Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 30 – vyšlo 16. srpna, ročník 12 (2014) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

30/2014

Oblak G2 u centrální černé díry – naděje či zklamání?

Petr Kulhánek

Když byl v roce 2011 objeven oblak plynu G2 mířící k obří černé dířeČerná 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. v centru naší Galaxie (viz AB 14/2012), byli astronomové a fyzikové nadšeni. Očekávali jeho blízká setkání s kompaktními objekty v okolí centra a postupné rozcupování černou veledírou doprovázené bouřlivými projevy. Očekávaný průlet pericentremPericentrum – 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 Jupiter perijovum, pro Saturn perikronum, pro Mars periareion a pro hvězdu periastrum. veledíry se opozdil z podzimu 2013 až na jaro 2014, kdy oblak v naprosté tichosti proklouzl ve vzdálenosti 150 astronomických jednotekAU – 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. od centrálního monstra. Žádný divoký ohňostroj se nekonal, žádné rentgenové ani jiné záblesky nebyly pozorovány. Proč byl průlet oblaku tak poklidný? Můžeme při jeho dalších průletech pericentrem očekávat něco zajímavého? A šlo vůbec o zklamání? Není právě neočekávaný průběh důvodem k zamyšlení nad podstatou oblaku a motivací k pochopení procesů při jeho průletu kolem černé díry?

Snímky oblaku G2 pořízené v roce 2013 přístrojem SINFONI na Velmi velkém dalekohledu (VLT) na Evropské jižní observatoři. Oblak je zobrazen červenou barvou. Na sérii snímků je patrný jak pohyb samotného oblaku, tak pohyb blízkých hvězd, které obíhají centrální černou díru (její poloha je označena křížkem). Na snímcích je patrná poloha střední části oblaku. Jeho roztahování je dopočítáváno z rychlostního profilu určeného ze spektra objektu. Zdroj: ESO/S. Gillesen.

ESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA. V současnosti je v Chile budován Extra velký dalekohled ELT, který bude zprovozněn v roce 2014 a celooblohová Observatoř Very Rubinové, která bude v rutinním provozu od roku 2023. 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. 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.

Centrum Galaxie

Ve středu naší Galaxie sídlí ve vzdálenosti 26 000 lySvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×10¹² km. obří černá díra s hmotností 4 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. (viz AB 8/2010). Její Schwarzschildův poloměrHorizont událostí – rozhraní u černé díry, po jehož překročení již není možné vyslat jakýkoli signál vnějšímu pozorovateli. Rozměr horizontu událostí určil z obecné relativity Karl Schwarzschild v roce 1916, proto často hovoříme o tzv. Schwarzschildovu poloměru černé díry. U rotující černé díry spočítal tvar horizontu událostí Roy Kerr v roce 1963. je roven 12×10⁶ km, tj. 0,08 vzdálenosti Země od Slunce. V okolí černé díry je plazmatickýPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. akreční disk se silným magnetickým polem, v němž dochází k přepojování (rekonekci) magnetických siločar. Toto přepojování je pravděpodobně zdrojem občasných zjasnění v okolí této obří černé díry pozorovaných v rentgenovém a infračerveném oboru (vizuální obor je pohlcen mezilehlým plynem a prachem). Periodicita těchto záblesků má dvě složky: 20 minut (nejspíše oběžná doba vnitřní části akrečního disku) a cca 1 hodinu (snad kvaziperiodicita rekonekcí magnetického pole). Černá díra je zdrojem intenzivního radiového signálu, který objevil Karl Jansky už v roce 1933 a který je dnes označován jako Sgr A*. Rentgenový signál z centra naší Galaxie (z bezprostředního okolí černé díry) je pozorován z družic (například 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″.), neboť atmosférou neprochází.

Kolem černé díry obíhá značné množství hvězd, a centrální černá díra je tak vlastně středem hvězdokupy. Pohyb hvězd je možné pozorovat v blízkém infračerveném oboru (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., KeckKeck – 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.) a z něho dopočíst hmotnost centrální černé díry. Po šestnácti letech sledování drah těchto hvězd dokončila jedna z hvězd první kompletní oběh kolem černé díry v prosinci 2008. Podle odhadů by se do vzdálenosti zhruba 3 světelných roků od centrální černé díry mělo nacházet přibližně 20 000 neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. a zhruba stejný počet hvězdných černých děrČerná 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., tj. černých děr vzniklých na konci hvězdného vývoje, jejichž hmotnost je několikanásobkem hmotnosti sluneční. Oblak plynu G2 pohybující se v okolí centra by se měl s těmito kompaktními objekty setkávat. Pravděpodobnost setkání roste se zvětšujícími se rozměry oblaku. Při setkání by mělo dojít k ionizaci oblaku a pádu jeho části na kompaktní objekt doprovázenému zábleskem krátkovlnného záření. Oblak letící centrální oblastí by tak mohl umožnit detekci několika černých děr a neutronových hvězd, o jejichž přítomnosti tušíme, ale které jsou jinak pro nás neviditelné.

