Надмасивна чорна діра — чорна діра з масою близько 105—1010мас Сонця[]. Станом на 2014 рік надмасивні чорні діри виявлено в центрах багатьох галактик, зокрема, у Чумацькому Шляху. Надмасивні чорні діри мають специфічні властивості, які відрізняють їх від менших чорних дір:
- Парадоксально, проте середня густина надмасивної чорної діри може бути дуже малою (але не менше щільності повітря). Це пояснюється тим, що радіус Шварцшильда прямо пропорційний масі, а щільність — обернено пропорційна об'єму. Оскільки об'єм кулястого об'єкта прямо пропорційний кубу радіуса, а маса росте лише лінійно, то об'єм зростає швидше, ніж маса. У результаті середня густина чорної діри зменшується зі збільшенням її радіусу.
- Припливні сили біля горизонту подій значно слабші через те, що центральна сингулярність розташована настільки далеко від горизонту, що гіпотетичний астронавт, який подорожує до центру чорної діри, може не відчути впливу екстремальних припливних сил доки не зануриться в неї досить глибоко.
Формування
Загальноприйнятої теорії утворення надмасивних чорних дір немає. Існує декілька гіпотез, найочевиднішою з яких є гіпотеза поступового збільшення маси чорної діри шляхом акреції речовини на чорну діру зоряної маси. Інша гіпотеза припускає, що надмасивні чорні діри утворюються під час колапсу великих газових хмар і перетворюються на релятивістську зорю з масою в кількасот тисяч сонячних мас або більше. Така зоря швидко стає нестабільною до радіальних збурень внаслідок утворення електронно-позитронних пар у її ядрі, і може сколапсувати відразу в чорну діру. При цьому колапс відбувається минаючи стадію наднової, коли вибух розкидав би більшу частину маси, не дозволивши утворитися надмасивній чорній дірі. Ще одна модель припускає, що надмасивні чорні діри могли утворитися в результаті колапсу щільних зоряних скупчень, коли негативна тепломісткість системи призводить дисперсію швидкості в ядрі до релятивістських значень. Нарешті, первинні чорні діри могли утворюватися з початкових збурень відразу після Великого вибуху. Важкість виникнення надмасивної чорної діри полягає в тому, що достатня для цього кількість речовини повинна бути сконцентрована у відносно невеликому об'ємі. Для цього у речовини має бути дуже малий початковий кутовий момент, тобто, повільне обертання. Звичайно швидкість акреції на чорну діру обмежена саме кутовим моментом падаючої речовини, який має бути в основному переданий назовні, що й обмежує швидкість зростання маси чорної діри (див. Акреційний диск).
У переліку кандидатів у чорні діри, за якими ведеться спостереження, є провал у розподілі мас. Є чорні діри зоряних мас, які утворюються в результаті колапсу зір, маса яких доходить, імовірно до 33 M☉. Мінімальна маса надмасивних чорних дір становить близько 105 M☉. Між цими значеннями мають бути чорні діри проміжних мас, але відома лише єдина така чорна діра (HLX-1, яку знайшов австралійський радіотелескоп CSIRO 9 липня 2012 року), що є аргументом на користь різних механізмів утворення легких і важких чорних дір. Деякі астрофізичні моделі, однак, пояснюють характерні особливості над'яскравих рентгенівських джерел, як такі, що містять саме чорні діри проміжних мас.
Виявлення надмасивних чорних дір
На сьогодні єдиний достовірний спосіб відрізнити чорну діру від об'єкта іншого типу полягає в тому, щоб виміряти масу та розміри об'єкта й порівняти його радіус із гравітаційним радіусом, який визначається формулою
,
де — гравітаційна постійна, — маса об'єкта, — швидкість світла.
На жаль, роздільна здатність телескопів недостатня до того, щоб розрізняти ділянки простору розміром близько гравітаційного радіуса чорної діри. Тому в ідентифікації надмасивних об'єктів як чорних дір є відносний рівень похибки. Вважається, що визначена верхня межа маси цих об'єктів недостатня, щоб розглядати їх як скупчення білих або коричневих карликів, нейтронних зір, чорних дір звичайної маси. Існує багато способів виявити масу й орієнтовні розміри надмасивного тіла, однак більшість із них засновані на вимірах характеристик орбіт об'єктів, які обертаються довкола них (зір, радіоджерел, газових дисків). У найпростішому випадку обертання відбувається кеплерівськими орбітами, про що каже пропорційність швидкості обертання супутника квадратному кореню з великої півосі орбіти:
.
У цьому випадку маса центрального тіла визначається за відомою формулою
.
Нерідко, коли об'єкти-супутники являють собою суцільне середовище (газовий диск, щільне зоряне скупчення), яке своїм тяжінням впливає на характеристики орбіти, радіальний розподіл маси в ядрі галактики виходить шляхом рішення т.зв. беззіткненного рівняння Бернуллі.
Метод відношення маса-світність
Основним методом пошуку надмасивних чорних дір на сьогодення є дослідження розподілу яскравості й швидкості руху зір залежно від відстані до центру галактики. Розподіл яскравості визначається фотометричними методами під час фотографування галактик з великою роздільною здатністю, а розподіл швидкості зір — за червоним зміщенням і розширенням ліній поглинання в спектрах зір.
Маючи розподіл швидкості зір можна знайти радільний розподіл мас у галактиці. Наприклад, при еліптичній симетрії поля швидкостей рішення рівняння Бернуллі дає наступний результат:
,
де — швидкість обертання, і — радіальна й азимутальна проєкції дисперсії швидкості, — гравітаційна стала, — щільність зоряної речовини, яка звичайно вважається пропорційною світності. Оскільки чорна діра має більшу масу за низької світності, однією з ознак наявності в центрі галактики надмасивної чорної діри може слугувати високе відношення маси до світності для ядра галактики. Щільне скупчення звичайних зір має відношення близько одиниці (маса й світність виражаються в одиницях маси й світності Сонця), тому значення (для деяких галактик ), є ознакою наявності надмасивної чорної діри. Можливі, однак альтернативні пояснення цього феномену: скупчення білих чи коричневих карликів, нейтронних зір, чорних дір звичайної маси.
Вимірювання швидкості обертання газу
Останнім часом завдяки підвищенню роздільної здатності телескопів стало можливим спостерігати й вимірювати швидкість руху окремих об'єктів безпосередньо біля центрів галактик. Так, за допомогою спектрографа FOS (Faint Object Spectrograph) космічного телескопа «Хаббл» групою під керівництвом Х. Форда була виявлена газова структура, що обертається в центрі галактики M87. Швидкість обертання газу на відстані близько 60 св. років від центру галактики становила 550 км/с, що у разі кеплерівської орбіти відповідає масі центрального тіла близько 3× 109 мас Сонця. Попри велетенську масу центрального об'єкта, не можна бути впевненим, що він являє собою чорну діру, оскільки гравітаційний радіус такої діри становить близько 0,001 св. року.
