Jousimies A*

Jousimies A*
Tähti

Kuva mustan aukon Jousimies A* varjosta, joka on saatu radioalueella Event Horizon -teleskoopilla .
Tutkimushistoria
avaaja National Radio Astronomy Observatory [3] ja Robert Hanbury Brown [4]
avauspäivämäärä 14. helmikuuta 1974
Havaintotiedot
( Epoch J2000.0 )
Tyyppi radiolähde
oikea ylösnousemus 17 h  45 m  40,05 s
deklinaatio −29° 0′ 27,90″
Etäisyys 27.00 ± 0.10 tuhatta  St. vuotta (
8,827 ± 0,030 [1]  kpc )
tähdistö Jousimies
fyysiset ominaisuudet
Paino (4,297 ± 0,042) 10 6 M ⊙ [1] M ⊙ 
Osa alkaen Galaktinen keskus [5]
Koodit luetteloissa
CXOGC J174540.0-290027 ja [SKM2002] 28
Tietoa tietokannoista
SIMBAD tiedot
Lähteet: [2]
Tietoja Wikidatasta  ?
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa

Sagittarius A* ( lat.  Sagittarius A*, Sgr A* ; lausutaan "Jousimies A tähdellä") on pienikokoinen radiolähde , joka sijaitsee Linnunradan keskustassa , on osa Jousimies A -radiolähdettä . Se lähettää myös infrapuna-, röntgen- ja muilla alueilla. Se on suuritiheyksinen esine - supermassiivinen musta aukko [6] [7] [8] , jota ympäröi kuuma radiosäteilevä kaasupilvi, jonka halkaisija on noin 1,8 pc [9] . Etäisyys radiolähteeseen on (27,00 ± 0,10) tuh . vuotta , keskuskappaleen massa on (4,297 ± 0,042) miljoonaa M ⊙ [1] [10] . VLBA -radioteleskoopin tiedot osoittavat, että itse musta aukko muodostaa vähintään neljänneksen Sgr A* -objektin kokonaismassasta ja loput massasta putoaa mustaa aukkoa ympäröivään aineeseen sekä naapuritähtiin ja kaasupilviä [11] .

12. toukokuuta 2022 Event Horizon -teleskoopilla tarkkailevat tähtitieteilijät julkaisivat kuvan Jousimies A*:sta, mikä vahvisti, että esine sisältää mustan aukon. Tämä on toinen vahvistettu kuva mustasta aukosta [12] [13] [14] .

Ominaisuudet

Etäisyys: 26 996 ± 100 valovuotta (8277 ± 42 parsekkia ) [1] . Säde: enintään 45 a. e. (6732 miljoonaa km), vähintään 12,7 ± 1,1 miljoonaa km (Schwarzschildin säde). Massa: (4,297 ± 0,042)⋅10 6 M ⊙ [1] . Kirkkauslämpötila : noin 1⋅10 7 K.

Löytöhistoria

Rainer Schödelin johtama Max Planck -instituutin kansainvälinen tutkimusryhmä raportoi 16. lokakuuta 2002 havainnoistaan ​​tähden S2 :n liikkeestä Jousimies A* -objektin ympärillä kymmenen vuoden aikana. Havainnot osoittivat, että Jousimies A* on valtavan massiivinen esine [15] . Rataelementtejä analysoimalla määritettiin ensin, että kohteen massa on 2,6 miljoonaa M⊙ , tämä massa on suljettu halkaisijaltaan enintään 17 valotunnin ( 120 AU ) tilavuuteen. Myöhemmät havainnot vahvistivat tarkemman massaarvon - 3,7 miljoonaa M⊙ ja säteen enintään 6,25 valotuntia ( 45 AU ) [16] [17] . Vertailun vuoksi: Pluto on 5,51 valotunnin päässä Auringosta. Nämä havainnot viittaavat siihen, että Sagittarius A* on musta aukko.

Joulukuussa 2008 Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics -instituutin tutkijat julkaisivat päivitettyjä tietoja väitetyn supermassiivisen mustan aukon massasta 16 vuoden ajalta suoritettujen havaintojen perusteella [18] . Se oli 4,31 ± 0,36 miljoonaa auringon massaa. Ryhmän johtaja Reinhard Genzel huomautti, että tämä tutkimus on paras kokeellinen todiste supermassiivisten mustien aukkojen olemassaolosta [19] . Viimeaikaiset havainnot korkealla kulmaresoluutiolla 1,3 mm :n aallonpituudella osoittavat [20] , että lähteen kulmahalkaisija on 37 kaarimikrosekuntia , mikä tällä etäisyydellä vastaa 44 miljoonan km :n lineaarista halkaisijaa (vertaa Merkuriuksen periheliin). s kiertorata , 46 miljoonaa km ). Koska kappaleen painovoimasäde , jonka massa on M , on R g = 2,95( M / M ⊙ ) km , se on tietyllä massalla (12,7 ± 1,1) miljoonaa km ja mitattu lähteen säde on vain kaksi kertaa painovoimasäde keskeinen kohde. Tämä on yhdenmukainen mustan aukon ympärillä olevan säteilevän akkretiolevyn odotetun olemassaolon kanssa. Itsenäisesti Andrea Ghezin johtama tutkijaryhmä , joka teki havaintoja Keckin observatoriossa , tuli samoihin johtopäätöksiin . Vuonna 2020 Genzel ja Ghez saivat Nobel-palkinnon tämän esineen löytämisestä .

