Šiaurės pusrutulio gyventojai yra labai nuskriausti. Mūsiškiame nakties danguje vienintelė Andromeda yra tikrai įdomus objektas, nors ir vos matomas plika akimi. Visos kitos įdomybės yra arba pernelyg blausios, arba jų įdomumas matomas ne optiniame bangų diapazone. O štai pietuose – visai kas kita. Magelano debesys – mūsų Paukščių Tako palydovai, šokantys kosminį valsą (nors ir nežmogiškai lėtu tempu), – yra neapsakomai gražus vaizdas. Bet ne jie užburia ten nukeliavusį žmogų, o Paukščių Takas, kuris kitoje pasaulio pusėje yra ir ryškesnis, ir spalvingesnis, ir platesnis. Būtent ta kryptimi nuo mūsų išsidėsčiusi didžioji Galaktikos dalis, t. y. centriniai jos regionai.
Ne tik mėgėjai astronomai kreipia teleskopus į Paukščių Tako širdį. Ištisos astronomų tyrimų grupės paskiria daugybę laiko Galaktikos gelmių tyrimams, didžiausi pasaulio teleskopai ten „spokso“ šimtus ar net tūkstančius valandų, vienas projektas truko net penkiolika metų. Kodėl būtent ten? Kuo ta vieta tokia ypatinga? Apie Galaktikos centrą šįkart ir papasakosiu.
Ko ten nematėme?
Iš visų naktinio dangaus plotelių Galaktikos centras susilaukia bene daugiausia dėmesio. Tai neturėtų labai stebinti, nes ten yra daug įdomių astronominių objektų ir vyksta įvairūs retai kitur Galaktikoje sutinkami reiškiniai. Ne veltui ši sritis dažnai vadinama „unikalia astrofizikos laboratorija“.
Visų pirma, kuo gilyn į galaktiką, tuo daugiau žvaigždžių. Ir jos ten tankiau susispietusios. Palyginimui – Saulės aplinkoje vienai žvaigždei tenka dešimt kubinių parsekų tuščios erdvės, centriniame kelių kiloparsekų skersmens eliptiniame žvaigždžių telkinyje į vieną kubinį parseką dalijasi kiek daugiau nei dvi žvaigždės, o centriniame Galaktikos kubiniame parseke vien jaunų ryškių žvaigždžių yra dešimtys tūkstančių, nekalbant apie senas blausesnes, kurių tikslus skaičius netgi nelabai gerai žinomas, bet tikrai didesnis. Kai tokia gausybė žvaigždžių yra suspaustos į tokį mažą plotelį, gali įvykti įvairūs procesai, kurių kitur Galaktikoje, išskyrus kamuolinius žvaigždžių spiečius, beveik nepasitaiko. Sparti dinaminė sistemų evoliucija, potvyniai žvaigždžių paviršiuose, netgi tiesioginiai jų susidūrimai – visokios įdomybės ten dedasi ar bent jau gali dėtis.
Antra – Galaktikos „viduriuose“ daug ne tik žvaigždžių, bet ir dujų bei tamsiosios materijos. Didelis dujų tankis nėra toks jau retas reiškinys (ir kitur Galaktikoje pasitaiko tankių telkinių – molekulinių debesų), o štai tanki tamsioji materija gali tapti matoma. Jei ją sudarančios dalelės kartkartėmis sąveikauja tarpusavyje, susiduria ir išskiria daug energijos, tai Galaktikos centro kryptimi tokio spinduliavimo turėtų būti matoma gerokai daugiau, nei kur kitur Galaktikoje.
Dar viena, ir daugeliui pati svarbiausia, Galaktikos centro tyrimų priežastis – ten tūnanti juodoji skylė. Jos masė – maždaug keturi milijonai Saulės masių – yra panaši į kitų galaktikų centruose esančias milžines, tik yra gerokai arčiau. Taigi mūsiškės supermasyviosios juodosios skylės tyrimai leidžia atskleisti kai kurias paslaptis, bendras visiems šiems objektams. O juodųjų skylių evoliucija yra susijusi su jų galaktikų vystymusi, taigi geresnis mūsiškės juodosios skylės pažinimas suteikia ir daugiau žinių apie Paukščių Tako ir kitų galaktikų raidą.