Вимірювання швидкості мікрохвильових джерел
1995 року група під керівництвом Дж. Морана спостерігала точкові мікрохвильові джерела, які обертались безпосередньо біля центру галактики NGC 4258. Спостереження проводились за допомогою радіоінтерферометра, який включав мережу наземних радіотелескопів, що дозволило спостерігати центр галактики з кутовою роздільною здатністю 0,001". Всього було знайдено 17 компактних джерел, які розташовані в дископодібній структурі радіусом 10 св. років. Джерела обертались відповідно до кеплерівського закону (швидкість обертання обернено пропорційна квадратному кореню з відстані), звідки маса центрального об'єкта була оцінена як 4× 107 мас сонця, а верхня межа радіусу ядра — 0,04 св. року.
Спостереження траєкторій окремих зір
В 1993–1996 роках А. Екарт и Р. Генцель спостерігали рух окремих зір в околицях нашого центру Галактики. Спостереження проводились в інфрачервоних променях, для яких міжзоряний пил поблизу ядра галактики не є перешкодою. У результаті вдалося виміряти параметри руху 39 зір, які перебували на відстані від 0,13 до 1,3 св. року від центру Галактики. Було встановлено, що рух зір відповідає кеплерівським законам, центральне тіло масою 2,5× 106 M☉ і радіусом не більше 0,05 св. роки відповідає розташуванню компактного радіоджерела Стрілець A (Sgr A).
Надмасивна чорна діра в центрі Чумацького шляху
Маса надмасивної чорної діри за різними оцінками становить від 2-х до 5-ти мільйонів сонячних мас.
Спостереження в радіодіапазоні
Довгий час центр нашої Галактики, приблизне положення якого (сузір'я Стрільця) було відомо за оптичними спостереженнями, не був асоційований ні з яким компактним астрономічним об'єктом. Тільки в 1960 Дж. Оорт і Г. Рогур встановили, що безпосередньо біля галактичного центру (на кутовій відстані менш ніж 0,03°) перебуває радіоджерело Стрілець A* (Sgr A). У 1966 році Д.Даунс і А. Максвел, узагальнивши дані радіоспостережень у дециметровому й сантиметровому діапазонах, дійшли висновку, що мале ядро Галактики являє собою об'єкт діаметром 10 пк, пов'язаний із джерелом Стрілець-А. До початку 1970-х років завдяки спостереженням у радіохвильовому діапазоні було відомо, що радіоджерело Стрілець-А має складну просторову структуру. У 1971 р. Дауніс і Мартін, проводячи спостереження на Кембриджському 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, які перебувають на відстані 1' одна від одної: східна частина (Sgr A) випромінює радіохвильовий спектр нетеплової природи, а західна (Sgr A*) являє собою радіовипромінну хмару гарячого іонізованого газу діаметром близько 45" (1,8 пс). 1974 року Б. Балік та С. Сандерс на 43-метровому радіотелескопі Національної радіоастрономічної обсерваторії (NRAO) виконали картографування радіоджерела Стрілець-А на частотах 2,7 і 8,1 ГГц з роздільною здатністю 2". Було виявлено, що обидва радіоджерела являють собою компактні утворення діаметром менш ніж 10" (0,4 пс), оточені хмарами гарячого газу.
Початок спостережень в інфрачервоному діапазоні
Аж до кінця 1960-х років не існувало ефективних інструментів для вивчення центральних ділянок Галактики, оскільки щільні хмари космічного пилу, що закривають від спостерігача галактичне ядро, повністю поглинають видиме випромінювання, яке йде від ядра і значно ускладнюють роботу в радіодіапазоні. Ситуація докорінно змінилася завдяки розвитку інфрачервоної астрономії, для якої космічний пил практично прозорий. Ще в 1947 році Стеббінс та А. Уітфорд, використовуючи фотоелемент, сканували галактичний екватор на довжині хвилі 1,03 мкм, однак не виявили дискретного інфрачервоного джерела. В. І. Мороз 1961 року зробив аналогічне сканування околиць Sgr A на хвилі 1,7 мкм і також зазнав невдачі. 1966 року Е. Беклін сканував район Sgr A в діапазоні 2,0-2,4 мкм і вперше виявив джерело, яке за положенням і розмірами відповідало радіоджерелу Стрілець-А. 1968 року Е. Беклін та Г. Нейгебауер провели сканування для довжин хвиль 1,65, 2,2 і 3,4 мкм з роздільною здатністю 0,08-1,8" і виявили об'єкт складної структури, який складається з основного інфрачервоного джерела діаметром 5', компактного об'єкта всередині нього, розширеної фонової області і декількох компактних зореподібних джерел безпосередньо біля основного джерела. У середині 1970-х років починається дослідження динамічних характеристик об'єктів. 1976 року Е. Волман спектральними методами (використовувалась лінія випромінення неону Ne II з довжиною хвилі 12,8 мкм) досліджував швидкість руху газів, на ділянці діаметром 0,8 пс довкола галактичного центру. Спостереження показали симетричний рух газу зі швидкостями 75 км/c. Згідно з отриманими даними Волман здійснив одним із перших спробував оцінити масу об'єкта, який імовірно перебуває в центрі галактики. Обчислена ним верхня межа маси становила 4× 106 мас Сонця.
Виявлення компактних інфрачервоних джерел
Подальше збільшення роздільної здатності телескопів дозволило виділити в газовій хмарі, яка оточує центр галактики, декілька компактних інфрачервоних джерел. 1975 року Е. Беклін і Г. Нейгебауер склали інфрачервону карту центру Галактики для довжин хвиль 2,2 і 10 мкм з роздільною здатністю 2,5", на якій виділили 20 окремих джерел, які отримали назву IRS1—IRS20. Чотири з них (1, 2, 3, 5) позиційно збіглися з відомими за радіоспостереженнями компонентами радіоджерела Sgr A. Природа виділених джерел довгий час обговорювалась. Одне з них (IRS 7) було ідентифіковано як молода зоря-надгігант, декілька інших — як молоді гіганти. IRS 16 виявився дуже щільним (106 мас Сонця на пс³) скупченням зір-гігантів і карликів. Інші джерела імовірно були компактними хмарами H II й планетарними туманностями, у деяких із них були зоряні компоненти. Променева швидкість окремих джерел лежала в межах ±260 км/c, діаметр становив 0,1—0,45 пс, маса 0,1—10 мас Сонця, відстань до центра Галактики 0,05—1,6 пс. Маса центрального об'єкта оцінювалась як 3× 106 мас Сонця, таким самим був порядок маси, розподіленої на ділянці радіусом 1 пс довкола центра. Оскільки імовірна похибка при обчисленні мас була того ж порядку, припускалася відсутність центрального тіла, при якому розподілена в радіусі 1 пс маса оцінювалась як 0,8-1,6× 107 мас Сонця.
