/300322 |bibcode=1998AJ....115.1801H}} {{arxiv2|astro-ph/9801214 }}
<br />Les auteurs donnent une [[métallicité]] de:
:<math>\scriptstyle\begin{smallmatrix}\left[\frac{Fe}{H}\right]\ =\ -0.3\end{smallmatrix}</math> dans un rayon de {{unité|3|k[[parsec|pc]]}} autour du noyau de la galaxie.</ref>


<ref name=mnras373_2>{{Article |langue=en
<ref name=apj489>{{cite journal | author=Macchetto, F.; Marconi, A.; [[David Axon|Axon, D. J.]]; Capetti, A.; Sparks, W.; Crane, P. | title=The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk | journal=Astrophysical Journal | volume=489 | issue=2 | page=579 | month=November | year=1997 | doi=10.1086/304823 | bibcode=1997ApJ...489..579M |arxiv = astro-ph/9706252 }}</ref>
|nom1=Tamura|prénom1=Naoyuki |nom2=Sharples|prénom2=Ray M. |nom3=Arimoto|prénom3=Nobuo
|nom4=Onodera|prénom4=Masato |nom5=Ohta|prénom5=Kouji |nom6=Yamada|prénom6=Yoshihiko
|titre=A Subaru/Suprime-Cam wide-field survey of globular cluster populations around M87 - I. Observation, data analysis and luminosity function
|périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=373 |numéro=2 |pages=588–600 | pages2=588 |année=2006
|bibcode=2006MNRAS.373..588T |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11067.x}} {{arxiv2|astro-ph/0609067}}</ref>


<ref name=apj705_1_237>{{Article |langue=en
<ref name=apj582_1>{{cite journal | author=Di Matteo, Tiziana; Allen, Steven W.; Fabian, Andrew C.; Wilson, Andrew S.; Young, Andrew J. | title=Accretion onto the Supermassive Black Hole in M87 | journal=The Astrophysical Journal | volume=582 | issue=1 | pages=133–140 | month=January | year=2003 | doi=10.1086/344504 | bibcode=2003ApJ...582..133D |arxiv = astro-ph/0202238 }}</ref>
|nom1=Madrid|prénom1=Juan P. |nom2=Harris|prénom2=William E. |nom3=Blakeslee|prénom3=John P. |nom4=Gómez|prénom4=Matías
|titre=Structural Parameters of the Messier 87 Globular
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=705 |numéro=1 |pages=237–244 |mois=11 |année=2009
|doi=10.1088/0004-637X/705/1/237 |bibcode=2009ApJ...705..237M |url texte=http://iopscience.iop.org/0004-637X/705/1/237/fulltext}}
<br />Voir la {{lien web|url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/705/1/237/apj320647f6.html|titre=figure 6}} pour le graphique du rapport du rayon de l'amas en fonction de sa distance galacto-centrique.</ref>


<ref name=apj668_1_L27>{{Article |langue=en
<ref name=sciencenews177_3_9>{{cite journal | first=Ron | last=Cowen | title=Black hole shoved aside, along with 'central' dogma | date=June 19, 2010 | journal=ScienceNews | volume=177 | issue=13 | page=9 | url=http://www.sciencenews.org/view/generic/id/59656/title/Black_hole_shoved_aside,_along_with_central_dogma | accessdate=2010-05-29 }}</ref>
|nom1=Kovalev|prénom1=Yuri Y. |nom2=Lister|prénom2=Matthew L. |nom3=Homan|prénom3=Daniel C. |nom4=Kellermann|prénom4=K. I.
|titre=The Inner Jet of the Radio Galaxy M87
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=668 |numéro=1 |pages=L27–L30 |mois=10 |année=2007
|doi=10.1086/522603 |bibcode=2007ApJ...668L..27K |url texte=http://iopscience.iop.org/1538-4357/668/1/L27/fulltext }} {{arxiv2|0708.2695}}</ref>


<ref name=nature355_804>{{Article |langue=en
<ref name=apjl717_1_L6>{{cite journal | author=Batcheldor, D.; Robinson, A.; Axon, D. J.; Perlman, E. S.; Merritt, D. | title=A Displaced Supermassive Black Hole in M87 | journal=The Astrophysical Journal Letters | volume=717 | issue=1 | pages=L6–L10 | month=July | year=2010 | doi=10.1088/2041-8205/717/1/L6 | bibcode=2010ApJ...717L...6B | arxiv=1005.2173 }}</ref>
|nom1=Sparks|prénom1=William B. |nom2=Fraix-Burnet|prénom2=Didier |nom3=Macchetto|prénom3=F. |nom4=Owen|prénom4=F. N.
|titre=A counterjet in the elliptical galaxy M87
|périodique=Nature |volume=355 |numéro=6363 |mois=02|jour=27|année=1992 |pages=804–806
|doi=10.1038/355804a0 |bibcode=1992Natur.355..804S }}</ref>


<ref name=klein1997>{{Chapitre|langue=en
<ref name=klein1997>{{cite conference | last=Klein | first=Uli | title=The Large-Scale Structure of Virgo A | booktitle=The radio galaxy Messier 87 | series=Lecture notes in physics | volume=530 | location=Ringberg Castle, Tegernsee, Germany | date=September 15–19, 1997 | editors=Hermann-Josef Röser, Klaus Meisenheimer | publisher=Springer | doi=10.1007/BFb0106418 | bibcode=1999LNP...530...56K }}</ref>
|nom1=Klein|prénom1=Uli
|titre chapitre=The Large-Scale Structure of Virgo A
|auteurs ouvrage=Hermann-Josef Röser et Klaus Meisenheimer
|titre ouvrage=The radio galaxy Messier 87
|sous-titre ouvrage=proceedings of a workshop held at Ringberg Castle, Tegernsee, Germany, 15-19 September, 1997
|collection= Lecture notes in physics |numéro dans collection= 530
|éditeur=Springer |date=1999 |pages totales= 342 |passage=XX
|isbn=354066209X |isbn2=9783540662099 |oclc=42290432 |doi=10.1007/BFb0106418 | bibcode=1999LNP...530...56K}}</ref>


<ref name="apj700_2_1690"/>
<ref name=apj520_2>{{Article |langue=en
|nom1=Biretta|prénom1=John A. |nom2=Sparks|prénom2=W. B. |nom3=Macchetto|prénom3=F.
|titre=Hubble Space Telescope Observations of Superluminal Motion in the M87 Jet
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=520 |numéro=2 |pages=621–626 |mois=08 |année=1999
|doi=10.1086/307499 |bibcode=1999ApJ...520..621B |lire en ligne=http://iopscience.iop.org/0004-637X/520/2/621/fulltext }}</ref>


