Le Galassie di Seyfert

Prendono il nome dello scienziato che le ha scoperte già nel 1943. Sono in genere galassie a spirale (Sa e Sb), con un nucleo brillante di apparenza stellare o semistellare. Lo spettro ottico del nucleo mostra intense e larghe righe di emissione dovute a righe di ricombinazione di idrogeno e a transizioni proibite in elementi di vario tipo di ionizzazione, tipicamente: ossigeno, ferro e azoto. Presentano luminosità nettamente inferiore ai quasar ma hanno caratteristiche simili ai QSO. Gli spettri dei Quasar sono molto simili a quelli delle galassie dette di Seyfert Tipo I dal nucleo estremamente attivo. Le galassie di Seyfert I potrebbero essere anche dei Quasar in una fase evolutiva più avanzata. Le Seyfert di Tipo II, con nucleo meno attivo, rappresenterebbero una fase evolutiva ancora più tardiva.
M77 è una galassia di Seyfert ed è tra le più luminose "Seyfert" del cielo.

Le Radiogalassie

Sono galassie generalmente ellittiche con forte emissione nella banda radio comparabile a quella ottica. Tali galassie, quindi, oltre ad emettere luce visibile sprigionano anche onde radio attraverso un meccanismo che trova la sua origine nel movimento a velocità prossime a quella della luce di elettroni immersi in campi magnetici molto intensi. Tale emissione viene chiamata radiazione di sincrotone, a causa della somiglianza con quella prodotta negli acceleratori di particelle. Presentano all'osservazione strutture molto estese di dimensioni anche dell'ordine di 1.5 Mpc (Mpc: 3,26 milioni di a.l.), nelle quali sono spesso riscontrabili una coppia di getti, che si dipartono in direzioni opposte rispetto al nucleo.
Ad sempio sono radiogalassie M82 e M87 (o Virgo A).

Quasar o Oggetti quasi stellari   (QSO-Quasi stellar Object)

