ในปี พ.ศ. 2465 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันเอ็ดวิน ฮับเบิลได้จัดประเภท M87 ให้เป็นเนบิวลาทรงกลมที่สว่างที่สุดชนิดหนึ่ง เนื่องจากมันไม่มีโครงสร้างเกลียว แต่เช่นเดียวกับเนบิวลาเกลียว มันดูเหมือนจะอยู่ในกลุ่มของเนบิวลานอกกาแล็กซี^{[ 22 ]}ในปี พ.ศ. 2469 เขาได้สร้างการจัดประเภทใหม่ โดยแยกเนบิวลานอกกาแล็กซีออกจากเนบิวลาในกาแล็กซี โดยเนบิวลานอกกาแล็กซีเป็นระบบดาวอิสระ M87 ถูกจัดประเภทเป็นเนบิวลานอกกาแล็กซีรูปวงรีชนิดหนึ่งที่ไม่มีการยืดออกที่เห็นได้ชัด (คลาส E0) ^{[ 23 ]}

ในปี พ.ศ. 2474 ฮับเบิลได้อธิบาย M87 ว่าเป็นสมาชิกของกระจุกดาวเวอร์โก และให้การประมาณเบื้องต้นว่า อยู่ห่างจากโลก 1.8 ล้านพาร์เซก (5.9 ล้านปีแสง)ในขณะนั้น มันเป็นเนบิวลาวงรีเพียงแห่งเดียวที่ทราบซึ่งสามารถแยกแยะ ดาวแต่ละดวง ได้ แม้ว่าจะมีการชี้ให้เห็นว่ากระจุกดาวทรงกลมจะไม่สามารถแยกแยะออกจากดาวแต่ละดวงได้ในระยะทางดังกล่าว^{[ 24 ]}ในหนังสือThe Realm of the Nebulae ปี พ.ศ. 2479 ฮับเบิลได้ตรวจสอบคำศัพท์ในสมัยนั้น นักดาราศาสตร์บางคนเรียกเนบิวลานอกกาแล็กซีว่ากาแล็กซีภายนอกโดยอ้างว่าเป็นระบบดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างไกลจากกาแล็กซีของเรา ในขณะที่คนอื่นๆ นิยมใช้คำว่าเนบิวลานอกกาแล็กซี ตามธรรมเนียม เนื่องจาก ในเวลานั้นคำว่า กาแล็กซีเป็นคำพ้องความหมายของทางช้างเผือก^{[ 25 ]} M87 ยังคงถูกจัดว่าเป็นเนบิวลานอกกาแล็กซีอย่างน้อยจนถึงปี 1954 ^{[ 26 ] [ 27 ]}  

ในปี พ.ศ. 2490 แหล่งกำเนิด คลื่นวิทยุ ที่โดดเด่น Virgo  A ถูกระบุโดยมีข้อผิดพลาดในตำแหน่งที่วัดได้ซึ่งทับซ้อนกับตำแหน่งของ M87 ^{[ 28 ]}แหล่งกำเนิดได้รับการยืนยันว่าเป็น M87 ในปี พ.ศ. 2496 และ มีการเสนอว่า เจ็ตเชิงเส้นสัมพัทธ ภาพ ที่พุ่งออกมาจากแกนกลางของกาแล็กซีเป็นสาเหตุ เจ็ตนี้ขยายออกจากแกนกลางที่มุมตำแหน่ง 260° ไปยังระยะเชิงมุม 20 ″โดยมีความกว้างเชิงมุม 2″ [ ^{26 ] ใน}ปี พ.ศ. 2512–2513 พบว่าองค์ประกอบที่แข็งแกร่งของการปล่อยคลื่นวิทยุอยู่ในแนวเดียวกันกับแหล่งกำเนิดแสงของเจ็ตอย่างใกล้ชิด^{[ 9 ]} ในปี พ.ศ. 2509 จรวด Aerobee 150 ของห้องปฏิบัติการวิจัยกองทัพเรือสหรัฐฯได้ระบุ Virgo X-1 ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์แหล่งแรกใน Virgo ^{[ 29 ] [ 30 ]}จรวด Aerobee ที่ปล่อยจากฐานยิงขีปนาวุธ White Sandsเมื่อวันที่ 7 กรกฎาคม พ.ศ. 2510 ได้ให้หลักฐานเพิ่มเติมว่าแหล่งกำเนิดของ Virgo X-1 คือกาแล็กซีวิทยุ M87 ^{[ 31 ]}การสังเกตการณ์รังสีเอกซ์ในภายหลังโดยHEAO 1และหอดูดาว Einsteinแสดงให้เห็นแหล่งกำเนิดที่ซับซ้อนซึ่งรวมถึงนิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่ของ M87 ^{[ 32 ]}อย่างไรก็ตาม มีความเข้มข้นของการปล่อยรังสีเอกซ์ที่ศูนย์กลางน้อยมาก^{[ 9 ]}     

