Objekte des Monats: Die Galaxie Messier 87

Die ellip­ti­sche Rie­sen­ga­la­xie Mes­sier 87 (NGC 4486), im Stern­bild Jung­frau (Vir­go), wur­de am 5. Mai 1779 von dem deut­schen Astro­no­men Johann Köh­ler auf­ge­fun­den. Am 18. März 1781 wur­de die Gala­xie von dem fran­zö­si­schen Astro­no­men Charles Mes­sier, zusam­men mit 7 wei­te­ren Gala­xien des Vir­go-Gala­xien­hau­fens sowie Mes­sier 92 im Her­ku­les, unab­hän­gig wie­der­ent­deckt. Mes­sier beschrieb das Objekt als Nebel ohne Ster­ne, mit der glei­chen Hel­lig­keit wie die bei­den Nebel mit der Num­mer 84 und 86 in sei­nem Kata­log. Der ame­ri­ka­ni­sche Astro­nom Heber Cur­tis bemerk­te im Jahr 1918 kei­ner­lei Spi­ral­struk­tur in M 87. Aller­dings ent­deck­te er eine Art Jet, der aus dem Kern der Gala­xie zu kom­men schien. Zu die­ser Zeit war die Exis­tenz extra­ga­lak­ti­scher Objek­te noch unbe­kannt. Der ame­ri­ka­ni­sche Astro­nom Edwin P. Hub­ble kate­go­ri­sier­te Mes­sier 87 im Jahr 1926 als einen ellip­ti­schen extra­ga­lak­ti­schen Nebel ohne erkenn­ba­re Aus­deh­nung. Damals war M 87 die ein­zi­ge ellip­ti­sche Gala­xie mit auf­lös­ba­ren Ster­nen. Der ame­ri­ka­ni­sche Astro­nom Hal­ton Arp glie­der­te das Objekt zur der Klas­se der Gala­xien mit Jets ein. Somit ist Mes­sier 87 auch als Arp 152 in sei­nem Kata­log der unge­wöhn­li­chen Gala­xien (Atlas of Pecu­li­ar Gala­xies) ver­zeich­net. Im 1959 ver­öf­fent­lich­ten „Drit­ten Cam­bridge Kata­log der Radio­quel­len“ trägt M 87 die Bezeich­nung 3C 274. Sie steht an fünf­ter Stel­le der stärks­ten Radio­quel­len an unse­rem Himmel.

Die größte und massereichste Galaxie des Virgohaufens

Mes­sier 87 gehört zu den am bes­ten unter­such­ten Gala­xien des loka­len Uni­ver­sums und ist auch ein belieb­tes Beob­ach­tungs­ob­jekt für Hob­by­as­tro­no­men. Sie ist eine sehr akti­ve Gala­xie und eine der hells­ten Radio- und Rönt­gen­quel­len des Him­mels. In der Astro­phy­sik ist sie auch als Vir­go A bzw. Vir­go X‑1 bekannt. Die ellip­ti­sche Rie­sen­ga­la­xie, vom Hub­ble Typ E0p, besitzt eine Hel­lig­keit von 8,6 mag und eine schein­ba­re Aus­deh­nung von 8,3 x 6,6 Bogen­mi­nu­ten. M 87 wird auch als Über­rie­sen­ga­la­xie mit aus­ge­dehn­tem dif­fu­sen, aber staub­frei­en Halo im Zen­trum eines Gala­xien­hau­fens klas­si­fi­ziert. Die Ent­fer­nung zu M 87 wird mit 53,5 Mil­lio­nen Licht­jah­ren ange­ge­ben. Somit besitzt die Gala­xie eine wah­re Aus­deh­nung von 132.000 Licht­jah­ren. Der Durch­mes­ser unse­rer Milch­stra­ße beträgt nach neus­ten Erkennt­nis­sen sogar 170.000 Licht­jah­ren. Aller­dings besitzt M 87, durch ihr kugel­för­mi­ges Erschei­nungs­bilds, ein deut­lich grö­ße­re Volu­men als unse­re Gala­xis. Gleich­zei­tig ist sie die leucht­kräf­tigs­te, größ­te und mas­se­reichs­te Gala­xie des Vir­go-Super­hau­fens. Mit einer Gesamt­mas­se von 2,7 Bil­lio­nen Son­nen­mas­sen, ver­ei­nigt sie rund eine Bil­lio­nen Sterne.

