স্যাজিটেরিয়াস এ*

From LTRC

স্যাজিটেরিয়াস এ* File:EHT Saggitarius A black hole.tif J2000 8.54×10^36 কিলোগ্রাম
4.297×10^6[1] 8277 ± 9[1] NAME+Sgr+A*

2360000

স্যাজিটেরিয়াস এ* (সংক্ষেপে Sgr A*, IPA: /ˈsædʒ_ˈeɪ_stɑːr/ star[2]) হলো আকাশগঙ্গা ছায়াপথের কেন্দ্রে অবস্থিত একটি অতিভারী কৃষ্ণগহ্বর[3][4][5]। পৃথিবী থেকে দেখলে, এটি ধনু রাশি এবং বৃশ্চিক রাশির সীমানার কাছাকাছি, ক্রান্তিবৃত্তের প্রায় ৫.৬° দক্ষিণে অবস্থিত[6] এবং দৃশ্যত বাটারফ্লাই ক্লাস্টার (M6) ও ল্যাম্বডা স্করপি-এর কাছাকাছি। স্যাজিটেরিয়াস এ* একটি উজ্জ্বল এবং অত্যন্ত ঘন জ্যোতির্বিজ্ঞানীয় রেডিও উৎস।

২০২২ সালের মে মাসে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ইভেন্ট হরাইজন টেলিস্কোপ নামক বিশ্বব্যাপী রেডিও অবজারভেটরি নেটওয়ার্ক ব্যবহার করে স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর ইভেন্ট হরাইজনের চারপাশের অ্যাক্রিশন ডিস্কের প্রথম ছবি প্রকাশ করেন[7][8]। ২০১৯ সালে মেসিয়ার ৮৭-এর অতিভারী কৃষ্ণগহ্বরের পর এটি কোনো কৃষ্ণগহ্বরের দ্বিতীয় নিশ্চিত ছবি[9][10]। কৃষ্ণগহ্বরটিকে সরাসরি দেখা যায় না; যেহেতু কৃষ্ণগহ্বরের প্রচণ্ড মহাকর্ষীয় বল থেকে আলো পালাতে পারে না, তাই শুধুমাত্র কৃষ্ণগহ্বর দ্বারা প্রভাবিত পার্শ্ববর্তী বস্তুগুলো পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব। পর্যবেক্ষিত রেডিও এবং ইনফ্রারেড শক্তি গ্যাস এবং ধূলিকণা থেকে নির্গত হয়, যা কৃষ্ণগহ্বরে পতিত হওয়ার সময় লক্ষ লক্ষ ডিগ্রি তাপমাত্রায় উত্তপ্ত হয়[11]।

Sgr A* ১৯৭৪ সালে ব্রুস ব্যালিক এবং রবার্ট এল. ব্রাউন কর্তৃক আবিষ্কৃত হয়[12][13] এবং ১৯৮২ সালে ব্রাউন কর্তৃক এতে অ্যাস্টেরিস্ক * চিহ্নটি যুক্ত করা হয়[14], যিনি বুঝতে পেরেছিলেন যে ছায়াপথের কেন্দ্র থেকে আসা শক্তিশালী রেডিও নির্গমন একটি বৃহত্তর এবং অনেক উজ্জ্বল রেডিও উৎস, স্যাজিটেরিয়াস এ (Sgr A)-এর মধ্যে নিহিত একটি ঘন অ-তাপীয় রেডিও বস্তুর কারণে ঘটছে।

স্যাজিটেরিয়াস এ*-কে প্রদক্ষিণকারী বেশ কয়েকটি নক্ষত্র, বিশেষ করে নক্ষত্র S2-এর পর্যবেক্ষণ ব্যবহার করে বস্তুটির ভর এবং ব্যাসার্ধের ঊর্ধ্বসীমা নির্ধারণ করা হয়েছে। প্রাপ্ত ভর এবং সুনির্দিষ্ট ব্যাসার্ধের সীমার ভিত্তিতে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এই সিদ্ধান্তে উপনীত হন যে স্যাজিটেরিয়াস এ* হলো আকাশগঙ্গা ছায়াপথের কেন্দ্রীয় অতিভারী কৃষ্ণগহ্বর[15]। এর ভরের বর্তমান সর্বোত্তম অনুমান হলো ৪.২৯৭০.০১২ মিলিয়ন সৌর ভর[1]।

রাইনহার্ড গেনজেল এবং আন্দ্রে গেজ প্রত্যেকে ২০২০ সালের পদার্থবিজ্ঞানে নোবেল পুরস্কারের এক-চতুর্থাংশ করে লাভ করেন, স্যাজিটেরিয়াস এ* যে একটি অতিভারী ঘন বস্তু—যার একমাত্র ব্যাখ্যা হলো কৃষ্ণগহ্বর—তা আবিষ্কারের জন্য। স্যার রজার পেনরোজ বাকি অর্ধেক পুরস্কার পান "কৃষ্ণগহ্বর গঠন যে সাধারণ আপেক্ষিকতা তত্ত্বের একটি শক্তিশালী পূর্বাভাস, তা আবিষ্কারের জন্য"[16]।

পর্যবেক্ষণ এবং বর্ণনা

File:Sagittarius Astar in the constellation of Sagittarius.tif
ধনু রাশিতে স্যাজিটেরিয়াস এ*। কৃষ্ণগহ্বরটিকে ধনু রাশির (ধনুর্ধর) মধ্যে একটি লাল বৃত্ত দিয়ে চিহ্নিত করা হয়েছে। এই মানচিত্রটি ভালো অবস্থায় খালি চোখে দৃশ্যমান অধিকাংশ নক্ষত্র প্রদর্শন করে।
File:Eso2208-eht-mwe.tif
স্যাজিটেরিয়াস এ* এবং M87*-এর আকারের তুলনা। স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর ব্যাস বুধের কক্ষপথের চেয়েও ছোট।

১২ মে, ২০২২-এ, ইভেন্ট হরাইজন টেলিস্কোপ কোলাবরেশন কর্তৃক স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর প্রথম ছবি প্রকাশিত হয়। ২০১৭ সালে সংগৃহীত রেডিও ইন্টারফেরোমিটার ডেটার ওপর ভিত্তি করে তৈরি এই ছবিটি নিশ্চিত করে যে বস্তুটিতে একটি কৃষ্ণগহ্বর রয়েছে। এটি কোনো কৃষ্ণগহ্বরের দ্বিতীয় ছবি[9][17] এবং এটি প্রক্রিয়া করতে পাঁচ বছরের হিসাব-নিকাশের প্রয়োজন হয়েছিল[18]। ডেটাগুলো ছয়টি ভৌগোলিক স্থানে অবস্থিত আটটি রেডিও অবজারভেটরি থেকে সংগ্রহ করা হয়েছিল। রেডিও ছবিগুলো সাধারণত স্থিতিশীল উৎসের সারা রাতব্যাপী পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে অ্যাপারচার সিন্থেসিস পদ্ধতিতে তৈরি করা হয়। Sgr A* থেকে রেডিও নির্গমন কয়েক মিনিটের ব্যবধানে পরিবর্তিত হয়, যা বিশ্লেষণকে জটিল করে তোলে[19]।

তাদের ফলাফল উৎসটির সামগ্রিক কৌণিক আকার 51.8 ± 2.3 μas প্রদান করে[17]। 26,000 ly দূরত্বে, এটি 51.8 e6km ব্যাস প্রদান করে।[note 1] তুলনামূলকভাবে, পৃথিবী সূর্য থেকে 150 e6km দূরে এবং বুধ অনুসূর অবস্থানে সূর্য থেকে 46 e6km দূরে থাকে। Sgr A*-এর প্রকৃত গতি বিষুবীয় স্থানাঙ্কের জন্য প্রতি বছর প্রায় −২.৭০ মিলি-আর্কসেকেন্ড এবং বিষুবলম্বের জন্য প্রতি বছর −৫.৬ মিলি-আর্কসেকেন্ড[20][21][22]। টেলিস্কোপের এই কৃষ্ণগহ্বরগুলোর পরিমাপ আইনস্টাইনের আপেক্ষিকতা তত্ত্ব আগের চেয়ে আরও কঠোরভাবে পরীক্ষা করেছে এবং ফলাফলগুলো নিখুঁতভাবে মিলে গেছে[10]।