Kaip pažvelgti pro kosminius debesis
Taigi, tyrinėti Galaktikos centre tikrai yra ką. Bet čia iškyla problema – kaip ten pažiūrėti? Problemą suprasti galima net ir be teleskopo, vien plika akimi pažvelgus Šaulio ir aplinkinių žvaigždynų kryptimi, kur ir slypi Paukščių Tako šerdis. Ten matyti šviesų margumynas – švytinčius plotelius keičia tamsūs ruožai, tarsi dangus būtų susidebesavęs. Tik tie debesys niekur nenuplaukia, o visada kybo tarp mūsų ir centro... Tai yra tarpžvaigždiniai dulkių ir dujų debesys, kurių pilna susikaupę spiralinėse vijose ir tarp jų. Visi tie debesys sėkmingai sugeria ir išsklaido regimosios, ultravioletinės ir netgi dalį rentgeno šviesos spindulių, tad pasižiūrėti į Galaktikos gelmes šioje gana plačioje spektro dalyje nepavyks.
Čia į pagalbą ateina kosminiai teleskopai, gaudantys didelės energijos rentgeno ir gama spindulius, ir ant žemės (Havajuose bei Čilėje) stovintys infraraudonųjų spindulių teleskopai. Pažvelgus į Galaktikos centrą per infraraudonąją prizmę, dulkių debesys praskaidrėja, tamsios lieka tik nedidelės jų draiskanos, o teleskopų skiriamosios gebos pakanka, kad matytume pavienes žvaigždes arba labai detalų tankių dujų struktūrų vaizdą. Didelės energijos (vadinamų „kietųjų“) rentgeno spindulių diapazone irgi stebime atskiras žvaigždes; tokius spindulius skleidžia ir labai karštos dujos. Gama spinduliuotė iš paprastų žvaigždžių beveik nesklinda, tačiau ji leidžia pažvelgti į juodosios skylės artimiausią aplinką ir į pačias karščiausias dujas ir kosminių spindulių šaltinius.
Būtent infraraudonųjų spindulių teleskopais gaunami didžiausios raiškos Galaktikos centro vaizdai. Iš pirmo žvilgsnio tą padaryti atrodo labai sudėtinga, nes didžioji dalis šių stebėjimų atliekama nuo Žemės paviršiaus („Heršelio“ kosminis teleskopas tik visai neseniai perdavė pirmuosius regiono vaizdus), o atmosferos sūkuriavimai labai blukina vaizdą.
Stebėtojams pasitarnauja metodas, vadinamas adaptyviąja optika (angl. adaptive optics). Jis remiasi viena ar keliomis stebėjimo lauke esančiomis ryškiomis žvaigždėmis, kurių šviesą, taip pat išsklaidytą atmosferoje, stebi detektorius, kompiuteriu realiu laiku apskaičiuojantis atmosferinius iškraipymus. Tada kompiuteris atitinkamai iškreipia lankstų veidrodį, įtaisytą teleskope, ir į jį atsimušę spinduliai vėl „susitvarko“. Taip panaikinamas atmosferinis (ir bet koks kitoks, pavyzdžiui sukeltas tarp stebimo objekto ir mūsų esančių tarpžvaigždinių dujų) šviesos iškraipymas ir vaizdas tampa net iki 30 kartų ryškesnis. Prieš porą dešimčių metų išvystyta ir praktikoje pritaikyta metodika leido identifikuoti atskiras žvaigždes pačiame Galaktikos centre.
Išsiaiškinę, kaip pažvelgti į Galaktikos centrą, pagaliau galime pamatyti ir jo sandarą. Net ir aštuonių kiloparsekų nuotoliu šiuolaikiniais instrumentais įmanoma įžiūrėti labai daug detalių. Bet pirmoji detalė yra gerai matoma net ir plika akimi. Tai – centrinis telkinys, elipsoidinis žvaigždžių ir dujų telkinys, pūpsantis Galaktikos centre kaip koks skraidančios lėkštės gaubtas. Jo skersmuo – maždaug du kiloparsekai, o masė siekia gerus dešimt procentų visos Paukščių Tako regimosios materijos masės.