Zusam­men mit ihren Nach­barn Mes­sier 84 (NGC 4374) und Mes­sier 86 (NGC 4406) befin­det sich Mes­sier 87 im gra­vi­ta­ti­ven Zen­trum des Vir­go-Gala­xien­hau­fens. Dies drückt sich durch die gerin­ge Eigen­ge­schwin­dig­keit die­ser Gala­xien gegen­über ande­ren Mit­glie­dern des Hau­fen aus. M 87 und M 86 bewe­gen sich dabei auf­ein­an­der zu. Ihr Zusam­men­tref­fen könn­te sogar die ers­te Begeg­nung der bei­den Gala­xien sein. In der Ver­gan­gen­heit gab es wahr­schein­lich eine nahe Begeg­nung von M 87 mit M 84. Dar­auf deu­tet der abge­schnit­te­ne Halo von M 87 hin, der durch Gezei­ten­kräf­te ver­lo­ren gegan­gen ist. Der abge­schnit­te­ne Halo könn­te aller­dings auch durch eine Kon­trak­ti­on ver­ur­sacht wor­den sein. Ellip­ti­sche Rie­sen­ga­la­xien ent­ste­hen übli­cher­wei­se nach einer Rei­he von Ver­schmel­zun­gen gro­ßer Spi­ral­ga­la­xien wie die der Milch­stra­ße. Die Regi­on um M 87 ist auch stark von ellip­ti­schen und S0-Gala­xien bevöl­kert. Schät­zungs­wei­se wird sie von min­des­tens 50 klei­nen Satel­li­ten­ga­la­xien umkreist. Die hells­ten von ihnen sind NGC 4476, NGC 4478, NGC 4486A und NGC 4486B.

Der Vir­go-Gala­xien­hau­fen befin­det sich im Zen­trum des deut­lich grö­ße­ren Vir­go-Super­hau­fens, an des­sen Rand sich auch unse­re Loka­le Gala­xien­grup­pe mit der Milch­stra­ße befin­det. Neben M 87, ent­hält der Vir­go­hau­fen rund 200 gro­ße und ca. 2000 klei­ne­re Gala­xien. Die Mas­se von M 87 beträgt, inner­halb eines Radi­us von 32 Kilo­par­sec (ca. 104.000 Licht­jah­re), zwi­schen 2 bis 3 Mil­li­ar­den Son­nen­mas­sen, was dem Dop­pel­ten unse­rer Milch­stra­ße ent­spricht. Die Gesamt­mas­se der Rie­sen­ga­la­xie könn­te sogar das 200-fache der gesam­ten Milch­stra­ße über­tref­fen. Nur 1/6 die­ser Mas­se ist in Form von Ster­nen kon­zen­triert. Die Ster­ne in der Gala­xie haben eine kugel­sym­me­tri­sche Ver­tei­lung. Die am dich­tes­ten besie­del­ten Regio­nen sind die­je­ni­gen, die dem Kern der Gala­xie am nächs­ten sind. Die Dich­te nimmt mit zuneh­men­der Ent­fer­nung vom Zen­trum ab.

Mes­sier 87 ent­hält nur noch sehr wenig Staub und Gas, um dif­fu­se Nebel zu bil­den. Nor­ma­ler­wei­se fin­det man die­se Nebel in den Armen der Spi­ral­ga­la­xien wie unse­rer Milch­stra­ße. Die Gesamt­mas­se des Staubs beträgt nicht mehr als 70.000 Son­nen­mas­sen. Im Gegen­satz beträgt die Mas­se des Staubs in unse­rem Milch­stra­ßen­sys­tem etwa 100 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen. Somit kön­nen heut­zu­ta­ge kaum noch neue Ster­ne ent­ste­hen. M 87 wird des­halb von alten „metall­ar­men“ Ster­nen der Popu­la­ti­on II domi­niert. Die gesam­te Gala­xie wird von einer aus­ge­dehn­ten Koro­na aus hei­ßem Gas gerin­ger Dich­te umgeben. 

