Oblak prolétávající kol centrální galaktické černé díry
Ivan Havlíček
V jádru naší Galaxie je usazena obří černá díra. Jde o objekt hmotnostně
srovnatelný se čtyřmi miliony
SluncíSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. a poloměrem menším než 50 milionů km. Tento
centrální objekt je ztotožňován s rádiovým zdrojem Sagittarius A, který lze také
nepřímo pozorovat z dynamiky okolních hvězd. Hvězdy, z jejichž pohybu lze
dopočítat vlastnosti centrální černé díry, jsou zde nahloučeny do jakési
centrální hvězdokupy. Jde o směsici hvězd různých typů a rozdílného stáří.
Vzhledem k obtížnosti pozorování této oblasti vzdálené 26 000
světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km.,
odkud k nám světlo musí překonávat nejhustší oblasti v galaktické rovině, jsou
s výhodou vybírány takové hvězdy, jejichž svit k nám dospěje i přes hustá prachová
a plynná mračna mezihvězdné látky. Jde zejména o obří červené hvězdy, jejichž
bezprostřední okolí září v rádiovém oboru díky
maserovéMASER – Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation. Zařízení, které zesiluje elektromagnetické záření pomocí stimulované emise v mikrovlnném a radiovém oboru. Obdobně funguje v optickém oboru LASER. Teoreticky byl maser předpověděn v roce 1952 Nikolajem Basovem a Alexandrem Prochorovem. Tato práce však byla zveřejněna až v roce 1954. Mezitím byl v roce 1953 nezávisle realizován Charlesem Townesem, Jamesem Gordonem a Herbertem Zeigrem na Kolumbijské univerzitě. Masery se využívají jako velice přesné etalony frekvence, například v atomových hodinách, jako zesilovače vynikají velice nízkým šumem, díky čemuž mohou být použity například k zesílení signálu od velice vzdálených sond, které vysílají na relativně malých výkonech nebo k radiolokaci. Nezastupitelnou roli mají rovněž v radioteleskopii. Klasické konstrukce maserů jsou poměrné náročné na provoz (vakuové systémy, magnetické stínění, silné elektromagnety nebo chlazení tekutým héliem). V roce 2012 byla zveřejněna úspěšná konstrukce maseru, který pracuje za pokojové teploty bez nutnosti magnetického stínění a bez použití vnějšího magnetického pole). SiO emisi v mikrovlnné
oblasti, a které současně také výraznou část své energie vyzařují v infračerveném světle. V těchto dvou oborech je pak možné sledovat jejich pohyb
kolem centrální černé díry. Hvězdy kolem Sgr A létají rychlostmi v řádech tisíců
kilometrů za sekundu a jejich oběžná doba se počítá na několik málo roků.
Vlastnosti tohoto propletence je tedy možné určovat a srovnávat z mnoha hvězd,
jejichž dráhu určuje až o šest řádů hmotnější centrální objekt. Nástup
adaptivní optikyAdaptivní optika – slouží ke korekci vysokofrekvenčních změn obrazu způsobených zejména turbulencí atmosféry (až 500 korekcí za sekundu). Korekce se provádí počítačem řízenými posuny a deformacemi pomocných zrcátek. K vyhodnocení aktuálního tvaru vlnoplochy slouží referenční hvězda, která se musí nacházet v blízkosti pozorovaného objektu. Asi v 1% případů lze využít přirozenou hvězdu (NGS – Natural Guide Star). Většinou se používá umělá hvězda (LGS – Laser Guide Star), která se vytváří laserovým paprskem fokusovaným do výšky přibližně 90 km, kde zpětným rozptylem vzniká skvrna zářících sodíkových atomů. Druhou možností je využití Rayleighovy difúze ve výškách 10 až 20 km. Umělou hvězdu můžeme vytvořit jakkoli blízko sledovanému objektu, vyvstávají ale problémy spojené s její konečnou výškou a velikostí. na největších dalekohledech na světě umožnil sledovat centrální oblast
naší Galaxie přímo. Za období jen několika málo roků je tak možné shromáždit
data, jejichž rekonstrukcí lze pak získat velmi přesný třírozměrný obraz jádra
Galaxie.
