Droga Mleczna — nasz kosmiczny dom

W pogodną, bezksiężycową noc można dostrzec na niebie nieregularny, mglisty pas jasnej poświaty przetkany ciemnymi plamami i smugami, ciągnący się przez cały nieboskłon — zachowujący stałe położenie wśród gwiazd i razem z całą sferą biorący udział w jej majestatycznym dobowym obrocie. Obserwacje z różnych miejsc Ziemi pokazują, że pas ten przecina całą sferę nieba, ma jednak względnie niską jasność i dlatego jej dostrzeżenie wymaga dobrych warunków pogodowych, najlepiej z dala od miejsc zurbanizowanych z rozproszonym światłem.

W większości krajów półkuli północnej najlepiej pas ten widoczny jest późnym latem i jesienią (od czerwca do grudnia), godzinę-dwie po zachodzie Słońca. Wtedy bowiem przechodzi on blisko zenitu i prawie prostopadle do horyzontu.

Jasna poświata ciągnie się przez szereg gwiazdozbiorów — od Kasjopei poprzez Cefeusza do Łabędzia, a następnie Strzały, Orła, Tarczy, Strzelca, Skorpiona a w drugą stronę od Kasjopei do Perseusza, Woźnicy, Byka, Bliźniąt, Oriona, Jednorożca, Wielkiego Psa. Od Kasjopei do Łabędzia ma postać pojedynczego, srebrnego pasa o zmiennej szerokości, pomiędzy Łabędziem i Strzelcem daje się w nim wyróżnić dwa oddzielne pasma rozdzielone ciemną przestrzenią, zwaną Wielką Szczeliną (Great Rift).

Cały pas tworzy okrąg na sferze nieba, dzieląc ją na dwie prawie równe półsfery, przy czym szerokość i jasność pasa różni się wyraźnie od jednej części do drugiej. Pas osiąga największą szerokość i maksymalną jasność w Strzelcu. Połowa pasa od Łabędzia poprzez Strzelca do Kila jest ogólnie dużo jaśniejsza, aniżeli jej druga połowa, od Oriona do Kila

Historia poznania

Dla starożytnych omawiana poświata stanowiła nieodłączny fragment sfery nieba.

Niektórzy widzieli w nim szczelinę w rozerwanej sferze z prześwitującym spoza sfery niebem, ale w większości kultur stanowił on fragment nieba — sceny, na której rozgrywały się mitologiczne zdarzenia. Najczęściej kojarzono ją z rzeką lub drogą.

Tak było szczególnie w obszarze kultury śródziemnomorskiej.

Droga Mleczna jest prostym tłumaczeniem greckiego ???????? (galaksias), które pochodzi od wyrazu ????, (gala) oznaczającego mleko i wiązana była z mitem o narodzonym Herkulesie — synu Zeusa, który podał dziecko śpiącej i nieświadomej tego bogini Herze do karmienia. Kropla jej mleka rozlana na niebie utworzyła to zjawisko. Indianie amerykańscy nazywali Drogę Mleczną Świętą Rzeką. Na dużym obszarze od centralnej Azji do Afryki Drogę Mleczną nazywano Słomą (snopem słomy?). Podejrzewa się, że Arabowie, którzy rozpowszechnili taką nazwę, zapożyczyli ją od Ormian. W kilkunastu językach na Uralu, w Turcji, a również w ugrofińskich i u Bałtów Droga Mleczna była nazywana Ptasią Ścieżką. Chińska nazwa, Srebrna Rzeka, jest używana we wschodniej Azji, włącznie z Koreą i Japonią. Pierwotnie w Chinach używano też nazwy Niebiańska Rzeka. W Szwecji nazywano ją Zimową Drogą, gdyż gwiazdy w pasie Drogi Mlecznej używano do przewidywania nadchodzącej zimy.

Mimo że głównie traktowano Drogę Mleczną jako fragment sfery nieba, to niekiedy podejmowano również próby astronomicznej interpretacji tej struktury.

Według Arystotelesa greccy filozofowie Anaksagoras i Demokryt sądzili, że Droga Mleczna może składać się z odległych gwiazd, w atmosferze Ziemi. Sam Arystoteles wierzył, że Droga Mleczna jest wywołana przez ogniste wyziewy dużych, licznych i wzajemnie bliskich gwiazd i że dzieje się to w górnych warstwach atmosfery — w obszarze uczestniczącym w obrotowym ruchu nieba.

Astronom arabski Alhazen (ok. 100 r. n.e.) odrzucał taką interpretację. Próbował on zmierzyć paralaksę Drogi Mlecznej, a brak rezultatu potraktował jako dowód jej wielkiego oddalenia od Ziemi, daleko poza jej atmosferą.

