Sagittarius A

Sagittarius A

Sagittarius A* (vyslovováno "Sagittarius A-Star", zkráceně Sgr A* ) je jasný a velmi kompaktní astronomický rádiový zdroj v galaktickém středu Mléčné dráhy . Nachází se poblíž hranice souhvězdí Střelce a Štíra , asi 5,6° jižně od ekliptiky, vizuálně blízko Hvězdokupy motýlů (M6) a Shaula . Sagittarius A* je umístění supermasivní černé díry podobné masivním objektům ve středu většiny, ne-li všech,spirální a eliptické galaxie.

Pozorování několika hvězd obíhajících Sagittarius A*, zejména hvězdy S2 , byla použita k určení hmotnosti a horních limitů poloměru objektu. Na základě hmotnostních a stále přesnějších limitů poloměru astronomové usoudili, že Sagittarius A* je centrální supermasivní černá díra Mléčné dráhy. Současná hodnota jeho hmotnosti mírně přesahuje 4 miliony hmotností Slunce.

Reinhard Genzel a Andrea Ghez byli oceněni Nobelovou cenou za fyziku pro rok 2020 za objev, že Sgr A* je supermasivní kompaktní objekt, pro který je v současnosti jediným známým vysvětlením černá díra.

Pozorování a popis

ALMA pozorování molekulárně vodíkových oblaků plynu

Astronomové nebyli schopni pozorovat Sgr A* v optickém spektru kvůli účinku 25 magnitud extinkce prachem a plynem mezi zdrojem a Zemí. Několik týmů výzkumníků se pokusilo zobrazit Sgr A* v rádiovém spektru pomocí interferometrie s velmi dlouhou základní linií (VLBI). Aktuální měření s nejvyšším rozlišením (přibližně 30 μas ), provedené při vlnové délce 1,3 mm , udávalo celkovou úhlovou velikost zdroje 50 μas. Ve vzdálenosti 26 000 světelných let (8 000 parseků), to dává průměr 60 milionů kilometrů (37 milionů mil). Pro srovnání, Země je od Slunce vzdálena 150 milionů kilometrů (1,0 astronomická jednotka ; 93 milionů mil ) a Merkur je 46 milionů km (0,31 AU; 29 milionů mi) od Slunce v perihéliu . Vlastní pohyb Sgr A* je přibližně -2,70 mas za rok pro rektascenci a -5,6 mas za rok pro deklinaci .

V roce 2017 byly pořízeny přímé rádiové snímky Sagittarius A* a M87* dalekohledem Event Horizon Telescope . Teleskop Event Horizon Telescope používá interferometrii ke kombinaci snímků pořízených z široce rozmístěných observatoří na různých místech na Zemi za účelem získání vyššího rozlišení obrazu. Doufá se, že měření prověří Einsteinovu teorii relativity přísněji, než tomu bylo doposud. Pokud se najdou rozpory mezi teorií relativity a pozorováními, vědci možná identifikovali fyzikální okolnosti, za kterých se teorie rozpadá.

V roce 2019 měření provedená pomocí Airborne Wideband Camera-Plus (HAWC+) s vysokým rozlišením namontovaným v letadle SOFIA odhalila, že magnetická pole způsobují okolní prstenec plynu a prachu, jehož teploty se pohybují od -280 do 17 500 °F. (99,8 až 9 977,6 K; −173,3 až 9 704,4 °C), proudit na oběžnou dráhu kolem Sagittarius A*, čímž se emise černých děr udrží na nízké úrovni.

Historie

Karl Jansky , považovaný za otce radioastronomie, v srpnu 1931 zjistil, že rádiový signál přichází z místa ve směru souhvězdí Střelce, směrem do středu Mléčné dráhy. Rádiový zdroj později vešel ve známost jako Sagittarius A . Jeho pozorování nezasahovalo tak daleko na jih, jak nyní víme, že je to galaktický střed. Pozorování Jacka Piddingtona a Harryho Minnetta pomocí radioteleskopu CSIRO na přehradě Potts Hill v Sydney objevili diskrétní a jasný rádiový zdroj "Sagittarius-Scorpius", který byl po dalším pozorování 80stopým (24metrovým) radioteleskopem CSIRO v Dover Heights v dopise přírodě identifikován jako pravděpodobný galaktický střed.

