射手座A *

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May 26, 2022

Sagittarius A *(拉丁文 Sagittarius A *,Sgr A *;发音为“Sagittarius A with a asterisk”)是一个位于银河系中心的紧凑型射电源,是射源射手 A 的一部分。它也发射红外线, X 射线和其他范围。它是一个高密度物体 - 一个超大质量黑洞,周围环绕着直径约 1.8 pc 的热辐射气体云。到无线电源的距离约为 26,000 sv。年,中心天体的质量为 4.31 · 106 M⊙。VLBA射电望远镜的数据表明,黑洞本身至少占人马座A*天体总质量的四分之一,其余的质量落在黑洞周围的物质上,以及邻近的恒星和气体云。

规格

距离:25,900 ± 1,400 光年(7,940 ± 420 秒差距)半径:不超过 45 AU。即不小于 12.7±110 万公里(施瓦西半径)。质量:(4.31 ± 0.36) ⋅106 M⊙。亮度温度:约 1⋅107 K。

发现历史

2002年10月16日,由Rainer Schodel领导的马克斯普朗克研究所的一个国际研究小组报告了对S2围绕人马座A*天体运动的十年观测。观测证明,人马座A*是一个质量巨大的天体。根据对轨道要素的分析,初步确定该天体的质量为260万M⊙,这个质量被封闭在一个直径不超过17光小时(120AU)的体积内。随后的观测确定了更准确的质量值为 370 万 M⊙,半径不超过 6.25 光时(45 AU)。作为比较:冥王星距离太阳 5.51 光小时。这些观察表明人马座A*是一个黑洞。2008 年 12 月,马克斯·普朗克地外物理研究所的研究人员根据 16 年的观测结果发布了有关所谓超大质量黑洞质量的最新数据。它是 4.31 ± 36 万个太阳质量。团队负责人 Reinhard Gentzel 指出,这项研究是超大质量黑洞存在的最佳实验证据。最近在 1.3 毫米波长下的高角分辨率观测表明,光源的角直径为 37 微秒弧度,在这个距离对应的线直径为 4400 万公里(与水星轨道的近日点相比, 4600 万公里)。由于质量为 M 的物体的引力半径等于 Rg 2.95 (M / M⊙) km,对于给定的质量为 (12.7 ± 1.1) 百万公里,并且测得的源半径仅为中心物体引力半径的两倍。这与黑洞周围存在辐射吸积盘的预期一致。独立地,由在凯克天文台进行观测的安德烈·盖兹 (Andrei Gez) 领导的一组科学家得出了相同的结论。 2020 年,Henzel 和 Guez 因发现该设施而获得诺贝尔奖。人马座 A * 附近恒星运动的性质表明,黑洞要么根本不自转,要么非常缓慢地自转。人马座 A * 附近恒星运动的性质表明,黑洞要么根本不自转,要么非常缓慢地自转。人马座 A * 附近恒星运动的性质表明,黑洞要么根本不自转,要么非常缓慢地自转。