Negli anni '60 si tentò di identificare in luce visibile alcuni oggetti celesti che emettevano onde radio. La Radiosorgente 3C48 (3C sta per III Catalogo di Radiosorgenti dell'Osservatorio di Cambridge) fu identificata con una stellina azzurra di solo magnitudine 16 che, vista la potenza della sorgente, appariva assai debole. Nel 1960 il grande astronomo americano Allan Sandage ottenne uno spettro di 3C48 che presentava delle righe allargate in modo anomalo. Nel 1963 molti astronomi, tra i quali Cyril Hasard, rivolsero i loro strumenti verso la radiosorgente 3C273 mentre era occultata dal bordo del disco lunare e trovarono la posizione esatta della sorgente di microonde. L'occultamento fu necessario perché i radiotelescopi dell'epoca potevano stabilire la posizione di una sorgente senza una precisione totale, con un margine di errore di 5 sec. d'arco. L'astronomo olandese Maarten Schmidt prese uno spettro di un'altra controparte ottica di radiosorgente, la 3C273, una stellina di magnitudine13, che presentava una sostanziale identità con quella di 3C48. Schmidt provò a interpretare le righe spettrali come se esse apparissero allargate a causa di un fortissimo spostamento verso il rosso (Redshift), provocato da un oggetto in rapido moto di allontanamento. La cosa funzionò e le righe così andarono a corrispondere a quelle già note presenti in altri corpi celesti. Il procedimento venne ripetuto per 3C48 e per altre sorgenti simili, per le quali fu coniato il termine Quasi Stellar Radio Source o QSRS, ossia Radiosorgente quasi stellare. I Quasar sono molto luminosi anche nei raggi X. Il Quasar 3C273, uno dei più vicini e dei più luminosi, emette in tale lunghezza d'onda quanto nel visibile e l'emissione è in prevalenza concentrata nel nucleo. Dista dalla Terra 2,1 miliardi di anni luce (e 3C48 a ca.3,5 miliardi a.l.) e fu il primo ad essere riconosciuto come Quasar. La sua luminosità intensa è l'equivalente a quella di 1000 galassie tipo Via Lattea. Con i grandi telescopi si intravede anche un getto di 150 mila anni luce che fuoriesce dal Quasar. Non tutti Quasar emettono onde radio. Anzi la maggior parte degli oggetti di elevatissimo Redshift, di aspetto stellare e che mostrano grandi produzioni di energia, tutti tratti distintivi dei Quasar, è radioquieta. Per questi, quindi, l'acrostico Quasar era fuori luogo. Si è proposto perciò di chiamare tutti i corpi di questo tipo, Radioemittenti o Radioquieti, semplicemente QSO (Quasi Stellar Object o Oggetti Quasi Stellari), oppure accogliendo il suggerimento di Maarten Schmidt, avanzato nel 1970, semplicemente Quasar, senza la "s" finale. Si comprese ben presto che i Quasar tutto potevano essere tranne che delle stelle. Se il loro Redshift era collegato all'espansione dell'Universo, allora essi dovevano essere lontanissimi. Infatti, a un maggiore Redshift, corrispondeva una maggiore velocità di allontanamento (tali oggetti si allontanano anche al 90 % della velocità della luce) e, a questa, per la Legge di Hubble, distanze elevatissime di miliardi di anni luce. Oggi si hanno ben pochi dubbi che un Quasar sia il Nucleo Attivo di una Galassia o AGN (protogalassia), lontanissima. Nel 1929 Edwin Hubble scoprì l'espansione dell'Universo, constatando che tutte le galassie si allontanano da noi con una velocità crescente con la distanza. E' sufficiente conoscere la velocità di recessione di un corpo celeste e il valore di H0 per arrivare alla distanza. [La velocità è uguale al rapporto tra lo spostamento verso il rosso (Redshift), chiamato "z" (ossia, una sorgente luminosa in moto di allontanamento appare arrossata, ovvero la lunghezza d'onda della sua luce aumenta di una quantità, crescente con la velocità, che è facilmente misurabile dagli spettrografi, - effetto Doppler -) e la velocità della luce]. [Il valore di H0, alquanto incerto, è uguale al rapporto tra la velocità di recessione e la distanza della galassia]. Pare che il valore Ho era inesatto di almeno un fattore 5 o 10, ma ancora oggi gruppi diversi di osservatori danno valori di Ho compresi nell'intervallo 50 - 100 Kms-1 Mpc-1. Si è inclini a preferire il valore più basso, ossia 50 Kms-1 Mpc-1, o ancora più basso. Ovvero, una velocità di allontanamento di 50 Kms. Wendy Freedman ha studiato 20 cefeidi variabili nella galassia M100 per poter conoscere con precisione la distanza della galassia e, da quest'ultima, attraverso la legge di Hubble, conoscere H0. Il valore H0 trovato da Freedman risulta essere di 25 Kms per 1 milione di Parsec. Tale dato non è condiviso da molti scienziati, perché fisserebbe l'età dell'Universo non più a 15 miliardi di anni fa, ma a meno di 10 miliardi di anni.

Le galassie Starburst

Sono quelle in cui il tasso di formazione stellare è così intenso e molto superiore alla media (nella nostra galassia nasce invece circa 1 stella al mese) che non può essere sostenuto lungo l'arco dell'intero loro tempo di vita.
Il loro spettro ottico è tipico di regioni di bassa ionizzazione e ci dice che c'è una notevole presenza di stelle giovani (attività favorita anche interazioni tra galassie); le "Starburst" presentano una forte emissione nell'infrarosso. Questi oggetti devono le loro peculiarità ad un aumento della formazione stellare, e non sono quindi AGN in senso stretto. La loro morfologia è a spirale, ma buona parte di tali oggetti (ca. 25%) appartiene probabilmente a sistemi in interazione.

I Blasar

Tali oggetti (da Blaze: vampata) comprendono classi di "AGN" caratterizzati da un elevato grado di polarizzazione dello spettro continuo e mostrano variabilità molto rapide, su scale di tempo generalmente dell'ordine del giorno.
Sono compresi nei Blasar:
- Oggetti BL Lacertae: sorgenti luminosissime, simili ai quasar radioemittenti ma con assenza di righe di emissione e sono molto variabili nella banda ottica radio e nella frequenza dei raggi X. Si trovano generalmente al centro di galassie ellittiche giganti.
- Optically Violent Variables - O.V.V.: possiedono caratteristiche simili agli Oggetti BL Lacertae ma il loro spettro presenta larghe righe di emissione, peraltro più deboli rispetto ai quasar.

