Centrum Galaktyki: Różnice pomiędzy wersjami

== Obserwacje Centrumcentrum Galaktyki ==

[[Układ współrzędnych równikowych równonocnych|Współrzędne]] Centrumcentrum Galaktyki zostały po raz pierwszy wyznaczone przez [[Harlow Shapley|Harlowa Shapleya]] w 1918 roku na podstawie badania rozkładu [[gromada kulista|gromad kulistych]]. W układzie równikowym współrzędne te wynoszą:

* [[rektascencjarektascensja]]: {{RA|17^h|45^m|40,04^s}}

* [[deklinacja (astronomia)|deklinacja]]: {{DEC|−29° |00' |28,1"}} ([[J2000]])

Ponieważ w płaszczyźnie dysku Galaktyki znajdują się znaczne ilości gazu i pyłu, absorbującego [[promieniowanie optyczne]], nadfioletowe[[nadfiolet]]owe i miękkie [[promieniowanie rentgenowskie]], Centrumcentrum Galaktyki nie może być bezpośrednio obserwowane w tych zakresach [[widmo promieniowania elektromagnetycznego|widmowych]]. Obserwacje [[emisja promieniowania|emisji promieniowania]] z tego obszaru prowadzi się w zakresie [[fale radiowe|radiowym]], [[fale milimetrowe|fal milimetrowych]], w [[promieniowanie podczerwone|podczerwieni]], a także w zakresie twardego [[promieniowanie rentgenowskie|promieniowania rentgenowskiego]] i [[promieniowanie gamma|promieniowania gamma]].

Obserwacje w podczerwieni pokazują istnienie trzech strug ciepłego, częściowo [[jon|zjonizowanego]] gazu, które tworzą tzw. mini-spiralęminispiralę. Sgr A* i mini-spiralaminispirala otoczone są pierścieniem złożonym z mieszaniny neutralnego [[atom]]owego i [[molekuła|molekularnego]] gazu z domieszką pyłu<ref>{{Cytuj stronę| url=http://de.arxiv.org/abs/0903.0886| tytuł=Gas infall towards Sgr A* from the clumpy circumnuclear disk| język=en}}</ref>. Widoczne są też liczne gwiazdy.

Obserwacje rentgenowskie pozwalają stwierdzić istnienie także gorącej materii o temperaturze około miliona [[kelwin|K]], szczególnie w bezpośrednich okolicach czarnej dziury. Oprócz świecenia gorącego gazu obserwuje się też liczne rozbłyski rentgenowskie (a także radiowe i podczerwone) z okolic SaggitariusaSagittariusa A*.

Badanie ruchu gwiazd pozwoliło na wyznaczenie masy centralnej czarnej dziury. Wartość masy otrzymana na podstawie ruchu gwiazdy S02[[S2 (gwiazda)|S0-2]], która wykonała już niemal kompletny obieg wokół Sgr A*, wynosi 4,33±0,06 milionów [[masa Słońca|mas Słońca]], natomiast analiza w oparciu o ruch tej i dodatkowo 27 innych gwiazd daje wartość 4,31±0,06 milionów mas Słońca<ref>{{Cytuj stronę| autor=Gillessen et al., 2008| tytuł=Monitoring stellar orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center| url=http://arxiv.org/abs/0810.4674| język=en}}</ref>. [[Błąd pomiaru]] może być jednak większy ze względu na [[błąd systematyczny|systematyczny błąd]] wyznaczenia odległości do centrum Galaktyki.

Otoczenie [[Sagittarius A*|Sgr A*]] to liczne młode gwiazdy [[ciąg główny|ciągu głównego]] typu O lub B. Te właśnie jasne gwiazdy, krążące blisko Sgr A* posłużyły do wyznaczenia masy centralnej czarnej dziury. Oprócz nich istnieją liczne znacznie starsze gwiazdy, a ocena ich wieku wskazuje na szereg okresów wzmożonej formacji gwiazd. Dla ponad 6000 gwiazd zawartych w promieniu 1 pc zbadano ruch własny<ref>{{Cytuj stronę| autor=Schoedel et al., 2009| tytuł=The nuclear star cluster of the Milky Way: proper motions and mass| url=http://de.arxiv.org/abs/0902.3892| język=en}}</ref>. Obserwacje utrudnia ogromne zagęszczenie gwiazd i niezbędne jest wykorzystanie [[optyka aktywna|optyki aktywnej]]. Pewna cześćczęść masy gwiazd jest też prawdopodobnie zawarta w formie nieświecących pozostałości po ewolucji gwiazdowej, takich jak czarne dziury, [[gwiazda neutronowa|gwiazdy neutronowe]] lub [[biały karzeł|białe karły]].

Zagadkę stanowi pochodzenie młodych gwiazd. Badanie ich dynamiki pokazało, że nie krążą one przypadkowo wokół Sgr A*, ale tworzą dwa pierścienie<ref>{{Cytuj stronę| url=http://de.arxiv.org/abs/astro-ph/0601268| tytuł=The Two Young Star Disks in the Central Parsec of the Galaxy: Properties, Dynamics and Formation| język=en}}</ref>, co sugeruje wspólne pochodzenie gwiazd z pierwotnych gazowych pierścieni. Z drugiej jednak strony utworzenie gwiazd w takim pierścieniu wydaje się nieprawdopodobne ze względu na silne [[siła pływowa|siły pływowe]], pochodzące od centralnej czarnej dziury. Dlatego zagadnienie to jest nadal intensywnie badane<ref>{{Cytuj stronę| autor=Nayaksin, Quadra & Springel, 2007| tytuł=Simulations of star formation in a gaseous disc around sgr A* – a failed AGN| url=http://de.arxiv.org/abs/astro-ph/0701141| język=en}}</ref>.

[[Kategoria:{{Droga Mleczna]]}}