Tokius telkinius turi dauguma diskinių galaktikų, o sandara jie nedaug kuo skiriasi nuo eliptinių galaktikų, tik gerokai mažesni. Žvaigždės centriniuose telkiniuose (beje, kartais naudojamas ir žargoninis terminas baldžas, nuo angliško bulge) ne sukasi aplink vieną centrą, kaip diske, o skrajoja labai įvairiomis gana keistomis orbitomis – vienos cilindrais aplink kurią nors iš trijų baldžo ašių, kitos kaip keistos švytuoklės pirmyn-atgal šmirinėja, trečios dar kitaip. Tokios orbitos galimos tik sistemose, kurių gravitacinis potencialas neturi jokios simetrijos ašies (tokios konfigūracijos vadinamos triašėmis), nes tada bet kokia dalelė gali kiekviena iš trijų krypčių svyruoti vis kitokiu dažniu, sudarydama beveik chaotiško judėjimo iliuziją.
Skverbiantis giliau į centrą, randame vis daugiau šaltų molekulinių dujų. Didžiausias jų telkinys, vadinamas Centrine molekuline zona (CMZ), yra diskas, plokštuma sutampantis su Galaktikos disku, ir nusidriekęs per maždaug 200 parsekų nuo paties centro. Jo storis – apie 100 parsekų. Vien tame diske yra daugiau nei 10 % visos Galaktikos molekulinių dujų. Šis telkinys nėra vientisas – tiesiog prieš porą dešimtmečių, jį atradus, mūsų teleskopai dar negalėjo atskirti pavienių molekulinių debesų. Naujesni tyrimai atskleidė, jog debesų ten pilna ir juose gana sparčiai formuojasi žvaigždės. Manoma, jog žvaigždėdara centriniame telkinyje vyksta nuolatos. Vienas iš tokio proceso netiesioginių įrodymų – kelių dešimčių parsekų atstumu nuo centro randami jauni žvaigždžių spiečiai. Vidinė molekulinės zonos dalis, tarp 2 ir 10 parsekų nuo centro, dažnai išskiriama kaip atskiras branduolinis žiedas (circumnuclear disc, CND), sudaryta iš dalinai suirusių debesų ir jų tankių branduolių.
Žvelgdami dar giliau, pasiekiame pačias juodosios skylės apylinkes. Dviejų parsekų atstumu nuo centro juodosios skylės gravitacija tampa stipresnė už vidutinę žvaigždžių, dujų ir tamsiosios materijos trauką. Ši sritis vadinama juodosios skylės įtakos sfera. Kitose galaktikose ji dažnai būna didesnė – dešimties ar net poros dešimčių parsekų spindulio, – tačiau mūsiškė juodoji skylė, nors ir supermasyvi, yra mažesnė, nei tipinė Paukščių Tako dydžio galaktikos gyventoja, tad ir jos įtaka nesiekia taip toli. Įtakos sferoje objektai sukasi aplink juodąją skylę panašiai, kaip žvaigždinėje sistemoje planetos aplink savo saulę. Tik įtakos sferoje objektų yra gerokai daugiau, nei planetų Saulės sistemoje, ir jų bendra masė yra pakankama, kad dėl tarpusavio įtakos sistema pakankamai greitai (žinoma, šnekant astronominiais terminais) evoliucionuotų.
Sgr A* įtakos sferoje randamos trys žvaigždžių populiacijos, iš dalies susimaišiusios erdvėje, bet atskiriamos pagal savo amžių ir spektrines savybes. Pati seniausia – tai sferiškai simetriškas kūpsnis (čia toks mokslinis terminas, reiškiantis centro link sparčiai tankėjantį pasiskirstymą) žvaigždžių, spektriškai beveik nesiskiriančių nuo kitur Galaktikoje esančių panašaus amžiaus egzempliorių. Jų amžius – bent 100 milijonų metų, taigi masyviausios šios grupės žvaigždės nesiekia 10 Saulės masių; visos masyvesnės jau sprogo supernovomis. Pavienių žvaigždžių, priklausančių šiam telkiniui, žinoma jau daugiau nei 6 tūkstančiai; manoma, kad visa telkinio masė siekia net milijoną Saulės masių.