Tähtien liikkeen luonne Sgr A*:n läheisyydessä osoittaa, että musta aukko joko ei pyöri ollenkaan tai pyörii hyvin hitaasti [21] [22] .

Vuodelle 2021 kohteen massasta tarkimmat mittaukset tehtiin GRAVITY-yhteistyöllä, joka tutki S-klusterin tähtien liikettä ( S2 , S29, S38, S55) infrapunasäteilyssä . Rataparametrien tarkka mittaus mahdollisti keskuskappaleen massan arvioinnin suurella tarkkuudella. Hän on tasa-arvoinen

Radiohavainnot

Pitkään aikaan galaksimme keskusta, jonka likimääräinen sijainti (Jousimiehen tähdistö) tiedettiin optisista havainnoista, ei ollut liitetty mihinkään kompaktiin tähtitieteelliseen kohteeseen.

Vuonna 1931 Karl Jansky suoritti kokeita , joita pidetään radioastronomian alussa (katso Radioastronomian historia ). Tuolloin Jansky työskenteli radioinsinöörinä Bell Telephone Labsin testipaikalla . Hän sai tehtäväkseen selvittää salaman melun saapumissuunta . Tätä varten Karl Jansky rakensi pystysuoraan polarisoidun yksisuuntaisen antennin , kuten Brucen kankaalle. Työ tehtiin 14,6  metrin (20,5  MHz ) aallolla [23] . Joulukuussa 1932 Jansky esitteli ensimmäiset asennuksellaan saadut tulokset [24] . Kerrottiin "... tuntemattoman alkuperän jatkuvan suhinan" löydöstä. Jansky väitti, että tämä häiriö aiheuttaa "suhinan kuulokkeissa, jota on vaikea erottaa laitteen itsensä aiheuttamasta suhinasta. Suhisevan häiriön saapumissuunta muuttuu vähitellen päivän aikana ja tekee täydellisen kierroksen 24 tunnissa. 24 tunnin vaikutuksen perusteella Jansky ehdotti, että uusi häiriölähde voisi liittyä jossain määrin aurinkoon . Kahdessa seuraavassa artikkelissaan, lokakuussa 1933 ja lokakuussa 1935 , Karl Jansky tulee vähitellen siihen tulokseen, että hänen uuden häiriönsä lähde on galaksimme keskusalue [25] . Lisäksi suurin vaste saadaan, kun antenni suunnataan Linnunradan keskustaan ​​[26] . Jansky ymmärsi, että radioastronomian edistyminen vaatisi suurempia, terävämpiä antenneja, jotka voitaisiin helposti suunnata eri suuntiin. Hän itse ehdotti parabolisen antennin suunnittelua, jossa on halkaisijaltaan 30,5 m peili, joka toimii metriaaloilla. Hänen ehdotuksensa ei kuitenkaan saanut tukea Yhdysvalloissa [23] .

Vuonna 1937 ensimmäisen radioteleskoopin parabolisella peilillä rakensi Grote Reber , radioamatööri Whittonista ( USA , Illinois ). Radioteleskooppi sijaitsi Groutin vanhempien talon takapihalla, oli muodoltaan parabolinen ja antennin halkaisija oli noin 9 metriä. Instrumentin avulla Grout rakensi radiotaivaskartan, josta näkyvät selkeästi Linnunradan keskialueet ja kirkkaat radiolähteet Cygnus A ( Cyg A ) ja Cassiopeia A ( Cas A ) [27] .

Vuonna 1960 Jan Oort ja G. Rogur totesivat, että galaksin keskuksen välittömässä läheisyydessä (alle 0,03°) on radiolähde Sagittarius A (Sgr A) [28] . Vuonna 1966 D. Downes ja A. Maxwell tekivät yhteenvedon radiohavainnoista desimetri- ja senttimetrialueella, ja päätyivät siihen johtopäätökseen, että galaksin pieni ydin on Jousimies-A-lähteeseen liittyvä esine, jonka halkaisija on 10 kpl . [29] .

1970-luvun alussa tiedettiin radioaaltoalueella tehtyjen havaintojen ansiosta, että Jousimies-A-radiolähteellä on monimutkainen tilarakenne. Vuonna 1971 Downes ja Martin tarkkaillessaan Cambridgen radioteleskoopilla 1,6 km:n perusviivalla 2,7 ja 5 GHz:n taajuuksilla 11" ja 6" resoluutioilla vastaavasti, että radiolähde koostuu kahdesta hajapilvestä, jotka sijaitsevat 1′ etäisyydellä toisistaan: itäosa (Sgr A) lähettää ei- lämpöä radioaaltospektriä ja länsiosa (Sgr A*) on radiosäteilevä kuumaa ionisoitua kaasua, jonka halkaisija on noin 45 ″ (1,8 kpl) [9] . Vuonna 1974 B. Balik ja S. Sanders kartoittivat Sagittarius-A-radiolähteen taajuuksilla 2,7 ja 8,1 GHz 2″:n resoluutiolla National Radio Astronomy Observatoryn (NRAO) 43-metrisellä radioteleskoopilla [ 30] . Molempien radiolähteiden havaittiin olevan tiiviitä muodostelmia, joiden halkaisija oli alle 10″ ( 0,4 pc ), joita ympäröivät kuuman kaasun pilvet. Jousimies A* vedyn spektriviivassa (1,3 mm:n rekombinaatioviiva H30α), joka saatiin käyttämällä ALMA -radioteleskooppikompleksia , mahdollisti sen akkretiolevyn pyörimisen määrittämisen. Kasvukiekon massa voi olla 0,00001–0,0001 M ⊙ ja materiaalin putoamisnopeus 2,7×10 −10 M ⊙ vuodessa [31] [32] .