২০১৯ সালে, SOFIA বিমানে মাউন্ট করা হাই-রেজোলিউশন এয়ারবোর্ন ওয়াইডব্যান্ড ক্যামেরা-প্লাস (HAWC+) দিয়ে করা পরিমাপ[23] প্রকাশ করে যে চৌম্বক ক্ষেত্রগুলো পার্শ্ববর্তী গ্যাস এবং ধূলিকণার বলয়কে, যার তাপমাত্রা -280 to পর্যন্ত হয়[24], স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর চারপাশে একটি কক্ষপথে প্রবাহিত হতে বাধ্য করে, যা কৃষ্ণগহ্বরের নির্গমনকে কম রাখে[25]।

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা Sgr A*-কে দৃশ্যমান বর্ণালীতে পর্যবেক্ষণ করতে অক্ষম কারণ উৎস এবং পৃথিবীর মধ্যবর্তী ধূলিকণা ও গ্যাসের ২৫ ম্যাগনিটিউড বিলুপ্তির (শোষণ এবং বিচ্ছুরণ) প্রভাব রয়েছে[26]।

ইতিহাস

১৯৩৩ সালের এপ্রিলে, রেডিও জ্যোতির্বিজ্ঞানের অন্যতম জনক কার্ল জ্যানস্কি আবিষ্কার করেন যে ধনু রাশির দিকে, আকাশগঙ্গা ছায়াপথের কেন্দ্রের অভিমুখে একটি অবস্থান থেকে রেডিও সংকেত আসছে[27]। রেডিও উৎসটি পরবর্তীতে স্যাজিটেরিয়াস এ নামে পরিচিত হয়। তার পর্যবেক্ষণগুলো বর্তমানে আমরা গ্যালাকটিক কেন্দ্র হিসেবে যা জানি, তার চেয়ে দক্ষিণে অতটা প্রসারিত ছিল না[28]। সিডনির পটস হিল রিজার্ভারে CSIRO রেডিও টেলিস্কোপ ব্যবহার করে জ্যাক পিডিংটন এবং হ্যারি মিনেট একটি বিচ্ছিন্ন এবং উজ্জ্বল "স্যাজিটেরিয়াস-স্করপিয়াস" রেডিও উৎস আবিষ্কার করেন[29], যা ডোভার হাইটস-এ ৮০ ফুট CSIRO রেডিও টেলিস্কোপ দিয়ে আরও পর্যবেক্ষণের পর নেচার-এ একটি চিঠিতে সম্ভাব্য গ্যালাকটিক কেন্দ্র হিসেবে চিহ্নিত হয়[30]।

পরবর্তী পর্যবেক্ষণগুলো দেখায় যে স্যাজিটেরিয়াস এ আসলে বেশ কয়েকটি ওভারল্যাপিং উপ-উপাদানের সমন্বয়ে গঠিত; একটি উজ্জ্বল এবং অত্যন্ত ঘন উপাদান, Sgr A*, ১৩ এবং ১৫ ফেব্রুয়ারি, ১৯৭৪ সালে ব্যালিক এবং রবার্ট এল. ব্রাউন কর্তৃক ন্যাশনাল রেডিও অ্যাস্ট্রোনমি অবজারভেটরির বেসলাইন ইন্টারফেরোমিটার ব্যবহার করে আবিষ্কৃত হয়[12][13]। Sgr A* নামটি ১৯৮২ সালে ব্রাউন কর্তৃক একটি গবেষণাপত্রে তৈরি করা হয়েছিল কারণ রেডিও উৎসটি ছিল "উত্তেজক" (exciting), এবং পরমাণুর উত্তেজিত অবস্থা অ্যাস্টেরিস্ক দ্বারা চিহ্নিত করা হয়[31][32]।

১৯৮০-এর দশক থেকে এটি স্পষ্ট যে Sgr A*-এর কেন্দ্রীয় উপাদানটি সম্ভবত একটি কৃষ্ণগহ্বর। ১৯৯৪ সালে, চার্লস এইচ. টাউন্স এবং ভবিষ্যৎ নোবেল বিজয়ী রাইনহার্ড গেনজেল-এর সমন্বয়ে বার্কলে দলের ইনফ্রারেড এবং সাব-মিলিমিটার স্পেকট্রোস্কোপি গবেষণায় দেখা যায় যে Sgr A*-এর ভর অত্যন্ত ঘন এবং প্রায় ৩ মিলিয়ন সূর্যের সমান[33]।

১৬ অক্টোবর, ২০০২-এ, ম্যাক্স প্লাঙ্ক ইনস্টিটিউট ফর এক্সট্রাটেরেস্ট্রিয়াল ফিজিক্সে রাইনহার্ড গেনজেলের নেতৃত্বে একটি আন্তর্জাতিক দল দশ বছর ধরে স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর কাছাকাছি S2 নক্ষত্রের গতির পর্যবেক্ষণ রিপোর্ট করে। দলের বিশ্লেষণ অনুযায়ী, ডেটাগুলো Sgr A*-তে অন্ধকার নাক্ষত্রিক বস্তুর গুচ্ছ বা অবক্ষয়িত ফার্মিয়নের ভরের সম্ভাবনাকে নাকচ করে দেয়, যা একটি বিশাল কৃষ্ণগহ্বরের প্রমাণকে শক্তিশালী করে। S2-এর পর্যবেক্ষণে নিকট-ইনফ্রারেড (NIR) ইন্টারফেরোমেট্রি (Ks-ব্যান্ডে, অর্থাৎ ২.১ μm) ব্যবহার করা হয়েছিল কারণ এই ব্যান্ডে আন্তঃনাক্ষত্রিক বিলুপ্তি কম। SiO মেজার ব্যবহার করা হয়েছিল NIR ছবিগুলোকে রেডিও পর্যবেক্ষণের সাথে সারিবদ্ধ করার জন্য, কারণ এগুলো NIR এবং রেডিও উভয় ব্যান্ডেই পর্যবেক্ষণ করা যায়। S2 (এবং অন্যান্য নিকটবর্তী নক্ষত্র)-এর দ্রুত গতি দৃষ্টিরেখায় ধীরগতিসম্পন্ন নক্ষত্রগুলোর বিপরীতে সহজেই আলাদা করা যেত, তাই এগুলোকে ছবি থেকে বিয়োগ করা সম্ভব ছিল[34][35]।

File:Dusty cloud G2 passes the supermassive black hole at the centre of the Milky Way.jpg
ধূলিময় মেঘ G2 আকাশগঙ্গা ছায়াপথের কেন্দ্রে অতিভারী কৃষ্ণগহ্বর অতিক্রম করছে।[36] গতির প্রদর্শনের জন্য বিভিন্ন সময়ে তোলা ছবির সমন্বয়; দর্শকের দিকে আসার সময় নীল এবং দূরে সরে যাওয়ার সময় লাল রঙে চিহ্নিত; সময় বাম থেকে ডানে। লাল ক্রস কৃষ্ণগহ্বরটিকে চিহ্নিত করে।

