銀心（Galactic Center），銀河系環(huán)繞的中心區(qū)域。銀心是指銀河系的中心，也就是銀河系的自轉(zhuǎn)軸與銀道面的交點(diǎn)，距離地球約2.6萬光年。位于人馬座、天蝎座與蛇夫座3個(gè)星座的交界區(qū)域，銀心在天球赤道座標(biāo)系統(tǒng)的座標(biāo)是赤經(jīng)17h45m40s，赤緯-29° 00' 28"。
銀心區(qū)，包括中央分子帶CMZ，分子氣體塵埃環(huán)CND，復(fù)雜復(fù)合體SgrA。中央分子帶CMZ包括CMZ外邊界處的高速環(huán)狀結(jié)構(gòu)和該邊界內(nèi)部的低速分子云，內(nèi)含大量氣體以及恒星。分子氣體塵埃環(huán)CND是由密而暖的分子氣體、原子氣體和塵埃組成的薄環(huán)狀結(jié)構(gòu)。而復(fù)雜復(fù)合體SgrA包括SgrA East和SgrA West，銀河系中心處有一個(gè)很強(qiáng)的射電源，它被命名為人馬座A*，是銀河系的動(dòng)力學(xué)中心。甚長(zhǎng)基線干涉儀的探測(cè)表明，銀心射電源的中心區(qū)很小，甚至小于10個(gè)天文單位，即不大于木星繞太陽的軌道。
經(jīng)過科學(xué)研究發(fā)現(xiàn)銀心有一個(gè)超大質(zhì)量黑洞。它是整個(gè)銀河系的動(dòng)力學(xué)中心。萊因哈德·根澤爾（Reinhard Genzel）和安德莉婭·蓋茲（Andrea M. Ghez）因發(fā)現(xiàn)銀河系中心存在超大質(zhì)量黑洞獲得2020年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)，2022年5月12日，事件視界望遠(yuǎn)鏡（EHT）拍到了銀河系中心黑洞，這說明阿爾伯特·愛因斯坦所描述的廣義相對(duì)論是成立的。眾多天文學(xué)家對(duì)銀心經(jīng)過了近百年的觀測(cè)與研究才發(fā)現(xiàn)了銀心的冰山一角，今后對(duì)銀心的研究將進(jìn)一步加深對(duì)宇宙的了解。
銀心的發(fā)現(xiàn)
1515年，尼古拉·哥白尼為闡述自己關(guān)于天體運(yùn)動(dòng)學(xué)說的基本思想撰寫了篇題為《淺說》的論文，他認(rèn)為所有天體都繞太陽運(yùn)轉(zhuǎn)，宇宙的中心在太陽附近。
1755年，伊曼努爾·康德在《宇宙自然史與天體理論》（后改名為《自然通史和天體論》）中指出，銀河系中心有一顆大恒星，而天狼星可能就是這顆恒星。
18世紀(jì)80年代，赫歇耳通過多次反復(fù)的觀測(cè)發(fā)現(xiàn)天上的恒星是和銀河一起共同構(gòu)成了一十扁而平的巨大盤狀系統(tǒng)，從而證實(shí)了比太陽更高一級(jí)的天體系統(tǒng)——銀河系的存在。
1918年,通過對(duì)球狀星團(tuán)距離和方位的測(cè)定，發(fā)現(xiàn)銀河系中心在天淵三方向離太陽數(shù)萬光年處。
1922年,卡普坦發(fā)表了他的銀河系模型：銀河系主體具有盤狀結(jié)構(gòu)，直徑5.5萬光年，厚1.1萬光年，包含了474億顆恒星；太陽位于靠近盤中心的位置上，離中心約為2000--2300光年，世人稱為“卡普坦宇宙”。
1933年美國貝爾實(shí)驗(yàn)室的卡爾·央斯基（Karl Guthe Jansky）意外發(fā)現(xiàn)了來自銀河中心穩(wěn)定的電磁輻射。央斯基在研究和尋找干擾無線電通信的噪聲源時(shí)，發(fā)現(xiàn)除去兩種雷電造成的噪聲外，還存在著第三種噪聲，那是一種很低又很穩(wěn)定的“哨聲”。央斯基對(duì)這一噪聲（觀測(cè)頻率21MHz）進(jìn)行了一年多的精確測(cè)量和周密分析，終于確認(rèn)這種“哨聲”來自地球大氣之外，是銀河系中心人馬座方向發(fā)射的一種無線電波輻射。