Наступне десятиліття характеризувалося поступовим зростанням роздільної здатності оптичних приладів та виявленням все більш докладної структури інфрачервоних джерел. До 1985 року стало зрозуміло, що найімовірнішим місцем перебування центральної чорної діри є джерело, позначене як IRS 16. Були виявлені також два потужних потоки іонізованого газу, один з яких обертався по круговій орбіті на відстані 1,7 пс від центру Галактики, а другий — по параболічній на відстані 0,5 пс. Маса центрального тіла, розрахована за швидкістю цих потоків становила 4,7× 106 мас Сонця за першим потоком і 3,5× 106 мас Сонця — за другим.
Спостереження окремих зір
1991 року почав роботу інфрачервоний матричний детектор SHARP I на 3,5-метровому телескопі Європейської південної обсерваторії (ESO) в Ла-Силла (Чилі). Камера діапазону 1-2,5 мкм забезпечувала роздільну здатність 50 кутових мкс на 1 піксель матриці. Окрім того, було встановлено 3D-спектрометр на 2,2-метровому телескопі тієї самої обсерваторії. З появою інфрачервоних детекторів високої роздільної здатності стало можливим спостерігати на центральних ділянках галактики окремі зорі. Вивчення їх спектральних характеристик показувало, показало, що більшість із них є молодими зорями віком декілька мільйонів років. Всупереч раніше прийнятим поглядам, було встановлено, що в околицях надмасивної чорної діри активно відбувається процес зореутворення. Вважають, що джерелом газу для цього процесу є два плоскі акреційні газові кільця, які були знайдені в центрі Галактики в 1980-х роках. Однак внутрішній діаметр цих кілець занадто великий, щоб пояснити процес зореутворення безпосередній біля чорної діри. Зорі, які перебувають у радіусі 1" від чорної діри (так звані «S-зорі») мають випадковий напрямок орбітальних моментів, що суперечить акреційному сценарію їх виникнення. Передбачається, що це гарячі ядра червоних гігантів, які утворились у віддалених районах Галактики, а потім мігрували в центральну зону, де їх зовнішні оболонки були зірвані припливними силами чорної діри. До 1996 року було відомо понад 600 зір на ділянці діаметром близько парсека (25") довкола радіоджерела Стрілець А*, а для 220 з них були надійно визначені радіальні швидкості. Оцінка маси центрального тіла становила 2-3× 106 мас Сонця, радіуса — 0,2 св. роки. У жовтні 2009 року роздільна здатність інфрачервоних детекторів досягла 0.0003" (що на відстані 8 кпс відповідає 2.5 а.е.). Кількість зір у межах 1 пс від центру Галактики, для яких виміряно параметри руху, перевищила 6000. Розраховано досить точні орбіти для найближчих до центру Галактики 28 зір, найцікавішою серед яких є зоря S2. За час спостерігань (1992–2007), вона зробила повний оберт довкола чорної діри, що дозволило з більшою ймовірністю оцінити її параметри. Період обертання S2 становить 15,8 ± 0,11 року, 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. Точний вимір параметрів орбіти S2, яка виявилася близькою до кеплерівської, дозволило з високою точністю оцінити масу центрального тіла. За останніми оцінками вона дорівнює
де похибка 0,06 зумовлена похибками вимірювання параметрів орбіти зорі S2, а похибка 0,36 — похибками вимірювання відстані від Сонця до центру Галактики R0.
Найточніші сучасні оцінки відстані до центру галактики дають
Перерахунок маси центрального тіла у разі зміни оцінки відстані здійснюється за формулою
Гравітаційний радіус чорної діри масою 4× 106 мас Сонця становить приблизно 12 млн км або 0,08 а. е., тобто в 1400 разів менше, ніж найближча відстань, на яку підходила до центрального тіла зоря S2. Однак серед дослідників практично немає сумнівів, що центральний об'єкт не є скупченням зір малої світності або чорних дір чи нейтронних зір, оскільки сконцентровані в такому малому об'ємі вони за короткий час неминуче б злилися в єдиний надмасивний об'єкт, який не може бути нічим іншим, окрім чорної діри.
Надмасивні чорні діри за межами нашої галактики
- надмасивна чорна діра масою близько 66 млрд M☉ пов'язана з TON 618 — надзвичайно яскравим радіогучним квазаром, розташованим поблизу Північного полюса Галактики в сузір'ї Гончих Псів.
- чорна діра за межами нашої галактики в квазарі OJ 287, який перебуває на відстані 3,5 млрд світових років. Вона є подвійною системою чорних дір, більша з яких має масу, що дорівнює 18 млрд M☉, фактично — це маса невеликої галактики.[]
- Другою за масою є чорна діра в центрі галактики NGC 1277 — 17 млрд M☉, що становить 14% маси всієї галактики.
- Ще одна надмасивна чорна діра, має масу в 10 млрд M☉. Вона розташована в сузір'ї Великої Ведмедиці на відстані 12,7 млрд світлових років від Землі.
Примітки
- . Архів оригіналу за 28 лютого 2011. Процитовано 19 вересня 2015.
- . The Independent (англ.). 13 травня 2022. Архів оригіналу за 13 травня 2022. Процитовано 13 травня 2022.
- . Архів оригіналу за 27 травня 2015. Процитовано 16 вересня 2015.
- Nease, Eric (9 липня 2012). . The Bunsen Burner. Phillips Cronkite Media Group. Архів оригіналу за 13 липня 2012. Процитовано 9 липня 2012.
- Winter, L.M.; et al. (Oct 2006). XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies. Astrophysical Journal. 649: 730—752. doi:10.1086/506579.
- Kormendy J., Richstone D. Inward Bound – the Search of Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 1995. — Vol. 33. — С. 581.
- Harms, Richard J.; Ford, Holland C.; Tsvetanov, Zlatan I.; Hartig, George F.; Dressel, Linda L.; Kriss, Gerard A.; Bohlin, Ralph; Davidsen, Arthur F.; Margon, Bruce; Kochhar, Ajay K. HST FOS spectroscopy of M87: Evidence for a disk of ionized gas around a massive black hole // Astrophysical Journal, Part 2 - Letters. — 1994. — Vol. 435, № 1. — С. L35–L38.
