Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 8 – vyšlo 26. února, ročník 8 (2010) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

8/2010

Jak vypadá černá díra v centru Mléčné dráhy?

Petr Kulhánek

Obří černé díry se nacházejí v centrech většiny galaxií a v naší Galaxii – Mléčné dráze – je tomu nejinak. V některých galaxiích je v okolí centrální díry ještě dostatek materiálu, který padá do díry, zahřívá se a intenzivně září. Jde o aktivní a velmi svítivé galaxie. V jiných už černá díra potravu ze svého okolí vyjedla a je klidná a tichá. To, že v centru naší Galaxie je černá díra, tušili astronomové a fyzikové již velmi dávno. V současnosti shromáždili řadu důkazů o její existenci a postupně poznávají její vlastnosti. Pojďme se v tomto článku se srdcem a motorem naší Galaxie seznámit.

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. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící 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. Galaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry.

Krátce z historie černých děr

Myšlenku existence tělesa, ze kterého by nemělo unikat světlo, poprvé zformuloval John Michell již v roce 1783 a hodnotu Schwarzschildova poloměru z newtonovské mechaniky odvodil Pierre Laplace v roce 1798. Skutečné řešení gravitačního pole v okolí sféricky symetrického tělesa nalezl až Karl Schwarzschild v roce 1916. Ukázalo se, že pokud jakékoli těleso stlačíme do malého objemu, stane se černou dírou, ze které do jejího okolí nemůže uniknout nejenom žádná hmota, ale ani světlo. Poloměr oblasti, do které se musí těleso dostat, se nazývá Schwarzschildův poloměr – spočteme ho snadno ze vztahu Rg = 2GM/c², kde G je gravitační konstanta, M hmotnost tělesa a c rychlost šíření světla ve vakuu. Pro naše 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. vychází Schwarzschildův poloměr 3 km a pro naši ZemiZemě – 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. Mohorovičiæovým 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. 9 mm. Je zřejmé, že obě tělesa mají k černým děrám hodně daleko.

Zajímavé je okolí černé díry. Na poloměru 1,5 R_g se nachází kruhová orbita fotonůFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926. a na poloměru 3 R_g poslední stabilní kruhová orbita částic. Většinu černých děr ale netvoří jednoduché Schwarzschildovy černé díry. Skutečné černé díry rotují. Řešení rovnic obecné relativity pro rotující černou díru nalezl Roy Kerr až v roce 1963. V roce 1967 John Archibald Wheeler poprvé pro tyto hypotetické objekty použil termín černé díry.

Podle současných představ by ve vesmíru měly být zastoupeny zejména dvě skupiny černých děr. První nazýváme hvězdné černé díry. Ty vznikají jako závěrečná stádia velmi hmotných hvězd, jejichž hmotnost je srovnatelná s desetinásobkem hmotnosti Slunce. Hvězdné černé díry mají enormní hustotu a jejich Schwarzschildův poloměr činí maximálně desítky kilometrů. Druhou skupinu tvoří tzv. galaktické černé díry, které sídlí v centrech galaxií a mají hmotnost milionů až miliard Sluncí a rozměry srovnatelné s rozměry dráhy Země či s velikostí Sluneční soustavy. Takové superhmotné černé díry mají velmi nízkou hustotu (pokud ji počítáme jako podíl hmotnosti černé díry a objemu oblasti dané Schwarzschildovým poloměrem). Okolní materiál dopadá po spirále do černé díry. Přitom získává energii z potenciální energie gravitačního pole, kterou třením účinně přeměňuje na záření. Pokud je v okolí dostatek látky, jsou galaktické černé díry významným zdrojem energie galaxie, stávají se jakýmsi hnacím motorem celé galaxie.