1940年，雷伯在美國用自制的直徑9.45米、頻率162兆赫的拋物面型射電望遠(yuǎn)鏡證實(shí)了央斯基的發(fā)現(xiàn)，并測(cè)到了太陽以及其他一些天體發(fā)出的無線電波。
太陽到銀心的距離
介紹
太陽到銀河系中心的距離 (太陽銀心距)是有關(guān)銀河系結(jié)構(gòu)的基本參數(shù)之一，它的測(cè)定結(jié)果對(duì)天體物理研究具有多方面的重要影響，太陽銀心距的準(zhǔn)確測(cè)定，對(duì)銀河系內(nèi)的一些天體 (如位于銀河系中心的巨分子云)來說，它們的質(zhì)量和光度的估值必然也與的取值有關(guān)。
測(cè)定方法
太陽到銀心的距離測(cè)定有多種方法，主要分為：絕對(duì)測(cè)定、相對(duì)測(cè)定、間接推斷。
絕對(duì)測(cè)定
距離的絕對(duì)測(cè)定，是指無需任何定標(biāo)而直接測(cè)得天體距離，如由三角視差法得到幾何距離，由統(tǒng)計(jì)視差法得到運(yùn)動(dòng)學(xué)(速度)距離等。而距離相對(duì)測(cè)定的本質(zhì)是確定不同天體的距離之比值，并由距離已知的近天體推算遠(yuǎn)天體的距離，其中近天體的距離起某種定標(biāo)的作用，統(tǒng)計(jì)視差法測(cè)定銀心距需同時(shí)滿足 3個(gè)條件 ：目標(biāo)天體應(yīng)足夠明亮而能觀測(cè)到 ，視向速度測(cè)定能取得合理的精度 ，能以足夠高的精度測(cè)出天體的微小自行。利用水脈澤源和單顆恒星的運(yùn)動(dòng)學(xué)來測(cè)定銀心距都屬于絕對(duì)測(cè)定。
相對(duì)測(cè)定
天體距離的相對(duì)測(cè)定 ，必須先對(duì)與距離有關(guān)的某種關(guān)系式或未知參數(shù)進(jìn)行定標(biāo) ，然后才能推算出天體的距離，其中應(yīng)用最為廣泛的是光度距離。"光度"，是指天體的實(shí)際發(fā)光本領(lǐng)，它與亮度是兩個(gè)不同的概念 ，后者是觀測(cè)者所看到的天體之明暗程度 。光度是天體的內(nèi)稟性質(zhì) ，與天體的距離無關(guān) ，亮度是觀測(cè)效果 ，與距離平方成反比。天文學(xué)中常用絕對(duì)星等M 和視星等m分別表征天體的光度和亮度，它們與距離r有以下關(guān)系 ：m—M =51gr一5，其中 m—M 稱為距離模數(shù)，利用此方程可以求出銀心距。與絕對(duì)測(cè)定方法相比，可用于相對(duì)測(cè)定的有更多種不同的示蹤天體，如球狀星團(tuán)、天琴 RR型變星、 Mira變星以及一些巨星和紅團(tuán)簇星等，因而的相對(duì)測(cè)定結(jié)果遠(yuǎn)多于絕對(duì)測(cè)定。
間接推斷
間接推算距離的方法 (有人稱為的第三類測(cè)量)，適用這類方法的示蹤天體并不要求位于銀心方向附近，但除了能確定它們的距離外，還需要取得這些天體的運(yùn)動(dòng)速度 (視向速度，自行)等其他觀測(cè)量。如給定合理的銀河系運(yùn)動(dòng)學(xué)模型，那么只要測(cè)得恒星等天體到太陽的距離 (日心距)和視向速度以及自行，就可以估計(jì)太陽銀心距，銀河系的質(zhì)量模型亦被用來確定太陽銀心距只要建立某種合理的質(zhì)量分布模型，就可以得到銀河系的理論自轉(zhuǎn)曲線。另一方面，通過實(shí)測(cè)又可以取得銀河系的觀測(cè)自轉(zhuǎn)曲線 。只要把銀河 系的觀測(cè)自轉(zhuǎn)曲線與理論自轉(zhuǎn)曲線相擬合，即可解算出有關(guān)的擬合參數(shù)，其中就包括。的另一種間接推算方法要用到天體的光度函數(shù)，即天體按絕對(duì)星等的頻數(shù)分布函數(shù)。
太陽的銀心距與未來趨勢(shì)
