ГАЛА́КТИКА

Рис. 1: а – спиральная галактика NGC 4594 (Сомбреро); б – Млечный Путь в инфракрасном (вверху) и оптическом (внизу) диапазонах (изображение охватывает всё небо, центр Галактики в середине)...

ГАЛА́КТИКА, Млеч­ный Путь (от греч. γαλαϰτιϰός – мо­лоч­ный, млеч­ный), ог­ром­ная звёзд­ная сис­те­ма, в ко­то­рую вхо­дит звез­да – Солн­це. На­ша Г. – од­на из трил­лио­нов та­ких сис­тем (га­лак­тик) во Все­лен­ной. Об­щее чис­ло звёзд в Г. не ме­нее 100 млрд.; боль­шин­ст­во звёзд, вклю­чая Солн­це, на­хо­дят­ся в дис­ко­об­раз­ной сис­те­ме, ви­ди­мой на не­бе как свет­лая по­ло­са Млеч­но­го Пу­ти. В со­став Г. вхо­дят так­же де­сят­ки ты­сяч звёзд­ных ско­п­ле­ний и мно­же­ст­во об­ла­ков меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва, со­дер­жа­щих в осн. во­до­род и ге­лий. Есть дан­ные, что, кро­ме обыч­но­го ве­ще­ст­ва, в Г. в ог­ром­ном ко­ли­че­ст­ве име­ет­ся не­ви­ди­мое ве­ще­ст­во не­из­вест­ной по­ка при­ро­ды, про­яв­ляю­щее се­бя толь­ко гра­ви­та­ци­он­ным при­тя­же­ни­ем; оно рас­пре­де­ле­но гл. обр. на да­лё­кой пе­ри­фе­рии Г. Солн­це на­хо­дит­ся на рас­стоя­нии ок. 8 кпк (26 тыс. све­то­вых лет) от цен­тра Г. и об­ра­ща­ет­ся во­круг не­го с пе­рио­дом ок. 230 млн. лет. Строе­ние, ки­не­ма­ти­ку и ди­на­ми­ку Г. изу­ча­ет звёзд­ная ас­тро­но­мия.

Открытие Галактики

Пер­вые те­ле­ско­пич. на­блю­де­ния, про­ве­дён­ные Г. Га­лиле­ем (1610), по­ка­за­ли, что Млеч­ный Путь пред­став­ля­ет со­бой мно­же­ст­во сла­бых звёзд. Впер­вые по­пыт­ку изу­чить строе­ние сис­те­мы Млеч­но­го Пу­ти пред­при­нял в кон. 18 в. У. Гер­шель, ко­то­рый ус­та­но­вил, что про­стран­ст­вен­ная плот­ность звёзд убы­ва­ет с рас­стоя­ни­ем от плос­ко­сти Млеч­но­го Пу­ти и от Солн­ца. Со­глас­но Я. Кап­тей­ну (1922), звёзд­ная сис­те­ма име­ет фор­му двоя­ко­вы­пук­лой лин­зы диа­мет­ром ок. 20 кпк, на рас­стоя­нии все­го 650 пк от её цен­тра на­хо­дит­ся Солн­це. Ка­жу­щее­ся уве­ли­че­ние плот­но­сти звёзд к Солн­цу объ­яс­ня­ет­ся не­из­вест­ным до 1930-х гг. по­гло­ще­ни­ем све­та в про­стран­ст­ве.

