Supermasivní černé díry a kosmický výzkum

Minule jsme dopodrobna rozebrali základní informace kolem černých děr. Řekli jsme si něco o jejich vzniku, budoucnosti, fyzikálních vlastnostech, možnostech studia i historii výzkumu. Z této kategorie fascinujících objektů se ovšem jedna přece jen trochu vymyká. Jsou to tzv. supermasivní černé díry, objekty o hmotnostech milionkrát či dokonce miliardkrát vyšší než má Slunce. Tyto černé díry najdeme uprostřed všech slušných galaxií, ta naše nepatří mezi výjimky. Také na ni se dnes podíváme, nejprve si ale stručně zopakujme, jaké druhy černých děr vlastně rozlišujeme.

Typy černých děr

Podobně jako další objekty, ani černé díry nejsou všechny stejné. V minulém článku, kde jsme se věnovali obecně černým dírám a představení jejich základních charakteristik jsme si také řekli, že u nich rozlišujeme jen tři vlastnosti, elektrický náboj, moment hybnosti a hmotnost. Právě podle hmotnosti černé díry obvykle dělíme na čtyři základní skupiny.

Nejlehčími zástupci by mohly být tzv. primordiální černé díry. Proč mohly být? Dosud jejich existenci nikdo neprokázal. V případě jejich výskytu v našem kosmu by šlo o malé černé díry vzniklé už na samém počátku života vesmíru. V té době panovaly v kosmu pekelné podmínky, látka byla extrémně hustá a horká. To mohlo vést ke vzniku těchto objektů. Ale zda se tak skutečně stalo zatím nevíme.

Běžně pozorujeme spíše hvězdné černé díry. Jde o objekty, jejichž obvyklá hmotnost odpovídá několika jednotkám nebo desítkám hmotností našeho Slunce (M_S). Tyto černé díry vznikly z hvězd, konkrétně z velmi hmotných hvězd, jež na konci svého života vybuchly jako supernovy.

Dlouho teoreticky předpovídané, ale až nedávno skutečně objevené byly černé díry středních hmotností. To znamená objekty o ekvivalentu stovek až stovek tisíců M_S. No a konečně zde máme poslední typ, supermasivní černé díry, jejichž hmotnost se pohybuje od milionů M_S výše. Právě jim se dnes budeme věnovat.

Objev supermasivních černých děr

Výzkum supermasivních černých děr je úzce spojen se zvláštními objekty zvanými kvasary, o nichž jsme si již povídali v jednom z minulých článků. Koncem 50. let objevili astronomové podivné rádiové zdroje 3C 48 a 3C 273, které vykazovaly extrémní rudý posuv. Ten může být vysvětlen vysokou hmotností, ale také kosmologicky, může tedy jít o velmi vzdálené objekty, které se od nás ještě více vzdalují. Časem se ukázala jako správná druhá možnost, když experti zjistili, že zdroje vyzařují extrémní množství energie z velmi malé oblasti o rozměru zhruba Sluneční soustavy.

V té době už navíc vědci znali přesvědčivé důkazy pro existenci černých děr hvězdných velikostí a v podstatě nebyl žádný rozumný důvod pro předpoklad, že by nemohly existovat i mnohem hmotnější objekty tohoto typu. Přesně k tomu nakonec dospěli přední astrofyzikové té doby, byť poněkud komplikovanější cestou, než by se na první pohled mohlo zdát.

William Fowler a Fred Hoyle totiž původně navrhli, že kvasary mohou vysvětlit supermasivní hvězdy spalující vodík, přičemž tyto objekty by měly mít hmotnost na úrovni 10⁵ až 10⁹ M_S. Americký teoretik Richard Feynman ale poukázal na skutečnost, že takto hmotné hvězdy by se nutně musely zhroutit do černé díry. Fowler se snažil možnost extrémně hmotných hvězd ještě zachránit, ale marně. Pozdější výzkum prokázal, že hvězda o podobné hmotnosti nemůže žádným myslitelným způsobem uniknout kolapsu na černou díru.

Už v roce 1964 ale navrhli Edwin Salpeter a Jakov Zeldovič mechanismus, jímž by mohly supermasivní černé díry o hmotnosti 10⁸ M_S kvasary pohánět. Konkrétně se přitom využívá procesů odehrávajících se v jejich akrečních discích. Jde o poměrně tenkou diskovitou strukturu tvořenou rozptýleným materiálem obíhajícím kolem centrálního tělesa. Vyskytují se u hvězd, bílých trpaslíků, ale i černých děr. Hmota v nich po spirálovité dráze padá pod horizont událostí.

Martin Ryle a Malcolm Longair dále navrhli, že téměř všechny extragalaktické zdroje rádiového záření jdou vysvětlit částicemi opouštějícími galaxie rychlostmi blízkými rychlosti světla. Jako zdroj těchto relativistických výtrysků navrhovali kompaktní jádra příslušných galaxií. Arthur Wolffe a Geoffrey Burbidge zhruba ve stejné době dospěli k závěru, že výrazně rozdílné rychlosti hvězd v blízkém okolí středu eliptických galaxií lze vysvětlit pouze koncentrací hmoty mnohem větší, než mohou tvořit běžné hvězdy. Konkrétně navrhovali jednu centrální supermasivní černou díru o hmotnosti 10¹⁰ M_S nebo větší počet malých černých děr o hmotnosti 10³ M_S.