Infrapunahavaintojen alku

1960-luvun loppuun asti ei ollut tehokkaita välineitä galaksin keskialueiden tutkimiseen, koska tiheät kosmisen pölypilvet, jotka peittävät galaktisen ytimen havainnolta, absorboivat kokonaan ytimestä tulevan näkyvän säteilyn ja vaikeuttavat merkittävästi työtä. radion kantama.

Tilanne on muuttunut radikaalisti infrapunatähtitieteen kehityksen myötä, jolle kosminen pöly on käytännössä läpinäkyvää. Vuonna 1947 Stebbins ja A. Whitford skannasivat galaktista päiväntasaajaa valokennolla 1,03 μm :n aallonpituudella , mutta eivät havainneet erillistä infrapunalähdettä [33] . VI Moroz vuonna 1961 suoritti samanlaisen skannauksen Sgr A :n lähialueista 1,7 μm :n aallonpituudella ja myös epäonnistui [34] . Vuonna 1966 E. Böcklin skannasi Sgr A -alueen alueella 2,0–2,4 µm ja löysi ensimmäistä kertaa lähteen, joka vastasi sijainniltaan ja kooltaan radiolähdettä Sagittarius-A. Vuonna 1968 E. Böcklin ja G. Neugebauer skannasivat 1,65, 2,2 ja 3,4 μm :n aallonpituuksia 0,08-1,8 " resoluutiolla ja löysivät monimutkaisen rakenteen, joka koostui pääinfrapunalähteestä, jonka halkaisija on 5 ′. kompakti objekti sen sisällä, laajennettu tausta-alue ja useita kompakteja tähtilähteitä lähellä päälähdettä [35] .

1970-luvun puolivälissä alettiin tutkia havaittujen kohteiden dynaamisia ominaisuuksia. Vuonna 1976 E. Wollman tutki spektrimenetelmillä (käytettiin 12,8 μm :n aallonpituudella kerta-ionisoidun neonin Ne II : n emissioviivaa ) kaasujen nopeutta alueella, jonka halkaisija oli 0,8 pc galaksin keskuksen ympärillä. Havainnot ovat osoittaneet symmetristä kaasun liikettä noin 75 km/s nopeuksilla . Saatujen tietojen perusteella Wollman teki yhden ensimmäisistä yrityksistä arvioida galaksin keskustassa oletettavasti sijaitsevan esineen massaa. Hänen saamansa ylämassarajaksi osoittautui 4⋅10 6 M ⊙ [36] .

Kompaktien infrapunalähteiden tunnistus

Teleskooppien resoluution lisäys mahdollisti useiden kompaktien infrapunalähteiden erottamisen galaksin keskustaa ympäröivästä kaasupilvestä. Vuonna 1975 E. Böcklin ja G. Neugebauer laativat infrapunakartan galaksin keskustasta 2,2 ja 10 μm : n aallonpituuksille 2,5″ resoluutiolla, josta tunnistettiin 20 eristettyä lähdettä, nimeltään IRS1-IRS20 [37] . Niistä neljä (1, 2, 3, 5) osui paikallisesti yhteen radiohavainnoista tunnetun Sgr A -radiolähteen komponenttien kanssa . Eristettyjen lähteiden luonteesta on keskusteltu pitkään. Yksi heistä ( IRS 7 ) on tunnistettu nuoreksi superjättitähteksi ja useat muut nuoriksi jättiläisiksi. IRS 16 osoittautui erittäin tiheäksi (10 6 M ⊙ per kpl 3 ) jättiläistähtien ja kääpiöiden klusteriksi. Loput lähteet olivat oletettavasti kompakteja H II -pilviä ja planetaarisia sumuja, joista osa sisälsi tähtikomponentteja [38] . Yksittäisten lähteiden pituussuuntainen nopeus oli ±260 km/s , halkaisija oli 0,1–0,45 pc , massa 0,1–10 M⊙ ja etäisyys galaksin keskustasta 0,05–1,6 pc . Keskikohteen massaksi arvioitiin 3⋅10 6 M ⊙ , sama oli massa jakaantunut alueelle, jonka säde on 1 pc keskustan ympärillä. Koska todennäköinen virhe massojen laskennassa oli samaa suuruusluokkaa, keskuskappaleen puuttumisen mahdollisuus sallittiin, kun taas 1 pc :n säteelle jakautuneen massan arvioitiin olevan 0,8–1,6⋅10 7 M ⊙ [39] .

Seuraavalle vuosikymmenelle oli ominaista asteittainen lisääntyminen optisten instrumenttien resoluutiossa ja infrapunalähteiden yhä yksityiskohtaisemman rakenteen löytäminen. Vuoteen 1985 mennessä kävi selväksi, että keskeisen mustan aukon todennäköisin sijainti on IRS 16 :ksi nimetty lähde . Havaittiin myös kaksi voimakasta ionisoituneen kaasun virtaa, joista toinen pyöri ympyräradalla 1,7 pc :n etäisyydellä galaksin keskustasta ja toinen parabolisessa 0,5 pc :n etäisyydellä . Keskikappaleen massa näiden virtausten nopeudesta laskettuna oli 4,7⋅10 6 M ⊙ ensimmäisellä virtauksella ja 3,5⋅10 6 M ⊙ toisella [40] .

