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室女A星系

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  此条目介绍的是室女座的巨型椭圆星系。关于日本歌手米津玄师创作的歌曲，请见“M八七”。
M 87
观测资料（J2000 历元）
星座室女座
赤经12h 30m 49.4s[1]
赤纬+12° 23′ 28″[1]
红移1307 ± 7 公里/秒[1]
距离53.5 ± 1.63 Mly（16.4 ± 0.5 Mpc，M=百万）[2]
视星等 (V)9.6[1]
特征
类型E0 pec[1]
角直径 (V)8′.3 × 6′.6[1]
其他来自核心的喷流
其他名称
室女A[1] NGC 4486，[1] UGC 7654，[1] PGC 41316，[1]
VCC 1316，[1] 阿普 152[1]
参见：星系、星系列表

室女A星系，又称梅西耶87，简称M87，一名NGC 4486，是室女座的巨型椭圆星系，也是银河系附近质量最大的星系之一。此星系拥有几项受瞩目的特性，第一，其球状星团数量特别多──M87星系里共含12,000个球状星团，参考之下，环绕银河系的球状星团数量为150-200个。其二，该星系由核心发出一道向外延伸约1,500秒差距（4900光年）的高能电浆喷流，运动速度达相对论速度，与光速已相当接近。M87是天空中最明亮的电波源之一，也是专业及业馀天文学者所热衷于观测和研究的目标。

法国天文学家查尔斯·梅西耶于1781年发现M87。热爱彗星观测的梅西耶当时是为了协助同好避免在观测时常误将彗星与其他天体混淆，所以编制一份星云列表，M87名列表上编号第87个[3]。M87是室女星系团北方次明亮的星系，距离地球1,640万秒差距（5,350万光年）。和盘状的螺旋星系不同的是，M87并没有明显尘埃带 ，外观呈椭圆形，几乎没有任何特殊形状，亮度分布和典型的椭圆星系一样，由星系中心向外递减，越外亮度越暗。M87的恒星占其质量大约六分之一，呈球状对称分布，恒星分布密度，由星系核心向外呈递减，越靠外围的恒星密度越低。位在星系中心是其超大质量黑洞，也是活跃星系核的主成分，该天体在各波段都发出强烈辐射，尤其电波波段。M87的星系外壳（galactic envelope）延展宽达150kpc（49万光年）远，然后中断，中断原因可能是和另一星系发生碰撞。恒星之间有弥散星际介质气体，丰富的化学元素是由演化后期恒星（evolved star）贡献。

1997年在德国泰根塞曾以“电波星系M87”为主题举办过一次学术专门讨论会；20年后，为了庆祝“宇宙喷流发现百周年”，2016年天文学家再度汇集于台湾台北，扩大讨论黑洞、喷流、宇宙学相关领域最新研究进展[4]。

观测历史

1781年，法国天文学家梅西耶出版了一份天体目录，其中罗列103个看起来像星云的天体。这份天体目录的目的是给对寻找彗星有兴趣的人参考用，列出最可能与彗星混淆之天体。后来使用时，目录中每个项目编号前都加上了梅西耶的姓氏开头字母“M”－－例如，M87是这份梅西耶星体列表的第87号。[3]在1880年代，此编号为M87的星云获列入星云和星团新总表成为编号NGC4486号天体。该版新总表由爱尔兰天文学家约翰·德雷尔汇编，主要内容采用英国天文学家约翰·赫歇尔之观测资料。[5]

1918年，美国利克天文台天文学家希伯·柯蒂斯观测发现，M87没有旋臂结构，并且他注意到“一束奇怪的直射线......一道由物质组成的细线明显与核相连”。光束的明亮端出现在内侧。次年，M87里的超新星爆发达到21.5照相星等，但该次超新星事件并没有公开报告，这个超新星爆发直到1922年俄国天文学家因洛肯齐·A·克伦诺夫斯基（Innokentii A. Balanowski）检查当时该片照相干板（英语：Photographic plate）时才获发现。 [6] [7]

哈勃望远镜观测到的M87喷流现象。[8]