Perski astronom Abu- Rayh.a-n al-Bi-ru-ni- (ok. 1000 r. n.e.) sugerował, że Droga Mleczna jest zbiorem niezliczonych mgławicowych gwiazd, a Avempace (ok. 1100 r. n.e.) uważał, że Droga Mleczna składa się z wielu gwiazd, lecz przedstawia obraz ciągły na skutek efektu refrakcji — rozmycia światła w atmosferze Ziemi.

Ibn Qayyim Al-Jawziyya (ok. 1300 r. n.e.) uważał, że Droga Mleczna jest utworzona z miliardów drobnych gwiazd, upakowanych razem w sferze gwiazd stałych, ale przyjmował przy tym, że te gwiazdy są obiektami rzeczywistymi, większymi od planet.

Sytuacja zmieniła się radykalnie z chwilą wprowadzenia do obserwacji astronomicznych lunety i skierowania jej na Drogę Mleczną przez Galileusza w 1610 r. Galileusz odkrył, że Droga Mleczna jest złożona z ogromnej liczby słabych — prawdopodobnie dalekich — gwiazd. To odkrycie nadało Drodze Mlecznej charakter struktury przestrzennej złożonej z gwiazd i to otaczającej nas ze wszystkich stron — mającej najprawdopodobniej kształt płaskiego dysku — struktury, w której znajdowało się również Słońce. Co więcej, fakt, że Droga Mleczna dzieli sferę nieba na dwie prawie równe półsfery, wskazuje, że nasz System Słoneczny leży blisko płaszczyzny środkowej — symetrii tej struktury — Galaktyki.

W swoim traktacie w 1755 r. Immanuel Kant, opierając się na wcześniejszej pracy Thomasa Wrighta, spekulował, że Droga Mleczna może być rotującym ciałem ogromnej liczby gwiazd utrzymywanych razem siłami grawitacji, podobnie do Systemu Słonecznego, ale na dużo większa skalę. W takim ujęciu logiczne było, że Droga Mleczna oglądana z Ziemi — samej usytuowanej wewnątrz systemu — widoczna jest na nocnym niebie jako mglisty pas białego światła utworzony przez ogromna liczbę dalekich, słabych gwiazd. Kant podejrzewał również, że znajdowane w coraz większej liczbie na niebie małe, rozmyte obiekty, zwane mgławicami, mogą w rzeczywistości być oddzielnymi, dalekimi galaktykami podobnymi do naszej — wyspami we Wszechświecie. Sugerowało to sensowność dodatkowego podejścia do badania i zrozumienia naszej Galaktyki — przez porównawcze badanie naszej Drogi Mlecznej do tych mgławic. Idea ta znalazła praktyczną realizację w latach 20. poprzedniego wieku. Wychodząc z przeświadczenia, że Droga Mleczna jest strukturą przestrzenną, złożoną z ogromnej liczby gwiazd, William Herschel podjął w 1785 r. pierwszą próbę opisu kształtu Drogi Mlecznej i pozycji w niej Słońca. Zakładając prostą zależność obserwowanej jasności gwiazd od odległości — poprzez zliczenia gwiazd w różnych obszarach nieba, zbudował diagram przekroju kształtu Galaktyki wzdłuż linii od Słońca do centrum Drogi Mlecznej. Otrzymał w wyniku obraz przedstawiony na rys. 2 pokazujący, że system ma w przekroju kształt eliptyczny, z dłuższym wymiarem wzdłuż płaszczyzny pięciokrotnie większym od jej krótszego wymiaru, z Systemem Słonecznym położonym blisko jej… środka!

Herschel nie wiedział, że taki efekt wywołany jest przesłaniającym wpływem obecnej w systemie rozproszonej materii w postaci pyłu i gazu, którego silna koncentracja w kierunku centrum skutecznie ogranicza zasięg obserwacji w tym kierunku, powodując, że jesteśmy w stanie obserwować jedynie prawie kolisty obszar wokół nas.

W 1848 r. William Parsons (lord Rosse) skonstruował nowy teleskop i stwierdził, że kilkanaście mgławic odkrytych przez Herschela ma kształt spiral. Zdołał również wyodrębnić punktowe źródła (przypuszczał, że gwiazdy) w niektórych z tych mgławic, nadając wiarygodność przypuszczeniom Kanta. Ten fakt utwierdzał badaczy o możliwym podobieństwie Drogi Mleczne do innych mgławic. Wśród tych ostatnich szczególną uwagę przykuwała mgławica obserwowana w gwiazdozbiorze Andromedy, której, w swoim katalogu mgławic, przygotowanym jeszcze w roku 1781, Messier nadał numer 31 — stąd znanej często jako M31.