<ref name=hubble990106>{{en}} {{Lien web
<ref name=apj705_1_237>{{cite journal | author=Madrid, Juan P.; Harris, William E.; Blakeslee, John P.; Gómez, Matías | title=Structural Parameters of the Messier 87 Globular | journal=The Astrophysical Journal | volume=705 | issue=1 | pages=237–244 | month=November | year=2009 | doi=10.1088/0004-637X/705/1/237 | bibcode=2009ApJ...705..237M }} See Fig. 6. for a plot of the effective cluster radius versus galactocentric distance.</ref>
|auteur=John A. Biretta
|titre=Hubble detects faster-than-light motion in Galaxy M87
|url=http://www.stsci.edu/ftp/science/m87/press.txt
|site=Space Telescope Science Institute [[Baltimore, Maryland]] |date=06-01-1999 | consulté le=29-05-2011 }}</ref>


<ref name=roy_watzke0610>{{en}} {{Lien web
<ref name=aaa518_1>{{cite journal | author=Baes, M. | coauthors=''et al.'' | title=The Herschel Virgo Cluster Survey. VI. The far-infrared view of M 87 | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=518 | pages=1–4 | month=July | year=2010 | doi=10.1051/0004-6361/201014555 | bibcode=2010A&A...518L..53B }}</ref>
|auteur=Steve Roy et Megan Watzke
|titre=Chandra Reviews Black Hole Musical: Epic But Off-Key
|url=http://chandra.harvard.edu/press/06_releases/press_100506.html
|site=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics - Chandra |date=2006-10 |consulté le=29-05-2011 }}</ref>


<ref name=cain061027>{{en}} {{Lien web
<ref name=apjss153_1_223>{{cite journal | author=Côté, Patrick | coauthors=''et al.'' | title=The ACS Virgo Cluster Survey. I. Introduction to the Survey | journal=The Astrophysical Journal Supplement Series | volume=153 | issue=1 | pages=223–242 | month=July | year=2004 | doi=10.1086/421490 | bibcode=2004ApJS..153..223C |arxiv = astro-ph/0404138 }}</ref>
|auteur= Bernd Wirsing
|titre=Discovery of Gamma Rays from the Edge of a Black Hole
|url=http://www.mpg.de/english/illustrationsDocumentation/documentation/pressReleases/2006/pressRelease20061025/
|site=Max Planck Society |date=26-10-2006 |consulté le=2011-05-29 }}</ref>


<ref name=apj640_1>{{Article |langue=en
<ref name=apj668_1_L27>{{cite journal | author=Kovalev, Y. Y.; Lister, M. L.; Homan, D. C.; Kellermann, K. I. | title=The Inner Jet of the Radio Galaxy M87 | journal=The Astrophysical Journal | volume=668 | issue=1 | pages=L27–L30 | month=October | year=2007 | doi=10.1086/522603 | bibcode=2007ApJ...668L..27K }}</ref>
|nom1=Harris|prénom1=D. E. |nom2=Cheung|prénom2=Chi Chiu |nom3=Biretta|prénom3=John A. |nom4=Sparks|prénom4=William B. |nom5=Junor|prénom5=William |nom6=Perlman|prénom6=Eric S. |nom7=Wilson|prénom7=Andrew S.
|titre=The Outburst of HST-1 in the M87 Jet
|périodique=The Astrophysical Journal |volume=640 |numéro=1 |pages=211–218 |mois=03 |année=2006
|doi=10.1086/500081 |bibcode=2006ApJ...640..211H}} {{arxiv2|astro-ph/0511755}}</ref>


<ref name=baas41>{{Article |langue=en
<ref name=nature355_804>{{cite journal | title=A counterjet in the elliptical galaxy M87 | author=Sparks, William B.; Fraix-Burnet, D.; Macchetto, F.; Owen, F. N. | journal=Nature | volume=355 | issue=6363 | date=February 27, 1992 | pages=804–806 | doi=10.1038/355804a0 | bibcode=1992Natur.355..804S }}</ref>
|nom1=Harris|prénom1=D. E. |nom2=Cheung|prénom2=Chi Chiu |nom3=Stawarz|prénom3=Lukasz |nom4=Biretta|prénom4=John A. |nom5=Perlman|prénom5=Eric S.
|titre=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
|périodique=Bulletin of the American Astronomical Society |volume=41 |page=393 |mois=01 |année=2009
|bibcode=2009AAS...21333207H}} {{arxiv2|0904.3925}}</ref>


<ref name=apjss153_1_223>{{Article |langue=en
<ref name=aaa518_1>{{cite journal | author=Clemens, M. S. | coauthors=''et al.'' | title=The Herschel Virgo Cluster Survey. III. A constraint on dust grain lifetime in early-type galaxies | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=518 | month=July | year=2010 | pages=1–4 | doi=10.1051/0004-6361/201014533 | bibcode=2010A&A...518L..50C }}</ref>
|nom1=Côté|prénom1=Patrick |nom2=al.
|titre=The ACS Virgo Cluster Survey. I. Introduction to the Survey
|périodique=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=153 |numéro=1 |pages=223–242 |mois=07 |année=2004
|doi=10.1086/421490 |bibcode=2004ApJS..153..223C}} {{arxiv2|astro-ph/0404138}}</ref>


<ref name=aaa518_1>{{Article |langue=en
<ref name=jones2004>{{cite book | author=Jones, Mark H.; Lambourne, Robert J.; Adams, David John | title=An introduction to galaxies and cosmology | page=13 | publisher=Cambridge University Press | year=2004 | isbn=0521546230 }}</ref>
|nom1=Clemens|prénom1=M. S. |nom2=al.
|titre=The Herschel Virgo Cluster Survey. III. A constraint on dust grain lifetime in early-type galaxies
|périodique=Astronomy and Astrophysics |volume=518 |mois=07 |année=2010 |pages=1–4
|doi=10.1051/0004-6361/201014533 |bibcode=2010A&A...518L..50C }}</ref>


<ref name=dehnen1997>{{cite conference | last=Dehnen | first=Walter | title=M 87 as a Galaxy | booktitle=The radio galaxy Messier 87: proceedings of a workshop | location=Ringberg Castle, Tegernsee, Germany | date=September 15–19, 1997 | editors=Hermann-Josef Röser, Klaus Meisenheimer | publisher=Springer | page=31 | doi=10.1007/BFb0106415 | bibcode=1999LNP...530...31D }}</ref>

<ref name=steinicke_jakiel2007>{{cite book | author=Steinicke, Wolfgang; Jakiel, Richard | title=Galaxies and how to observe them | year=2007 | series=Astronomers' observing guides | pages=32–33 | isbn=1852337524 | publisher=Springer }}</ref>

<ref name=gebhardt2011>{{cite journal | first=Karl | last=Gehbardt| coauthors=''et al.'' | title=The Black-Hole Mass in M87 from Gemini/NIFS Adaptive Optics Observations | journal=The Astrophysical Journal | volume=(accepted) | year=2011 | arxiv=1101.1954 |bibcode = 2011ApJ...729..119G |doi = 10.1088/0004-637X/729/2/119 }}</ref>
}}
}}

