V roce 2011 objevil 1 mladý německý astronom Stefan Gillessen plynný objekt, blížící se velkou rychlostí k samému středu Mléčné dráhy do míst, kde tušíme, že se nalézá supermasivní černá díra o hmotnosti přes 4 miliony hmotností Slunce.

Od svého objevu byl objekt označený jako G2 neustále pod dohledem největších pozemských dalekohledů a astronomové vkládali do jeho průletu okolo černé díry velké naděje. Předpovídali, že na přelomu let 2013/2014 budeme v jádru Galaxie svědky obrovského ohňostroje, až bude oblak roztrhán a pohlcen černou dírou. Minulý týden byl týmem, jehož součástí jsou i čeští astronomové, zveřejněn astronomický telegram 2 oznamující výsledky nejnovějších pozorování z jara letošního roku. A podle nich se zdá, že očekávaný ohňostroj se přinejmenším odkládá.

Černá díra v galaktickém středu

Oblast středu Mléčné dráhy je fascinující laboratoří nebeské mechaniky. Můžeme takřka v přímém přenosu pozorovat, jak se jednotlivé hvězdy pohybují po eliptických drahách nejrůznějších tvarů okolo společného ohniska, podobně jako Země a ostatní planety sluneční soustavy obíhají po elipsách, v jejichž společném ohnisku je Slunce (1. Keplerův zákon). A podobně jako můžeme pomocí 3. Keplerova zákona zvážit Slunce, tj. odvodit jeho hmotnost z tvarů drah jednotlivých planet a jejich oběžných dob, můžeme pozorováním trajektorií hvězd v okolí galaktického jádra změřit i hmotnost tělesa, které leží ve společném ohnisku jejich drah a okolo kterého hvězdy obíhají.

S přesností větší, než má vaše domácí váha, astronomové vypočítali, že hmotnost tohoto tělesa je 4,3 milionu hmotnosti Slunce. 3 Pomocí pozorování v rádiovém oboru však zjistili, že toto obrovské množství hmoty musí být soustředěno v prostoru mnohem menším, než je sluneční soustava. A protože neznáme žádný objekt, v kterém by se soustředilo tolik hmoty v tak malém prostoru, domníváme se, že jde o supermasivní černou díru.

Tajemný poutník

Právě při prohlížení snímků hvězd obíhajících okolo černé díry si v roce 2011 Stefan Gillessen všiml slabě patrného objektu, který nebyl předtím rozpoznán. Následně se při zpětné analýze starších snímků ukázalo, že tento objekt byl na snímcích již od roku 2004, avšak zůstal dlouho bez povšimnutí. Ještě větší senzaci vyvolalo zjištění, že rychlost objektu se od roku 2004 do roku 2011 zvýšila z 1200 na 2400 km/s a že se pohybuje téměř přímo k centrální černé díře, kterou by měl jen těsně minout.

Pohyb objektu G2, jak ho během deseti let zaznamenal teleskop VLT Evropské jižní observatoře. Foto: ESO/MPE

Pohyb objektu G2, jak ho během deseti let zaznamenal teleskop VLT Evropské jižní observatoře. Foto: ESO/MPE

Trochu záhadou bylo a dosud je, co je objekt zač. Jeho efektivní teplota (teplota odvozená ze záření objektu) je okolo 550 K a velikost je asi 250 astronomických jednotek (násobků vzdálenosti Slunce-Země). Hmotnost objektu do velké míry záleží na jeho povaze. Může se jednat o prostý pracho-plynový oblak, v tom případě by měl hmotnost tří až čtyřnásobku hmotnosti Země. Také by mohlo jít o malý zárodek hvězdy schovaný uprostřed plynné obálky, či o pozůstatek větší hvězdy, jež byla z nějakého důvodu roztržena, nebo o kompaktní objekt typu neutronové hvězdy. V těchto případech by se jeho hmotnost počítala spíše na násobky hmotnosti Slunce.