按美国天文学家埃德温·哈伯的分类，M87属于明亮的球状星云类，因为它完全没有旋臂状结构，但似乎与非银河系星云的螺旋星云同属一类[9]。1926年，哈伯制作一个新的星云分类，M87被归类为没有明显伸长（E0型）的椭圆河外星云。[10]到1931年，哈伯确定M87为室女座星系团的成员之一，因此，他给M87暂定了一个估算距离，与地球距离是180万秒差距。当时M87是椭圆星云中已知可以角解析到个别恒星的唯一例子。[11] 随后许多年，M87仍继续获称为河外星云，但到1956年，它已被确定归类为E0型星系。[12]

1947年，发现一个明显的电波源位置确定和M87位置重叠，这电波源称为处女座A（Virgo-A）。[13] 1953年证实处女座A电波源就是M87，电波源发出的辐射可能是从星系核心发出的线性相对论喷流造成。[14]喷流由星系核心260°方位角位置向外延展了20”角距离，角幅为2”。[14]在1969年至70年间发现电波辐射中有相当强的成分分量和可见光波段的喷流发射源位置极为靠近。[15]

1965年4月，美国海军研究实验室发射了一枚空蜂150观测火箭（英语：Aerobee），火箭上配备了一对盖革计数器[16]。在这次太空任务中，结果发现了7个可能的X射线源，包括X射线观测史上的第一个河外X射线源；这在室女座侦测到的第一个X射线源，即命名为处女座（Virgo X-1）。[17]后来，又于1967年7月7日从白沙飞弹靶场发射的空蜂150观测火箭，取得进一步证据显示，室女座X-1也是电波星系M87。[18]随后的HEAO1和爱因斯坦卫星所执行的X射线观测则呈现出一个复杂的射线源，其中包括M87的活跃星系核。[19] 不过，中心的X射线辐射却不明显。[15]

可见度

M87在室女座的位置。

M87位于室女座的赤纬较高处、近傍边界，紧贴在后发座旁。若把东次将和五帝座一画一条线相连，M87就在这条线大约一半的位置上。[20] 视星等达9.59的M87星系，用6公分（2.4英寸）口径的望远镜就很容易能观测得到，它横跨的角区域相当于7.2角分×6.8角分，明亮中心核，有45角秒。[21]没有摄影仪器辅助下，要观测喷流可能相当不易。[22]在1991年以前，有一位俄裔美国天文学家奥托·斯特鲁维，是已知唯一一位曾以肉眼见过喷流的人，当时他所用的是口径2.5米（100英寸）的虎克式望远镜。[23] 然而，近年来，在极佳条件下，以较大型的业馀天文望远镜也能观测到喷流。[24]

法国天文学家热拉尔·佛科留斯将哈伯序列的星系分类修改，新版中，M87归类为E0p星系，E0指定用来显示非扁平，亦即呈球状的椭圆星系[25]，其后加上一个后缀'P'字母，代表它有点特别，无法直接适切套入任何一种分类；在M87案例中，其特殊性现象是因为星系核发射出喷流。[25][26] 星系形态学则视M87为cD型星系，是超巨大的D型星系。[27][28]cD型星系，首先于1958年由美国天文学家威廉摩根提出，具有椭圆型的核，核外由一宽广、无尘埃，弥漫的包层包围。[29][30]

M87的距离已经透过几种独立的技术估算，包括光度法（行星状星云的光度做测量）、比较法（与邻近距离已知的星系做比较，已知距离是透过造父变星这种标准烛光确定的）、球状星团的线性分布法[a]，红巨星分支法（使用个别已获解析的红巨星的距离），这些测量所得到的值彼此一致，加权平均后得到的平均距离估计值是16.4±0.5 百万秒差距（5,350万光年±163万光年）。[31]

M87星系是邻近宇宙质量最大的星系之一。此星系幅宽12万光年，和银河系相等，但M87是球体，不是扁平的螺旋状。因此，按有些计算法估计，其质量应接近2.7兆太阳质量。[32] 在M87核心9-40百万秒差距（29-130百万光年）半径范围内，其质量与半径比例约为r1.7（r为半径，即与核的距离）。[33]

围绕M87的巨大光环[34]

在距离核心32千秒差距（相当于10万光年）半径范围内，质量估计为（2.4 ± 0.6）× 1012太阳质量[35]，是银河系质量两倍。

其中仅小部分质量来自恒星，因为M87星系的质量光度比值按估计约为6.3 ± 0.8，此值代表意思是星系质量只有1/6来自于“有辐射出能量的恒星”之形式，推算而得的M87星系总质量可能为银河系200倍。[36]