Pohyb hvězd centrální hvězdokupy kolem Sgr A v rozmezí od roku 1995 do
roku 2011. Bílou hvězdičkou uprostřed je vyznačena poloha Sgr A. Hvězdy
byly snímány
Keckovým dalekohledemKeck – Dvojice obřích, pohyblivých segmentovaných dalekohledů. Jsou umístěny na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech v nadmořské výšce 4 123 metrů. Každé zrcadlo je tvořeno 36 šestiúhelníkovými segmenty a má průměr 10 metrů. Keckovy dalekohledy byly uvedeny do provozu v letech 1993 a 1996. v pásmu 2,2 μm. Největšího
přiblížení dosáhly SO–2, jejíž oběžná doba je 15,78 roků a SO-16, která
prolétla kol černé díry ve vzdálenosti 90 AUAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů.. Zdroj:
UCLA.
Černá díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje, jiné, obří černé díry, sídlí v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky vznikající v bezprostředním okolí černé díry velmi intenzivně vyzařují.
Galaktické jádro – nejvnitřnější část galaxie, zpravidla má podobu centrální výdutě a obsahuje podstatnou část atomární látky galaxie. V mnoha galaxiích je v jádře obří kompaktní objekt, pravděpodobně černá díra.
Slapová síla – rozdíl gravitačních sil působících na různé části tělesa. Například Země působí na naše nohy větší gravitační silou než na hlavu, rozdíl je ale zanedbatelný. Slapové síly Měsíce působící na Zemi jsou příčinou přílivu a odlivu a také příčinou výměny momentu hybnosti mezi Měsícem a Zemí, která vede k postupnému vzdalování Měsíce. Obdobná slapová vazba existuje mezi Zemí a Sluncem a je pravděpodobně hlavní příčinou současného vzdalování Země od Slunce. Ve větších měřítkách působí slapové síly například při prolínání dvou galaxií.
MASER – Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation. Zařízení, které zesiluje elektromagnetické záření pomocí stimulované emise v mikrovlnném a radiovém oboru. Obdobně funguje v optickém oboru LASER. Teoreticky byl maser předpověděn v roce 1952 Nikolajem Basovem a Alexandrem Prochorovem. Tato práce však byla zveřejněna až v roce 1954. Mezitím byl v roce 1953 nezávisle realizován Charlesem Townesem, Jamesem Gordonem a Herbertem Zeigrem na Kolumbijské univerzitě. Masery se využívají jako velice přesné etalony frekvence, například v atomových hodinách, jako zesilovače vynikají velice nízkým šumem, díky čemuž mohou být použity například k zesílení signálu od velice vzdálených sond, které vysílají na relativně malých výkonech nebo k radiolokaci. Nezastupitelnou roli mají rovněž v radioteleskopii. Klasické konstrukce maserů jsou poměrné náročné na provoz (vakuové systémy, magnetické stínění, silné elektromagnety nebo chlazení tekutým héliem). V roce 2012 byla zveřejněna úspěšná konstrukce maseru, který pracuje za pokojové teploty bez nutnosti magnetického stínění a bez použití vnějšího magnetického pole).
Keck – Dvojice obřích, pohyblivých segmentovaných dalekohledů. Jsou umístěny na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech v nadmořské výšce 4 123 metrů. Každé zrcadlo je tvořeno 36 šestiúhelníkovými segmenty a má průměr 10 metrů. Keckovy dalekohledy byly uvedeny do provozu v letech 1993 a 1996.
ESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace založená v roce 1962, která postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality na La Silla (2 400 m), dalekohled VLT na Cerro Paranal (2 635 m) a v tuto chvíli se staví radioteleskopická síť ALMA na Llano de Chajnantor (5 080 m).