1964年 ，國際天文學(xué)聯(lián)合會(huì) (IAU)曾推薦太陽銀心距的取值為：10 kpc，1985年，IAU再次推薦的數(shù)值為= 8.5±1.1 kpc。1993年，美國天文學(xué)家Reid依據(jù)之前多種方法的測(cè)定結(jié)果 ，經(jīng)細(xì)致分析后得出太陽銀心距的最優(yōu)測(cè)定值可取為=8.0±0.5 kpc，這一數(shù)值實(shí)際上已被天文界廣泛采用。比較 1964年和 1985年 IAU推薦的 值 10 kpc和 8.5 kpc，Reid于1993年給出的 8.0 kpc，以及筆者得到的 7.82 kpc,測(cè)定值總體上表現(xiàn)為有減小的趨勢(shì)。隨著新觀測(cè)資料的取得 ，人們?nèi)詫?huì)通過不同途徑對(duì)太陽銀心距作新的測(cè)定。不過，可以預(yù)期未來的測(cè)定值不大會(huì)出現(xiàn)太多的改變。
銀心的分布與組成
銀心區(qū)，包括中央分子帶CMZ，分子氣體塵埃環(huán)CND，復(fù)雜復(fù)合體SgrA。銀心區(qū)主要包含6種基本成分：中央暗天體、年輕星團(tuán)、分子氣體塵埃環(huán)一 CND、電離氣體流柱、彌漫熱氣體以及超新星遺跡 。
銀心集聚了大量的星際物質(zhì)，總體呈盤狀分布， 4 kpc分子環(huán) ( kpc molecular ring)以內(nèi)到銀心距幾百 pc之間的氣體盤是個(gè)分子原子混合層，其平均分子面密度很低， CO分子的發(fā)射率也很低。但是，當(dāng)銀心距接近 200 pc時(shí)，分子氣體的密度大大增高，氣體質(zhì)量達(dá)到 。從該銀心距以內(nèi)的盤狀分子介質(zhì)稱為中央分子帶 CMZ(Central Molecular Zone)，它已為許多 、 、、、等分子譜線的射電觀測(cè)所證實(shí)。CND是1982年Becklin等人遠(yuǎn)紅外觀測(cè)銀心時(shí)發(fā)現(xiàn)的，它是由密而暖的分子氣體、原子氣體和塵埃組成的薄環(huán)狀結(jié)構(gòu)，內(nèi)邊緣半徑約1.5 Pc，質(zhì)量約，密度，氣伴的速度彌散度 ≈30。CND并不是一個(gè)完全連續(xù)的而是呈簇聚狀的氣體環(huán)，CND可能并不處于平衡狀態(tài)，它由 23個(gè)繞銀核轉(zhuǎn)動(dòng)的流柱 (streamer)構(gòu)成 ，它的東南方向有一個(gè)空隙，原因不明，可能是視線方向上的星際氣體的阻擋，也可能本身缺乏物質(zhì)。在銀心附近更小尺度上 (-50 pc~50 pc)，呈現(xiàn)出一個(gè)形態(tài)復(fù)雜的復(fù)合體 SgrA，從射電弧上可見銀心 4-200 pc內(nèi)的各種主要成分，射電弧，超新星遺跡，分子云復(fù)合體。非熱璧狀件等在銀心附近更小尺度上，呈現(xiàn)出一個(gè)形態(tài)復(fù)雜的復(fù)合體 SgrA，從射電續(xù)發(fā)射圖上可以看到它的兩個(gè)明亮的特征： SgrA East和 SgrA West．現(xiàn)在公認(rèn)，銀河系動(dòng)力學(xué)中心位于SgrA ，這是個(gè)致密非熱射電源，尺度不會(huì)大于1 AU。
中央分子帶 CMZ
CMZ大致可分為兩種成分： CMZ外邊界處的高速環(huán)狀結(jié)構(gòu)，半徑約 180 pc，大致呈連續(xù)環(huán)狀結(jié)構(gòu)，有人稱它為 180 pc分子環(huán)，是CMZ的外部邊界，和該邊界內(nèi)部的低速分子云( 100)，分子云的最顯著的大尺度特征，是它們集中在銀心區(qū)域以及位于銀心徑的分子環(huán)區(qū)，如與 SgrA及 SgrA East成協(xié)的分子云、SgrB2等。在 CO射電圖中，CMZ內(nèi)的氣體大致呈軸對(duì)稱分布和作圓周運(yùn)動(dòng)，但不完全對(duì)稱于銀河系中心。CMZ內(nèi)部除低速成分外還有大量的超新星遺跡 (SNR)、射電弧 (Axc)、線狀體(Threads)、非熱絲狀體 (f~aments，NTF)、大質(zhì)量恒星形成的HII區(qū)和分子云復(fù)合體等。