- Greenhill, L. J.; Jiang, D. R.; Moran, J. M.; Reid, M. J.; Lo, K. Y.; Claussen, M. J. Detection of a Subparsec Diameter Disk in the Nucleus of NGC 4258 // Astrophysical Journal. — 1995. — Vol. 440. — С. 619.
- Eckart, A.; Genzel, R. Observations of stellar proper motions near the Galactic Centre // Nature. — 1996. — Vol. 383. — С. 415—417.
- Oort, J. H.; Rougoor, G. W. The position of the galactic centre // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1960. — Vol. 121. — С. 171.
- Downes, D.; Maxwell, A. Radio Observations of the Galactic Center Region // Astrophysical Journal. — 1966. — Vol. 146. — С. 653.
- Downes, D.; Martin, A. H. M. Compact Radio Sources in the Galactic Nucleus // Nature. — 1971. — Vol. 233. — С. 112–114.
- Balick, Bruce; Sanders, Robert H. Radio Fine Structure in the Galactic Center // Astrophysical Journal. — 1974. — Vol. 192. — С. 325–336.
- Stebbins, Joel; Whitford, A. E. Infrared radiation from the region of the galactic center // Astrophysical Journal. — 1947. — Vol. 52. — С. 131.
- Moroz, V. I. An Attempt to Observe the Infrared Radiation of the Galactic Nucleus // Astronomicheskii Zhurnal. — 1961. — Vol. 38. — С. 487.
- Becklin, E. E.; Neugebauer, G. Infrared Observations of the Galactic Center // Astrophysical Journal. — 1968. — Vol. 151. — С. 145.
- Wollman, E. R.; Geballe, T. R.; Lacy, J. H.; Townes, C. H.; Rank, D. M. Spectral and spatial resolution of the 12.8 micron NE II emission from the galactic center // Astrophysical Journal. — 1976. — Т. 205. — С. L5—L9.
- Becklin, E. E.; Neugebauer, G. High-resolution maps of the galactic center at 2.2 and 10 microns // Astrophysical Journal. — 1975. — Т. 200. — С. L71—L74.
- Becklin, E. E.; Matthews, K.; Neugebauer, G.; Willner, S. P. Infrared observations of the galactic center. I - Nature of the compact sources // Astrophysical Journal, Part 1. — 1978. — Т. 219. — С. 121—128.
- Lacy, J. H.; Townes, C. H.; Geballe, T. R.; Hollenbach, D. J. Observations of the motion and distribution of the ionized gas in the central parsec of the Galaxy. II // Astrophysical Journal, Part 1. — 1980. — Т. 241. — С. 132—146.
- Serabyn, E.; Lacy, J. H. Forbidden NE II observations of the galactic center - Evidence for a massive block hole // Astrophysical Journal, Part 1. — 1985. — Т. 293. — С. 445—458.
- Martins, F.; Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Genzel, R.; Ott, T.; Trippe, S. On the Nature of the Fast-Moving Star S2 in the Galactic Center // The Astrophysical Journal. — 2008. — Vol. 672. — С. L119-L122.
- Schödel, R.; Merritt, D.; Eckart, A. The nuclear star cluster of the Milky Way: proper motions and mass // Astronomy and Astrophysics. — 2009. — Vol. 502. — С. 91–111.
- Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Trippe, S.; Alexander, T.; Genzel, R.; Martins, F.; Ott, T. Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center // The Astrophysical Journal. — 2009. — Vol. 692. — С. 1075-1109.
- . Архів оригіналу за 28 вересня 2015. Процитовано 27 вересня 2015.
- . Архів оригіналу за 28 вересня 2015. Процитовано 27 вересня 2015.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Nadmasivna chorna dira chorna dira z masoyu blizko 105 1010mas Soncya vidsutnye v dzhereli Stanom na 2014 rik nadmasivni chorni diri viyavleno v centrah bagatoh galaktik zokrema u Chumackomu Shlyahu Nadmasivni chorni diri mayut specifichni vlastivosti yaki vidriznyayut yih vid menshih chornih dir Paradoksalno prote serednya gustina nadmasivnoyi chornoyi diri mozhe buti duzhe maloyu ale ne menshe shilnosti povitrya Ce poyasnyuyetsya tim sho radius Shvarcshilda pryamo proporcijnij masi a shilnist oberneno proporcijna ob yemu Oskilki ob yem kulyastogo ob yekta pryamo proporcijnij kubu radiusa a masa roste lishe linijno to ob yem zrostaye shvidshe nizh masa U rezultati serednya gustina chornoyi diri zmenshuyetsya zi zbilshennyam yiyi radiusu Priplivni sili bilya gorizontu podij znachno slabshi cherez te sho centralna singulyarnist roztashovana nastilki daleko vid gorizontu sho gipotetichnij astronavt yakij podorozhuye do centru chornoyi diri mozhe ne vidchuti vplivu ekstremalnih priplivnih sil doki ne zanuritsya v neyi dosit gliboko Zverhu nadmasivna chorna dira yaka poglinaye zoryu v uyavi hudozhnika Znizu zobrazhennya sho priblizno demonstruye nadmasivnu chornu diru v galaktici RXJ 1242 11 Livoruch v rentgenivskomu viprominenni Pravoruch v optichnomu diapazoni Cya stattya pro chornu diru Pro pisnyu Muse div Supermassive Black Hole pisnya Muse FormuvannyaNadmasivna chorna dira i yiyi akrecijnij disk v uyavi hudozhnika Dzherelo NASA JPL Caltech Zagalnoprijnyatoyi teoriyi utvorennya nadmasivnih chornih dir nemaye Isnuye dekilka gipotez najochevidnishoyu z yakih ye gipoteza postupovogo zbilshennya masi chornoyi diri shlyahom akreciyi rechovini na chornu diru zoryanoyi masi Insha gipoteza pripuskaye sho nadmasivni chorni diri utvoryuyutsya pid chas kolapsu velikih gazovih hmar i peretvoryuyutsya na relyativistsku zoryu z masoyu v kilkasot tisyach sonyachnih mas abo bilshe Taka zorya shvidko staye nestabilnoyu do radialnih zburen vnaslidok utvorennya elektronno pozitronnih par u yiyi yadri i mozhe skolapsuvati vidrazu v chornu diru Pri comu kolaps vidbuvayetsya minayuchi