<!-- Référence de la Box Anglaise pas référencées dans le texte de l'article
<ref name=aaa493_1>{{cite journal | author=Lambert, S. B.; Gontier, A.-M. | title=On radio source selection to define a stable celestial frame | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=493 | issue=1 | pages=317–323 | month=January | year=2009 | doi=10.1051/0004-6361:200810582 | bibcode=2009A&A...493..317L }}</ref>

<ref name=ned>{{cite web | title=Results for NGC 4486 | work=NASA/IPAC Extragalactic Database | publisher=California Institute of Technology | url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?objname=M+87&img_stamp=yes&extend=no | accessdate=2006-10-22}} Select the "By Name" cell, then enter "NGC 4486" in the "Object Name:" field of the query form.</ref>
-->


== Voir aussi ==
== Voir aussi ==
Ligne 542 : Ligne 613 :


*{{Simbad|id=M87}}
*{{Simbad|id=M87}}
*[http://www.obspm.fr/messier/f/m087.html Messier 87, page de la ''SEDS'']
*{{lien web|url=http://www.obspm.fr/messier/f/m087.html |titre=Messier 87 |site=le site de la ''SEDS''}}
*[http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0204.html ESA/Hubble News Release]
*{{en}} {{lien web|url=http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0204.html |titre=European Faint Object Camera on Hubble sets world record - celebrating the successes of ESA's sharp-sighted camera |site=ESA/Hubble News Release}}
*[http://www.spacetelescope.org/images/archive/freesearch/m87/viewall/1 ESA/Hubble images of M87]
*{{en}} {{lien web|url=http://www.spacetelescope.org/images/archive/freesearch/m87/viewall/1 |titre=Images de M87|site=ESA/Hubble}}
*[http://astro.neutral.org/imagehtml/20060304_m87.html Amateur Images of M87 Jet]
*{{en}} {{lien web|url=http://astro.neutral.org/imagehtml/20060304_m87.html |titre=Image d'amateur du jet de M87}}
*[http://www.starshadows.com/gallery/display.cfm?imgID=284 Another amateur image showing M87 jet and M87 globulars]
*{{en}} {{lien web|url=http://www.starshadows.com/gallery/display.cfm?imgID=284 |titre=Image amateur montrant M87 et son jet et ses amas globulaires}}
*[http://chandra.harvard.edu/search_results.html?cx=008640298979322525961%3Arpcb8voz8ci&q=m87&client=google-coop-np&cof=FORID%3A11&siteurl=chandra.harvard.edu%2Fphoto%2Fimage_use.html#940 Image de M87 par [[Chandra (télescope spatial)|Chandra]]]
*{{en}} {{lien web|url=http://chandra.harvard.edu/search_results.html?cx=008640298979322525961%3Arpcb8voz8ci&q=m87&client=google-coop-np&cof=FORID%3A11&siteurl=chandra.harvard.edu%2Fphoto%2Fimage_use.html#940 |titre=Image de M87 par [[Chandra (télescope spatial)|Chandra]]}}
*{{WikiSky}}
*{{WikiSky}}


Ligne 553 : Ligne 624 :
{{CatalogueMessierNavigateur | avant=[[M49]] | nom=M87 | après=[[M88]]}}
{{CatalogueMessierNavigateur | avant=[[M49]] | nom=M87 | après=[[M88]]}}
{{Portail|astronomie}}
{{Portail|astronomie}}



{{DEFAULTSORT:M087}}
{{DEFAULTSORT:M087}}

Version du 30 mai 2011 à 00:37

erreur du modèle {{langue}} : texte absent («  »)

M87
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Astrométrie
Distance 55 (± 1) millions al[2]
(17 ± 0,31 millions pc)
Caractéristiques physiques
Type d'objet Galaxie E0-1[1]
Dimensions ?
(370000 pc)
Couleur (B-V) ?
Découverte
Découvreur(s) Charles Messier
Désignation(s) M87,
NGC 4486,
UGC 7654,
PGC 41316
Liste des objets célestes
modifier 

Modèle:Traduction en cours Messier 87 (aussi dénommée M87, NGC 4486, ou radiogalaxie Virgo A ) est une galaxie elliptique supergéante. Elle a été découverte en 1781 par l'astronome français Charles Messier[3]. Située à environ 53,5 million d'année lumière[4] de la Terre, c'est la plus grande et la plus lumineuse des galaxies de l'amas de la Vierge[2],[4]. Contrairement aux galaxies spirales en forme de disque, Messier 87 n'a pas de bande de poussière (en) 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 5 000 années-lumière[5]

Les étoiles dans cette galaxie constituent environ un sixième de la masse totale de M87. Leur distribution est presque sphérique, tandis que leur densité décrois au fur et à mesure que l'on s'éloigne de son cœur. L'enveloppe galactique s'étend sur un rayon d'environ 490 000 années-lumière, au bout duquel elle s'arrête. Entre ces étoiles, on trouve un milieu interstellaire diffus de gaz enrichi en éléments chimiques produits suite à l'évolution stellaire. Toute poussière produite au sein de la galaxie est détruite dans les 46 millions d'année par l’émission de rayon X du cœur, bien que des observations optiques aient révélé des filaments de poussière. Orbitant au sein de la galaxie, on trouve une anormale population d'environ 12 000 amas globulaires, à comparer avec les 150-200 amas globulaires de la voie lactée.

Étant la plus grande galaxie elliptique la plus proche de la Terre et l'une des plus brillante sources radios (en) du ciel, Messier 87 est une cible favorite d'observation pour les astronomes amateurs, et d'étude pour les astronomes professionnels.

Historique des observations

En 1781, l'astronome français Charles Messier publie un catalogue de 103 objets astronomiques ayant l'apparence de nébulosité. Cette liste fut créée afin d'identifier les objets pouvant être confondu avec des comètes. Par la suite, chaque objet a été précédé de la lettre « M ». M87 est le 87e objet du catalogue Messier[6]. Durant les années 1880, cette nébulosité sera référencée dans le New General Catalogue comme NGC 4486. Ce catalogue de nébulosité 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[7].

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[8]. L'année suivante, une supernova fut observée dans la nébuleuse, elle atteint la magnitude photographique de 21,5[9],[10].

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[11]. 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[12]. Jusqu'en 1931, Hubble identifia Messier 87 comme un membre de l'amas de la Vierge, pour lequel il estima provisoirement une distance de 1,8 million de parsecs de la Terre. À cette date, c'était le seul exemple connu de nébuleuse elliptique pour laquelle les étoiles pouvaient être résolues individuellement[13]. Messier 87 continua à être appelée « nébuleuse extra-galactique » durant de nombreuses années, mais en 1956 elle fut identifiée comme étant une galaxie de type E0[14].

En 1947, une importante source radio fut localisée à l'endroit même de Messier 87, elle fut nommée « Virgo-A »[15]. 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 s'étend du cœur avec un angle de position de 260°, d'une distance angulaire de 20" avec une épaisseur angulaire de 2"[5]. 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'électron se déplaçant à une vitesse relativiste dans un champ magnétique. L'énergie totale dissipée par ces électrons fut estimée à 5 × 1056 eV[16]. En 1969-70, un important élément de l’émission radio fut trouvé très précisément dans l'alignement de la source optique du jet[17].

