Střed naší Galaxie

Hvězdy nejsou ve vesmíru rozmístěny rovnoměrně. Sdružují se do galaxií, což jsou eliptické nebo diskovité soustavy více či méně pravidelných tvarů. Astronomové vidí tyto hvězdné ostrovy až do nejvzdálenějších hlubin vesmíru téměř ve všech směrech, samozřejmě s výjimkou oblastí zakrytých shluky mezihvězdného plynu a prachu v četných mlhovinách. V dalekohledech je ovšem možné pozorovat jenom zářící látku, tedy především hvězdy, což nijak nevylučuje, že by další nezářící látka nemohla být v galaxiích přítomna třeba i v značném množství. Právě naopak, zdá se, že temná hmota – ať už je složena z neznámých částic, či z obvyklé látky – má důležitý dynamický vliv na vývoj galaxií. Kromě toho se v jádrech většiny galaxií nacházejí neobyčejně mohutné černé díry, které také nelze vidět ani vyfotografovat pomocí optických dalekohledů.

Hvězdy, jež na noční obloze tvoří pás Mléčné dráhy, jsou součástí naší Galaxie. Je to, jak známo, spirální galaxie čítající asi dvěstě miliard členů. Pohyb jednotlivých hvězd je určen především gravitační přitažlivostí ostatních hvězd a rozptýlené hmoty přítomné v Galaxii. Gravitace hraje v dynamice galaxií určující roli. Kromě náhodných pohybů nejrůznějšími směry a rychlostmi převládá celkový oběžný pohyb kolem dynamického středu Galaxie. Kde přesně se tento bod nachází, nebylo zprvu snadné zjistit. Již v padesátých letech minulého století astronomové tušili, že leží kdesi v souhvězdí Střelce, a v polovině sedmdesátých let se jej podařilo ztotožnit s intenzivním zdrojem radiového záření nazvaným Sagittarius A. Záhy se ukázalo, že struktura této oblasti je složitá a probíhají v ní neobyčejně bouřlivé procesy. Sagittarius A obsahuje kompaktní objekt vydávající netermální záření; jeden z jeho objevitelů, britský astronom Robert Brown navrhl označovat kompaktní zdroj hvězdičkou – SgrA^* ve zkratce, aby se zdůraznila jeho zvláštní povaha a neobvykle malé rozměry. Další britští astronomové, Martin Rees a Donald Lynden-Bell upozornili na zajímavou podobnost mezi jádry kvazarů, vysoce aktivních galaxií, a jádrem naší Galaxie (ta ovšem oproti kvazarům vykazuje neporovnatelně nižší aktivitu). Oba vědci tím položili teoretický rámec pro hledání velmi hmotné černé díry ve středu Galaxie a zároveň navrhli observační testy, které by mohly její přítomnost dosvědčit.

Vzdálenost ke středu Galaxie činí asi 26 tisíc světelných let, což je dostatečně blízko, aby bylo možné pomocí přesných astrometrických měření zaznamenávat vlastní pohyby hvězd v bezprostředním okolí jádra, a dokonce i měřit vektory oběžných rychlostí. Pohyby hvězd jsou patrné na časových škálách několika let nebo desetiletí.

Ve vzdálenosti jednoho světelného roku od středu Galaxie se nachází několik stovek hvězd, které jsou nahloučeny v jakési hvězdokupě obklopující Sgr A^*. Tyto hvězdy „cítí“ gravitační pole kompaktního centra – hypotetické černé díry, okolo níž obíhají. Například hvězda označovaná S2 se v dokonalém souhlase s Keplerovými zákony pohybuje po eliptické dráze, přičemž jeden oběh trvá 15,2 roku. Dráha této hvězdy je vskutku velmi výstředná: má excentricitu rovnu 0,87, takže při největším přiblížení, v pericentru dráhy, je od středu Galaxie vzdálena pouze 17 světelných hodin (asi 120 astronomických jednotek). V tom okamžiku se řítí oběžnou rychlostí převyšující 5000 km/s. K poslednímu průchodu pericentrem došlo r. 2002. Naopak nejvzdálenější bod dráhy, apocentrum, se nachází 10 světelných dnů od středu Galaxie. Hvězda S2 má asi patnáctkrát větší hmotnost než naše Slunce a také ostatní hvězdy tvořící populaci galaktického centra patří k těm hmotnějším a mladším (jejich typické stáří se odhaduje na 6 milionů let). Neobvyklé vlastnosti těchto S-hvězd jsou patrně způsobeny neobyčejnými podmínkami blízko černé díry.

