Nový pohled do středu Galaxie

Sagittarius A* je astronomické označení středu naší Galaxie. Jde o jednu z nejzajímavějších oblastí na hvězdné obloze mimo jiné proto, že se zde podle všeho nachází velmi hmotná černá díra. Jak název napovídá, střed Galaxie se nachází v souhvězdí Střelce, a je tudíž viditelný na jižní obloze. Černou díru obklopuje skupina hvězd, jejichž oběžný pohyb v silném gravitačním poli je tak rychlý, že ho lze současnými astronomickými metodami velmi přesně změřit, a určit tak hmotnost černé díry. Vlastní původ těchto hvězd se však dosud nepodařilo uspokojivě vysvětlit, protože se jejich charakteristiky vymykají obvyklým učebnicovým příkladům známým z klidnějších zákoutí Galaxie.

Záření padající do černé díry

Černá díra v jádru Galaxie má velmi velkou hmotnost, kolem 4 milionů Sluncí. Zároveň se nachází v poměrně malé vzdálenosti asi 26 tisíc světelných roků od Země. V důsledku této příznivé konstelace se nám horizont černé díry jeví na obloze s největší úhlovou velikostí ze všech známých kosmických černých děr. Černá díra vytváří charakteristický temný stín, jehož předpokládaný úhlový rozměr dosahuje téměř 50 miliontin obloukové vteřiny (rozměr vlastního horizontu černé díry je asi šestkrát menší). V průběhu uplynulých tří desetiletí astronomové shromáždili množství pozorování svědčících o přítomnosti černých děr v řadě galaktických jader. Objekt Sagittarius A* se nám z nich jeví největší.

Domníváme se, že záření středu Galaxie vzniká v plynu padajícím do černé díry, přičemž primárním mechanizmem je přeměna gravitační potenciální energie na jiné formy,a nakonec její vyzáření v podobě elektromagnetických vln. Většina dostupných informací o struktuře této oblasti je založena na sledování pohybu hvězd a na interpretaci spektroskopických měření konaných v různých vlnových délkách. Ani přes poměrně velký rozměr této černé díry a navzdory tomu, že se pozorovací metody neustále zlepšují, není dosud možné získat snímky s dostatečným rozlišením, které by poskytly přímý obraz situace v jejím bezprostředním okolí.

Již dřívější velmi přesná astrometrická měření pohybu hvězd ukázala, že se v galaktickém jádru nachází neobyčejně kompaktní těleso s hmotností několika milionů Sluncí. Jako vysvětlení neobvyklé kompaktnosti tohoto objektu byly postupně vyloučeny standardní typy vesmírných těles – například velmi hustá hvězdokupa o tak malém rozměru by nebyla dlouhodobě stabilní. Pravděpodobně jde o masivní černou díru, která nutí hvězdy obíhat rychlostí tisíců kilometrů za sekundu (viz Vesmír 85, 404, 2006/7). Dnes jsou již známy orbitální parametry více než stovky hvězd. S výjimkou záření těchto hvězd zůstává oblast dynamického středu Galaxie neobyčejně temná, takže ji lze pozorovat pouze největšími teleskopy.

Slabé difuzní světlo má původ v mírně zahřátém mezihvězdném prachu a plynu, které zahalují oblast černé díry, jsou jí gravitačně přitahovány a postupně mizí v jejím nitru. Téměř všechno emitované záření je znovu pohlceno v mezihvězdném prostředí dříve, než může být zaznamenáno pozemskými přístroji. Většinu času setrvává střed Galaxie v klidovém stavu, kdy je jeho záření neobyčejně slabé a prakticky nepozorovatelné. Pomocí citlivých detektorů se nám přesto podařilo zaznamenat občasná zjasnění – záblesky, které se tu a tam náhle objeví, trvají přibližně jednu hodinu, načež opět pohasnou. Záblesky se opakují náhodně, přesněji řečeno souvislost mezi následujícími úkazy se dosud nepodařilo prokázat. Výrazné záblesky nastávají s frekvencí přibližně jeden denně. Slabší záblesky, na hranici současných pozorovacích možností, jsou asi pětkrát častější. Ovšem žádná spolehlivá statistika dosud neexistuje.