Antra populiacija – tai jaunos, 6 milijonų metų amžiaus, žvaigždės, kurių didžioji dalis susisukusi į ploną diską, besidriekiantį nuo 0,03 iki pusės parseko atstumu nuo juodosios skylės (0,03 parseko yra maždaug 6000 astronominių vienetų arba 900 trilijonų kilometrų, taigi vis dar labai didžiuliai atstumai, lyginant su Saulės sistema). Disko plokštuma sudaro gana didelį kampą su Galaktikos disko plokštuma – tai nėra kažkas stulbinančio, būtų daug keisčiau, jei šios plokštumos sutaptų, turint omeny mastelio skirtumą. Diskui nepriklausančios šios populiacijos žvaigždės skrieja panašiu atstumu nuo juodosios skylės, bet yra pasiskirsčiusios tolygiau. Tokių žvaigždžių identifikuota apie šimtą, o jų bendra masė greičiausiai siekia 10-20 tūkstančių Saulės masių. Jų visų bendras bruožas – didelė masė, viršijanti 15 Saulės masių; tokios žvaigždės priskiriamos „O“ spektriniam tipui, o kai kurios, jau palikusios pagrindinę evoliucijos seką, yra „WR“ tipo. Detalūs tyrimai rodo, jog šių jaunų žvaigždžių masių pasiskirstymas yra labai netipinis, ir mažos masės žvaigždžių šiame spiečiuje turėtų būti palyginus labai nedaug. Galimas tokios keistenybės paaiškinimas – jei žvaigždės susiformavo akreciniame diske, prieš 6 milijonus metų susiformavusiame aplink juodąją skylę, tai jos galėjo būti tik masyvios, nes diskas paprasčiausiai neskiltų į mažos masės gabaliukus, priešingai nei molekulinis debesis. Tiesa, pats akrecinis diskas galėjo susiformuoti iš molekulinio debesies, dėl kokios nors perturbacijos staiga „nukritusio“ iš Centrinės molekulinės zonos beveik tiesiai į juodąją skylę.
Trečioji populiacija, esanti dar arčiau Sgr A*, turi savybių, panašių į kiekvieną iš pirmų dviejų. Šios žvaigždžės, kurių taip pat žinoma maždaug šimtas, išsidėsčiusios sferiškai simetriškai ir aplink juodąją skylę skrieja labai ištęstomis eliptinėmis orbitomis; tai rodo, jog daugelis žvaigždžių šioje konfigūracijoje yra neseniai – laikui bėgant, orbitų eliptiškumas turėtų mažėti dėl tarpusavio sąveikos. Šio „S-spiečiaus“ narių spektrinė analizė parodė, kad jame gyvena „B“ tipo, 3-15 Saulės masių, 6 milijonų metų amžiaus žvaigždės, dauguma kurių artėja prie pagrindinės sekos pabaigos. Amžius leidžia spėti, jog S-spiečiaus narės kadaise gyveno tame pačiame diske, kaip ir jų dar masyvesnės seserys. Iš kitos pusės, S-spiečiaus žvaigždžių masės pasiskirstymas yra panašesnis į tipinį, matomą ir tarp senųjų žvaigždžių, ir kitur Galaktikoje. Klausimas, iš kur taip arti juodosios skylės – artimiausia žvaigždė priartėja prie Sgr A* per 17 šviesvalandžių, o jos orbitos periodas tėra „vos“ 15 metų – galėjo atsirasti daugybė jaunų žvaigždžių, buvo iškeltas dar 2003 metais, ir vadinamas „jaunystės paradoksu“ (paradox of youth). Teorijų yra keletas – lėta žvaigždžių migracija iš disko dėl gravitacinės sąveikos su kaimynėmis, sparti dvinarių žvaigždžių migracija iš molekulinės zonos dėl stiprios molekulinio debesies sukeltos gravitacinės perturbacijos – bet vieningo atsakymo kol kas neprieita.