Kolejne badanie struktury Drogi Mlecznej, tym razem w kooperacji międzynarodowej, zostały podjęte w roku 1905 pod kierunkiem Jacobusa Kapteyna z wykorzystaniem fotografii. Kapteyn, stosując, podobnie jak Herschel, zliczanie gwiazd, wybrał w tym celu około 200 pól na niebie. W swojej pracy uwzględniał nie tylko prawdziwe jasności gwiazd, ale także ich ruchy, do oceny odległości, co pozwoliło mu nadać badanej strukturze nie tylko kształt, ale i wymiary absolutne. Uzyskany końcowy obraz (znany jako „Wszechświat Kapteyna”) ukazywał Galaktykę, jako spłaszczony, sferoidalny system, o podobnym kształcie do uzyskanego przez Herschela, ale z ilościowo określonymi wymiarami: około 8500 ps (28 tys. lat św.) w płaszczyźnie Drogi Mlecznej i 1700 ps (5600 lat św.) w kierunku prostopadłym do niego, ze Słońcem ulokowanym nieco powyżej płaszczyzny Galaktyki, ale jedynie 650 ps (2100 lat św.) od centrum. Ten silnie heliocentryczny obraz niepokoił Kapteyna, który podejrzewał, że mógł on wynikać z nieuwzględnienia absorpcji ośrodka międzygwiazdowego, ale mimo usilnych prób poszukiwań takich absorpcyjnych efektów nie udało mu się ich potwierdzić i przyjął, że ośrodek międzygwiazdowy jest przezroczysty.

Jeszcze przed opublikowaniem tego modelu Harlow Shapley podjął badania gromad kulistych — zwartych, masywnych systemów gwiazd zawierających setki tysięcy do milionów gwiazd, co pozwalało obserwować je na znacznych odległościach i ponadto wiarygodnie wyznaczać ich położenia przestrzenne. Stwierdził, że obiekty te są nierównomiernie rozmieszczone wzdłuż Drogi Mlecznej, wykazując wyraźną koncentrację w kierunku gwiazdozbioru Strzelca (co pokrywało się również z największą jasnością Drogi Mlecznej w tym kierunku). Shapley przyjął, że tak masywne obiekty muszą stanowić główny strukturalny element systemu, rozmieszczony symetrycznie wokół jego centrum. Określił odległość do tak przyjętego centrum i wykazał, że Słońce leży 45 000 lat św. od niego — znacznie dalej, niż to wynikało z pozornie precyzyjnie wyznaczonego modelu Kapteyna. Niezgodność pomiędzy oboma modelami została wyjaśniona dopiero w roku 1930 przez Trumplera, który potrafił uwzględnić wpływ absorpcji międzygwiazdowej na pomiary odległości i wykazać, że wyznaczenia Shapleya były bardziej poprawne (aczkolwiek wiemy dzisiaj, że dwukrotnie przekraczały rzeczywiste oddalenie Słońca od centrum).

W 1917 r. Heber Curtis zaobserwował gwiazdę Nową (wybuch gwiazdy) wewnątrz Wielkiej Mgławicy w Andromedzie (M31), a przeglądając zapisy fotograficzne, znalazł 11 dalszych Nowych w tej mgławicy i ocenił, że były one przeciętnie 10 mag. słabsze niż te znalezione w naszej Galaktyce. Pozwoliło mu to oszacować odległość do M31 na 500 000 lat św. — poza granicami Drogi Mlecznej. Stał się też rzecznikiem hipotezy wyspowych wszechświatów wskazujacej, że mgławice spiralne są niezależnymi galaktykami. W roku 1920 odbyła się „Wielka Debata” między Harlowem Shapleyem i Heberem Curtisem dotycząca natury Drogi Mlecznej, mgławic spiralnych i rozmiarów Wszechświata. Jednym z tematów dyskusji było ustalenie niezależności przestrzennej M31 względem Galaktyki. Problem został ostatecznie ustalony przez Edwina Hubble'a w początku lat 20. Używając nowego teleskopu, był on w stanie rozdzielić zewnętrzne części niektórych mgławic spiralnych, w tym głównie M31, na skupiska indywidualnych gwiazd i zidentyfikować wśród tych gwiazd cefeidy, które pozwoliły na oszacowanie odległości do mgławic i ostateczne wykazanie, że są one poza Droga Mleczną.

W roku 1936 Hubble utworzył system morfologicznej klasyfikacji galaktyk używany do dnia dzisiejszego. Pozwoliło to m.in. na usytuowanie Galaktyki w tym systemie klasyfikacyjnym jako galaktyki spiralnej.