质量半径表
质量

×1012 M☉（单位：太阳质量）

半径

（单位：千秒差距，kpc）

2.4[35] 32
3.0[33] 44
5.7[37] 47
6.0[38] 50

气体落入M87星系之速率约每年2~3个太阳质量，这大部分可吸积至星系核心区域。[39]星系的恒星外壳（stellar envelope）向外延展距离大约为150秒差距（49万光年），[40][41]相较之下，银河系恒星外壳大约是100秒差距（330光年）[42] 。超过这个距离以外之星系外缘，因某些原因，呈现截断；或可能是早期与另一星系碰撞。[40][41]星系西北部有恒星流的特征，可能是由环绕在周围的星系因潮汐剥离产生，或因小型卫星星系朝M87下落而造成。[37]在星系东北外部看到的丝状热电离气体可能是遭M87破坏的一个具有丰富气体含量的小星系，其物质将成为活跃星系核的馈源。[43]

使用甚大望远镜对针对将近300个行星状星云之运动所做研究结果显示，过去十亿年间，M87曾吃下一个中型星系。[44] 行星状星云因具有独特光谱特性，让天文学家可善用，并发现M87银晕里之“倒V字型”结构特征，乃是被扯损星系的相空间混合不完整造成。[45]

组成

M87星系中央的黑洞，这是人类史上第一个捕捉到的黑洞影像。
插图示意超大质量黑洞及其周遭吸积盘。

此星系的核心是超大质量黑洞（SMBH），其质量按不同估计法，从（3.5±0.8）×109太阳质量，[46]到（6.6±0.4）×109太阳质量，各家论述不同。[46]在同类天体中，已知它是其中质量最大（英语：List_of_most_massive_black_holes）之一。有一电离气体旋转盘环绕黑洞，和相对论性喷流近乎垂直。旋转盘的运动速度达每秒1000公里，[47] 盘面宽0.12秒差距（0.39光年）。[48]估计黑洞吸积（英语：Bondi_accretion）气体的速率约等于每10年吞下一个太阳质量（也可换算而等于每天吃下91个地球质量）。[49]

观测表示，M87黑洞可能与星系中心有大约25秒差距（82光年）的位移。[50]位移是在单侧喷流的反方向，这可能表示黑洞受喷流作用而自中心向外加速运动。另一种会发生位移的可能来自两个超大质量黑洞合并。[50][51]这些发现必须谨慎以对。因其研究尚不包括恒星和活跃星系核组成间的光谱差异。因此，有可能，星系中心和黑洞看起来的相对位置存有因对喷流本身光学闪焰误解的因素。 2011年对M87所做分析，并未发现有任何统计上达显著标准的位移。[52]

像M87星系这样，归类为活跃型椭圆星系的星系，一般认为其成因是一或多个较小星系之间的合并。[53]这类星系到现阶段所剩馀之尘埃量少，不足形成弥漫星云并制造新恒星，其恒星族群的组成成员以较年老的第二星族恒星为主，主要是氢和氦，其他元素较少。外观上的椭圆形状由其恒星成员之随机轨道运动维持，相形之下，在像银河系这样的螺旋星系中所发现的轨道运动是比较规律而非随机。[54]

在M87星系里的恒星际空间充斥著弥漫星际介质气体，是恒星演化至主序星晚期、寿命结束时所喷发富含化学元素的气体。其碳和氮元素由演化到渐近巨星分支之中等质量恒星源源供应，氧和铁等较重元素主要是由星系中的超新星爆炸产生，约占60％的重元素是由超新星核心塌缩产生，其馀来自Ia型超新星爆发。因此，由这些元素的大致分布可知，一方面，M87早期的化学丰度是由超新星核心塌缩供应的，但论丰度则远低于银河系，另一方面，无论M87星系的早或近期，其星际介质持续是由 Ia型超新星爆发供应。[55]

以颜色来代表巨椭圆星系M87中恒星的运动情形。[56]

由远红外线波段观测显示M87星系在波长25微米以上波段，有过量辐射。一般而言这类辐射代表的是暖灰尘发出的热辐射。[57]然而，在M87，这辐射似乎完全可以用喷流同步辐射来解释。在该星系中，因为星系核发出X射线辐射，估计矽颗粒并无法存活超过4千600万年。[58]这类尘埃在恶劣环境下可能会被破坏，或从星系中被逐出境外。[59]星系中尘埃总质量不超过70,000倍太阳质量[58]，相较之下，银河系所含尘埃量大约是一亿倍（10^8）太阳质量。[60]