Statisticky určený průměr počtu černých děr nacházejících se uvnitř oblaku G2
při průletu centrální oblastí. Rozměry jsou v parsecích. Zdroj: [11].

Oblak G2

Oblak G2 objevila skupina z německého Institutu Maxe Plancka (MPIMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s po­boč­kami v mnoha velkých městech. Zahrnuje celkem 80 ústavů, jde o německou obdobu naší Akademie věd.) vedená Stefanem Gillesenem na snímcích z 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. v roce 2011. Objev byl publikován v časopise Nature v roce 2012. Oblak byl později dohledán i na snímcích z roku 2002. Záhy po objevu se ukázalo, že se oblak pohybuje od nás (má červený posuv spektrálních čar) směrem k centrální černé díře, kterou by měl podle prvních propočtů minout ve vzdálenosti pouhých 20 světelných hodin od centra (tj. přibližně 2 000 Schwarzschildových poloměrů neboli 150 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.). Hmotnost oblaku je trojnásobkem hmotnosti 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. 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.. Oblak byl v době objevu složen z prachu o teplotě 550 K a plynné (převážně vodíkovéVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish.) složky o teplotě 10 000 K. Při této teplotě je oblak částečně ionizován a je tedy v plazmatickémPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. skupenství. Jeho původ je dodnes nejasný. Jde o druhý podobný pozorovaný oblak v této oblasti. Oblak G1 se pohyboval na obdobné dráze jako G2, ale předcházel ho o 13 roků.

V Institutu Maxe Plancka (MPIMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s po­boč­kami v mnoha velkých městech. Zahrnuje celkem 80 ústavů, jde o německou obdobu naší Akademie věd.) byly provedeny první numerické simulace průletu oblaku kolem centrální černé díry, které slibovaly zajímavou podívanou na několik nejbližších desetiletí (čtenář si je může prohlédnout v AB 14/2012). Část oblaku by měla podle těchto simulací spadnout do černé díry, což by umožňovalo takřka v přímém přenosu sledovat procesy pádu látky do černé díry. Podrobnější třírozměrné simulace provedli Peter Anninos, Stephen Murray a Chris Fragile v superpočítačovém centru LLNLLLNL – Lawrence Livermore National Laboratory, slavná laboratoř patřící Kalifornské univerzitě. Založena byla v roce 1952. Jedním ze základních cílů bylo zajištění jaderné bezpečnosti USA. Dnes se podílí na experimentech z mnoha vědních oborů.. K simulaci bylo třeba 50 000 hodin strojového času rozloženého mezi 3 000 procesorů superpočítače Palmetto. Tato simulace potvrdila správnost závěrů simulace z MPI. Průlet oblaku by měl být podobný chování kapky mléka v ranní kávě, včetně jejího roztahování a turbulencí vznikajících na okrajích.

Numerická 3D simulace průletu oblaku G2 kolem centrální černé díry
provedená v LLNL. Zdroj: University of Arizona.

Průlet pericentrem

Z provedených simulací bylo jasné, že průlet oblaku G2 pericentrem bude trvat několik měsíců a podle některých zpráv není ani v současnosti dokončen. Podle prvního odhadu měl čelo oblaku prolétnout pericentrem v červenci 2013. Experimentálně se průlet pozná ze spektra. Část oblaku letící k černé díře má červený posuv spektrálních čar, zatímco oblast, která již pericentrem prolétla a vrací se směrem k nám, má modrý posuv spektrálních čar. K průletu čela pericentrem došlo až na jaře 2014, první modré posuvy se objevily v březnu, výrazná část modře posunutých spektrálních čar byla detekována dalekohledy VLT a Keck až v květnu 2014. Průlet čela oblaku pericentrem sledovala řada přístrojů: v blízkém infračerveném oboru samozřejmě 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. na Mt. Paranal v Chile, kde byl oblak G2 objeven, a dále Keckovy dalekohledy na Havaji. V radiové oblasti oblak sleduje radioteleskopická síť VLAVLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980., v dohledné době (ještě v letošním roce) se počítá se zapojením nově vzniklé radioteleskopické 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.. V rentgenové oblasti je oblak G2 v hledáčku družic Chandra Chandra – 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″. a NuSTAR.