Le 25 avril 1965, le laboratoire américain Naval Research Laboratory lança une fusée Aerobee 150. Ce lancement découvrit 7 candidats de source de rayon X, incluant la première source de rayon X extragalactique; désigné « Virgo X-1 » comme la première source detectée dans la Vierge[18]. Le 7 juillet 1967, une autre fusée Aerobee lancée du pas de tir situé à White Sands confirma la preuve que la source Virgo X-1 était la radiogalaxie Messier 87[19]. Des observations ultérieures en rayon X par le HEAO-1 et HEAO-2 montrèrent une source complexe qui incluait le noyau galactique actif de Messier 87[20]. Cependant, il y a une faible concentration centrale de l’émission en rayon X[17].

Propriétés

Emplacement de M87 (en haut à droite) dans las 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[21]. Cette galaxie, de magnitude apparente égale à 9,59, peut être observée avec un petit télescope de 6 cm de diamètre. Visuellement, la galaxie s'étend sur une aire angulaire de 7′,2 x 6′,8, et le cœur sur 45″[22]. Observer le jet est un pari osé sans aide photographique[23]. 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 254 cm de diamètre[24]. Récemment, toutefois, il a été observé par des astronomes amateurs utilisant des télescope de large diamètre sous d'excellentes conditions atmosphériques[25].

Dans la classification de Hubble révisée 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[26]. Le suffixe « p » indique une galaxie particulière qui ne rempli pas entièrement les caractéristiques de sa classe, dans le cas de M87 cette particularité est due à la présence du jet au cœur de la galaxie[26],[27]. Messier 87 est considérée comme une galaxie de type cD (en), c'est à dire une galaxie supergéante de classe D[28],[29]. Cette dernière catégorie, fut proposée initialement par l'astronome américain William W. Morgan en 1958, c'est une galaxie qui a un noyau ressemblant à ceux des galaxies elliptiques, entouré par une enveloppe diffuse, étendue et sans poussière[30],[31].

La distance de Messier 87 a été estimé 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 estimé avec des bougies standards comme les céphéides, la distribution linéaire de la taille des amas globulaires, et la méthode de l' « astuce de la branche des géantes rouges (en) » utilisant la résolution individuelle des géantes rouges. Ces mesures sont cohérentes entre elles, et leur moyenne pondérée situe Messier 87 à environ 16,4 ± 0,5 Mpc soit 53,5 ± 1,6 Mal.

Masse estimée
Masse
 × 1012 M☉ 		Rayon
kpc
2,4[32] 32
3,0[33] 44
6,0[34] 50

La masse de Messier 87 dans un rayon de 9-40 Kpc à partir du noyau augmente régulièrement d'environ d'un rapport r1,7, où r est le rayon du noyau[33]. Dans un rayon de 32 kpc (100 kal), la masse équivaut à ((2,4 ± 0,6)) × 1012 masse solaire[32], soit le double de la masse de la Voie lactée[35]. Toutefois, seule une fraction de cette masse est représentée par la masse stellaire, comme Messier 87 a un rapport masse/luminosité de 6,3 ± 0,8. D'où environ un sixième de la masse de la galaxie est sous forme d'étoile rayonnant de l'énergie[36]. La masse totale de Messier 87 pourrait-être 200 fois celle de la Voie lactée[37].

Le gaz « retombe » dans la galaxie à un rythme de 3 M☉ par an, dont la majeure partie est rassemblée par accrétion par le noyau[38]. L'enveloppe stellaire étendue de cette galaxie atteint un rayon d'environ 150 kpc (490 kal)[39],[40], à comparer avec les 100 kpc (330 kal) pour la Voie lactée[41]. Au delà de cette distance le bord extérieur de la galaxie a été tronqué par d'autres phénomènes, propablement une rencontre antérieure avec une autre galaxie[39],[40]. Il y a quelques preuves de courants stellaires linéaires au Nord-Ouest de la galaxie, qui pourraient avoir été créé par un effet de marée des autres galaxies de l'amas en orbite, où par une petite galaxie en collision avec Messier 87[42].

Structure

Vue d’artiste d'un trou noir supermassif et de son disque d'accrétion.

Au cœur de cette galaxie se trouve un trou noir supermassif (TNSM) dont la masse est estimée à ((6,6 ± 0,4)) × 109 M☉ et un diamètre plus grand que l'orbite de Pluton[43]. C'est l'une des masses les plus importantes pour ce type d'objet. Autour de ce trou noir on trouve un disque d'accrétion de gaz ionizé, qui est orienté perpendiculairement au jet. Ce gaz orbite autour du trou noir à des vitesses allant jusqu'à 1 000 km s−1[44]. Le gaz tombe par accrétion (en) dans le trou noir à un taux estimé à une masse solaire par dizaine années[45]. Le trou noir de M87 est décalé par rapport à son centre sur une distance de 25 pc (82 al)[46]. Ce décalage est orienté dans la direction opposée de la direction du jet, ce qui pourrait indiquer que le trou noir ai été éjecté du centre par le jet. Une autre possibilité est que ce décalage est intervenu durant la fusion de deux TNSM[46],[47]. Ces assertions sont toutes fois 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 la M87 n'a pas trouvé de déplacement statistiquement significatif[43].

Les galaxies elliptiques actives similaires à Messier 87 sont connues leur formation résultant d'une fusion entre galaxies plus petites[48]. Il y a peu de poussière restant pour former une nébuleuse diffuse où de nouvelles étoiles sont créées, de ce fait la population stellaire est dominée par de vieilles étoiles, des étoiles de « population II » qui contiennent relativement peu d'élément autre que l'hydrogène et l'hélium. La forme elliptique de cette galaxie est stabilisée par les trajectoires orbitales aléatoires des étoiles qui la composent, au contraire des trajectoires stellaires orbitales ordonnées que l'on trouve dans les galaxies spirales comme la Voie lactée[49].

L'espace entre les étoiles dans la galaxie Messier 87 est rempli d'un milieu interstellaire diffus de gaz, lequel a été chimiquement enrichi en élément éjecté des étoiles suite à leur vie à l'intérieure de la séquence principale. Le Carbone et l'Azote ont été produit par les étoiles de tailles intermédiaires qui ont suivi la branche asymptotique des géantes. Les éléments plus lourd de l'Oxygène au Fer ont été principalement produits par l'explosion de supernovae dans la galaxie. Environ 60% de l'abondance de ces éléments lourds ont été produits par l’effondrement du noyau de supernovae, tandis que le reste vient des supernovae de type Ia. La distribution de ces éléments suggère un enrichissement précoce par des supernovae à effondrement de cœur. Toutefois, la part de cette source était plus faible que pour la Voie lactée. Les supernovae de type Ia ont fourni un apport continu au milieu interstellaire de Messier 87 au cour de son histoire[50].