stadiyu nadnovoyi koli vibuh rozkidav bi bilshu chastinu masi ne dozvolivshi utvoritisya nadmasivnij chornij diri She odna model pripuskaye sho nadmasivni chorni diri mogli utvoritisya v rezultati kolapsu shilnih zoryanih skupchen koli negativna teplomistkist sistemi prizvodit dispersiyu shvidkosti v yadri do relyativistskih znachen Nareshti pervinni chorni diri mogli utvoryuvatisya z pochatkovih zburen vidrazu pislya Velikogo vibuhu Vazhkist viniknennya nadmasivnoyi chornoyi diri polyagaye v tomu sho dostatnya dlya cogo kilkist rechovini povinna buti skoncentrovana u vidnosno nevelikomu ob yemi Dlya cogo u rechovini maye buti duzhe malij pochatkovij kutovij moment tobto povilne obertannya Zvichajno shvidkist akreciyi na chornu diru obmezhena same kutovim momentom padayuchoyi rechovini yakij maye buti v osnovnomu peredanij nazovni sho j obmezhuye shvidkist zrostannya masi chornoyi diri div Akrecijnij disk U pereliku kandidativ u chorni diri za yakimi vedetsya sposterezhennya ye proval u rozpodili mas Ye chorni diri zoryanih mas yaki utvoryuyutsya v rezultati kolapsu zir masa yakih dohodit imovirno do 33 M Minimalna masa nadmasivnih chornih dir stanovit blizko 105 M Mizh cimi znachennyami mayut buti chorni diri promizhnih mas ale vidoma lishe yedina taka chorna dira HLX 1 yaku znajshov avstralijskij radioteleskop CSIRO 9 lipnya 2012 roku sho ye argumentom na korist riznih mehanizmiv utvorennya legkih i vazhkih chornih dir Deyaki astrofizichni modeli odnak poyasnyuyut harakterni osoblivosti nad yaskravih rentgenivskih dzherel yak taki sho mistyat same chorni diri promizhnih mas Viyavlennya nadmasivnih chornih dirNa sogodni yedinij dostovirnij sposib vidrizniti chornu diru vid ob yekta inshogo tipu polyagaye v tomu shob vimiryati masu ta rozmiri ob yekta j porivnyati jogo radius iz gravitacijnim radiusom yakij viznachayetsya formuloyu Rg 2GMc2 displaystyle R g 2GM over c 2 de G displaystyle G gravitacijna postijna M displaystyle M masa ob yekta c displaystyle c shvidkist svitla Na zhal rozdilna zdatnist teleskopiv nedostatnya do togo shob rozriznyati dilyanki prostoru rozmirom blizko gravitacijnogo radiusa chornoyi diri Tomu v identifikaciyi nadmasivnih ob yektiv yak chornih dir ye vidnosnij riven pohibki Vvazhayetsya sho viznachena verhnya mezha masi cih ob yektiv nedostatnya shob rozglyadati yih yak skupchennya bilih abo korichnevih karlikiv nejtronnih zir chornih dir zvichajnoyi masi Isnuye bagato sposobiv viyaviti masu j oriyentovni rozmiri nadmasivnogo tila odnak bilshist iz nih zasnovani na vimirah harakteristik orbit ob yektiv yaki obertayutsya dovkola nih zir radiodzherel gazovih diskiv U najprostishomu vipadku obertannya vidbuvayetsya keplerivskimi orbitami pro sho kazhe proporcijnist shvidkosti obertannya suputnika kvadratnomu korenyu z velikoyi pivosi orbiti V GMr displaystyle V sqrt GM over r U comu vipadku masa centralnogo tila viznachayetsya za vidomoyu formuloyu M V2rG displaystyle M V 2 r over G Neridko koli ob yekti suputniki yavlyayut soboyu sucilne seredovishe gazovij disk shilne zoryane skupchennya yake svoyim tyazhinnyam vplivaye na harakteristiki orbiti radialnij rozpodil masi v yadri galaktiki vihodit shlyahom rishennya t zv bezzitknennogo rivnyannya Bernulli Metod vidnoshennya masa svitnist Osnovnim metodom poshuku nadmasivnih chornih dir na sogodennya ye doslidzhennya rozpodilu yaskravosti j shvidkosti ruhu zir zalezhno vid vidstani do centru galaktiki Rozpodil yaskravosti viznachayetsya fotometrichnimi metodami pid chas fotografuvannya galaktik z velikoyu rozdilnoyu zdatnistyu a rozpodil shvidkosti zir za chervonim zmishennyam i rozshirennyam linij poglinannya v spektrah zir Mayuchi rozpodil shvidkosti zir V r displaystyle V r mozhna znajti radilnij rozpodil mas M r displaystyle M r u galaktici Napriklad pri eliptichnij simetriyi polya shvidkostej rishennya rivnyannya Bernulli daye nastupnij rezultat M r V2rG sr2rG dln ndln r dln sr2dln r 1 s82sr2 1 sϕ2sr2 displaystyle M r V 2 r over G sigma r 2 r over G left d ln nu over d ln r d ln sigma r 2 over d ln r left 1 sigma theta 2 over sigma r 2 right left 1 sigma phi 2 over sigma r 2 right right de V displaystyle V shvidkist obertannya sr s8 displaystyle sigma r sigma theta i sϕ displaystyle sigma phi radialna j azimutalna proyekciyi dispersiyi shvidkosti G displaystyle G gravitacijna stala n displaystyle nu shilnist zoryanoyi rechovini yaka zvichajno vvazhayetsya proporcijnoyu svitnosti Oskilki chorna dira maye bilshu masu za nizkoyi svitnosti odniyeyu z oznak nayavnosti v centri galaktiki nadmasivnoyi chornoyi diri mozhe sluguvati visoke vidnoshennya masi do svitnosti M L displaystyle M L dlya yadra galaktiki Shilne skupchennya zvichajnih zir maye vidnoshennya M L displaystyle M L blizko odinici masa j svitnist virazhayutsya v odinicyah masi j svitnosti Soncya tomu znachennya M L gt 1 displaystyle M L gt 1 dlya deyakih galaktik M L gt 1000 displaystyle M L gt 1000 ye oznakoyu nayavnosti nadmasivnoyi chornoyi diri Mozhlivi odnak alternativni poyasnennya cogo fenomenu skupchennya bilih chi korichnevih karlikiv nejtronnih zir chornih dir zvichajnoyi masi Vimiryuvannya shvidkosti obertannya gazu Ostannim chasom zavdyaki pidvishennyu rozdilnoyi zdatnosti teleskopiv stalo