স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর VLBI রেডিও পর্যবেক্ষণগুলোও NIR ছবিগুলোর সাথে কেন্দ্রীয়ভাবে সারিবদ্ধ করা যেতে পারে, তাই S2-এর উপবৃত্তাকার কক্ষপথের কেন্দ্রবিন্দু স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর অবস্থানের সাথে মিলে যায়। S2-এর কেপলারীয় কক্ষপথ পরীক্ষা করে, তারা স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর ভর 4.1 ± 0.6 মিলিয়ন সৌর ভর হিসেবে নির্ধারণ করে, যা ১৭ আলোক-ঘণ্টার (120 AU) চেয়ে বেশি নয় এমন আয়তনে সীমাবদ্ধ[37]। নক্ষত্র S14-এর পরবর্তী পর্যবেক্ষণগুলো বস্তুটির ভর প্রায় ৪.১ মিলিয়ন সৌর ভর হিসেবে দেখায়, যা ৬.২৫ আলোক-ঘণ্টার (45 AU) চেয়ে বড় নয় এমন আয়তনে সীমাবদ্ধ[38]। S175 একই দূরত্বের মধ্যে দিয়ে অতিক্রম করেছিল[39]। তুলনামূলকভাবে, শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধ হলো 0.08 AU। তারা পৃথিবী থেকে গ্যালাকটিক কেন্দ্র (আকাশগঙ্গা ছায়াপথের ঘূর্ণন কেন্দ্র)-এর দূরত্বও নির্ধারণ করে, যা জ্যোতির্বিজ্ঞানীয় দূরত্বের স্কেল ক্যালিব্রেট করার জন্য গুরুত্বপূর্ণ, যা 8,000 ±। ২০০৪ সালের নভেম্বরে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের একটি দল স্যাজিটেরিয়াস এ* থেকে ৩ আলোক-বছর দূরে প্রদক্ষিণরত মধ্যবর্তী-ভরের কৃষ্ণগহ্বর, যা GCIRS 13E নামে পরিচিত, তার আবিষ্কারের কথা জানায়। ১,৩০০ সৌর ভরের এই কৃষ্ণগহ্বরটি সাতটি নক্ষত্রের একটি গুচ্ছের মধ্যে অবস্থিত। এই পর্যবেক্ষণটি এই ধারণাকে সমর্থন করতে পারে যে অতিভারী কৃষ্ণগহ্বরগুলো পার্শ্ববর্তী ছোট কৃষ্ণগহ্বর এবং নক্ষত্রগুলোকে গ্রাস করে বৃদ্ধি পায়।

১৬ বছর ধরে স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর চারপাশে নাক্ষত্রিক কক্ষপথ পর্যবেক্ষণ করার পর, গিলেসেন এবং তার দল বস্তুটির ভর 4.31 ± 0.38 মিলিয়ন সৌর ভর হিসেবে অনুমান করেন। ফলাফলটি ২০০৮ সালে ঘোষণা করা হয় এবং ২০০৯ সালে দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল-এ প্রকাশিত হয়[40]। গবেষণার দলনেতা রাইনহার্ড গেনজেল বলেন, এই গবেষণাটি "যা এখন অতিভারী কৃষ্ণগহ্বর যে সত্যিই বিদ্যমান তার সর্বোত্তম অভিজ্ঞতামূলক প্রমাণ হিসেবে বিবেচিত হয়, তা প্রদান করেছে। গ্যালাকটিক কেন্দ্রের নাক্ষত্রিক কক্ষপথগুলো দেখায় যে চার মিলিয়ন সৌর ভরের কেন্দ্রীয় ভর ঘনত্ব অবশ্যই একটি কৃষ্ণগহ্বর, যা যুক্তিসঙ্গত সন্দেহের ঊর্ধ্বে।"[41]

৫ জানুয়ারি, ২০১৫-এ, নাসা Sgr A* থেকে স্বাভাবিকের চেয়ে ৪০০ গুণ উজ্জ্বল একটি এক্স-রে শিখা পর্যবেক্ষণ করার কথা জানায়, যা একটি রেকর্ড। জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের মতে, অস্বাভাবিক ঘটনাটি কৃষ্ণগহ্বরে পতিত একটি গ্রহাণু ভেঙে যাওয়ার কারণে অথবা Sgr A*-তে প্রবাহিত গ্যাসের মধ্যে চৌম্বক ক্ষেত্র রেখাগুলোর জট পাকানোর কারণে হতে পারে[42]।

১৩ মে, ২০১৯-এ, কেক অবজারভেটরি ব্যবহারকারী জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা Sgr A*-এর হঠাৎ উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি প্রত্যক্ষ করেন, যা স্বাভাবিকের চেয়ে ৭৫ গুণ বেশি উজ্জ্বল হয়ে ওঠে, যা ইঙ্গিত দেয় যে অতিভারী কৃষ্ণগহ্বরটি অন্য কোনো বস্তুর মুখোমুখি হতে পারে[43]।

২০২৩ সালের জুন মাসে, স্যাজিটেরিয়াস এ*-এর সাথে সম্পর্কিত রেডিও শক্তির ব্যাখ্যাতীত ফিলামেন্ট পাওয়া যায়[44]।

কেন্দ্রীয় কৃষ্ণগহ্বর

File:Pointing X-ray Eyes at our Resident Supermassive Black Hole.jpg
NuSTAR মিল্কি ওয়ের কেন্দ্রে অবস্থিত এই অতিভারী কৃষ্ণগহ্বরের উচ্চ-শক্তির এক্স-রেতে প্রথম ফোকাস করা দৃশ্য ধারণ করেছে।

২০১৮ সালের ৩১ অক্টোবর প্রকাশিত একটি গবেষণাপত্রে ধনু এ* (Sagittarius A*) যে একটি কৃষ্ণগহ্বর, তার চূড়ান্ত প্রমাণ পাওয়ার ঘোষণা দেওয়া হয়। ভেরি লার্জ টেলিস্কোপ (VLT)-এর চারটি টেলিস্কোপ এবং GRAVITY ইন্টারফেরোমিটার ব্যবহার করে ১৩০ মিটার ব্যাসের একটি ভার্চুয়াল টেলিস্কোপ তৈরি করে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আলোর গতির প্রায় ৩০% বেগে চলমান গ্যাসের পিণ্ড শনাক্ত করেন। কৃষ্ণগহ্বরের খুব কাছাকাছি অত্যন্ত শক্তিশালী ইলেকট্রন থেকে নির্গত বিকিরণ তিনটি উজ্জ্বল শিখা হিসেবে দৃশ্যমান ছিল। এগুলো চার মিলিয়ন সৌর ভরের একটি কৃষ্ণগহ্বরের চারপাশে ঘূর্ণায়মান হট স্পট বা উত্তপ্ত বিন্দুর তাত্ত্বিক পূর্বাভাসের সাথে হুবহু মিলে যায়। ধারণা করা হয় যে, এই শিখাগুলো ধনু এ*-এর খুব কাছে ঘূর্ণায়মান অত্যন্ত উত্তপ্ত গ্যাসের চৌম্বকীয় মিথস্ক্রিয়া থেকে উৎপন্ন হয়।[11][46]

২০১৮ সালের জুলাই মাসে জানানো হয় যে, ধনু এ* (Sgr A*)-কে প্রদক্ষিণকারী এস২ (S2) নক্ষত্রটিকে ২০১৮ সালের মে মাসে এর পেরিসেন্টার বা নিকটতম বিন্দুতে পৌঁছানোর সময় ৭,৬৫০ কিমি/সেকেন্ড বা আলোর গতির ২.৫৫% বেগে চলতে দেখা গেছে, যা ধনু এ* থেকে প্রায় ১২০ এইউ (প্রায় ১,৪০০ শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধ) দূরত্বে ছিল। কৃষ্ণগহ্বরের এত কাছাকাছি দূরত্বে, আইনস্টাইন-এর সাধারণ আপেক্ষিকতা তত্ত্ব অনুযায়ী, এস২ নক্ষত্রটিতে সাধারণ বেগজনিত রেডশিফটের পাশাপাশি একটি দৃশ্যমান মহাকর্ষীয় রেডশিফট দেখা যাওয়ার কথা। এই মহাকর্ষীয় রেডশিফটটি শনাক্ত করা হয়েছে, যা ১০ শতাংশ পরিমাপের নির্ভুলতার মধ্যে সাধারণ আপেক্ষিকতার পূর্বাভাসের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।[47][48]