如SgrB2，SgrC、SgrD。還有個(gè)與銀心SgrA復(fù)合體成拂的云，稱為50云，它毗鄰銀河系中心．后者一半是河外射電源，另一半可能是 HII區(qū)。除了氣體成分外，銀心區(qū)更多的物質(zhì)表現(xiàn)為恒星的成分。銀心區(qū)的近紅外輻射主要來自恒星。在離銀心幾角秒到幾度的范圍內(nèi)，近紅外面亮度相對(duì)銀道面和銀心略呈不對(duì)稱分布，與銀心距大致呈反比，在常數(shù)質(zhì)光比的假設(shè)下 (M／L≈1.2~1.8)，恒星的體密度按銀心距下降，可以看作是一個(gè) “等溫”星團(tuán)。在銀心距 100 pc處，恒星的速度彌散度為(7510)。并隨R的減小而增加。大部分恒星是冷而明亮的K、M 晚型巨星，這個(gè)星團(tuán)長(zhǎng)軸沿銀道面延伸，所以更像個(gè)旋轉(zhuǎn)橢球體．在銀心距約 800 pc尺度上的恒星分布 (有人稱之為銀河系的中心核球，central bulge)更類似于恒星棒 。銀河系核球呈棒狀，這早在銀心附近HI云的非圓周運(yùn)動(dòng)中就已發(fā)現(xiàn) ，現(xiàn)為各種觀測(cè)技術(shù)(測(cè)光方法、空氣動(dòng)力學(xué)方法、恒星動(dòng)力學(xué)方法、亮星計(jì)數(shù)法、銀核球的微透鏡事件等)所證實(shí)。棒的軸比為 3：1：1，總質(zhì)量約 (1~3)×10 ，長(zhǎng)軸指向正銀經(jīng)，在研究銀心區(qū)氣體動(dòng)力學(xué)時(shí)必須考慮恒星棒的存在。 CMZ的形態(tài)、分布、非圓周運(yùn)動(dòng)和強(qiáng)激波的存在，都可以用銀心區(qū)氣體在棒引力勢(shì)的作用下內(nèi)落來加以解釋 。
分子氣體塵埃環(huán) CND
CND是 1982年 Becklin等人遠(yuǎn)紅外觀測(cè)銀心時(shí)發(fā)現(xiàn)的，它是由密而暖的分子氣體、原子氣體和塵埃組成的薄環(huán)狀結(jié)構(gòu)，內(nèi)邊緣半徑約 1.5 Pc，相對(duì)視線的傾斜角為 20°一30°。質(zhì)量約104M，密度 ~ ，氣伴的速度彌散度 ≈30。2pc處厚度為0.5 pc，7 pc處厚度為2 pc。CND并不是一個(gè)完全連續(xù)的而是呈簇聚狀的氣體環(huán)，環(huán)物質(zhì)是呈塊狀分布。體積充滿因子低表明從中心來的紫外輻射能穿過該區(qū)域而到達(dá)更遁的地方。簇被溫度 7000~ 8000 K、密度 100的電離氣體所包圍。中性氣體中熱的分子和原子云可能的加熱機(jī)制來源于擾動(dòng)引起的云際激波和因光電效應(yīng)而釋放出的紫外輻射。CND可能并不處于平衡狀態(tài)，它由 2~3個(gè)繞銀核轉(zhuǎn)動(dòng)的流柱 (streamer)構(gòu)成 ，它的東南方向有一個(gè)空隙，原因不明，可能是視線方向上的星際氣體的阻擋，也可能本身缺乏物質(zhì)。 CND繞銀心 SgrA*轉(zhuǎn)動(dòng)，轉(zhuǎn)動(dòng)速度約 100，轉(zhuǎn)動(dòng)時(shí)標(biāo)為 yr，對(duì)應(yīng)于圍繞質(zhì)量為幾百萬倍M的中心天體的開普勒運(yùn)動(dòng)。通常認(rèn)為 CND是個(gè)吸積盤，維持銀心中央 2 pc內(nèi)的電離氣體流。CND內(nèi)的磁場(chǎng)強(qiáng)度約0.5~2 mG，磁能密度 。，與湍流能密度 差不多，說明磁場(chǎng)和湍流在CND的動(dòng)力學(xué)和角動(dòng)量轉(zhuǎn)移中都起了重要的作用。 CND磁場(chǎng)在天空中的投影方向近似南北向，沿CND的主軸方向。銀核中各種高能輻射的光子加熱、湍流激波加熱、微腔高速風(fēng)產(chǎn)生的激波加熱等都是CND加熱的可能機(jī)制。一般認(rèn)為，幾百pc范圍內(nèi)的巨分子云中的氣體向內(nèi)旋落，最終形成和補(bǔ)充了CND。