Roku 1978 astronomové přítomnost tmavého a tudíž elektromagneticky nepozorovatelného extrémně hmotného objektu dokázali pro eliptickou galaxii M 87, kde hmotnost černé díry odhadli na 5 miliard M_S. O několik let později získali odborníci podobné důkazy i pro galaxii v Andromedě M 31 nebo galaxii Sombrero M 104. Existence supermasivních černých děr byla proto koncem 80. let brána již jako téměř jistá, stejně jako skutečnost, že právě ony pohánějí aktivní galaktická jádra.

Aktivita u supermasivních černých děr

V jednom z minulých článků jsme si představovali kvasary, jeden z typů aktivních galaxií. Druhů aktivních galaxií však rozeznáváme celou řadu. Kromě kvasarů jsou to blazary, objekty BL Lacertae, radiové galaxie nebo Seyfertovy galaxie. U všech je ale aktivita spojená s bouřlivými fyzikálními procesy odehrávajícími se v jejich jádře. Tyto děje pohání supermasivní černé díry.

U aktivních galaxií, neboli aktivních galaktických jader, chcete-li, se uvolňuje obrovské množství energie. Ta pochopitelně nepochází z oblasti pod horizontem černé díry, ale právě naopak z jejího blízkého okolí. Jak už dnes víme, aktivní galaxie mohou pohánět dva základní mechanismy, oba ale mají jedno společné a to je právě potřeba supermasivní černé díry.

První způsob, výše zmíněný Salpeterův – Zeldovičův mechanismus, vyžaduje akreční disky. Jak se hmota blíží k černé díře, dochází k interakci jednotlivých částeček materiálu a tím ke tření. Navíc zde působí i mohutné slapové efekty. Díky tomu se generuje dostatek energie potřebné pro fungování aktivního galaktického jádra. Celkově dokáže supermasivní černá díra tímto způsobem přeměnit na energii až 32 % hmoty. Pro srovnání, proton – protonový cyklus na Slunci to zvládne jen z 0,7 %.

Druhá možnost operuje s tzv. relativistickými (též astrofyzikálními) výtrysky. Zde se naopak energie uvolňuje od pólů černé díry, tedy kolmo na rovinu akrečního disku. Rozlišujeme dva mechanismy vzniku výtrysků Blanfordův – Payneův (BP) a Blanfordův – Znajekův (BZ), na obou se podílel britský astrofyzik Roger Blanford.

BP mechanismus si bere energii z akrečního disku černé díry. Jestliže svírají siločáry magnetického pole s povrchem akrečního disku úhel více než 60 stupňů, dokáže gradient tlaku látky vytlačit z plazmatu akrečního disku nabité částice, které se poté pohybují podél siločar magnetického pole.

BZ mechanismus je naopak poháněn rotační energií černé díry. U těchto objektů se kromě magnetického pole může vyskytovat i pole elektrické, jež urychluje nabité částice. Synchrotronovým zářením tyto nabité částice emitují fotony, které se ale rozpadají na elektron – pozitronové páry. Ty jsou opět urychlovány, znovu vyzařují fotony a dochází k lavinovému efektu. Pokud sama černá díra rotuje rychleji než okolní magnetické pole, generují se dva výtrysky ve směru rotace černé díry.

Většina aktivních galaktických jader fungovala v dávnějších dobách, kdy byl vesmír mladší a černé díry měly k dispozici obecně více materiálu. Nicméně například při srážkách galaxií se za jistých okolností může aktivní galaktické jádro znovu zažehnout.

Sagittarius A*

Má supermasivní černou díru i naše Galaxie? Už Donald Lynden-Bell a Martin Ryle v roce 1971 tvrdili, že právě takový objekt se v centru Mléčné dráhy nachází. První náznak správnosti jejich názoru poskytli o tři roky později američtí astronomové Bruce Balick a Robert Brown, kteří pomocí radioteleskopu Green Bank (Západní Virginie) objevili v centru Galaxie rádiový zdroj vydávající synchrotronové záření. Signál přicházel zhruba z místa, kde už ve 30. letech detekoval zakladatel radioastronomie Karl Jansky silný radiový zdroj nazvaný Sagittarius A.

Nový zdroj objevený Balickem a Brownem tvoří jednu ze složek většího Sagittaria A. Objevitelé jej nazvali Sagittarius A*. Sagittarius odkazuje na jeho polohu v souhvězdí Střelce a * je zde proto, že zdroj považovali vědci za vzrušující, anglicky exciting, a excitované stavy atomů se značí hvězdičkou.

Už od 80. let minulého století bylo víceméně jasné, že Sagittarius A* je supermasivní černá díra. V roce 1994 dokázali Reinhard Genzel a Charles Townes (laureát Nobelovy ceny za objev maserů a laserů), že Sagitarrius A* je velmi kompaktní objekt s hmotností asi 3 miliony M_S. Genzel se svým týmem o osm let později zveřejnil desetileté pozorování hvězdy S2 obíhající kolem Sagittaria A*. Jejich výsledky vyloučily možnost, že by se snad v centru Mléčné dráhy mohl nacházet shluk temných hvězdných objektů. Tvrzení o černé díře díky tomu získalo na vážnosti.