ধনু এ*-এর রেডিও বিকিরণ কৃষ্ণগহ্বরের কেন্দ্রে অবস্থিত নয়, বরং কৃষ্ণগহ্বরের চারপাশের অঞ্চলের একটি উজ্জ্বল বিন্দু থেকে উদ্ভূত হয়, যা ইভেন্ট হরাইজন-এর কাছাকাছি অবস্থিত। এটি সম্ভবত অ্যাক্রিশন ডিস্ক বা ডিস্ক থেকে নির্গত পদার্থের একটি আপেক্ষিক জেট হতে পারে।[49] যদি ধনু এ*-এর আপাত অবস্থান কৃষ্ণগহ্বরের ঠিক কেন্দ্রে হতো, তবে কৃষ্ণগহ্বরের মহাকর্ষীয় লেন্সিং-এর কারণে এটিকে তার প্রকৃত আকারের চেয়ে বড় দেখা যেত। সাধারণ আপেক্ষিকতা অনুযায়ী, এর ফলে একটি বলয়াকৃতির কাঠামো তৈরি হতো, যার ব্যাস কৃষ্ণগহ্বরের শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধ-এর প্রায় ৫.২ গুণ (১০ মাইক্রো-আর্কসেকেন্ড)। প্রায় ৪ মিলিয়ন সৌর ভরের একটি কৃষ্ণগহ্বরের জন্য এটি প্রায় ৫২ মাইক্রো-আর্কসেকেন্ড আকারের সমান, যা প্রায় ৫০ মাইক্রো-আর্কসেকেন্ডের পর্যবেক্ষিত সামগ্রিক আকারের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ,[49] যেখানে ধনু এ* কৃষ্ণগহ্বরটির নিজস্ব আপাত ব্যাস হলো ২০ মাইক্রো-আর্কসেকেন্ড।

নিম্ন রেজোলিউশনের পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে, ধনু এ*-এর রেডিও উৎসটি প্রতিসম।[50] মহাকর্ষের বিকল্প তত্ত্বগুলোর সিমুলেশন এমন ফলাফল দেখায় যা সাধারণ আপেক্ষিকতা (GR) থেকে আলাদা করা কঠিন হতে পারে।[51] ২০১৮ সালের একটি গবেষণাপত্রে ধনু এ*-এর একটি ছবির পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছিল যা পর্যবেক্ষণের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ। বিশেষ করে, এটি উৎসের ছোট কৌণিক আকার এবং প্রতিসম অঙ্গসংস্থান ব্যাখ্যা করে।[52]

ধনু এ*-এর ভর দুটি ভিন্ন উপায়ে অনুমান করা হয়েছে:

  1. দুটি দল—জার্মানি এবং যুক্তরাষ্ট্রের—কৃষ্ণগহ্বরের খুব কাছের নক্ষত্রগুলোর কক্ষপথ পর্যবেক্ষণ করেছে এবং আবদ্ধ ভর নির্ণয় করতে কেপলারের সূত্র ব্যবহার করেছে। জার্মান দলটি ৪.৩১ ± ০.৩৮ মিলিয়ন সৌর ভরের একটি ভর পেয়েছে,[40] যেখানে আমেরিকান দলটি ৪.১ ± ০.৬ মিলিয়ন সৌর ভর পেয়েছে।[38]
  2. অতি সম্প্রতি, কৃষ্ণগহ্বর থেকে প্রায় এক পারসেক দূরত্বের মধ্যে কয়েক হাজার নক্ষত্রের নমুনার সঠিক গতি (proper motion) পরিমাপের সাথে একটি লিওনার্ড-মেরিট ভর প্রাক্কলক (statistical technique) ব্যবহার করে কৃষ্ণগহ্বরের ভর ৩.৬ × ১০^৬ (+০.৪/-০.২) সৌর ভর হিসেবে অনুমান করা হয়েছে, এবং কেন্দ্রীয় পারসেক জুড়ে ১ ± ০.৫ × ১০^৬ সৌর ভরের একটি বিস্তৃত ভর পাওয়া গেছে।[53] ধারণা করা হয় যে, এই বিস্তৃত ভরটি নক্ষত্র এবং নাক্ষত্রিক অবশিষ্টাংশ দ্বারা গঠিত।
File:Magnetar-SGR1745-2900-20150515.jpg
মিল্কি ওয়ে গ্যালাক্সির কেন্দ্রে অবস্থিত অতিভারী কৃষ্ণগহ্বর ধনু এ*-এর খুব কাছে পাওয়া একটি ম্যাগনেটার

এই অতিভারী কৃষ্ণগহ্বর-এর তুলনামূলকভাবে কম ভর এবং রেডিও ও ইনফ্রারেড নিঃসরণ রেখার কম উজ্জ্বলতা নির্দেশ করে যে, মিল্কি ওয়ে কোনো সেফার্ট গ্যালাক্সি নয়।[26]

পরিশেষে, যা দেখা যায় তা কৃষ্ণগহ্বরটি নিজে নয়, বরং এমন পর্যবেক্ষণ যা কেবল তখনই সামঞ্জস্যপূর্ণ হয় যদি ধনু এ*-এর কাছাকাছি একটি কৃষ্ণগহ্বর উপস্থিত থাকে। এই ধরনের কৃষ্ণগহ্বরের ক্ষেত্রে, পর্যবেক্ষিত রেডিও এবং ইনফ্রারেড শক্তি কৃষ্ণগহ্বরে পড়ার সময় লক্ষ লক্ষ ডিগ্রি তাপমাত্রায় উত্তপ্ত হওয়া গ্যাস এবং ধূলিকণা থেকে নির্গত হয়।[11] কৃষ্ণগহ্বরটি নিজে কেবল ১০^-১৪ কেলভিন তাপমাত্রায় নগণ্য হকিং বিকিরণ নির্গত করে বলে ধারণা করা হয়।

ইউরোপীয় মহাকাশ সংস্থা-এর গামা-রশ্মি মানমন্দির INTEGRAL নিকটবর্তী বিশাল আণবিক মেঘ ধনু বি২ (Sagittarius B2)-এর সাথে গামা রশ্মির মিথস্ক্রিয়া পর্যবেক্ষণ করেছে, যার ফলে মেঘ থেকে এক্স-রে নিঃসরণ ঘটে। এই বিস্ফোরণ থেকে মোট উজ্জ্বলতা (L ≈ ১.৫ × ১০^৩৯ আর্গ/সেকেন্ড) বর্তমান ধনু এ*-এর নিঃসরণের চেয়ে দশ লক্ষ গুণ শক্তিশালী বলে অনুমান করা হয়েছে এবং এটি একটি সাধারণ সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস-এর সাথে তুলনীয়।[54][55] ২০১১ সালে জাপানি জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সুজাকু উপগ্রহের মাধ্যমে মিল্কি ওয়ের কেন্দ্র পর্যবেক্ষণ করে এই সিদ্ধান্তে সমর্থন জানান।[56]

২০১৯ সালের জুলাই মাসে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এস৫-এইচভিএস১ (S5-HVS1) নামক একটি নক্ষত্র খুঁজে পাওয়ার কথা জানান, যা ১৭৫৫ কিমি/সেকেন্ড বা ০.০০৬ c বেগে ভ্রমণ করছে। নক্ষত্রটি দক্ষিণ আকাশে গ্রাস (বা ক্রেন) নক্ষত্রমণ্ডলে অবস্থিত এবং পৃথিবী থেকে প্রায় ২৯,০০০ আলোকবর্ষ দূরে। ধনু এ*-এর সাথে মিথস্ক্রিয়ার পর এটি সম্ভবত মিল্কি ওয়ে গ্যালাক্সি থেকে ছিটকে বেরিয়ে গেছে।[57][58]