Průlet pericentrem byl nad očekávání klidný, zcela bez bouřlivých projevů a rentgenových záblesků. V roce 2013 byl zaznamenán z této oblasti jediný rentgenový záblesk, který pravděpodobně s průletem G2 nijak nesouvisel. Oblak se podle výpočtů při průletu pericentrem (150 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. od černé díry) roztáhl na délku 1 000 au. Jeho čelo získalo rychlost 10×10⁶ km/h (2 500 km/s, přibližně 1 % rychlosti světla), zadní část se pohybuje zhruba čtvrtinovou rychlostí. Průměrná hustota oblaku je stále relativně vysoká, proto se spekuluje o tom, že by v jeho nitru mohla být skryta hvězda. Hvězda by samozřejmě ovlivnila dynamiku průletu a přispěla by k udržení oblaku pohromadě, a tím ke klidnému průletu bez výrazného roztrhání oblaku černou dírou.

Pokud je uvnitř oblaku G2 skutečně hvězda, je možné existenci oblaku vysvětlit několika způsoby. Mohlo by například jít o protoplanetární disk kolem velmi mladé hvězdy, nebo o hvězdný vítr z hvězdy typu T Tauri, případně o odhozenou obálku novy. Exotičtější, ale nikoli nereálné teorie předpokládají, že uvnitř oblaku je hvězda hlavní posloupnosti a oblak je výsledkem jejího přiblížení k některé z mnoha hvězdných černých děr přítomných ve středu naší Galaxie. Taková těsná přiblížení jsou asi častá a měla by vést ke vzniku gravitačních vln. Některé z nich by mohly být detekovatelné i stávajícími přístroji (LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů., VIRGOVIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo).), takže by přímá detekce gravitačních vln těmito stroji  mohla být uskutečněna, pokud se k sobě náhodně přiblíží dva kompaktní objekty v centru Galaxie, nebo kompaktní objekt a „obyčejná“ hvězda.

Skupina astronomů soustředěná kolem objevitele oblaku G2 Stefana Gillesena předložila v červenci tohoto roku další možný scénář. Podle provedených měření jsou charakteristiky oblaků G1 a G2 zcela kompatibilní. Mohlo by tak jít o pozůstatky bývalé hvězdy roztrhané slapovými silami. To by znamenalo, že na bývalé dráze hvězdy je souvislý pás plynu a prachu, který je jen v některých částech ionizovaný. Dvě z těchto částí odpovídají oblakům G1 a G2. Souvislý pás plynu a prachu prolétající kolem centrální černé díry by mohl vysvětlit klidný průběh průletu. Nová teorie vrátila do hry scénář čistě plynného oblaku bez hvězdy v jeho středu, což znamená, že v současnosti jsou možné oba scénáře: relativně malý oblak s hvězdou, nebo souvislý proud plynu a prachu bez přítomnosti hvězdy.

Oblak G2 při průletu pericentrem podle měření z VLT. Na vodorovné ose je poloha, na svislé rychlost oblaku. Rychlost je měřena z posuvu spektrálních čar. Látka s kladnou rychlostí se pohybuje od nás, látka se zápornou rychlostí se pohybuje k nám. Při průletu se objevuje část oblaku se zápornou rychlostí, tj. část, která se již vrací po průletu pericentrem směrem k nám. Zdroj: ESO/VLT/Gillessen.

Naděje či zklamání?

Hnacím motorem poznání je vždy nesouhlas experimentu s předpokládaným průběhem. A přesně to se nyní přihodilo. Oblak G2 prolétá kolem centrální černé díry v naprosté tichosti, bez jakýchkoli bouřlivých procesů. Na rozdíl od průletu oblaku G1 máme nyní k dispozici modernější přístroje, zejména radioteleskopickou síť ALMA. Plazmatický oblak je ovládán jak extrémní gravitací černé díry, tak magnetickými poli generovanými pohyby nabitých částic. Jde o zcela unikátní fyzikální laboratoř, kterou nám příroda připravila. Stačí se jen pozorně dívat. Možná se i dozvíme, zda je v oblaku schována hvězda (a jaká), či nikoli. V každém případě jde ale o pasivní experiment. Události, na které se díváme, nemůžeme nijak ovlivnit. Odehrály se totiž před 26 000 lety, v období, kdy u nás panovala poslední doba ledová a neandrtálci byli vytlačováni člověkem kromaňonským.

Odkazy