无线电观测

长期以来,从光学观测中已知其大致位置(人马座)的银河系中心与任何致密的天文物体无关。 1931 年,Karl Jansky 进行的实验被认为是射电天文学的开端(见射电天文学史)。当时,扬斯基在贝尔电话实验室测试站点担任无线电工程师。他受命研究雷暴干扰的到达方向。为此,Karl Jansky 构建了一个垂直极化的单向天线,如布鲁斯的画布。该工作在 14.6 m (20.5 MHz) 的波长下进行。 1932 年 12 月,扬斯基展示了在他的设施中获得的第一个结果。据报道,发现了“......来源不明的持续嘶嘶声”。 Jansky 声称这种干扰导致“耳机发出嘶嘶声,这很难与设备本身的噪音引起的嘶嘶声区分开来。嘶嘶声的到达方向全天逐渐变化,在24小时内完成一次完整的旋转。”根据 24 小时效应,扬斯基认为新的干扰源可能在某种程度上与太阳有关。在接下来的两部作品中,1933 年 10 月和 1935 年 10 月,卡尔·扬斯基逐渐得出结论,他的新干扰源是我们银河系的中心区域。此外,当天线指向银河系中心时,可获得最大的响应。 Jansky 意识到射电天文学的进步需要更大的天线,天线更清晰,可以很容易地指向不同的方向。他自己提出了一个带镜子 30 的抛物面天线的设计,米波直径5m。然而,他的提议在美国并没有得到支持,1937年,来自惠顿(美国伊利诺伊州)的业余射电爱好者格劳特·雷伯(Grout Reber)建造了第一台带有抛物面镜的射电望远镜。射电望远镜位于格劳特父母家的后院,呈抛物线形状,天线直径约9米。在仪器的帮助下,格劳特构建了一张天空的射频图,清晰地显示了银河系的中心区域以及明亮的射源天鹅座A(Cyg A)和仙后座A(Cas A)。1960年, Jan Oort 和 G. Rogur 确定在离银河系中心最近(小于 0.03°)处是射电源人马座 A(Sgr A)。 1966 年,D. Downes 和 A. Maxwell 总结了分米和厘米范围内的无线电观测数据,得出结论:银河系的小核是一个直径为 10 pc 的物体,与人马座 A 的来源有关。到 1970 年代初,由于在无线电波范围内的观测,人们知道射电源 Strelets-A 具有复杂的空间结构。 1971 年,Downs 和 Martin 使用基部 1.6 公里、频率为 2.7 GHz 和 5 GHz、分辨率约为 10 ' 的剑桥射电望远镜进行观测,发现射电源由两个距离为每个朋友的1':东部(Sgr A)发射非热性质的无线电波频谱,西部(Sgr A *)是一个直径约为45的热电离气体的无线电发射云”(1.8 个)。 1974 年 B. Balik 和 S.桑德斯在国家射电天文台 (NRAO) 的 43 米射电望远镜上以 2" 的分辨率对频率为 2.7 和 8.1 GHz 的射电源 Strelets-A 进行了测绘。两个射电源都被发现是直径小于 10 英寸(0.4 pc)的致密地层,周围环绕着热气云。 ALMA 射电望远镜复合体获得的氢谱线(1.3 毫米 H30α 复合线)中的人马座 A* 图像显示其吸积盘正在旋转。吸积盘的质量可达0.00001-0.0001 M⊙,物质下落速率可达每年2.7×10-10 M⊙。被热气云包围。 ALMA 射电望远镜复合体获得的氢谱线(1.3 毫米 H30α 复合线)中的人马座 A* 图像显示其吸积盘正在旋转。吸积盘的质量可达0.00001-0.0001 M⊙,物质下落速率可达每年2.7×10-10 M⊙。被热气云包围。 ALMA 射电望远镜复合体获得的氢谱线(1.3 毫米 H30α 复合线)中的人马座 A* 图像显示其吸积盘正在旋转。吸积盘的质量可达0.00001-0.0001 M⊙,物质下落速率可达每年2.7×10-10 M⊙。

红外观测的开始

直到 1960 年代末,还没有研究银河系中心区域的有效仪器,因为从观察者看来,覆盖银河核心的密集宇宙尘埃云完全吸收了来自核心的可见辐射,并使无线电范围内的工作显着复杂化.由于红外天文学的发展,宇宙尘埃几乎是透明的,情况发生了巨大变化。早在 1947 年,Stebbins 和 A. Whitford 就使用光电管以 1.03 微米的波长扫描了银河赤道,但没有找到离散的红外源。 V.I. Moroz 在 1961 年以 1.7 μm 的波长对人马座 A 附近进行了类似的扫描,但也失败了。 1966 年,E. Beklin 扫描了 2.0-2.4 微米范围内的人马座 A 区域,并首次发现了一个来源在位置和大小对应于无线电源 Strelets-A。 1968 年,E. Becklin 和 G. Neugebauer 以 0.08-1.8 英寸的分辨率扫描了 1.65、2.2 和 3.4 微米的波长,发现了一个结构复杂的物体,它由一个直径为 5 ′、A内部的致密天体、扩展的背景区域和紧邻主要源的几个致密星形源。在 1970 年代中期,开始了对所观察物体的动态特性的研究。 1976 年,E. Vollman 使用光谱方法(使用波长为 12.8 μm 的单电离氖氖的辐射线)研究了银河系中心周围直径为 0.8 pc 的区域内气体运动的速度。观测表明,气体以大约 75 公里/秒的速度对称运动。根据获得的数据,沃尔曼首次尝试估计一个可能位于银河系中心的物体的质量。他得到的质量上限竟然是4·106 M⊙。

