Czarna dziura w Mlecznej Drodze

Czarna dziura w Mlecznej Drodze

Monika Mościbrodzka

Tajemnicze błyski

W centrum naszej Galaktyki coś błyska. Opublikowane w grudniu 2007 r. obserwacje pokazują, że wystarczy 10 godzin, aby zobaczyć coś bardzo ciekawego. Obserwacje były prowadzone jednocześnie przy pomocy trzech urządzeń, w trzech różnych zakresach widmowych: teleskopem Chandra prowadzono obserwacje w zakresie rentgenowskim, Caltech Submillimeter Observatory prowadziło obserwacje na falach 850 mikrometrów, a Very Large Array dostarczyło obserwacji radiowych na falach 7 oraz 13 mm. Yusef-Zadeh i współpracownicy donoszą, co zobaczyli: silne pojaśnienie w zakresie rentgenowskim, o czynnik blisko 20, pojaśnienie w zakresie fal radiowych, przy czym emisje na fali 13 mm były zapóźnione w stosunku do emisji na 7 mm średnio o 20 min. Po blisko dwóch godzinach pojawiło się słabe pojaśnienie w zakresie fal submilimetrowych. Co się dzieje?

Obserwacje centrum Mlecznej Drogi są prowadzone od dawna, a od ponad dziesięciu lat wiemy, że w centrum naszej Galaktyki znajduje się masywna czarna dziura i właśnie z jej okolic dochodzą te rozbłyski.

Czarne dziury w teorii i w przyrodzie

Istnienie czarnych dziur przewidziano w oparciu o rozważania teoretyczne. Już w 1784 r. John Mitchell opublikował w „Philosophical Transactions of the Royal Astronomical Society of London” pracę o możliwości istnienia czarnych gwiazd — gwiazd tak zwartych, że prędkość ucieczki z ich powierzchni przekracza prędkość światła, a zatem światło z takiej gwiazdy nie może uciec, gwiazda jest niewidoczna, a jej istnienie można wykryć tylko opierając się na rozważaniach teoretycznych.

Mechanika Newtona nie jest co prawda odpowiednia do opisu takich zjawisk, ale ogólna teoria względności potwierdziła zasadniczo prosty pomysł Mitchella, dodając jednak istotne modyfikacje. Zgodnie z teorią Einsteina czarna dziura to centralna osobliwość, ograniczona powierzchnią zwaną horyzontem. Jeśli coś raz wpadnie pod horyzont zdarzeń (pod powierzchnię czarnej dziury), to już nie może się spod niego wydostać. Jeżeli czarna dziura nie rotuje (nie ma momentu pędu), jej promień horyzontu jest nazywany promieniem Schwarzschilda i określony wzorem RSchw = 2GM/c2, gdzie G to stała grawitacji, M to masa czarnej dziury, a c to prędkość światła. Wzór ten, trochę przez przypadek, zgadza się dokładnie z przewidywaniem Mitchella! Ale rotujące czarne dziury są już mniejsze. W dodatku przestrzeń wokół czarnej dziury zgodnie z teorią względności jest zakrzywiona, dlatego też materia znajdująca się wokół niej zachowuje się w sposób szczególny. Także fotony wyemitowane przez materię spływającą (akreującą) do czarnej dziury zachowują się inaczej niż w płaskiej przestrzeni. Ich trajektorie mogą ulec zakrzywieniu, jeśli znajdą się wystarczająco blisko czarnej dziury. Np. pomimo że zostaną wyemitowane w kierunku do obserwatora, mogą zmienić kierunek lotu i nigdy ich nie zobaczymy.

Jeżeli do czarnej dziury wpadnie znaczna ilość materii, to masa czarnej dziury wzrasta. Czarne dziury mające zasoby gazu w swoim otoczeniu mogą przyciągać go grawitacyjnie i rosnąć. Proces ten zwany jest akrecją.

Czarne dziury nie świecą, wobec tego bardzo trudno jest znaleźć bezpośrednie obserwacyjne dowody na istnienie takich obiektów. Gdzie zatem ich poszukiwać? Tam, gdzie jest jasno!

Akrecja, czyli opadanie materii na czarną dziurę, może być niezwykle wydajnym źródłem energii, jeżeli cząstki przed wpadnięciem pod horyzont zdołają zamienić znaczącą część swojej energii na promieniowanie. Tak właśnie odkryto czarne dziury: w 1964 r. zaproponowano, że opadanie materii na masywne czarne dziury jest mechanizmem odpowiedzialnym za zjawisko kwazara, wkrótce potem udowodniono, że znaczna część układów dwóch gwiazd emitujących promieniowanie rentgenowskie zawiera właśnie czarną dziurę jako jedną z gwiazd.