Pozdější pozorování ukázala, že Sagittarius A se ve skutečnosti skládá z několika překrývajících se dílčích složek; jasná a velmi kompaktní složka Sgr A* byla objevena 13. a 15. února 1974 astronomy Brucem Balickem a Robertem Brownem pomocí základního interferometru National Radio Astronomy Observatory. Název Sgr A* vymyslel Brown v článku z roku 1982, protože rádiový zdroj byl "vzrušující" a excitované stavy atomů jsou označeny hvězdičkami.

Detekce neobvykle jasného rentgenového záblesku z Sgr A*

Od 80. let 20. století je zřejmé, že centrální složkou Sgr A* je pravděpodobně černá díra. V roce 1994 studie infračervené a submilimetrové spektroskopie provedené týmem z Berkeley zahrnujícím laureáta Nobelovy ceny Charlese H. Townese a budoucího nositele Nobelovy ceny Reinharda Genzela ukázaly, že hmotnost Sgr A* byla pevně koncentrovaná a řádově 3 miliony Sluncí.

16. října 2002 ohlásil mezinárodní tým vedený Reinhardem Genzelem z Institutu Maxe Plancka pro mimozemskou fyziku pozorování pohybu hvězdy S2 poblíž Sagittarius A* po dobu deseti let. Podle analýzy týmu data vyloučila možnost, že by Sgr A* obsahoval shluk temných hvězdných objektů nebo masu degenerovaných fermionů , což posílilo důkazy o masivní černé díře. Pozorování S2 využívala blízkou infračervenou (NIR) interferometrii (v K-pásmu, tj. 2,2 μm ) kvůli sníženému mezihvězdnému zániku v tomto pásmu. SiOmasery byly použity pro srovnání NIR snímků s rádiovými pozorováními, protože je lze pozorovat v NIR i rádiových pásmech. Rychlý pohyb S2 (a dalších blízkých hvězd) snadno vynikl proti pomaleji se pohybujícím hvězdám podél linie viditelnosti, takže je bylo možné ze snímků odečíst.

Prašný oblak G2 míjí supermasivní černou díru ve středu Mléčné dráhy [31]

Rádiová pozorování VLBI Sagittarius A* mohla být také centrálně zarovnána s NIR snímky, takže bylo zjištěno, že ohnisko eliptické oběžné dráhy S2 se shoduje s pozicí Sagittarius A*. Na základě zkoumání keplerianské dráhy S2 určili hmotnost Sagittarius A*4,1 ± 0,6 milionu slunečních hmot , omezených v objemu s poloměrem ne větším než 17 světelných hodin (120 AU [18 miliard km ; 11 miliard mil). Pozdější pozorování hvězdy S14 ukázala, že hmotnost objektu je asi 4,1 milionu slunečních hmot v objemu s poloměrem ne větším než 6,25 světelných hodin (45 AU [6,7 miliardy km; 4,2 miliardy mil]). S175 prošel v podobné vzdálenosti. Pro srovnání Schwarzschildův poloměr je 0,08 AU (12 milionů km; 7,4 milionů mil). Také určili vzdálenost ze Země do galaktického středu(rotační střed Mléčné dráhy), který je důležitý při kalibraci měřítek astronomických vzdáleností, jako 8 000 ± 600 parseků (30 000 ± 2 000 světelných let ). V listopadu 2004 oznámil tým astronomů objev potenciální černé díry střední hmotnosti , označované jako GCIRS 13E , obíhající 3 světelné roky od Sagittarius A*. Tato černá díra o hmotnosti 1300 slunečních hmotností se nachází v kupě sedmi hvězd. Toto pozorování může podpořit myšlenku, že supermasivní černé díry rostou pohlcováním blízkých menších černých děr a hvězd.

Po 16 letech sledování hvězdných drah kolem Sagittarius A* Gillessen et al. odhadl hmotnost objektu na4,31 ± 0,38 milionu hmotností Slunce. Výsledek byl oznámen v roce 2008 a publikován v The Astrophysical Journal v roce 2009. Reinhard Genzel , vedoucí týmu výzkumu, řekl, že studie přinesla "co je nyní považováno za nejlepší empirický důkaz, že supermasivní černé díry skutečně existují. Hvězdné dráhy v galaktickém středu ukazují, že centrální koncentrace hmoty čtyř milionů slunečních hmot musí být černá díra, nade vší pochybnost."

Dne 5. ledna 2015 NASA oznámila pozorování rentgenové erupce 400krát jasnější než obvykle, což je rekordman, od Sgr A*. Neobvyklá událost mohla být podle astronomů způsobena rozpadem asteroidu padajícího do černé díry nebo propletením siločar magnetického pole v plynu proudícím do Sgr A*.