復(fù)雜復(fù)合體SgrA
在銀心附近更小尺度上 (-50 pc~50 pc)，呈現(xiàn)出一個(gè)形態(tài)復(fù)雜的復(fù)合體 SgrA，從射電弧上可見銀心 4-200 pc內(nèi)的各種主要成分，射電弧，超新星遺跡，分子云復(fù)音體．非熱璧狀件等在銀心附近更小尺度上 (~50 pc×50 pc)，呈現(xiàn)出一個(gè)形態(tài)復(fù)雜的復(fù)合體 SgrA，從射電續(xù)發(fā)射圖上可以看到它的兩個(gè)明亮的特征： SgrA East和 SgrA West．通常認(rèn)為 SgrAEast是一個(gè)非熱的殼層源，可能產(chǎn)生于一次超新星爆發(fā)，或者是一個(gè)光度非常低的射電源的一部分 。SgrAWest像一個(gè)小的旋臂，VLA 的觀測(cè)也表明了這一點(diǎn) 。在小旋臂中心附近有一個(gè)非熱強(qiáng)射電源 。高空間分辨率的觀測(cè)發(fā)現(xiàn) ，小旋臂非常薄，大致呈長(zhǎng)纖維狀或弧形(寬度<0.1pc)，并呈現(xiàn)分節(jié)形狀。SgrA 之內(nèi)有一個(gè)由塵埃構(gòu)成的環(huán)狀物，尺度約為 1.7 pc，在該區(qū)域內(nèi)，是少量的電離氣體，幾乎不存在其他塵埃和氣體 因此， 1.7pc內(nèi)的區(qū)域可以認(rèn)為是一個(gè)中央空腔。現(xiàn)在公認(rèn)，銀河系動(dòng)力學(xué)中心位于sgrA ，這是個(gè)致密非熱射電源，尺度不會(huì)大于1 AU。人馬座A是位于復(fù)合體SgrA中心的一個(gè)致密的非熱射電源，被公認(rèn)為銀河系動(dòng)力學(xué)中心（現(xiàn)已被證實(shí)是黑洞）。
銀心的觀測(cè)與探測(cè)
銀心方向在光學(xué)波段上的星際消光非常嚴(yán)重 (AV30mag) ，而在近紅外區(qū)只有 2~3mag，在遠(yuǎn)紅外和射電波段則幾乎減小到零。對(duì)高能輻射(X射線、射線)而言，由于其穿透力甚強(qiáng)，也是觀測(cè)銀心區(qū)的良好窗口，因此對(duì)銀心區(qū)的直接觀測(cè)只能在X射線、射 線、紅外以及射電波段進(jìn)行。空間科學(xué)的迅速發(fā)展，使得天文學(xué)進(jìn)入了全波段研究時(shí)代。隨著VLA，VLBI，VLBA技術(shù) 以及 IRAS衛(wèi)星、x射線衛(wèi)星的應(yīng)用，近年來關(guān)于銀心區(qū)的研究取得了很大的進(jìn)展。
觀測(cè)
業(yè)余觀測(cè)
銀河各部分的亮度是不一樣的，最亮的是銀心（天蝎座、人馬座天區(qū)）。“銀心是銀河最燦爛、絢麗的部分，但在北半球只有夏、秋兩季才是觀測(cè)它的好時(shí)機(jī)。進(jìn)入6月，天黑后不久，銀心就會(huì)從東南方向升起；6月往后，銀心的位置逐日升高，觀測(cè)條件越來越好。
射電連續(xù)譜觀測(cè)
銀心區(qū)的射電連續(xù)譜觀測(cè)提供了大量有關(guān)銀心區(qū)結(jié)構(gòu)的信息。1992年，Mehringer等人利用 VLA首次對(duì) SgrB區(qū)的 SgrBl和 G0.6—0.0進(jìn)行高分辨率的觀測(cè)和研究。他們認(rèn)為 SgrBl有一個(gè)長(zhǎng)約6pc的電離氣體棒結(jié)構(gòu)，這樣一種形狀和尺度的東西目前在恒星形成區(qū)域還沒有發(fā)現(xiàn)過。發(fā)射線是從擴(kuò)展的殼狀結(jié)構(gòu)中發(fā)出的。對(duì) SgrB1的復(fù)合線觀測(cè)表明，SgrB1在運(yùn)動(dòng)學(xué)上分成兩個(gè)不同的部分，而 G0.6—0.0正處于這兩個(gè)部分之間，并至少舍有 4個(gè)復(fù)合源。