V roce 1971 byl družicí Uhuru zkoumán velmi silný rentgenový zdroj Cyg X1 ze souhvězdí Labutě (je znám od roku 1964). Družice nalezla fluktuace intenzity rentgenového záření s periodou menší než jedna sekunda. Zdrojem záření musí být malý a velmi kompaktní objekt. Zdroj Cyg X1 se tak stal prvním vážným kandidátem na hvězdnou černou díru. Pozdější výzkum tuto domněnku podpořil. Ve skutečnosti jde o podvojný systém, jednou ze složek je proměnný veleobr HDE 226868, druhou s největší pravděpodobností černá díra, která vznikla gravitačním kolapsem velmi hmotné hvězdy. K prvním kandidátům na galaktické černé díry patří objekt v centru eliptické galaxie NGC 4261. Na snímcích z HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. z let 1992 a 1995 je patrný i rozsáhlý akreční disk kolem černé díry. Velmi silným argumentem ve prospěch existence galaktických černých děr je objekt v centru galaxie MCG-6-30-15, v jejímž spektru byl v roce 1994 u široké emisní čáry železaŽelezo – Ferrum, kovový prvek významně zastoupený na Zemi i ve vesmíru. Má všestranné využití při výrobě slitin pro výrobu většiny základních technických prostředků používaných člověkem. Objev výroby a využití železa byl jedním ze základních momentů vzniku současné civilizace. detekován mimořádný červený gravitační posuvČervený gravitační posuv – závislost frekvence fotonů v důsledku působení gravitačního pole. Fotony opouštějící těleso snižují svou frekvenci (červenají), naopak fotony přibližující se k tělesu zvyšují svou frekvenci (modrají). Jev je způsoben změnou rychlosti chodu hodin v blízkosti hmotných těles. odpovídající vyslání čáry z těsné blízkosti Schwarzchildova poloměru. Dnes známe mnoho objektů, o kterých jsme přesvědčeni, že jsou hvězdnými nebo galaktickými černými děrami.

Černá díra v galaxii MCG-6-30-15. Silné magnetické pole zprostředkovává výměnu
momentu hybnosti mezi rotující černou dírou a okolním plynem.
Kresba ASA/ESA/XMM-Newton.

Naše černá díra

Nejbližší superhmotná černá díraČerná 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. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící 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. se nachází přímo ve středu naší Galaxie, v souhvězdí Střelce, ve vzdálenosti 26 000 l.y.l.y. – light year, světelný rok. Jde o vzdálenost, kterou ulétne světlo za rok: 9,46×10¹² km. Celá oblast se projevuje především jako radiový zdroj Sgr A, který byl objeven v roce 1933 Karlem Guthem Janskym. V roce 1974 Bruce Balick a Robert Brown zjistili pomocí radiové interferometrické sítě mezi Green Bankem a Huntersville (základna 35 km), že v oblasti existuje mj. bodový zdroj označovaný od té doby Sgr A*. Kolem zdroje obíhá značné množství hvězd, Sgr A* je vlastně středem hvězdokupy. Z přesného měření pohybu těchto hvězd dalekohledy VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. byla vypočtena hmotnost objektu jako 4×10⁶ M_S, tomu odpovídá Schwarzschildův poloměr 0,08 AUAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů. (12×10⁶ km). Poznamenejme, že měření pohybu hvězd probíhalo a probíhá v blízkém infračerveném oboru, v jiných oborech jsou hvězdy v centrální oblasti Galaxie zakryty mračny plynu a prachu.

Střed naší Galaxie v radiovém oboru. Zdroj: NRAO.

V roce 2005 byl proveden pokus o změření velikosti radiového zdroje Sgr A* za pomoci interferometrické metody VLBIVLBI – Very Long Baseline Interferometry, radioastronomická metoda přesného měření polohy velmi vzdálených radiových zdrojů. Metoda spočívá v měření časových korelací zaznamenaných šumových signálů třemi a více radioteleskopy, umístěnými na zemském povrchu ve velké vzdálenosti od sebe. Nejcitlivější sítí je evropská EVN, nejznámější je americká VLBA s 10 radioteleskopy o základně 8 600 km. Pomocí této metody je definován souřadnicový systém ICRS.. K měření byla použita síť radioteleskopů VLBAVLBA – Very Large Baseline Array, síť deseti radioteleskopů rozmístěná od Havajských po Panenské ostrovy s délkou základny 8 600 km. Průměr každé antény je 25 m, provozovatelem je National Science Foundation se sídlem v Novém Mexiku. Síť je v provozu od roku 1993. s úhlovým rozlišením 0,001" na nejkratší množné vlnové délce 3 mm. Toto úhlové rozlišení umožnilo v oblasti zdroje sledovat detaily o rozměrech přibližně 1 AUAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů. (150×10⁶ km), tj. jen čtrnáctkrát větší, než je Schwarzschildův poloměr předpokládané černé díry. Z měření bylo zřejmé, že zdroj radiového záření je menší než 1 AU. V roce 2008 byla provedena ještě přesnější měření (Andrea Ghezová, UCLAUCLA – University of California at Los Angeles. Univerzita, která byla založena jako jižní část Kalifornské univerzity v roce 1919.), která omezila velikost radiového zdroje Sgr A* na pouhých 50×10⁶ km, tedy čtyřnásobek Schwarzschildova poloměru. Je zřejmé, že radiová emise přichází z těsné blízkosti horizontu černé díry.