Yksittäisten tähtien havainnointi

Vuonna 1991 SHARP I -infrapunatunnistin otettiin käyttöön Euroopan eteläisen observatorion (ESO) 3,5 metrin kaukoputkessa La Sillassa (Chile). Kamera, jonka alue oli 1–2,5 μm , tarjosi 50 μs :n resoluution matriisin pikseliä kohden. Lisäksi saman observatorion 2,2 metrin teleskooppiin asennettiin 3D-spektrometri.

Korkearesoluutioisten infrapunailmaisimien myötä tuli mahdolliseksi tarkkailla yksittäisiä tähtiä galaksin keskialueilla. Niiden spektriominaisuuksien tutkimus osoitti, että suurin osa niistä kuuluu nuorille, useita miljoonia vuosia vanhoille tähdille. Vastoin aiemmin hyväksyttyjä näkemyksiä havaittiin, että tähtien muodostumisprosessi on käynnissä aktiivisesti supermassiivisen mustan aukon läheisyydessä. Uskotaan, että tämän prosessin kaasun lähteenä ovat kaksi litteää lisääntymiskaasurengasta, jotka löydettiin galaksin keskustasta 1980-luvulla. Näiden renkaiden sisähalkaisija on kuitenkin liian suuri selittämään tähtien muodostumisprosessia mustan aukon välittömässä läheisyydessä. 1 tuuman säteellä mustasta aukosta olevilla tähdillä (niin sanotuilla " S-tähdillä ") on satunnainen kiertoradan liikemäärä, mikä on ristiriidassa niiden alkuperän lisääntymisskenaarion kanssa. Oletetaan, että nämä ovat punaisten jättiläisten kuumia ytimiä, jotka muodostuivat galaksin syrjäisillä alueilla ja siirtyivät sitten keskivyöhykkeelle, missä mustan aukon vuorovesivoimat repivät niiden ulkokuoret irti [41] .

Vuoteen 1996 mennessä yli 600 tähteä tunnettiin halkaisijaltaan noin parsekin (25") alueella Sagittarius A* -radiolähteen ympärillä, ja niistä 220:lle säteittäiset nopeudet määritettiin luotettavasti. Keskuskappaleen massaksi arvioitiin 2–3⋅10 6 M ⊙ , säde 0,2 sv. vuotta .

Lokakuussa 2009 infrapunailmaisimien resoluutio saavutti 0,0003″ (joka vastaa 2,5 AU:ta 8 kpc:n etäisyydellä). Tähtien määrä 1 pc:n sisällä galaksin keskustasta, joille liikeparametrit on mitattu, on ylittänyt 6000 [42] .

Tarkat kiertoradat on laskettu 28 tähdelle, jotka ovat lähimpänä Galaxyn keskustaa, joista kiinnostavin on tähti S2 . Tarkkailujakson (1992-2021) aikana se teki lähes kaksi täydellistä kierrosta mustan aukon ympärillä, mikä mahdollisti sen radan parametrien arvioinnin erittäin tarkasti. S2:n kiertoaika on 15,8 ± 0,11 vuotta , kiertoradan puolipääakseli on 0,12495′′ ± 0,00004′′ ( 1000 AU ), epäkeskisyys on 0,88441 ± 0.0 . 014443′′ tai 119,54 a. e. [1] [10] S2:n ja muiden S-klusterin tähtien (S29, S38, S55) kiertoradat osoittautuivat lähellä Keplerin kiertoradat, vaikka havaitaan myös relativistisia korjauksia (erityisesti Schwarzschildin suora precessio kiertorata). Ratareittien retrogradista (newtonista) precessiota, joka olisi läsnä riittävän suuren jakautuneen massan läsnä ollessa lähellä perikeskuksia, ei havaita; tämä tarkoittaa, että melkein kaikki tähtien liikkeisiin vaikuttava massa on keskittynyt keskelle. Mittaukset sulkevat pois (merkityksellä 3σ) yli 7500 M ⊙ jakautuneen massan olemassaolon S2-radan sisällä [1] . Rataparametrien tarkka mittaus mahdollisti keskuskappaleen massan arvioinnin suurella tarkkuudella. Viimeisimpien arvioiden (2021) mukaan se on yhtä suuri kuin

tilastollisella virheellä 0,012 miljoonaa auringon massaa ja systemaattisella virheellä 0,04 miljoonaa M⊙ [ 1] .

Virheisiin vaikuttavat erityisesti virheet mitatessa etäisyyttä Auringosta Sagittarius A*:hen; tarkimmat nykyaikaiset arviot tästä etäisyydestä antavat [1]

pc .

Mustan aukon, jonka massa on 4⋅10 6 aurinkomassaa, gravitaatiosäde on noin 12 miljoonaa km eli 0,08 AU. Eli 1400 kertaa pienempi kuin lähin etäisyys, jonka tähti S2 lähestyi keskuskappaletta. Tutkijoiden keskuudessa ei kuitenkaan käytännössä ole epäilystäkään siitä, etteikö keskeinen kohde ole vähävaloisten tähtien, neutronitähtien tai mustien aukkojen rypäle, koska ne niin pieneen tilavuuteen keskittyneenä väistämättä sulautuisivat lyhyessä ajassa yhdeksi. supermassiivinen esine, joka ei voi olla mitään muuta kuin musta aukko.

Marraskuussa 2004 löydettiin seitsemän tähden ryhmä, joka kiertää 3 valovuoden etäisyydellä Jousimies A* -objektia. Se saattaa edustaa entisen massiivisen tähtijoukon ydintä, jonka vuorovesivoimat tuhosivat [43] [44] . Näiden tähtien liike suhteessa toisiinsa osoittaa, että musta aukko, jonka massa on M = 1300 M ⊙ , on tulossa tähtien joukkoon .

