銀河中心

銀河中心は天の川銀河の重心であり、銀河の回転軸上の対応する点です。 ^{[ 1 ] [ 2 ]}その中心にある巨大な天体は、太陽質量の約400万倍の超大質量ブラックホールで、いて座A*と呼ばれています。[ ^{3 ] [ 4 ] [ 5 ]その}一部は、事象の地平線近くのブラックホール周辺の明るい点から発生する非常にコンパクトな電波源です。^{[ 6 ]}銀河中心は、地球から約8キロパーセク（26,000光年）離れたところにあり、いて座、へびつかい座、さそり座の方向に位置し、天の川銀河が最も明るく見える場所で、視覚的には蝶星団（ ^M6 ）またはラムダさそり座星に近く、パイプ星雲の南にあります。^{[3 ]} 

銀河中心から1パーセク以内には約1000万個の恒星が存在し、その大部分は赤色巨星で構成されている。また、約100万年前にこの領域で星形成が起こった際に生じた、巨大な超巨星やウォルフ・ライエ星も数多く存在する。中心星は、銀河バルジと呼ばれるはるかに広大な中心領域のごく一部に過ぎない。

視線方向にある星間塵のため、銀河中心は可視光線、紫外線、軟X線（低エネルギーX線）の波長では観測できません。銀河中心に関する入手可能な情報は、ガンマ線、硬X線（高エネルギーX線）、赤外線、サブミリ波、電波の波長での観測から得られています。

イマヌエル・カントは『普遍自然史と天体論』 （1755年）の中で、天の川銀河の中心には大きな星があり、シリウスがその星かもしれないと述べた。^{[ 7 ]}ハーロー・シャプレーは1918年に、天の川を取り囲む球状星団のハローはいて座の星群を中心としているように見えるが、その領域の暗い分子雲が光学天文学の観測を妨げていると述べた。^{[ 8 ]}

1940年代初頭、マウント・ウィルソン天文台のウォルター・バーデは、近くのロサンゼルスで戦時中の灯火管制が行われている状況を利用して、 100インチ（250cm ）フッカー望遠鏡で銀河の中心を探査した。彼は、星アルナスル（ガンマ星）の近くに、星間塵の帯に1度幅の空洞があり、そこから天の川銀河の中心核の周りの星の群れが比較的はっきりと見えることを発見した。^{[ 9 ]}この空洞はそれ以来、バーデの窓として知られている。 ^{[ 10 ]} 

オーストラリアのシドニーにあるドーバーハイツでは、ジョセフ・レード・ポーシー率いるCSIROの電波物理学部門の電波天文学者チームが、海面干渉法を用いて、おうし座A、おとめ座A、ケンタウルス座Aなど、初期の星間および銀河間電波源のいくつかを発見した。1954年までに、彼らは80フィート（24メートル）の固定パラボラアンテナを建設し、いて座で検出された広範囲にわたる非常に強力な電波放射帯の詳細な研究を行った。彼らはこの帯の中心付近にある強力な点源をいて座Aと名付け、当時想定されていた銀河中心から南西に約32度離れているにもかかわらず、それが銀河の中心に位置していることに気づいた。^{[ 11 ]} 

1958年、国際天文学連合（IAU）は、いて座Aの位置を銀河緯度経度システムの真のゼロ座標点として採用することを決定した。^{[ 12 ]}赤道座標系では、その位置はRA 17 ^h 45 ^m 40.04 ^s、Dec −29 ° 00 ′ 28.1 ″（J2000エポック）である。  

2022年7月、天文学者たちは、天の川銀河の中心で、RNAに関連するものを含む大量の生命前駆分子を発見したと報告した。 ^{[ 13 ] [ 14 ]}

太陽系と銀河中心の正確な距離は確定していませんが、 ^{[ 15 ]} 2000 年以降の推定値は24 ～ 28.4キロ光年(7.4 ～ 8.7キロパーセク)の範囲内にとどまっています。^{[ 16 ]}幾何学的方法と標準光源による最新の推定値では、銀河中心までの距離は次のようになります。