В 1919 Х. Ше­п­ли при­шёл к вы­во­ду, что на­хо­дя­щий­ся в на­прав­ле­нии со­звез­дия Стрель­ца центр сфе­рои­даль­ной сис­те­мы ша­ро­вых звёзд­ных ско­п­ле­ний яв­ля­ет­ся од­но­вре­мен­но и цен­тром дис­ко­об­раз­ной звёзд­ной сис­те­мы. Оп­ре­де­лив с по­мо­щью звёзд с из­вест­ной све­ти­мо­стью по­ло­же­ние в про­стран­ст­ве ок. 70 ша­ро­вых ско­п­ле­ний, Ше­п­ли ус­та­но­вил, что рас­стоя­ние от Солн­ца до цен­тра, ле­жа­ще­го в со­звез­дии Стрель­ца, со­став­ля­ет 50 тыс. cветовых лет, а вся сис­те­ма Млеч­но­го Пу­ти про­сти­ра­ет­ся на 300 тыс. све­то­вых лет.

Та­ким об­ра­зом, в нач. 1920-х гг. су­ще­ст­во­ва­ли две сис­те­мы ми­ро­зда­ния: по Ше­п­ли, Солн­це на­хо­дит­ся на ок­раи­не звёзд­ной сис­те­мы, а в ми­ре Кап­тей­на, ко­то­рый был на­мно­го мень­ше, Солн­це рас­по­ла­га­лось вбли­зи цен­тра. Од­на­ко обе эти сис­те­мы не от­ве­ча­ли на во­прос, что же на­хо­дит­ся за пре­де­ла­ми Млеч­но­го Пу­ти, хо­тя ещё в 18 в. вы­ска­зы­валось пред­по­ло­же­ние, что мно­го­числ. «сла­бые ту­ман­но­сти» яв­ля­ют­ся ог­ром­ны­ми звёзд­ны­ми сис­те­ма­ми, срав­ни­мы­ми с на­шей. В нач. 20 в. бы­ло уже прак­ти­че­ски ус­та­нов­ле­но, что са­мая яр­кая ту­ман­ность – М31 в со­звез­дии Ан­дро­ме­ды – со­сто­ит из звёзд. Од­на­ко до 1925 боль­шин­ст­во ас­тро­но­мов по­ла­га­ло, что звёзд­ная сис­те­ма Млеч­но­го Пу­ти есть вся Все­лен­ная.

Про­бле­ма бы­ла окон­ча­тель­но ре­ше­на в 1925, ко­гда Э. П. Хаббл опуб­ли­ко­вал ре­зуль­та­ты изу­че­ния в М31 пе­ре­мен­ных звёзд – це­фе­ид. Из за­ви­си­мо­сти «пе­ри­од – све­ти­мость» для этих звёзд бы­ло оп­ре­де­ле­но рас­стоя­ние до «ту­ман­но­сти» – ок. 1 млн. све­то­вых лет. Ста­ло оче­вид­ным, что и М31, и сис­те­ма Млеч­но­го Пу­ти, и бес­чис­лен­ные «сла­бые ту­ман­но­сти» яв­ля­ют­ся ог­ром­ны­ми звёзд­ны­ми сис­те­ма­ми – га­лак­ти­ка­ми. От­кры­тие на­се­лён­ной га­лак­ти­ка­ми Все­лен­ной ста­ло и от­кры­ти­ем на­шей Г. как од­ной из мно­же­ст­ва по­доб­ных сис­тем. Поя­вилась воз­мож­ность срав­ни­вать на­шу звёзд­ную сис­те­му с др. га­лак­ти­ка­ми и, на­обо­рот, опи­рать­ся при их изу­че­нии на зна­ния о на­шей Га­лак­ти­ке.

Подсистемы Галактики

В Г. мож­но вы­де­лить цен­траль­ное взду­тие (балдж, утол­ще­ние), про­тя­жён­ную дис­ко­об­раз­ную под­сис­те­му и ок­ру­жаю­щую их га­лак­ти­че­скую ко­ро­ну (га­ло) – эл­лип­со­и­даль­ную под­сис­те­му, объ­ек­ты ко­то­рой кон­цен­три­ру­ют­ся к цен­тру. Эти глав­ные со­став­ляю­щие Г. хо­ро­шо вид­ны на фо­то­гра­фи­ях спи­раль­ных га­лак­тик, на­блю­дае­мых поч­ти «с реб­ра». Диск и балдж Г. мож­но не­по­сред­ст­вен­но уви­деть на изо­бра­же­ни­ях Млеч­но­го Пу­ти в ИК-лу­чах (рис. 1).

