灿烂夺目的太阳位于太阳系的中心，支配着太阳系的命运、给诸行星以生命。然而，它只是庞大的银河系中毫不起眼的一颗恒星。那么，位于银河系中心的又是个怎样的天体呢？85年前，人类终于认识到太阳并不位于银河系中心，从而揭开了孜孜不倦地寻找银河系中心天体的百年史。

　　太阳不在银河系中心

　　夏日的夜晚，一条淡银色带子在黑色夜幕上横空出世，从北向南蜿蜒伸展，在天鹅座处忽而一分为二，并继续向南奔泻而去，经过人马座后又合二为一，最后消失在地平线上。这就是银河，我国古代称它为天河、星河，在古希腊和欧洲被称为牛奶河。

　　银河由恒星组成，这是400年前伽利略首先发现的。16世纪到18世纪初，是从托勒梅的地心说向哥白尼的日心说转变的时期，人们从地球是宇宙中心的思想中解放出来，转变为太阳是宇宙中心的观念，恒星则是固定在天球上的发光点，围绕着太阳运行。18世纪中叶，德国大哲学家康德和几位思想家开始意识到，银河的恒星可能组成一个扁平的庞大系统，我们的太阳是其中的一员，银河的轮廓不均匀是因为太阳不在这个系统中心的缘故，并提出了“星系”的名称。不过，由于缺乏先进的观测手段，这种思想在那时只是一种推测，得不到多数人的支持。1781年，英国天文学家威廉·赫歇尔发现了天王星，这个惊人的发现得到了英王乔治三世的赏识。赫歇尔被封为宫廷天文学家，并享受终身的俸禄。有了这些条件，赫歇尔研制了两台大望远镜，一台50厘米，另一台120厘米，后面—台成为当时世界上最大的望远镜。由于拥有先进的设备，使他发现了许多新的现象，其中包括恒星的自行，即恒星在天球上的运动。赫歇尔还发现，太阳也在运动，在向天球的某个方向运动，这使他对宇宙的结构发生了兴趣。他不辞辛苦，对全部恒星一个个进行计数，并根据康德等人的思想，第一次绘出了银河系的外貌：一个呈扁盘状而且分叉的形状，还估计了它的相对大小。由于赫歇尔不知道恒星的距离，所以依然认为太阳离这个盘的中心不远。

　　20世纪初，荷兰著名天文学家卡普坦来到了美国威尔逊天文台，该天文台拥有当时世界上最大的反射望远镜——60英寸(直径约23.6cm)反射望远镜。卡普坦发起了一项涉及40个天文台、历时8年的国际合作计划。他在天空的不同方向选择了206个天区，对这些天区里的恒星进行计数，并测量它们的位置、亮度、光谱和运动速度。最后，他得出了银河系的直径(4万光年)，不过，他还是认为太阳离银心不远，甚至得出了两者相距2000光年的结论。1918年，美国天文学家沙普利测定了各个球状星团的位置，发现各个方向上的球状星团并不一样，也就是相对于太阳并不对称。他发现，离太阳6万光年处有一个点，如果以这个点为中心的话，球状星团就呈现出对称的分布。沙普利正确地指出，太阳不是银河系的中心，那个对称点才是银河系的中心。从此，人类对宇宙的认识进入了一个新的境界。

 

探寻银河中心的神秘天体(二)

穿过星际介质

　　现在我们已经知道，银河系是个旋涡星系，形状像个铁饼，中间对称的平面称为银道面。由于旋转和引力的结果，恒星和星际介质——尘埃和气体都向银道面的两侧集聚，越靠近银道面，越接近银心，密度也越高。太阳大致位于银道面上，相距银心2.6万光年。因此，我们是从侧面去观测银河系的，这有点像“横看成岭侧成峰”的庐山，恒星密集的银河系在我们的眼中成为了一条发光的银带。银河系中心在人马座方向，那个方向上大量的星际介质吸收和阻挡(统称为消光)了它们背后和中间恒星发射的星光，其作用类似于地球大气和尘埃对星光的阻挡，结果，从天鹅座到人马座呈现出一条黑色的影带，造成了银河的分叉。因此，银河分叉只是个表面现象，它是银道面上大量尘埃和气体(即星际介质)造成的阴影。