Dne 13. května 2019 byli astronomové používající observatoř Keck svědky náhlého zjasnění Sgr A*, které se stalo 75krát jasnějším než obvykle, což naznačuje, že supermasivní černá díra mohla narazit na jiný objekt.

Vyvržení zbytku supernovy produkující materiál tvořící planetu

Centrální černá díra

NuSTAR zachytil tyto první, soustředěné pohledy na supermasivní černou díru v srdci Mléčné dráhy ve vysokoenergetickém rentgenovém záření.

V článku zveřejněném 31. října 2018 byl oznámen objev přesvědčivého důkazu, že Sagittarius A* je černá díra. Pomocí interferometru GRAVITY a čtyř dalekohledů Very Large Telescope (VLT) k vytvoření virtuálního dalekohledu o průměru 130 metrů (430 stop) astronomové detekovali shluky plynu pohybující se asi 30 % rychlosti světla. Emise z vysoce energetických elektronů velmi blízko černé díře byla viditelná jako tři výrazné jasné záblesky. Tyto přesně odpovídají teoretickým předpovědím pro horké skvrny obíhající blízko černé díry o hmotnosti čtyř milionů Slunce. Předpokládá se, že vzplanutí pocházejí z magnetických interakcí ve velmi horkém plynu obíhajícím velmi blízko Sagittarius A*.

V červenci 2018 bylo oznámeno, že S2 obíhající kolem Sgr A* byla zaznamenána rychlostí 7 650 km/s (17,1 milionů mph), neboli 2,55 % rychlosti světla , což vedlo k přiblížení k pericentru , v květnu 2018, asi 120 AU . (18 miliard km ; 11 miliard mil ) (přibližně 1 400 Schwarzschildových poloměrů ) od Sgr A*. V této těsné vzdálenosti od černé díry Einsteinova teorie obecné relativity (GR) předpovídá, že S2 bude vykazovat rozpoznatelný gravitační rudý posuv .kromě obvyklého rychlostního červeného posuvu; gravitační červený posuv byl detekován v souladu s předpovědí GR s přesností 10 procent.

Za předpokladu, že obecná teorie relativity je stále platným popisem gravitace v blízkosti horizontu událostí, rádiové emise Sagittarius A* nejsou soustředěny na černou díru, ale pocházejí z jasného bodu v oblasti kolem černé díry, blízko horizontu událostí, možná v akrečním disku , nebo relativistický proud materiálu vyvržený z disku. [12] Pokud by zdánlivá poloha Sagittarius A* byla přesně vystředěna na černou díru, bylo by možné ji vidět zvětšenou nad její velikost kvůli gravitační čočce černé díry. Podle obecné teorie relativity by to vedlo k prstencové struktuře, která má průměr asi 5,2krát větší než Schwarzschildův poloměr černé díry.. Pro černou díru o hmotnosti kolem 4 milionů slunečních hmotností to odpovídá velikosti přibližně 52 μas , což je v souladu s pozorovanou celkovou velikostí asi 50 μas.

Nedávná pozorování s nižším rozlišením odhalila, že rádiový zdroj Sagittarius A* je symetrický.Simulace alternativních teorií gravitace zobrazují výsledky, které může být obtížné odlišit od GR. Dokument z roku 2018 však předpovídá obraz Sagittarius A*, který je v souladu s nedávnými pozorováními; zejména vysvětluje malou úhlovou velikost a symetrickou morfologii zdroje.

Hmotnost Sagittarius A* byla odhadnuta dvěma různými způsoby:

1. Dvě skupiny - v Německu a USA - sledovaly oběžné dráhy jednotlivých hvězd velmi blízko černé díry a použily Keplerovy zákony k odvození uzavřené hmoty. Německá skupina našla množství4,31 ± 0,38 milionu hmotností Slunce, zatímco americká skupina zjistila4,1 ± 0,6 milionu hmotností Slunce. Vzhledem k tomu, že tato hmota je uzavřena uvnitř koule o průměru 44 milionů kilometrů, poskytuje to hustotu desetkrát vyšší než předchozí odhady.
2. V nedávné době přineslo měření správného pohybu vzorku několika tisíc hvězd v okruhu přibližně jednoho parseku od černé díry v kombinaci se statistickou technikou odhad hmotnosti černé díry na3.6+0,2
   −0,4× 10 6 M , plus distribuovaná hmota v centrálním parseku ve výši(1 ± 0,5 ) × 106 M Předpokládá se, že posledně jmenovaný je složen z hvězd a zbytků hvězd.