Prawie w tym samym czasie B. Lindblad oraz J. Oort podjęli badania kinematyki i dynamiki Galaktyki, zakładając, że jej spłaszczony kształt jest bezpośrednio związany z szybką rotacją systemu. Badacze ci wykazali, że Galaktyka może składać się z kilku przenikających się podsystemów o różnym stopniu spłaszczenia, rotujących wokół tej samej, prostopadłej do płaszczyzny Galaktyki osi, ale z różnymi prędkościami — największą dla podsystemu najbardziej spłaszczonego — dysku, w którym znajdowało się Słońce. Oortowi udało się też wyznaczyć prawdopodobną prędkość obiegu Słońca wokół centrum Galaktyki na około 250 km/s, a także określić przebieg tempa rotacji dysku w zależności od odległości od jego centrum — tzw. krzywą rotacji. Pozwalała ona na określenie rozkładu masy w Galaktyce (głównie w dysku). Wnioskiem z tych badań było potwierdzenie, że Galaktyka pod wieloma względami przypomina dyskowa galaktykę spiralną. Pozostał jednakże niejasny kompleksowy obraz Galaktyki i problem występowania w niej ramion spiralnych. W badaniach tych postanowiono wspomóc się obserwacjami innych takich galaktyk — w tym głównie M31.

Takie porównawcze badania przeprowadził w 1944 r. nowym wówczas teleskopem 5-metrowym na Mt Palomar W. Baade, rozdzielając jądra pobliskich galaktyk spiralnych (głównie M31) i eliptycznych na gwiazdy. Wykazał on, że czerwone olbrzymy w galaktykach eliptycznych i centralnych obszarach galaktyk spiralnych różnią się od jasnych niebieskich nadolbrzymów występujących głównie w ramionach spiralnych. To zasugerowało Morganowi i współpracownikom we wczesnych latach 50. podjęcie badań obecności ramion spiralnych w naszej Galaktyce na podstawie przestrzennego rozkładu właśnie młodych gwiazd.

Przeprowadzone przez nich badania wskazywały na występowanie w otoczeniu Słońca fragmentów struktur spiralnych — 3 ramion (rys. 5). Niezależnie od niepewności w uzyskanym obrazie, wynik ten otworzył ciąg badań obrazu dysku Galaktyki. Do badań tych włączono szybko nowo odkryte promieniowanie radiowe wodoru neutralnego na fali 21 cm, odkryte w 1944 r. przez van de Hulsta.

W wyniku tych prac udało się ustalić, że w budowie Drogi Mlecznej daje się wyróżnić trzy główne składowe:

• — Dysk, zawierający większość gwiazd, włączając Słońce i prawie cały gaz i pył, w którym obserwuje się struktury w postaci ramion spiralnych;
• — Zgrubienie centralne i centrum;
• — Halo — w przybliżeniu sferycznego kształtu — zawierające najstarsze gwiazdy w Galaktyce i pozbawione materii gazowo-pyłowej.

Dysk

Dysk Galaktyki stanowi spłaszczony, rotujący system zawierający Słońce i inne młode i o pośrednim wieku gwiazdy, a także atomowy wodór (HI), wodór molekularny (H2) gaz i pył.

Blisko centrum występuje wolno rotująca gwiazdowa belka zanurzona wewnątrz dużego pierścienia zjonizowanego i molekularnego gazu.

W latach 90. po raz pierwszy astronomowie zaczęli podejrzewać, że Galaktyka jest galaktyką belkową. Ich przypuszczenia zostały potwierdzone przez obserwacje z przestrzennego teleskopu Spitzera w 2005 r., które pokazały, że centralna belka w Galaktyce jest większa niż oczekiwano. Długość belki Galaktyki jest oceniona na 27 000 lat św. Składa się ona głównie ze starych, czerwonych karłów i olbrzymów i otoczona jest przez pięciokiloparsekowy* pierścień, który zawiera dużą część wodoru molekularnego obecnego w Galaktyce, jak również większość galaktycznej aktywności gwiazdotwórczej. Obserwowana z odległości galaktyki Andromedy belka jest najjaśniejszą częścią naszej Galaktyki.

Dysk Galaktyki, wybrzuszony w obszarze centrum ma w przybliżeniu średnicę do 100 000 lat św. (9,5 × 10¹⁷ km) i grubość przeciętnie około 1000 lat św. (9,5 × 10¹⁵ km) i zawiera od 200 do 400 miliardów gwiazd o łącznej masie około 5,8 × 10¹¹ mas słonecznych. Są jednakże wskazania, że większość masy Galaktyki jest w formie dosyć tajemniczej, ciemnej materii, o oszacowanej masie 600 do 3000 mld mas słonecznych, tworzącej halo i rozłożonej w tym halo dosyć równomiernie.