Под­сис­те­мы Г. об­ра­зо­ва­ны звёз­да­ми раз­но­го воз­рас­та и хи­мич. со­ста­ва. Как и во всех спи­раль­ных га­лак­ти­ках, в ней име­ют­ся два осн. ти­па звёзд­но­го на­се­ле­ния. К на­се­ле­нию I от­но­сят­ся Солн­це, рас­се­ян­ные звёзд­ные ско­п­ле­ния, звёз­ды спек­траль­ных клас­сов О и В, звёз­ды-сверх­ги­ган­ты, в т. ч. це­феи­ды, а так­же об­ла­ка га­за и пы­ли; все они кон­цен­три­ру­ют­ся к плос­ко­сти Г. Ато­мар­ный во­до­род про­сле­жи­ва­ет­ся до рас­стоя­ний ок. 17 кпк от цен­тра, на кра­ях Г. его слой от­кло­ня­ет­ся до 1 кпк от эк­ва­то­ри­аль­ной плос­ко­сти. При­мер­но до та­ких же рас­стоя­ний про­сти­ра­ет­ся и пло­ская сис­те­ма мо­ло­дых звёзд, тол­щи­на ко­то­рой, как и га­за, ок. 100 пк. Объ­ек­ты на­се­ле­ния II (ша­ро­вые ско­п­ле­ния, пла­не­тар­ные ту­ман­но­сти, звёз­ды ти­па RR Ли­ры, не­ко­то­рые ти­пы звёзд-ги­ган­тов и др.) кон­цен­три­ру­ют­ся к цен­тру Г., об­ра­зуя об­шир­ное эл­лип­сои­даль­ное га­ло. Сфе­рои­даль­ная сис­те­ма на­се­ле­ния II со­сто­ит толь­ко из ста­рых звёзд (воз­раст всех ша­ро­вых ско­п­ле­ний Г. при­мер­но оди­на­ков – 12–13 млрд. лет). Са­мые да­лё­кие ша­ро­вые ско­п­ле­ния на­хо­дят­ся на рас­стоя­ни­ях ок. 100 кпк.

В пло­ской под­сис­те­ме кон­цен­три­ру­ет­ся газ, обо­га­щён­ный тя­жё­лы­ми эле­мен­та­ми (к ним в ас­т­ро­фи­зи­ке от­но­сят все хи­мич. эле­мен­ты тя­же­лее ге­лия), воз­ни­каю­щи­ми в не­драх звёзд при ядер­ных ре­ак­ци­ях. На ко­неч­ных ста­ди­ях эво­лю­ции звёзд, в осн. при взры­вах сверх­но­вых, тя­жё­лые эле­мен­ты по­сту­па­ют в меж­звёзд­ную сре­ду. Об­ра­зо­ва­ние звёзд из это­го обо­га­щён­но­го га­за в дис­ке Г. про­дол­жа­ет­ся и ны­не. Хи­мич. со­став звёзд на­се­ле­ния I в сред­нем бли­зок к сол­неч­но­му, а у звёзд на­се­ле­ния II тя­жё­лых эле­мен­тов в 10–100 раз мень­ше.

Вращение Галактики

Рис. 2. Наблюдаемая по областям ионизованного водорода HII кривая вращения Галактики (верхняя сплошная кривая) и кривые вращения отдельных составляющих Галактики: балджа (пунктир), звёздного диска (за...