Magnetar nalezený velmi blízko supermasivní černé díry Sagittarius A* v centru galaxie Mléčná dráha

Poměrně malá hmotnost této supermasivní černé díry spolu s nízkou svítivostí rádiových a infračervených emisních čar naznačují, že Mléčná dráha není Seyfertova galaxie.

Nakonec to, co je vidět, není samotná černá díra, ale pozorování, která jsou konzistentní pouze v případě, že se poblíž Sgr A* nachází černá díra. V případě takové černé díry vyzařuje pozorovaná rádiová a infračervená energie z plynu a prachu zahřátého na miliony stupňů při pádu do černé díry. Předpokládá se, že samotná černá díra vyzařuje pouze Hawkingovo záření při zanedbatelné teplotě, řádově 10 −14 kelvinů.

Observatoř Evropské kosmické agentury pro gama záření INTEGRAL pozorovala gama záření interagující s blízkým obřím molekulárním mrakem Sagittarius B2 , což způsobuje rentgenovou emisi z oblaku. Celková svítivost z tohoto výbuchu ( L ≈1,5 × 1039 erg/s) se odhaduje na milionkrát silnější než současný výstup z Sgr A* a je srovnatelný s typickým aktivním galaktickým jádrem. V roce 2011 tento závěr podpořili japonští astronomové pozorující střed Mléčné dráhy pomocí satelitu Suzaku.

V červenci 2019 astronomové oznámili, že našli hvězdu, S5-HVS1 , která se pohybuje rychlostí 1 755 km/s (3,93 milionu mph). Hvězda se nachází v souhvězdí Grus (neboli Jeřáb) na jižní obloze a je asi 29 000 světelných let od Země a mohla být vyvržena z galaxie Mléčná dráha po interakci se Sagittarius A*, supermasivní černou dírou ve středu. z galaxie.

Obíhající hvězdy

Hlavní článek: Sagittarius A* cluster Odvozené dráhy 6 hvězd kolem kandidáta na supermasivní černou díru Sagittarius A* v centru Mléčné dráhy Hvězdy pohybující se kolem Sagittarius A*, jak je vidět v roce 2018 Hvězdy pohybující se kolem Sagittarius A*, jak je vidět v roce 2021

Kolem Sagittarius A* se v těsné blízkosti nachází řada hvězd, které jsou v různých katalozích souhrnně označovány jako "hvězdy S". Tyto hvězdy jsou pozorovány především v infračervených vlnových délkách v pásmu K , protože mezihvězdný prach drasticky omezuje viditelnost ve viditelných vlnových délkách. Toto je rychle se měnící pole - v roce 2011 byly do diagramu vpravo zakresleny dráhy nejvýznamnějších tehdy známých hvězd, které ukazují srovnání jejich drah a různých drah ve sluneční soustavě. Od té doby bylo zjištěno, že S62 a poté S4714 se přibližují ještě blíže než tyto hvězdy.

Díky vysokým rychlostem a blízkým přiblížením k supermasivní černé díře jsou tyto hvězdy užitečné pro stanovení limitů fyzických rozměrů Sagittarius A* a také pro pozorování jevů souvisejících s obecnou relativitou, jako je periapse posun jejich drah. Je udržováno aktivní sledování pro možnost, že se hvězdy přiblíží k horizontu událostí dostatečně blízko, aby byly narušeny, ale neočekává se, že by žádná z těchto hvězd postihla takový osud. Pozorované rozložení rovin oběžných drah hvězd S omezuje rotaci Sagittarius A* na méně než 10 % jeho teoretické maximální hodnoty.

Od roku 2020 je S4714 aktuálním držitelem rekordu v největším přiblížení k Sagittarius A*, na vzdálenost asi 12,6 AU (1,88 miliardy km), téměř tak blízko, jako se Saturn dostává ke Slunci, a pohybuje se rychlostí asi 8 % rychlosti světla. Uvedené údaje jsou přibližné s formálními nejistotami12,6 ± 9,3 AU a23 928 ± 8 840 km/s . Jeho oběžná doba je 12 let, ale extrémní excentricita 0,985 mu dává blízké přiblížení a vysokou rychlost.