Původ a vývoj hvězd v místech s velkými slapovými silami znamená v současnosti jeden z otevřených problémů astrofyziky hvězd. Dvě skupiny astronomů, v Německu a v USA, se věnují jejich systematickému sledování. V Sgr A^* se nacházejí velmi husté oblasti, v nichž lokální hustota hvězd převyšuje 108 Sluncí v kubickém parseku! Kromě těchto shluků se astronomům nedávno podařilo zaznamenat dva prstence hvězd obíhajících ve vzdálenosti pouhého zlomku světelného roku od centra. Několik desítek mladých masivních hvězd se v nich pohybuje v opačném smyslu – prstence jsou téměř kontrarotující. Proměřování hvězdných trajektorií nám umožňuje na dálku sondovat charakter gravitačního pole, jako by hvězdy byly jakési testovací částice. Na tomto základě se podařilo určit hmotnost nezářícího objektu v ohnisku pohybu na více než tři miliony Sluncí. V úvahu připadá jenom několik interpretací tak vysoké, a přitom stabilní koncentrace hmoty nahloučené do objemu mnohem menšího, než je rozměr naší sluneční soustavy. Uvažovalo se například o tom, že by to mohla být nějaká neobvyklá forma rozptýlené temné hmoty, ale podle všeho je pohyb hvězd ovlivněn vskutku mohutným kompaktním nezářícím objektem. Černá díra je tou méně exotickou alternativou. Není znám žádný jiný typ kosmického tělesa, jehož fyzikální vlastnosti by byly v uspokojivém souladu s procesy pozorovanými v galaktickém jádru.

Celkově lze říci, že jádro Galaxie září poměrně slabě. Pravděpodobně se v této oblasti nyní (přesněji řečeno v době, kdy byly emitovány fotony, které teď přicházejí do našich přístrojů) nachází jen nepatrné množství zářícího plynu. Spektrum a polarizace záření jsou v souhlase s předpokládaným synchrotronovým původem této emise: jde o záření elektricky nabitých částic pohybujících se v magnetickém poli. Kromě stacionárního záření se však občas zaznamenávají také krátké záblesky, jejichž vznik zatím nebyl objasněn.

Při uvedené hmotnosti činí předpokládaný rozměr černé díry (gravitační poloměr) sotva 15 milionů kilometrů, což je jen o málo víc než desetinásobek poloměru Slunce. Pokud by se v blízkosti takto kompaktního tělesa nacházel dostatek plynu, jak bývá v galaktických jádrech obvyklé, byl by silnou gravitací přitahován a během pádu do jádra by se zahříval a následně zářil. Typická doba proměnnosti takového kompaktního útvaru je poměrně krátká – jen asi jedna minuta. Vskutku byly zaznamenány záblesky vznikající přímo v Sgr A^* s dobou trvání několika málo minut až desítek minut. Zatímco vysokoenergetické rentgenové záblesky jsou patrné ve světelných křivkách pořízených družicemi XMM-Newton a Chandra, v infračervené části spektra se fluktuace pozorují pomocí dalekohledů Evropské jižní observatoře v Chile nebo Keckovým desetimetrovým dalekohledem na Havajských ostrovech. Z doby trvání záblesků a jejich spektrálního rozložení lze usoudit, že by mohly souviset s interakcí hvězd a plynných oblaků v okamžiku vzájemných srážek blízko černé díry, kde se pohyby dějí enormně velkými rychlostmi. Nezpochybnitelné objasnění původu záblesků je však zatím jednou z otevřených otázek, které před nás staví jádro Mléčné dráhy. Dlouhodobá přesná měření oběžného pohybu hvězd kolem jejího středu a sledování interakce hvězd s prostředím nejen ověřují astronomické představy o uspořádání Galaxie a jejím vývoji, ale poskytují také možnost testovat fyzikální teorie – v tomto případě teorii gravitace.