I Liner - "Low Ionization Nuclear Emitting Region": presentano nel loro spettro, oltre alle sigle della "Serie di Balmer", una forte emissione di righe di bassa ionizzazione (righe in emissione di elementi neutri): righe in assorbimento tipiche delle normali galassie Tali oggetti rappresentano la coda di bassa luminosità degli AGN e sono relativamente frequenti nelle galassie dei primi tipi morfologici.

Le galassie di Markarian:
sono state identificate attraverso una ricerca sistematica di galassie con un eccesso ultravioletto nel continuo, effettuata con un primo obiettivo montato al telescopio Schimdt dell'Osservatorio Byurakan in U.R.S.S..
Esse comprendono molte galassie di tipo Starburst e per ca. il 10 % si tratta di galassie di Seyfert.

Galassie HII:
galassie il cui nucleo presenta uno spettro con sottili righe, caratteristiche delle regioni di idrogeno ionizzato (HII), ionizzazione provocata dall'energia ultravioletta di stelle calde.

Galassie IRAS:
galassie luminosissime nella banda dell'infrarosso lontano e prendono il nome dal satellite che ha permesso di identificarle.

Le galassie attive  A cura di : http://www.pd.astro.it/MOSTRA/NEW/A5020ATT.HTM

Con il termine "galassia attiva" si intende una galassia che mostra i segni di un'intensa attivita' energetica al suo interno, di solito nella regione nucleare. Per questo motivo si parla spesso anche di "nuclei galattici attivi". Questa attivita' si manifesta in vari modi, ma produce sempre una grande luminosita'; a seconda del loro aspetto, dell'energia emessa e del loro spettro, le galassie attive vengono suddivise in diverse classi. Le piu' importanti sono le galassie di Seyfert, i quasar e le radiogalassie. Le galassie attive emettono una luminosita' enorme, cento o mille volte maggiore di una galassia normale, cosa che non si puo' spiegare con la sola energia emessa dalle stelle che le compongono. Inoltre, il loro spettro e' diverso da quello delle galassie normali, sia per quanto riguarda l'intensita' della luce emessa nelle diverse bande spettrali che per la presenza o assenza di righe. Le galassie attive sono spesso sorgenti molto intense proprio nelle bande spettrali piu' "insolite" per una galassia, cioe' la banda radio e la banda X. Infine la luminosita' di molte di queste galassie, almeno in certe bande spettrali, varia con periodi molto brevi, di pochi giorni o anche di ore; questo fatto sarebbe inspiegabile se la sorgente di luce predominante fossero le semplici stelle. Tutti questo fa pensare che la sorgente di tale luminosita' non sia soltanto stellare, ma si tratti di un meccanismo violento, di natura ancora incerta, che agisce in una regione molto piccola della galassia rispetto alle sue dimensioni complessive. La maggior parte dell'energia emessa dai nuclei galattici attivi proviene infatti da regioni centrali delle dimensioni di di poche ore-luce o giorni-luce (un'ora luce e' la distanza percorsa dalla luce un un'ora). Per avere un'idea di quanto piccolo e' il nucleo emittente rispetto alle dimensioni dell'intera galassia, si pensi che la distanza tra il Sole e Plutone e' di 5.2 ore-luce, mentre il diametro di una tipica galassia e' di 100.000 anni luce o piu'! Questo significa che la regione emittente di un nucleo attivo puo' avere le dimensioni di un sistema solare. La galassia M87, un'ellitica di tipo E1, nella costellazione della Vergine. E' una delle galassie piu' ricche di ammassi globulari (ne possiede diverse migliaia) ed e' molto luminosa. E' stata identificata con la forte sorgente radio Virgo A, inoltre emette intensamente nella banda X. Si tratta di una galassia attiva, probabilmente con un buco nero al centro. 
Il disco di gas caldo nel centro della galassia attiva M87. Il disco, che ha la forma di una spirale, ruota cosi' rapidamente da far pensare alla presenza di un buco nero molto massiccio nel nucleo della galassia (la sua massa e' stata stimata intorno a 3 miliardi di volte quella del Sole). Infatti le stelle che la galassia contiene non sono sufficienti a creare il campo gravitazionale necessario a far ruotare il gas cosi' rapidamente. M87 e' una galassia ellittica gigante visibile nella costellazione della Vergine. (HST). Ma come si origina tutta questa energia? Strumenti di osservazione sempre piu' potenti, come i radiointerferometri, hanno permesso in questi anni di studiare sempre piu' in dettaglio i nuclei galattici attivi, ma ancora non si hanno certezze sulla loro natura fisica. Nel corso degli anni sono state proposte diverse teorie (una forte emissione stellare, l'esplosione di un gran numero di supernovae, eccetera...) per spiegarne l'emissione, ma esse sono state via via scartate sulla base di evidenze osservative. L'ipotesi che si sta affermando con maggiore forza e' che il motore centrale dei nuclei attivi sia un buco nero estremamente massiccio, con una massa da 10 milioni a 1 miliardo di volte quella del nostro Sole, concentrata in uno spazio molto piccolo (il raggio di un buco nero e' pari a circa 3 Km per ogni massa solare). Secondo questo modello, la materia circostante (stelle, gas, polvere) presente nel nucleo della galassia forma intorno al buco nero uno spesso disco, a forma di ciambella; essa alimenta il buco nero cadendovi sopra ed emettendo intensamente radiazione. Essa viene quindi inghiottita dal "mostro" centrale, un fenomeno che prende il nome di accrescimento, e convertita in energia elettromagnetica con un'efficienza molto alta. L'accrescimento di circa 2 10³⁰ Kg di materia all'anno (pari alla massa del Sole) basterebbe a spiegare l'energia emessa da una di queste galassie. Se il buco nero ruota intorno al proprio asse, questo motore centrale e' in grado di accelerare il gas circostante e di espellerlo dal nucleo sotto forma di getti, collimati con l'asse di rotazione del buco nero. Si spiegherebbero cosi', per esempio, i radiolobi delle radiogalassie. I getti sono un fenomeno molto comune nei nuclei galattici attivi.