Centrinėse šimtosiose parseko dalyse greičiausiai gyvena ne vien tik žvaigždės. Teoriniai skaičiavimai rodo, jog ten taip pat turėtų būti „nusėdusių“ juodųjų skylių kurios, būdamos masyvesnės už daugelį kitų žvaigždžių, per milijonus metų migruoja vis artyn prie centro. Tiesiogiai jų pamatyti negalime, nes tame regione nėra pakankamai dujų, kad žvaigždinės masės juodosios skylės nušvistų dėl akrecijos. Tačiau gravitacinis tokių žvaigždžių liekanų efektas gali būti nustatytas – juodųjų skylių trauka turėtų paveikti S-spiečiaus žvaigždžių orbitas, taip pat būtent jos gali būti atsakingos už į apylinkes atklydusių dvinarių žvaigždžių suardymą ir S-spiečiaus papildymą. Tokių liekanų gali būti dar koks šimtas, o bendra masė siekti apie tūkstantį Saulės masių.
Galiausiai, pačiame centre, pasiekiame pačią Sgr A*, mūsų Galaktikos supermasyvią juodąją skylę. Jos masė – 4 milijonai Saulės masių – yra gana tiksliai nustatyta. Objekto spindulys nėra taip tvirtai apibrėžtas, tačiau vien iš žvaigždžių orbitų žinome, jog jis mažesnis nei 17 šviesvalandžių. Tikslesni orbitų parametrų nustatymai leidžia spręsti, kad jis mažesnis net už 6 šviesvalandes, t. y. Neptūno orbitos aplink Saulę spindulį. Paties objekto šviesio kitimo stebėjimai rodo, jog visa Sgr A* masė turi būti sutelkta ne didesnėje, nei 1 astronominio vieneto spindulio sferoje. Vienintelis įmanomas objektas (neskaitant kelių labai egzotiškų hipotezių), galintis būti toks tankus, yra juodoji skylė. Tokiu atveju jos dydis, t. y. įvykių horizonto spindulys, yra lygus maždaug dešimtadaliui astronominio vieneto, arba penktadaliui Merkurijaus orbitos spindulio.
Vakar ir šiandien
Sgr A* yra sąlygiškai ryškus radijo spindulių šaltinis, taip pat ji švyti ir likusiame elektromagnetinių bangų diapazone. Tiesa, jos šviesis ne toks ir didelis – lygus maždaug 300 Saulės šviesių. Tai yra keista, nes daugelis supermasyvių juodųjų skylių kitose galaktikose yra gerokai šviesesnės. Bet mūsiškė beveik kasdien, kartais net po keletą kartų, valandai-kitai sušvinta žybsniu, kurį greičiausiai sukelia pokyčiai akreciniame sraute jos apylinkėse.
Neskaitant šių žybsnių, juodoji skylė per dvi dešimtis stebėjimo metų nesikeičia. Tačiau yra būdų sužinoti apie jos aktyvumą praeityje. Pirmasis būdas – pasinaudoti baigtiniu šviesos greičiu. Nuo Sgr A* iki mūsų šviesa keliauja maždaug 26 tūkstančius metų. Bet jei šviesa, keliaujanti kita kryptimi, nuo kažko atsispindi ir tik tada pasiekia mus, galime pamatyti truputį senesnį juodosios skylės vaizdą. Būtent šitoks „atspindys“ aptiktas dviejuose didžiuliuose molekuliniuose debesyse Sgr B2 ir G0.11 – tie debesys spinduliuoja rentgeno diapazone, o spinduliuotės spektras atitinka tokį, kokį sukurtų gama spindulių staiga jonizuotos dujos. Ilgalaikis debesų stebėjimas leido nustatyti, jog rentgeno spindulių šaltinis juda debesyje ir atitinka pro debesį besibraunantį šviesos srautą. Turint omeny, jog Sgr B2 yra už 350 šviesmečių nuo Sgr A*, galime manyti, jog prieš pusketvirto šimtmečio supermasyvi juodoji skylė keletą metų buvo gerokai, gal net milijoną kartų, šviesesnė, nei yra dabar. Kas sukėlė šį nušvitimą: „praryta“ planeta, netikėtai prie Sgr A* atsidūręs dujų telkinys, supernovos sprogimas, ar dar kažkas kito? Kol kas atsakymo nėra, bet ateityje greičiausiai jį rasime.