এর স্পিন প্যারামিটার a*=cJGM2-এর জন্য বেশ কিছু মান[59][60] দেওয়া হয়েছে; কিছু উদাহরণ হলো ফ্রাজিওন ও লোয়েব (২০২০) a*<0.1,[61] বেলাঞ্জার প্রমুখ (২০০৬) a*∼0.22,[62] মেয়ার প্রমুখ (২০০৬) a*>0.4,[63] গেনজেল প্রমুখ (২০০৩) a*∼0.52,[64] ডালি (২০১৯) a*=0.93±0.15,[65] এবং ডালি প্রমুখ (২০২৩) a*=0.90±0.06।[60] ডালি প্রমুখ (২০২৩) আরও দেখেছেন যে ধনু এ*-এর ঘূর্ণন ভর উপাদানের সাথে অপরিবর্তনীয় ভর উপাদানের অনুপাত হলো Mrot/Mirr=0.62±0.10, যা নির্দেশ করে যে কৃষ্ণগহ্বরটি আলোর গতি দ্বারা নির্ধারিত সর্বোচ্চ সম্ভাব্য মানের 0.62±0.10 কৌণিক বেগে ঘূর্ণায়মান।[60][66]

প্রদক্ষিণকারী নক্ষত্র

মূল নিবন্ধ: Sagittarius A* cluster

File:Galactic centre orbits.svg
মিল্কি ওয়ের কেন্দ্রে অতিভারী কৃষ্ণগহ্বর প্রার্থী ধনু এ*-এর চারপাশে ছয়টি নক্ষত্রের কক্ষপথ[67]
File:SgrA2018.gif
ধনু এ*-এর চারপাশে ঘূর্ণায়মান নক্ষত্র, ২০১৮ সালে শেষ হওয়া ২০ বছরের টাইম-ল্যাপস[68][69]
File:SgrA2021.gif
২০২১ সালে দেখা ধনু এ*-এর চারপাশে ঘূর্ণায়মান নক্ষত্র[70][71][72]

ধনু এ*-এর চারপাশে ঘনিষ্ঠ কক্ষপথে বেশ কিছু নক্ষত্র রয়েছে, যেগুলোকে সম্মিলিতভাবে "এস নক্ষত্র" (S stars) বলা হয়।[73] এই নক্ষত্রগুলো মূলত কে ব্যান্ড ইনফ্রারেড তরঙ্গদৈর্ঘ্যে পর্যবেক্ষণ করা হয়, কারণ আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা দৃশ্যমান তরঙ্গদৈর্ঘ্যে দৃশ্যমানতাকে ব্যাপকভাবে সীমাবদ্ধ করে। এটি একটি দ্রুত পরিবর্তনশীল ক্ষেত্র—২০১১ সালে, তৎকালীন পরিচিত সবচেয়ে বিশিষ্ট নক্ষত্রগুলোর কক্ষপথ বাম দিকের চিত্রে অঙ্কন করা হয়েছিল, যা তাদের কক্ষপথ এবং সৌরজগৎ-এর বিভিন্ন কক্ষপথের মধ্যে তুলনা প্রদর্শন করে।[69] সেই সময়ের পর থেকে, এস৬২ (S62) নক্ষত্রটিকে ওই নক্ষত্রগুলোর চেয়েও কাছে আসার কথা ভাবা হয়েছিল,[74] কিন্তু নক্ষত্রটির পরবর্তী পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে বিষয়টি তেমন নয়।[75]

অতিভারী কৃষ্ণগহ্বরের উচ্চ গতি এবং নিকটবর্তী হওয়ার কারণে এই নক্ষত্রগুলো ধনু এ*-এর ভৌত মাত্রা নির্ধারণের জন্য, পাশাপাশি তাদের কক্ষপথের পেরিঅ্যাপসিস শিফটের মতো সাধারণ আপেক্ষিকতা সম্পর্কিত প্রভাবগুলো পর্যবেক্ষণের জন্য কার্যকর। নক্ষত্রগুলো ঘটনা দিগন্তের এত কাছে আসার সম্ভাবনা রয়েছে কি না যে সেগুলো ধ্বংস হয়ে যাবে, তা নিয়ে সক্রিয় নজরদারি রাখা হয়, তবে এই নক্ষত্রগুলোর কোনোটিরই এমন পরিণতি হওয়ার আশঙ্কা নেই।

২০২০ সাল অনুযায়ী, এস৪৭১৪ (S4714) হলো ধনু এ*-এর সবচেয়ে কাছে আসার বর্তমান রেকর্ডধারী, যা প্রায় ১২.৬ এইউ দূরত্বে, প্রায় শনি গ্রহের সূর্যের কাছাকাছি আসার দূরত্বের সমান, এবং আলোর গতির প্রায় ৮% বেগে ভ্রমণ করছে। এই সংখ্যাগুলো আনুমানিক, যার আনুষ্ঠানিক অনিশ্চয়তা হলো ১২.৬ ± ৯.৩ এইউ এবং ২৩,৯২৮ ± ৮,৮৪০ কিমি/সেকেন্ড। এর কক্ষপথের পর্যায়কাল ১২ বছর, তবে ০.৯৮৫-এর চরম উৎকেন্দ্রিকতা একে নিকটবর্তী অবস্থান এবং উচ্চ গতি প্রদান করে।[76]

এই ক্লাস্টারের একটি টেবিলের অংশ (দেখুন Sagittarius A* cluster), যেখানে সবচেয়ে বিশিষ্ট সদস্যদের বৈশিষ্ট্য দেওয়া হয়েছে। নিচের টেবিলে, id1 হলো গিলেসেন ক্যাটালগে নক্ষত্রটির নাম এবং id2 হলো ইউনিভার্সিটি অফ ক্যালিফোর্নিয়া, লস অ্যাঞ্জেলেস-এর ক্যাটালগে। a, e, i, Ω এবং ω হলো আদর্শ কক্ষপথীয় উপাদান, যেখানে a আর্কসেকেন্ডে পরিমাপ করা হয়েছে। Tp হলো পেরিসেন্টার অতিক্রমের সময়কাল, P হলো বছরে কক্ষপথের পর্যায়কাল এবং Kmag হলো নক্ষত্রটির ইনফ্রারেড কে-ব্যান্ড আপাত মান। q এবং v হলো এইউ-তে পেরিসেন্টার দূরত্ব এবং আলোর গতির শতাংশে পেরিসেন্টার গতি।[77]

id1 id2 a e i (°) Ω (°) ω (°) Tp (yr) P (yr) Kmag q (AU) v (%c)
S1 S0-1 0.5950 0.5560 119.14 342.04 122.30 2001.800 166.0 14.70 2160.7 0.55
S2 S0-2 0.1251 0.8843 133.91 228.07 66.25 2018.379 16.1 13.95 118.4 2.56
S8 S0-4 0.4047 0.8031 74.37 315.43 346.70 1983.640 92.9 14.50 651.7 1.07
S12 S0-19 0.2987 0.8883 33.56 230.10 317.90 1995.590 58.9 15.50 272.9 1.69
S13 S0-20 0.2641 0.4250 24.70 74.50 245.20 2004.860 49.0 15.80 1242.0 0.69
S14 S0-16 0.2863 0.9761 100.59 226.38 334.59 2000.120 55.3 15.70 56.0 3.83
S4714 0.102 0.985 127.7 129.28 357.25 2017.29 12.0 17.7 12.6 8.0

G2 গ্যাস মেঘের অ্যাক্রিশন পথে আবিষ্কার

File:New look at the stars around the Milky Way's centre (potw2610a).jpg
ধনু এ* (Sagittarius A*)-কে ঘিরে থাকা নক্ষত্র ও গ্যাস।

