Μετάβαση στο περιεχόμενο

Τοξότης A*

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Η ραδιοπηγή Τοξότης A* (κέντρο) και δύο ανταύγειες από μια πρόσφατη αστρική έκρηξη (μέσα σε κύκλους)
Ο Τοξότης Α* όπως απεικονίστηκε από το Τηλεσκόπιο Ορίζοντα Γεγονότων το 2022.

Η αστρονομική πηγή Τοξότης A* (Sagittarius A*, Sgr A*) είναι μία ισχυρή και πολύ μικρή σε διαστάσεις ραδιοπηγή, που βρίσκεται στο κέντρο του Γαλαξία μας, στον αστερισμό Τοξότη, από όπου και η ονομασία της, κοντά στα σύνορα με τον Σκορπιό. Οι συντεταγμένες της είναι ορθή αναφορά 17:45:40,04 και απόκλιση −29° 0΄ 28,1΄΄.[1] Αποτελεί τμήμα ενός μεγαλύτερου χαρακτηριστικού που είναι γνωστό ως Τοξότης A. Ο Sgr A* πιστεύεται ότι αντιστοιχεί σε μία υπερμαζική μαύρη τρύπα[2][3], όπως αυτές που βρίσκονται στα κέντρα πολλών (ίσως των περισσότερων) μεγάλων γαλαξιών. Παρατηρήσεις του αστέρα S2 που βρίσκεται σε τροχιά πέριξ του Τοξότη A* έχουν χρησιμοποιηθεί για να αποδειχθεί η παρουσία της μαύρης τρύπας στο κέντρο του Γαλαξία μας και να διακριβωθούν τα χαρακτηριστικά της. Το συμπέρασμα είναι ότι η πηγή Sagittarius A* είναι πράγματι η θέση της μαύρης τρύπας. Η παρουσία της μαύρης τρύπας επιβεβαιώθηκε με απεικόνισή της από το Τηλεσκόπιο Ορίζοντα Γεγονότων το 2022.

Παρατηρήσεις και περιγραφή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι αστρονόμοι δεν μπορούν να παρατηρήσουν τον Τοξότη A* στο ορατό φως εξαιτίας της τεράστιας απορροφήσεως του φωτός (κατά 25 μεγέθη) από διαστρική σκόνη και αέριο που μεσολαβούν ανάμεσα σε εμάς και στην πηγή.[4] Αρκετές ομάδες ερευνητών έχουν επιχειρήσει να την απεικονίσουν σε μεγάλη μεγέθυνση στα ραδιοκύματα με συμβολομετρία πολύ μεγάλης βάσης (VLBI). Η μεγαλύτερη μεγέθυνση που έχει επιτευχθεί μέχρι σήμερα, που έγινε σε μήκος κύματος 1,3 mm, υποδεικνύει ότι η πηγή έχει γωνιακή διάμετρο 37 εκατομμυριοστά του δευτερολέπτου της μοίρας (΄΄).[5] Για την απόσταση των 26.000 ετών φωτός που απέχει το κέντρο του Γαλαξία, αυτό αντιστοιχεί σε 44 εκατομμύρια χιλιόμετρα ή λιγότερο από το 1/3 της αποστάσεως Γης-Ηλίου. Η ιδία κίνηση του Sgr A* είναι περί τα −2,70 χιλιοστά του 1΄΄ ανά έτος σε ορθή αναφορά και −5,6 χιλιοστά του 1΄΄ ανά έτος σε απόκλιση[6].