• 7.4 ± 0.2(統計) ± 0.2(系統)または7.4 ± 0.3  kpc (≈24 ± 1 kly  ) ^{[ 16 ]}
• 7.62 ± 0.32  kpc (≈24.8 ± 1  kly ) ^{[ 17 ]}
• 7.7 ± 0.7  kpc (≈25.1 ± 2.3  kly ) ^{[ 18 ]}
• 7.94または8.0 ± 0.5  kpc (≈26 ± 1.6  kly ) ^{[ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]}
• 7.98 ± 0.15(統計値) ± 0.20(系統値)または8.0 ± 0.25  kpc (≈26 ± 0.8  kly ) ^{[ 22 ]}
• 8.33 ± 0.35  kpc (≈27 ± 1.1  kly ) ^{[ 5 ]}
• 8.0 ± 0.3  kpc (≈25.96 ± 0.98  kly ) ^{[ 23 ]}
• 8.7 ± 0.5  kpc (≈28.4 ± 1.6  kly ) ^{[ 24 ]}
• 8.122 ± 0.031  kpc (≈26.49 ± 0.1  kly ) ^{[ 25 ]}
• 8.178 ± 0.013(統計) ± 0.022(系統) kpc (≈26.67 ± 0.1  kly ) ^{[ 3 ]}

変光星（例えばRR Lyrae 型変光星）や標準光源（例えば赤色塊星）から確立される銀河中心までの距離の正確な決定は、曖昧な赤化法則、星間消光による銀河バルジの近側への星の優先的なサンプリングによる銀河中心までの距離のより小さな値へのバイアス、銀河バルジの方向で見つかった変光星群までの平均距離が銀河中心までの距離とどのように関係するかを特徴付ける際の不確実性など、多くの影響によって妨げられています。^{[ 26 ] [ 27 ]}

銀河中心を横切る天の川の棒状構造の性質についても活発に議論されており、その半長と向きの推定値は1～5 kpc（短い棒状構造または長い棒状構造）と10～50°に及ぶ。 ^{[ 24 ] [ 26 ] [ 28 ]}一部の著者は、天の川には2つの異なる棒状構造があり、一方が他方の中に収まっていると主張している。^{[ 29 ]}棒状構造は赤色塊星（赤色巨星も参照）によって区切られているが、RR Lyrae型変光星は銀河の目立つ棒状構造をトレースしていない。^{[ 26 ] [ 30 ] [ 31 ]}棒状構造は、天の川に存在する分子水素の大部分と天の川の星形成活動​​の大部分を含む5 kpcリングと呼ばれるリングに囲まれている可能性がある。アンドロメダ銀河から見ると、天の川の中で最も明るい特徴となるだろう。^{[ 32 ]}

複雑な天体電波源であるいて座Aは、銀河中心にほぼ正確に位置していると考えられており、銀河系の中心にある超大質量ブラックホールと一致する、強力なコンパクト電波源であるいて座A*を含んでいます。ブラックホールへのガスの降着（おそらくその周囲に降着円盤が形成される）によって放出されるエネルギーは、ブラックホールよりもはるかに大きい電波源のエネルギー源となるでしょう。

2008年にハワイ、アリゾナ、カリフォルニアの電波望遠鏡をリンクさせた研究（超長基線干渉法）では、いて座A*の直径が4400万キロメートル（約0.294 AU）と測定された。^{[ 4 ] [ 34 ]}比較のために、地球の太陽周回軌道の半径は約1億5000万キロメートル（1.0 AU ）であり、水星が太陽に最も接近したとき（近日点）の距離は4600万キロメートル（約0.307 AU）である。したがって、電波源の直径は水星から太陽までの距離よりわずかに小さい。

ドイツのマックス・プランク地球外物理学研究所の科学者たちは、チリの望遠鏡を使って銀河中心に430万太陽質量程度の超大質量ブラックホールが存在することを確認した。^{[ 5 ]}その後の研究では、質量は370万太陽質量^{[ 35 ] [ 36 ]または410万太陽質量[ 25 ]}と推定されている。

2015年1月5日、NASAは、いて座A*から通常より400倍明るい記録的なX線フレアを観測したと報告した。天文学者によると、この異常な現象は、ブラックホールに落下する小惑星の分裂、またはいて座A*に流れ込むガス内の磁力線の絡み合いによって引き起こされた可能性があるという。^{[ 37 ]}