Czarne dziury w astronomii występują zatem zasadniczo w dwóch odrębnych kategoriach. Pierwsza grupa to czarne dziury o małych masach, najwyżej 10 mas Słońca. Występują głównie w rentgenowskich układach podwójnych (są to tzw. galaktyczne czarne dziury). Drugi rodzaj występuje w centrach galaktyk. Te z kolei wyróżniają się znacznie większą masą, od milionów do miliardów mas Słońca i są zwane supermasywnymi czarnymi dziurami. Galaktyczne czarne dziury powstają z normalnych, ale stosunkowo masywnych gwiazd w trakcie ich ewolucji: po wyczerpaniu paliwa termojądrowego gwiazda kurczy się pod działaniem samograwitacji i tworzy czarną dziurę. Tworzenie masywnych czarnych dziur jest nadal dyskutowane, nie ma pewności, co było ich zarodkiem, ale zasadniczym etapem ewolucji był wzrost ich masy w wyniku akrecji. Rozważa się też istnienie czarnych dziur o pośrednich masach, ale argumenty obserwacyjne za ich istnieniem nie są jeszcze przekonywające.

Supermasywne czarne dziury w aktywnych jądrach galaktyk i w pobliskich galaktykach

Rys. 1 Rys. 1 Wizja artystyczna akrecji w kwazarach. Na większych odległościach znajduje się zimny, pyłowy torus, wewnątrz którego jest gazowy — dużo gorętszy — dysk akrecyjny. W tym przypadku widać także strugę wypływającej materii (tzw. dżet). W centrum znajduje się supermasywna czarna dziura, która połyka gaz z dysku, co powoduje wzrost jej masy.
Źr.: NASA/CXC/M.Weiss

Obecnie przyjmuje się, że wszystkie galaktyki posiadają supermasywną czarną dziurę w swoich centralnych regionach. W aktywnych jądrach dziury takie, jak sama nazwa wskazuje, są aktywne, tzn. akreują dużo materii, pochodzącej prawdopodobnie z regionów centralnych galaktyki macierzystej. Tempo akrecji może dochodzić nawet do kilku czy kilkunastu mas Słońca na rok (w kwazarach). Materia, spadając do dziury, traci swoją energię grawitacyjną na rzecz energii promieniowania, co powoduje silne świecenie w wielu zakresach promieniowania (od fali radiowych, podczerwonych, poprzez ultrafioletowe i optyczne do promieni rentgenowskich). Najbardziej popularny, tzn. najlepiej odwzorowujący obserwacje jest model, w którym akreująca materia formuje dysk akrecyjny. Tworzy się on, gdy materia opada do centrum grawitacji po orbitach spiralnych. Rys. 1 przedstawia wizję artystyczną przebiegu procesu akrecji w kwazarach. Obecne obserwacje, niestety, nie dostarczają obrazów o dostatecznej rozdzielczości, aby bezpośrednio obserwować dyski akrecyjne. Ale wiadomo, że tylko dyski akrecyjne produkują dostateczne ilości promieniowania i tylko one mogą odtworzyć widma energetyczne (strumień energii jako funkcja częstotliwości promieniowania) aktywnych jąder galaktyk.

Centra galaktyk, które znajdują się blisko nas, między innymi także centrum Drogi Mlecznej, nie świecą już tak intensywnie jak odległe kwazary. Nie bardzo wiadomo, czemu tak się dzieje. Jedna z teorii tłumacząca takie zachowanie w ewolucji galaktyk mówi, że dysk akrecyjny po jakimś czasie może rozpaść się na poszczególne gwiazdy. Akrecja ulega wtedy zastopowaniu. Według innej teorii materia w centrach mniej aktywnych galaktyk nie spływa do czarnej dziury w formie cienkiego dysku akrecyjnego, lecz w postaci grubego, gazowego torusa. Takiej niedyskowej akrecji może towarzyszyć silny wypływ materii w postaci wiatru. Może on blokować napływ materii z zewnętrznych obszarów i w sumie tempo akrecji ulega znacznej redukcji, a co za tym idzie, także i jasność. Dokładne zbadanie procesów zachodzących w jądrze naszej Galaktyki może rzucić światło na ten problem. Ale zacznijmy od początku: od obserwacji oraz od tego, jak naukowcy doszli do stwierdzenia, że supermasywny ciemny obiekt rezyduje także i w centrum Drogi Mlecznej.