M87 เป็นพื้นที่ทดสอบที่สำคัญสำหรับเทคนิคที่ใช้วัดมวลของหลุมดำมวลมหาศาลใจกลางกาแล็กซี ในปี 1978 ^การสร้างแบบจำลองพลศาสตร์ของดาวฤกษ์  ของการกระจายมวลใน M87 ให้หลักฐานว่ามีมวลใจกลางห้าพัน ล้าน เท่าของ มวลของดวงอาทิตย์^[ 33 ^]หลังจากการติดตั้งโมดูลแก้ไขเลนส์COSTAR ใน กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในปี 1993 เครื่องวัดสเปกตรัมวัตถุจาง ของฮับเบิล (FOS) ถูกใช้เพื่อวัดความเร็วการหมุน ของจานก๊าซไอออนไนซ์ที่ใจกลางของ M87 ในฐานะ "การสังเกตการณ์ก่อนวางจำหน่าย" ที่ มาเพื่อทดสอบประสิทธิภาพทางวิทยาศาสตร์ของเครื่องมือฮับเบิลหลังการซ่อมแซม ข้อมูล FOS ระบุว่ามวลของหลุมดำใจกลางอยู่ที่ 2.4  พันล้านM☉โดยมีความคลาดเคลื่อน 30% ^{[ 34 ]}กระจุกดาวทรงกลมภายใน M87 ยังถูกใช้เพื่อสอบเทียบความสัมพันธ์ของโลหะด้วย^{[ 35 ]}

M87 ได้รับการสังเกตโดยกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon (EHT) ตลอดช่วงปี 2017 ^{[ 37 ]}ขอบฟ้าเหตุการณ์ของหลุมดำที่อยู่ตรงกลางได้รับการถ่ายภาพโดยตรงโดย EHT ^{[ 38 ]}จากนั้นจึงเปิดเผยในการแถลงข่าวในวันที่ระบุไว้ โดยกรองภาพแรกของเงาของหลุมดำออกมา^{[ 39 ]}

ภาพจากกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon Telescopeแสดงแกนกลางของกาแล็กซี M87 โดยใช้คลื่นไมโครเวฟ  ความยาวคลื่น 1.3 มม. จุดมืดตรงกลางคือเงาของ M87* และมีขนาดใหญ่กว่าขอบฟ้าเหตุการณ์ของหลุมดำ

ภาพถ่ายหลุมดำมวลมหาศาล M87* ที่เผยแพร่โดยกลุ่มความร่วมมือกล้องโทรทรรศน์อวกาศอีเวนต์ฮอไรซันส์ (Event Horizon Telescope Collaboration) พร้อมเส้นที่ซ้อนทับเพื่อระบุทิศทางการโพลาไรซ์ของสนามแม่เหล็ก

มุมมองของลำแสงและเงาของหลุมดำ M87 การสังเกตการณ์จาก Global Millimetre VLBI Array (GMVA), Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) และกล้องโทรทรรศน์กรีนแลนด์^{[ 72 ]}

