Стрілець A*

Довгий час центр нашої Галактики, приблизне положення якого у сузір'ї Стрільця було відомо з оптичних спостережень, не був асоційований з жодним компактним астрономічним об'єктом. Тільки в 1960 році Дж. Оорт і Г. Рогур встановили, що в безпосередній близькості (менше 0°, 03) від галактичного центру знаходиться радіоджерело Стрілець А (Sgr A)[10]. У 1966 році Д. Даунс і А. Максвелл, узагальнивши дані з радіоспостереження в дециметровому і сантиметровому діапазонах, прийшли до висновку, що мале ядро Галактики являє собою об'єкт діаметром 10 пк, пов'язаний з джерелом Стрілець-А[11].

На початок 1970-х років завдяки спостереженням в радіохвильовому діапазоні було відомо, що радіоджерело Стрілець-А має складну просторову структуру. У 1971 Даунс і Мартін, проводячи спостереження на Камбриджському радіотелескопі з базою 1,6 км на частотах 2,7 і 5 ГГц з роздільною здатністю близько 10', з’ясували, що радіоджерело складається з двох дифузних хмар, що розташовані на відстані 1' одна від одної: східна частина (Sgr A) випромінює радіохвильовий спектр нетермічної природи, а західна (Sgr A*) є радіовипромінювальною хмарою гарячого іонізованого газу діаметром близько 45" (1,8 пс)[1]. У 1974 році Б. Балик та С. Сандерс провели на 43-метровому радіотелескопі Національної радіоастрономічної обсерваторії (NRAO) картографування радіоджерела Стрілець-А на частоті 2,7 і 8,1 ГГц з роздільною здатністю 2"[12]. Було виявлено, що обидва радіоджерела є компактними утвореннями діаметром менше 10" (0,4 пк), оточені хмарами гарячого газу.

До кінця 1960-х років не існувало ефективних інструментів для вивчення центральних областей Галактики, оскільки щільні хмари космічного пилу, які закривають від спостерігача галактичне ядро, повністю поглинають видиме випромінювання, що йде від нього, і значно ускладнюють роботу в радіодіапазоні.

Ситуація докорінно змінилася завдяки розвитку інфрачервоної астрономії, для якої космічний пил практично прозорий. Ще в 1947 році Стеббінс і А. Уітфорд, використовуючи фотоелемент, сканували галактичний екватор на довжині хвилі 1.03 мкм, проте не виявили дискретного інфрачервоного джерела [13]. В. І. Мороз у 1961 році провів аналогічне сканування околиць Sgr A на хвилі 1.7 мкм і теж зазнав невдачі [14]. У 1966 році Є. Беклін сканував район Sgr A в діапазоні 2,0-2,4 мкм і вперше виявив джерело, що за положенням і розмірами відповідало радіоджерелу Стрілець-А. У 1968 році Є. Беклін і Г. Нойгебауер провели сканування на довжині хвиль 1,65, 2,2 і 3,4 мкм з роздільною здатністю 0,08-1,8 "і виявили об'єкт складної структури, що складався з основного інфрачервоного джерела діаметром 5 ', компактного об'єкта всередині нього, розширеної фонової області та кількох компактних зіркоподібних джерел в безпосередній близькості від основного джерела [15].

У середині 1970-х років починається дослідження динамічних характеристик об'єктів за якими велися спостереження. У 1976 році Є. Воллман спектральними методами (використовувалася лінія випромінювання неону Ne II з довжиною хвилі 12.8 мкм) досліджував швидкість руху газів, в області діаметром 0.8 пс навколо галактичного центру. Спостереження показали симетричний рух газу зі швидкостями близько 75 км / c. За отриманими даними Воллман зробив одну з перших спроб оцінити масу об'єкта, що імовірно знаходиться в центрі галактики. Отримана ним верхня межа маси виявилася рівною 4 ×10 ⁶ масам сонця [16].

Подальше збільшення роздільної здатності телескопів дозволило виділити в газовій хмарі, що оточує центр галактики, кілька компактних інфрачервоних джерел. У 1975 році Є. Беклін і Г. Нойгебауер склали інфрачервону карту центру галактики для довжин хвиль 2,2 і 10 мкм з роздільною здатністю 2 ", 5, на якій виділили 20 відокремлених джерел, що одержали назву IRS1-IRS20 [17]. Чотири з них (1, 2, 3, 5) позиційно збігалися з відомими з радіоспостережень компонентами радіоджерела Sgr A. Природа виділених джерел довгий час обговорювалася. Один з них (IRS 7) ідентифікований як молода зірка-надгігант, кілька інших — як молоді гіганти. IRS 16 виявився дуже щільним (10 ⁶ мас сонця на пс ³) скупченням зірок-гігантів і карликів. Інші джерела імовірно були компактними хмарами H II і планетарними туманностями, в деяких з яких були присутні зіркові компоненти [18]. Поздовжня швидкість окремих джерел лежала в межах ± 260 км / c, діаметр становив 0,1-0,45 пс, маса 0,1-10 мас сонця, відстань від центру галактики 0,05-1,6 пс. Маса центрального об'єкта оцінювалася як 3 ×10 ⁶ мас сонця, подібним був і порядок маси, розподіленої в області радіусом 1 пс навколо центру. Оскільки ймовірна помилка при обчисленні мас мала той самий порядок, припускалась можливість відсутності центрального тіла, при цьому розподілена в радіусі 1 пс маса оцінювалася як 0,8-1,6 ×10 ⁷ мас сонця [19].