Una volta accettata l'idea del buco nero centrale, si e' fatta strada anche l'ipotesi che lo stesso meccanismo possa dar luogo alla grande varieta' di aspetti che caratterizzano la famiglia delle galassie attive. Secondo il cosiddetto modello unificato, il fatto che il nucleo attivo ci appaia come un quasar piuttosto che come una radiogalassia o una Seyfert, dipende da alcuni fattori, come la massa del buco nero, la morfologia della galassia che lo ospita e l'angolo di inclinazione sotto il quale la osserviamo.

Le galassie di Seyfert devono il loro nome all'astronomo tedesco che le scopri' nel 1943. Esse sono galassie a spirale dal nucleo estremamente luminoso; possiedono infatti luminosita' cento volte superiori a quella della Galassia, ma proveniente da una regione centrale molto piccola. Le galassie di Seyfert costituiscono all'incirca il 2-3 % del totale delle galassie Esse emettono essenzialmente nell'infrarosso, e il loro spettro presenta delle forti righe di emissione; questo fatto rivela la presenza di gas caldo ionizzato nel loro nucleo. Inoltre l'emissione e' anisotropa, cioe' ha un'intensita' diversa nelle varie direzioni, probabilmente per la presenza di una specie di "ciambella" di polvere che circonda il motore centrale.

Un altro tipo di galassie attive sono le Lacertidi (dal nome della prima galassia del genere che fu osservata, BL Lacerti, nella costellazione della Lucertola). Esse hanno un aspetto compatto, di tipo stellare, ma attorno al nucleo e' visibile un debole alone luminoso, che rivela la presenza della galassia. Il loro spettro ottico e' piatto, nel senso che la potenza di emissione non dipende dalla frequenza, quindi non puo' essere emesso da stelle; inoltre e' privo di righe o quasi. Esse presentano una notevole variabilita' luminosa, di un fattore 100, su tempi di pochi giorni o poche ore. Queste caratteristiche le rendono tra i piu' enigmatici oggetti dell'universo; la spiegazione piu' largamente accettata e' che si tratti di nuclei attivi osservati esattamente lungo la direzione dei getti.

Le radiogalassie sono intense sorgenti nella banda radio e mostrano spesso anche dei getti di materia che si dipartono dal nucleo estendendosi per centinaia di migliaia di anni luce e formando dei lobi radioemittenti.

I quasar sono gli oggetti piu' luminosi e distanti del nostro universo, e costituiscono uno dei campi di ricerca piu' coinvolgenti della moderna astrofisica.

Tra le galassie attive piu' note, ricordiamo per esempio Centaurus A e M87.