Wycieczka po centrum Drogi Mlecznej

Rys. 2 Rys. 2 Rentgenowski obraz centrum galaktyki. Bok obrazka to 8,4 arc min ~ 20 pc. Centrum Galaktyki, zaznaczone jako duża elipsa Sagittarius A, podzielono schematycznie na część wschodnią Sgr A East — najprawdopodobniej pozostałość po supernowej oraz część zachodnią Sgr A West, wewnątrz którego znajduje się bardzo jasne, zwarte radioźródło Sgr A*, zaobserwowane po raz pierwszy w 1974 r. w Obserwatorium Green Bank.
Źr. NASA/CXC/MIT/F.K.Baganoff et al.

Za centrum Drogi Mlecznej uważa się zwarte (2 j.a. — jednostki astronomiczne, 1 j.a. = 1,5×1013 cm), silnie świecące radioźródło o nazwie Sgr A* położone na tle gwiazdozbioru Strzelca. Źródło to oddalone jest od Słońca o około 7,6 kpc (parsek, 1 pc = 3×1018 cm). Obiekt ten i jego okolice obserwuje się w wielu zakresach promieniowania. To, co widać ludzkim okiem, czyli promieniowanie optyczne, jest całkowicie zaabsorbowane przez pył i gaz w dysku galaktycznym. Obecnie obserwacje tego obiektu są prowadzone w dziedzinie radiowej, podczerwieni, w zakresie rentgenowskim oraz gamma.

Rys. 3 Rys. 3 Molekularny pierścień otaczający Sgr A West. Bok obrazka to około 6,4 pc. Spiralne ramiona, zaznaczone niebieskim konturem (gaz świecący w linii HII) znajdują się wewnątrz torusa.
Źr. zdjęcia: http://ircamera.as.
arizona.edu/NatSci102/NatSci102
/lectures/galcenter.htm

Centrum Galaktyki, oprócz obserwacji w różnych długościach fal, można oglądać także w różnych skalach. Obrazek jest dość skomplikowany. Rysunek 2 przedstawia obraz (bok obrazka to 8,4 arc min, czyli około 20 pc) centrum Galaktyki wykonany przez rentgenowskiego satelitę Chandra oraz nałożony schematyczny rysunek przedstawiający dwa główne składniki tam występujące. Wyróżniamy tzw. Sgr A* East (po lewej stronie), który charakteryzuje się nietermiczną emisją (jest to prawdopodobnie pozostałość po supernowej, która wybuchła około 300 lat temu), oraz emitujące termiczne promieniowanie Sgr A West (po prawej stronie), w którego centrum znajduje się zwarte radioźródło Sgr A*.

Patrząc w mniej więcej tej samej skali, ale w falach radiowych, obserwuje się molekularny pierścień, głównie złożony z molekuł HCN (rys. 3, patrz pierścień), który częściowo przypomina torus występujący w aktywnych jądrach galaktyk. Torus ten otacza region Sgr A West wraz z Sgr A*.

Obserwacje tego samego obszaru w linii HII, tzn. na częstotliwości, w której promieniuje zjonizowany wodór, wskazują na to, że gaz uformował trzy spiralne ramiona (rys. 3, patrz kontury), o nazwach: ramię wschodnie, ramię północne oraz łuk zachodni. Ramiona spiralne określa się mianem minispirali.

W mniejszych skalach w kwadracie o boku około 0,5 pc (rys. 4), czyli wewnątrz molekularnego pierścienia, rezyduje gromada gwiazd. Obserwacje spektroskopowe wskazują, że są to głównie gwiazdy typu Wolfa-Rayeta oraz gwiazdy olbrzymy typu O i B. Dokładniejsze obserwacje wykazały, że np. gwiazda o nazwie IRS 13 to tak naprawdę gromada złożona z co najmniej 7 gwiazd różnego typu. Obecnie podejrzewa się, że gromada ta może zawierać czarną dziurę o pośredniej masie rzędu 1000 mas Słońc. Byłaby to więc już druga czarna dziura w centrum Galaktyki! Gdyby tak masywny obiekt w IRS 13 nie występował, gromada nie byłaby związana grawitacyjne, a obserwacje wskazują, że jest. Jeśli popatrzy się na centralny region w tej samej skali oczami teleskopu Chandra, widać, że gromada gwiazd w centrum Galaktyki świeci także w zakresie X (rys. 5). Większość tego promieniowania pochodzi ze zderzających się wiatrów produkowanych przez gwiazdy. W samym centrum, odpowiadającym pozycji radioźródła, obserwuje się rozciągłą emisję rentgenowską.