Auf sehr lang belich­te­ten Auf­nah­men erscheint der Halo von Mes­sier 87 sehr aus­ge­dehnt und so groß wie der schein­ba­re Voll­mond­durch­mes­ser an unse­rem Him­mel. Die­ser erscheint auch eher lang­ge­streckt als kreis­för­mig zu sein. Die schein­ba­re Grö­ße des Halos ent­spricht einer wah­ren Aus­deh­nung von über einer Mil­lio­nen Licht­jah­ren! Damit zählt M 87 zu den mas­se­reichs­ten Gala­xien am gesam­ten Him­mel. An abso­lu­ter Hel­lig­keit und Mas­se wird Mes­sier 87 nur noch von der ellip­ti­schen Rie­sen­ga­la­xie IC 1101 über­trof­fen. IC 1101 ist die größ­te Gala­xie im bekann­ten Uni­ver­sum und befin­det sich im Zen­trum des mehr als 1 Mil­li­ar­de Licht­jah­re ent­fern­ten Abell 2029 Gala­xien­hau­fens im Stern­bild Jung­frau. Die Rie­sen­ga­la­xie ist fast drei­mal so groß wie M 87 und beher­bergt etwa vier­mal so vie­le Sterne!

Kugelsternhaufen und eine Supernova

Mes­sier 87 besitzt die bis­her größ­te Anzahl an bekann­ten Kugel­stern­hau­fen in einer Gala­xie. Man schätzt, dass es in ihrem Halo mehr als 12.000 die­ser Objek­te gibt. Rund 1.000 von ihnen sind schon auf län­ger belich­te­ten Auf­nah­men zu erken­nen. Sie besit­zen aller­dings nur eine schein­ba­re Hel­lig­keit von 23 mag. Unse­re Milch­stra­ße besitzt gera­de ein­mal 150 bis 200 die­ser alten Stern­hau­fen. Vie­le Kugel­stern­hau­fen in M 87 über­tref­fen Ome­ga Cen­tau­ri, den größ­ten Kugel­stern­hau­fen der Gala­xis, an Grö­ße und Mas­se deut­lich. Die Kugel­stern­hau­fen von M 87 sind ver­gleich­bar mit Mayall II, dem größ­ten Kugel­stern­hau­fen der Loka­len Grup­pe, der eine abso­lu­te Hel­lig­keit von ‑9,8 mag besitzt. Ein­zel­ne Kugel­hau­fen von M 87 über­tref­fen sogar noch die­se und besit­zen eine abso­lu­te Hel­lig­keit von ‑12 Grö­ßen­klas­sen. Neben den Kugel­hau­fen, wur­den in der Umge­bung von M 87 vie­le klei­ne Satel­li­ten­ga­la­xien nach­ge­wie­sen. Die­se sind vor allem auf lang belich­te­ten Fotos zu erken­nen. Des Wei­te­ren gibt es Hin­wei­se auf einen linea­ren Ster­nen­strom im Nord­wes­ten von M 87, der sich durch Gezei­ten­wir­kung der Nach­bar­ga­la­xien oder durch Kol­li­sio­nen mit klei­ne­ren Satel­li­ten­ga­la­xien gebil­det haben könn­te. Beob­ach­tun­gen der Bewe­gung von 300 Pla­ne­ta­ri­schen Nebeln im Halo von M 87 legen nahe, dass die Gala­xie in den letz­ten Mil­li­ar­den Jah­ren mit einer stern­bil­den­den mit­tel­gro­ßen Spi­ral­ga­la­xie ver­schmol­zen ist. Die­se Kol­li­si­on füg­te M 87 auch eini­ge jün­ge­re, blaue Ster­ne hinzu.

Im Jahr 1922 wur­de vom rus­si­schen Astro­no­men I.A. Bala­now­ski auch eine Super­no­va nach­ge­wie­sen, die auf foto­gra­fi­schen Plat­ten aus dem Jahr 1919 gefun­den wur­de. Zum Ent­de­ckungs­zeit­punkt wur­de die Super­no­va noch als mög­li­che Nova ein­ge­ord­net. Die­se erreich­te am 24. Febru­ar 1919 eine maxi­ma­le Hel­lig­keit von 11,5 mag. Einen Monat spä­ter war sie bereits wie­der auf 12,4 mag gefal­len. Bis heu­te war sie die ein­zi­ge ent­deck­te Super­no­va in M 87. Im Jahr 2002 berich­te­te eine Stu­die über die Ent­de­ckung von über 400 Novae in Mes­sier 87. Zwei Jah­re spä­ter wur­de höchst­wahr­schein­lich auch eine Nova in einem ihrer Kugel­stern­hau­fen beobachtet.