В 1926 Б. Линд­блад при­шёл к вы­во­ду, что боль­шин­ст­во звёзд в ок­ре­ст­но­стях Солн­ца и оно са­мо, а так­же рас­се­ян­ные звёзд­ные ско­п­ле­ния вхо­дят в пло­скую сис­те­му, чле­ны ко­то­рой на­хо­дят­ся в бы­ст­ром, поч­ти кру­го­вом вра­ще­нии во­круг цен­тра Г. Ша­ро­вые ско­п­ле­ния, об­ра­зую­щие сфе­ро­идальную сис­те­му, вра­ща­ют­ся во­круг цен­тра Г. мед­лен­но; они дви­га­ют­ся в раз­ных на­прав­ле­ни­ях по вы­тя­ну­тым ор­битам.

В 1927 Я. Х. Оорт рас­смот­рел влия­ние вра­ще­ния Г. на соб­ст­вен­ные дви­же­ния и лу­че­вые ско­ро­сти звёзд. В слу­чае не­твер­до­тель­но­го (диф­фе­рен­ци­аль­но­го) вра­ще­ния, ко­то­рое вы­те­ка­ет из Ке­п­ле­ра за­ко­нов, спра­вед­ли­вых при уве­ли­че­нии кон­цен­тра­ции мас­сы к цен­тру вра­ще­ния, за­ви­си­мость лу­че­вых ско­ро­стей от на­прав­ле­ния (от га­лак­тич. дол­го­ты) долж­на иметь вид двой­ной вол­ны – кри­вой с дву­мя мак­си­му­ма­ми и дву­мя ми­ни­му­ма­ми, ко­то­рая пред­став­ля­ет­ся фор­му­лой: $V_r=Ar\text {sin}2l$, где $r$ – рас­стоя­ние от звез­ды до Солн­ца, $l$ – га­лак­тич. дол­го­та, от­счи­ты­вае­мая от на­прав­ле­ния на центр Г., ко­эф. $A$, на­зы­вае­мый по­сто­ян­ной Оор­та, ха­рак­те­ри­зу­ет сте­пень от­кло­не­ния вра­ще­ния от твер­до­тель­но­го. По лу­че­вым ско­ро­стям звёзд клас­сов O и B и це­фе­ид Оорт оп­ре­де­лил па­ра­мет­ры двой­ной вол­ны и до­ка­зал, что звёз­ды Г. об­ра­ща­ют­ся во­круг цен­тра, ко­то­рый ле­жит в на­прав­ле­нии на со­звез­дие Стрель­ца.

За­ви­си­мость ско­ро­сти вра­ще­ния $V$ разл. объ­ек­тов Г. от рас­стоя­ния $R$ до цен­тра Г. изо­бра­же­на на рис. 2. По этой т. н. кри­вой вра­ще­ния Г. мож­но оп­ре­де­лить мас­су её отд. со­став­ляю­щих. В са­мых внутр. об­лас­тях вра­ще­ние близ­ко к твер­до­тель­но­му, за­тем ско­рость чуть убы­ва­ет. На боль­ших рас­стоя­ни­ях от цен­тра Г., за пре­де­лом её плот­но­го дис­ка, где в осн. со­сре­до­то­че­ны звёз­ды и газ, ско­рость вра­ще­ния на про­тя­же­нии мн. де­сят­ков пар­сек ос­та­ёт­ся при­мер­но по­сто­ян­ной. На­блю­да­тель­ные дан­ные сви­де­тель­ст­ву­ют, что по­доб­ная кри­вая вра­ще­ния ха­рак­тер­на и для боль­шин­ст­ва др. га­лак­тик. Об­ще­при­ня­тое объ­яс­не­ние это­го фак­та со­сто­ит в том, что, кро­ме ви­ди­мо­го га­ло из объ­ек­тов на­се­ле­ния II, га­лак­ти­ки ок­ру­же­ны на­мно­го бо­лее об­шир­ным га­ло из гра­ви­ти­рую­щей, но не­на­блю­дае­мой ма­те­рии (т. н. тём­ное га­ло). В Г. мас­са тём­но­го га­ло оце­ни­ва­ет­ся в 10¹¹–10¹² масс Солн­ца, что на по­ря­док боль­ше, чем мас­са звёзд (ок. 5·10¹⁰), и на два по­ряд­ка боль­ше, чем мас­са га­за (5–10·10⁹). Про­бле­ма при­ро­ды этой «тём­ной ма­те­рии» – од­на из важ­ней­ших не­ре­шён­ных про­блем ас­т­ро­фи­зи­ки.