銀心區(qū)還存在著大量的氣體和分子云，射電連續(xù)譜觀測(cè)取得了大量的結(jié)果。觀測(cè)發(fā)現(xiàn)，在SgrA周圍幾百個(gè)pc內(nèi)的分子云與遠(yuǎn)達(dá)幾千pc的分子云 相 比，其物理狀況表現(xiàn)為高溫( T～50—100K)、高密度( ～ )以及具有寬的譜線。氣體溫度較高而塵埃溫度( T～20一30K) 較低這一觀測(cè)事實(shí)說明，氣體的加熱不是由于氣體塵埃的碰撞，而是另外某種形式直接相互作用的結(jié)果，如宇宙線的作用或分子云湍動(dòng)耗散等。目前對(duì)銀心區(qū)分子云觀測(cè)結(jié)果的一般認(rèn)識(shí)是 ，這些分子云因銀河系潮汐力的作用而處于瓦解過程中，并正以每年幾十個(gè)太陽質(zhì)量的速率向內(nèi)跌落。
探測(cè)
X射線探測(cè)
錢德拉Ｘ射線望遠(yuǎn)鏡（Chandra X-ray Observatory）是擁有高空間分辨率的Ｘ射線空間望遠(yuǎn)鏡，由美國航空航天局研制并于1999年成功發(fā)射，運(yùn)行至今已經(jīng)圓滿完成了原定任務(wù)。銀心Ｘ射線點(diǎn)源的星族組成一直以來都是銀心研究的熱點(diǎn)。我們利用迄今為止最深的錢德拉望遠(yuǎn)鏡對(duì)銀心的觀測(cè)，可以探測(cè)到銀心較暗弱的點(diǎn)源，對(duì)銀心Ｘ射線點(diǎn)源列表進(jìn)行更新。科學(xué)家研究了該區(qū)域的Ｘ射線點(diǎn)源，科學(xué)家們?cè)阢y心最中心區(qū)域探測(cè)到超過3600個(gè)Ｘ射線點(diǎn)源。
γ射線探測(cè)
專用于探測(cè)高能宇宙射線的最靈敏的設(shè)備是由四臺(tái)直徑13米的碟形天線組成的高能體視系統(tǒng)(High Energy Stereoscopic System， 簡(jiǎn) 稱HESS) 。該陣列安置在非洲納米比亞境內(nèi)一處大氣寧靜度好、光污染也少的場(chǎng)所。據(jù)2005年3月下旬的物理學(xué) web報(bào)道，一天文觀測(cè)小組用 HESS探測(cè)到了位于我們銀河系中心的8個(gè)高能射線源，其中至少有兩個(gè)在射電、光學(xué)或 X射線波段都未顯示有對(duì)應(yīng)的射線源。小組認(rèn)為，這種射線源可能是一類未知的“暗”宇宙加速器。其次，在這些天體中被加速的主要粒子是核子而不是一般射線源中的電子。
銀心超大質(zhì)量黑洞
銀心超大質(zhì)量黑洞的發(fā)現(xiàn)歷程
1951年，澳大利亞天文學(xué)家Jack Piddington和 Harry Minnett 利用一架工作在 1210 MHz 頻段上的18英尺射電望遠(yuǎn)鏡探測(cè)到了來自人馬座方向的一個(gè)強(qiáng)射電源。3年后，該源又400MHz頻段上被探測(cè)到，并被命名為人馬座(Sagittarius)A，簡(jiǎn)寫為Sgr A。
1971年，兩位理論天體物理學(xué)家唐納德·林登貝爾(Lynden—Bell D)和瑞斯(Rees M)首次提出在銀河系中心應(yīng)該有一個(gè)作為能源供給的黑洞 ?，并建議通過射電干涉測(cè)量來找尋它。
1974 年，布魯斯·巴里克（Bruce Balick）和羅伯特·布朗（Robert Brown）利用美國國家射電天文臺(tái)綠岸望遠(yuǎn)鏡，發(fā)現(xiàn)了銀河系中心有一個(gè)非常亮而致密的射線源，布朗稱之為人馬座 A*（Sgr A*）。此后，主流的解釋是，銀河系中心存在一個(gè)黑洞，它提供了射電輻射的能量來源。
20世紀(jì)90年代以來，地面的大型天文觀測(cè)設(shè)備和空間 X射線望遠(yuǎn)鏡先后探測(cè)到了來 自Sgr A* 的紅外和X射線輻射。