Ein Supermassereiches Schwarzes Loch und sein Materiejet

Im Jahr 1947 wur­de eine star­ke Radio­quel­le nach­ge­wie­sen, die aus der sel­ben Rich­tung wie M 87 zu kom­men schien und als Vir­go A kata­lo­gi­siert wur­de. Hier­bei han­delt es sich um die stärks­te Radio­quel­le im Stern­bild der Jung­frau. Der im Jahr 1918 durch Cur­tis ent­deck­te Jet wur­de als Quel­le die­ser Strah­lung iden­ti­fi­ziert. Im April 1965 ent­deck­te eine Aero­bee-For­schungs­ra­ke­te eine extra­ga­lak­ti­sche Rönt­gen­quel­le, die als Vir­go X‑1 bezeich­net wur­de. Im Jahr 1967 wur­de die­se Rönt­gen­quel­le eben­falls mit der Gala­xie Mes­sier 87 in Ver­bin­dung gebracht. Wei­te­re Unter­su­chun­gen mit den Rönt­gen-For­schungs­sa­tel­li­ten HEAO‑1 und Ein­stein zeig­ten, dass die­se Rönt­gen­quel­le eine kom­ple­xe Struk­tur auf­weist und mit dem Akti­ven Galak­ti­schen Kern (AGN) von M 87 in Ver­bin­dung steht.

Am 10. April 2019 wur­de mit Hil­fe der „Event Hori­zon Telescope“ (EHT) – die Zusam­men­schal­tung von acht über den Glo­bus ver­teil­ten Radio­te­le­sko­pen mit­tels Very Long Base­line Inter­fe­ro­me­try (VLBI) – bestä­tigt, dass sich im Zen­trum von Mes­sier 87 ein super­mas­se­rei­ches Schwar­zes Loch mit einer Mas­se von 6,6 Mil­li­ar­den Son­nen­mas­sen befin­det. Es han­delt sich hier­bei um eines der mas­se­reichs­ten bekann­ten Schwar­zen Löcher über­haupt. Die­ses Objekt gilt als Zen­trum des Akti­ven Galak­ti­schen Kerns von M 87. Sein Schwarz­schild­ra­di­us besitzt eine Aus­deh­nung von 18 Mil­li­ar­den Kilo­me­ter bzw. 120 AE. Das ist etwas grö­ßer als die Halb­ach­se der Umlauf­bahn von Plu­to und alle ande­ren bekann­ten Zwerg­pla­ne­ten in unse­rem Son­nen­sys­tems. Die Kol­la­bo­ra­ti­on des EHT prä­sen­tier­ten ein Bild mit dem „Schat­ten“ des Ereig­nis­ho­ri­zon­tes. Die Radio­auf­nah­me zeigt ein klar ring­för­mi­ges dif­fu­ses Leuch­ten in der unmit­tel­ba­ren Umge­bung des Lochs, mit einer dunk­len Zen­tral­re­gi­on. Die Auf­nah­me zeigt gute Über­ein­stim­mung mit Simu­la­tio­nen auf Basis der All­ge­mei­nen Rela­ti­vi­täts­theo­rie. Peta­bytes an Daten, die mit den ver­schie­de­nen Radio­te­le­sko­pen der Kol­la­bo­ra­ti­on auf­ge­nom­men wur­den, wur­den hier­für in einem Super­com­pu­ter ver­ar­bei­tet. Nach­dem das Schwar­ze Loch abge­bil­det wor­den war, wur­de es „Pōwehi“ genannt. Der Name ist ein hawai­ia­ni­sches Wort, das „die geschmück­te uner­gründ­li­che dunk­le Schöp­fung“ bedeutet.