Pomohli navíc i upřesnit hmotnost černé díry na 4,1 milionů M_S, což potvrdila i měření z dalších obíhajících hvězd. Poloměr horizontu událostí určili odborníci na 0,08 AU, tedy asi dvanáct milionů kilometrů. Vzdálenost středu Galaxie od nás je potom zhruba 30 000 světelných let. Nový odhad hmotnosti Sagittaria A*, založený na šestnácti letech pozorování, hovoří o 4,31 milionech M_S. Dle specialistů jde o jasný důkaz existence supermasivních černých děr, neboť takto hmotné a zároveň malé těleso musí být černou dírou.

V okolí Sagittaria A* se odehrálo mnoho zajímavého. V roce 2004 zde astronomové našli černou díru střední hmotnosti (asi 1 300 M_S), která může pomoci pochopit mechanismus vzniku a růstu supermasivních černých děr. Roku 2015 detekovala observatoř Chandra erupci rentgenového záření, jež byla asi 400 krát silnější, než obvykle. Mohl ji způsobit buď rozpad asteroidu padajícího do černé díry, či propojení siločar magnetického pole v plynu proudícím do Sagittaria A*.

Hvězdy a shluky plynu obíhající kolem centrální černé díry umožňují ověřit dosti dobře platnost předpovědí obecné relativity. Dosavadní výsledky jsou s relativitou zcela v souladu. Podařilo se již dokonce najít hvězdu, která mohla být odmrštěna Sagittariem A* na únikovou dráhu z naší Galaxie. Nachází se v souhvězdí Jeřába 29 000 světelných let od nás a letí pryč rychlostí 1 755 km/s.

Observatoři INTEGRAL se povedlo identifikovat gama záření z centrální černé díry interagující s nedalekým obřím molekulárním mračnem Sagittarius B2. To vede k silné rentgenové emisi oblaku. Toto měření podpořili vlastním pozorováním japonští astronomové pracující s družicí Suzaku.

V roce 2002 bylo zaznamenáno plynové mračno s hmotností odpovídající asi trojnásobku Země na dráze, která měla protínat akreční disk Sagittaria A*. Největší přiblížení se předpokládalo v roce 2014 a vědci očekávali úplné zničení mračna nebo alespoň výrazné zesílení rentgenových emisí z černé díry. Průchod mračna měl pomoci pochopit růst supermasivních černých děr.

V době očekávaného maxima mířily směrem k centru Mléčné dráhy všechny významnější družice, například Fermiho a Swiftův teleskop, observatoře Chandra a XMM-Newton, INTEGRAL, ale i pozemní přístroje. Výsledkem byli ovšem astronomové zklamáni, nepozorovali nic zvláštního a posléze zjistili, že je mračno neporušené. To vedlo některé k myšlence, že mračno obsahuje centrální hvězdu, jiní tvrdili, že nejde o mračno, ale o několik dvojic dvojhvězd. Správné řešení dodnes s jistotou neznáme.

Zatím poslední úspěch přišel v květnu roku 2022, kdy vědci z kolaborace Event Horizon Telescope (EHT) sestávající z několika desítek radioteleskopů po celém světě uveřejnili první snímek supermasivní černé díry Sagittarius A* v centru Mléčné dráhy, přesněji řečeno jejího blízkého okolí. Fotografie není tak ostrá jako snímek M87*, který si ukážeme níže, což je dáno tím, že nám ve výhledu brání mezihvězdný plyn a prach.

Přesto máme výsledek k dispozici a jasně vidíme, že i přes značný rozdíl ve vzdálenosti a hmotnosti oproti M87* jsou si oba objekty nesmírně podobné. To je další důkaz správnosti obecné relativity. Současně díky EHT existuje i přímý důkaz přítomnosti supermasivní černé díry v centru naší galaxie.

M 87*

Už v roce 1978 astronomové získali informace naznačující existenci supermasivní černé díry v obří eliptické galaxii M 87 v souhvězdí Panny. Odhadovaná hmotnost zdejší černé díry byla 5 miliard M_S. V polovině 90. let se na galaxii zaměřil Hubbleův dalekohled, který zde zpozoroval horký plyn obíhající jádro galaxie rychlostí 500 km/s. Měření naznačovalo přítomnost hmoty o ekvivalentu 2,4 miliardy M_S v oblasti o velikosti 0,25 obloukové vteřiny, což poskytlo silný náznak pro přítomnost obří černé díry.

Zajisté nejzajímavější pozorování středu galaxie M 87 ovšem zveřejnil mezinárodní tým fyziků až v roce 2019. Tehdy nové uskupení EHT nasnímalo supermasivní černou díru a její okolí, jako svůj první vědecký cíl. Oproti Sagittariu A* je galaxie M 87 více než tisíckrát dále, avšak její černá díra je zase více než tisíckrát větší, proto je jejich úhlový rozměr na obloze velmi podobný. V případě M 87 nám navíc nebrání ve výhledu mezihvězdná hmota.

Přímý snímek černé díry a jejího okolí znamenal též další, ještě lepší a přesnější, potvrzení obecné relativity. Skutečnost přesně souhlasila s očekáváným vzhledem rotující Kerrovy černé díry. Ve středu snímku vidíme tmavou oblast, kde leží samotný horizont událostí a jeho stín. Dále od středu zřeme oranžový prstenec, což je výrazný akreční disk materiálu obíhajícího kolem černé díry. Vzhledem k tomu, že objekt sledovaly radioteleskopy se nejedná o věrnou fotografii, ale o převedení signálu z radioteleskopu do viditelné a názorné podoby, což ovšem na mimořádném úspěchu nic nemění.

EHT rovněž poskytl preciznější údaje o parametrech černé díry v jádru M 87. Víme už, že její hmotnost odpovídá asi 6,5 miliardám M_S, zatímco průměr jejího horizontu činí 40 miliard kilometrů, což dělá přibližně 270 AU nebo též 0,0042 světelného roku. Temná oblast ve středu snímku je horizont plus stín, který vrhá. Horizont samotný se schovává úplně uprostřed a je asi dva a půl krát menší než průměr celé tmavé oblasti, tedy stínu černé díry.

V roce 2021 vědci vydali nový vylepšený snímek M 87* ukazující okolí černé díry v polarizovaném světle. Odborníci z EHT si tudíž připsali další rekord, ještě nikdo nedokázal změřit polarizaci takto blízko horizontu událostí. Na přiloženém snímku vidíte celkem zřetelné linie, které souvisejí s magnetickým polem v okolí černé díry.

M87* je zajímavá i proto, že od ní proudí do okolního vesmíru masivní a velmi dlouhý relativistický výtrysk. Respektive, výtrysky jsou dva, ale my jsme schopni spatřit pouze jeden mířící zhruba naším směrem. Tento výtrysk pozorovala celá řada kosmických observatoří, jako Hubbleův dalekohled, Spitzerův dalekohled nebo teleskop Chandra. I o něm nám EHT může něco říci. Při pohledu na snímek M 87* totiž vidíme, že je zřetelně jasnější jižní strana oranžového prstence. Z toho plyne, že se černá díra při pohledu ze Země otáčí ve směru hodinových ručiček (dle srovnání s numerickou simulací).

Další supermasivní černé díry v našem okolí

Astronomové obecně mají za to, že se supermasivní černé díry vyskytují v každé větší galaxii v kosmu. Mimo Mléčnou dráhu a M87 je vcelku známá též supermasivní černí díra ležící v centru velké spirální galaxie M31 v souhvězdí Andromedy. Tato galaxie je od nás totiž vzdálena jen 2,5 milionu světelných let a její černá díra se proto velmi dobře studuje. Ačkoliv samotná M31 není oproti Mléčné dráze výrazně větší, pro její supermasivní černou díru to neplatí. Zatímco naše Galaxie disponuje černou dírou o hmotnosti 4,2 milionů M_S, u M31 odpovídá hmotnost černé díry 140 milionům M_S.

Z galaxií vzdálených méně, než 50 milionů světelných let obsahuje největší černou díru, s hmotností 6,5 miliardy M_S, právě galaxie M 87. V poněkud vzdálenějším kosmu, avšak na poměry astronomie stále velmi blízko, najdeme také nesmírně zajímavé objekty. Jedním z nich je malá galaxie M 60-UD1, ležící nedaleko výrazně větší eliptické galaxie M60. V centru M60-UD1 leží supermasivní černá díra s hmotností 20 milionů M_S. Přitom ale hmotnost celé galaxie činí 140 milionů M_S. Černá díra tedy tvoří sedminu hmotnosti celé galaxie. Odborníci se domnívají, že M60-UD1 je ve skutečnosti pouhým jádrem dřívější větší galaxie. Blízké setkání s M 60 jí ale zřejmě zbavilo většiny hmoty.

Roku 2013 použili experti rentgenovou družici NuSTAR k měření rotace černé díry o hmotnosti dva miliony M_S nacházející se ve středu spirální galaxie s příčkou NGC 1365, kterou od nás dělí 56 milionů světelných let. Zjistili, že se na horizontu událostí otáčí téměř rychlostí světla. Vcelku nedaleko, asi 220 milionů světelných let, leží také galaxie NGC 1277. V ní se podle zjištění astronomů z roku 2012 nachází černá díra o hmotnosti 17 miliard M_S. Pozdější odhady ovšem její hmotnost poněkud snižují na 5 miliard M_S.

336 milionů světelných let od nás dělí obří eliptickou galaxii NGC 4889 ležící ve směru souhvězdí Vlasů Bereniky. V jejím nitru se skrývá ohromná černá díra odpovídající hmotností 21 miliardám M_S. Tato černá díra je tedy 5200 krát těžší než Sagitarrius A* a průměr jejího horizontu je tak velký, že by se do něj oběžná dráha Pluta vešla hned několikrát. Podle okolního prostředí se dokonce zdá, že NGC 4889 mohla být ještě poměrně nedávno kvasarem, nyní však již černá díra spotřebovala většinu dostupné hmoty a kvasar je proto neaktivní.

Rekordní zástupci

Představili jsme si zajímavé supermasivní černé díry v našem blízkém okolí, pojďme se ale podívat po celém vesmíru na výjimečné zástupce těchto objektů. Není zcela nezvyklé, aby některé galaxie měly hned vícero supermasivních černých děr. V minulosti se takové úvahy objevily i o Mléčné dráze, nicméně přesvědčivé důkazy dosud chybí.

Kde je ale máme jistě, to je rádiová galaxie 4C +37.11, která je od nás vzdálena 750 milionů světelných let a leží ve směru souhvězdí Persea. V jejím centru nalezneme dvě supermasivní černé díry, jejichž souhrnná hmotnost činí 15 miliard M_S. Černé díry od sebe dělí 24 světelných let a oběh kolem společného hmotného středu jim zabere 30 000 let.

Výrazně blíže k sobě by supermasivní černé díry měl mít kvasar OJ 287 vzdálený 3,5 miliardy světelných let. Jejich oběh by měl trvat jen 12 let. Pro potvrzení pozorování a zpřesnění parametrů bude třeba ještě několik let výzkumu. Nyní se ale zdá, že větší černá díra vykazuje hmotnost 18,3 miliardy M_S, zatímco menší pouze 150 milionů M_S. Za 10 000 let očekáváme jejich splynutí, které by snad mohly vidět budoucí detektory gravitačních vln.

Supermasivní černé díry byly identifikovány rovněž u velmi dalekých kvasarů. Nejvzdálenější známý kvasar J0313–1806 ležící 13 miliard světelných let daleko ve směru souhvězdí Eridanus disponuje černou dírou s hmotností 1,6 miliardy M_S. Jen o něco málo bližší kvasar ULAS J1342+0928 ležící ve směru souhvězdí Pastýře má černou díru o ekvivalentu 800 milionů M_S.

Extrémně zářivý kvasar TON 618, který leží ve směru souhvězdí Honicích psů 10,8 miliardy světelných let daleko, zase hostí nesmírně hmotnou černou díru, jež je 66 miliardkrát těžší, než naše Slunce. Přesto nejde o nejhmotnější známou černou díru. Ta se totiž nachází v 5,8 miliardy světelných let vzdálené kupě galaxií Phoenix, což naznačuje, že leží ve směru souhvězdí Fénixe.

Ve středu kupy zřejmě leží supermasivní černá díra, jejíž hmotnost odpovídá 100 miliardám M_S, byť určení fyzikálních parametrů může v tomto případě vykazovat určité chyby. Je-li 100 miliard M_S správně, pak jde o černou díru, která je 24 100 krát těžší oproti Sagittariu A* a dvakrát těžší, než celá galaxie v Trojúhelníku M 33 a to včetně hala temné hmoty. Průměr jejího horizontu událostí dosahuje 590 miliard kilometrů (3 900 astronomických jednotek), hlavní poloosa oběžné dráhy Pluta kolem Slunce by se do něj vešla stokrát. Obvod horizontu je pak tak obrovský, že obletět jej rychlostí světla by zabralo více než 71 dní. Zdejší černá díra přitom stále roste a to zhruba o 60 M_S za rok.

V roce 2020 oznámili astronomové na základě dat z kosmických observatoří Chandra, XMM-Newton, Hubbleova vesmírného dalekohledu a několika pozemních radioteleskopů objev ultra energetické erupce v nadkupě v souhvězdí Hadonoše. Její původ musíme hledat v jádru obří eliptické galaxie NeVe 1 vzdálené asi 410 milionů světelných let. Zdejší supermasivní černá díra spolykala hmotu o ekvivalentu 270 milionů M_S. Pravda, trvalo jí to 100 milionů let, i tak ale způsobila mohutnou erupci, jež uvolnili 5,7 milion krát více energie, než nejsilnější známý gama záblesk.

Šlo proto o nejenergetičtější známou událost v našem vesmíru od samotného velkého třesku. V důsledku erupce vznikla v nadkupě dutina o průměru 1,5 milionu světelných let, oproti Mléčné dráze tudíž desetkrát rozměrnější.

Co nám mohou prozradit gravitační vlny

Popsali jsme si již několik způsobů, jak supermasivní černé díry zkoumat. Mohou nám ale pomoci gravitační vlny, které otevřely zcela nový obor astronomie? Alespoň prozatím bohužel velmi nepřímo. Dnes fungující interferometrické detektory LIGO, VIRGO a KAGRA jsou citlivé na frekvencích, kde supermasivní černé díry vidět ani v principu nemohou. Nicméně i tak nám něco prozradit dokáží.

Vidí totiž hvězdné černé díry a jejich slučování ve větší objekty. V některých případech spadá i černá díra vzniklá po srážce do kategorie hvězdných černých děr. Objevilo se už ale i několik případů, kdy se spojily dvě těžší hvězdné černé díry a daly vzniknout lehčímu zástupci černých děr středních hmotností. Jestliže jde tedy o výsledek srážky, mohou současné detektory registrovat i poměrně těžké objekty a rozšířit naše znalosti o černých dírách střední kategorie.

K čemu je to ale dobré? Supermasivní černé díry tu nebyly vždycky, nějakým způsobem musely vzniknout. Právě lepší pochopení srážek dvojic černých děr nám může o procesu vzniku stále těžších černých děr ledacos prozradit.

A co se týče přímého výzkumu, v horizontu nejbližších desetiletí se snad situace dosti zásadně změní. Spojené státy americké a Evropa připravují společně velký kosmický interferometr LISA a interferometry v kosmickém prostoru chystají i Japonsko a Čína. Starty těchto přelomových projektů by měly proběhnout někdy ve 30. letech, LISA konkrétně v roce 2037.

Kosmické observatoře budou citlivé na úplně jiné frekvence, než pozemní detektory, proto také uvidí odlišné zdroje. Protože o japonských a čínských snahách nejsou dosud známy příliš detailní informace, vezměme si nyní jako příklad program LISA.

Interferometr LISA umožní pozorovat slučování černých děr o hmotnostech 1 000 až 10 000 000 hmot Slunce, tedy objekty střední velikosti a také ty supermasivní. A to až do velmi vzdáleného vesmíru, konkrétně pro rudé posuvy 15. Uvidíme tedy srážky staré až cca 13,5 miliardy světelných let. Očekává se, že každý rok zachytíme přinejmenším několik takových událostí.

LISA bude rovněž umět z parametrů rotace určit jejich vývoj, tedy jakým způsobem tyto černé díry pravděpodobně vznikly. A pro černé díry do vzdálenosti 10 miliard světelných let dovolí dokonce předpovědět blížící se srážku nejméně 24 hodin předem s přesností 100 čtverečních stupňů. Díky tomu budeme moci na dané místo zaměřit další přístroje a čekat, zda uvidíme nějaký protějšek splynutí černých děr v elektromagnetické oblasti, jako třeba vznik kvasaru.

Interferometrické observatoře v kosmu uvidí také slučování velkých černých děr s výrazně lehčími objekty. Typickým příkladem je černá díra 100 000 krát těžší než Slunce, která spolkne hvězdu, jejíž hmotnost odpovídá 20 Sluncím. Sledovat podobné děje bude možné až do vzdálenosti cca 12 miliard světelných let. LISA bude navíc umět velmi dobře určit vlastnosti obou objektů i charakteristiky jejich oběžné dráhy. Očekává se přinejmenším jedna taková událost za rok.

Jak supermasivní černé díry vznikají

Mechanismus vzniku supermasivních černých děr astrofyzikové stále aktivně zkoumají. V podstatě ale existují dvě základní možnosti. Černé díry mohou růst srážkami s jinými černými dírami, nebo tím, že požírají okolní hmotu. Není zatím úplně jasné, odkud se vzaly zárodky prvních supermasivních černých děr v raném vesmíru a jaké měly vlastnosti. Ať už ale byly jakékoliv, při dostatku hmoty v okolí mohly spolykat potřebné množství materiálu (tomu říkáme akrece) na to, aby se z nich vytvořily černé díry středních hmotností a možná dokonce přímo supermasivní černé díry.

Ukazuje se však, že supermasivní černé díry jsou u nejvzdálenějších kvasarů tak obrovské, že je dosti těžké vysvětlit jejich vznik standardními postupy. Proto mnozí fyzikové předpokládají, že se zrodily kolapsem temné hmoty, které už na počátku existence vesmíru bylo oproti běžné hmotě výrazně více. Exotičtější teorie zase operují s možnost, že velký třesk neznamenal počátek času a našeho vesmíru, ale „jen“ počátek fáze expanze po předchozím stádiu kolapsu. Potom by obří černé díry mohly vzniknout už před startem kosmické expanze a měly by tudíž mnohem delší čas růstu.

Budeme-li ale uvažovat v mezích standardní fyziky, pak kromě temné hmoty mohly vzniknout zárodky supermasivních černých děr z prvotních velmi hmotných hvězd, jež vybuchly jako supernovy a dále růst akrecí. Jiný model počítá se zhroucením jádra hustých a masivních hvězdokup. Objevují se také představy o kolapsu velmi mohutných hvězd, jaké se v dnešním kosmu již nevyskytují. A vysvětlením by mohla být i plynová mračna, která se mohou zhroutit na černou díru buď s mezistupněm hmotné hvězdy nebo kvazihvězdy, popřípadě přímo bez mezičlánku.

Numerické simulace provedené v minulém roce ukazují, že by se supermasivní černé díry skutečně mohly zrodit z primordiálních shluků plynu. Důležité je, aby mračnem procházely proudy studeného plynu, neboť právě to zabrání tvorbě hvězd. Díky tomu zvítězí gravitace, která způsobí kolaps mračna na dvě černé díry o hmotnosti řádově 10⁵ M_S.

Původ supermasivních černých děr můžeme hledat i v přesně opačné kategorii nejlehčích primordiálních černých děr. Pokud se vytvořily, došlo k tomu jen velmi těsně po vzniku vesmíru. Měly proto poměrně hodně času k růstu a za určitých podmínek mohly spolykat dostatek hmoty, aby dosáhly dosti značných rozměrů a hmotností.

Avšak prozatím jediný solidně prozkoumaný způsob je kolaps hmotných hvězd, ostatní popsané varianty jsou dosud dosti hypotetické. Když už ale zárodky supermasivních černých děr existovaly, mohly dále růst. Ačkoliv i srážky černých děr mohou hrát významnou úlohu, máme spíše za to, že důležitější v tomto procesu bývá akrece, zejména rychlá akrece plynu. Jestliže k ní došlo, můžeme dnes dotčený objekt pozorovat jako kvasar popřípadě jiný typ aktivního galaktického jádra. Ty byly v mladém vesmíru výrazně četnější než dnes, což naznačuje rychlý růst supermasivních černých děr v prvních stovkách milionů a miliardách let existence vesmíru.

Obří černé díry hrály v raném vesmíru mimořádně důležitou úlohu a i dnes si svůj význam zachovávají. Galaxie se otáčejí kolem nich a právě ony drží svou gravitací značnou část galaxií dohromady. Okolo nich také mohly v mladém kosmu růst první větší struktury.

Budoucnost supermasivních černých děr

Už jsme probrali minulost i současnost supermasivních černých děr. Co je ale čeká v budoucnu? To souvisí s budoucností vesmíru jako celku. Podle 20 let starých zjištění dominuje vesmíru temná energie, jež tvoří 67 % hmoty-energie kosmu. Její podíl se přitom v čase zvyšuje a tato dosud dosti záhadná substance způsobuje, že se tempo rozpínání kosmu stále zrychluje. Jak bude vesmír stále větší, budou se i vzdálenosti mezi jednotlivými objekty zvyšovat.

To ale platí jen do určité škály. Kupy galaxií a jednotlivé galaxie zůstanou pohromadě. Časem se však budou pořád více zhoršovat podmínky pro tvorbu nových hvězd, jichž bude vznikat méně a méně. Všechny hvězdy, dokonce i ty nejvíce dlouhověké nakonec pohasnou a vesmír se ponoří do temnoty. Některé fyzikální modely předpovídají rozpad protonů, pokud je tomu tak, všechny objekty se rozpadnou na elementární částice a v kosmu zbude jen polévka leptonů a fotonů. Jediné složitější objekty budou černé díry, které by měly převládnout někdy v čase 10⁴³ let po velkém třesku.

Z minulého článku ovšem víme, že se černé díry mohou vypařovat vlivem Hawkingova záření. To sice v současnosti nehraje téměř žádnou úlohu, nicméně v budoucnu jej bude třeba vzít v úvahu. Jak budou mít černé díry čím dál méně materiálu ke spolykání a současně se rapidně sníží teplota reliktního záření, dostane se teplota horizontu černých děr nad hodnotu teploty reliktního záření. V tu chvíli Hawkingovo záření převáží a černé díry se začnou vypařovat.

Tento proces bude trvat nesmírně dlouhou dobu, kolem 10⁶⁴ let pro hvězdné černé díry. Pokud jde ale o supermasivní černé díry, lze očekávat, že současná rekordní velikost nezůstane konečná. Do doby, kdy začne hrát vypařování významnější roli se ještě mnohé supermasivní černé díry téměř jistě sloučí s jinými a narostou do netušených velikostí. Očekává se vznik objektů s hmotností až 100 bilionů M_S. V takovém případě by doba vypaření Hawkingovým mechanismem zabrala 10¹¹⁰ let.

V průběhu závěrečné fáze vypařování dokonce dokáže černá hmota vygenerovat i těžší částice, jako třeba protony a antiprotony. Nakonec se ale i ty nejtěžší černé díry vypaří v mohutném záblesku záření gama a v kosmu nadále zůstane v zásadě jen temná energie a fotony. K tomu ovšem dojde snad až za 10¹⁰⁰ let a více.

Jestliže se protony nerozpadají, dojde také nakonec k přeměně téměř veškeré hmoty na černé díry, ale výrazně pomaleji. Nejprve se atomy vlivem štěpení nebo fúze přemění na železo Fe⁵⁶, z něhož již nelze získat energií ani štěpením, ani fúzí. V čase asi 10¹¹⁰⁰ let se proto vytvoří železné hvězdy. Ještě výrazně později povede kvantové tunelování ke kolapsu na černé díry.

Ty se opět za nesmírně dlouhý čas vypaří Hawkingovou radiací a tak nakonec znovu zůstanou jen lehké elementární částice a temná energie, jejímž vlivem se bude vesmír, nyní už v podstatě ve stavu vakua, stále rozpínat a postupně chladnout na nesmírně nízkou teplotu. Tento osud shodný pro scénář s rozpadem protonu i bez něj nazýváme velký chlad nebo tepelná smrt vesmíru.

Závěr

Dnes jsme uzavřeli volnou dvoudílnou sérii článků o černých dírách. Vzhledem ke skutečně masivnímu nárůstu znalostí o těchto objektech daném lepšími numerickými simulacemi, vyspělejšími technikami elektromagnetického pozorování a v neposlední řadě rozvojem gravitační astronomie, se však dá očekávat, že se u tématu černých děr společně ještě setkáme. A kdo ví, možná budou brzy objeveny dokonce primordiální černé díry, poslední dosud nepotvrzená kategorie. Pokud vás černé díry zajímají, nemusíte zoufat i proto, že s nimi budou úzce souviset i chystané články o akrečních discích a relativistických výtryscích.

Doporučená literatura

• Kip S. Thorne – Black Holes & Time Warps: Einstein’s Outrageous Legacy – česky jako Černé díry a zborcený čas (Mladá fronta, 2004)
• Leonard Susskind – The Black Hole War: My Battle with Stephen Hawking to Make the World Safe for Quantum Mechanics – česky jako Válka o černé díry (Argo, Dokořán a Paseka, 2013)
• Stephen Hawking – Black Holes and Baby Universes and other Essays – česky jako Černé díry a budoucnost vesmíru (Mladá fronta, 1995)
• Martin Rees, Mitchell Begelman – Gravity’s Fatal Attraction: Black Holes in the Universe – česky jako Osudová přitažlivost gravitace (Argo a Dokořán, 2013)
• Igor D. Novikov – Čornye dyry i vselennaja – česky jako Černé díry a vesmír (Mladá fronta, 1989)

Doporučené a použité zdroje 

• LIGO: https://www.ligo.org/
• LIGO Caltech: https://www.ligo.caltech.edu/
• VIRGO: https://www.virgo-gw.eu/
• NASA Chandra: https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
• Event Horizon Telescope: https://eventhorizontelescope.org/

Zdroje obrázků

• https://www.syfy.com/sites/syfy/files/styles/scale_960_no_scale/public/2019/04/blackhole.png
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2021/12/history_of_the_universe_with_primordial_black_holes/23854461-1-eng-GB/History_of_the_Universe_with_primordial_black_holes_pillars.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/af/Cygnus_X-1.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/77/Best_image_of_bright_quasar_3C_273.jpg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2018/04/65-12-163-FEYNMAN.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1f/The_halo_of_galaxy_Messier_87.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/thumb700x/opo9635a1.jpg
• https://www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2021/01/011421_mt_quasar_feat-1030×580.jpg
• https://www.cloudynights.com/uploads/monthly_03_2020/post-233044-0-61559600-1583203204_thumb.jpg
• https://www.aldebaran.cz/bulletin/2019_28/BPC.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/72/Labeled_Map_of_the_Milky_Way_Center.tif/lossy-page1-800px-Labeled_Map_of_the_Milky_Way_Center.tif.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e3/Reinhard_Genzel.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/85/X-RayFlare-BlackHole-MilkyWay-20140105.jpg
• https://astronomy.com/-/media/Images/Magazine%20Articles/2019/November/atthemilkywayscenter.jpg?mw=600
• https://cd1.incdatagate.cz/images/1ed56585-47e5-6544-aaf9-575dc9cded0d/720×405.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/96/EHT_Saggitarius_A_black_hole.tif/lossy-page1-800px-EHT_Saggitarius_A_black_hole.tif.jpg
• https://www.iac.es/sites/default/files/styles/crop_rectangle_21x9_to_1280/public/images/media/image/C%C3%BAmulo%20de%20Galaxias%20de%20Virgo.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4f/Black_hole_-_Messier_87_crop_max_res.jpg/480px-Black_hole_-_Messier_87_crop_max_res.jpg
• https://www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2021/03/032321_mt_black-hole-magnetism_feat.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/opo9943b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8c/Andromeda_Galaxy_560mm_FL.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/be/M60-UCD1_by_HST.jpg
• https://www.go-astronomy.com/images/caldwell/big/caldwell-35.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bf/SizesCompared-GalaxyOJ287CentralBlackHoles%26SolarSystem.jpg
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2016/03/Blazar-OJ287-Credit-Univ-of-Turku-580×438.jpg
• https://i.redd.it/ec2zs1qoeei71.jpg
• https://www.ligo.org/detections/O3bcatalog/files/gwmerger-poster-white-md.jpg
• https://www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2021/06/061021_EC_black-hole_feat.jpg
• https://encrypted-tbn0.gstatic.com/images?q=tbn:ANd9GcR3Wx2HkQ7SicNt2Sxlxo-tlu3aLq-z_87jow&usqp=CAU
• https://media.springernature.com/lw685/springer-static/image/art%3A10.1007%2Fs40042-021-00118-x/MediaObjects/40042_2021_118_Fig1_HTML.png
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/3ZvACTT9rGdKxpjrkMU97L.jpg
• https://cdn.uanews.arizona.edu/s3fs-public/images/uanow/distant_quasar_cropped.png
• https://i.pinimg.com/originals/90/aa/ba/90aababb58301bac9ab6057971a0d856.jpg
• https://www.syfy.com/sites/syfy/files/styles/scale_960_no_scale/public/wire/legacy/black_hole_accretion_disk.jpg
• https://www.nist.gov/sites/default/files/styles/2800_x_2800_limit/public/images/2020/10/13/matter_pie_0.png?itok=VHAm-1J5
• https://steemitimages.com/DQmUTASchSQt3AgtddqNHmTHcv3d52EKCn4j29N35rGH4FE/image.png
• https://s3-us-west-2.amazonaws.com/courses-images/wp-content/uploads/sites/1095/2016/11/03171118/OSC_Astro_29_02_Models.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b9/Proton_decay_GUT_simple.svg/1024px-Proton_decay_GUT_simple.svg.png