Ιστορία παρατηρήσεων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Καρλ Τζάνσκυ ήταν ο πρώτος που ανίχνευσε ένα ραδιοσήμα από την κατεύθυνση του κέντρου του Γαλαξία μας, στο αστερισμό Τοξότη[7]. Η πηγή Sgr A* ανακαλύφθηκε στις 13 και 15 Φεβρουαρίου 1974 από τους ραδιοαστρονόμους Μπρους Μπάλικ (Bruce Balick) και Ρόμπερτ Μπράουν (Robert L. Brown) με χρήση του συμβολομέτρου του Εθνικού Ραδιοαστρονομικού Αστεροσκοπείου.[8] Το όνομα Sgr A* δόθηκε από τον Μπράουν το σε δημοσίευση του 1982 «επειδή η ραδιοπηγή ήταν «συναρπαστική» (exciting) και οι διεγερμένες (excited) καταστάσεις των ατόμων σημειώνονται με αστερίσκους».[9][10]

Ανίχνευση μιας ασυνήθιστα έντονης εκλάμψεως ακτίνων X από την πηγή Sgr A*.[11]

Στις 16 Οκτωβρίου 2002 μία διεθνής ερευνητική ομάδα με επικεφαλής τον Ράινερ Σέντελ (Rainer Schödel) του Ινστιτούτου Μαξ Πλανκ για την Εξωγήινη Φυσική δημοσίευσε παρατηρήσεις της κινήσεως του αστέρα S2 κοντά στον Τοξότη A* κατά τη διάρκεια 10 ετών. Σύμφωνα με την ανάλυση της ομάδας, τα δεδομένα απέκλεισαν την εκδοχή ότι ο Sgr A* περιέχει ένα σμήνος σκοτεινών αστρικών σωμάτων ή μία μάζα εκφυλισμένων φερμιονίων, ενισχύοντας έτσι την πιθανότητα να πρόκειται για μεγάλης μάζας μαύρη τρύπα.[12] Για τις παρατηρήσεις του S2 χρησιμοποίησαν συμβολομετρία στο εγγύς υπέρυθρο (NIR, φίλτρο K, 2,2 μm), όπου η διαστρική απορρόφηση είναι μειωμένη. Για την ευθυγράμμιση των εικόνων στο υπέρυθρο με τις ραδιοαστρονομικές παρατηρήσεις χρησιμοποιήθηκαν μέιζερ SiO, που μπορούν να παρατηρηθούν τόσο στο NIR όσο και στα ραδιοκύματα. Η ταχεία κίνηση του S2 (και άλλων γειτονικών του αστέρων) ξεχώρισε εύκολα από τους αργοκίνητους αστέρες κατά μήκος της γραμμής παρατηρήσεως, οπότε οι τελευταίοι μπορούσαν να αφαιρεθούν από τις εικόνες.

Το νέφος σκόνης G2 περνά από τη μεγάλης μάζας μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία.[13]

Οι παρατηρήσεις στα ραδιοκύματα του Τοξότη A* μπορούσαν επίσης να ευθυγραμμισθούν κεντρικά με τις εικόνες, ώστε ο S2 μπορούσε να παρατηρηθεί να περιφέρεται γύρω από τη ραδιοπηγή. Από τη μελέτη της τροχιάς αυτής, οι αστρονόμοι υπολόγισαν τη μάζα που σχετίζεται με τον Τοξότη A* σε 2,6 ± 0,2 εκατομμύρια ηλιακές μάζες, που περιέχονται σε ένα χώρο με ακτίνα 17 ωρών φωτός περίπου (120 AU).[14] Μεταγενέστερες παρατηρήσεις του αστέρα S14 έδειξαν ότι η μάζα του σώματος της πηγής ήταν 4,1 ± 0,6 εκατομμύρια ηλιακές μάζες μέσα σε χώρο ακτίνας όχι μεγαλύτερης των 6,25 ωρών φωτός (45 AU ή 6,7 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα).[15] Επιπλέον, προσδιόρισαν την απόσταση από τη Γη μέχρι το κέντρο του Γαλαξία σε 8,0 ± 0,6 χιλιάδες παρσέκ.