Спиральная структура Галактики

Рис. 3. Схема спиральных рукавов и бара Галактики (по данным Ж. Валле), к которой добавлены положения цефеид (по данным Л. Н. Бердникова). Галактика вращается по часовой стрелке, рукава "закручиваются...

На­ли­чие по­ло­сы Млеч­но­го Пу­ти сви­де­тель­ст­ву­ет о том, что на­ша сис­те­ма от­но­сит­ся к дис­ко­об­раз­ным; она не мо­жет от­носить­ся к не­пра­виль­ным га­лак­ти­кам, т. к. их мас­сы не­ве­ли­ки, а объ­ек­ты на­се­ле­ния II в них пред­став­ле­ны сла­бо. Вы­вод о на­ли­чии в Г. спи­раль­ных ру­ка­вов не­из­бе­жен, но их рас­по­ло­же­ние, дли­на и да­же их чис­ло ос­та­ют­ся пред­ме­том дис­кус­сий. По всей ви­ди­мо­сти, спи­раль­ный узор Г. от­но­сит­ся к ти­пу grand design. Так на­зы­ва­ют спи­раль­ные ру­ка­ва, тя­ну­щие­ся на де­сят­ки ки­ло­пар­сек от цен­тра га­лак­ти­ки и сим­мет­рич­ные от­но­си­тель­но по­во­ро­та во­круг не­го. Это вол­ны по­вы­шен­ной плот­но­сти об­ла­ков га­за и звёзд, рас­про­стра­няю­щие­ся бла­го­да­ря гра­ви­та­ци­он­но­му взаи­мо­дей­ст­вию ве­ще­ст­ва. При­чи­ной воз­ник­но­ве­ния этих волн счи­та­ют на­ли­чие спут­ни­ка или от­кло­не­ния центр. облаcти га­лак­ти­ки от осе­вой сим­мет­рии – эта об­ласть име­ет фор­му ли­бо ова­ла, ли­бо пе­ре­мыч­ки (ба­ра), со­еди­няю­щей ис­ход­ные точ­ки ру­ка­вов. На­ли­чие в Г. ко­рот­ко­го (окан­чи­ваю­ще­го­ся на рас­стоя­нии ок. 3–4 кпк от цен­тра) ба­ра сле­ду­ет из дан­ных о ки­не­ма­ти­ке га­за вбли­зи цен­тра, а так­же из осо­бен­но­стей ин­те­граль­но­го све­че­ния звёзд в ИК-диа­па­зо­не. (К ти­пу grand design от­но­сит­ся мень­шая часть спи­раль­ных га­лак­тик; ча­ще на­блю­да­ют­ся лишь ко­рот­кие об­рыв­ки ру­ка­вов.)