L'étude de M87 dans l'infrarouge lointain montre un excès de longueur d'onde plus longue que 25 μm. Normalement une telle émission peut être attribuée à une émission thermique de poussière froide. Toutefois, dans le cas de Messier 87, cette émission semble être totalement expliquée par le rayonnement synchrotron du jet. À l'intérieur de la galaxie, les grains de silicate sont supposés survivre au maximum 46 millions d'années, du fait de l’émission de rayon X par le noyau[51]. Cette poussière peut être détruite par l'environnement hostile ou expulsée de la galaxie[51]. La masse totale de poussière dans la galaxie ne représente que tout au plus 70 000 masse solaire[51]. Par comparaison, la Voie lactée contient à peu près cent millions de masse solaire[52] (100 000 000 M☉).

Dans un rayon 4 kpc (13 kal) à partir du noyau, l'abondance en élément autre que l'Hélium (ce que les astronomes appellent métallicité) représente la moitié de ce qui est présent dans le Soleil. À l'extérieure de ce rayon, l'abondance de métal diminue de façon constante lorsqu'on s'éloigne du noyau[53]. Bien que classée comme galaxie elliptique et qu'elle ne possède donc pas de bande de poussière (en) d'une galaxie spirale, des filaments optiques ont été observés dans Messier 87. Ces filaments ont une masse estimée à environ 10 000 fois la masse solaire[38]. Autour de la galaxie on trouve une large couronne de gaz chaud et de faible densité[53].

Messier 87 possède anormalement une large population d'amas globulaire. Une étude réalisée en 2006 sur une distance angulaire de 25′ à partir du noyau estime qu'il y a entre 12 000 ± 800 amas globulaires en orbite autour de Messier 87, à comparer avec les 150-200 amas globulaires de la Voie lactée[54]. Ces amas sont semblables en taille et en distribution aux amas globulaires de la Voie Lactée, avec la plupart ayant un rayon entre 1 et 6 parsecs. La taille des amas de Messier 87 montre une augmentation progressive lorsque l'on s'éloigne du centre galactique[55].

Jet

Cette photographie du Télescope spatial Hubble montre le jet de matière éjectée de M87 à une vitesse proche de celle de la lumière, qui s'étend sur 5 000 al du cœur de la galaxie.
Image de 2010 du télescope Chandra, montrant de la matière froide de l'amas de la Vierge tombant dans le coeur de M87, où elle rencontre le jet, produisant des ondes de choc dans le milieu interstellaire de la galaxie.

Le jet de matière qui émerge du cœur de Messier 87 s'étend sur au moins 5 000 al et est composé de matière éjectée de la galaxie par un trou noir supermassif. Ce jet est hautement collimaté, il semble restreint à un angle d'environ 16 ° sur 2 pc du cœur et un angle de 6–7 ° à 12 pc. Il y a des preuves de l'existence d'un jet opposé, mais cet objet reste invisible de la Terre à cause du faisceau relativiste (en)[56],[57].

Des lobes de matière émanant du jet s'étendent jusqu'à 250 000 al[58]. Sur des images prises par le télescope spatial Hubble en 1999, la vitesse du jet de Messier 87 a été mesurée à 4 ou 6 fois la vitesse de la lumière. Cette vitesse résulte de la nature relativiste du jet, et ne correspond pas à une véritable vitesse supraluminique. Pourtant la mesure d'une telle vitesse confirme la théorie que les quasars, les objets BL Lacertae et les radiogalaxies puissent être le même phénomène, connu sous le nom de « noyau galactique actif » observé sous différentes perspectives[59],[60].

Des observations faites par le télescope spatial Chandra montrent la présence de boucles et d'anneaux dans le gaz émettant fortement en rayons X, qui imprègnent l'amas et entourent Messier 87. Ces boucles et anneaux sont créés par des ondes de choc. Ces ondes de choc sont causées par des variations dans le flux d'émission du jet duquel la matière est éjectée du trou noir supermassif. La distribution des boucles suggère que des éruptions mineures arrivent tous les 6 millions d'année. Un de ces anneaux, causé par une éruption majeure, est une onde de choc de 85 000 al de diamètre autour du trou noir. D'autres structures remarquables observées comprennent des filaments émettant dans le rayonnement X étroit, long jusqu'à 100 000 al, et de grandes cavités dans le gaz chaud causées par une éruption majeure, il y a 70 million d'année. Les éruptions régulières empêchent l'important réservoir de gaz de se refroidir et de former des étoiles, impliquant que l'évolution de M87 ait été sérieusement affectée, empêchant qu'elle devienne une grande galaxie spirale. Les observations impliquent aussi la présence d'ondes sonores, 56 octaves sous le Do pour les éruptions mineures et 58 à 59 sous le Do pour les éruptions majeures[61].

Messier 87 est une très forte source de rayons gamma, lesquels sont les plus énergétiques rayons du spectre électromagnétique; plus d'un million de fois plus puissants que la lumière visible. Les rayons gamma venant de Messier 87 ont été observés depuis la fin des années 1990, mais récemment en utilisant le H.E.S.S. un réseau de télescopes à imagerie Čerenkov atmosphérique, les scientifiques ont mesuré des variations dans le flux de rayons gamma venant M 87, et on trouvé que le flux changeait sur une période de quelques jours. Cette courte période rend le voisinage immédiat du trou noir supermassif dans Messier 87, la source la plus probable de ces rayons gamma[62]. En général, plus petit est le diamètre, plus sont rapides les variations de flux, et vice versa.

Un agglomérat de matière dans le jet, nommé « HST-1 », a été surveillé par le télescope spatial Hubble et télescope spatial Chandra. Cet agglomérat est à environ 65 pc (210 al) du cœur. En 2006, l'intensité des rayons X de cet agglomérat a augmenté d'un facteur 50 sur une période de quatre ans[63]. Cette émission de rayons X a depuis diminué de manière variable[64].

Autres membres de l'amas

Un amas de galaxies
L'amas de la Vierge montrant la lumière diffuse entre les galaxies de l'amas.
Messier 87 est en bas à gauche.

La galaxie elliptique est située près du centre de l'amas de la Vierge[29]. Cet important amas comprend environ 2 000 membres[65],[51] et il constitue le noyau du Superamas de la Vierge qui comprend également le Groupe local, dont la Voie lactée est un membre périphérique[39]. L'amas est composé d'au moins trois sous-systèmes distincts qui sont associés avec trois galaxies Messier 87, Messier 49 et Messier 86. En terme de masse, Messier 87 est le membre dominant de l'amas, et semble donc se déplacer très peu relativement aux autres membres de l'amas[39]. La masse combinée de l'amas est estimée[65],[51] à 0,15-1,5 × 1015 M☉. Les amas sont en mouvement relatif les uns par rapport aux autres dans le superamas.