Myös S62 -tähden havainnot kiinnostavat . S62 on niin lähellä SMBH:ta, että se kiihtyy noin 10 prosenttiin valon nopeudesta. S62-tähden parametreja kuvaava artikkeli julkaistiin vuoden 2020 alussa [45] [46] .

Radiohavainnot suurimmalla kulmaresoluutiolla

FIAN Astrospace Centerin tutkijat yhdessä Santa Barbaran Kalifornian yliopiston ja Harvard-Smithsonian Astrophysical Centerin tutkijoiden kanssa pyrkivät lisäämään Sagittarius A * -objektin elementtien kulmaresoluutiota osana kansainvälistä Radioastron - projektia . [47] . Radioastronilla suoritettujen pulsareiden tutkimisen tulosten perusteella ennustettiin, että 1,3 senttimetrin radioaallonpituuksilla maa-avaruuden herkin radiointerferometri Radioastron pystyy havaitsemaan jopa 300 kilometrin kokoisia epähomogeenisuuksia (mustaa aukkoa ympäröivässä väliaineessa). Tällaiset epähomogeenisuudet voivat luoda noin 1 miljoonasosan kaarisekunnin (μas) kooltaan jälkiä kaasun ja pölyn "näytölle", joka on maa-avaruusjärjestelmän rajoittava resoluutio, joka koostuu 10 metrin kiertoradalla olevasta radioteleskoopista. Spektr-R-avaruusalus, useita radioobservatorioita VLBA ja erittäin tarkka 100 metrin radioteleskooppi Green Bank (USA) [48] . Havaintojen tulokset vahvistivat erottelukyvyn ja osoittivat tällaisten epähomogeenisuuksien esiintymisen. Seuraava Sagittarius A*:n havainto on määrä tapahtua maaliskuussa 2015, jolloin saadaan vielä tarkempi kuva.

Todiste viimeaikaisesta toiminnasta

Mihail Revnivtsevin johtaman venäläisen tähtitieteilijäryhmän tekemät havainnot Integral-avaruusobservatoriossa (European Space Agency) osoittavat , että Sgr A*:n lähellä oleva jättimäinen molekyylipilvi Sgr B2 on kovien röntgensäteiden lähde, mikä voidaan selittää viimeaikaisella korkealla. valoisuus Sgr A* [49] . Tämä tarkoittaa, että aivan lähimenneisyydessä ( 300–400 vuotta sitten) Sgr A* saattoi olla tyypillinen matalan valoisuuden omaava aktiivinen galaktinen ydin ( L ≈ 1,5⋅10 39 erg/s alueella 2–200 keV ), joka kuitenkin miljoona kertaa suurempi kuin nykyaikainen valovoima [50] . Tämän päätelmän vahvistivat vuonna 2011 japanilaiset tähtitieteilijät Kioton yliopistosta [51] .

VLT :n (Very Large Telescope) GRAVITY-vastaanotin havaitsi suurienergisten elektronien lähettämän infrapunasäteilyn massiivisen Sagittarius A* -objektin välittömässä läheisyydessä. Ilmeisesti syynä kolmeen poikkeuksellisen kirkkaaseen välähdystä on aineen magneettinen vuorovaikutus, joka sijaitsee erittäin lähellä supermassiivisen mustan aukon tapahtumahorisonttia ja pyörii sen ympäri nopeudella, joka on yhtä suuri kuin 30 % valon nopeudesta [52] . .

G2 (kaasupilvi)

Vuonna 2002 löydetty kaasupilvi G2 [53] , jonka massa on noin kolme Maan massaa, liikkuu kohti akkretaatiovyöhykettä Sgr A* (vuodesta 2012) [54] . Ratalaskelmien mukaan vuoden 2013 loppuun mennessä sen olisi pitänyt saavuttaa periapsis , 3000 tapahtumahorisontin sädettä mustasta aukosta (noin 260 AU, 36 valotuntia). Tapahtumien jatkokehityksestä oli erilaisia ​​mielipiteitä, koska G2:n vuorovaikutus Sgr A *:n kanssa on huonosti ennustettu, mutta G2 vältti putoamisen mustaan ​​aukkoon, eivätkä monet tutkijat pidä sitä kaasupilvenä [55] . G2-rakenteen eheyden loukkauksia on havaittu vuodesta 2009 [54] , eikä sen täydellisen tuhoutumisen mahdollisuutta ole suljettu pois. G2:n kerääntyminen Sgr A*:han voi johtaa voimakkaaseen röntgensäteeseen ja muuhun säteilyyn mustasta aukosta muutaman vuosikymmenen kuluessa. Muiden oletusten mukaan pilven sisällä piileskelee himmeä tähti tai jopa tähden kokoinen musta aukko, mikä lisää vastustuskykyä Sgr A *:n vuorovesivoimia vastaan ​​ja pilven pitäisi kulkea ohi ilman seurauksia [ 53] . On myös oletettu [56] , että pilvi voi joutua vuorovaikutukseen mustan aukon lähimmän ympäristön ja neutronitähtien populaation kanssa, joiden uskotaan kiertävän galaksin keskustaa, mikä voi tarjota lisätietoja tästä alueesta [57] .