Volba místa a přístroje k pozorování

Optický obor není pro tato pozorování vhodný, protože viditelné světlo je velkou měrou potlačeno zmíněným mezihvězdným prostředím. V některých jiných spektrálních oborech se však rušivý útlum tolik neuplatňuje. Například infračervené paprsky jsou pohlcovány méně, a proto se na tuto vlnovou délku soustředila pozornost „galaktocentrických“ astronomů. Pro náročná pozorování centra Galaxie je ideálním místem Evropská jižní observatoř v Chile, protože sledovaný objekt v těchto zeměpisných šířkách kulminuje blízko zenitu. Navíc je tato mezinárodní observatoř vybavena nejdokonalejší technikou, umístěnou dostatečně vysoko nad rušivými vlivy zemské atmosféry. To je zásadní podmínkou pro citlivá měření limitovaná difrakčními vlastnostmi teleskopu.

S malým odstupem lze tyto záblesky za znamenat také rentgenovými detektory. I pro rentgenové paprsky je totiž mezihvězdné prostředí docela prostupné. Současná měření ve více vlnových délkách mají značný význam pro teoretické astronomy, kteří se snaží objasnit fyzikální mechanizmus vedoucí k emisi záblesků. Zorganizovat koordinovaná měření je samozřejmě poněkud náročné například proto, že se jednotlivé přístroje nacházejí třeba tisíce kilometrů od sebe. Rentgenové detektory nelze instalovat ani na vysokohorských observatořích. Je nutné je umístit zcela mimo atmosféru, tedy na družice. V případě galaktického centra byla využita rentgenová družice Chandra, jejíž detektory mají pro tento účel dostatečnou rozlišovací schopnost – nejlepší ze všech dnes dostupných přístrojů. Pohlédnemeli do internetové databáze uskutečněných pozorování, zjistíme, že v průběhu let 1999–2006 sledovala družice Chandra střed Galaxie celkem 27krát. Celková expozice činí úhrnem asi 12 dnů a během této doby se podařilo zaznamenat 12 záblesků.

Dosud nejintenzivnější záblesk na blízké infračervené vlnové délce (2,2–3,8 µm) jsme sledovali 3. června 2008 na Evropské jižní observatoři. Byl k tomu použit jeden z dalekohledů VLT (Very Large Telescope) pojmenovaný Yepun (viz Vesmír 83, 182, 2004/4), který je vybaven adaptivní optikou zlepšující ostrost obrazu. Modul adaptivní optiky velmi rychle vyhodnocuje stav atmosféry a eliminuje její rušivé vlivy okamžitým přizpůsobováním geometrie zrcadla. Jako referenční zdroj byla použita poměrně jasná infračervená hvězda, na obrázku se nacházející asi 5,6 obloukové vteřiny severně od centra Galaxie. Hrubé pozorování se pak upravuje několika procedurami: odečte se jas pozadí, vyrovnají se expozice a eliminují vadné pixely na detektoru. Ve výsledku se dosahuje rozlišení, které v blízkém infračerveném oboru činí méně než 0,1 obloukové vteřiny.

Záblesk v infračerveném i radiovém pásmu

Na nových výsledcích je zajímavé především to, že se podařilo sladit infračervená pozorování se současnou detekcí záblesků v submilimetrové oblasti vlnových délek. Nikdy předtím se tak výjimečně jasný záblesk nepodařilo zaznamenat zároveň v infračerveném a radiovém pásmu. K tomu účelu byl poprvé vyzkoušen nový teleskop – APEX (Atacama Pathfinder Experiment), který je instalován jako zkušební prototyp postupně budované observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter Array). Aby byl co nejvíce omezen rušivý vliv zemské atmosféry, probíhají měření v nadmořské výšce 5100 m n. m.

Záření zaznamenané teleskopem APEX se soustřeďuje na pole složené z 295 detektorů chlazených na teplotu 0,3 K. Celá tato soustava je vyladěna na frekvenci 345 GHz, což je pásmo jednoho z významných atmosférických oken umožňujících průchod paprsků. Podobně jako infračervená data musí být i radiové pozorování doplněno o kalibrační měření dobře známého zdroje, po němž následuje standardní redukce rušivých vlivů a poruch.