Pokud by šlo o oblak plynu a prachu, ten by se při svém průletu okolo černé díry vlivem slapových sil jejího gravitačního pole rozpadl a jeho velká část by byla černou dírou pohlcena. Zahřívání plynu během tohoto procesu by se neobešlo bez mohutného nárůstu množství záření přicházejícího z bezprostředního okolí černé díry, která jinak skoro vůbec nesvítí (obvykle pozorujeme pouze sporadické záblesky měnící se intenzity). Toto zjištění bylo základem tiskových zpráv a novinových článků předpovídajících obrovský ohňostroj. Jiní astronomové byli opatrnější a upozorňovali, že pokud by šlo o hvězdu nebo její pozůstatek, slapové síly by na ní neměly zdaleka takový účinek a žádný velký ohňostroj by se nekonal. Výpočty dráhy objektu G2 předpovídaly okamžik maximálního přiblížení k černé díře nejčastěji na období února až března 2014.

Simulace rozpadu objektu G2 vytvořená krátce po jeho objevu. Tehdy astronomové předpokládali, že se jedná o oblak plynu a prachu. Nyní si tím nejsou vůbec jisti.

Maskovaná hvězda?

Bohužel zima je období, kdy je pozorování středu Mléčné dráhy znemožněno postavením Země vůči Slunci a směru ke středu galaxie (nejlepší podmínky pro pozorování nastávají od dubna do srpna), a tak se již v předstihu plánovala velká pozorovací kampaň na jaro 2014 a netrpělivě se čekalo, co přinesou první jarní pozorování.

Analýza interferometrických dat je velmi náročný proces, proto jsou výsledky z dubnových pozorování zveřejňovány až v těchto dnech. Jako předzvěst podrobných zpráv uveřejněných v recenzovaném článku zveřejnil minulý týden tým A. Eckarta astronomický telegram, pod nímž je podepsána i pětice českých astronomů z Astronomického ústavu AV ČR a z Univerzity Karlovy, oznamující stručně výsledky jejich nejnovějších pozorování dalekohledem VLT.

Podle této zprávy se mnohými očekávaný ohňostroj v jádru galaxie přinejmenším odkládá. Navzdory předpovědím objekt G2 bodu maximálního přiblížení k černé díře zatím nedosáhl a pohybuje se vzrůstající rychlostí stále dále. Navíc se nezdá, že by se vlivem slapových sil nějakým výrazným způsobem deformoval. Stále větší část astronomů proto začíná být přesvědčena, že G2 je mnohem spíše než oblakem plynu hvězdou schovanou uprostřed plynné obálky, která se pohybuje po hodně výstředné dráze okolo centrální černé díry, kterou obletí, otočí se a bude pokračovat zpět přibližně do míst, odkud přiletěla, aby se za 140 let opět vrátila. V takovém případě se k černé díře dostane pouze malá část plynné obálky prolétající hvězdy, která nezpůsobí nijak závratné zvýšení aktivity v bezprostředním okolí černé díry.

Pokud má být v jádru oblaku G2 ukryta hvězda, nabízí se jiná atraktivní myšlenka, totiž že by mohlo jít o dvojhvězdu. Statisticky vzato žije v galaxii okolo 45 % hvězd velikostně srovnatelných se Sluncem v binární soustavě s jinou hvězdou, tedy jako dvojhvězdy. Větší hvězdy jsou součástí dvojhvězd ještě častěji – až v 75 % případů. V případě G2 je tu tedy šance přibližně 50:50, že by se uprostřed oblaku zahalujícího plynu mohly místo jedné ukrývat hvězdy hned dvě, případně že by hlavní hvězdu obíhala obří planeta typu Jupitera nebo hnědý trpaslík.

Pro astronomy je to lákavá představa, neboť může jít o odpověď na otázku, odkud se v blízkosti galaktického středu vzalo množství mladých a horkých hvězd obíhajících na blízkých vázaných drahách okolo centrální černé díry. Ty zde nemohly vzniknout běžným procesem tvorby hvězd, jak jej známe z klidnějších prostor naší galaxie, jelikož ve středu Mléčné dráhy není dost materiálu pro jejich vznik.