По­вы­шен­ная плот­ность га­за при­во­дит к вы­со­ко­му тем­пу звез­до­об­ра­зо­ва­ния в спи­раль­ной вол­не. Звёзд­ные ас­со­циа­ции и ско­п­ле­ния с воз­рас­том ме­нее 30 млн. лет кон­цен­три­ру­ют­ся в трёх от­рез­ках спи­раль­ных ру­ка­вов; им бы­ли да­ны на­зва­ния ру­ка­вов Пер­сея, Орио­на – Ле­бе­дя и Стрель­ца – Ки­ля. По­след­ний вы­де­ля­ет­ся и как об­ласть по­вы­шен­ной плот­но­сти це­фе­ид, воз­раст ко­то­рых, как и све­ти­мость, за­ви­сит от пе­рио­да и со­став­ля­ет 30–100 млн. лет. Со­глас­но тео­ре­тическим пред­став­ле­ни­ям, в вол­но­вых спи­раль­ных ру­ка­вах долж­ны при­сут­ст­во­вать и та­кие до­воль­но ста­рые звёз­ды – их при­тя­гива­ет ту­да по­вы­шен­ный в ру­ка­ве гра­ви­та­ци­он­ный по­тен­ци­ал. Лишь у звёзд с воз­рас­том, пре­вы­шаю­щим сот­ни мил­лио­нов лет, слу­чай­ные ско­ро­сти (рас­ту­щие с воз­рас­том) столь вы­со­ки, что они, пе­ре­се­кая ру­кав, прак­ти­че­ски не за­мед­ля­ют сво­его дви­же­ния во­круг цен­тра.

Дан­ные о мо­ло­дых звёз­дах и ско­п­ле­ни­ях яв­ля­ют­ся не­пол­ны­ми уже для рас­стоя­ний, пре­вы­шаю­щих 3–4 кпк. Для изу­че­ния спи­раль­ной струк­ту­ры всей Г. ис­поль­зу­ют­ся на­блю­де­ния ней­траль­но­го во­до­ро­да HI (на дли­не вол­ны 21 см). Сверх­ги­гант­ские (мас­сой до 10⁷ масс Солн­ца) об­ла­ка ато­мар­но­го во­до­ро­да HI и мо­ле­ку­ляр­но­го во­до­ро­да H₂ об­ри­со­вы­ва­ют ветвь Ки­ля, про­сти­раю­щую­ся на 40 кпк с уг­лом за­кру­чи­ва­ния в 10–12°. В ру­ка­ве Ки­ля на­блю­да­ют­ся ре­гу­ляр­ные про­ме­жут­ки ме­ж­ду га­зо­во-звёзд­ны­ми ком­плек­са­ми, что ха­рак­тер­но для галак­тик, об­ла­даю­щих пра­виль­ным сим­мет­рич­ным спи­раль­ным узо­ром; о на­личии его в Г. го­во­рит и са­мо су­ще­ст­вова­ние столь длин­но­го ру­ка­ва. Всё это под­твер­жда­ет клас­си­фи­ка­цию Г. как сис­те­мы ти­па grand design, что со­гла­су­ет­ся с на­ли­чи­ем у неё ба­ра (пе­ре­мыч­ки) и близ­ких спут­ни­ков (бли­жай­шие из круп­ных спут­ни­ков – Боль­шое и Ма­лое Ма­гел­ла­но­вы Об­ла­ка).

Рис. 4. Спиральная галактика М109 (вид с полюса вращения), на которую похожа наша Галактика. Белые овалы – изображения ярких звёзд переднего фона. Позиция, соответствующая положению Солнца в Гал...

Со­глас­но свод­ным дан­ным ка­над. ас­тро­но­ма Ж. Вал­ле (2005), Г. об­ла­да­ет че­тырь­мя спи­раль­ны­ми ру­ка­ва­ми с уг­лом за­кру­чи­ва­ния ок. 12° (рис. 3). Од­на­ко иде­аль­но пра­виль­ная спи­раль­ная струк­ту­ра, по­доб­ная изо­бра­жён­ной на рисунке, на­блю­да­ет­ся ред­ко, обыч­но од­на па­ра ру­ка­вов или один ру­кав го­раз­до мощ­нее и длин­нее, чем ос­таль­ные, по­это­му рисунок от­ра­жа­ет лишь основ­ные чер­ты спи­раль­ной струк­ту­ры Галакти­ки.