Τον Νοέμβριο του 2004 μία άλλη ομάδα αστρονόμων ανέφερε την ανακάλυψη μιας πιθανής μαύρης τρύπας μέσης μάζας, της GCIRS 13E, που πρέπει να περιφέρεται σε απόσταση τριών ετών φωτός από την πηγή Τοξότης A*. Αυτή η μαύρη τρύπα έχει μάζα περίπου 1300 ηλιακές μάζες και εμπεριέχεται σε ένα σμήνος επτά αστέρων. Αυτή η παρατήρηση μπορεί να προσφέρει υποστήριξη στην ιδέα ότι οι υπερμαζικές μαύρες τρύπες μεγαλώνουν απορροφώντας κοντινές τους μικρότερες μαύρες τρύπες και αστέρες.

Τέλος, παρακολουθώντας τις τροχιές αστέρων γύρω από την πηγή Τοξότης A* επί 16 χρόνια, οι Gillessen κ.ά. εκτιμούν τη μάζα της σε 4,31 ± 0,38 εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Το αποτέλεσμα αυτό ανακοινώθηκε το 2008 και δημοσιεύθηκε στο The Astrophysical Journal το 2009.[16] Ο επικεφαλής της ερευνητικής ομάδας Ράινχαρντ Γκέντσελ (Reinhard Genzel) δήλωσε ότι η μελέτη αυτή έδωσε «αυτό που θεωρείται η καλύτερη εμπειρική απόδειξη ότι οι υπερμαζικές μαύρες τρύπες υπάρχουν στην πραγματικότητα. Οι αστρικές τροχιές στο γαλαξιακό κέντρο δείχνουν ότι η κεντρική συγκέντρωση μάζας των 4 εκατομμυρίων ηλιακών μαζών πρέπει να είναι μία μαύρη τρύπα, πέρα από κάθε λογική αμφιβολία.»[17]

Στις 5 Ιανουαρίου 2015 η NASA ανέφερε την παρατήρηση μιας εκλάμψεως ακτίνων X 400 φορές ισχυρότερης από ό,τι συνήθως από τον Sgr A*. Το ασυνήθιστο γεγονός ίσως να προκλήθηκε από τη θραύση και την πτώση ενός αστεροειδούς μέσα στη μαύρη τρύπα, ή από τη συστροφή και αποδέσμευση γραμμών μαγνητικού πεδίου από αέριο που πέφτει μέσα στην τρύπα.[11]

Στις 12 Μαΐου 2022, δημοσιεύθηκε μια φωτογραφία του Τοξότη Α* από το τηλεσκόπιο ορίζοντα γεγονότων, η οποία επιβεβαίωσε ότι το ουράνιο σώμα περιλαμβάνει μια μαύρη τρύπα. Είναι η δεύτερη επιβεβαιωμένη εικόνα μαύρης τρύπας. Η εικόνα δείχνει μια κεντρική σκοτεινή περιοχή που περιβάλλεται από ένα φωτεινό δακτύλιο.[18]

Η κεντρική μαύρη τρύπα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Συνεπαγόμενες τροχιές 6 αστέρων γύρω από την πηγή Τοξότης A* στο κέντρο του Γαλαξία.[19]
Το NuSTAR συνέλαβε αυτές τις πρώτες εστιασμένες εικόνες της μαύρης τρύπας στο γαλαξιακό κέντρο στις ακτίνες Χ υψηλής ενέργειας.

Αν η θέση της πηγής Τοξότης A* ταυτιζόταν ακριβώς με τη μαύρη τρύπα, θα ήταν δυνατό να μεγεθυνθεί εξαιτίας του φαινομένου του βαρυτικού φακού σε ελάχιστες παρατηρούμενες διαστάσεις τουλάχιστον 5,2 φορές την ακτίνα Schwarzschild της μαύρης τρύπας, που για την προαναφερθείσα μάζα και απόσταση αντιστοιχεί σε περίπου 52 εκατομμυριοστά του 1΄΄ (μas). Αυτή η γωνία υπερβαίνει την παρατηρούμενη διάμετρο των 37 μas και έτσι υποδεικνύεται ότι η πηγή των ραδιοκυμάτων δεν έχει ως κέντρο την ίδια τη μαύρη τρύπα, αλλά μία ενεργό περιοχή στο άμεσο περιβάλλον της, κοντά στον ορίζοντα γεγονότων, πιθανώς σε κάποιο δίσκο προσαύξησης ή σε ένα σχετικιστικό πίδακα υλικού που εκτινάσσεται[5].