Przypuszczalna granica gwiazdowej populacji Drogi Mlecznej sięga do 50 000 lat św. Jednakże atomowy wodór (HI) rozciąga się poza tę granicę przypuszczalnie powyżej 80 000 lat św., a tzw. ciemna materia nawet do odległości 2–4-krotnie większej.

Odległość Słońca od centrum ocenia się obecnie na 26 000 lat św. ± 1400 lat św. (dawniej lokowano Słońce znacznie dalej — w odległości 35 000 lat św. od centrum).

Porusza się ono wokół centrum Galaktyki z prędkością około 220–230 km/s, a ponadto dodatkowo w kierunku gwiazdy Wegi (około 60° od kierunku na centrum) z prędkością około 20 km/s.

Obraz dysku Galaktyki — ramiona spiralne

Jak wygląda płaszczyzna dysku oglądana z pozycji północnego bieguna Galaktyki?

Od lat 50. astronomowie podejmowali próby tworzenia map Drogi Mlecznej.

Słońce (a zatem i cały System Słoneczny) leży na wewnętrznej krawędzi ramienia Oriona. Większość gazu, pyłu i nowo formowanych gwiazd występuje w odcinkach ramion o kształcie spiral widocznych na rys. 4 i 5. Ramię lokalne, w którym się znajdujemy, nie jest głównym ramieniem, ale prawdopodobnie odgałęzieniem albo ramienia Perseusza, albo Strzelca. Podobnie małe, nie odkryte jeszcze fragmenty mogą istnieć w różnych częściach Galaktyki. Każde ramie spiralne opisane jest spiralą logarytmiczną (podobnie jak ramiona wszystkich galaktyk spiralnych) z kątem odchylenia około 12°.

Pierwsze modele dysku Drogi Mlecznej oparte były na obserwacjach optycznych młodych gwiazd i radiowych gazu w Galaktyce i sugerowały spiralną strukturę złożoną z 4 ramion: Norma, Scutum- Centaurus, Sagittarius i Perseusz, ze Słońcem leżącym blisko małego, cząstkowego ramienia — Oriona (Ostrogi Oriona) pomiędzy ramionami Sagittariusa i Perseusza. W dodatku do takich ramion występują pasma gazu i pyłu w centralnej części Galaktyki.

Duże przeglądy w latach 90. doprowadziły do poważnych rewizji tych modeli. Używając podczerwonych detektorów teleskopu kosmicznego Spitzera, w 2005 r., otrzymano szczegółowe informacje o galaktycznej belce — większej niż sądzono. Obserwacje podczerwone obejmujące przeszło 100 mln gwiazd pozwoliły na przeprowadzenie wyznaczeń gęstości w różnych kierunkach. W ich wyniku otrzymano w roku 2008 wskazania na obecność dwóch ramion spiralnych wychodzących z obu końców centralnej belki: Perseusza i Scutum-Centaurus, pozostałe zaś okazały się nieznaczącymi odnogami.

Chociaż ramiona spiralne wydają się strukturami trwałymi, gwiazdy stale poruszają się poprzez nie w swoim ruchu wokół centrum Galaktyki. Ponieważ Słońce z całym Systemem Słonecznym obiega centrum w czasie około 225 do 250 mln lat, to podczas swojego życia obiegło je od 20 do 25 razy (i wykonało 1/1250 obiegu od początków istnienia człowieka). Zatem Słońce mogło podczas swoich dwudziestu kilku obiegów przebywać w różnych ramionach.

Ostatnie odkrycia dostarczyły dodatkowego wymiaru strukturze Drogi Mlecznej.

Po odkryciu, że dysk Galaktyki Andromedy (M31) rozciąga się znacznie dalej niż początkowo sądzono, jest bardzo możliwe, że i dysk naszej Galaktyki jest znacznie większy. Wydaje się to potwierdzone, np. przez odkrycie tzw. ramienia zewnętrznego — prawdopodobnie rozszerzenia ramienia Cygnusa.

Halo

Dysk Galaktyki jest otoczony sferoidalnym halo starych gwiazd i gromad kulistych, z których 90% leży wewnątrz 100 000 lat św., co sugeruje, że średnica halo może być rzędu 200 000 lat św. Halo galaktyki rozciąga się na zewnątrz, ale jest ograniczone w rozmiarach przez orbity satelitów Drogi Mlecznej: Duży i Mały Obłok Magellana w odległości około 180 000 lat św. (1,7 × 10¹⁸ km).

Halo zawiera najstarsze znane gwiazdy, włączając około 146 znanych gromad kulistych uformowanych we wczesnych etapach ewolucji Galaktyki, 10 do 15 mld lat temu. Halo jest również wypełnione bardzo rozmytym, gorącym zjonizowanym gazem, wytwarzającym promieniowanie X. Niestety, nieznany jest ani rozmiar, ani masa halo, ale w innych galaktykach gaz w halo zajmuje obszar znacznie większy niż myślano, nawet do setek tysięcy lat św. Badania rotacji Drogi Mlecznej wskazują, że halo może zawierać dominująca masę w Galaktyce — możliwie w postaci tzw. ciemnej materii.