Centaurus A e' una radiosorgente molto brillante nella costellazione del Centauro; si tratta di una galassia ellittica molto brillante, attraversata da una banda oscura di gas e polvere, che la taglia in due nel senso della lunghezza. Questa banda ha una forte velocita' di rotazione e sembra che sia il residuo di un fenomeno di cannibalismo galattico tra una galassia ellittica e una spirale, cioe' della loro fusione per interazione gravitazionale.

Centaurus A emette molto intensamente nella banda radio; l'emissione proviene da due giganteschi lobi, che si estendono per due milioni e mezzo di anni luce in direzione perpendicolare alla banda oscura. La galassia emette inoltre raggi X, con intensita' doppia di quella nel radio e variabile nel tempo su scale di pochi giorni. Il nucleo emette infine dei getti di plasma collimati e dei raggi gamma.

M87 e' una galassia ellittica delle dimensioni di 40.000 anni luce, al centro dell'ammasso di galassie della Vergine; le altre galassie dell'ammasso ruotano attorno ad essa. Dal nucleo di M87 si origina un getto di materia che si estende per 5.000 anni luce nell'ottico, mentre e' visibile nella banda radio fino a 8.000 anni luce dal nucleo. La velocita' delle stelle nel nucleo della galassia cresce rapidamente verso il centro, cosa che fa pensare alla presenza di un buco nero centrale.

I Nuclei Galattici Attivi (A.G.N.)

La radiazione emessa dalle galassie "normali" è, almeno in prima approssimazione, la somma dell'energia emessa dalle stelle che le compongono. Per le galassie attive (o Nuclei Galattici Attivi, AGN), questo non è vero. Gli AGN emettono su tutto lo spettro elettromagnetico, dal radio al gamma, e l'energia osservata risulta di molto superiore alla energia "stellare". Le teorie più accreditate associano gli AGN alla presenza di un buco nero massiccio (106­109 masse solari) al centro della galassia ospite. Immagine ottica (a sinistra) e radio (a destra) dell'AGN NGC4261 situato al centro di una galassia ellittica. Il gas e le polveri visibili in forma di disco nell'immagine ottica (diametro di circa 400 anni luce) hanno nel centro l'ipotizzato buco nero massiccio. Il disco di polveri è probabilmente ciò che rimane dell'incontro con una galassia avvenuto centinaia di milioni di anni fa. Le due emissioni in direzioni opposte visibili nell'immagine radio sono i cosiddetti "radio-lobes" riconducibili all'emissione di getti di particelle cariche da parte del nucleo centrale. Cortesia HST Esistono diverse classi di AGN. Quasar, Blazars, Galassie di Seyfert, ecc. 
Secondo i modelli maggiormente accreditati dalla comunità scientifica, le diverse caratteristiche mostrate dai vari tipi di AGN derivano dalla differente linea di vista rispetto alla nube (mostrata in figura in forma toroidale semplificata) che circonda il nucleo dell'AGN. Le Quasars sono gli AGN che si trovano agli estremi più remoti dell'universo. I Blazars sono molto brillanti nella banda radio, e pertanto si suppone che la nostra linea di vista coincida con quella del jet. Le Galassie di Seyfert sono invece viste ad angolazioni intermedie, che ne determinano pertanto l'oscuramento basso (Seyfert 1) o elevato (Seyfert 2) da parte di gas e di polveri circumnucleare. Cortesia NASA Le Galassie di Seyfert emettono nella banda X e gamma fino ad energie di qualche centinaio di keV. L'osservazione delle galassie di Seyfert nella banda gamma possiede importanza anche per lo studio della radiazione di fondo cosmico diffuso. Questo fenomeno è probabilmente dovuto a sorgenti puntiformi che il potere risolutivo dei telescopi non riesce a distinguere l'una dall'altra, oppure a fenomeni sconosciuti di origine intrinsecamente diffusa. Lo studio statistico ad alte energie di campioni completi di Galassie di Seyfert permetterà quindi di conoscere meglio questi oggetti, ed anche la natura dell'Universo su larga scala.   A cura di: http://www.fis.uniroma3.it/~ccl/attastro/node8.html
 