Simulace centrální oblasti rozvedená do třírozměrného
prostoru podle snímkování Evropskou jižní observatoříESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace založená v roce 1962, která postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality na La Silla (2 400 m), dalekohled VLT na Cerro Paranal (2 635 m) a v tuto chvíli se staví radioteleskopická síť ALMA na Llano de Chajnantor (5 080 m).. Hvězda s nejkratší oběžnou dobou je zde označena S2 a její rok trvá 15 roků
pozemských. V pericentruPericentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejblíže. Pro Slunce se používá výraz perihélium, pro Zemi perigeum, pro Měsíc periluna, pro hvězdu periastrum. se přibližuje k Sgr A na vzdálenost jen jednoho
světelného dne, tedy zhruba na pětinásobek vzdálenosti NeptunuNeptun – poslední z obřích planet. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Neptun je téměř stejně velký jako Uran. Průměrná hvězdná velikost je 7,8m a proto nemůže být pozorován okem. Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 poloměru. od
SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Zdroj:
ESO
Velkým překvapením bylo, když se astronomům z Max Planckova InstitutuMPI – Max Planck Institute, největší vědecký ústav v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech. při
sledování bezprostředního okolí Sgr A podařilo nasnímat něco jiného než jen
hvězdy. Na podrobných snímcích z let 2002, 2007 a 2011 rozpoznali mračno plynu
a prachu, které se pohybuje v bezprostřední blízkosti černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje, jiné, obří černé díry, sídlí v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky vznikající v bezprostředním okolí černé díry velmi intenzivně vyzařují. a jejího pericentraPericentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejblíže. Pro Slunce se používá výraz perihélium, pro Zemi perigeum, pro Měsíc periluna, pro hvězdu periastrum. by mělo dosáhnout v roce 2013. Podle matematického modelu by se měl
oblak postupně roztáhnout podél své dráhy a bude následně zpětně vtahován do
jícnu černé díry. V pericentru by mělo dojít k jeho přiblížení až na 36
světelných hodin, tedy zhruba jen 250krát větší vzdálenost, než v jaké obíhá
ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. kolem SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Na poměry v jádru Galaxie jde ale o extrémně velké
přiblížení. Do tak srovnatelně malé vzdálenosti se za celou dobu pozorování od
roku 1992 dostaly jen dvě hvězdy. V případě hvězd, které jsou oproti mračnu
velmi kompaktním tělesem, jde ale jen o těsný průlet, jehož podrobnosti nejsou
díky vzdálenosti pozorovaného děje příliš zřetelné. V případě oblaku je však
očekáván mnohem dramatičtější průběh události. Oblak by měl být protažen
slapovými silami a alespoň jeho část, pokud ne všechen, by měla být zpětně
vtažena do jícnu galaktického Otesánka. Průběh celé události je napjatě
očekáván, neb půjde o sledování relativistických dějů v blízkosti nejhmotnějšího
tělesa, které můžeme takto podrobně pozorovat.
Kompozitní snímek poloh prachoplynného oblaku v letech
2002 (červeně), 2007 (zeleně) a 2011 (modře) promítnutý do snímku z roku
2011. Křížkem je označen zdroj Sgr A, jasný objekt nad ním je hvězda S2.
Zdroj:
ESO.
Nějak takto by mohlo vypadat roztrhání plynu po
průletu kol černé díry. Trajektorie hvězd jsou pro zvýšení dramatického
efektu zvýrazněny modře. Černá díra, která to vše způsobuje a řídí, není
z pochopitelných důvodů vidět.
Video (avi/xvid)
ukazuje simulaci průletu oblaku s časovou stupnicí. Zdroj:
ESO.
Poprvé byl oblak rozpoznán zpětně na infračervených snímcích z roku 2002.
V průběhu posledních tří roků je již sledován soustavně a je patrné jeho tvarování
podél trajektorie vlivem gravitace černé díry. Jeho rychlost na konci roku 2011
činila vůči okolnímu prostředí 2 350 km/s. Teplota je pro pozorování také velmi
příznivá. Oblak je oproti okolnímu horkému galaktickému plynu teplý jen 550 K a jeho hustota je cca 300krát vyšší než okolního prostředí.
Jeho současná hmotnost
činí zhruba trojnásobek hmotnosti Země, tedy 1,7×1025 kg. Z těchto
napozorovaných charakteristik bylo možné vytvořit nejen matematický model
výhledu očekávaného děje. Jeho část je ukázána na horním obrázku a na animaci.
Cílem matematické simulace bylo ale zejména určit, jak by se měl oblak chovat
a v jakém oboru by měl při průletu kolem černé díry jak zářit a následně to
porovnat s pozorováním. Očekáváno je jeho rozehřátí až na miliony kelvinů a souběžně s tím emise v rentgenové oblasti.
Jak to vše dopadne, na to si ale
musíme počkat nejméně do roku 2013, pokud dřív nenastane konec světa.
Klip týdne: Oblak v jádru Galaxie
Oblak v jádru Galaxie. Prachoplynný oblak prolétávající kolem
černé díry uprostřed naší Galaxie byl poprvé pozorován v roce 2002
a jeho průlet pericentrem je očekáván v roce 2013. V jádru Galaxie se
nachází objekt Sgr A, obrovitá černá díra, jehož hmotnost je z pohybu
okolních hvězd dopočtena na 4 miliony Sluncí. Dosud byly v jeho
blízkosti velmi komplikovanými technikami pozorovány jen hvězdy a z nich
jen ty, které září v mikrovlnné a infračervené oblasti. Pozorovat
prachoplynný oblak, jak bude ovlivňován v blízkosti jádra Galaxie, bude
něco mimořádného. Oblak by měl být rozerván slapovými silami a následně
stahován do černé díry. Klip je pln očekávání neobyčejné události a optimizmu natěšených astronomů.
Zdroj: ESO 2012.