Mimo że większość gromad kulistych leży w obrębie 100 000 lat św., to znaleziono kilka gromad kulistych znacznie dalej, w odległości większej niż 200 000 lat św. od centrum Galaktyki.

Podczas gdy dysk zawiera gaz i pył, które przesłaniają obraz w pewnych długościach fali, halo nie zawiera takiej materii. Podobnie, aktywna formacja gwiazd, która zachodzi w dysku (szczególnie w ramionach spiralnych), nie występuje w halo.

Centrum

Jednym z najciekawszych i najbardziej intrygujących obszarów Galaktyki było dla badaczy centrum naszego Systemu. Niestety, ogromna koncentracja pyłu i gazu w tym kierunku powodowała, że całkowicie ukryte za ich grubym woalem centrum Galaktyki nie jest widoczne w zakresie widzialnym i przez wiele lat pozostawało niedostępnym, tajemniczym obszarem. Dla badania centrum trzeba było sięgnąć do innych zakresów promieniowania, jak gamma, X, podczerwień, lub radiowego, które są w stanie przeniknąć przez grubą warstwę materii gazowo-pyłowej.

Pierwsze obserwacje pokazały, że w centrum znajdują się zarówno silne źródła promieniowania radiowego, jak też wyodrębnione skupiska — gromady gwiazd — często wykazujące również własności niedawno utworzonych młodych obiektów. Szczególnie intrygujący był sam środek systemu. Dynamiczne ustalenie jego położenia, z symetrii obrotu Galaktyki, nie było jednak zbyt precyzyjne. Oczekiwano jego manifestacji w postaci obiektu — zjawiska szczególnego, o niezwykłych właściwościach. Tymczasem przez wiele lat nic takiego nie potrafiono znaleźć.

W 1974 r. Martin Rees zaproponował, że w centrach pewnych galaktyk mogą istnieć supermasywne czarne dziury o masach miliona lub miliarda mas słonecznych. Miał on na myśli głównie galaktyki z aktywnymi jądrami, nie wykluczał jednak możliwości istnienia takiej czarnej dziury również w zwykłej galaktyce, jak Droga Mleczna.

W czasie, kiedy Rees spekulował na temat czarnych dziur w aktywnych galaktykach, obserwowano względnie spokojne centrum naszej Galaktyki, z dużym, rozciągniętym radioźródłem oznaczonym jako Sgr A, wewnątrz którego odkryto kompaktowe i zmienne radioźródło, wyglądające jak słaby kwazar. Ponieważ okazało się ono wewnątrz Sgr A, zostało oznaczone Sgr A*. Okazało się również, że Sgr A nie jest jedynym źródłem promieniowania w centrum. Tworzące się gorące gwiazdy ogrzewają gaz wokół nich. W końcu gaz może stać się wystarczająco gorący, aby świecić, wskazując, gdzie tworzą się gwiazdy. W centrum zaobserwowano liczne obszary formacji gwiazd, jak Sgr B1, Sgr B2 i część Sgr D. Gdy gwiazdy zużyją paliwo, kolapsują, wytwarzając masywne eksplozje — SN. Radiowe obserwacje pozwalają na zbadanie tego złożonego, tajemniczego obszaru. Na rys. 6 przedstawiono panoramiczny obraz centrum wykonany w zakresie radiowym. Jest to największy i wykonany przez najbardziej czułe instrumenty obraz radiowy centrum Drogi Mlecznej, jaki kiedykolwiek zrobiono.

Zdjęcie pokazuje centralny obszar Galaktyki o wymiarze 4×4° na fali 0,92 m (330 MHz). Dla porównania Księżyc w pełni ma wymiar 0,5°. Najbardziej wyrazistym źródłem na tym obrazie jest Sgr A. Głęboko w tym źródle znajduje się Sgr A* — przypuszczalne prawdziwe Centrum Galaktyki. Wzdłuż płaszczyzny Galaktyki (diagonalnie) są rozłożone chmury gazu pobudzonego przez gorace gwiazdy oraz łukowate pozostałości po wybuchach gwiazd supernowych (SNR). Na zdjęciu są widoczne liczne takie SNR . Obserwuje się tam także wiele włóknistych struktur — nadal tajemniczych.