Су­дя по па­ра­мет­рам спи­раль­ной струк­ту­ры, на­ли­чию ба­ра и по кри­вой вра­ще­ния, на­ша Г. по­хо­жа на га­лак­ти­ку NGC 3992 (M109), вид ко­то­рой пред­став­лен на рис. 4. Она клас­си­фи­ци­ро­ва­на как SBb(rs)I, что оз­на­ча­ет на­ли­чие ба­ра, балд­жа не­боль­шо­го раз­ме­ра, слож­ной сис­те­мы спи­раль­ных ру­ка­вов, а так­же вы­со­кой све­ти­мости. В пер­вом при­бли­же­нии рис. 4 мож­но счи­тать и пла­ном Га­лак­ти­ки.

Ядро Галактики

На­прав­ле­ние на центр вра­ще­ния Г. оп­ре­де­ля­ет­ся с вы­со­кой точ­но­стью, но в оп­тич. диа­па­зо­не в этом на­прав­ле­нии ни­че­го осо­бен­но­го не на­блю­да­ет­ся, по­сколь­ку в ви­ди­мых лу­чах по­гло­ще­ние све­та ме­ж­ду Солн­цем и цен­тром Г. очень ве­ли­ко. Од­на­ко с цен­тром Г. сов­па­да­ет зап. ком­по­нент ра­дио­ис­точ­ни­ка Стре­лец A (Sgr A West), яв­ляю­щий­ся так­же ком­пакт­ным ис­точ­ни­ком не­те­п­ло­во­го ра­дио­из­лу­че­ния и ИК-из­лу­че­ния. В пре­де­лах 100 пк от га­лак­ти­че­ско­го цен­тра (эту об­ласть час­то вы­де­ля­ют как яд­ро Г.) об­на­ру­же­но мно­же­ст­во при­зна­ков про­дол­жаю­ще­го­ся об­ра­зо­ва­ния мас­сив­ных звёзд: ос­тат­ки сверх­но­вых, ис­точ­ни­ки ИК-из­лу­че­ния, ко­то­рые мо­гут быть звёз­да­ми вы­со­кой све­ти­мо­сти, ок­ру­жён­ны­ми пы­ле­вы­ми обо­лоч­ка­ми, ги­гант­ские мо­ле­ку­ляр­ные об­ла­ка, а так­же неск. очень мо­ло­дых и бо­га­тых звёзд­ных ско­п­ле­ний, ви­ди­мых толь­ко в ИК-лу­чах.

В са­мом цен­тре Г. на­хо­дит­ся сверх­мас­сив­ная чёр­ная ды­ра. Из­ме­ре­ния соб­ст­вен­ных дви­же­ний вось­ми звёзд вы­со­кой све­ти­мо­сти, рас­по­ло­жен­ных вбли­зи Sgr A West, по­ка­за­ли, что их тра­ек­то­рии яв­ля­ют­ся час­тя­ми эл­лип­сов, в фо­ку­се ко­то­рых на­хо­дит­ся цен­траль­ный объ­ект, что и по­зво­ля­ет оп­ре­де­лить его мас­су по треть­ему за­ко­ну Ке­п­ле­ра – она со­став­ля­ет ок. 3 млн. масс Солн­ца. Для од­ной из этих звёзд уда­лось из­ме­рить пе­ри­од её об­ра­ще­ния, он со­став­ля­ет все­го лишь 15 лет.

Из­ме­ре­ние соб­ст­вен­ных дви­же­ний и лу­че­вых ско­ро­стей звёзд, об­ра­щаю­щих­ся во­круг цен­траль­ной чёр­ной ды­ры, по­зво­лит оп­ре­де­лить рас­стоя­ние от Солн­ца до цен­тра Г. на­мно­го точ­нее, чем клас­сич. ме­то­ды. Пред­ва­ри­тель­ные дан­ные да­ют зна­че­ние ок. 7,5 кпк, что с точ­но­стью до по­ло­ви­ны ки­ло­пар­се­ка сов­па­да­ет с оп­ре­де­лён­ной ра­нее ве­ли­чи­ной.