Des mesures de vitesse des nébuleuses planétaires à l’intérieur de l'amas entre Messier 87 et Messier 86 suggèrent que ces deux galaxies se déplacent l'une vers l'autre et qu'il pourrait s'agir de leur première rencontre. Messier 87 a pu rencontrer Messier 84 dans le passé, comme en témoigne le découpage du halo externe engendrant des effets de marée. Cependant, ce découpage pourrait-être aussi du à la contraction d'une masse invisible, du reste de l'amas, tombant dans Messier 87, laquelle en particulier, pourrait-être de l’hypothétique matière noire. Une troisième possibilité serait que la formation du halo ait été le résultat d'une rétroaction précédente du noyau galactique actif au cœur de Messier 87[39].

Références

  1. ↑ (en) « Results for NGC 4486 », sur California Institute of Technology - NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le )
  2. ↑ a et b (en) S. Bird, W.E. Harris, J.P. Blakeslee et C. Flynn, « The inner halo of M 87: a first direct view of the red-giant population », Astronomy and Astrophysics, vol. 524,‎ , p. 1–11 (DOI 10.1051/0004-6361/201014876, Bibcode 2010A&A...524A..71B)
  3. ↑ « Le catalogue Messier - Messier 87 », sur le site de l'observatoire de Paris
  4. ↑ a et b (en) Bruno Binggeli, G.A. Tammann et Allan Sandage, « Studies of the Virgo cluster. VI - Morphological and kinematical structure of the Virgo cluster », Astronomical Journal, vol. 94,‎ , p. 251–277 (DOI 10.1086/114467, Bibcode 1987AJ.....94..251B, résumé)
  5. ↑ a et b (en) Walter Baade et Rudolph Minkowski, « On the Identification of Radio Sources », Astrophysical Journal, vol. 119,‎ , p. 215–231 (DOI 10.1086/145813, Bibcode 1954ApJ...119..215B, lire en ligne)
  6. ↑ (en) Basu Baidyanath, An Introduction to Astrophysics, New Delhi, Prentice-Hall of India, (ISBN 8120311213, lire en ligne), p. 237
  7. ↑ (en) John Louis Emil Dreyer, « 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 », Memoires of the Royal Astronomical Society, vol. 49,‎ , p. 1–237 (Bibcode 1888MmRAS..49....1D)
  8. ↑ (en) Heber Doust Curtis, « Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector », Publications of the Lick Observatory, University of California Press, vol. 13,‎ , p. 31 (lire en ligne, consulté le )
  9. ↑ (en) E.P. Hubble, « Messier 87 and Belanowsky's Nova », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 35, no 207,‎ , p. 261 (DOI 10.1086/123332, Bibcode 1923PASP...35..261H, lire en ligne)
  10. ↑ (en) Iossif Samouïlovitch Shklovskii, « Supernovae in Multiple Systems (translation) », Soviet Astronomy (Astronomicheskii Zhurnal), vol. 24,‎ , p. 387 (Bibcode 1980SvA....24..387S, résumé, lire en ligne)
  11. ↑ (en) E.P. Hubble, « A general study of diffuse galactic nebulae », Astrophysical Journal, vol. 56,‎ , p. 162–199 (DOI 10.1086/142698, Bibcode 1922ApJ....56..162H, lire en ligne)
  12. ↑ (en) E.P. Hubble, « Extragalactic nebulae », Astrophysical Journal, vol. 64,‎ , p. 321–369 (DOI 10.1086/143018, Bibcode 1926ApJ....64..321H, lire en ligne)
  13. ↑ (en) E.P. Hubble et Milton L. Humason, « The Velocity-Distance Relation among Extra-Galactic Nebulae », Astrophysical Journal, vol. 74,‎ , p. 43 (DOI 10.1086/143323, Bibcode 1931ApJ....74...43H, lire en ligne)
  14. ↑ (en) Geoffrey Ronald Burbidge, « On Synchrotron Radiation from Messier 87 », The Astrophysical Journal, vol. 124,‎ , p. 416 (DOI 10.1086/146237, Bibcode 1956ApJ...124..416B, lire en ligne)
  15. ↑ (en) G.J. Stanley et O.B. Slee, « Galactic Radiation at Radio Frequencies. II. The Discrete Sources », Australian Journal of Scientific Research A, vol. 3,‎ , p. 234 (Bibcode 1950AuSRA...3..234S, lire en ligne)
  16. ↑ (en) John E. Baldwin et F.Graham Smith, « Radio emission from the extragalactic nebula M87 », The Observatory, vol. 76,‎ , p. 141–144 (Bibcode 1956Obs....76..141B, lire en ligne)
  17. ↑ a et b (en) B.D. Turland, « Observations of M87 at 5 GHz with the 5-km telescope », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 170,‎ , p. 281–294 (Bibcode 1975MNRAS.170..281T, résumé, lire en ligne)
  18. ↑ (en) Philip A. Charles et Frederick D. Seward, Exploring the X-ray universe, Cambridge, Press Syndicate of the University of Cambridge, , 398 p. (ISBN 0521437121, présentation en ligne), p. 9
  19. ↑ (en) Hale V.D. Bradt, S. Naranan, Saul A. Rappaport et Gian Franco Spada, « Celestial Positions of X-Ray Sources in Sagittarius », Astrophysical Journal, vol. 152, no 6,‎ , p. 1005–13 (DOI 10.1086/149613, Bibcode 1968ApJ...152.1005B, lire en ligne)
  20. ↑ (en) Susan M. Lea, Richard Mushotzky et Stephen S. Holt, « Einstein Observatory solid state spectrometer observations of M87 and the Virgo cluster », Astrophysical Journal, Part 1, vol. 262,‎ , p. 24–32 (DOI 10.1086/160392, Bibcode 1982ApJ...262...24L, lire en ligne)
  21. ↑ Epsilon Virginis a pour coordonnées célestes α= 13, δ=+10° 57′ et Beta Leonis α= 11, δ=+14° 34′. Le milieu du segment se situe aux coordonnées α= 12, δ=12° 45′ à comparer aux coordonnées de Messier 87: α= 12, δ=+12° 23′.
  22. ↑ (en) Christian B. Luginbuhl et Brian A. Skiff, Observing Handbook and Catalogue of Deep-Sky Objects, Cambridge University Press, , 352 p. (ISBN 0521625564, présentation en ligne), p. 266
  23. ↑ (en) Antony Cooke, Visual astronomy under dark skies: a new approach to observing deep space, London, Springer-Verlag, , 180 p. (ISBN 1852339012, présentation en ligne), p. 113
  24. ↑ (en) Roger Nelson Clark, Visual astronomy of the deep sky, CUP Archive, , 355 p. (ISBN 0521361559, lire en ligne), p. 153
  25. ↑ (en) « Visual observations of the M87 jet », sur Adventures in Deep Space (consulté le )