Η κεντρική μάζα που αντιστοιχεί στην πηγή έχει εκτιμηθεί με δύο διαφορετικούς τρόπους:

  1. Δύο ομάδες (στη Γερμανία και στις ΗΠΑ) παρακολούθησαν τις τροχιές συγκεκριμένων αστέρων πολύ κοντά στη μαύρη τρύπα και από τους νόμους του Κέπλερ υπολόγισαν την περικλειόμενη από τις τροχιές μάζα. Η γερμανική ομάδα βρήκε μάζα 4,31 ± 0,38 εκατομμύρια ηλιακές μάζες[16], ενώ η αμερικανική βρήκε 3,7 ± 0,2 εκατομ. ηλιακές μάζες[15]. Με δεδομένο ότι η μάζα αυτή είναι περιορισμένη σε έναν χώρο με διάμετρο 44 εκατομμύρια χιλιόμετρα, η μέση πυκνότητα ύλης εκεί είναι δεκαπλάσια από ό,τι προηγούμενες εκτιμήσεις.
  2. Πιο πρόσφατα, η μέτρηση των ιδίων κινήσεων ενός δείγματος χιλιάδων αστέρων σε απόσταση περίπου 1 παρσέκ από τη μαύρη τρύπα, σε συνδυασμό με μία στατιστική τεχνική (Leonard-Merritt mass estimator), έδωσε μία εκτίμηση της μάζας της τρύπας σε 3,6 εκατομμύρια ηλιακές μάζες, συν μία κατανεμημένη μάζα στο κεντρικό παρσέκ περί το μισό έως ενάμισυ εκατομ. ηλιακές μάζες[20]. Η δεύτερη μάζα πιστεύεται ότι αποτελείται από αστέρες και αστρικά υπολείμματα.

Οι αστρονόμοι είναι πεπεισμένοι ότι αυτές οι παρατηρήσεις δείχνουν την ύπαρξη μαύρης τρύπας επειδή:

  • Ο αστέρας S2 ακολουθεί μία ελλειπτική τροχιά με περίοδο 15,2 έτη και περίκεντρο (μικρότερη απόσταση από το κέντρο της τροχιάς) 17 ώρες φωτός 18 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα.[21]
  • Από την κίνηση του S2 η μάζα του κεντρικού σώματος μπορεί να εκτιμηθεί σε 4,1 εκατομμύρια ηλιακές μάζες.[15] (Η αντίστοιχη ακτίνα Σβάρτσιλντ είναι 12 εκατομμύρια χιλιόμετρα, δηλαδή 17πλάσια από την ακτίνα του Ηλίου.)
  • Ο όγκος του κεντρικού σώματος μπορεί να προσδιορισθεί περαιτέρω από την τροχιά του αστέρα S0-16 (γνωστού και ως S14), καθώς αυτό πλησίασε σε απόσταση 45 AU (6,7 δισεκ. χιλιόμετρα) χωρίς να συγκρουσθεί με το κεντρικό σώμα.
  • Εκτιμήσεις της μάζας και της διαμέτρου περιορίζονται τώρα κυρίως από τις αβεβαιότητες ως προς την απόστασή μας από αυτά τα σώματα.