mozhlivim sposterigati j vimiryuvati shvidkist ruhu okremih ob yektiv bezposeredno bilya centriv galaktik Tak za dopomogoyu spektrografa FOS Faint Object Spectrograph kosmichnogo teleskopa Habbl grupoyu pid kerivnictvom H Forda bula viyavlena gazova struktura sho obertayetsya v centri galaktiki M87 Shvidkist obertannya gazu na vidstani blizko 60 sv rokiv vid centru galaktiki stanovila 550 km s sho u razi keplerivskoyi orbiti vidpovidaye masi centralnogo tila blizko 3 109 mas Soncya Popri veletensku masu centralnogo ob yekta ne mozhna buti vpevnenim sho vin yavlyaye soboyu chornu diru oskilki gravitacijnij radius takoyi diri stanovit blizko 0 001 sv roku Vimiryuvannya shvidkosti mikrohvilovih dzherel 1995 roku grupa pid kerivnictvom Dzh Morana sposterigala tochkovi mikrohvilovi dzherela yaki obertalis bezposeredno bilya centru galaktiki NGC 4258 Sposterezhennya provodilis za dopomogoyu radiointerferometra yakij vklyuchav merezhu nazemnih radioteleskopiv sho dozvolilo sposterigati centr galaktiki z kutovoyu rozdilnoyu zdatnistyu 0 001 Vsogo bulo znajdeno 17 kompaktnih dzherel yaki roztashovani v diskopodibnij strukturi radiusom 10 sv rokiv Dzherela obertalis vidpovidno do keplerivskogo zakonu shvidkist obertannya oberneno proporcijna kvadratnomu korenyu z vidstani zvidki masa centralnogo ob yekta bula ocinena yak 4 107 mas soncya a verhnya mezha radiusu yadra 0 04 sv roku Sposterezhennya trayektorij okremih zir V 1993 1996 rokah A Ekart i R Gencel sposterigali ruh okremih zir v okolicyah nashogo centru Galaktiki Sposterezhennya provodilis v infrachervonih promenyah dlya yakih mizhzoryanij pil poblizu yadra galaktiki ne ye pereshkodoyu U rezultati vdalosya vimiryati parametri ruhu 39 zir yaki perebuvali na vidstani vid 0 13 do 1 3 sv roku vid centru Galaktiki Bulo vstanovleno sho ruh zir vidpovidaye keplerivskim zakonam centralne tilo masoyu 2 5 106 M i radiusom ne bilshe 0 05 sv roki vidpovidaye roztashuvannyu kompaktnogo radiodzherela Strilec A Sgr A Nadmasivna chorna dira v centri Chumackogo shlyahuMasa nadmasivnoyi chornoyi diri za riznimi ocinkami stanovit vid 2 h do 5 ti miljoniv sonyachnih mas Dokladnishe Strilec A Sposterezhennya v radiodiapazoni Dovgij chas centr nashoyi Galaktiki priblizne polozhennya yakogo suzir ya Strilcya bulo vidomo za optichnimi sposterezhennyami ne buv asocijovanij ni z yakim kompaktnim astronomichnim ob yektom Tilki v 1960 Dzh Oort i G Rogur vstanovili sho bezposeredno bilya galaktichnogo centru na kutovij vidstani mensh nizh 0 03 perebuvaye radiodzherelo Strilec A Sgr A U 1966 roci D Dauns i A Maksvel uzagalnivshi dani radiosposterezhen u decimetrovomu j santimetrovomu diapazonah dijshli visnovku sho male yadro Galaktiki yavlyaye soboyu ob yekt diametrom 10 pk pov yazanij iz dzherelom Strilec A Do pochatku 1970 h rokiv zavdyaki sposterezhennyam u radiohvilovomu diapazoni bulo vidomo sho radiodzherelo Strilec A maye skladnu prostorovu strukturu U 1971 r Daunis i Martin provodyachi sposterezhennya na Kembridzhskomu radioteleskopi z bazoyu 1 6 km na chastotah 2 7 i 5 GGc z rozdilnoyu zdatnistyu blizko 10 z yasuvali sho radiodzherelo skladayetsya z dvoh difuznih hmar yaki perebuvayut na vidstani 1 odna vid odnoyi shidna chastina Sgr A viprominyuye radiohvilovij spektr neteplovoyi prirodi a zahidna Sgr A yavlyaye soboyu radioviprominnu hmaru garyachogo ionizovanogo gazu diametrom blizko 45 1 8 ps 1974 roku B Balik ta S Sanders na 43 metrovomu radioteleskopi Nacionalnoyi radioastronomichnoyi observatoriyi NRAO vikonali kartografuvannya radiodzherela Strilec A na chastotah 2 7 i 8 1 GGc z rozdilnoyu zdatnistyu 2 Bulo viyavleno sho obidva radiodzherela yavlyayut soboyu kompaktni utvorennya diametrom mensh nizh 10 0 4 ps otocheni hmarami garyachogo gazu Pochatok sposterezhen v infrachervonomu diapazoni Azh do kincya 1960 h rokiv ne isnuvalo efektivnih instrumentiv dlya vivchennya centralnih dilyanok Galaktiki oskilki shilni hmari kosmichnogo pilu sho zakrivayut vid sposterigacha galaktichne yadro povnistyu poglinayut vidime viprominyuvannya yake jde vid yadra i znachno uskladnyuyut robotu v radiodiapazoni Situaciya dokorinno zminilasya zavdyaki rozvitku infrachervonoyi astronomiyi dlya yakoyi kosmichnij pil praktichno prozorij She v 1947 roci Stebbins ta A Uitford vikoristovuyuchi fotoelement skanuvali galaktichnij ekvator na dovzhini hvili 1 03 mkm odnak ne viyavili diskretnogo infrachervonogo dzherela V I Moroz 1961 roku zrobiv analogichne skanuvannya okolic Sgr A na hvili 1 7 mkm i takozh zaznav nevdachi 1966 roku E Beklin skanuvav rajon Sgr A v diapazoni 2 0 2 4 mkm i vpershe viyaviv dzherelo yake za polozhennyam i rozmirami vidpovidalo radiodzherelu Strilec A 1968 roku E Beklin ta G Nejgebauer proveli skanuvannya dlya dovzhin hvil 1 65 2 2 i 3 4 mkm z rozdilnoyu zdatnistyu 0 08 1 8 i viyavili ob yekt skladnoyi strukturi yakij skladayetsya z osnovnogo infrachervonogo dzherela diametrom 5 kompaktnogo ob yekta vseredini nogo rozshirenoyi fonovoyi oblasti i dekilkoh kompaktnih zorepodibnih dzherel bezposeredno bilya osnovnogo dzherela U seredini 1970 h rokiv pochinayetsya doslidzhennya dinamichnih harakteristik ob yektiv 1976 roku E Volman spektralnimi metodami vikoristovuvalas liniya viprominennya neonu Ne II