แกนกลางของกาแล็กซีประกอบด้วยหลุมดำมวลมหาศาล (SMBH) ซึ่งกำหนดชื่อเป็น M87* ^{[ 13 ] [ 36 ] [ 73 ]}ซึ่งมีมวลเป็นพันล้านเท่าของดวงอาทิตย์ของโลก การประมาณการมีตั้งแต่(3.5 ± 0.8) × 10 ⁹ M ^{[ 74 ]}ถึง (6.6 ± 0.4) × 10 ⁹ M , ^{[ 74 ]}แซงหน้าโดย 7.22 +0.34 −0.40 × 10 ⁹ M ในปี 2016 ^{[ 75 ]}ในเดือนเมษายน 2019 คณะทำงาน Event Horizon Telescopeได้เผยแพร่การวัดมวลของหลุมดำเป็น(6.5 ± 0.2 ± 0.7 ) × 10 ⁹ M ^{[ 76 ]}นี่เป็นหนึ่งในมวลที่สูงที่สุดเท่าที่ทราบสำหรับวัตถุดังกล่าว จานหมุนของก๊าซไอออนไนซ์ล้อมรอบหลุมดำ และตั้งฉากกับเจ็ตสัมพัทธภาพโดยประมาณ จานหมุนด้วยความเร็วสูงสุดประมาณ1,000กม./วินาที (2.2ล้านไมล์ต่อชั่วโมง)หรือ 1/300 ของความเร็วแสง[ ^{77 ]}และมีเส้นผ่านศูนย์กลางสูงสุด 25,000 AU (3.7ล้านล้านกิโลเมตร; 2.3ล้านล้าน^ไมล์ )[ ^{78 ] เมื่อ}เปรียบเทียบกันแล้วพลูโตจากดวงอาทิตย์โดยเฉลี่ย39AU (5.8พันล้านกิโลเมตร; 3.6พันล้านไมล์)จะสะสมเข้าสู่หลุมดำในอัตราประมาณหนึ่งมวลของดวงอาทิตย์ทุกๆ สิบปี (ประมาณ 90มวลของโลกต่อวัน) ^{[ 79 ]}รัศมีSchwarzschildของหลุมดำคือ120AU (18พันล้านกิโลเมตร; 11พันล้านไมล์)[ ^{80 ] เส้นผ่านศูนย์กลาง}ของวงแหวนการปล่อยรังสี เมื่อมองจากโลกคือ 42 μas (ไมโครอาร์คเซคอนด์) เมื่อเปรียบเทียบ เส้นผ่านศูนย์กลางของแกนกลางของ M87 คือ 45" (as, อาร์คเซคอนด์) และขนาดของ M87 คือ 7.2' × 6.8' (am, อาร์คมินิต)                 

บทความปี 2010 เสนอว่าหลุมดำอาจเคลื่อนที่ออกจากศูนย์กลางกาแล็กซีไปประมาณ7 พาร์เซก( 23 ปีแสง) ^{[ 81 ]}มีการอ้างว่าการเคลื่อนที่นี้อยู่ในทิศทางตรงกันข้ามกับเจ็ตที่รู้จัก ซึ่งบ่งชี้ว่าหลุมดำถูกเร่งความเร็วโดยเจ็ตนั้น อีกข้อเสนอแนะหนึ่งคือการเคลื่อนที่นี้เกิดขึ้นระหว่างการรวมตัวของหลุมดำมวลมหาศาลสองหลุม^{[ 81 ] [ 82 ]}อย่างไรก็ตาม การศึกษาในปี 2011 ไม่พบการเคลื่อนที่ที่มีนัยสำคัญทางสถิติ^{[ 83 ]}และการศึกษาภาพความละเอียดสูงของ M87 ในปี 2018 สรุปว่าการเคลื่อนที่เชิงพื้นที่ที่ปรากฏนั้นเกิดจากการเปลี่ยนแปลงชั่วคราวของความสว่างของเจ็ตมากกว่าการเคลื่อนที่ทางกายภาพของหลุมดำออกจากศูนย์กลางของกาแล็กซี^{[ 84 ]}

การถ่ายภาพ

หลุมดำนี้เป็นหลุมดำแรกที่ถูกถ่ายภาพ ข้อมูลที่ใช้ในการสร้างภาพถูกเก็บรวบรวมในเดือนเมษายน 2017 ภาพถูกสร้างขึ้นในปี 2018 และเผยแพร่เมื่อวันที่ 10  เมษายน 2019 ^{[ 39 ] [ 85 ] [ 86 ]}ภาพแสดงให้เห็นเงาของหลุมดำ^{[ 87 ]}ล้อมรอบด้วยวงแหวนการแผ่รังสีที่ไม่สมมาตร มีเส้นผ่านศูนย์กลาง690 AU (103 พันล้านกิโลเมตร; 64 พันล้านไมล์)รัศมีของเงาเป็น 2.6 เท่าของรัศมี Schwarzschild ของหลุมดำ ความไม่สมมาตรในความสว่างของวงแหวนเกิดจากการแผ่รังสีแบบสัมพัทธภาพโดยที่วัสดุที่เคลื่อนที่เข้าหาผู้สังเกตการณ์ด้วยความเร็วสัมพัทธภาพจะปรากฏสว่างกว่า วัสดุที่มองเห็นได้รอบหลุมดำหมุนตามเข็มนาฬิกาเป็นส่วนใหญ่เมื่อเทียบกับผู้สังเกตการณ์ ซึ่งเนื่องจากทิศทางของแกนการหมุนทำให้ส่วนล่างของบริเวณการแผ่รังสีมีส่วนประกอบของความเร็วเข้าหาผู้สังเกตการณ์^{[ 88 ]}พารามิเตอร์การหมุนถูกประมาณไว้ที่      ${\displaystyle a=0.9\pm 0.1}$ซึ่งสอดคล้องกับความเร็วในการหมุน^≈ 0.4 c ^{[ 89} ]ซึ่งสอดคล้องกับค่าของ${\displaystyle a=1.00\pm 0.15}$ได้รับด้วยวิธีการไหลออก^{[ 90 ]}