Kasvun intensiteetti Sgr A*:lle on selittämättömän alhainen tämän massaisen mustan aukon tapauksessa [58] ja se voidaan havaita vain sen suhteellisen läheisyyden vuoksi. G2:n kulku lähellä Sgr A*:ta antaa tutkijoille mahdollisuuden oppia paljon aineen kertymisestä supermassiivisiin mustiin aukkoihin. Prosessia seuraavat orbitaaliset observatoriot Chandra , XMM-Newton , Integral , Swift , GLAST ja maanpäällinen Very Large Array . Erittäin suuren teleskoopin ja Keckin observatorion [59] osallistumisesta odotetaan vahvistusta . ESO ja LLNL simuloivat kulkua . Sgr A *:n jatkuvaa seurantaa suorittaa Swift: linkki sivustolle .

Mark Morris ja kollegat Kalifornian yliopistosta Los Angelesista (USA) löysivät Keckin observatorion instrumenttien avulla Sgr A:n läheisyydestä * kolme muuta rakennetta, jotka ovat samanlaisia ​​kuin G1 ja G2 - G3, G4 ja G5. Oletettavasti tällaiset esineet syntyvät vaarallisen etäisyyden mustasta aukosta lähestyneiden kaksoistähtien sulautumisesta. Muodostunut tähti "turpoaa" voimakkaasti ja pysyy sellaisena useita miljoonia vuosia, kunnes se jäähtyy ja muuttuu normaaliksi tähdeksi [60] .