Παρά το ότι υπάρχουν θεωρητικά και άλλοι σχηματισμοί μάζας που θα εξηγούσαν τη μετρούμενη μάζα και διαστάσεις, τέτοιες κατανομές θα κατέρρεαν σε μία και μόνη υπερμεγέθη μαύρη τρύπα μέσα σε χρόνο πολύ μικρότερο από την ηλικία του Γαλαξία.[5]

Η σχετικώς μικρή μάζα αυτής της μαύρης τρύπας για τρύπα κέντρου γαλαξία, καθώς και η μικρή ισχύς εκπομπών στα ραδιοκύματα και στο υπέρυθρο, υποδεικνύουν ότι ο Γαλαξίας μας δεν είναι γαλαξίας τύπου Σίφερτ.[4]

Σε τελευταία ανάλυση αυτό που παρατηρείται δεν είναι η ίδια η μαύρη τρύπα, αλλά εκδηλώσεις που συμφωνούν μόνο με την ύπαρξη μιας μαύρης τρύπας κοντά στην πηγή Sgr A*. Στην περίπτωση αυτή η παρατηρούμενη εκπεμπόμενη ενέργεια στα ραδιοκύματα και στο υπέρυθρο εκλύεται από αέριο και σκόνη που θερμαίνεται πριν πέσει μέσα στη μαύρη τρύπα. Η ίδια η τρύπα σύμφωνα με τη θεωρία εκπέμπει μόνο ακτινοβολία Hawking με αντίστοιχη αμελητέα θερμοκρασία, της τάξεως του 10−14 Κ.

Τροχιακά στοιχεία αστέρων που περιφέρονται γύρω από την πηγή Τοξότης A*[22]
Αστέρας άλλο όνομα a (″) a (AU) e P (έτη) T0 (ημερομηνία) Αναφ.
S1 S0–1 0,412±0,024 3300±190 0,358±0,036 94,1±9,0 2002,6±0,6 [19]
S2 S0–2 0,1226±0,0025 980±20 0,8760±0,0072 15,24±0,36 2002,315±0,012 [19]
919±23 0,8670±0,0046 14,53±0,65 2002,308±0,013 [23]
S8 S0–4 0,329±0,018 2630±140 0,927±0,019 67,2±5,5 1987,71±0,81 [19]
S12 S0–19 0,286±0,012 2290±100 0,9020±0,0047 54,4±3,5 1995,628±0,016 [19]
1720±110 0,833±0,018 37,3±3,8 1995,758±0,050 [23]
S13 S0–20 0,219±0,058 1750±460 0,395±0,032 36±15 2006,1±1,4 [19]
S14 S0–16 0,225±0,022 1800±180 0,9389±0,0078 38±5,7 2000,156±0,052 [19]
1680±510 0,974±0,016 36±17 2000,201±0,025 [23]
S0–102 S0–102 0,68±0,02 11,5±0,3 2009,5±0,3 [24]

Το παρατηρητήριο ακτίνων γ INTEGRAL έχει ανιχνεύσει ακτίνες γ που αλληλεπιδρούν με το γειτονικό γιγάντιο μοριακό νέφος Τοξότης B2, προκαλώντας την εκπομπή και ακτίνων Χ από αυτό. Η ενέργεια αυτή είχε εκπεμφθεί περίπου 350 χρόνια νωρίτερα από την πηγή Sgr A*, και αν υπήρχαν τα κατάλληλα όργανα θα μπορούσε μάλλον να ανιχνευθεί από τη Γη στα μέσα του 17ου αιώνα. Η ολική ισχύς από αυτό το επεισόδιο (L≈1,5 × 1039 erg/sec) εκτιμάται ότι ήταν 1 εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από ό,τι η παρατηρούμενη σήμερα εκπομπή από τον Τοξότη A* και θα ήταν συγκρίσιμη με αυτή ενός μέσου ενεργού γαλαξιακού πυρήνα.[25][26] Το 2011 αυτό το συμπέρασμα στηρίχθηκε από Ιάπωνες αστρονόμους που παρατηρούσαν το γαλαξιακό κέντρο με τον δορυφόρο Σουζάκου[27].