检测紧凑型红外源

望远镜分辨率的进一步提高使得在星系中心周围的气体云中识别几个紧凑的红外源成为可能。 1975 年,E. Becklin 和 G. Neugebauer 编制了一张波长为 2.2 微米和 10 微米、分辨率为 2 英寸、5 的星系中心红外图,他们在该图上确定了 20 个独立的源,称为 IRS1-IRS20。其中四个(1, 2, 3, 5)在位置上与无线电观测中已知的Sgr A射源的组成部分重合。孤立源的性质被讨论了很长时间。其中一个(IRS 7)被确定为年轻的超巨星,其他几个被确定为年轻的巨星。 IRS 16 原来是一个非常密集(每 pc³ 106 M⊙)的巨星和矮星团。其余的来源被认为是致密的 H II 云和行星状星云,其中一些含有恒星成分。单个源的纵向速度在±260 km/s以内,直径为0.1-0.45 pc,质量为0.1-10 M⊙,距银河系中心的距离为0.05-1.6 pc。中心天体的质量估计为 3⋅106 M⊙,与以中心为半径 1 pc 的区域内质量分布的顺序相同。由于计算质量的概率误差在同一数量级,因此假设没有中心天体的可能性,而分布在 1 pc 半径内的质量估计为 0.8-1.6⋅107 M⊙。接下来的十年的特点是光学设备的分辨率逐渐提高,并且识别出越来越详细的红外源结构。到 1985 年,很明显中央黑洞最有可能的位置是一个源指定为 IRS 16。还探测到两股强大的电离气流,其中一股在距银河系中心 1.7 pc 的圆形轨道上旋转,另一个在距银河系中心 0.5 pc 的抛物线轨道上旋转。根据这些流动的速度计算出的中心体的质量对于第一条流为 4.7⋅106 M⊙,对于第二条为 3.5⋅106 M⊙。