2002年，馬克斯·普朗克外空物理學(xué)研究所的萊因哈德·根澤爾（Reinhard Genzel）小組，公布了質(zhì)量是太陽7倍的恒星S2以每秒5000公里的高速每15.2年繞銀河系中心一周。這顆恒星他們監(jiān)測(cè)了10年。這個(gè)結(jié)果表明：銀河系中心的天體質(zhì)量大于400萬倍太陽質(zhì)量。
2009 年，另一個(gè)小組公布了更多的恒星繞行的觀測(cè)結(jié)果。這些結(jié)果表明位于銀河系中心的天體很大可能是黑洞，因?yàn)闆]有其它已知的天體能在這么小的區(qū)域聚集這么大的質(zhì)量。該研究以及其它關(guān)于人馬座A*的研究，成為“銀河系中心存在超大質(zhì)量黑洞的最有力證明”。萊因哈德·根澤爾和安德莉婭·蓋茲（Andrea M. Ghez）因此獲得2020 年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。
2022年5月12日，銀河系中心黑洞的首張照片發(fā)布。來自“事件視界望遠(yuǎn)鏡”（EHT）合作組織的270位科學(xué)家參與了此項(xiàng)研究。上海天文臺(tái)天馬望遠(yuǎn)鏡是東亞VLBI觀測(cè)網(wǎng)的重要臺(tái)站。顯著提高了東亞VLBI網(wǎng)的觀測(cè)靈敏度，在微弱信號(hào)探測(cè)方面發(fā)揮作用。上海天文臺(tái)牽頭組織協(xié)調(diào)國內(nèi)學(xué)者參與此次銀河系中心黑洞EHT項(xiàng)目合作。
重大事件
費(fèi)米氣泡
美國航空航天局伽馬射線廣域空間望遠(yuǎn)鏡于 2010 年發(fā)現(xiàn)了兩個(gè)巨大的氣泡：一個(gè)在銀河系平面上方延伸，另一個(gè)在下方延伸，形成類似于巨大沙漏的形狀，跨度約為 50 000 光年。可能是銀河系中心超大黑洞噴發(fā)的遺跡，銀河系的中心黑洞（被稱為人馬座 A*）就位于此處。這兩個(gè)巨大的氣泡后被命名為費(fèi)米氣泡。費(fèi)米氣泡是兩個(gè)內(nèi)部充斥著高溫氣體、宇宙射線、磁場(chǎng)的巨大橢球狀結(jié)構(gòu)。這兩個(gè)氣泡大致位于銀心對(duì)稱兩側(cè)，每個(gè)氣泡的高度約為50度，寬度約為40度。來自美國、英國、南非等國15個(gè)研究機(jī)構(gòu)的天文學(xué)家參與研究，團(tuán)隊(duì)利用南非MeerKAT射電望遠(yuǎn)鏡陣列捕捉到這對(duì)巨型“孿生”氣泡狀結(jié)構(gòu)發(fā)出的射電波。
費(fèi)米氣泡是個(gè)重要的發(fā)現(xiàn)，它暗示銀心在過去是活動(dòng)的。通過研究費(fèi)米氣泡的形成，可以對(duì)銀心過去百萬年以及千萬年時(shí)標(biāo)上的活動(dòng)性作出約束，并且費(fèi)米氣泡的伽馬射線產(chǎn)生機(jī)制，對(duì)于探究銀河系高能粒子的加速機(jī)制和加速效率，甚至對(duì)于研究暗物質(zhì)，都是重要的觀測(cè)約束。
關(guān)于費(fèi)米氣泡的起源，該結(jié)構(gòu)的形狀和排放表明它是由于大量且相對(duì)快速的能量釋放而形成的，而其來源仍然是個(gè)謎。一種可能性包括來自銀河系中心超大質(zhì)量黑洞的粒子噴流。在許多其他星系中，天文學(xué)家看到由落向中心黑洞的物質(zhì)驅(qū)動(dòng)的快速粒子噴流。雖然今天沒有證據(jù)表明銀河系黑洞有這樣的噴流，但過去可能有。這些氣泡也可能是由于恒星形成爆發(fā)時(shí)氣體流出而形成的，也許是幾百萬年前在銀河系中心產(chǎn)生了許多巨大星團(tuán)的恒星形成過程。
耀變
2002年 10月 3日Porquet等人在 X射線波段觀測(cè)到 了大幅度耀變，此后眾多科學(xué)家利用現(xiàn)代觀測(cè)技術(shù)進(jìn)行多波段同時(shí)觀測(cè)，亞毫米、(近)紅外 、X射線波段都觀測(cè)到了耀變，X射線波段和亞毫米波段的時(shí)間延遲約 100 min。耀變期間，亞毫米波段的偏振度由 9％增大到 17％，與同步輻射從光厚到光薄的轉(zhuǎn)變一致。