　　星际介质主要吸收可见光和紫外光。但是，随着波长的增加，星际介质的消光作用迅速下降，银心深处的星光能够穿透重重的星际介质，被我们的望远镜“看到”。在这些波长上看来，银河是不分叉的。特别是银心中某些原子和分子(如氢原子、一氧化碳、氨、水、氧化硅等等)产生的红外谱线、射电谱线，几乎可以毫无阻挡地穿透星际尘埃和气体。在电磁波谱的另一端，即X波段和y(伽玛)波段，星际介质也变得渐渐透明，也成为我们探测银心的好工具。当然，由于地球大气对远红外光、X辐射、Y辐射的吸收和阻挡，我们只能通过卫星、飞船或高空气球上的望远镜来“看”银心。正是红外辐射、射电辐射、X辐射以及伽玛辐射使我们了解了银心的秘密。

　　银心，天体的“博物馆”

　　银心区充满了形形色色的天体，几乎包罗了银河系中所发现的各类天体，就像一个“天体博物馆”。

　　银心区各处布满了大量的分子原子气体和尘埃，其形态不一，有的呈圆环状，那是超新星爆发的遗迹，有的呈弧状，似乎是电离气体沿着电磁场运动的轨迹，还有的十分复杂，电离气体和分子气体混合在一起，内部可能有许多刚刚生成或还在形成之中的恒星。在银心可以看到一个呈环状的巨大分子云，我们称它为中央分子带，那里面一簇簇地集聚着许多分子云，它们不对称地环绕着银心，构成半径约600光年的环带，而且以每秒100～200千米的速度向外膨胀。有人推测，数百万年到上千万年以前银心发生过大规模的恒星爆发，巨大的星风与下落的气体相互作用，就造成了今天这个环状分子云的遗迹。

　　银心区还有许多由各种恒星组成的星团，它们大多很年轻，质量很大，也有不少已经变成了红超巨星和蓝超巨星。在银河系的其他地方，迄今发现的最热最蓝的恒星是O5型星，表面温度达到4万摄氏度，但是在银心的星团里我们发现了更热更蓝的O3型星，有的质量高达太阳质量的100多倍。这种现象非常奇怪，因为银心区的环境对恒星形成来说非常恶劣，很强的潮汐力，强磁场和很高的温度和压力，使得分子云不能像其他地方那样容易坍缩形成恒星，这是由于潮汐力会撕裂分子云，强磁场和内部压力会抵抗气体的压缩。那么，是什么原因驱动银心区的分子云形成恒星呢，尤其是形成那么多的大质量恒星?有人认为，很可能开始形成的恒星都不大，由于银心区恒星的密度太高，小恒星相互碰撞、相互吞并，于是像滚雪球似地变成越来越大的恒星。

探寻银河中心的神秘天体(三)

最有趣的还是银心区的中央，那里有个长10光年的扁盘状气体尘埃环，环的内部有3条微型旋臂，整个形状有点像3条车辐的车轮。另有一条形如舌头的尘埃带从环外伸人环内，直指微旋臂的交叉处，那里是银心的真正所在，似乎有物质在流向银心。银心周围3光年的空间里还有个很年轻的星团，称为中央星团，年龄只有数百万年，其中有许多质量很大的恒星。微旋臂交叉处有个微小的腔体。从银心所在的位置，天文学家接收到很强的无线电波和X辐射，奇怪的是，在那里天文学家没有看到对应的红外天体，显然那是个很强的射电源和X辐射源。根据测量，这个源发射的总功率高达10亿亿亿千瓦，而且都发自于一个比1天文单位(即日地距离1.5亿公里)更小的区域。这个虽看不见的、却发射如此强功率的暗天体是个什么类型的天体?这引起了天文学家的极大兴趣。

　　神秘的暗天体

　　由于不清楚这个发射无线电波和X辐射的天体的性质，20年前天文学家给它取了个古怪的名字“人马座A星号”，因为它位于一个名为人马座A的分子云的内部，用“星号”来区别这个分子云和云内的其他天体。

　　除了探测到无线电波和辐射之外，我们再也看不到人马座A星号里面有什么发光的东西。但是，天文学家用尽了当今所有的观测手段，确确实实感受到那里面有个不发光的暗天体存在，这个神秘的家伙究竟是个什么样的天体呢?