  26. ↑ a et b (en) Kyung-Suk Park et Mun-Suk Chun, « Dynamical Structure of NGC 4486 », Journal of Astronomy and Space Science, vol. 4, no 1,‎ , p. 35–45 (Bibcode 1987JASS....4...35P, résumé)
  27. ↑ (en) Mark H. Jones, Robert J.A. Lambourne et David John Adams, An introduction to galaxies and cosmology, Cambridge University Press, , 442 p. (ISBN 0521546230, lire en ligne), p. 71
  28. ↑ (en) Arunav Kundu et Bradley C. Whitmore, « New Insights from HST Studies of Globular Cluster Systems. I. Colors, Distances, and Specific Frequencies of 28 Elliptical Galaxies », The Astronomical Journal, vol. 121, no 6,‎ , p. 2950–2973 (DOI 10.1086/321073, Bibcode 2001AJ....121.2950K, résumé) arXiv:astro-ph/0103021
  29. ↑ a et b (en) Dalia Chakrabarty, « Mass modelling with minimum kinematic information », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 377, no 1,‎ , p. 30–40 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2007.11583.x, Bibcode 2007MNRAS.377...30C) arXiv:astro-ph/0702065
  30. ↑ (en) Augustus Oemler Jr., « The structure of elliptical and cD galaxies », Astrophysical Journal, vol. 209,‎ , p. 693–709 (DOI 10.1086/154769, Bibcode 1976ApJ...209..693O, lire en ligne)
  31. ↑ (en) Bradley C. Whitmore, Clusters of galaxies: proceedings of the Clusters of Galaxies Meeting, Baltimore, 1989 May 15-17, Cambridge University Press, , 395 p. (ISBN 0521384621, lire en ligne), « Effect of the Cluster Environment on Galaxies », p. 151
  32. ↑ a et b (en) Xiaoan Wu et Scott Tremaine, « Deriving the Mass Distribution of M87 from Globular Clusters », The Astrophysical Journal, vol. 643, no 1,‎ , p. 210–221 (DOI 10.1086/501515, Bibcode 2006ApJ...643..210W) arXiv:astro-ph/0508463
  33. ↑ a et b (en) Judith G. Cohen et Anton Ryzhov, « The Dynamics of the M87 Globular Cluster System », Astrophysical Journal, vol. 486, no 1,‎ , p. 230 (DOI 10.1086/304518, Bibcode 1997ApJ...486..230C) arXiv:astro-ph/9704051
  34. ↑ (en) David Merritt et Benoit Tremblay, « The distribution of dark matter in the halo of M87 », The Astronomical Journal, vol. 106, no 6,‎ , p. 2229–2242 (DOI 10.1086/116796, Bibcode 1993AJ....106.2229M, résumé, lire en ligne)
  35. ↑ (en) Giuseppina Battaglia, Amina Helmi, Heather Morrison, Paul Harding, Edward W. Olszewski, Mateo, Kenneth C. Freeman, John Norris et Stephen A. Shectman, « 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, vol. 364, no 2,‎ , p. 433–442 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2005.09367.x, Bibcode 2005MNRAS.364..433B) arXiv:astro-ph/0506102
  36. ↑ (en) Karl Gebhardt et Jens Thomas, « The Black Hole Mass, Stellar Mass-to-Light Ratio, and Dark Halo in M87 », The Astrophysical Journal, vol. 700, no 2,‎ , p. 1690–1701 (DOI 10.1088/0004-637X/700/2/1690, Bibcode 2009ApJ...700.1690G, résumé)
  37. ↑ (en) David Leverington, New cosmic horizons: space astronomy from the V2 to the Hubble Space Telescope, Cambridge University Press, , 507 p. (ISBN 0521658330, présentation en ligne), p. 343
  38. ↑ a et b (en) Jack O. Burns, Richard A. White et Martha Patricia Haynes, « A search for neutral hydrogen in D and cD galaxies », Astronomical Journal, vol. 86,‎ , p. 1120–1125 (DOI 10.1086/112992, Bibcode 1981AJ.....86.1120B, résumé, lire en ligne)
  39. ↑ a b c d et e (en) Michelle Doherty, Magda Arnaboldi, Payel Das, Ortwin Gerhard, J. Alfonso L. Aguerri, Robin Ciardullo, John J. Feldmeier, Kenneth C. Freeman, George H. Jacoby et Giuseppe Murante, « The edge of the M 87 halo and the kinematics of the diffuse light in the Virgo cluster core », Astronomy and Astrophysics, vol. 502, no 3,‎ , p. 771–786 (DOI 10.1051/0004-6361/200811532, Bibcode 2009A&A...502..771D) arXiv:0905.1958
  40. ↑ a et b (en) Irene Klotz, « Galaxy's Outer Halo Lopped Off », sur Discovery News, (consulté le )
  41. ↑ (en) Joss Bland-Hawthorn et Ken Freeman, « The Baryon Halo of the Milky Way: A Fossil Record of Its Formation », Science, vol. 287, no 5450,‎ , p. 79–84 (PMID 10615053, DOI 10.1126/science.287.5450.79, Bibcode 2000Sci...287...79B)
  42. ↑ (en) Steven Janowiecki, J. Christopher Mihos, Paul Harding, John J. Feldmeier, Craig Rudick et Heather Morrison, « Diffuse Tidal Structures in the Halos of Virgo Ellipticals », The Astrophysical Journal, vol. 715, no 2,‎ , p. 972–985 (DOI 10.1088/0004-637X/715/2/972, Bibcode 2010ApJ...715..972J) arXiv:1004.1473
  43. ↑ a et b (en) Karl Gehbardt, Joshua Adams, Douglas Richstone, Tod R. Lauer, Sandra Moore Faber, Kayhan Gultekin, Jeremy Murphy et Scott Tremaine, « The Black-Hole Mass in M87 from Gemini/NIFS Adaptive Optics Observations », The Astrophysical Journal, vol. 729, no 2,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/729/2/119, Bibcode 2011ApJ...729..119G) arXiv:1101.1954
  44. ↑ (en) F. Duccio Macchetto, Alessandro Marconi, David J. Axon, Alessandro Capetti, William B. Sparks et Phillipe Crane, « The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk », Astrophysical Journal, vol. 489, no 2, {{Article}} : paramètre « date » manquant, p. 579 (DOI 10.1086/304823, Bibcode 1997ApJ...489..579M) arXiv:astro-ph/9706252
  45. ↑ (en) Tiziana Di Matteo, Steven W. Allen, Andrew Christopher Fabian, Andrew S. Wilson et Andrew J. Young, « Accretion onto the Supermassive Black Hole in M87 », The Astrophysical Journal, vol. 582, no 1,‎ , p. 133–140 (DOI 10.1086/344504, Bibcode 2003ApJ...582..133D) arXiv:astro-ph/0202238
  46. ↑ a et b (en) Dan Batcheldor, Andrew Robinson, David J. Axon, Eric S. Perlman et David Merritt, « A Displaced Supermassive Black Hole in M87 », The Astrophysical Journal Letters, vol. 717, no 1,‎ , L6–L10 (DOI 10.1088/2041-8205/717/1/L6, Bibcode 2010ApJ...717L...6B) arXiv:1005.2173