在距核心4000秒差距（1万3000光年）以内区域，金属丰度约为太阳一半左右（天文学家将除了氢和氦以外的元素皆称为金属元素），超过这个范围以外，金属丰度与相对于星系核心之距离稳定呈反比，越远丰度越低。[44] 虽然M87是归类为椭圆星系，因此，并没有螺旋星系的尘埃带，但M87观测中曾出现optical 丝状，丝状物质估计质量约1万倍太阳质量[39]。星系外围环绕著向外延伸、高热、低密度，气体，像日冕状。[44]

M87里有异常大量的球状星团。据2006年量测，距离星系核心25角分之区域内，估计有12,000±  800个球状星团以规律轨道环绕M87星系 ，银河系的球状星团则只有150-200个，差异极大。[61]这些星团的大小分布和银河系相似，多数有效半径为1〜6秒差距之间。M87里的星团大小随著距离核心越远而渐增。[52]2014年首度观测发现到的超高速球状星团HVGC-1（英语：HVGC-1），就正在从M87星系逃逸出走。[62]这项发现表示，在M87核心的是两个超大黑洞，而不是一个。这两个超大质量黑洞是源自于很久以前的两个星系之碰撞，结果二星系合并成单一巨大星系。[63]

M87里的组成还包括超致密矮星系，它与球状星团类似，但直径在10秒差距（33光年）以上，这比球状星团最大不超过3秒差距（10光年）之上限大得多。目前还不清楚超致密矮星系的性质，是否为M87所捕获的矮星系，或是另一类新的巨大球状星团。M87有数以千计的球状星团，其中近百个是超致密矮星系。[64]

球状星团

据2006年量测，距离核心25′处，估计有12,000± 800个球状星团环绕著M87 [65]。与银河系有150-200个环绕的球状星团相比，M87有著异常大量的球状星团成员（可能是已知有最多星团环绕的星系）。以球状星团数量分布推论估计在M87核心32,000秒差距范围内的质量约是2.6 ± 0.3 ×1012M☉[66]

喷流

钱德拉X射线天文台图像显示了室女座星系团低温物质朝M87星系中心下落，与相对论性喷流相遇，在星系的星际介质中产生冲击波。
哈勃太空望远镜图像显示了M87星系正以近乎光的速度向外界抛射物质喷流，且长度达1.5 kpc（5×10^3 ly）。

相对论性喷流，自M87核心向外延伸至少达1,500秒差距（5,000光年），组成物是一个超大质量黑洞所喷发出来的物质。此喷流呈现高度准直性（英语：Collimated_light），在0.8秒差距（2.6光年）看来不超过60°，在 2秒差距（6.5光年）的距离时则不超过16°，在 12秒差距（39光年）距离时不超过6-7°度角。[67]喷流的基底处直径大约5.5±0.4史瓦西半径。喷流能量可能来自一个以顺向盘旋于一个自旋黑洞的盘。[67]

关于有没有证据显示它的反向喷流，这部分特征因为从地球角度看，受相对论性聚束（英语：Relativistic_beaming）效应影响，证据是看不到的。[68][69]因为喷流旋进，导致其外流形成螺旋状，大约1.6秒差距（5.2光年）。[48]从喷流朝外呈叶瓣型延展的两片物质分布范围，达77,000秒差距（25万光年）之远。[70] 德裔美籍天文学家沃尔特巴德发现喷流辐射的光是平面偏振，表明这是由在相对论速度下的加速电子于磁场中移动所产生的能量。这些电子的总能量输出估计为5.1×1056尔格[71] （或5.1×1049焦耳或3.2×1068电子伏特）。与之相较，整个银河系产出能量估计约为每秒5×1036焦耳。

1999年哈伯太空望远镜拍摄之照片，测得M87喷流运动速度达光速4~6倍。据推测，这是因喷流的相对论速度引起的错觉，并不是真正的超光速运动。另一方面，侦测到这样的运动也支持了一种理论所说，其实类星体、蝎虎座BL型天体和电波星系等现象，（即所谓活跃星系核），三者可能全是同一种东西，只不过在不同角度下看到不同的特征。[72][72]有学者曾提出假设，M87实际上或许可能是一个蝎虎座BL天体（其特征是宿主星系的亮度高，星系核亮度低，对比明显），只要由反方向角度观测它便会得到蝎虎座BL天体的属性。[73][74]