Infračervená data ukazují čtyři záblesky následující bezprostředně po sobě v rychlém sledu během asi pěti hodin. Astronomové se domnívají, že primárním zdrojem emise je synchrotronový mechanizmus, tedy produkce záření v oblaku plazmatu obsahujícím urychlené elektrony, které krouží v silném magnetickém poli. Zatímco synchrotronový proces primárně generuje radiové a infračervené záření, rentgenová emise vzniká druhotně v důsledku srážek původně nízkoenergetických fotonů s extrémně rychlými elektrony. To znamená, že záření na různých vlnových délkách je generováno stejnou populací elektronů, avšak mechanizmy produkující tuto emisi jsou různé. Vzájemný časový odstup mezi maximem infračerveného a submilimetrového signálu činí 1–2 hodiny, což připisujeme postupnému rozpínání a chladnutí plazmatu. Rychlost rozpínání oblaku dosahuje až 1500 km/s, tedy 0,5 % rychlosti světla, a rozměr oblaku je přibližně srovnatelný s velikostí samotné černé díry, kolem níž obíhá a jež ho nakonec svými silnými slapovými silami roztrhá.

Spektroskopie poskytuje většinu současných poznatků o centru Galaxie i o prakticky všech ostatních astronomických objek tech. Elektromagnetické záření však obsahuje více informace, než co spektroskopická měření dokážou zužitkovat. Metoda umožňující doplnit ztracenou informaci se nazývá polarimetrie. Fotony přicházejícího záření jsou charakterizovány nejen svou barvou, tedy energií zaznamenanou ve spektrometru, mohou mít také svůj přednostní směr a způsob kmitání. To lze zjistit pomocí polarimetrů. Polarimetrické charakteristiky v sobě odrážejí způsob kmitání částic ve zdroji, který záření původně emitoval, a tím umožňují identifikovat konkrétní fyzikální proces. Polarizace záření je dále ovlivněna prostředím podél světelného paprsku postupujícího od zdroje k dalekohledu, včetně přítomnosti magnetických a gravitačních polí. Struktura těchto polí je schopna vtisknout přicházejícímu světlu velmi specifické vlastnosti. Z technického hlediska je ovšem polarimetrie poměrně náročná metoda vyžadující velké množství fotonů, tudíž si žádá přístroje o mnohem větším rozměru a lepší citlivosti.

O čem měření svědčí a o čem mlčí

Naše nedávná měření ukazují, že infračervené světlo centra Galaxie je vskutku významnou měrou polarizováno. Stupeň polarizace je obzvlášť významný v okamžiku záblesků a svědčí o tom, že primární záření je produkováno synchrotronovým mechanizmem – již zmíněným krouživým pohybem elektricky nabitých částic v magnetickém poli o intenzitě až několika desítek gaussů. Částice – elektrony – jsou urychleny přinejmenším na hodnotu Lorentzova faktoru gama = 1000, což znamená, že jejich hmotnost je o tři řády větší než klidová hmotnost. V některých případech jsme v signálu zaznamenali určité náznaky periodicity, jejíž původ je však dosud neznámý a poměrně záhadný. Možným vysvětlením je modulace signálu velmi rychlým oběžným pohybem plazmových oblaků kolem černé díry.

Kromě záhadných záblesků nám klade jádro Galaxie i řadu dalších otázek. K nejdůležitějším z nich náleží problém vzniku a existence hvězd v malé vzdálenosti od černé díry. Podle učebnicové teorie formování nových hvězd by v důsledku slapových sil černé díry v této oblasti hvězdy vůbec vznikat neměly. Přesto je zde pozorujeme. Zcela otevřená zůstává také otázka, zda jádro naší Galaxie produkuje urychlené částice ve formě úzkého a velmi přesně soustředěného výtrysku, jako to známe u jiných galaxií. Je nepochybné, že mohutný výtrysk hmoty, typický pro vzdálené aktivní galaxie a kvazary, z centra naší Galaxie nevychází. Nicméně možnost menšího a proměnlivého výtrysku není vyloučena a astronomové po něm pátrají. Domnívají se, že část hmoty přitahované černou dírou v ní nakonec neskončí. Právě naopak, mine ji a těsně před pohlcením je rychle odvržena zpět do kosmického prostoru. Pro existenci takových výtrysků hovoří i velmi nepatrná míra akrece (nabalování hmoty vlivem gravitace). Pokud se můžeme spolehnout na interpretaci spektrálních měření, černá díra v centru Galaxie setrvává na velmi přísné dietě a je schopna pohltit méně než jednu stomiliontinu sluneční hmotnosti ročně. To je velmi malá hodnota ve srovnání s tím, co vidíme u některých cizích galaxií.