W 2002 r. wytyczono rozkład gęstości gazu w obszarze 400 lat św. wokół centrum Galaktyki, który ujawnił istnienie tam pierścienia o masie kilku milionów mas słonecznych z gęstością bliską krytycznej gęstości dla formacji gwiazd. Ponadto, w obszarze 6–7 lat św. od centrum występuje okołojądrowy dysk molekularnego gazu, który otacza i orbituje wokół centrum. Ten również wydaje się całkiem sprzyjającym miejscem dla formacji gwiazd. Przewiduje się, że w czasie około 200 mln lat może w obszarze centralnym nastąpić gwałtowna formacja gwiazd, z wieloma masywnymi, szybko osiągającymi stan supernowych. Taka formacja może być stowarzyszona z galaktycznymi dżetami.

Osobliwość radioźródła Sgr A* zajmującego prawdopodobnie miejsce prawdziwego centrum Galaktyki zwracała na niego szczególna uwagę. Przez kilka dekad astrofizycy pracowicie obserwowali Sgr A* w zakresie radiowym, optycznym i bliskiej podczerwieni. Niezwykła bliskość (lub identyczność) tego radioźródła od prawdopodobnego prawdziwego centrum Galaktyki sugerowała, że może być ono siedliskiem zwartego obiektu o bardzo dużej masie — czarnej dziury. Poczynając od lat 90. obiekt ten był regularnie monitorowany. W obrębie tego radioźródła odkryto w podczerwieni gromadę gwiazd. Jednakże mimo wysiłków, nie potrafiono, aż do roku 2003, odkryć jednoznacznego podczerwonego odpowiednika radioźródła Sgr A*.

Ostatecznego dowodu na jej istnienie mogą dostarczyć obserwacje w zakresie promieniowania X, gdyż promieniowanie to jest charakterystycznym końcowym znakiem materii wchłanianej przez czarną dziurę, Dlatego też chodziło głównie o wykrycie promieniowania X.

Już miesiąc po wystrzeleniu satelity Chandra w 1999 r. zaobserwowano źródło promieniowania X, które pokrywało się z Sgr A*. Jednakże natężenie tego promieniowania było pięć razy słabsze od spodziewanego. Okazało się także, że obszar kilku lat św. wokół Sgr A* zawiera tysiące gwiazd. Chociaż większość z nich to stare czerwone gwiazdy ciągu głównego (karły), to zidentyfikowano tam przeszło 100 gwiazd gorących, OB i WR. Wydaje się, że wszystkie zostały utworzone w jednym zdarzeniu, kilka milionów lat temu. Fakt nieco zagadkowy, gdyż spodziewano się, że przypływowe siły od czarnej dziury uniemożliwiają formacje gwiazd. Ten „paradoks młodości” jest szczególnie wyraźny dla gwiazd na ciasnych orbitach wokół Sgr A*. Możliwy scenariusz przewiduje albo formację w masywnej gromadzie, poza centrum, która następnie migrowała do jej bieżącej pozycji, albo wewnątrz masywnego, zwartego akrecyjnego dysku wokół centralnej czarnej dziury. Ciekawe, że większość z tych 100 młodych, masywnych gwiazd wydaje się skoncentrowana wewnątrz jednego lub dwóch dysków.

Astrometryczne pomiary o dużej zdolności czasowej w czasie 17 lat pozwoliły na określenie ruchów własnych gwiazd w centrum Galaktyki. Pokazały one, że pewne z tych gwiazd w bezpośredniej bliskości Sgr A* — w odległości zaledwie 30 lat św. poruszają się po orbitach keplerowskich wokół ogromnej centralnej masy. Z kształtu tych orbit można było oszacować jej masę. Okazało się, że w obrębie zaledwie 3 lat św. od centrum znajduje się masa około 2 mln mas słonecznych.

W końcu także, podczas rutynowych obserwacji tej centralnej gromady gwiazd w podczerwieni na fali 1,7 mikrona przez VLT (Bardzo Duży Teleskop), obserwatorzy zauważyli jasny, mocny rozbłysk w przypuszczalnym centrum Galaktyki. W czasie kilku minut strumień słabego źródła wzrósł 46 razy i znowu osłabł po około 30 min. Rozbłysk nastąpił w obrębie kilku milisekund łuku od pozycji Sgr A*. Krótki czas wzrostu i zaniku wskazały, że źródło rozbłysku było ulokowane wewnątrz tego radioźródła w odległości mniejszej niż 10 promieni odpowiadającej oczekiwanej masie czarnej dziury. Taki rozbłysk mógł być wynikiem akrecji gazu na czarną dziurę, kiedy tworząc dysk wokół niej, może uwalniać energię. Prześledzenie obserwacji radiowych i w zakresie X doprowadziło astronomów do następujących wniosków:

Energia wyzwolona odpowiada nagłemu pochłonięciu kęsa materii o masie równej masie komety lub asteroidu. Co więcej, ze szczególnego sposobu pojaśnienia i pociemnienia (osłabienia) promieniowania X obliczono, że obiekt w Sgr A* ma jedynie około 15 mln km średnicy — mniej niż orbita Merkurego wokół Słońca. Ten obserwacyjny dowód małego rozmiaru obszaru wypełnionego ogromną ilością masy wydaje się rozstrzygać, że mamy do czynienia z supermasywną czarną dziurą.