この広範囲（スクロール可能）画像の中央右側にある明るい白色の領域には、超大質量ブラックホールが存在します。この合成写真は約0.5度の範囲をカバーしています。

ガンマ線およびX線を放出するフェルミバブル

銀河のガンマ線およびX線バブル

天の川銀河中心部のガンマ線とX線のバブル：上：イラスト、下：動画。

2010年11月、ガンマ線とX線を放出する高エネルギープラズマの2つの大きな楕円形のローブ構造（バブルと呼ばれる）が天の川銀河の中心をまたいで検出されたことが発表された。^{[ 38 ]}フェルミバブルまたはeRositaバブルと呼ばれる^{[ 39 ]}これらのバブルは、銀河中心の上方と下方に約25,000光年まで広がっている。 ^{[ 38 ]}銀河の拡散ガンマ線霧が以前の観測を妨げていたが、G. Doblerの研究に基づいてD. Finkbeinerが率いる発見チームはこの問題を克服した。^{[ 38 ]} 2014年のブルーノ・ロッシ賞は、Tracy Slatyer、Douglas Finkbeiner 、Meng Suに「ガンマ線でフェルミバブルと呼ばれる大きな予想外の銀河構造を発見した」功績で授与された。^{[ 40 ]}

泡の起源は研究されている。^{[ 41 ] [ 42 ]}泡は、エネルギー輸送を介して、煙突と呼ばれる高エネルギープラズマの柱状構造によって銀河中心と接続され、結合しているように見える。^{[ 43 ]} 2020年に初めて、ローブが可視光で観測され^{[ 44 ]}、光学測定が行われた。^{[ 45 ]} 2022年までに、詳細なコンピュータシミュレーションにより、泡がいて座A*ブラックホールによって引き起こされたことがさらに確認された。^{[ 46 ] [ 39 ]}

いて座A* の周囲にある中心立方パーセクには、約 1000 万個の星が存在する。^{[ 47 ]}そのほとんどは古い赤色巨星だが、銀河中心には大質量星も豊富に存在する。これまでに 100 個以上のOB 型星とウォルフ・ライエ星がそこで確認されている。^{[ 48 ]}これらはすべて、数百万年前に単一の星形成イベントで形成されたようだ。これらの比較的若い星の存在は、中心のブラックホールからの潮汐力がそれらの形成を妨げると予想していた専門家にとって驚きだった。^{[ 49 ]}

この若さのパラドックスは、S2やS0-102のようにいて座A*の周りを非常にタイトな軌道で公転する星ではさらに顕著です。この形成を説明するために想定されているシナリオは、銀河中心からずれた巨大な星団で星が形成され、それが形成された後に現在の位置に移動したか、中心ブラックホールの周りの巨大でコンパクトなガス降着円盤内で星が形成されたかのいずれかです。現在の証拠は後者の理論を支持しており、大きな降着円盤を通して形成された方が、約0.5パーセクにある若い星団の離散的な端が観測される可能性が高いからです。^{[ 50 ]}これらの100個の若い巨大な星のほとんどは、中心パーセク内にランダムに分布するのではなく、1つまたは2つの円盤内に集中しているようです。^{[ 51 ] [ 52 ]}しかし、この観測では現時点で明確な結論を出すことはできません。

銀河中心では現在星形成は起こっていないようだが、銀河中心から2パーセクの軌道を周回する分子ガスの周核円盤は、星形成にとってかなり好ましい場所であるように思われる。2002年にアントニー・スタークとクリス・マーティンが発表した、銀河中心から400光年の範囲のガス密度をマッピングした研究では、太陽の数百万倍の質量を持ち、星形成の臨界密度に近い蓄積リングが明らかになった。

彼らの予測によると、約2億年後には銀河中心でスターバーストが発生し、多くの星が急速に形成され、現在の100倍の速さで超新星爆発を起こすという。このスターバーストは、物質が中心のブラックホールに落下する際に、銀河相対論的ジェットの形成を伴う可能性もある。天の川銀河では、このようなスターバーストが5億年ごとに起こると考えられている。