　　人马座A星号的周围有许多恒星，它们是中央星团的成员。天文学家想到，如果这个神秘天体存在，它必然会影响这些恒星的运动。于是他们开始年复一年地测量这些恒星的位置，计算它们在天空中的移动速度。他们还根据这些恒星发射的某些光谱线计算出恒星在我们观测视线方向上的速度。根据这些恒星的运动，天文学家能够计算出银心区所包含的物质的质量。可以想象，空间范围越小，所包含的物质也越少，这是显而易见的。当天文学家测量的银心区范围由大变小时，所包含的物质的质量确实越来越少。但是，天文学家惊讶地发现，当银心区小到3光年以下时，它所包含的物质的质量变成了一个固定的常数，不论范围变得多小，所包含的物质质量总在260万个太阳质量上下。目前天文学家已经把这个范围缩小到了约0.5光年。这就是说，在银心0.5光年半径的范围里有一个质量很大的天体，它包含260万个太阳质量的物质。要理解这一点并不困难，如果你用纱布将一个很重的小铅球(比如半径为10厘米)一层一层包起来，包成一个很厚很大的球(比如半径1公里)，然后你开始称这个球的重量。每脱一层纱布就称一次重量，开始时纱布很厚，它们的重量不可忽略，所以球的总重量等于纱布加铅球的重量。随着纱布层越来越薄，薄到一定的程度时，纱布的重量比起铅球来说完全可以忽略，这时得到的总重量就几乎不再随球的半径变化，总是近似等于铅球的重量。银心区就是这样一种情况。

　　在非常靠近人马座A星号的地方有3颗恒星，其中一颗甚至近到距离银心仅80天文单位。从1992年到2002年，天文学家对它们观测了整整10年，发现它们在椭圆的轨道上绕人马座A星号运动，就像地球和诸行星绕太阳转动一样，其中最近的那颗每15.2年绕银心一周。根据引力定律，很容易算出中心天体的质量，上面的结果再次得到了证实。

探寻银河中心的神秘天体(四)

看来，银心处确实存在一个质量无比巨大、体积或半径又极小的天体，这是个非常奇特的天体。可以与太阳系比较一下，太阳的直径大约是太阳系的万分之一，而银心天体的直径至少在银河系直径的百万分之一以下，究竟小多少，目前不得而知。但是，在这么小的体积里却集聚了大量的物质。与太阳更不同的是，银心的天体不但不灿烂夺目，相反却是“漆黑一团”。这是个什么样的天体呢?人们首先想到的是“黑洞”。在银河系以外，在其他星系的中心，天文学家找到了大质量黑洞的证据，这些黑洞的质量可从数百万到数十亿太阳质量。很自然，银河系中心的神秘天体也很可能就是这样一个大质量的黑洞。一个260万太阳质量又不旋转的黑洞，半径约为750万公里或0.05天文单位(大约是太阳半径的10倍)。如果银心暗天体是个黑洞，那么周围的物质在黑洞强大的引力作用下就会快速地向银心旋落(称为吸积)。当物质在落入黑洞的视界之前，会发射强大的无线电波和X辐射。这一切与观测到的人马座A星号非常相像。

　　或许有人会问：银河系里不是有许多星团吗?也许银心的暗天体是由数百万颗恒星集聚在一起的一个星团，而且这种星团的成员可能都是些不发光或很暗弱的恒星，比如中子星、白矮星、褐矮星、甚至恒星级小黑洞等等，由于距离很远，所以看上去漆黑一团。确实，银心暗天体究竟是一个大质量黑洞还是一个星团，曾经争论了很久。平时看到的星团，星数确实可达到上千万之多，最大质量也可达百万个太阳质量。但是，星团的直径大多数为几十光年到几百光年。假如要把这么多的恒星挤到体积小得多的银心内(比如1天文单位)，恒星的密度就会变得异常之高。对这样一个拥挤的星团来说，恒星彼此频繁地接近，甚至相互碰撞，交换动能和动量。处在星团边缘处的恒星，有的会获得很大的动能，从星团中逃逸出去，这就是星团的蒸发。与水的蒸发很相似，星团也会很快地蒸发殆尽。还有些恒星在碰撞中以及星团的潮汐力作用下会被撕裂，就像1994年苏梅克—列维9号彗星被木星的潮汐力撕裂那样，引起星团的瓦解。被撕裂的恒星碎片向星团的中心沉淀，很快就会堆积成一个巨大的天体，也许就是黑洞。经过计算发现，这样一个恒星星团要不了1亿年就要分崩离析，远远低于银河系的年龄100多亿年。所以，银心暗天体不可能是一个恒星星团。

　　当然，还有一种可能性，那就是银心暗天体是个由微小黑洞组成的星团，那么它不一定会蒸发。而且黑洞质量越小，蒸发时间越长。有人证明，当每个微黑洞的质量不超过千分之五太阳质量时，这种黑洞星团可与银河系寿命一样长。不过，问题接踵而来，微黑洞是怎样形成的呢?微黑洞是不可能通过恒星演化形成的，它们只能形成于宇宙早期。很难解释，为什么宇宙早期形成的微黑洞都聚集在星系的中央?即使这样，这些微黑洞也可能会相互吞食，结果形成一个巨大的黑洞。