z dovzhinoyu hvili 12 8 mkm doslidzhuvav shvidkist ruhu gaziv na dilyanci diametrom 0 8 ps dovkola galaktichnogo centru Sposterezhennya pokazali simetrichnij ruh gazu zi shvidkostyami 75 km c Zgidno z otrimanimi danimi Volman zdijsniv odnim iz pershih sprobuvav ociniti masu ob yekta yakij imovirno perebuvaye v centri galaktiki Obchislena nim verhnya mezha masi stanovila 4 106 mas Soncya Viyavlennya kompaktnih infrachervonih dzherel Podalshe zbilshennya rozdilnoyi zdatnosti teleskopiv dozvolilo vidiliti v gazovij hmari yaka otochuye centr galaktiki dekilka kompaktnih infrachervonih dzherel 1975 roku E Beklin i G Nejgebauer sklali infrachervonu kartu centru Galaktiki dlya dovzhin hvil 2 2 i 10 mkm z rozdilnoyu zdatnistyu 2 5 na yakij vidilili 20 okremih dzherel yaki otrimali nazvu IRS1 IRS20 Chotiri z nih 1 2 3 5 pozicijno zbiglisya z vidomimi za radiosposterezhennyami komponentami radiodzherela Sgr A Priroda vidilenih dzherel dovgij chas obgovoryuvalas Odne z nih IRS 7 bulo identifikovano yak moloda zorya nadgigant dekilka inshih yak molodi giganti IRS 16 viyavivsya duzhe shilnim 106 mas Soncya na ps skupchennyam zir gigantiv i karlikiv Inshi dzherela imovirno buli kompaktnimi hmarami H II j planetarnimi tumannostyami u deyakih iz nih buli zoryani komponenti Promeneva shvidkist okremih dzherel lezhala v mezhah 260 km c diametr stanoviv 0 1 0 45 ps masa 0 1 10 mas Soncya vidstan do centra Galaktiki 0 05 1 6 ps Masa centralnogo ob yekta ocinyuvalas yak 3 106 mas Soncya takim samim buv poryadok masi rozpodilenoyi na dilyanci radiusom 1 ps dovkola centra Oskilki imovirna pohibka pri obchislenni mas bula togo zh poryadku pripuskalasya vidsutnist centralnogo tila pri yakomu rozpodilena v radiusi 1 ps masa ocinyuvalas yak 0 8 1 6 107 mas Soncya Nastupne desyatilittya harakterizuvalosya postupovim zrostannyam rozdilnoyi zdatnosti optichnih priladiv ta viyavlennyam vse bilsh dokladnoyi strukturi infrachervonih dzherel Do 1985 roku stalo zrozumilo sho najimovirnishim miscem perebuvannya centralnoyi chornoyi diri ye dzherelo poznachene yak IRS 16 Buli viyavleni takozh dva potuzhnih potoki ionizovanogo gazu odin z yakih obertavsya po krugovij orbiti na vidstani 1 7 ps vid centru Galaktiki a drugij po parabolichnij na vidstani 0 5 ps Masa centralnogo tila rozrahovana za shvidkistyu cih potokiv stanovila 4 7 106 mas Soncya za pershim potokom i 3 5 106 mas Soncya za drugim Sposterezhennya okremih zir Zori v mezhah 0 5 vid centru Galaktiki malyunok Trayektoriyi najblizhchih do centru Galaktiki zir za danimi sposterezhen 1995 2003 rokiv 1991 roku pochav robotu infrachervonij matrichnij detektor SHARP I na 3 5 metrovomu teleskopi Yevropejskoyi pivdennoyi observatoriyi ESO v La Silla Chili Kamera diapazonu 1 2 5 mkm zabezpechuvala rozdilnu zdatnist 50 kutovih mks na 1 piksel matrici Okrim togo bulo vstanovleno 3D spektrometr na 2 2 metrovomu teleskopi tiyeyi samoyi observatoriyi Z poyavoyu infrachervonih detektoriv visokoyi rozdilnoyi zdatnosti stalo mozhlivim sposterigati na centralnih dilyankah galaktiki okremi zori Vivchennya yih spektralnih harakteristik pokazuvalo pokazalo sho bilshist iz nih ye molodimi zoryami vikom dekilka miljoniv rokiv Vsuperech ranishe prijnyatim poglyadam bulo vstanovleno sho v okolicyah nadmasivnoyi chornoyi diri aktivno vidbuvayetsya proces zoreutvorennya Vvazhayut sho dzherelom gazu dlya cogo procesu ye dva ploski akrecijni gazovi kilcya yaki buli znajdeni v centri Galaktiki v 1980 h rokah Odnak vnutrishnij diametr cih kilec zanadto velikij shob poyasniti proces zoreutvorennya bezposerednij bilya chornoyi diri Zori yaki perebuvayut u radiusi 1 vid chornoyi diri tak zvani S zori mayut vipadkovij napryamok orbitalnih momentiv sho superechit akrecijnomu scenariyu yih viniknennya Peredbachayetsya sho ce garyachi yadra chervonih gigantiv yaki utvorilis u viddalenih rajonah Galaktiki a potim migruvali v centralnu zonu de yih zovnishni obolonki buli zirvani priplivnimi silami chornoyi diri Do 1996 roku bulo vidomo ponad 600 zir na dilyanci diametrom blizko parseka 25 dovkola radiodzherela Strilec A a dlya 220 z nih buli nadijno viznacheni radialni shvidkosti Ocinka masi centralnogo tila stanovila 2 3 106 mas Soncya radiusa 0 2 sv roki U zhovtni 2009 roku rozdilna zdatnist infrachervonih detektoriv dosyagla 0 0003 sho na vidstani 8 kps vidpovidaye 2 5 a e Kilkist zir u mezhah 1 ps vid centru Galaktiki dlya yakih vimiryano parametri ruhu perevishila 6000 Rozrahovano dosit tochni orbiti dlya najblizhchih do centru Galaktiki 28 zir najcikavishoyu sered yakih ye zorya S2 Za chas sposterigan 1992 2007 vona zrobila povnij obert dovkola chornoyi diri sho dozvolilo z bilshoyu jmovirnistyu ociniti yiyi parametri Period obertannya S2 stanovit 15 8 0 11 roku velika pivvis orbiti 0 123 0 001 1000 a o ekscentrisitet 0 880 0 003 maksimalne nablizhennya do centralnogo tila 0 015 abo 120 a o Tochnij vimir parametriv orbiti S2 yaka viyavilasya blizkoyu do keplerivskoyi dozvolilo z visokoyu tochnistyu ociniti masu centralnogo tila Za ostannimi ocinkami vona dorivnyuye 4 31 0 06 stat 0 36 R0 106M displaystyle 4 31 pm 0 06 mid stat pm 0 36 mid R 0 times 10 6 M odot de pohibka 0 06 zumovlena pohibkami vimiryuvannya parametriv orbiti zori S2 a pohibka 0 36 