若さのパラドックスに加えて、銀河中心の古い星の分布に関連する「老齢の難問」がある。理論モデルでは、若い星よりもはるかに数が多い古い星は、ブラックホールの近くで急激に密度が上昇する、いわゆるバッカル・ウルフ・カスプを持つと予測されていた。しかし、2009年に、古い星の密度はSgr A*から約0.5パーセクの距離でピークに達し、その後内側に向かって減少することが発見された。つまり、高密度の星団ではなく、ブラックホールの周りに「穴」、つまりコアが存在する。^{[ 53 ]}

この不可解な観測結果を説明するためにいくつかの提案がなされてきたが、どれも完全に満足のいくものではない。^{[ 54 ] [ 55 ]}例えば、ブラックホールは近くの星を飲み込み、低密度の領域を作り出すが、この領域はパーセクよりもはるかに小さい。観測された星は全星数のほんの一部であるため、理論的には全体的な星の分布は観測されたものと異なる可能性があるが、このようなもっともらしいモデルはまだ提案されていない。

2021年5月、NASAはチャンドラX線天文台やその他の望遠鏡による調査に基づいて、銀河中心の新しい画像を公開した。 ^{[ 59 ]}画像の大きさは、横幅が約2.2度（1,000光年）、縦幅が約4.2度（2,000光年）である。

銀河中心のパノラマ画像は、チャンドラX線観測衛星やその他の望遠鏡による過去の観測データを基に作成されています。最初の画像では、チャンドラからのX線がオレンジ、緑、紫で示され、それぞれ異なるエネルギーのX線を表しています。また、MeerKATからの電波データは灰色で示されています。次の画像では、チャンドラのX線データがピンク、MeerKATの電波データが青で示され、それぞれ単色（広帯域）で表現されています。

合成ラベル画像

合成画像

X線とラジオの単色合成画像

ラジオ単色

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  天の川銀河の中心部を写したギガピクセルカラーモザイクのごく一部^{[ 60 ]}
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  赤色巨星は、太陽のような白色星と共存している。^{[ 61 ]}
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  天の川銀河の中心にある白色矮星^{[ 62 ]}
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  天の川銀河の中心部 ― VLTの近赤外線・中間赤外線分光計兼カメラISAACで撮影された画像
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  スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線画像
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  いて座付近の夜空の様子。ダストレーンのコントラストとディテールをより鮮明にするために強調処理を施した画像です。いて座の主要な星は赤色で示されています。
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  ESOの超大型望遠鏡に搭載されたNACO装置で近赤外線観測された天の川銀河の中心部。
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  天の川銀河中心部の赤外線画像が、新たな巨大星群の存在を明らかにした。
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  天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホール、いて座A*からの異常に明るいX線フレアの検出^{[ 37 ]}

銀河中心周辺（上空からの地図）

• エッカート、A.、シェーデル、R.、シュトラウブマイヤー、C. (2005).天の川銀河の中心にあるブラックホール. ロンドン：インペリアル・カレッジ・プレス. ISBN 978-1-86094-567-0。
• メリア、フルヴィオ（2003）。銀河系の中心にあるブラックホール。プリンストン：プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-09505-9。
• メリア、フルヴィオ（2007）。銀河の超大質量ブラックホール。プリンストン：プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-13129-0。

プレス

• 「MeerKAT電波望遠鏡による新たな画像が、天の川銀河の複雑な中心部を明らかにする – SARAO」。2022年1月26日。

• UCLA銀河中心グループ（ 2017年6月26日、 Wayback Machineにアーカイブ）
• マックス・プランク地球外物理学研究所銀河中心グループ
• 銀河系超大質量ブラックホール
• 天の川銀河の中心にあるブラックホール
• 天の川銀河の暗黒の中心
• 天の川銀河の中心付近の星々の軌道を示すアニメーション
• 天の川銀河の中心部を拡大して見る
• 超新星爆発の劇的な増加が迫る
• APOD：
  • 銀河の中心への旅
  • 銀河系反物質雲
  • 銀河中心付近の高速星
  • 天の川銀河の中心で
  • 銀河中心の星空
  • 注釈付き銀河中心
• 天の川銀河の中心にある巨大ブラックホールの周りを公転する星々のシミュレーション
• arxiv.orgに掲載されている銀河中心に関する論文