২০০২ সালে আকাশগঙ্গার কেন্দ্রের ছবিতে প্রথম অস্বাভাবিক কিছু হিসেবে এটি নজরে আসে।[78] G2 গ্যাস মেঘ, যার ভর পৃথিবীর ভরের প্রায় তিন গুণ, ২০১২ সালে নেচার (Nature) জার্নালে প্রকাশিত একটি গবেষণাপত্রে নিশ্চিত করা হয় যে, এটি সম্ভবত ধনু এ*-এর অ্যাক্রিশন জোনের দিকে ধাবিত হচ্ছে।[79] এর কক্ষপথের পূর্বাভাস অনুযায়ী, এটি ২০১৪ সালের শুরুর দিকে কৃষ্ণগহ্বরের সবচেয়ে কাছে (পেরিনিগ্রিকন বা perinigricon) পৌঁছাবে বলে ধারণা করা হয়েছিল, যখন মেঘটি কৃষ্ণগহ্বর থেকে ইভেন্ট হরাইজনের ব্যাসার্ধের ৩,০০০ গুণের সামান্য বেশি (বা ≈২৬০ AU, ৩৬ আলোক-ঘণ্টা) দূরত্বে থাকবে। ২০০৯ সাল থেকেই G2-কে বিচ্ছুরিত হতে দেখা গেছে[79] এবং কেউ কেউ ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন যে এই সাক্ষাতের ফলে এটি পুরোপুরি ধ্বংস হয়ে যাবে, যা কৃষ্ণগহ্বর থেকে এক্স-রে এবং অন্যান্য বিকিরণের উল্লেখযোগ্য উজ্জ্বলতা বৃদ্ধির কারণ হতে পারত। অন্যান্য জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পরামর্শ দিয়েছিলেন যে, গ্যাস মেঘটির ভেতরে একটি অনুজ্জ্বল নক্ষত্র বা বাইনারি নক্ষত্র মার্জারের কোনো অবশিষ্টাংশ লুকিয়ে থাকতে পারে, যা ধনু এ*-এর জোয়ার-ভাটা বলের (tidal forces) বিরুদ্ধে এটিকে ধরে রাখবে এবং কোনো প্রভাব ছাড়াই এই সমষ্টিটিকে পার হতে দেবে।[80] মেঘটির ওপর জোয়ার-ভাটা জনিত প্রভাব ছাড়াও, ২০১৩ সালের মে মাসে প্রস্তাব করা হয়েছিল যে,[81] পেরিনিগ্রিকনে পৌঁছানোর আগে G2 কৃষ্ণগহ্বর এবং নিউট্রন তারার জনসংখ্যার সদস্যদের সাথে একাধিকবার কাছাকাছি আসতে পারে, যা আকাশগঙ্গার কেন্দ্রে অবস্থিত অতিবিশাল কৃষ্ণগহ্বরকে ঘিরে থাকা অঞ্চল সম্পর্কে ধারণা দিতে পারে।[82]

ধনু এ*-তে অ্যাক্রিশনের গড় হার এর ভরের তুলনায় অস্বাভাবিকভাবে কম[83] এবং এটি কেবল পৃথিবীর খুব কাছে হওয়ার কারণেই শনাক্তযোগ্য। ধারণা করা হয়েছিল যে, ২০১৩ সালে G2-এর অতিক্রমণ জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের অতিবিশাল কৃষ্ণগহ্বরে কীভাবে পদার্থ অ্যাক্রিশন হয় তা সম্পর্কে আরও অনেক কিছু জানার সুযোগ করে দেবে। বেশ কয়েকটি জ্যোতির্বিজ্ঞান কেন্দ্র এই নিকটতম অতিক্রমণ পর্যবেক্ষণ করেছে, যার মধ্যে চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি (Chandra), এক্সএমএম-নিউটন (XMM-Newton), ভেরি লার্জ অ্যারে (VLA), ইন্টিগ্রাল (INTEGRAL), নীল গেহরেলস সুইফট অবজারভেটরি (Swift), ফার্মি গামা-রে স্পেস টেলিস্কোপ (Fermi) অন্তর্ভুক্ত এবং ভেরি লার্জ টেলিস্কোপ (VLT) ও কেক (Keck) অবজারভেটরিতে পর্যবেক্ষণের অনুরোধ জানানো হয়েছিল।[84]

এই অতিক্রমণের সিমুলেশনগুলো ঘটনার আগেই ইউরোপীয় দক্ষিণ মানমন্দির (ESO)[85] এবং লরেন্স লিভারমোর ন্যাশনাল ল্যাবরেটরি (LLNL)-এর দলগুলো তৈরি করেছিল।[86]

মেঘটি কৃষ্ণগহ্বরের দিকে এগিয়ে আসার সময় ড্যারিল হ্যাগার্ড (Daryl Haggard) বলেছিলেন, "এমন কিছু পাওয়া উত্তেজনাপূর্ণ যা অনেকটা পরীক্ষার মতো মনে হয়", এবং তিনি আশা করেছিলেন যে এই মিথস্ক্রিয়া এমন প্রভাব তৈরি করবে যা নতুন তথ্য ও অন্তর্দৃষ্টি প্রদান করবে।[87]

কৃষ্ণগহ্বরের সাথে মেঘটির নিকটতম অতিক্রমণের সময় বা পরে কিছুই পরিলক্ষিত হয়নি, যাকে "আতশবাজি"র অভাব এবং একটি "ব্যর্থতা" (flop) হিসেবে বর্ণনা করা হয়েছে।[88] ইউসিএলএ গ্যালাকটিক সেন্টার গ্রুপের জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ২০১৪ সালের ১৯ ও ২০ মার্চ প্রাপ্ত পর্যবেক্ষণ প্রকাশ করেন, যেখানে তারা সিদ্ধান্তে পৌঁছান যে G2 তখনও অক্ষত ছিল (সাধারণ গ্যাস মেঘের অনুমানের বিপরীতে) এবং মেঘটির কেন্দ্রে সম্ভবত একটি নক্ষত্র রয়েছে।[80]

২০১৪ সালের ২১ জুলাই প্রকাশিত একটি বিশ্লেষণে, চিলিতে অবস্থিত ESO-এর ভেরি লার্জ টেলিস্কোপের পর্যবেক্ষণের ভিত্তিতে বিকল্পভাবে সিদ্ধান্তে পৌঁছানো হয় যে, মেঘটি বিচ্ছিন্ন হওয়ার পরিবর্তে পদার্থের একটি অবিচ্ছিন্ন কিন্তু পাতলা প্রবাহের মধ্যে একটি ঘন পিণ্ড হতে পারে। এটি কৃষ্ণগহ্বরকে প্রদক্ষিণকারী পদার্থের চাকতির ওপর হঠাৎ কোনো ঝাপটার পরিবর্তে একটি ধ্রুবক বাতাসের মতো কাজ করবে, যা প্রত্যাশার মতো উচ্চ উজ্জ্বলতা তৈরি করেনি। এই অনুমানকে সমর্থন করে, G1 নামক একটি মেঘ, যা ১৩ বছর আগে কৃষ্ণগহ্বরের পাশ দিয়ে গিয়েছিল, তার কক্ষপথ G2-এর প্রায় অভিন্ন ছিল। এটি ইঙ্গিত দেয় যে উভয় মেঘ এবং G2-এর পেছনে থাকা গ্যাসীয় লেজটি একটি বড় একক গ্যাস প্রবাহের মধ্যে ঘন পিণ্ড মাত্র।[88][89]

আন্দ্রে গেজ (Andrea Ghez) এবং তার সহকর্মীরা ২০১৪ সালে পরামর্শ দিয়েছিলেন যে, G2 কোনো গ্যাস মেঘ নয়, বরং এটি বাইনারি নক্ষত্রের একটি জোড়া যা কৃষ্ণগহ্বরকে প্রদক্ষিণ করছিল এবং পরে একত্রিত হয়ে একটি অত্যন্ত বড় নক্ষত্রে পরিণত হয়েছে।[80][90]

২০২৬ সালে G3 নামে তৃতীয় একটি সংশ্লিষ্ট গ্যাস মেঘ আবিষ্কৃত হয়। তিনটি গ্যাস মেঘেরই কক্ষপথ প্রায় অভিন্ন পাওয়া গেছে, যা ইঙ্গিত দেয় যে এগুলো কোনো নাক্ষত্রিক বস্তু নয় এবং এদের উৎস অভিন্ন। এগুলো ধনু এ*-কে প্রদক্ষিণকারী নক্ষত্র GCIRS 16SW (IRS 16SW)-এর নাক্ষত্রিক বায়ু (stellar wind) থেকে উৎপন্ন হতে পারে।[91]