观察单个恒星

1991 年,位于智利拉西拉的欧洲南方天文台 (ESO) 的 3.5 米望远镜调试了 SHARP I 红外阵列探测器。范围为 1–2.5 µm 的相机提供了每 1 个矩阵像素 50 角 µs 的分辨率。此外,在同一天文台的2.2米望远镜上还安装了3D光谱仪。随着高分辨率红外探测器的出现,观测银河系中心区域的单个恒星成为可能。对它们的光谱特征的研究表明,它们中的大多数属于几百万年前的年轻恒星。与先前接受的观点相反,发现在超大质量黑洞附近,恒星形成的过程正在积极进行。相信这个过程的气源是两个扁平的吸积气环,1980年代在银河系中心被发现。然而,这些环的内径太大,无法解释紧邻黑洞的恒星形成过程。位于距黑洞 1 英寸半径范围内的恒星(所谓的“S 星”)具有随机的轨道矩方向,这与它们发生的吸积情景相矛盾。据推测,这些是在银河系偏远地区形成的红巨星的热核心,然后迁移到中央区域,在那里它们的外壳被黑洞的潮汐力扯掉了。到 1996 年,在射电源人马座 A * 周围直径约 1 秒差距(25 英寸)的区域内已知有 600 多颗恒星,其中 220 颗恒星的径向速度已被可靠地确定。估计中心天体的质量为 2-3⋅106 M⊙,半径为 0.2 sv。年。2009年10月,红外探测器的分辨率达到0,″0003(在8 kpc的距离对应2.5 AU)。距离银河系中心 1 ps 范围内的恒星数量超过 6000 颗,其中测量了运动参数。 计算了距离银河系中心最近的 28 颗恒星的确切轨道,其中最有趣的是 S2 .在观测期间(1992-2007年),它围绕黑洞进行了完整的公转,这使得对其轨道参数的高精度估计成为可能。轨道周期S2为15.80(11)年,轨道半长轴为0,″123(1)(1000 AU),偏心率为0.880(3),最大接近中心体为0, ″ 015 或 120 AU。 e. S2轨道参数的精确测量,结果证明它接近开普勒,使得高精度估计中心天体的质量成为可能。根据最新估计,它等于 (4.31 ± 0.06 | stat ± 0.36 | R 0) × 10 6 M ⊙, {\ displaystyle (4.31 \ pm 0.06 | _ {\ text {stat}} \ pm 0.36 | _ {R_ {0}}) \ times 10 ^ {6} M _ {\ odot},} 其中0.06的误差是由于测量S2星轨道参数的误差引起的,0.36的误差是由于距离从太阳到银河系中心的测量误差。2012 年,恒星 S0-102 被发现,其环绕黑洞的轨道周期更短 - 11.5 年。到银河系中心距离的最准确现代估计给出 R0 8.33 ± 0.35 kpc。根据公式M 4.31 · (R0 / 8.33 kpc) 2.19 ± 0.06 ± 8.6 ΔR / R0) × 106 M⊙ 重新计算改变距离估计值时的中心体质量。质量为 4·106 太阳质量的黑洞的引力半径约为 1200 万公里,即 0.08 天文单位。即比恒星S2接近中心天体的最近距离小1400倍。然而,研究人员几乎毫无疑问地认为,中心天体不是由低亮度星、中子星或黑洞组成的星团,因为集中在如此小的体积内,它们不可避免地会在短时间内合并成一个超大质量的星团。目的。它只能是一个黑洞。 2004 年 11 月,发现了一个由七颗恒星组成的星团,围绕人马座 A* 公转三光年。它可能是被潮汐力摧毁的前大质量星团的核心。这些恒星之间的相对运动表明该星团包含一个中等质量 M 1300 M⊙ 的黑洞。对恒星 S62 的观测也令人感兴趣。 S62 与 SCH 非常接近,以至于它可以加速到光速的 10% 左右。 2020年初发表了一篇描述恒星S62参数的文章。它是被潮汐力摧毁的前大质量星团的核心。这些恒星之间的相对运动表明该星团包含一个中等质量 M 1300 M⊙ 的黑洞。对恒星 S62 的观测也令人感兴趣。 S62 与 SCH 非常接近,以至于它可以加速到光速的 10% 左右。 2020年初发表了一篇描述恒星S62参数的文章。它是被潮汐力摧毁的前大质量星团的核心。这些恒星之间的相对运动表明该星团包含一个中等质量 M 1300 M⊙ 的黑洞。对恒星 S62 的观测也令人感兴趣。 S62 与 SCH 非常接近,以至于它可以加速到光速的 10% 左右。 2020年初发表了一篇描述恒星S62参数的文章。

具有最大角分辨率的无线电监视

FIAN 天文空间中心的科学家与加州大学圣巴巴拉分校和哈佛-史密森天体物理中心的科学家一起,正致力于在国际射电天文项目的框架内提高人马座 A* 天体元素的角分辨率.根据使用 Radioastron 研究脉冲星的结果,预测在 1.3 厘米的无线电波长处,最灵敏的地面空间无线电干涉仪 Radioastron 可以看到小至 300 公里(在黑洞周围的环境中)的不规则性。这种不均匀性可以在大约百万分之一弧秒(微秒:μas)的气体尘埃“屏幕”轨迹上产生,这是地面空间系统的极限分辨率,由在地球上运行的 10 米轨道射电望远镜组成。 Spektr-R航天器,来自 VLBA 网络的几个射电天文台和超精密 100 米 Green Bank 射电望远镜(美国)。观察结果证实了分辨率并显示了这种不均匀性的存在。下一次对人马座 A * 天体的观测定于 2015 年 3 月进行,将提供具有更多细节的图像。