Το μάγναστρο SGR J1745-2900
Μάγναστρο πολύ κοντά στην πηγή Τοξότης A*, στο κέντρο του Γαλαξία μας.

Ανακάλυψη του νέφους αερίου G2 σε πορεία πτώσεως

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το νέφος αερίου G2, που επισημάνθηκε αρχικώς[28] ως κάτι το ασυνήθιστο σε εικόνες του γαλαξιακού κέντρου το 2002 και έχει μάζα περίπου τριπλάσια της γήινης, επιβεβαιώθηκε ότι μάλλον βρίσκεται σε πορεία που θα το ρίξει στη ζώνη προσαυξήσεως της Sgr A* με μία εργασία[29] που δημοσιεύθηκε στο περιοδικό Nature το 2012. Προβλέψεις της τροχιάς του έτειναν στο ότι θα πλησιάζε σε ελάχιστη απόσταση 36 ωρών φωτός από τη μαύρη τρύπα στις αρχές του 2014 (όπως φαίνεται από τη Γη, στην πραγματικότητα αυτά συνέβησαν πριν από 26.000 χρόνια περίπου), μία απόσταση 3000 φορές μεγαλύτερη της ακτίνας Σβάρτσιλντ. Το σχήμα του G2 είχε παρατηρηθεί να αλλοιώνεται ήδη από το 2009. Κάποιοι προέβλεπαν ότι θα διαλυόταν τελείως από τη συνάντηση αυτή με αποτέλεσμα σημαντική αύξηση των εκπομπών ακτίνων X και άλλων από τον δίσκο προσαυξήσεως της τρύπας.

Ο μέσος ρυθμός με τον οποίο ύλη πέφτει μέσα στη μαύρη τρύπα του Sgr A* είναι ασυνήθιστα μικρός για τη μάζα της[30] Υπήρχε η ελπίδα ότι το πέρασμα του νέφους G2 θα έδινε στους αστρονόμους μια ευκαιρία να μάθουν πολύ περισσότερα για το πώς οι υπερμαζικές μαύρες τρύπες και οι δίσκοι προσαυξήσεώς τους προσλαμβάνουν νέο υλικό. Αρκετά μέσα παρατήρησαν την εγγύτατη προσέγγιση, όπως το Διαστημικό τηλεσκόπιο ακτίνων Χ Τσάντρα, οι διαστημικές αποστολές XMM, EVLA, INTEGRAL, Swift και Fermi.

Ωστόσο, τίποτε δεν παρατηρήθηκε κατά τη διάρκεια της εγγύτατης διελεύσεως και μετά από αυτή. Αστρονόμοι από το UCLA δημοσίευσαν παρατηρήσεις που έγιναν στις 19 και 20 Μαρτίου 2014, συμπεραίνοντας ότι το G2 ήταν ακόμα άθικτο και συνεπώς ότι μάλλον έκρυβε έναν αστέρα στο εσωτερικό του, ο οποίος το συγκράτησε με τη βαρύτητά του, ώστε να μη διαλυθεί[31].

Μία ανάλυση που δημοσιεύθηκε στις 21 Ιουλίου 2014, βασισμένη σε παρατηρήσεις με το Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο (VLT) στη Χιλή, υποστηρίζει την εναλλακτική άποψη ότι το νέφος δεν ήταν μεμονωμένη οντότητα, αλλά μία πυκνότερη μάζα σε ένα συνεχές ρεύμα ύλης. Αυτή η υπόθεση ενισχύεται από το γεγονός ότι το G1, ένα νέφος που είχε περάσει κοντά από τη μαύρη τρύπα 13 χρόνια νωρίτερα, είχε τροχιά σχεδόν ίδια με αυτή του G2, οπότε θα μπορούσαν να συναποτελούν αμφότερα πυκνώματα ενός μεγάλου συνεχούς ρεύματος αέριας ύλης[32].