Наступне десятиліття схарактеризувалось поступовим зростанням роздільної здатності оптичних приладів та виявленням більш докладної структури інфрачервоних джерел. До 1985 року стало відомо, що найвірогіднішим місцем знаходження центральної чорної діри є джерело, позначене як IRS 16. Були виявлені також два потужні потоки іонізованого газу, один з яких обертався за круговою орбітою на відстані 1.7 пс від центру галактики, а другий за параболічною на відстані 0.5 пс. Маса центрального тіла, розрахована із швидкості цих потоків склала 4.7 ×10 ⁶ мас сонця за першим потоком та 3.5 ×10 ⁶ мас сонця за другим [20].

Зірки в межах ± 0,5″ від центру Галактики (малюнок)

Траєкторії зірок, найближчих до центру Галактики, за даними спостережень 1995—2003 років

У 1991 році уведений в експлуатацію інфрачервоний матричний детектор SHARP I на 3,5-метровому телескопі Європейської південної обсерваторії (ESO) в Ла-Сілла (Чилі). Камера діапазону 1-2,5 мкм забезпечувала роздільну здатність 50 кутових мкс на 1 піксель матриці. Крім того, було встановлено 3D-спектрометр на 2,2-метровому телескопі тієї ж обсерваторії.

З появою інфрачервоних детекторів високої роздільної здатності з'явилась можливість спостерігати окремі зірки в центральних областях галактики. Вивчення їх спектральних характеристик виявило, що більшість з них належать до молодих зірок віком кілька мільйонів років. Всупереч раніше прийнятим поглядам, було встановлено, що в околицях надмасивної чорної діри активно йде процес зореутворення. Деякі дослідники вважають, що джерелом газу для цього процесу є два пласких аккреаційних газових кільця, виявлені в центрі Галактики в 1980-х роках. Проте внутрішній діаметр цих кілець занадто великий, щоб пояснити процес зореутворення в безпосередній близькості від чорної діри. Зірки, що знаходяться в «радіусі 1» від чорної діри (так звані «S-зірки») мають довільний напрям руху орбітальних моментів, що суперечить аккреаційному сценарію їх виникнення. Вважається, що це гарячі ядра червоних гігантів, які утворилися у віддалених районах галактики, а потім мігрували в центральну зону, де їх зовнішні оболонки були зірвані припливними силами чорної діри[21].

Станом на 1996 рік були відомі понад 600 зірок в області діаметром близько парсека (25″) навколо радіоджерела Стрілець А*, для 220 з них були визначені радіальні швидкості. Оцінена маса центрального тіла становила 2-3 ×10 ⁶ мас сонця, радіус — 0,2 св. років

Станом на жовтень 2009 року роздільна здатність інфрачервоних детекторів досягла 0,0003″ (що на відстані 8 кпс відповідає 2,5 а. о.). Число зірок у межах 1 пс від центру галактики, для яких виміряні параметри руху, перевищила 6000[22].

Розраховані точні орбіти для найближчих до центру галактики 28 зірок, найцікавішою серед яких є зірка S2. За час спостережень (1992—2007), вона зробила повний оберт навколо чорної діри, що дозволило з великою точністю оцінити параметри її орбіти. Період обертання S2 становить 15,8 ± 0,11 років, велика піввісь орбіти 0,123″ ± 0,001 (1000 а. о.), ексцентриситет 0,880 ± 0,003, максимальне наближення до центрального тіла 0,015″ або 120 а. о.[2] Точне вимірювання параметрів орбіти S2, яка виявилася близькою до кеплерівської, дозволило з високою точністю оцінити масу центрального тіла. За останніми оцінками вона дорівнює

де помилка 0,06 викликана похибкою вимірювання параметрів орбіти зірки S2, а помилка 0,36 — похибкою вимірювання відстані від сонця до центру Галактики [2].

Найточніші сучасні оцінки відстані до центру галактики дають

Перерахунок маси центрального тіла при зміні оцінки відстані здійснюється за формулою

Гравітаційний радіус чорної діри масою 4 ×10 ⁶ мас сонця становить приблизно 12 млн км або 0,08 а. о., тобто в 1400 разів менше, ніж найближча відстань, на яке підходила до центрального тіла зірка S2. Однак серед дослідників практично немає сумнівів, що центральний об'єкт не є скупченням зірок малої світності, нейтронних зірок або чорних дірок, оскільки сконцентровані в такому малому об'ємі вони неминуче б злилися за короткий час в єдиний надмасивний об'єкт, який не може бути нічим іншим, окрім як чорною дірою.