最近活动的证据

由 Mikhail Revnivtsev 领导的俄罗斯天文学家团队在 Integral Space Observatory(欧洲航天局)进行的观测表明,位于人马座 A * 附近的巨型分子云 Sgr B2 是硬 X 射线的来源,可以用最近的高光度人马座A*来解释。这意味着在最近(300-400 年前)人马座 A * 可能是典型的低光度活动星系核(L ≈ 1.5⋅1039 erg / s,范围 2-200 keV),然而,以当前光度的一百万倍。京都大学的日本天文学家在 2011 年证实了这一结论。红外辐射由甚大望远镜 (VLT) 的重力接收器检测,由大质量天体人马座A*附近的高能电子发射。显然,三个异常明亮的耀斑的原因是距离超大质量黑洞事件视界非常近的物质的磁相互作用,并以等于光速的30%的速度围绕它旋转。

G2(气体云)

2002 年发现的气体云 G2,质量约为三个地球,向吸积带 Sgr A * 的方向移动(截至 2012 年)。根据轨道计算,到2013年底,它应该已经到达近点,距黑洞视界半径3000(约260天文单位,36光时)。由于G2与人马座A*的相互作用难以预测,对于事件的进一步发展存在不同意见,但G2避免掉入黑洞,许多科学家不被认为是气体云。自2009年以来,G2结构完整性遭到破坏,不排除其完全破坏的可能性。几十年来,人马座 A * 上 G2 的吸积可能导致 X 射线和其他范围内来自黑洞的强烈辐射。根据其他假设,云中隐藏着一颗暗淡的恒星甚至黑洞,一颗恒星的质量,这将增加人马座 A * 对潮汐力的抵抗力,并且云应该经过而不会产生任何后果。还假设云可能与黑洞最近的环境和中子星群相互作用,据信围绕银河系中心运行,这可能会提供有关该区域的额外信息。人马座 A * 上的吸积率令人费解对于这种质量的黑洞来说很低,并且只能由于它与我们相对接近而被固定。 G2在人马座A *附近的通过将使科学家有机会了解很多关于物质吸积到超大质量黑洞的知识。该过程将由轨道天文台 Chandra、XMM-Newton、Integral、Swift、GLAST 和地面甚大阵列监测。超大望远镜和凯克天文台的参与正在等待确认。该通道由 ESO 和 LLNL 模拟。 Sgr A * 由 Swift 持续监控:链接到该站点。来自加利福尼亚大学洛杉矶分校(美国)的 Mark Morris 及其同事使用凯克天文台仪器,在人马座 A * 附近发现了另外三个类似于 G1 和 G2 的结构——G3、G4 和 G5。据推测,这样的物体是双星合并的结果,接近一个黑洞的危险距离。形成的恒星强烈“膨胀”并保持数百万年,直到它冷却并变成一颗正常的恒星。此类天体是由已接近危险距离的双星与黑洞合并而成的。形成的恒星强烈“膨胀”并保持数百万年,直到它冷却并变成一颗正常的恒星。此类天体是由已接近危险距离的双星与黑洞合并而成的。形成的恒星强烈“膨胀”并保持数百万年,直到它冷却并变成一颗正常的恒星。

海量卫星 Sgr A *

2016 年,日本天体物理学家报告在银河系中心发现了第二个巨大的质量,可能是一个黑洞。这个黑洞距离银河系中心 200 光年。观测到的有云天体占据了一个直径约0.3光年的空间区域,其质量不超过10万个太阳质量。这个物体的性质还没有被精确地确定——它是一个黑洞还是另一个物体。2019年,日本国家天文台科学家在银河系中心发现了一个木星大小的黑洞,其质量约为太阳质量的3.2万倍。HCN – 0.009–0.044,位于人马座 A * 射电源的 7 pc 处,是继 IRS13E 和 CO – 0.40–0.22 之后,银河系中心可能存在中等质量黑洞的第三个案例。

注释(编辑)

文学

Fulvio Melia,我们银河系中心的黑洞,普林斯顿大学出版社,2003 Eckart, A.、Schödel, R.、Straubmeier, C.,银河系中心的黑洞,帝国理工学院出版社,伦敦, 2005年

链接

莱因哈德·根泽尔、弗兰克·艾森豪尔、斯特凡·吉勒森。银河中心大质量黑洞和核星团//现代物理学评论。- 2010. - T. 82,第 4 号。 - S. 3121−3195。“天河的心脏在跳动吗?” // Fulvio Melia 的宇航员。银河超大质量黑洞,普林斯顿大学出版社,2007 年