หลังจากที่ได้ถ่ายภาพหลุมดำแล้ว หลุมดำนั้นก็ได้รับการตั้งชื่อว่าPōwehiซึ่งเป็น คำภาษา ฮาวาย ที่มีความ ^หมายว่า "การสร้างสรรค์อันมืดมิดที่ประดับประดาอย่างลึกซึ้ง" ซึ่งมาจากบทสวดการสร้างโลกโบราณKumulipo [ ^{92 ]}

เมื่อวันที่ 24  มีนาคม 2021 ความร่วมมือของ Event Horizon Telescope ได้เปิดเผยมุมมองที่ไม่เหมือนใครของเงาหลุมดำ M87 ซึ่งไม่เคยมีมาก่อน นั่นคือลักษณะที่ปรากฏภายใต้แสงโพลาไรซ์^{[ 93 ]}การโพลาไรซ์เป็นเครื่องมือที่มีประสิทธิภาพซึ่งช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถสำรวจฟิสิกส์เบื้องหลังภาพได้อย่างละเอียดมากขึ้น การโพลาไรซ์ของแสงให้ข้อมูลเกี่ยวกับความแรงและทิศทางของสนามแม่เหล็กในวงแหวนแสงรอบเงาหลุมดำ^{[ 94 ]}การรู้สิ่งเหล่านี้เป็นสิ่งสำคัญในการทำความเข้าใจว่าหลุมดำมวลมหาศาลของ M87 กำลังปล่อยพลาสมาแม่เหล็กออกมาได้อย่างไร ซึ่งขยายตัวด้วยความเร็วสัมพัทธภาพออกไปนอกกาแล็กซี M87

เมื่อวันที่ 14  เมษายน 2564 นักดาราศาสตร์รายงานเพิ่มเติมว่าหลุมดำ M87 และบริเวณโดยรอบได้รับการศึกษาในระหว่างการสังเกตการณ์ Event Horizon Telescope 2017 ซึ่งดำเนินการโดยหอดูดาวหลายความยาวคลื่นจากทั่วโลกหลายแห่ง^{[ 95 ]}

ในเดือนเมษายน พ.ศ. 2566 ทีมงานได้พัฒนาเทคนิคการสร้างแบบจำลองอินเตอร์เฟอโรเมตริกส่วนประกอบหลัก (PRIMO) ใหม่เพื่อสร้างภาพจำลองที่คมชัดยิ่งขึ้นจากข้อมูล EHT พวกเขาได้นำเทคนิคนี้ไปใช้กับข้อมูลการสังเกตการณ์ EHT ดั้งเดิมของหลุมดำ M87 ซึ่งให้ภาพสุดท้ายที่คมชัดยิ่งขึ้นและช่วยให้สามารถทดสอบการจัดเรียงการสังเกตการณ์กับทฤษฎีได้อย่างใกล้ชิดยิ่งขึ้น^{[ 96 ] [ 97 ]}

ลำสสารถูกพุ่งออกมาจากกาแล็กซี M87 ด้วยความเร็วเกือบเท่าความเร็วแสงและทอดยาวออกไป 1.5  กิโลพาร์เซก (5  กิโลไลต์) จากแกนกลางของกาแล็กซี

ในภาพรวมที่ได้จากรังสีเอกซ์ ( จันทรา ) และคลื่นวิทยุ ( VLA ) นี้ สสารร้อน (สีน้ำเงินในภาพรังสีเอกซ์) จากกระจุกดาวเวอร์โก้ ตกลงสู่แกนกลางของกาแล็กซี M87 และเย็นตัวลง ณ จุดนั้น มันได้ปะทะกับลำแสงความเร็วสูง (สีส้มในภาพคลื่นวิทยุ) ทำให้เกิดคลื่นกระแทกในตัวกลางระหว่างดาวของกาแล็กซี

