Bei welchen Wellenlängen kann das Schwarze Loch Schütze A * von der Erde aus beobachtet werden?

Das supermassereiche Schwarze Loch in der Mitte der Milchstraße wird von Staub und Gaswolken aus unserer Sicht blockiert. Welche Wellenlängen sind blockiert und welche sind für die Beobachtung von Schütze A * und seiner unmittelbaren Nachbarschaft am ungestörtesten? Ändert sich die Materie zwischen uns zum Beispiel die Polarisation bei einigen Wellenlängen oder verursacht sie andere Störungen als das Blockieren des Lichts? Könnten galaktische kosmische Strahlen, schwere Ionen, nachgewiesen werden, wenn sie emittiert würden, oder würden sie durch Magnetfelder abgelenkt?

In welcher Entfernung von uns befindet sich übrigens der meiste Staub? Ist es in einer Region konzentriert oder stehen mehrere Staubwolken im Weg?

Von Genzel et al. (2010) , hier ein Teil von Abb. 7.7.1:

Dies ist Teil der spektralen Energieverteilung von Schütze A *, einem Flot von (Frequenz) gegen (Frequenz mal Leuchtkraft). Zum Vergleich: Sichtbares Licht hat Wellenlängen von bis , die sich zufällig am Boden des Trogs nichtthermischer Elektronen befinden Emission. Dies macht Submillimeter- und Millimeterwellenlängen sofort zu guten Kandidaten, was zu Studien mit Very Long Baseline Interferometry führt . Ebenso sind Infrarotemissionen ein gutes Ziel, und so wurde beispielsweise das Spitzer-Weltraumteleskop verwendet . Röntgenfackeln von bis zu$\nu$$\nu L_{\nu}$$\sim4\times10^{14}\text{ Hz}$$\sim8\times10^{14}\text{ Hz}$$\sim10^{36}\text{ erg/s}$treten auch von Zeit zu Zeit auf, ¹ so dass manchmal ein Teil des Spektrums verwendet wird, um diese Aktivität zu beobachten. Schließlich ist Schütze A * natürlich eine sehr starke Radioquelle, und sie wurde ursprünglich bei Radiowellenlängen beobachtet (und ist es immer noch!).

Wie Fish & Doeleman 2010 schreiben, ²

Interstellare Streuung, die als variiert , dominiert bei längeren Wellenlängen die intrinsische Quellenstruktur, und die Emission von Sgr A * geht von optisch dick zu optisch dünn in der Nähe von (Doeleman et al. 2001) ).$\lambda^2$$\lambda = 1\text{ mm}$

Dies bedeutet, dass der sichtbare Teil des Spektrums noch mehr gedimmt wird. Kombinieren Sie dies mit einer relativ geringen Emission bei diesen Wellenlängen, und Sie haben ein ziemlich schlechtes Ziel für optische Teleskope und ein ziemlich gutes Ziel (alle anderen Faktoren) bei anderen Wellenlängen, insbesondere in der Nähe des Emissionspeaks.

¹ Fackeln sind auch in anderen Wellenlängen sichtbar, aber ich erwähne hier Röntgenstrahlen, weil Schütze A * in Röntgenstrahlen typischerweise viel weniger leuchtend ist.
² Ich glaube, sie bedeuten . Die Potenzgesetze für die Streuung in dem Gebiet variieren, sie werden jedoch im Allgemeinen zwischen und . In jedem Fall kann der Index in verschiedenen Regimen unterschiedlich sein.$\lambda^{-2}$$\lambda^{-1.5}$$\lambda^{-2}$