Žvaigždės, besisukančios juodosios skylės įtakos sferoje, taip pat gali padėti išsiaiškinti šį bei tą apie jos praeitį. Vienodas visų jaunų žvaigždžių amžius rodo, kad jos ir susiformavo vienu metu, greičiausiai suirus akreciniam diskui. Tačiau diskas suirti gali tik pakankamai dideliu atstumu nuo juodosios skylės – greičiausiai tų pačių 0,03 parsekų atstumu. Akrecinio disko dalis, buvusi arčiau, galėjo nukristi ant pačios juodosios skylės ir kuriam laikui – gal net šimtams tūkstančių metų – smarkiai padidinti jos šviesį.
Kaip nustatyti, ar tikrai būta tokio aktyvumo periodo? Tam gali reikėti pažvelgti gerokai plačiau – tiesiogine prasme. Tipinis medžiagos judėjimo greitis centriniame telkinyje siekia 100 kilometrų per sekundę, taigi bet koks burbulas pūstųsi bent jau tokiu greičiu. Per šešis milijonus metų jis išsiplėstų iki 600 parsekų. Detaliau paskaičiavus, kaip toks burbulas plėstųsi, jo greitis pasirodo besąs žymiai didesnis, viršijantis net 1000 km/s, tad burbulo pėdsakų šiandien reikėtų ieškoti Galaktikos hale.
Tokie burbulai buvo atrasti maždaug prieš metus, tyrinėjant kosminio gama spindulių teleskopo Fermi duomenis. Įvertinus tikėtiną gama spindulių šviesį, sklindantį iš Galaktikos žvaigždžių, dulkių bei kitų galaktikų, dar liko šiek tiek nepaaiškintos spinduliuotės, sklindančios iš dangaus Paukščių Tako centro kryptimi. Spindulių šaltiniai pasirodė besančios dvi lašo pavidalo struktūros, laibagaliais beveik liečiančios Galaktikos centrą, bet nusidriekusios per daugiau nei aštuonis kiloparsekus tolyn nuo jo, statmenai Galaktikos plokštumai. Tokius burbulus galėjo išpūsti maždaug milijonui metų įsižiebusi Sgr A*, o jų formą nulėmė Centrinė molekulinė zona, sulaikiusi plėtimąsi Galaktikos plokštumoje ir nukreipusi jį statmenai.
Grįžtame namo
Taigi šitaip, apsukę ratą nuo centrinio telkinio iki supermasyvios juodosios skylės ir paskui vėl atgal į Galaktikos halą, galime grįžti atgal į Žemę. Centrinės Galaktikos dalies stebėjimais užsiima bent dvi tyrėjų grupės – viena Vokietijoje, Makso Planko nežemiškos fizikos institute Garchinge prie Miuncheno, kita JAV, Kalifornijos universitete Los Andžele. Ten vykstančius procesus modeliuoja ir teoriškai nagrinėja gerokai platesnė mokslininkų bendruomenė visame pasaulyje. Sąsajos su kitomis astronomijos sritimis yra labai įvairios – nuo juodųjų skylių aktyvumo tyrimų, kuris turėtų padėti suprasti galaktikų evoliuciją, iki žvaigždžių sistemų evoliucijos, kuri leistų geriau pažinti žvaigždžių sandarą. Juodoji skylė taip pat suteikia galimybę tyrinėti ekstremalią gravitaciją: tikimasi, jog jau po keleto metų, kai artimiausia Sgr A* žvaigždė vėl prie jos priartės per 17 šviesvalandžių, bus galima nustatyti, kiek stipriai jos orbitą veikia erdvėlaikio iškreiptumas ir ar tai atitinka bendrosios reliatyvumo teorijos spėjimus. Galaktikos centras po truputį praskleidžia paslapčių šydą, bet kol kas juo pridengta dar daugybė atsakymų.