I due osservatori spaziali della NASA, l’Hubble Space Telescope e il Chandra X-ray Observatory, hanno fornito, indipendentemente l’uno dall’altro, la prova dell’esistenza di un orizzonte degli eventi, una caratteristica dei buchi neri che rappresenta uno dei concetti più bizzarri della fisica teorica.
Si tratta infatti di un confine che circonda un buco nero – e solo un buco nero – da cui nulla può sfuggire, neppure la luce. la prova dell’esistenza di un orizzonte degli eventi rappresenta l’evidenza della presenza di un buco nero.
In realtà l’orizzonte degli eventi non si può "vedere". Un buco nero succhia gas da una stella compagna formando una spirale che si avvolge intorno a esso. Quando il gas si avvicina all’orizzonte degli eventi, un forte red shift gravitazionale rende la radiazione emessa dal gas più rossa e più debole. Attraversato l’orizzonte degli eventi, sparisce dalla vista, e la regione centrale del gas appare infatti oscura.
Usando i dati di Chandra e di altri satelliti a raggi-X, un gruppo di ricercatori di Chandra ha studiato una dozzina di sistemi di "novae a raggi X" che contengono stelle simili al Sole che orbitano intorno a un buco nero o a una stella di neutroni. Confrontando l’emissione di energia di differenti tipi di novae, il gruppo di astronomi di Chandra ha stimato che i sistemi sospetti di ospitare buchi neri hanno emesso solo l’uno per cento dell’energia emessa da un sistema con una stella di neutroni. "È un po’ strano – ha spiegato Michael Garcia dello Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, di Cambridge, nel Massachusetts – dire che abbiamo scoperto qualcosa non avendo visto praticamente nulla, ma è proprio ciò che abbiamo fatto." Gli scienziati di Hubble hanno invece adottato una tecnica diversa. Joseph Dolan, del Goddard Space Flight Center della NASA, ha osservato impulsi di luce ultravioletta proveniente da un gas incandescente. Tale radiazione si affievolisce e sparisce quando spiraleggia intorno a un oggetto compatto molto massiccio chiamato Cygnus XR-1. Misurando le fluttuazioni nella luce ultravioletta del gas intrappolato in orbita e intorno al buco nero, Hubble ha trovato due esempi di "treni di impulsi morenti", ovvero lampi con una precisa sequenza che decade rapidamente. Ciò, secondo gli astronomi, indica la presenza di un orizzonte degli eventi. (14.01.2001 - Le Scienze)

Il buco nero della Via Lattea

Per la prima volta, l'osservatorio orbitale Chandra ha osservato un rapido impulso di raggi X proveniente dalle regioni centrali della nostra galassia, dove si pensa sia nascosto un gigantesco buco nero. Gli astrofisici hanno scoperto già da tempo che la maggior parte delle galassie, se non tutte, contengono uno di questi misteriosi oggetti, ma osservarlo nella Via Lattea è decisamente più difficile. L'impulso di raggi X è stato probabilmente generato dal buco nero quando ha catturato e inghiottito un oggetto nelle sue vicinanze, e trasporta importanti indizi sui processi che avvengono nel centro della galassia.
L'impulso è stato osservato da un gruppo di astrofisici del Massachusetts Institute of Technology mentre studiavano la sorgente Sagittarius A*, che si ritiene coincidere con il centro della galassia. Durante l'evento, nei raggi X la sorgente è diventata 45 volte più brillante nel giro di pochi minuti, prima di ritornare ai livelli normali dopo poche ore. Al massimo dell'impulso, comunque, il flusso di raggi X è diminuito di un fattore cinque in soli dieci minuti. Questa osservazionedi per sé è sufficiente a dimostrare che la regione emettitrice non può avere dimensioni maggiori di 20 volte l'orizzonte degli eventi del buco nero. La rapidità dell'evento sembra confermare anche che l'emissione del buco nero trae la sua energia dalla materia che vi cade e ha probabilmente un disco di accrescimento, come i suoi simili più piccoli che popolano la galassia. Alcuni scienziati hanno però proposto alternative all'idea secondo cui il lampo sarebbe stato generato da materiale che è caduto nel buco nero. Una possibile ipotesi è che si sia trattato di una riconnessione delle linee di forza del campo magnetico, fenomeno che avviene anche nel nostro Sole. La presenza di un buco nero al centro della Via Lattea è stata confermata anche da osservazioni nelle onde radio e nei raggi infrarossi, che indicano la presenza di un grande oggetto centrale. Anche la dinamica del moto delle stelle più vicine al centro suggerisce la presenza di un oggetto molto denso, con una massa pari a circa tre milioni di volte quella del nostro Sole. 09.09.2001 - Le Scienze