Σήμερα η πηγή Τοξότης A* παρακολουθείται σε καθημερινή βάση από το τηλεσκόπιο ακτίνων Χ της διαστημικής αποστολής Swift.

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]


Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Reid & Brunthaler 2004
  2. ↑ Overbye, Dennis (8 Ιουνίου 2015). «Black Hole Hunters». NASA. http://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html. Ανακτήθηκε στις 8 Ιουνίου 2015. 
  3. ↑ Overbye, Dennis; Corum, Jonathan; Drakeford, Jason (8 Ιουνίου 2015). «Video: Peering Into a Black Hole». New York Times. ISSN 0362-4331. http://www.nytimes.com/video/science/100000003725182/peering-into-a-black-hole.html. Ανακτήθηκε στις 9 Ιουνίου 2015. 
  4. ↑ 4,0 4,1 Osterbrock & Ferland 2006, σελ. 390
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Doeleman et al. 2008
  6. ↑ Backer & Sramek 1999, § 3
  7. ↑ «Karl Jansky: The Father of Radio Astronomy». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 12 Οκτωβρίου 2015. Ανακτήθηκε στις 21 Οκτωβρίου 2015. 
  8. ↑ Melia 2007, σελ. 2
  9. ↑ «[astro-ph/0305074] The Discovery of Sgr A*». Arxiv.org. 6 Μαΐου 2003. Ανακτήθηκε στις 27 Φεβρουαρίου 2015. 
  10. ↑ "Precessing jets in Sagittarius A - Gas dynamics in the central parsec of the galaxy", R.L. Brown, Astrophysical Journal, Μέρος 1, 262, 1η Νοεμβ. 1982, σσ. 110-119, Bibcode:1982ApJ...262..110B.
  11. ↑ 11,0 11,1 Chou, Felicia· Anderson, Janet· Watzke, Megan (5 Ιανουαρίου 2015). «RELEASE 15-001 - NASA's Chandra Detects Record-Breaking Outburst from Milky Way's Black Hole». NASA. Ανακτήθηκε στις 6 Ιανουαρίου 2015. 
  12. ↑ Schödel et al. 2002
  13. ↑ «Best View Yet of Dusty Cloud Passing Galactic Centre Black Hole». Ανακτήθηκε στις 16 Ιουνίου 2015. 
  14. ↑ Ghez et al. 2003
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 Ghez, A.M. (Δεκέμβριος 2008). «Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits». Astrophysical Journal 689 (2): 1044–1062. doi:10.1086/592738. Bibcode: 2008ApJ...689.1044G. 
  16. ↑ 16,0 16,1 Gillessen et al. 2009
  17. ↑ O'Neill 2008
  18. ↑ «Astronomers reveal first image of the black hole at the heart of our galaxy». www.eso.org (στα Αγγλικά). 12 Μαΐου 2022. Ανακτήθηκε στις 12 Μαΐου 2022. 
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 19,3 19,4 19,5 19,6 Eisenhauer, F. (20 Ιουλίου 2005). «SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month». The Astrophysical Journal 628: 246–259. doi:10.1086/430667. http://iopscience.iop.org/0004-637X/628/1/246/62163.text.html. 
  20. ↑ Schödel et al. 2009
  21. ↑ Schödel, R. (17 Οκτωβρίου 2002). «A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way». Nature 419 (6908): 694–696. doi:10.1038/nature01121. PMID 12384690. Bibcode: 2002Natur.419..694S. https://archive.org/details/sim_nature-uk_2002-10-17_419_6908/page/694. 
  22. ↑ «Orbital Parameters of Stars Orbiting Sgr A*». The Astrophysics Spectator (4.10). 11 Ιουλίου 2007. http://www.astrophysicsspectator.com/tables/MilkyWayCentralStars.html. 
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 Ghez, A.M.; Salim, S.; Hornstein, S.D.; Tanner, A.; Lu, J.R.; Morris, M.; Becklin, E.E.; Duchêne, G. (Μαΐος 2005). «Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole». The Astrophysical Journal 620 (2): 744–757. doi:10.1086/427175. Bibcode: 2005ApJ...620..744G. 
  24. ↑ Meyer, L.; Ghez, A.M.; Schödel, R.; Yelda, S.; Boehle, A.; Lu, J.R.; Do, T.; Morris, M.R. και άλλοι. (4 Οκτωβρίου 2012). «The Shortest Known Period Star Orbiting our Galaxy’s Supermassive Black Hole».
    arXiv:1210.1294
    .    [[arXiv]]:[http://arxiv.org/abs/1210.1294 1210.1294]
''&rft.aulast=Meyer&rft.aufirst=L.&rft.au=Meyer, L.&rft.au=Ghez, A.M.&rft.au=Schödel, R.&rft.au=Yelda, S.&rft.au=Boehle, A.&rft.au=Lu, J.R.&rft.au=Do, T.&rft.au=Morris, M.R.&rft.au=Becklin, E.E.&rft.date=4 Οκτωβρίου 2012&rfr_id=info:sid/el.wikipedia.org:Τοξότης_A*"> 