Sgr A*:n massiiviset kuut

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Abuter R. et al. ( GRAVITY Yhteistyö ). Massajakauma galaktisessa keskuksessa useiden tähtien kiertoratojen interferometriseen astrometriaan  //  Astronomy & Astrophysics. - 2021 - 14 joulukuuta. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/202142465 .
  2. ↑ Tietoja ja tieteellisiä artikkeleita Jousimies A*:sta .
  3. ↑ Cornellin yliopiston kirjasto - 1865.
  4. ↑ Tähtitieteen laitos
  5. ↑ UCLA – 1919.
  6. ↑ Tutkijat löytävät todisteita siitä, että galaksimme keskustassa  (eng.) Metro (  31. lokakuuta 2018) väijyy musta aukko. Arkistoitu alkuperäisestä 31. lokakuuta 2018. Haettu 2.12.2019.
  7. ↑ "Mieleen uskomaton" teleskooppihavainto on paljastanut pisteen, josta galaksimme hirviömustalle aukolle , The Middletown Pressille , ei ole paluuta  (31. lokakuuta 2018). Arkistoitu alkuperäisestä 31. lokakuuta 2018. Haettu 2.12.2019.
  8. ↑ Plait, Phil Astronomers materiaalia, joka kiertää mustaa aukkoa, katso *oikea* ikuisuuden reunalla  . Syfy Wire (8. marraskuuta 2018). Haettu 12. marraskuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 10. marraskuuta 2018.
  9. ↑ 1 2 Downes D., Martin AHM Compact Radio Sources in the Galactic Nucleus   // Nature . - 1971. - Voi. 233 . - s. 112-114 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  10. ↑ 1 2 Gillessen S. et ai. Tähtien kiertoradan tarkkaileminen Galaktisen keskuksen massiivisen mustan aukon ympärillä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Voi. 692 . - s. 1075-1109 . Arkistoitu alkuperäisestä 15. huhtikuuta 2019.
  11. ↑ Reid MJ, Brunthaler A. Jousimiehen A* oikea liike: III. The Case for a Supermassive Black Hole arkistoitu 22. maaliskuuta 2020 Wayback Machinessa , 13. tammikuuta 2020.
  12. ↑ Tähtitieteilijät paljastavat ensimmäisen kuvan galaksimme sydämessä olevasta mustasta aukosta  . eso.org (12. toukokuuta 2022). Haettu 12. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 12. toukokuuta 2022.
  13. ↑ Heippa, Dennis Onko Linnunradan musta aukko tullut ilmi? - Event Horizon -teleskooppi kurottaa jälleen näkemään "näkymättömän".  (englanniksi) . New York Times (12. toukokuuta 2022). Haettu 12. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 12. toukokuuta 2022.
  14. ↑ Valokuva Linnunradan mustasta aukosta vastaanotettiin , in-space.ru  (12. toukokuuta 2022). Arkistoitu alkuperäisestä 13. toukokuuta 2022. Haettu 13.5.2022.
  15. ↑ Schödel, R. et ai. Tähti 15,2 vuoden kiertoradalla Linnunradan keskellä olevan supermassiivisen mustan aukon ympärillä // Nature, 419, 694-696, (2002).
  16. ↑ Ghez, A. M. et ai. Spektrilinjojen ensimmäinen mittaus lyhytaikaisessa tähdessä, joka on sidottu galaksin mustaan ​​aukkoon: Nuoruuden paradoksi // The Astrophysical Journal, 586, L127-L131, (2003).
  17. ↑ UCLA Galactic Center Group Arkistoitu 4. tammikuuta 2018 Wayback Machinessa .
  18. ↑ S. Gillessen, F. Eisenhauer, S. Trippe, T. Alexander, R. Genzel, F. Martins, T. Ott (2008), Tähtien kiertoradan tarkkaileminen massiivisen mustan aukon ympärillä Galaktisessa keskuksessa, arΧiv : 0810.4674 .  .
  19. ↑ Kaiken perustellun epäilyn lisäksi: Supermassiivinen musta aukko asuu galaksimme keskustassa Arkistoitu 5. helmikuuta 2009 Wayback Machinessa .
  20. ↑ Doeleman S. et ai. Tapahtumahorisonttimittakaavainen rakenne supermassiivisen mustan aukon ehdokkaassa Galaktisessa keskuksessa  // Nature  :  Journal. - 2008. - 4. syyskuuta ( nide 455 , nro 7209 ). - s. 78-80 . - doi : 10.1038/luonto07245 . — . — PMID 18769434 .
  21. ↑ Giacomo Fragione, Abraham Loeb . SgrA*:n pyörimisen yläraja, joka perustuu sen lähistöllä oleviin tähtien kiertoradoihin, arkistoitu 6. huhtikuuta 2022 Wayback Machinessa , julkaistu 1. lokakuuta 2020.
  22. ↑ Linnunradan keskellä oleva musta aukko tuskin pyörii . Arkistoitu 28. lokakuuta 2020 Wayback Machinessa , 2020.
  23. ↑ 1 2 Kraus D. D. 1.2. Lyhyt historia radioastronomian ensimmäisistä vuosista // Radio Astronomy / Toim. V. V. Zheleznyakova. - M . : Neuvostoliiton radio, 1973. - S. 14-21. — 456 s. Arkistoitu 1. maaliskuuta 2012 Wayback Machinessa Arkistoitu kopio (linkki ei ole käytettävissä) . Haettu 8. helmikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 1. maaliskuuta 2012.    (Käytetty: 12. elokuuta 2011)
  24. ↑ Jansky K. G. Suuntatut ilmakehän tutkimukset korkeilla  taajuuksilla . — Pros. I.R.E., 1932. Voi. 20 . - P. 1920-1932 .
  25. ↑ Jansky K. G. Sähköiset häiriöt, jotka ovat ilmeisesti peräisin maan  ulkopuolelta . — Pros. I.R.E., 1933. Voi. 21 . - s. 1387-1398 .
  26. ↑ Jansky K. G. Huomautus tähtienvälisten  häiriöiden lähteestä . — Pros. I.R.E., 1935. Voi. 23 . - s. 1158-1163 .
  27. ↑ Kip Thorne . Mustat aukot ja ajan poimut. - M . : Fysikaalisen ja matemaattisen kirjallisuuden kustantamo, 2007. - S. 323-325. — 616 s. — ISBN 9785-94052-144-4 .
  28. ↑ Oort JH, Rougoor GW Galaktisen keskuksen sijainti  // Royal Astronomical Societyn kuukausitiedotteet  . - Oxford University Press , 1960. - Voi. 121 . - s. 171 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  29. ↑ Downes D., Maxwell A. Galaktisen keskuksen alueen radiohavainnot  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1966. - Voi. 146 . - s. 653 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  30. ↑ Balick, Bruce; Sanders, Robert H. Radio Fine Structure in the Galactic Center  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1974. - Voi. 192 . - s. 325-336 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  31. ↑ Elena M. Murchikova, E. Sterl Phinney, Anna Pancoast, Roger D. Blandford . Viileä akkretion kiekko Galaktisen keskuksen mustan aukon ympärillä Arkistoitu 8. kesäkuuta 2019 Wayback Machinessa // Nature, 570, 83-86 (2019).
  32. ↑ Linnunradan keskellä olevan mustan aukon kasautumiskiekko pyörii .