　　基本粒子组成的球

　　虽然现在很多人越来越相信银心的神秘天体是个特大质量的黑洞，但这种可能是不是惟一的呢?要知道，现在拥有的黑洞证据毕竟全都是间接的，没有任何看到黑洞的直接证据，何况那些间接证据也不是无懈可击的。

 

探寻银河中心的神秘天体（五）

按常规的黑洞理论，一个质量为260万太阳质量的黑洞在吸积物质时，发出的总功率应当为1000万亿亿亿千瓦。然而，如果我们把各个波段上观测到的功率加起来，比这个功率要小100万倍。假如我们的银河系中心是个大质量黑洞，为什么发射的功率会这么低呢?显然，银心黑洞“吞食”的物质太少，有人将此戏称为“饥饿的黑洞”，好像可吃的“食物”不多似的，总是处在饥饿状态。这个处在“冬眠状态”的黑洞，数百万年以前曾经活跃非凡，创造了今天观测到的一大批银心天体，而今却“蛰伏”在洞里等待来年的春暖花开。

　　要解释这种情况，只有两种可能：一种可能是现在的黑洞理论不适合银心黑洞，需要重新修改理论：另一种可能就是银心天体不是黑洞，而是其他类型天体，很可能是人类迄今未知的更奇怪的一类天体。

　　上面所说的特大质量黑洞也好，一个不发光或低光度天体星团也好，都是由质子、中子一类的重子物质组成的。今天宇宙中发光的物质都是些重子物质。但是，根据最新的观测，宇宙中的重子物质不会超过宇宙总质量的5％，另外95％以上的物质是非重子物质，这就是目前宇宙学中所讲的暗物质问题。现在可以想一想，银心暗天体为什么非得由宇宙中为数很少的重子物质组成，为什么不可以由数量大得多的非重子物质组成呢?

　　这就是近几年来关于银心神秘天体的新假设：非重子物质天体。按照这类假设；银心暗天体是由费密子(质子和中子)或玻色子组成的一种球状天体。

　　银心天体到底是个特大质量的黑洞，还是一个基本粒子球?有没有办法区分它们呢?这是现在天文学家所面临的问题。天文学家把希望寄托在一个名为“微角秒X卫星”的X射线干涉仪上，它专门用于寻找黑洞、研究宇宙结构和演化，它的空间分辨率可达到百万分之一角秒以上，只是由于技术难度，估计实现这个计划还得需要25～50年。

　　给黑洞影子“照相”

　　要是银心暗天体是个黑洞，最好的证明就是“看到它”。但是，寻找黑洞的最大难处是它又小又“黑”。小，还可以通过建造分辨率越来越大的望远镜来解决。但是，要是“黑”得什么光子都逃不出来的话，又怎么能看到它呢?近年来，天文学家想到了一个非常巧妙的方法。

　　在黑色屏幕前面悬挂一个一样黑的球，我们很可能看不见它。但是，如果把黑屏幕换成白色的，那么，黑球就会清楚地显现出来。这给了我们一种启示：假如把一个黑洞放到一个明亮的背景上，我们就可以看到这个黑洞，这相当于看到的是黑洞的“影子”。当然，宇宙中的黑洞是无法搬动的，不过，我们可以寻找这样一种黑洞，只要它的背后正好有个明亮的发射体(明亮的背景)就行了。巧合的是，我们的银心暗天体就是这种情况。前面已经提到，在银心处有个中央星团。因此银心暗天体的背后衬托有许多明亮的恒星。可以把这些恒星当成白色的屏幕，我们就可以“看到”黑洞了。只是黑洞很小，所以必须借助分辨率很高的望远镜。当今分辨率最高的是一种称为甚长基线射电干涉仪的望远镜系统，它在毫米波段上的分辨率已达到0.001角秒，比哈勃太空望远镜还好400倍，可以分辨月球表面间隔2米的物体。两年前已经有天文学家尝试用这种技术观测银心黑洞的影子，限于仪器和波长，他们只测量到黑洞视界17倍的地方，比黑洞影子还大2～3倍。他们得出结论，只要将观测的波长缩短到1毫米以下，就可以拍到银心黑洞的影子了，因为观测的波长越短，可达到的分辨率越高。这是一项很有希望的观测，它使我们更逼近银心的神秘天体。