Na obrázku z radioteleskopické sítě VLA je dobře patrný bodový radiový zdroj Sgr A*,
který se nachází v centru Galaxie  Napravo je zvětšenina výřezu.
Zdroj: VLA/NRAO/AUI J.-H. Zhao, W. M. Goss.

Černá díra ve středu Galaxie je především zdrojem radiového záření, ale vysílá i v submilimetrové, infračervené a rentgenové oblasti spektra. Jak v infračerveném, tak v rentgenovém oboru vydává Sgr A* záblesky trvající přibližně hodinu a nepravidelně se opakující po několika hodinách. V infračerveném oboru jde o synchrotronní zářeníSynchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum. elektronů s teplotou 10¹¹ K, malé procento elektronů je v průběhu záblesku ohřáto až na 10¹² K. V rentgenovém oboru je záření generováno inverzním Comptonovým rozptylemComptonův rozptyl – rozptyl fotonů (zpravidla RTG nebo gama záření) na volných elektronech. Při tomto rozptylu se snižuje energie fotonů. V akrečních discích černých děr probíhá inverzní Comptonův rozptyl, při kterém se nízkoenergetické fotony rozptylují na elektronech s vysokou energií. Při tomto procesu fotony energii získávají a mění se na rentgenové nebo gama fotony.. Ve všech pozorovaných záblescích byla na VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. objevena v oboru 1,4÷4 μm  kvaziperiodická složka se základní periodou 17 až 22 minut. Tato složka pravděpodobně souvisí s oběhem elektronů z vnitřní části akrečního disku kolem černé díry. Poslední stabilní orbita pro Schwarzschildovu černou díru o hmotnosti 4×10⁶ M_S má periodu přibližně 30 minut. Z přibližně dvacetiminutové periody záblesků plyne, že musí jít o rotující (Kerrovu) černou díru, která kolem sebe svou rotací strhává časoprostor (Lenseův-Thirringův jevLenseův-Thirringův jev – strhávání lokálního souřadnicového systému rotujícím tělesem (frame dragging). Jev si lze představit jako strhávání viskózní kapaliny v blízkosti rotujícího tělesa. Jev odvodili z rovnic obecné relativity Joseph Lense a Hans Thirring v roce 1918.). Samotná geneze záblesků je nejasná, nejčastěji se uvažuje o přepojeníRekonekce – přepojení magnetických siločar, při němž siločáry prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v rentgenovém nebo v gama oboru. Na mikroskopické úrovni jsou za rekonekci zodpovědné pohybující se nabité částice, které generují nová magnetická pole skládající se s polem původním. magnetických silokřivek (vždy po několika hodinách), při kterém se uvolněná energie předává elektronům. Na světelné křivce záblesků tak lze najít jednotlivé píky odpovídající rekonekcím a kvaziperiodickou složku odpovídající oběhu plazmatu kolem černé díry. Elektrony zahřáté při rekonekci poté předávají svou energii fotonům při inverzním Comptonově rozptylu, čímž vzniká rentgenová složka záblesků. Ze simultánního pozorování v infračerveném (VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace.) i rentgenovém (XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m². Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5.) oboru vyplynulo, že rozměry zdroje záblesků jsou cca 0,3 Schwarzschildova poloměru, což souhlasí s představou, že záblesky vznikají rekonekcí magnetických silokřivek v malé oblasti akrečního disku. Všechny záblesky mají stejnou, velmi výraznou rovinu polarizace a jedná se o stabilní zdroj. Rovina polarizace záblesků bude pravděpodobně dána silnou toroidální složkou magnetického pole v akrečním disku. Popsaný model odpovídá měřeným datům, nicméně zatím není s jistotou potvrzen. Alternativou může být teorie rotující anomálie v akrečním disku.

Jeden ze záblesků SGR A* v rentgenovém a blízkém infračerveném oboru.
Partná je kvaziperiodická oscilace s periodou 17 minut.
Zdroj: A. Eckart et al.: A&A 427, 1 (2004).

Detekce jednoho ze záblesků v blízkém infračerveném oboru (na vlnové délce 1,65 μm).
VLT/UT4(Zepun), t₀ = 6:59:24 UT, 9. května 2003.