Das Schwar­ze Loch in M 87 ist von einer rotie­ren­den Akkre­ti­ons­schei­be aus ioni­sier­tem Gas, mit einem Durch­mes­ser von 0,39 Licht­jah­ren bzw. 25.000 AE, umge­ben. Das Gas in der Schei­be bewegt sich mit 1000 km/s um das Schwar­ze Loch, bis es von ihm akkre­tiert wird. Die Akkre­ti­ons­ra­te beträgt rund 0,1 Son­nen­mas­sen pro Jahr. Hier gehen auch zwei sich gegen­über­lie­gen­de und rund 6.000 Licht­jah­re lan­ge dün­ne und pola­ri­sier­te Mate­rie­jets aus. Die­se sind genau senk­recht zur Akkre­ti­ons­schei­be ori­en­tiert und in ver­schie­de­nen Wel­len­län­gen zu beob­ach­ten. Der linea­re rela­ti­vis­ti­sche Jet erscheint schon auf rela­tiv kurz belich­te­ten Auf­nah­men im sicht­ba­ren Licht und besitzt eine Län­ge von 20 Bogen­se­kun­de und eine Brei­te von 2 Bogen­se­kun­den. Die Mate­rie des Jets stammt direkt aus der Akkre­ti­ons­schei­be, die das Schwar­ze Loch umgibt. Die Mate­rie schießt dabei mit annä­hernd Licht­ge­schwin­dig­keit aus dem Zen­trum von M 87 heraus.

Das Leuch­ten des Jets rührt von Syn­chro­tron Strah­lung her, die durch beschleu­nig­te Elek­tro­nen nahe der Licht­ge­schwin­dig­keit in einem Magnet­feld ent­ste­hen. Die Ener­gie der Elek­tro­nen beträgt etwa 100 bis 1.000 Giga­elek­tro­nen­volt. Die Gesamt­ener­gie der Elek­tro­nen wird auf 5x10^49 Joule geschätzt. Das ent­spricht der 10^13 fachen Ener­gie, die in der gesam­ten Milch­stra­ße in einer Sekun­de erzeugt wird! Die Mate­rie des Jets konn­te mit Hil­fe des Hub­ble-Welt­raum­te­le­skops, bis in eine Ent­fer­nung von 260.000 Licht­jah­re vom Zen­trum, nach­ge­wie­sen wer­den. Mes­sun­gen von Hub­ble im Jahr 1999 ergab eine geo­me­tri­sche Geschwin­dig­keit vom 4 bis 5‑fachen der Licht­ge­schwin­dig­keit. Die schein­ba­re Über­licht­ge­schwin­dig­keit ist aller­dings nur ein opti­scher Effekt der spe­zi­el­len Rela­ti­vi­täts­theo­rie, der bei Strö­mun­gen in Rich­tung des Beob­ach­ters auf­tre­ten. Neue Unter­su­chun­gen aus dem Jahr 2021 legen nahe, dass das Schwar­ze Loch im Zen­trum von Mes­sier 87 wahr­schein­lich stark rotiert und das Plas­ma im Jet stark pola­ri­siert ist. Die Radio- und Rönt­gen­quel­le in M 87 steht somit im direk­ten Zusam­men­hang mit dem super­mas­se­rei­chen Schwar­zen Loch im Zen­trum. Außer­dem ist ein Radio­ha­lo von 200.000 Licht­jah­ren Aus­deh­nung bekannt, der durch den Jet auf­ge­heizt wird.

Der Kern von M 87 ist auch eine Quel­le star­ker Gam­ma­strah­lung, deren Fluss inner­halb nur weni­ger Tage vari­iert. Somit muss die­se Quel­le eine sehr gerin­ge Aus­deh­nung besit­zen. Ein Zusam­men­hang die­ser Quel­le mit der direk­ten Umge­bung des Schwar­zen Lochs ist des­halb nahe­lie­gend. Mes­sun­gen der Posi­ti­on des Schwar­zen Lochs erga­ben, dass es sich wahr­schein­lich nicht direkt im geo­me­tri­schen Zen­trum von Mes­sier 87 befin­det son­dern um etwa 23 Licht­jah­re ver­scho­ben ist. Eine Ursa­che könn­te der Jet sel­ber sein, der das Schwar­ze Loch, rela­tiv zum Kern, in Bewe­gung gesetzt haben könn­te. Die Ver­schie­bung könn­te auch durch die Ver­schmel­zung von zwei super­mas­se­rei­chen Schwar­zer Löcher im Zen­trum zustan­de gekom­men sein. Neue­re Ergeb­nis­se legen aller­dings den Schluss nahe, dass die­se Ver­schie­bung auch ein opti­scher Effekt sein könn­te, ver­ur­sacht auf­grund zeit­li­cher Schwan­kun­gen der Hel­lig­keit des Jets. For­schun­gen an M 87 in den letz­ten Jah­ren haben erge­ben, dass Qua­sa­re, BL-Lacer­tae-Objek­te und Radio­ga­la­xien alle dem­sel­ben astro­phy­si­ka­li­schen Mecha­nis­mus unter­lie­gen. Der Kern von M 87 sel­ber besitzt Eigen­schaf­ten eines BL-Lacer­tae-Objekts und besitzt auch Merk­ma­le von Gala­xien­ker­nen vom Typ LINER.