ลำแสงมวลสารสัมพัทธภาพที่พุ่งออกมาจากแกนกลางขยายออกไปอย่างน้อย1.5 กิโลพาร์เซก (5,000 ปีแสง)จากนิวเคลียส และประกอบด้วยมวลสารที่ถูกขับออกมาจากหลุมดำมวลมหาศาล ลำแสงนี้ถูกจำกัดไว้ในแนวตรงโดยปรากฏว่าถูกจำกัดไว้ที่มุม 60° ภายใน ระยะ 0.8 พาร์เซก (2.6 ปีแสง)จากแกนกลาง เหลือประมาณ 16° ที่ระยะ 2 พาร์เซก (6.5 ปีแสง)และเหลือ 6–7° ที่ระยะ 12 พาร์เซก (39 ปีแสง) [ ^{98 ] ฐาน}ของลำแสงมีเส้นผ่านศูนย์กลาง5.5 ± 0.4 รัศมี Schwarzschildและน่าจะได้รับพลังงานจาก จานสะสมมวล แบบโปรเกรดรอบหลุมดำมวลมหาศาลที่กำลังหมุนอยู่^{[ 98 ]}นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน-อเมริกันWalter Baadeพบว่าแสงจากเจ็ตเป็นโพลาไรซ์ระนาบซึ่งบ่งชี้ว่าพลังงานถูกสร้างขึ้นโดยการเร่งความเร็วของอิเล็กตรอนที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วสัมพัทธภาพในสนามแม่เหล็กพลังงานรวมของอิเล็กตรอนเหล่านี้ประมาณไว้ที่5.1 × 10 ⁵⁶เอิร์ก ^{[ 99 ]} (5.1 × 10⁴⁹จูลหรือ3.2 × 10⁶⁸ eV ) ซึ่งประมาณ10 พลังงานที่ผลิตได้ในหนึ่งวินาทีนั้นมากกว่าพลังงานที่ผลิตได้ในกาแล็กซีทางช้างเผือกทั้งหมดถึง ¹³ เท่า ซึ่งคาดการณ์ไว้ที่ 5 × 10³⁶จูล ^{[ 100 ]}เจ็ตถูกล้อมรอบด้วยส่วนประกอบที่ไม่สัมพันธ์กับความเร็วที่ต่ำกว่า มีหลักฐานของเจ็ตย้อนกลับ แต่ยังคงมองไม่เห็นจากโลกเนื่องจากการแผ่รังสีสัมพัทธภาพ[ ^{101 ] [ 102 ] เจ็}ตกำลังหมุนวนทำให้การไหลออกก่อตัวเป็นรูปแบบเกลียวออกไปไกลถึง1.6 พาร์เซก (5.2 ปีแสง)[ ^{78 ] ส่วน}ของสสารที่ถูกขับออกมาขยายออกไปไกลถึง80 กิโลพาร์เซก (260,000 ปีแสง) ^{[ 103 ]}

จากภาพถ่ายของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในปี 1999 พบว่าการเคลื่อนที่ของลำแสงจากกาแล็กซี M87 มีความเร็วถึง 4-6 เท่าของความเร็วแสง ปรากฏการณ์นี้เรียกว่า การเคลื่อนที่เร็วกว่าแสง (superluminal motion ) ซึ่งเป็นภาพลวงตาที่เกิดจากความเร็วสัมพัทธภาพของลำแสง ช่วงเวลาKระหว่างพัลส์แสงสองพัลส์ใดๆ ที่ปล่อยออกมาจากลำแสงนั้น เมื่อผู้สังเกตการณ์รับรู้ จะน้อยกว่าช่วงเวลาจริงเนื่องจากความเร็วสัมพัทธภาพของลำแสงที่เคลื่อนที่ไปในทิศทางของผู้สังเกตการณ์ ส่งผลให้การรับรู้ถึง ความเร็ว ที่เร็วกว่าแสงนั้นเกิดขึ้นจริงแม้ว่าลำแสงเองจะมีความเร็วเพียง 80-85% ของความเร็วแสงก็ตาม การตรวจจับการเคลื่อนที่ดังกล่าวถูกนำมาใช้เพื่อสนับสนุนทฤษฎีที่ว่า ค วอซาร์วัตถุ BL Lacertaeและดาราจักรวิทยุอาจเป็นปรากฏการณ์เดียวกันที่เรียกว่าดาราจักรที่กำลังทำงาน (active galaxies ) ซึ่งมองจากมุมมองที่แตกต่างกัน^{[ 104 ] [ 105 ]}มีการเสนอว่านิวเคลียสของ M87 เป็น วัตถุ BL Lacertae (ที่มีความสว่างน้อยกว่าบริเวณรอบข้าง) เมื่อมองจากมุมที่ค่อนข้างกว้าง การเปลี่ยนแปลงของฟลักซ์ ซึ่งเป็นลักษณะเฉพาะของ วัตถุ BL Lacertae ได้ถูกสังเกตพบใน M87 ^{[ 106 ] [ 107 ]}