  47. ↑ (en) Ron Cowen, « Black hole shoved aside, along with 'central' dogma », ScienceNews, vol. 177, no 13,‎ , p. 9 (lire en ligne, consulté le )
  48. ↑ (en) Walter Dehnen, « M87 as a Galaxy », dans Hermann-Josef Röser et Klaus Meisenheimer, The radio galaxy Messier 87 : proceedings of a workshop held at Ringberg Castle, Tegernsee, Germany, 15-19 September, 1997, Springer, coll. « Lecture notes in physics » (no 530), , 342 p. (ISBN 354066209X et 9783540662099, OCLC 42290432, DOI 10.1007/BFb0106415), p. 31
  49. ↑ (en) Wolfgang Steinicke et Richard Jakiel, Galaxies and how to observe them, Springer, , 246 p. (ISBN 1852337524 et 9781852337520, lire en ligne), p. 32–33
  50. ↑ (en) Norbert Werner, Hans Böhringer, Jelle S. Kaastra, Jelle de Plaa, Aurora Simionescu et Jacco Vink, « XMM-Newton high-resolution spectroscopy reveals the chemical evolution of M 87 », Astronomy and Astrophysics, vol. 459, no 2,‎ , p. 353–360 (DOI 10.1051/0004-6361:20065678, Bibcode 2006A&A...459..353W) arXiv:astro-ph/0608177
  51. ↑ a b c d et e (en) M. Baes et al., « The Herschel Virgo Cluster Survey. VI. The far-infrared view of M 87 », Astronomy and Astrophysics, vol. 518,‎ , p. 1–4 (DOI 10.1051/0004-6361/201014555, Bibcode 2010A&A...518L..53B) Erreur de référence : Balise <ref> incorrecte : le nom « aaa518_1 » est défini plusieurs fois avec des contenus différents.
  52. ↑ (en) Mark H. Jones, Robert J. Lambourne et David John Adams, An introduction to galaxies and cosmology, Cambridge University Press, , 442 p. (ISBN 0521546230, lire en ligne), p. 11
  53. ↑ a et b (en) William E. Harris, Gretchen L.H. Harris et Dean E. McLaughlin, « M87, Globular Clusters, and Galactic Winds: Issues in Giant Galaxy Formation », The Astronomical Journal, vol. 115, no 5,‎ , p. 1801–1822 (DOI 10.1086/300322, Bibcode 1998AJ....115.1801H) arXiv:astro-ph/9801214
    Les auteurs donnent une métallicité de:
    dans un rayon de 3 kpc autour du noyau de la galaxie.
  54. ↑ (en) Naoyuki Tamura, Ray M. Sharples, Nobuo Arimoto, Masato Onodera, Kouji Ohta et Yoshihiko Yamada, « 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, vol. 373, no 2,‎ , p. 588–600 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.11067.x, Bibcode 2006MNRAS.373..588T) arXiv:astro-ph/0609067
  55. ↑ (en) Juan P. Madrid, William E. Harris, John P. Blakeslee et Matías Gómez, « Structural Parameters of the Messier 87 Globular », The Astrophysical Journal, vol. 705, no 1,‎ , p. 237–244 (DOI 10.1088/0004-637X/705/1/237, Bibcode 2009ApJ...705..237M, lire en ligne)
    Voir la « figure 6 » pour le graphique du rapport du rayon de l'amas en fonction de sa distance galacto-centrique.
  56. ↑ (en) Yuri Y. Kovalev, Matthew L. Lister, Daniel C. Homan et K. I. Kellermann, « The Inner Jet of the Radio Galaxy M87 », The Astrophysical Journal, vol. 668, no 1,‎ , L27–L30 (DOI 10.1086/522603, Bibcode 2007ApJ...668L..27K, lire en ligne) arXiv:0708.2695
  57. ↑ (en) William B. Sparks, Didier Fraix-Burnet, F. Macchetto et F. N. Owen, « A counterjet in the elliptical galaxy M87 », Nature, vol. 355, no 6363,‎ , p. 804–806 (DOI 10.1038/355804a0, Bibcode 1992Natur.355..804S)
  58. ↑ (en) Uli Klein, « The Large-Scale Structure of Virgo A », dans Hermann-Josef Röser et Klaus Meisenheimer, The radio galaxy Messier 87 : proceedings of a workshop held at Ringberg Castle, Tegernsee, Germany, 15-19 September, 1997, Springer, coll. « Lecture notes in physics » (no 530), , 342 p. (ISBN 354066209X et 9783540662099, OCLC 42290432, DOI 10.1007/BFb0106418, Bibcode 1999LNP...530...56K), p. XX
  59. ↑ (en) John A. Biretta, W. B. Sparks et F. Macchetto, « Hubble Space Telescope Observations of Superluminal Motion in the M87 Jet », The Astrophysical Journal, vol. 520, no 2,‎ , p. 621–626 (DOI 10.1086/307499, Bibcode 1999ApJ...520..621B, lire en ligne)
  60. ↑ (en) John A. Biretta, « Hubble detects faster-than-light motion in Galaxy M87 », sur Space Telescope Science Institute Baltimore, Maryland, (consulté le )
  61. ↑ (en) Steve Roy et Megan Watzke, « Chandra Reviews Black Hole Musical: Epic But Off-Key », sur Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics - Chandra, (consulté le )
  62. ↑ (en) Bernd Wirsing, « Discovery of Gamma Rays from the Edge of a Black Hole », sur Max Planck Society, (consulté le )
  63. ↑ (en) D. E. Harris, Chi Chiu Cheung, John A. Biretta, William B. Sparks, William Junor, Eric S. Perlman et Andrew S. Wilson, « The Outburst of HST-1 in the M87 Jet », The Astrophysical Journal, vol. 640, no 1,‎ , p. 211–218 (DOI 10.1086/500081, Bibcode 2006ApJ...640..211H) arXiv:astro-ph/0511755
  64. ↑ (en) D. E. Harris, Chi Chiu Cheung, Lukasz Stawarz, John A. Biretta et Eric S. Perlman, « 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 », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 41,‎ , p. 393 (Bibcode 2009AAS...21333207H) arXiv:0904.3925
  65. ↑ a et b (en) Patrick Côté et al., « The ACS Virgo Cluster Survey. I. Introduction to the Survey », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 153, no 1,‎ , p. 223–242 (DOI 10.1086/421490, Bibcode 2004ApJS..153..223C) arXiv:astro-ph/0404138

Erreur de référence : La balise <ref> nommée « aaa493_1 » définie dans <references> n’est pas utilisée dans le texte précédent.

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

Sur les autres projets Wikimedia :

Modèle:CatalogueMessierNavigateur

Modèle:Lien BA

Ce document provient de « https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=M87_(galaxie)&oldid=65864112 ».