pohibkami vimiryuvannya vidstani vid Soncya do centru Galaktiki R0 Najtochnishi suchasni ocinki vidstani do centru galaktiki dayut R0 8 33 0 35kpc displaystyle R 0 8 33 pm 0 35 mathrm kpc Pererahunok masi centralnogo tila u razi zmini ocinki vidstani zdijsnyuyetsya za formuloyu 4 31 R0 8 33kpc 2 19 0 06 8 6DR R0 106M displaystyle 4 31 R 0 8 33 mathrm kpc 2 19 pm 0 06 pm 8 6 Delta R R 0 times 10 6 M odot Gravitacijnij radius chornoyi diri masoyu 4 106 mas Soncya stanovit priblizno 12 mln km abo 0 08 a e tobto v 1400 raziv menshe nizh najblizhcha vidstan na yaku pidhodila do centralnogo tila zorya S2 Odnak sered doslidnikiv praktichno nemaye sumniviv sho centralnij ob yekt ne ye skupchennyam zir maloyi svitnosti abo chornih dir chi nejtronnih zir oskilki skoncentrovani v takomu malomu ob yemi voni za korotkij chas neminuche b zlilisya v yedinij nadmasivnij ob yekt yakij ne mozhe buti nichim inshim okrim chornoyi diri Nadmasivni chorni diri za mezhami nashoyi galaktikinadmasivna chorna dira masoyu blizko 66 mlrd M pov yazana z TON 618 nadzvichajno yaskravim radioguchnim kvazarom roztashovanim poblizu Pivnichnogo polyusa Galaktiki v suzir yi Gonchih Psiv chorna dira za mezhami nashoyi galaktiki v kvazari OJ 287 yakij perebuvaye na vidstani 3 5 mlrd svitovih rokiv Vona ye podvijnoyu sistemoyu chornih dir bilsha z yakih maye masu sho dorivnyuye 18 mlrd M faktichno ce masa nevelikoyi galaktiki dzherelo Drugoyu za masoyu ye chorna dira v centri galaktiki NGC 1277 17 mlrd M sho stanovit 14 masi vsiyeyi galaktiki She odna nadmasivna chorna dira maye masu v 10 mlrd M Vona roztashovana v suzir yi Velikoyi Vedmedici na vidstani 12 7 mlrd svitlovih rokiv vid Zemli Primitki Arhiv originalu za 28 lyutogo 2011 Procitovano 19 veresnya 2015 The Independent angl 13 travnya 2022 Arhiv originalu za 13 travnya 2022 Procitovano 13 travnya 2022 Arhiv originalu za 27 travnya 2015 Procitovano 16 veresnya 2015 Nease Eric 9 lipnya 2012 The Bunsen Burner Phillips Cronkite Media Group Arhiv originalu za 13 lipnya 2012 Procitovano 9 lipnya 2012 Winter L M et al Oct 2006 XMM Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies Astrophysical Journal 649 730 752 doi 10 1086 506579 Kormendy J Richstone D Inward Bound the Search of Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei Annual Review of Astronomy and Astrophysics 1995 Vol 33 S 581 Harms Richard J Ford Holland C Tsvetanov Zlatan I Hartig George F Dressel Linda L Kriss Gerard A Bohlin Ralph Davidsen Arthur F Margon Bruce Kochhar Ajay K HST FOS spectroscopy of M87 Evidence for a disk of ionized gas around a massive black hole Astrophysical Journal Part 2 Letters 1994 Vol 435 1 S L35 L38 Greenhill L J Jiang D R Moran J M Reid M J Lo K Y Claussen M J Detection of a Subparsec Diameter Disk in the Nucleus of NGC 4258 Astrophysical Journal 1995 Vol 440 S 619 Eckart A Genzel R Observations of stellar proper motions near the Galactic Centre Nature 1996 Vol 383 S 415 417 Oort J H Rougoor G W The position of the galactic centre Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 1960 Vol 121 S 171 Downes D Maxwell A Radio Observations of the Galactic Center Region Astrophysical Journal 1966 Vol 146 S 653 Downes D Martin A H M Compact Radio Sources in the Galactic Nucleus Nature 1971 Vol 233 S 112 114 Balick Bruce Sanders Robert H Radio Fine Structure in the Galactic Center Astrophysical Journal 1974 Vol 192 S 325 336 Stebbins Joel Whitford A E Infrared radiation from the region of the galactic center Astrophysical Journal 1947 Vol 52 S 131 Moroz V I An Attempt to Observe the Infrared Radiation of the Galactic Nucleus Astronomicheskii Zhurnal 1961 Vol 38 S 487 Becklin E E Neugebauer G Infrared Observations of the Galactic Center Astrophysical Journal 1968 Vol 151 S 145 Wollman E R Geballe T R Lacy J H Townes C H Rank D M Spectral and spatial resolution of the 12 8 micron NE II emission from the galactic center Astrophysical Journal 1976 T 205 S L5 L9 Becklin E E Neugebauer G High resolution maps of the galactic center at 2 2 and 10 microns Astrophysical Journal 1975 T 200 S L71 L74 Becklin E E Matthews K Neugebauer G Willner S P Infrared observations of the galactic center I Nature of the compact sources Astrophysical Journal Part 1 1978 T 219 S 121 128 Lacy J H Townes C H Geballe T R Hollenbach D J Observations of the motion and distribution of the ionized gas in the central parsec of the Galaxy II Astrophysical Journal Part 1 1980 T 241 S 132 146 Serabyn E Lacy J H Forbidden NE II observations of the galactic center Evidence for a massive block hole Astrophysical Journal Part 1 1985 T 293 S 445 458 Martins F Gillessen S Eisenhauer F Genzel R Ott T Trippe S On the Nature of the Fast Moving Star S2 in the Galactic Center The Astrophysical Journal 2008 Vol 672 S L119 L122 Schodel R Merritt D Eckart A The nuclear star cluster of the Milky Way proper motions and mass Astronomy and Astrophysics 2009 Vol 502 S 91 111 Gillessen S Eisenhauer F Trippe S Alexander T Genzel R Martins F Ott T Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center The Astrophysical Journal 2009 Vol 692 S 1075 1109 Arhiv originalu za 28 veresnya 2015 Procitovano 27 veresnya 2015 Arhiv originalu za 28 veresnya 2015 Procitovano 27 veresnya 2015