จากการสังเกตการณ์พบว่า อัตราการพุ่งออกมาของสสารจากหลุมดำมวลมหาศาลนั้นแปรผันได้ การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ก่อให้เกิดคลื่นความดันในก๊าซร้อนที่ล้อมรอบ M87 กล้องโทรทัศน์รังสีเอกซ์จันทราตรวจพบห่วงและวงแหวนในก๊าซ การกระจายตัวของพวกมันบ่งชี้ว่ามีการปะทุเล็กน้อยเกิดขึ้นทุกๆ สองสาม ล้านปี วงแหวนหนึ่งซึ่งเกิดจากการปะทุครั้งใหญ่ เป็นคลื่นกระแทก ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 26 กิโลพาร์เซก (85,000 ปีแสง)รอบหลุมดำ ลักษณะอื่นๆ ที่สังเกตได้ ได้แก่ เส้นใยปล่อยรังสีเอกซ์แคบๆ ยาวถึง31 กิโลพาร์เซก (100,000 ปีแสง)และโพรงขนาดใหญ่ในก๊าซร้อนที่เกิดจากการปะทุครั้งใหญ่เมื่อ 70  ล้านปีก่อน การปะทุอย่างสม่ำเสมอทำให้ก๊าซปริมาณมหาศาลไม่สามารถเย็นตัวลงและก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ได้ ซึ่งหมายความว่าวิวัฒนาการของ M87 อาจได้รับผลกระทบอย่างรุนแรง ทำให้มันไม่สามารถกลายเป็นกาแล็กซีเกลียวขนาดใหญ่ได้

M87 เป็นแหล่งกำเนิดรังสีแกมมา ที่ทรงพลังมาก ซึ่งเป็นรังสีที่มีพลังงานสูงสุดในสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า รังสีแกมมาที่ปล่อยออกมาจาก M87 ได้รับการสังเกตมาตั้งแต่ปลายทศวรรษ 1990 ในปี 2006 นักวิทยาศาสตร์ได้ใช้ กล้องโทรทรรศน์ Cherenkov ระบบสเตอริโอสโคปิกพลังงานสูงในการวัดการเปลี่ยนแปลงของฟลักซ์รังสีแกมมาที่มาจาก M87 และพบว่าฟลักซ์เปลี่ยนแปลงภายในเวลาไม่กี่วัน ช่วงเวลาสั้นๆ นี้บ่งชี้ว่าแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาที่เป็นไปได้มากที่สุดคือหลุมดำมวลมหาศาล^{[ 108 ]}โดยทั่วไป ยิ่งเส้นผ่านศูนย์กลางของแหล่งกำเนิดการปล่อยรังสีเล็กลง การเปลี่ยนแปลงของฟลักซ์ก็จะยิ่งเร็วขึ้น^{[ 108 ] [ 109 ]}

ภาพถ่ายอินฟราเรดของ M87 แสดงให้เห็นคลื่นกระแทกที่เกิดจากไอพ่น

การไหลแบบเกลียวของเจ็ทที่ขับเคลื่อนด้วยหลุมดำ^{[ 110 ]}

กลุ่มก้อนสสารในเจ็ต (กำหนดให้เป็น HST-1) ซึ่งอยู่ห่างจากแกนกลางประมาณ65 พาร์เซก (210 ปีแสง)ได้รับการติดตามโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและหอดูดาวรังสีเอกซ์จันทรา ในปี 2549 ความเข้มของรังสีเอกซ์ของกลุ่มก้อนนี้เพิ่มขึ้นถึง 50 เท่าในช่วงเวลาสี่ปี^{[ 111 ]}ในขณะที่การปล่อยรังสีเอกซ์ลดลงอย่างไม่แน่นอนนับตั้งแต่นั้นมา^{[ 112 ]}