钱德拉X射线天文台的观测显示M87辐射出热X-射线的气体圈和环，这些圈和环是渗入星系团和环绕著 M87的气体因压力波而引起的。压力波则是由超大质量黑洞喷流抛出物质的速率变化造成的。 圈的分布指出大约每600万年可能会发生一次小喷发，有一个环绕著黑洞，直径85,000光年的冲击波 环是由一次主要的喷发所造成。其他被观察到的明显特征还有长达10万光年，散发出X-射线的 狭窄细丝，和在7000万年前爆发的热气体中的一个巨大空洞。规律的爆发使大量气体无法冷却并形成 恒星，这暗示M87的演化因而受到严重影响，使它不能成为巨大的螺旋星系。观测也暗示著那里有声波：较小的爆发所发出的声音比中央C低56个八度音，大型爆发则产生比中央C低58-59个八度音的声音 [75]

M87也是强烈的伽玛射线源，伽玛射线是电磁波频谱中能量最高的，能量是可见光的百万倍。1990年后期就曾观测到M87发出伽玛射线，到2006年使用HESS契伦可夫望远镜观测已测量到来自M87的伽玛射线呈现如潮汐般起伏变化，周期约每几天就发生一次。因周期短，伽玛射线源为何的矛头因而指向了M87星系中心超大质量黑洞之邻近区域。[76]

一般来说，辐射源直径越小亮度变化越快。反之亦然。

喷流上有一名为HST-1的物质结，哈伯太空望远镜和钱德拉X射线天文台一直持续在追踪关注，这个结距离星系核心约65秒差距（210光年），2006年时，这个HST-1结的X射线强度，曾在4年间暴增50倍[77]，随后呈变异式衰减。[78]

核心黑洞

一如多数的星系，室女A星系的核心是一个超大质量黑洞，此黑洞又称M87*。室女A星系中心的超大质量黑洞，有66亿太阳的质量，其黑洞事件视界的角直径为8μas[79]，或为“海王星轨道的4倍”[80]。

2019年4月10日，一张由望远镜于2017年拍摄的室女A星系的核心黑洞的照片发布，迄今这张照片是史上第一张。[81][82][83]这张照片显示了黑洞的阴影，这个黑洞阴影的周遭为不对称且直径约为3.36×10−3秒差距（0.0110光年）的环状结构所围绕；而这个黑洞的阴影大小，为其史瓦西半径的2.6倍左右[84]；而观测到的黑洞结构，符合广义相对论的预测。[85]

黑洞质量估计

在1918年，利克天文台的天文学家希伯·柯蒂斯首度发现来自室女A星系的物质喷流，被描述为“古怪的直线光束”。这道由黑洞造成的喷流自M87核心向外延伸至少5,000光年，事实上，精确而言，喷流的来源位置是围绕著室女A星系核心快速旋转的气体盘（即其吸积盘）。在1994年时，天文学家认为室女A星系核心的超大质量黑洞大约30亿个太阳质量(3×109M☉)。

2009年，美国天文物理学家卡尔·盖哈特（Karl Gebhardt）与德国研究伙伴延斯·托马斯（Jens Thomas）在美国加州帕萨迪纳的“美国天文学会”（American Astronomical Society）会议发表：位于室女A星系（Messier 87 Galaxy）中心的黑洞质量是64亿个太阳质量（6.4×109M☉），两学者之发现系借助德州大学（University of Texas）“德州先进运算中心”（Texas Advanced Computing Center）使用5,000个运算节点的7,500个CPU小时，大量模拟计算恒星轨道资料库而得。

2011年，盖哈特等天文学家使用夏威夷毛纳基峰上的双子星天文台观测资料，计算得知室女A星系中心黑洞质量为66亿太阳质量[86]，这使M87中心黑洞成为当时所知的质量最大黑洞，也成为数十年内人类可望真正“看到”黑洞的头号最佳人选。