Touto možností se zabývá v nedávném článku 4 uveřejněném v časopise Astronomy & Astrophysics pražský tým, který ukazuje, že prolétající dvojhvězda může být vlivem gravitační interakce s černou dírou slapově rozdělena na jednotlivé složky. Jedna z hvězd odletí vysokou rychlostí do volného prostoru (a takové unikající hvězdy také pozorujeme), zatímco druhá složka zůstane na vázané orbitě poblíž černé díry. Tato myšlenka je atraktivní i z toho důvodu, že by za určitých okolností mohly slapové síly působící na odtrženou hvězdu vyvolat explozi jejího jádra, která by hvězdu rozmetala, a my bychom mohli pozorovat, jak supermasivní černá díra postupně rozptýlený materiál pohlcuje.

Každopádně nás čeká léto plné napětí, neboť sezóna pozorování středu Mléčné dráhy je v plném proudu a nějaké překvapení může přijít každým okamžikem.

 

Titulní ilustrace: Takto měl oblak plynu a prachu podle původních simulací vypadat v roce 2021. Roztrhaný a částečně pohlcovaný černou dírou ve středu galaxie. Zatím se však nijak nedeformuje a je možné, že se v jeho středu ukrývá hvězda. Nebo dvě. (Modře jsou vyznačeny oběžné dráhy dalších hvězd v okolí galaktického středu. Ilustrace: ESO/MPE/Marc Schartmann

Print Friendly

Notes:

  1. PDF z preprint serveru: http://arxiv.org/pdf/1112.3264v1

  2. Astronomický telegram (The Astronomer’s Telegram, ATel) je systém pro publikaci krátkých zpráv o astronomických pozorováních zajišťující okamžitou informovanost profesionálních astronomů o nejčerstvějších událostech na obloze.

  3. Použitím samotného 3. Keplerova zákona, tedy že podíl třetích mocnin délek poloos drah jednotlivých hvězd k druhým mocninám jejich oběžných dob se (až na konstantu) rovná hmotnosti centrální černé díry, se skutečně dostaneme zhruba na relativní přesnost osobní váhy. Věc má ale jeden praktický háček. Dalekohledem můžeme odečítat pouze úhlové vzdálenosti, a abychom dostali délky poloos ve skutečných délkových jednotkách (v metrech), musíme znát i vzdálenost mezi námi a středem Galaxie, jíž je třeba úhlové vzdálenosti vynásobit. Různí autoři uvádějí pro tuto vzdálenost různé hodnoty, které ačkoli se příliš neliší, mají poměrně značné rozpětí chyb v závislosti na použité metodě. Protože nevíme, který údaj je správně, volí se při výpočtu hmotnosti černé díry její vzdálenost buď odvozená z měření dynamického středu Galaxie, nebo statisticky nejpravděpodobnější hodnota vzdálenosti vypočtená přes všechny dostupné hodnoty, a to i s odpovídající statisticky zprůměrovanou chybou. Buď jak buď, měření vzdálenosti je zatíženo mnohem větší chybou než vlastní měření hmotnosti a ta se přenáší i do celkového výsledku, který je 4,31 +/- 0,36 milionu hmotnosti Slunce. Velikost směrodatné odchylky je dána zejména kombinovanou statistickou a systematickou chybou měření vzdálenosti. Samotná statistická chyba měření hmotnosti z 3. Keplerova zákona je pouze 0,06 milionu hmotnosti Slunce. Podrobnosti viz http://arxiv.org/pdf/0810.4674v1.pdf

  4. PDF z preprint serveru: http://arxiv.org/pdf/1403.5792v2

Tagy

O autorovi

Michal Bursa

Michal Bursa

Michal Bursa (*1977) vystudoval teoretickou fyziku na Matematicko-fyzikální fakultě UK a pracuje jako vědecký pracovník na Astronomickém ústavu AV ČR, kde se zabývá relativistickou astrofyzikou, zejména procesy odehrávajícími se v okolí černých děr a neutronových hvězd a modelováním spektrálních a časových charakteristik záření akrečních disků.