ปฏิสัมพันธ์ของเจ็ตพลาสมาความเร็วสูงที่พุ่งออกมาจากแกนกลางกับตัวกลางโดยรอบทำให้เกิดกลีบคลื่นวิทยุในกาแล็กซีที่มีกิจกรรม กลีบเหล่านี้เกิดขึ้นเป็นคู่และมักจะสมมาตร^{[ 113 ]}กลีบคลื่นวิทยุทั้งสองของ M87 รวมกันแล้วครอบคลุมพื้นที่ประมาณ 80  กิโลพาร์เซก ส่วนด้านในซึ่งขยายออกไปถึง 2  กิโลพาร์เซก ปล่อยคลื่นวิทยุออกมาอย่างรุนแรงที่ความยาวคลื่นวิทยุ กระแสของสสารสองกระแสไหลออกมาจากบริเวณนี้ กระแสหนึ่งอยู่ในแนวเดียวกับเจ็ตและอีกกระแสหนึ่งอยู่ในทิศทางตรงกันข้าม กระแสเหล่านี้ไม่สมมาตรและผิดรูป ซึ่งบ่งชี้ว่าพวกมันพบกับตัวกลางภายในกระจุกกาแล็กซีที่มีความหนาแน่นสูง ที่ระยะทางที่ไกลขึ้น กระแสทั้งสองจะกระจายออกเป็นสองกลีบ กลีบเหล่านี้ล้อมรอบด้วยฮาโลของก๊าซที่ปล่อยคลื่นวิทยุซึ่งมีความสว่างน้อยกว่า^{[ 114 ] [ 115 ]}

ช่องว่างระหว่างดาวฤกษ์ใน M87 เต็มไปด้วยตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์แบบกระจายตัวซึ่งประกอบด้วยก๊าซที่อุดมด้วยองค์ประกอบทางเคมีจากธาตุที่ถูกปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์เมื่อพวกมันผ่านพ้น ช่วงอายุขัย หลักของลำดับหลักคาร์บอนและไนโตรเจนถูกส่งมาอย่างต่อเนื่องจากดาวฤกษ์มวลปานกลางเมื่อพวกมันผ่านพ้นกิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับ [ ^{116 ] [ 117 ] ธาตุหนัก}ตั้งแต่ออกซิเจนถึงเหล็กส่วนใหญ่เกิดจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาภายในกาแล็กซี ในบรรดาธาตุหนัก ประมาณ 60% เกิดจากซูเปอร์โนวาแบบยุบตัวของแกนกลาง ในขณะที่ส่วนที่เหลือมาจาก ซูเปอร์โน วาประเภท Ia ^{[ 116 ]}

การกระจายตัวของออกซิเจนค่อนข้างสม่ำเสมอทั่วทั้งกาแล็กซี โดยมีค่าประมาณครึ่งหนึ่งของค่าในดวงอาทิตย์ (เช่น ปริมาณออกซิเจนในดวงอาทิตย์) ในขณะที่การกระจายตัวของเหล็กมีค่าสูงสุดใกล้ศูนย์กลาง ซึ่งมีค่าใกล้เคียงกับค่าเหล็กในดวงอาทิตย์^{[ 117 ] [ 118 ]}เนื่องจากออกซิเจนส่วนใหญ่เกิดจากซูเปอร์โนวาแบบยุบตัวของแกนกลาง ซึ่งเกิดขึ้นในช่วงแรกเริ่มของกาแล็กซี และส่วนใหญ่อยู่ในบริเวณก่อกำเนิดดาวฤกษ์ด้านนอก^{[ 116 ] [ 117 ] [ 118 ]}การกระจายตัวของธาตุเหล่านี้จึงบ่งชี้ถึงการเสริมธาตุในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ในช่วงแรกจากซูเปอร์โนวาแบบยุบตัวของแกนกลาง และการมีส่วนร่วมอย่างต่อเนื่องจาก ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ตลอดประวัติศาสตร์ของ M87 ^{[ 116 ]}การมีส่วนร่วมของธาตุจากแหล่งกำเนิดเหล่านี้มีค่าน้อยกว่าในทางช้างเผือกมาก^{[ 116 ]}

การตรวจสอบ M87 ที่ ความยาวคลื่น อินฟราเรด ไกล แสดงให้เห็นการปล่อยรังสีส่วนเกินที่ความยาวคลื่นมากกว่า 25  μm โดยปกติแล้ว นี่อาจเป็นสัญญาณของการปล่อยความร้อนจากฝุ่นอุ่น^{[ 119 ]}ในกรณีของ M87 การปล่อยรังสีสามารถอธิบายได้อย่างสมบูรณ์โดยการแผ่รังสีซินโครตรอนจากเจ็ต ภายในกาแล็กซี คาดว่าอนุภาคซิลิเกตจะคงอยู่ได้ไม่เกิน 46  ล้านปีเนื่องจากการปล่อยรังสีเอ็กซ์จากแกนกลาง^{[ 120 ]}ฝุ่นนี้อาจถูกทำลายโดยสภาพแวดล้อมที่ไม่เอื้ออำนวยหรือถูกขับออกจากกาแล็กซี^{[ 121 ]}มวลรวมของฝุ่นใน M87 ไม่เกิน 70,000  เท่าของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 120 ]}เมื่อเปรียบเทียบกันแล้ว ฝุ่นของทางช้างเผือกมีค่าประมาณหนึ่งร้อย ล้าน ( 10 ]⁸ ) มวลสุริยะ ^{[ 122 ]}