于是研究者引入一些模型來解釋SgrA 的耀變產(chǎn)生機(jī)制 ，如絕熱膨脹的等離子體模型和熱斑模型等。絕熱膨脹的等離子體模型模型也很好地解釋了(近)紅外和亞毫米波段觀測(cè)到的約 1.5 h的時(shí)間延遲。
熱斑模型認(rèn)為 ，Sgr A 是一個(gè)高速旋轉(zhuǎn) 的黑洞 ，被吸積盤環(huán)繞，吸積盤內(nèi)區(qū)接近黑洞的最后穩(wěn)定軌道 。盤上磁場(chǎng)是環(huán)向的 ．吸積盤外區(qū)磁場(chǎng)是徑 向的，因此很容易發(fā)生磁重聯(lián) 。一部分電子被加熱到很高的溫度 ，產(chǎn)生同步輻射。輻射區(qū)也就是“熱斑”繞著黑洞旋轉(zhuǎn) ，產(chǎn)生了準(zhǔn)周期震蕩 。
銀心的研究意義
銀心幾乎是個(gè)天體的 “博物館”，它內(nèi)涵了銀河系內(nèi)各種類型的天體：從星際介質(zhì)、分子云、恒星到星團(tuán)，從晚型星到早型星，從剛形成的年輕星、老年星到超新星遺跡，從各種紅外源、射電源到 X射線源，從暗物質(zhì)到黑洞等等，幾乎無所不包，是研究這些天體形成和演化的最好場(chǎng)所，而且銀心暗天體是不久的將來能夠用現(xiàn)代技術(shù)觀測(cè)和分辨的星系核。這對(duì)于活動(dòng)星系核、宇宙暗物質(zhì)、黑洞等的研究都具有重要的價(jià)值。
為了探究銀河中心，天文學(xué)家特地建構(gòu)了一幅整合X射線和電波影像數(shù)據(jù)的細(xì)致新全景圖，來探索緊鄰銀河盤面上方及下方的區(qū)域。其中，來自軌道錢德拉天文臺(tái)的X射線影像，分別以橙（熱）、綠（更熱）、及紫（最熱）來呈現(xiàn)，上頭則疊合了來自狐獴陣列的細(xì)致電波影像數(shù)據(jù)（灰）。影像顯示交互作用無所不在而且相當(dāng)復(fù)雜。在寬只有1,000光年的空間內(nèi)，諸如擴(kuò)張超新星遺跡、新形成恒星發(fā)出的熾熱恒星風(fēng)、異常強(qiáng)且互撞的磁場(chǎng)、和超大質(zhì)量的銀河中心黑洞 ，這些銀河天體彼此不停爭(zhēng)戰(zhàn)。其中纖薄的亮紋，看以來自互撞區(qū)扭曲、剛連結(jié)的磁場(chǎng)，而所產(chǎn)生的內(nèi)星系空間天氣，則酷似太陽所造成的太空天氣。持續(xù)的觀測(cè)和探索，可以深入了解銀河系及所有星系的歷史和演化。
參考資料 >
JOURNEY TO THE CENTRE OF OUR GALAXY .ESA.2023-11-10
首張銀河系中心黑洞照片背后：科學(xué)家耗費(fèi)數(shù)十年研究.新華網(wǎng).2023-10-15
看天文學(xué)家如何一步步揭秘銀河系中心黑洞.今日頭條.2023-10-15
黑洞照亮宇宙 ——銀河系中心黑洞及其物理意義.微信公眾平臺(tái).2023-10-31
銀河系中心黑洞的首張照片面世.新華網(wǎng).2023-10-22
射電天文業(yè)務(wù)的無線電管理淺析.國家無線電監(jiān)測(cè)中心.2023-11-11
Cosmic Search Vol. 1 No. 4.Big Ear Memorial Website.2023-11-11
咔嚓！來和美麗的銀河“同框”吧.中國科技網(wǎng).2023-10-22
About Chandra.Chandra X-ray Observatory.2023-11-02
NASA’s Fermi Telescope Finds Giant Structure in our Galaxy.NASA.2023-11-10
Giant ‘chimneys’ vent X-rays from Milky Way’s core.ESA.2023-11-09
銀河系中心費(fèi)米氣泡理論獲進(jìn)展.上海科技報(bào).2023-11-10
銀河中心的恒星、云氣及磁場(chǎng).NASA中文.2023-10-22