Sama czarna dziura jest zbyt mała, aby ją można było dostrzec obecnymi instrumentami. Interferometryczne pomiary na długich bazach pozwoliły w 2008 r. określić średnicę Sgr A* na 0,3 j.a. (44 mln km).

Nadal tajemnicze jest jednak pochodzenie czarnej dziury. Skąd pochodzą w ogóle supermasywne czarne dziury? Być może powstały podczas formacji galaktyk. Może gwiazdowa czarna dziura poprzez akrecję wzrosła do supermasywnej. A może supermasywne czarne dziury pochodzą z gromad mniejszych czarnych dziur?

Informacje dodatkowe

Ostatnie pomiary zdają się wskazywać, że nasza Galaktyka ma rozmiar podobny do naszego największego sąsiada — galaktyki w Andromedzie. Podobnie, nowe wyniki pokazują, że masa Drogi Mlecznej jest około 50% większa niż sądzono.

Wiek najstarszych gwiazd w Galaktyce oszacowano na 13,6 ± 0,8 mld lat.

Natomiast dysk Galaktyki, gdzie występuje Słońce, był uformowany między 6,5 do 10,1 mld lat temu.

Nasza Galaktyka leży w tzw. Lokalnej Grupie galaktyk o rozmiarze około 6 mln lat św. Duży Obłok Magellana leży w odległości ponad 160 000 lat św. od naszej Galaktyki, a galaktyka w Andromedzie w odległości przeszło 2 mln lat św.

Pewne obserwacje pobliskich galaktyk eliptycznych wskazują na intensywne oddziaływania między nimi. Nasza Galaktyka odrywa z wymienionych galaktyk znaczną ilość materii i wprowadza ją na orbity wokół swego centrum.

Z Galaktyką związanych jest również szereg niewyjaśnionych dotychczas problemów. Jednym z nich jest prawdopodobna obecność w Galaktyce dosyć tajemniczej formy materii, która manifestuje się jedynie grawitacyjnym oddziaływaniem. To właśnie efekty grawitacyjnego przyspieszania są głównymi, chociaż pośrednimi dowodami istnienia ciemnej materii. Okazuje się bowiem, że podobnie jak dla wielu innych galaktyk, również nasza Galaktyka wykazuje płaską krzywą rotacji. Daleko od centrum Galaktyki, typowa i prawie stała prędkość obrotu zawiera się między 210 a 240 km/s. Jest to całkowicie różne od ruchu w Systemie Słonecznym, gdzie prędkość maleje w miarę oddalania się od Słońca. Płaskie krzywe rotacji, daleko poza obszarami obecności widzialnej (świecącej) materii stanowią wskazówkę, że te pozornie puste obszary oddziałują grawitacyjnie na obecne tam pojedyncze obserwowane obiekty w sposób daleko przekraczający oddziaływanie widzialnej „normalnej” materii. Stanowi to główny dowód istnienia ciemnej materii.

Inna zagadka naszej Galaktyki związana jest z obecnością w niej ramion spiralnych o niezwykłej trwałości czasowej — miejsc formacji młodych, nowych gwiazd w postaci struktur spiralnych. Jest to tzw. problem nawijania się ramion spiralnych, co powinno następować, gdy wewnętrzne części ramion rotują szybciej niż zewnętrzne. Ale tego w galaktykach (także naszej) się nie obserwuje.

Nasza Galaktyka, niezależnie od obrotu, porusza się w międzygalaktycznej przestrzeni. Pomiary wskazują, że Droga Mleczna porusza się w przybliżeniu 630 km/s względem lokalnego systemu galaktyk. Przy takiej prędkości Ziemia porusza się 52 mln km na dzień (prawie 19 mld km na rok). Pomiary wskazują także, że galaktyka Andromedy zbliża się do Galaktyki z prędkością 100 do 140 km/s. Prowadzi to do możliwej kolizji za 3 do 4 mld lat, co prawdopodobnie doprowadzi do zlania się obu w pojedynczą galaktykę eliptyczną podczas kolejnego miliarda lat.

Dr hab. Andrzej Strobel, profesor nadzwyczajny UMK, jest specjalistą astronomii gwiazdowej. W randze zastępcy dyrektora, od kilku kadencji kieruje procesem dydaktycznym w Centrum Astronomii w Toruniu