Beobachtung

Mes­sier 87 ist, auf­grund ihrer gro­ßen schein­ba­ren Hel­lig­keit, bereits als kreis­run­des, ver­wa­sche­nes Stern­chen mit Fern­glä­sern und klei­nen Tele­sko­pen beob­acht­bar. Dabei befin­det sie sich in einem über­ra­schend stern­ar­men Gebiet. Im 7x50 oder 10x50 Feld­ste­cher erscheint M 87 wie ein unschar­fer Stern der 9. Grö­ßen­klas­se. Im 16x70 Fuji­non und in Tele­sko­pen mit bis 3 Zoll Öff­nung erscheint M 87 ziem­lich flä­chen­hell und als leicht ellip­ti­scher Nebel, der zur Mit­te hin hel­ler wird. Mit 4 bis 6 Zoll Öff­nung ist der Kern­be­reich sehr auf­fäl­lig. Die Hel­lig­keit fällt, von Zen­trum aus­ge­hend, schnell in die Rand­be­rei­che der Gala­xie ab. Es sind kei­ne wei­te­ren Struk­tu­ren, außer das stel­lar erschei­nen­de Kern­ge­biet, wahr­nehm­bar. So ähnelt sie eher einem unauf­ge­lös­ten Kugel­stern­hau­fen. Die­ser Anblick ändert sich auch nicht mit noch grö­ße­rer Öff­nung von 8 bis 10 Zoll. M 87 erscheint bei die­ser Öff­nung und mit 100-facher Ver­grö­ße­rung all­ge­mein hel­ler und ihr Zen­trum aus­ge­dehn­ter, mit einem annä­hernd stel­la­ren Kern. In der Nähe der Gala­xie erkennt man noch einen Stern der 9. Grö­ßen­klas­se sowie zwei wei­te­re schwä­che­re Beglei­ter (NGC 4476 & NGC 4378). 

Um den rund 20 Bogen­se­kun­den lan­ge Mate­rie­jet zu sehen, sind sehr gro­ße Tele­sko­pen von 20 Zoll Öff­nung und dar­über hin­aus erfor­der­lich. Er ist bei sehr hoher Ver­grö­ße­rung, um 300-fach, unter exzel­len­ten Beob­ach­tungs­be­din­gun­gen zumin­dest zu erah­nen. Der Jet gilt bei Ama­teur­as­tro­no­men als visu­el­le Her­aus­for­de­rung, zumal die­ser Jet deut­lich leich­ter zu foto­gra­fie­ren ist. Der Jet darf aber nicht mit einem 16 mag hel­len Gala­xien­paar ver­wech­selt wer­den. Für die zahl­rei­chen Kugel­stern­hau­fen, die die Gala­xie umge­ben, sind sogar noch grö­ße­re Öff­nun­gen jen­seits der 24 Zoll erfor­der­lich. Nicht weit von M 87 ent­fernt befin­det sich eine Ansamm­lung von Gala­xien, die unter dem Namen „Markarian’s Chain“ bekannt ist. Die Gala­xien in die­ser Ket­te sind bereits in mitt­le­ren Tele­sko­pen beob­acht­bar. Die ellip­ti­sche Gala­xie M 89 befin­det sich etwas mehr als ein Grad öst­lich von M 87. Das Gala­xien­paar M 84/M 86 liegt 1,5° nord­west­lich davon.

Mes­sier 87 – und die zahl­rei­chen Gala­xien des Vir­go-Gala­xien­hau­fens – sind typi­sche Objek­te des Früh­lings­him­mels. Die Gala­xie liegt unweit der Gren­ze des Stern­bil­des Jung­frau zum Stern­bild Haar der Bere­ni­ke. Sie steht unge­fähr auf hal­ber Linie zwi­schen den Ster­nen Vin­dem­ia­trix (Epsi­lon Vir­gi­nis, 2,8 mag) und Denebo­la (Beta Leo­nis, 2,1 mag), in Rich­tung des Sterns Epsi­lon Vir­gi­nis versetzt.

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Steckbrief für Messier 87