  33. ↑ Stebbins J., Whitford AE Galaktisen keskuksen alueelta tuleva infrapunasäteily  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1947. - Voi. 52 . - s. 131 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  34. ↑ Moroz, VI Yritys tarkkailla galaktisen ytimen infrapunasäteilyä  // Astronomicheskii Zhurnal. - 1961. - Voi. 38. - S. 487 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  35. ↑ Becklin EE, Neugebauer G. Galaktisen keskuksen infrapunahavainnot  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1968. - Voi. 151 . - s. 145 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  36. ↑ Wollman ER, Geballe TR, Lacy JH, Townes CH, Rank DM Galaktisen keskuksen 12,8 mikronin NE II -emission spektraalinen ja spatiaalinen resoluutio  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Voi. 205 . - P.L5-L9 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  37. ↑ Becklin EE, Neugebauer G. Galaktisen keskuksen korkearesoluutioiset kartat 2,2 ja 10 mikronissa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1975. - Voi. 200 . -P.L71 - L74 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  38. ↑ Becklin EE, Matthews K., Neugebauer G., Willner SP Galaktisen keskuksen infrapunahavainnot. I - Kompaktien lähteiden luonne  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1978. - Voi. 219 . - s. 121-128 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  39. ↑ Lacy JH, Townes CH, Geballe TR, Hollenbach DJ Havaintoja ionisoidun kaasun liikkeestä ja jakautumisesta galaksin keskiparsekissa. II  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Voi. 241 . - s. 132-146 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  40. ↑ Serabyn E., Lacy JH . Galaktisen keskuksen kielletyt NE II -havainnot - Todisteita massiivisesta lohkoreiästä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1985. - Voi. 293 . - s. 445-458 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. lokakuuta 2018.
  41. ↑ Martins F., Gillessen S., Eisenhauer F., Genzel R., Ott T., Trippe S. Nopeasti liikkuvan tähden S2 luonteesta galaktisessa keskustassa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - Voi. 672 . -P.L119 - L122 . Arkistoitu alkuperäisestä 30. elokuuta 2017.
  42. ↑ Schödel R., Merritt D., Eckart A. Linnunradan tähtiydinjoukko: oikeat liikkeet ja massa  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2009. - Voi. 502 . - s. 91-111 . Arkistoitu alkuperäisestä 1. syyskuuta 2009.
  43. ↑ Toinen musta aukko löydetty galaksimme  keskeltä . [email protected]. Haettu 25. maaliskuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 5. helmikuuta 2012.
  44. ↑ JP Maillard, T. Paumard, S. R. Stolovy, F. Rigaut. Galaktisen keskuksen lähteen IRS 13 luonne paljasti infrapunasäteilyn korkealla avaruudellisella resoluutiolla  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2004. - Voi. 423 , no. 1 . - s. 155-167 .
  45. ↑ Florian Peißker, Andreas Eckart, Marzieh Parsa. S62 9,9 vuoden kiertoradalla SgrA:n ympärillä*  //  The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 2020-01-24. — Voi. 889 , iss. 1 . - s. 61 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afd . Arkistoitu alkuperäisestä 7.8.2020.
  46. ↑ sergepolar. helmikuuta 8. , 2020 Brane Life (14:29). Haettu: 8.2.2020.
  47. ↑ "Radioastron" näki outoja uusia rakenteita mustan aukon ympärillä Galaxy Archival -kopion keskellä 5. marraskuuta 2019 Wayback Machinessa  // Gazeta.Ru.
  48. ↑ Federal Space Agency (Roskosmos) Arkistoitu 27. joulukuuta 2014 Wayback Machinessa .
  49. ↑ Henkilökunta. Integral vie Linnunradan supermassiivisen mustan aukon historiaa taaksepäin . Hubble News Desk (28. tammikuuta 2005). Haettu 8. tammikuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 16. lokakuuta 2012.
  50. ↑ MG Revnivtsev et ai. Kova röntgenkuva Sgr A*:n menneestä toiminnasta luonnollisessa Comptonin peilissä  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2004. - Voi. 425 . -P.L49- L52 . - doi : 10.1051/0004-6361:200400064 . - . - arXiv : astro-ph/0408190 .
  51. ↑ M. Nobukawa et ai. Uusi todiste galaksissamme olevan supermassiivisen mustan aukon korkeasta aktiivisuudesta  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2011. - Voi. 739 . — P.L52 . - doi : 10.1088/2041-8205/739/2/L52 . - . - arXiv : 1109.1950 .
  52. ↑ Yksityiskohtaisimmat havainnot aineesta lähellä mustaa aukkoa Arkistoitu 3. marraskuuta 2018 Wayback Machinessa , 31. lokakuuta 2018
  53. ↑ 1 2 Matson, John Gas Guzzler: Pilvi voi pian kohdata kuolemansa Linnunradan mustassa aukossa (linkki ei saatavilla) . Tieteellinen amerikkalainen. Käyttöpäivä: 30. lokakuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 19. kesäkuuta 2013. 
  54. ↑ 1 2 Gillessen, S; Genzel, Fritz, Quataert, Alig, Burkert, Cuadra, Eisenhauer, Pfuhl, Dodds-Eden, Gammie & Ott. Kaasupilvi matkalla kohti supermassiivista mustaa aukkoa Galaktisessa keskuksessa  //  Nature: Journal. - 2012. - 5. tammikuuta ( nide 481 ). - s. 51-54 . - doi : 10.1038/luonto10652 . Arkistoitu alkuperäisestä 1. syyskuuta 2014.
  55. ↑ Musta aukko ei pystynyt "ruokailemaan" G2-kaasu- ja pölypilven kanssa. Arkistokopio 11. helmikuuta 2017 Wayback Machinessa  - Rossiyskaya Gazeta
  56. ↑ Bartos, Imre; Haiman, Zoltán; Kocsis, Bence; Marka, Szabolcs. Kaasupilvi G2 voi valaista mustan aukon populaation lähellä galaktista keskustaa  //  Physical Review Letters : Journal. - 2013. - toukokuu ( osa 110 , nro 22 ). — P. 221102 (5 sivua) . - doi : 10.1103/PhysRevLett.110.221102 . - . - arXiv : 1302.3220 .
  57. ↑ de la Fuente Marcos, R.; de la Fuente Marcos, C. Törmäys G2:n kanssa lähellä Galaktista keskustaa: geometrinen lähestymistapa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters  : Journal  . - 2013. - elokuu ( osa 435 , nro 1 ) -P.L19- L23 . - doi : 10.1093/mnrasl/slt085 . — . - arXiv : 1306.4921 .
  58. ↑ Morris, Mark. Astrofysiikka: viimeinen syöksy   // Luonto . - 2012. - 4. tammikuuta ( nide 481 ). - s. 32-33 . - doi : 10.1038/luonto10767 .
  59. ↑ Gillessen Wiki -sivu G2-jakson ehdotetuista havainnoista . Käyttöpäivä: 30. lokakuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 1. helmikuuta 2014.
  60. ↑ Tähtitieteilijät ovat löytäneet salaperäisiä esineitä lähellä mustaa aukkoa galaksin keskustassa Arkistoitu 12. kesäkuuta 2018 Wayback Machinessa , 06.08.2018
  61. ↑ Tähtitieteilijät havaitsivat takapihallamme toisen jättimäisen mustan aukon Arkistoitu 12. toukokuuta 2019 Wayback Machinessa // Science, AAAS.
  62. ↑ Viittaus toisesta keskimassaisesta mustasta aukosta Galaktisessa keskustassa Arkistoitu 16. helmikuuta 2019 Wayback Machinessa 27. joulukuuta 2018.
  63. ↑ Viittaus toisesta keskimassaisesta mustasta aukosta Galaktisessa keskustassa Arkistoitu 17. tammikuuta 2019 Wayback Machinessa , luonnosversio, 31. joulukuuta 2018.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa