Cesta do středu Mléčné dráhy

Astrofyzik Reinhard Genzel se výzkumu supermasivního objektu ve středu naší galaxie věnuje od poloviny sedmdesátých let. Desítky let vědeckého úsilí a technologických inovací přinesly nejen přesvědčivé důkazy o existenci supermasivní černé díry v srdci Mléčné dráhy, ale v roce 2020 také Nobelovu cenu pro hlavy obou týmů, které se na objevu podílely.

Nobelovu cenu jste s Andreou Ghez získali za „objev supermasivního kompaktního objektu v centru naší galaxie“, nikoli explicitně za objev supermasivní černé díry. Stále existuje možnost, že oním objektem je něco jiného? — Řekl bych, že pro všechny praktické účely je nyní většina lidí ochotna přijmout černou díru jako fakt. Dokonce i Nobelův výbor. V oficiálním zdůvodnění ceny sice černá díra nefiguruje, ale když se podíváte do dalších dokumentů, je z nich jasné, že s ní počítají.¹⁾ Ale záleží, koho se zeptáte. Astronom vám řekne: černá díra, jasně. Fyzik se bude tvářit lehce pochybovačně. A relativistický fyzik pokrčí rameny s tím, že neví. Ti nejopatrnější říkají, že potvrdit supermasivní černou díru nelze, dokud nebudeme pozorovat detaily s vysokým poměrem signál/šum v těsné blízkosti horizontu událostí. A to bude ještě chvíli trvat.

Prof. Reinhard Genzel (*1952) je německý astrofyzik, spoluředitel Ústavu Maxe Plancka pro mimozemskou fyziku, profesor na Mnichovské univerzitě (Ludwig-Maxmilians-Universität München) a emeritní profesor na Kalifornské univerzitě v Berkeley. Za objev supermasivního kompaktního objektu ve středu Mléčné dráhy mu spolu s Andreou Ghez byla v roce 2020 udělena Nobelova cena za fyziku (Vesmír 100, 244, 2021/4). Druhou polovinu ceny získal Roger Penrose za předpověď existence černých děr (Vesmír 100, 242, 2021/4). Reinhard Genzel vystudoval fyziku na univerzitách ve Freiburgu a Bonnu, doktorát získal v Ústavu Maxe Plancka pro rádiovou astronomii (1978), jako postdok působil nejprve v Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics a od roku 1980 na Kalifornské univerzitě v Berkeley u Charlese Townese, nositele Nobelovy ceny za objevy vedoucí ke konstrukci maseru. V dubnu přednášel na pozvání Učené společnosti České republiky a MFF UK v Praze. Záznamy přednášek jsou k dohledání na YouTube kanálech pořádajících institucí.

Snímek Tomáš Rubín, MFF UK

Cesta k této (téměř) jistotě trvala čtyřicet let. Čtyřicet let postupného zdokonalování metod a zpřesňování měření. Jak jste začínali? — V první etapě Charles Townes se svým týmem, v němž jsem byl jako postdok, měřil pohyby mračen plynu pomocí infračervené spektroskopie. Zjistili jsme, že ve středu naší galaxie musí být objekt o hmotnosti asi čtyř milionů Sluncí. Jak se později ukázalo, byla to správná data. Měla však jeden nedostatek: nízké rozlišení. Dostali jsme se asi na pět úhlových vteřin. Kritici říkali, že jsme milionkrát dál než Schwarzschildův poloměr a v tak velkém objemu může naměřenou hmotnost mít leccos jiného než černá díra.

Třeba kompaktní hvězdokupa? — Ano, hvězdokupa byla jako vysvětlení oblíbená. Nebo neutronové hvězdy a černé díry hvězdných velikostí. Každý měl své oblíbené řešení. Věděli jsme, že potřebujeme měření s vyšším rozlišením. Od plynu jsme se obrátili ke hvězdám a začali jsme tvrdě pracovat na vylepšování metod. Následovala řada průlomů, jako spektroskopie celého pole, adaptivní optika a interferometrie.

Čím byla spektroskopie celého pole (neboli Integral Field Spectroscopy) tak přelomová? — Pokud pro spektroskopii používáte difrakční mřížky, ztrácíte jednu prostorovou souřadnici. Když jsem se od Townese vrátil do Německa, bylo mi jasné, že pro výzkumy, jimiž jsem se chtěl zabývat – včetně výzkumu galaktického centra –, bude zapotřebí spektroskopie celého pole. Tu lze v principu dělat pomocí Fabryho-Pérotova interferometru. Ale s ním je potřeba postupně přecházet mezi vlnovými délkami. A pokud s ním pracujete na Zemi, narazíte na problém: atmosférické podmínky se mění v průběhu času, během kterého skenování provádíte. Postavili jsme sice Fabryho-Pérotův přístroj pro infračervenou oblast, ale okamžitě se ukázalo, že v pozemských podmínkách je nepoužitelný. Museli jsme tedy najít způsob, jak získat plošný obraz a celé potřebné spektrální pásmo zároveň. A tak jsme ho našli. Dodnes si vzpomínám, že se nám na konferencích někteří velmi známí odborníci na spektroskopii smáli a vysvětlovali nám, že něco takového je nemožné. No a dnes používají spektroskopii celého pole všichni.

Takže klasický příklad situace, kdy všichni vědí, že něco nejde, dokud se neobjeví někdo, kdo to neví – a udělá to? — Dodnes si vzpomínám, jak jsme seděli u mě v kanceláři a procházeli všechny možnosti, jak získat druhou prostorovou souřadnici. A pak nám došlo, že obraz musíme nejprve „rozřezat“ na tenké proužky, spojit je do jednoho dlouhého pruhu a ten potom poslat do klasického spektrometru. Pak jsme našli švýcarskou firmu, která pro nás takové zařízení sestrojila, a tak jsme v polovině devadesátých let měli vůbec první 3D spektrometr. ²⁾ Skvělé bylo i to, že právě takové zařízení potřebujete, pokud chcete využít adaptivní optiku.

V té době byl problém i s dostatečně citlivými detektory pro infračervenou část spektra. — Nedaly se sehnat. Když jsem v Mnichově začínal, měla je jen americká armáda. Francouzi to zkoušeli přes civilní sektor, měli řadu dobrých nápadů, ale stejně neuspěli. A pak se do toho vložil Charles Townes. Vidíte? Zase ten zázračný Townes! Skončila studená válka a on řekl armádě, aby odtajnila infračervené detektory, protože je chtějí astronomové.

A armáda ho poslechla? — Poslechla.³⁾ Ale od toho byla samozřejmě ještě dlouhá cesta k získání vývozní licence pro Evropu. Bylo to obtížné, ale nakonec se to podařilo.

Stále jste však bojovali s nutností krátkých expozic, protože čím delší doba integrace signálu, tím výraznější vliv změn v zemské atmosféře. Jak jste tento problém řešili? — Využívali jsme metodu zvanou speckle imaging. Šlo o to pořídit snímky s velmi krátkou expoziční dobou, abychom vliv atmosférických změn potlačili. Následuje zpracování v počítači, při kterém se snímky netriviálním způsobem složí. Zvýší se tím poměr signál/šum a úhlové rozlišení lze zvýšit asi pětkrát. Nevýhodou této metody je, že vyžaduje, aby objekt vašeho zájmu byl dostatečně jasný, protože na jeho zaznamenání máte jen několik milisekund. Pak ale nastoupila adaptivní optika – opět nejprve v armádě, následně i v astronomii. Ta dokáže rušivé jevy v atmosféře do značné míry eliminovat. Klíčovou postavou v její implementaci byl Pierre Léna. Evropská jižní observatoř v tom odvedla velmi dobrou práci. A pak přišel VLT,⁴⁾ takže jsme ze čtyřmetrových teleskopů přešli na osmimetrové.