Budoucí pozorování by měla především definitivně odpovědět na otázku původu záblesků. Záblesky bude ale také možné využít k testování obecné relativityObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. v extrémně silně zakřiveném časoprostoru v těsném okolí černé díry. Za tím účelem se připravuje pro čtveřici dalekohledů VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. experiment GRAVITY, který by měl zprovoznit plně interferometrický režim všech dalekohledů pro blízký infračervený obor, včetně využití 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. a systému sledování interferenčníchInterference – skládání vln z několika zdrojů. V daném místě se sčítají amplitudy vln. Jsou-li v protifázi, dojde k zeslabení výsledné vlny (destruktivní interferenci). Jsou-li ve fázi, dojde k zesílení výsledné vlny (konstruktivní interferenci). V detekčním přístroji se detekuje intenzita vlny, která je úměrná druhé mocnině amplitudy. proužků. Experiment by měl být zprovozněn v roce 2012 a očekává se od něho jedinečná možnost testování obecné relativity v limitě extrémně silných gravitačních polí. Úhlové rozlišení se předpokládá 10 miliontin obloukové vteřiny. Experiment GRAVITY bude využit i ke sledování superhmotných černých děr v aktivních jádrechAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary. několika desítek dalších galaxií.

V roce 2008 vyplynulo z měření rentgenových družic ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″., XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m². Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5., Suzaku a ASCA, že blízká oblast označovaná jako Sgr B2, měnila v průběhu posledních sedmi let výrazně svou jasnost. Zpětným dopočtem se ukázalo, že jde o důsledek obřího záblesku z centrálního zdroje Sgr A* , ke kterému došlo cca před 300 lety. V té době měla centrální černá díra krátkodobě milionkrát vyšší svítivost, než má dnes. Takový záblesk by odpovídal katastrofické (globální) rekonekciRekonekce – přepojení magnetických siločar, při němž siločáry prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v rentgenovém nebo v gama oboru. Na mikroskopické úrovni jsou za rekonekci zodpovědné pohybující se nabité částice, které generují nová magnetická pole skládající se s polem původním. magnetických silokřivek.

Dalším krokem k poznání černé díry v centru Mléčné dráhy by mělo být propojení pozorování dalekohledů VLTVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. s radioteleskopem APEXAPEX (radioteleskop) – Atacama Pathfinder EXperiment, dvanáctimetrový radioteleskop ESO umístěný v Chile v Atacamské poušti ve výšce 5 080 metrů nad mořem. Do provozu byl uveden v roce 2007, stal se prvním radioteleskopem ze zamýšlené sítě 64 teleskopů ALMA., prvním radioteleskopem sítě ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu.. Po dokončení sítě ALMA pro milimetrovou oblast (v roce 2012) bude jistě zajímavá možnost jejího propojení se sítí VLBAVLBA – Very Large Baseline Array, síť deseti radioteleskopů rozmístěná od Havajských po Panenské ostrovy s délkou základny 8 600 km. Průměr každé antény je 25 m, provozovatelem je National Science Foundation se sídlem v Novém Mexiku. Síť je v provozu od roku 1993.. Potenciál takové radioteleskopické sítě by měl být schopen uvidět i stín vrhaný centrální černou dírou a zčervenání paprsků vycházejících z akrečního disku. Mělo by být možné i přesně určit rotaci černé díry a sklon akrečního disku k rovině Galaxie. Proto se již nyní máme na co těšit!

Počítačová rekonstrukce stínu černé díry. Zdroj: Liu et al, 2002.

Film týdne: Cesta do jádra Mléčné dráhy

Cesta do jádra Mléčné dráhy. Jeden z dílů seriálu SPACERIP TV. Podrobně se seznámíte s obří černou dírou ve středu naší Galaxie, které říkáme Mléčná dráha. Jde o obří monstrum s hmotností 4 miliony Sluncí, které se nachází ve směru souhvězdí Střelce ve vzdálenosti 26 tisíc světelných roků. Radiové záření z této oblasti poprvé zachytil Karl Guthe Jansky již v roce 1933. Za vyzařování je zodpovědný plyn, který po spirálách padá na černou díru. Kolem černé díry se nachází akreční disk ovládaný magnetickým polem, ve směru osy rotace jsou vypuzovány výtrysky urychlených částic. Obdobné obří černé díry jsou pravděpodobně v centrech většiny větších galaxií. Zdroj Spacerip TV. (avi/mp42, 149 MB)

Literatura