黑洞阴影观测

室女A星系的中心黑洞是已知质量最大黑洞之一，因其与地球距离为5千5百万光年，相对较近，也是数十年内人类可望真正看到黑洞的优良观测对象。迄今天文学家一直不断努力于取得黑洞存在之直接证据，如果透过特长基线干涉法在次毫米波段相连遍布世界三大洲许多天文望远镜成一巨大望远镜，黑洞的事件视界成像力将提升不少，藉环绕M87中心黑洞周围的一圈明亮气体盘为底色映衬，望远镜可望拍下黑洞之事件视界完全不发光的阴影（黑洞存在的直接证据）[87][88]。由台湾中央研究院天文及天文物理研究所主导的格陵兰望远镜（Greenland Telescope）计画，首要目标就是黑洞剪影观测，可印证黑洞存在，并了解黑洞周围的物理环境[89]。由事件视界望远镜观测，已经可以看到高解析度黑洞的成像。[90]

2017年，人类首次成功拍摄M87黑洞照片。2018年4月14日至15日，天文学家又为M87黑洞拍摄了一张全景照片。2023年4月，经过五年的冲洗和分析，M87黑洞全景照片正式对外公布。[91]

周遭环境

A cluster of galaxies
M87是室女座星系团成员之一，M87位在此星系团左下方。

M87这个巨大椭圆星系位于室女星系团中心附近。[28]成员繁多的星系团共有2000个星系[92]，并且是更大的室女座超星系团之核心部分，室女座超星系团也包括本星系群，因此银河系也算是该超星系团的周边成员之一。[40] 室女星系团分为至少三个次集团，与之相关的三个星系个别是M87、M49 、M86，以M87为中心的次集团称为室女A，以M49为中心的称为室女B。[93]邻近于M87的星系以椭圆星系和S0型星系为主，有一串椭圆星系沿M87喷流排列。[94]按质量，M87是这个星系团的主要成员，因此相对于星系团整体，M87似乎鲜少移动。[40] 事实上，M87获定义为星系团中心。室女星系团有一个稀疏的气体包层辐射出X射线，温度愈近星系团的中心越低，M87位置在星系团中心。 [57]星系团总共质量估计约为(0.15 - -1.5)×1015倍太阳质量。 [92]

按照M87和M86之间的行星状星云运动测量显示，这两个星系正互相靠近，可能成为两星系的首度碰触。过去M87可能碰触过M84，潮汐效应造成M87外围晕截断之现象就成为了支持此一说法的证据。然而，这个外晕截断的情形还有另一可能原因，譬如按推测尤其有可能是暗物质造成一些看不见的质量从星系团其他部分朝向M87落入。第三种造成晕形成被中断之可能原因是，位于M87星系核心的活动星系核早期回馈。[40]

X-射线发射圈和环

钱德拉X射线天文台的观测显示M87辐射出热X-射线的气体圈和环，这些圈和环是渗入星系团和环绕著M87的气体因压力波而引起的。压力波则是由超大质量黑洞喷流抛出物质的速率变化造成的。圈的分布建议大约每600万年发生一次小的爆发，有一个环绕著黑洞，直径85,000光年的激震波环是由一次主要的喷发所造成。其他被观察到的明显特征还有长达10万光年，散发出X-射线的狭窄细丝，和在7000万年前爆发的热气体中的一个巨大空洞。规律的爆发阻碍了大量气体的储存和冷却成为恒星，暗示著M87的演化受到的严重的影响，使它不能成为巨大的螺旋星系。

观测也暗示著声波的出现：较小的爆发发出比中央C低56个八度音的声音，主要的爆发则产生比中央C低58-59个八度音的声音[95]。

M87也被发现是强烈的X-射线源，是邻近宇宙最值得研究的电波星系。

伽玛射线发射

M87也是一个非常良好的伽玛射线γ射线源，伽玛射线是电磁波频谱中能量最高的，能量是可见光的百万倍。从1990年的后期就观测到γ射线，但到最近才使用HESS契伦可夫望远镜观测。科学家测量到来自M87的γ射线有如潮汐般的变动，并且发现只要几天就会变动一次。

流行文化

  • 电影“星际大战”系列有部分人物被设定出身自此星系。

相关条目

  • NGC 1316：在中心有超大质量黑洞的相似星系。
  • 新地球：在影集异世奇人2006年的剧情中，存在于M87内的一颗行星。

外部链接

维基共享资源中相关的多媒体资源：Messier 87

参考资料

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