  • ↑ «Integral rolls back history of Milky Way's super-massive black hole». Hubble News Desk. 28 Ιανουαρίου 2005. http://www.esa.int/SPECIALS/Integral/SEMSKPO3E4E_0.html. Ανακτήθηκε στις 2007-10-31. 
  • ↑ M.G. Revnivtsev (2004). «Hard X-ray view of the past activity of Sgr A* in a natural Compton mirror». Astronomy and Astrophysics 425: L49-L52. doi:10.1051/0004-6361:200400064. Bibcode: 2004A&A...425L..49R. 
  • ↑ M. Nobukawa (2011). «New Evidence for High Activity of the Supermassive Black Hole in our Galaxy». The Astrophysical Journal Letters 739: L52. doi:10.1088/2041-8205/739/2/L52. Bibcode: 2011ApJ...739L..52N. 
  • ↑ Matson, John. «Gas Guzzler: Cloud Could Soon Meet Its Demise in Milky Way's Black Hole». Scientific American. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 19 Ιουνίου 2013. Ανακτήθηκε στις 30 Οκτωβρίου 2012. 
  • ↑ Gillessen, S.; Genzel; Fritz; Quataert; Alig; Burkert; Cuadra; Eisenhauer και άλλοι. (5 Ιανουαρίου 2012). «A gas cloud on its way towards the supermassive black hole at the Galactic Centre». Nature 481: 51–54. doi:10.1038/nature10652. http://www.nature.com/nature/journal/v481/n7379/full/nature10652.html. 
  • ↑ Morris, Mark (4 Ιανουαρίου 2012). «Astrophysics: The Final Plunge». Nature 481: 32–33. doi:10.1038/nature10767. http://www.nature.com/nature/journal/v481/n7379/full/nature10767.html. 
  • ↑ A.M. Ghez; G. Witzel; B. Sitarski; L. Meyer; S. Yelda; A. Boehle; E .E. Becklin; R. Campbell και άλλοι. (2 Μαΐου 2014). «Detection of Galactic Center Source G2 at 3.8 micron during Periapse Passage Around the Central Black Hole». The Astronomer's Telegram (6110). http://www.astronomerstelegram.org/?read=6110. Ανακτήθηκε στις 3 Μαΐου 2014. 
  • ↑ «Why galactic black hole fireworks were a flop : Nature News & Comment». Nature.com. Ανακτήθηκε στις 27 Φεβρουαρίου 2015. 

    • Πηγές

    [Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

    Εξωτερικοί σύνδεσμοι

    [Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]


    Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Τοξότης_A*&oldid=10826840"