Výňatek z tabulky tohoto shluku (viz shluk Sagittarius A* ), který obsahuje nejvýznamnější členy. V níže uvedené tabulce je id1 jméno hvězdy v katalogu Gillessen a id2 v katalogu Kalifornské univerzity v Los Angeles. a , e , i , Ω a ω jsou standardní orbitální prvky , s měřením v úhlových sekundách . Tp je epocha průchodu pericentrem, P je doba oběhu v letech a Kmag je zdánlivá velikost K-pásma hvězdy. qav jsou vzdálenost v centru v AU a rychlost v centru v procentech rychlosti světla a Δ udává směrodatnou odchylku souvisejících veličin.

Objev oblaku plynu G2 na akrečním kurzu

Poprvé zaznamenaný jako něco neobvyklého na snímcích středu Mléčné dráhy v roce 2002, bylo potvrzeno, že plynový mrak G2, který má hmotnost asi třikrát větší než Země, je pravděpodobně na kurzu vedoucím do akreční zóny. of Sgr A* v článku publikovaném v Nature v roce 2012. Předpovědi jeho oběžné dráhy naznačovaly, že se nejblíže přiblíží k černé díře ( perinigricon ) na začátku roku 2014, kdy byl mrak ve vzdálenosti něco málo přes 3 000 krát poloměr horizontu událostí (neboli ≈260 AU, 36 světelných hodin) od černé díry. Od roku 2009 bylo pozorováno, že G2 ruší, a někteří předpovídali, že bude setkáním zcela zničeno, což mohlo vést k významnému zjasnění rentgenového záření a dalších emisí z černé díry. Jiní astronomové navrhli, že oblak plynu by mohl skrývat matnou hvězdu nebo produkt sloučení binárních hvězd, který by jej držel pohromadě proti slapovým silám Sgr A*, což by souboru umožnilo projít kolem bez jakéhokoli účinku. Kromě slapových účinků na samotný mrak bylo v květnu 2013 navrženo, že před svým perinigriconem by G2 mohla zažít několik blízkých setkání s členy populací černých děr a neutronových hvězd, o nichž se předpokládá, že oběžnou dráhu poblíž galaktického centra a nabízí určitý pohled na oblast obklopující supermasivní černou díru v centru Mléčné dráhy.

Průměrná rychlost narůstání na Sgr A* je neobvykle malá na černou díru o její hmotnosti a je zjistitelná pouze proto, že je tak blízko Země. Předpokládalo se, že průchod G2 v roce 2013 by mohl astronomům nabídnout možnost dozvědět se mnohem více o tom, jak materiál narůstá na supermasivní černé díry. Několik astronomických zařízení pozorovalo toto nejbližší přiblížení, přičemž pozorování byla potvrzena pomocí Chandra , XMM , VLA , INTEGRAL , Swift , Fermi a vyžádána na VLT a Keck.

Simulace průchodu byly provedeny předtím, než k němu došlo, skupinami v ESO a Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL).

Když se mrak přiblížil k černé díře, Dr. Daryl Haggard řekl: "Je vzrušující mít něco, co se cítí spíše jako experiment", a doufal, že interakce přinese efekty, které poskytnou nové informace a poznatky.

Během a po největším přiblížení mraku k černé díře nebylo nic pozorováno, což bylo popsáno jako nedostatek "ohňostroje" a "propadák". Astronomové ze skupiny UCLA Galactic Center Group publikovali pozorování získaná 19. a 20. března 2014 a došli k závěru, že G2 byl stále neporušený (na rozdíl od předpovědí pro hypotézu jednoduchého plynového mračna) a že oblak měl pravděpodobně centrální hvězdu.

Analýza zveřejněná 21. července 2014 na základě pozorování dalekohledem Very Large Telescope ESO v Chile alternativně dospěla k závěru, že mrak, místo aby byl izolovaný, by mohl být hustým shlukem v nepřetržitém, ale tenčím proudu hmoty a působí jako neustálý vánek na disku hmoty obíhající černou díru, spíše než náhlé poryvy, které by při dopadu způsobily vysokou jasnost, jak se původně očekávalo. Na podporu této hypotézy, G1, mrak, který prošel poblíž černé díry před 13 lety, měl oběžnou dráhu téměř identickou s G2, v souladu s oběma mraky, a plynový ohon, o kterém se předpokládá, že je za G2, přičemž všechny jsou hustší shluky uvnitř velkého jediného plynu. proud.

Profesorka Andrea Ghez a spol. v roce 2014 navrhl, že G2 není plynový mrak, ale spíše dvojice dvojhvězd, které obíhaly kolem černé díry v tandemu a spojily se do extrémně velké hvězdy.