আরও দেখুন

নোট

  1. ↑ এটি মোটামুটি সূর্যের ব্যাসের প্রায় ৩৭ গুণ, যা প্রায় ১,৪০০,০০০ কিলোমিটার (~৮৬৫,০০০ মাইল)।

তথ্যসূত্র

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 The GRAVITY collaboration. (September 2023). Polarimetry and astrometry of NIR flares as event horizon scale, dynamical probes for the mass of Sgr A*. Astronomy & Astrophysics. 677 L10. doi:10.1051/0004-6361/202347416.
  2. ↑ (May 12, 2022). Astronomers reveal first image of the black hole at the heart of our galaxy. Event Horizon Telescope.
  3. ↑ Parsons, Jeff. (October 31, 2018). Scientists find proof a supermassive black hole is lurking at the centre of the Milky Way. Metro.
  4. ↑ Mosher, Dave. (October 31, 2018). A 'mind-boggling' telescope observation has revealed the point of no return for our galaxy's monster black hole. The Middletown Press.
  5. ↑ Plait, Phil. (November 7, 2018). Astronomers See Material Orbiting a Black Hole *Right* at the Edge of Forever. Bad Astronomy.
  6. ↑ Calculated using Equatorial and Ecliptic Coordinates সংরক্ষিত সংস্করণ calculator
  7. ↑ Sutter, Paul. (2022-05-20). How did astronomers take a picture of our galaxy's supermassive black hole?. Astronomy Magazine.
  8. ↑ Bower, Geoffrey C.. (May 2022). Focus on First Sgr A* Results from the Event Horizon Telescope. দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল.
  9. ↑ 9.0 9.1 (May 12, 2022). Astronomers reveal first image of the black hole at the heart of our galaxy. eso.org.
  10. ↑ 10.0 10.1 Overbye, Dennis. (2022-05-12). The Milky Way's Black Hole Comes to Light. দ্য নিউ ইয়র্ক টাইমস.
  11. ↑ 11.0 11.1 11.2 (2018). "Detection of orbital motions near the last stable circular orbit of the massive black hole SgrA". Astronomy & Astrophysics. 618 L10. doi:10.1051/0004-6361/201834294.
  12. ↑ 12.0 12.1 (1 December 1974). "Intense sub-arcsecond structure in the galactic center". Astrophysical Journal. 194 (1) 265–270. doi:10.1086/153242.
  13. ↑ 13.0 13.1 Melia 2007, p. 7
  14. ↑ Brown, Robert L.. (November 1, 1982). "Precessing Jets in Sagittarius A: Gas Dynamics in the Central Parsec of the Galaxy". The Astrophysical Journal. 262 110–119. doi:10.1086/160401.
  15. ↑ Henderson, Mark. (2009-12-09). Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way. Times Online.
  16. ↑ (6 October 2020). The Nobel Prize in Physics 2020.
  17. ↑ 17.0 17.1 The Event Horizon Telescope Collaboration. (1 May 2022). "First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole in the Center of the Milky Way". The Astrophysical Journal Letters. 930 (2) L12. doi:10.3847/2041-8213/ac6674.
  18. ↑ Hensley, Kerry. (2022-05-12). First Image of the Milky Way's Supermassive Black Hole. AAS Nova.
  19. ↑ The Event Horizon Telescope Collaboration. (1 May 2022). "First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. III. Imaging of the Galactic Center Supermassive Black Hole". The Astrophysical Journal Letters. 930 (2) L14. doi:10.3847/2041-8213/ac6429.
  20. ↑ Backer and Sramek 1999, § 3
  21. ↑ Focus on the First Event Horizon Telescope Results – The Astrophysical Journal Letters – IOPscience. iopscience.iop.org.
  22. ↑ Overbye, Dennis. (2019-04-10). Black Hole Picture Revealed for the First Time. The New York Times.
  23. ↑ (2018). HAWC+, the Far-Infrared Camera and Polarimeter for SOFIA.
  24. ↑ (5 June 2019). The Milky Way's Monster Black Hole Has a Cool Gas Halo – Literally. Space.com.
  25. ↑ (14 June 2019). Magnetic Fields May Muzzle Milky Way's Monster Black Hole. Space.com.
  26. ↑ 26.0 26.1 Osterbrock and Ferland 2006, p. 390
  27. ↑ (29 August 2012). Karl Jansky: The Father of Radio Astronomy.
  28. ↑ (1996). The Discovery of the Radio Source Sagittarius A (Sgr A). The Galactic Center, Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 102 369.
  29. ↑ (December 1, 1951). Observations of Galactic Radiation at Frequencies of 1200 and 3000 Mc/s.. Australian Journal of Scientific Research A. 4 (4) 459. doi:10.1071/CH9510459.
  30. ↑ (May 1, 1954). Probable observation of the galactic nucleus at 400 Mc./s.. Nature. 173 (4412) 985–987. doi:10.1038/173985b0.
  31. ↑ (2003-05-06). "The Discovery of Sgr A*". Astronomische Nachrichten. 324 (1) 497. doi:10.1002/asna.200385047.
  32. ↑ Brown, R. L.. (1982-11-01). "Precessing jets in Sagittarius A – Gas dynamics in the central parsec of the galaxy". Astrophysical Journal, Part 1. 262 110–119. doi:10.1086/160401.
  33. ↑ (1994). "The nucleus of our Galaxy". Reports on Progress in Physics. 57 (5) 417–479. doi:10.1088/0034-4885/57/5/001.
  34. ↑ Schödel et al. 2002
  35. ↑ (2019-03-05). "The Galactic Center: An Improved Astrometric Reference Frame for Stellar Orbits around the Supermassive Black Hole". The Astrophysical Journal. 873 (1) 65. doi:10.3847/1538-4357/ab0361.
  36. ↑ Best View Yet of Dusty Cloud Passing Galactic Centre Black Hole.
  37. ↑ Ghez et al. (2003) "The First Measurement of Spectral Lines in a Short-Period Star Bound to the Galaxy's Central Black Hole: A Paradox of Youth" Astrophysical Journal 586 L127
  38. ↑ 38.0 38.1 Ghez, A.M.. (December 2008). "Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits". Astrophysical Journal. 689 (2) 1044–1062. doi:10.1086/592738.
  39. ↑ (2017). "An Update on Monitoring Stellar Orbits in the Galactic Center". The Astrophysical Journal. 837 (1) 30. doi:10.3847/1538-4357/aa5c41.
  40. ↑ 40.0 40.1 Gillessen et al. 2009
  41. ↑ O'Neill 2008
  42. ↑ 42.0 42.1 (January 5, 2015). NASA's Chandra Detects Record-Breaking Outburst from Milky Way's Black Hole. নাসা.
  43. ↑ (12 August 2019). Our Galaxy's Supermassive Black Hole Has Emitted a Mysteriously Bright Flare. Science Alert.
  44. ↑ Overbye, Dennis. (8 June 2023). Our Local Black Hole Serves Up an 'Awe Moment' – Filaments of radio energy from Sagittarius A*, the black hole at the center of the Milky Way galaxy, are turning astronomers' heads.. দ্য নিউ ইয়র্ক টাইমস.
  45. ↑ Cloudlets swarm around our local supermassive black hole. www.eso.org.
  46. ↑ Most Detailed Observations of Material Orbiting close to a Black Hole. European Southern Observatory (ESO).
  47. ↑ Genzel. (2018-07-26). Detection of the gravitational redshift in the orbit of the star S2 near the Galactic centre massive black hole. Astronomy & Astrophysics. 615 L15. doi:10.1051/0004-6361/201833718.
  48. ↑ (2017-07-26). Star spotted speeding near black hole at centre of Milky Way – Chile's Very Large Telescope tracks S2 star as it reaches mind-boggling speeds by supermassive black hole. The Guardian.
  49. ↑ 49.0 49.1 Lu, R.. (2018). "Detection of intrinsic source structure at ~3 Schwarzschild radii with Millimeter-VLBI observations of Sgr A*". Astrophysical Journal. 859 (1) 60. doi:10.3847/1538-4357/aabe2e.