แม้ว่า M87 จะเป็นกาแล็กซีรูปวงรีและจึงไม่มีแถบฝุ่นของกาแล็กซีเกลียว แต่ก็มีการสังเกตพบเส้นใยแสงในกาแล็กซีนี้ ซึ่งเกิดจากก๊าซที่ตกลงสู่แกนกลาง การปล่อยรังสีน่าจะมาจากการกระตุ้นที่เกิดจากคลื่นกระแทกเมื่อกระแสก๊าซที่ตกลงมาพบกับรังสีเอ็กซ์จากบริเวณแกนกลาง^{[ 123 ]}เส้นใยเหล่านี้มีมวลโดยประมาณ 10,000 M ☉ ^{58 ] [ 123 ] รอบ}ๆ กาแล็กซีมีโคโรนาที่ขยายออกไปซึ่งมีก๊าซร้อนความหนาแน่นต่ำ^{[ 124 ]} 

M87 มีกระจุกดาวทรงกลมจำนวนมากผิดปกติ การสำรวจในปี 2006 ที่ระยะเชิงมุม 25 ′จากแกนกลางประมาณการว่ามี กระจุก ดาวทรงกลม 12,000 ± 800กระจุกโคจรรอบ M87 ^{[ 125 ]}เมื่อเทียบกับ 150–200 กระจุกในและรอบทางช้างเผือก กระจุกดาวเหล่านี้มีการกระจายขนาดคล้ายกับของทางช้างเผือก โดยส่วนใหญ่มีรัศมีประสิทธิผล 1 ถึง 6  พาร์เซก ขนาดของกระจุกดาว M87 เพิ่มขึ้นอย่างค่อยเป็นค่อยไปตามระยะทางจากศูนย์กลางกาแล็กซี^{[ 126 ]}ภายใน รัศมี สี่กิโลพาร์เซก (13,000 ปีแสง)จากแกนกลางความเป็นโลหะ ของกระจุกดาว —ความอุดมสมบูรณ์ของธาตุอื่นที่ไม่ใช่ไฮโดรเจนและฮีเลียม—มีค่าประมาณครึ่งหนึ่งของความอุดมสมบูรณ์ในดวงอาทิตย์ นอกรัศมีนี้ ความเป็นโลหะจะลดลงอย่างต่อเนื่องเมื่อระยะทางของกระจุกดาวจากแกนกลางเพิ่มขึ้น^{[ 124 ]}กระจุกดาวที่มีโลหะต่ำจะมีขนาดใหญ่กว่ากระจุกดาวที่มีโลหะสูงเล็กน้อย^{[ 126 ]}ในปี 2014 HVGC-1ซึ่งเป็นกระจุกดาวทรงกลมความเร็วสูงกลุ่มแรก ถูกค้นพบว่ากำลังหลุดออกจาก M87 ด้วยความเร็ว 2,300  กม./วินาที การหลุดออกของกระจุกดาวด้วยความเร็วสูงเช่นนี้ สันนิษฐานว่าเป็นผลมาจากการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดและการถูกผลักออกจากแรงโน้มถ่วงของระบบดาวคู่หลุมดำมวลมหาศาล^{[ 127 ]}

มีการระบุกลุ่มดาวแคระขนาดเล็กพิเศษเกือบหนึ่งร้อยกลุ่ม ใน M87 กลุ่มดาวเหล่านี้มีลักษณะคล้ายกระจุกดาวทรงกลม แต่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง สิบพาร์เซก (33 ปีแสง)หรือมากกว่า ซึ่งใหญ่กว่า ขนาดสูงสุด สามพาร์เซก (9.8 ปีแสง)ของกระจุกดาวทรงกลมมาก ยังไม่ชัดเจนว่าพวกมันเป็นกาแล็กซีแคระที่ถูกดึงดูดโดย M87 หรือเป็นกระจุกดาวทรงกลมขนาดใหญ่ประเภทใหม่^{[ 128 ]}