Světelné echo svědkem vyhaslé činnosti

Při studiu černých děr se pochopitelně soustřeďujeme na co nejlepší rozlišovací schopnost, abychom dokázali rozeznat pohyby zářícího plynu v těsném okolí horizontu. Z tohoto pohledu se zdá být překvapivé, že se nedávný projekt kombinovaných rentgenových měření zaměřil na plynný oblak označovaný Sagittarius B2, který má rozměr asi 10 světelných roků a od černé díry je vzdálen zhruba 300 světelných roků. Tým astronomů využil snad všechny dostupné prostředky současné rentgenové astronomie vhodné pro sledovaný cíl: americkou Chandru, evropskou XMM-Newton a japonskou Suzaku. Zužitkována byla i archivní pozorování těchto družic. Přestože objekt Sagittarius B2 je daleko od středu Galaxie, výzkum přinesl zajímavé poznatky i o centrální černé díře. Sagittarius B2 se

totiž v průběhu let 1994–2005 překvapivě zjasnil.

Poté jeho emise opět postupně poklesla (ve srovnání s dříve zmíněnými záblesky tedy šlo o mnohem delší časovou škálu). Co mohlo vyvolat takové zjasnění plynu poměrně daleko od centra aktivity? Astronomové se domnívají, že zjasnění bylo odpovědí atomů tvořících oblak na intenzivní ozáření rentgenovými fotony, které před 15 lety do této části Galaxie dorazily z jejího centra. Pokud se hypotéza potvrdí, znamená to, že před 300 roky dopadalo na centrální černou díru mnohem větší množství hmoty, a proto tehdy jádro Galaxie nebylo tak temné, jako je dnes. Naopak zářilo velmi intenzivně, jak to známe v případě jader aktivních galaxií. Přestože v současné době se jádro naší Galaxie nachází ve fázi relativního klidu, je možné, že v poměrně nedávné minulosti byla jeho aktivita podstatně větší. Světelné echo, které vědci zaznamenali, je svědkem dávno vyhaslé činnosti.

K získání nových poznatků o jádru Galaxie navrhuje nyní tým astronomů projekt koordinovaných pozorování i v dalších spektrálních oborech – radiovém, submilimetrovém, blízkém infračerveném a rentgenovém – a pomocí řady přístrojů rozmístěných na různých místech Země, včetně družicových měření. Zlepšeným spektrálním rozlišením nových měření společně s polarimetrickými údaji se zpřesní parametry černé díry, především rychlost její rotace a orientace vůči směru k Zemi. Zároveň bude možné ze vzájemných časových zpoždění záblesků v různých vlnových délkách zjistit, jaké je energetické rozdělení částic v oblaku plazmatu. Především je však naděje dovědět se více o kvaziperiodických oscilacích, o jejichž podstatě a vzniku se dosud neví téměř nic. Velkou neznámou je například to, zda jde o proces podobný tomu, který působí oscilace v kompaktních dvojhvězdách, nebo zda jde v případě superhmotné černé díry o něco zcela jiného.

Rozsáhlý projekt bude vyžadovat dokonalou součinnost mezi sítí radioteleskopů, dalekohledů VLT Evropské jižní observatoře a družicí Chandra na oběžné dráze. Předpokládáme, že měření by měla být provedena na jaře 2009. Ani tato pozorování však zdaleka nebudou mít dostatečnou rozlišovací schopnost pro přímé zobrazení stínu černé díry. K tomu bude potřeba interferometr dosahující rozlišovací schopnosti v řádu 10 miliontin obloukové vteřiny. Příští generace infračervené interferometrie má za tím účelem vybavit dnešní soustavu čtyř teleskopů VLT novým interferometrickým modulem vyvíjeným pod názvem GRAVITY.