  50. ↑ (January 18, 2019). "The Size, Shape, and Scattering of Sagittarius A* at 86 GHz: First VLBI with ALMA". The Astrophysical Journal. 871 (1) 30. doi:10.3847/1538-4357/aaf732.
  51. ↑ Rezzolla, Luciano. (17 April 2018). Astrophysicists Test Theories of Gravity with Black Hole Shadows. SciTech Daily.
  52. ↑ (22 January 2019). Revealing the black hole at the heart of the galaxy. Netherlands Research School for Astronomy.
  53. ↑ Schödel et al. 2009
  54. ↑ (January 28, 2005). Integral rolls back history of Milky Way's super-massive black hole. Hubble News Desk.
  55. ↑ Revnivtsev, M. G.. (October 2004). "Hard X-ray view of the past activity of Sgr A$^{\star}$ in a natural Compton mirror". Astronomy & Astrophysics. 425 (3) L49–L52. doi:10.1051/0004-6361:200400064.
  56. ↑ Nobukawa, M.. (2011-09-08). "New Evidence for High Activity of the Supermassive Black Hole in our Galaxy". The Astrophysical Journal. 739 (2) L52. doi:10.1088/2041-8205/739/2/L52.
  57. ↑ Overbye, Dennis. (14 November 2019). A Black Hole Threw a Star Out of the Milky Way Galaxy – So long, S5-HVS1, we hardly knew you.. The New York Times.
  58. ↑ Koposov, Sergey E. (2020-01-11). "Discovery of a nearby 1700 km s−1 star ejected from the Milky Way by Sgr A*". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 491 (2) 2465–2480. doi:10.1093/mnras/stz3081.
  59. ↑ (2019-02-01). Mass, Distance, Spin, Charge, and Orientation of the super massive black hole SgrA*. Proceedings of Science. 342 048. doi:10.22323/1.342.0048.
  60. ↑ 60.0 60.1 60.2 (2023-10-28). New black hole spin values for Sagittarius A* obtained with the outflow method. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 527 (1) 428–436. doi:10.1093/mnras/stad3228.
  61. ↑ (2020-10-01). "An Upper Limit on the Spin of SgrA* Based on Stellar Orbits in Its Vicinity". The Astrophysical Journal. 901 (2) L32. doi:10.3847/2041-8213/abb9b4.
  62. ↑ (2006-12-01). Periodic Modulations in an X-ray Flare from Sagittarius A*. Journal of Physics: Conference Series. 54 420–426. doi:10.1088/1742-6596/54/1/066.
  63. ↑ (December 2006). "Near-infrared polarimetry setting constraints on the orbiting spot model for Sgr A*". Astronomy & Astrophysics. 460 (1) 15–21. doi:10.1051/0004-6361:20065925.
  64. ↑ (November 2003). Near-infrared flares from accreting gas around the supermassive black hole at the Galactic Centre. Nature. 425 (6961) 934–937. doi:10.1038/nature02065.
  65. ↑ Daly, Ruth A.. (2019-11-15). "Black Hole Spin and Accretion Disk Magnetic Field Strength Estimates for More Than 750 Active Galactic Nuclei and Multiple Galactic Black Holes". The Astrophysical Journal. 886 (1) 37. doi:10.3847/1538-4357/ab35e6.
  66. ↑ Daly, Ruth A.. (October 20, 2022). Robust supermassive black hole spin mass-energy characteristics: a new method and results. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 517 (4) 5144–5159. doi:10.1093/mnras/stac2976.
  67. ↑ Eisenhauer, F.. (July 20, 2005). "SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month". The Astrophysical Journal. 628 (1) 246–259. doi:10.1086/430667.
  68. ↑ First Successful Test of Einstein's General Relativity Near Supermassive Black Hole – Culmination of 26 years of ESO observations of the heart of the Milky Way. www.eso.org.
  69. ↑ 69.0 69.1 (July 2018). "Detection of the gravitational redshift in the orbit of the star S2 near the Galactic centre massive black hole". Astronomy & Astrophysics. 615 L15. doi:10.1051/0004-6361/201833718.
  70. ↑ Watch stars move around the Milky Way's supermassive black hole in deepest images yet. www.eso.org.
  71. ↑ (2021-12-14). "Deep images of the Galactic center with GRAVITY". Astronomy & Astrophysics. 657 A82. doi:10.1051/0004-6361/202142459.
  72. ↑ (2021-12-14). "Mass distribution in the Galactic Center based on interferometric astrometry of multiple stellar orbits". Astronomy & Astrophysics. 657 L12. doi:10.1051/0004-6361/202142465.
  73. ↑ (2002-04-11). "Stellar orbits near Sagittarius A*". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 331 (4) 917–934. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05237.x.
  74. ↑ (January 2020). "S62 on a 9.9 year orbit around SgrA*". The Astrophysical Journal. 889 (1) 61. doi:10.3847/1538-4357/ab5afd.
  75. ↑ GRAVITY Collaboration. (2021). Detection of faint stars near Sagittarius A* with GRAVITY. Astronomy & Astrophysics. 645 A127. doi:10.1051/0004-6361/202039544.
  76. ↑ (August 2020). "S62 and S4711: Indications of a Population of Faint Fast-moving Stars inside the S2 Orbit—S4711 on a 7.6 yr Orbit around Sgr A*". The Astrophysical Journal. 889 (50) 5. doi:10.3847/1538-4357/ab9c1c.
  77. ↑ Næss, S.. (October 4, 2019). Galactic center S-star orbital parameters.
  78. ↑ Matson, John. (2012-10-22). Gas Guzzler: Cloud Could Soon Meet Its Demise in Milky Way's Black Hole. Scientific American.
  79. ↑ 79.0 79.1 (January 2012). "A gas cloud on its way towards the supermassive black hole at the Galactic Centre". Nature. 481 (7379) 51–54. doi:10.1038/nature10652.
  80. ↑ 80.0 80.1 80.2 (1 January 2014). "Detection of Galactic Center Source G2 at 3.8 μm during Periapse Passage". Astrophysical Journal Letters. 796 (1) L8. doi:10.1088/2041-8205/796/1/L8.
  81. ↑ (May 2013). "Gas Cloud G2 Can Illuminate the Black Hole Population Near the Galactic Center". Physical Review Letters. 110 (22) 221102 (5 pages). doi:10.1103/PhysRevLett.110.221102.
  82. ↑ (August 2013). "Colliding with G2 near the Galactic Centre: a geometrical approach". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 435 (1) L19–L23. doi:10.1093/mnrasl/slt085.
  83. ↑ Morris, Mark. (4 January 2012). "Astrophysics: The Final Plunge". Nature. 481 (7379) 32–33. doi:10.1038/nature10767.
  84. ↑ Gillessen. Wiki Page of Proposed Observations of G2 Passage.
  85. ↑ (2011-12-14). A Black Hole's Dinner is Fast Approaching. ESO.
  86. ↑ H Hirschfeld, Robert. (2012-10-22). Milky Way's black hole getting ready for snack. Lawrence Livermore National Laboratory.
  87. ↑ Taylor Tillman, Nola. (2014-04-28). Doomed Space Cloud Nears Milky Way's Black Hole as Scientists Watch. Space.com.
  88. ↑ 88.0 88.1 (2014). Why galactic black hole fireworks were a flop: Nature News & Comment. Nature. doi:10.1038/nature.2014.15591.
  89. ↑ (2015). "The Galactic Center Cloud G2 and its Gas Streamer". The Astrophysical Journal. 798 (2) 111. doi:10.1088/0004-637x/798/2/111.
  90. ↑ (4 November 2014). How G2 survived the black hole at our Milky Way's heart - EarthSky.org.
  91. ↑ (March 2026). "The gas streamer G1–2–3 in the Galactic center". Astronomy & Astrophysics. 707 A79. doi:10.1051/0004-6361/202555808.

আরও পড়ুন

বহিঃসংযোগ

1

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Sagittarius A*” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Sagittarius_A* এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=স্যাজিটেরিয়াস_এ*&oldid=1189"