Rys. 4 Rys. 4 Obraz podczerwony (nałożone na siebie obrazy na długości fal: 9, 13 i 21 mikronów) z instrumentu MIRLIN (teleskop Keck II). Częściowo widać emisję z układającego się w spiralę gazu, a także gwiazdy. Są to gwiazdy Wolfa-Rayeta oraz olbrzymy głównie typu O i B, intensywnie produkujące wiatry gwiazdowe.
Źr. zdjęcia: Dr. Mark Morris (UCLA) Keck II, Mirlin instrument

Zbliżmy się teraz jeszcze bardziej do radioźródła Sgr A*. W odległości około 10 lat świetlnych od Sgr A* (co odpowiada odległości mniejszej niż 0,02 pc), w podczerwieni obserwuje się kolejną, tzw. wewnętrzną gromadę gwiazd. To właśnie gwiazdy z tej gromady posłużyły do wyznaczenia masy Sgr A*, o czym za chwilę. Gromada jest złożona z bardzo młodych, masywnych gwiazdy typu O i B (rys 6). Jedna z nieodgadnionych zagadek to pytanie: dlaczego tak młode gwiazdy znajdują się aż tak blisko centrum? Gwiazdy te mają po kilka milionów lat, co wskazuje na to, iż musiały narodzić się mniej więcej w miejscu, gdzie się je obecnie obserwuje, nie miały czasu na to, aby przebyć długą drogę. Z drugiej jednak strony supermasywny obiekt znajdujący się w centrum nie pozwala na formacje gwiazd tak blisko siebie z powodu działania silnych sił pływowych. Zagadka ta zwana jest paradoksem „młodości” w centralnej gromadzie gwiazd.

Na rysunku 6 przedstawiono złożenie zdjęć z teleskopu Keck obserwującego w podczerwieni wraz z zaznaczonymi orbitami gwiazd w centralnej gromadzie. Obrazek pokazuje, jak zmieniały się pozycje gwiazd w przeciągu około 10 lat. W miejscu oznaczonym gwiazdką znajduje się zwarte radioźródło Sgr A*. Tak dokładny obraz, na którym wyraźnie widać gwiazdy w promieniu mniej więcej 10 lat świetlnych od centralnej czarnej dziury, można uzyskać dzięki nowoczesnej technice obserwacyjnej zwanej optyką adaptacyjną. Polega ona na tym, że dystorsje spowodowane przez poruszającą się atmosferę ziemską są automatycznie kompensowane m.in. przez dynamiczną zmianę kształtu jednego z luster teleskopu podczas obserwacji.

Jak wyznacza się masę supermasywnej czarnej dziury? Gwiazdy w gromadzie centralnej orbitują wokół Sgr A*. Z biegiem czasu można zrekonstruować ich orbity keplerowskie. Z parametrów tych orbit jest możliwe wyznaczenie masy centralnego obiektu, która najlepiej pasuje jednocześnie do wszystkich orbit. Do tej pory jedna z najbliższych gwiazd (SO-2 na rys. 6) prawie zakreśliła orbitę zamkniętą. Najnowsze oszacowania dają wartość masy centralnego obiektu 3,6 mln mas Słońca. Położenie centrum masy wyznaczone z orbit pobliskich gwiazd pozostaje w zgodzie z pozycją zwartego radioźródła Sgr A*. Obserwacje Sgr A* to obecnie najsilniejszy dowód na istnienie supermasywnych czarnych dziur we Wszechświecie. Istnienie obiektu tak masywnego i jednocześnie tak zwartego jest możliwe tylko w przypadku czarnej dziury.

Rys. 5 Rys. 5 Gromada gwiazd w centrum galaktyki widziana w promieniach X. Większość promieniowania pochodzi ze zderzających się wiatrów gwiazdowych. Obiekt IRS 13 prawdopodobnie zawiera czarną dziurę o pośredniej masie około 1000 mas Słońca.
Źr. Baganoff i inni. 2003, ApJ

Emisję radiową (a także podczerwoną oraz rozciągłą rentgenowską) z Sgr A* zaczęto więc interpretować jako emisję z akrecji na czarną dziurę. Z analizy widma promieniowania wiadomo, że akrecja na czarną dziurę w tym wypadku nie przypomina akrecji dyskowej. Co więcej, jak do tej pory nie zaobserwowano zaćmienia żadnej gwiazdy przez dysk akrecyjny, co prawdopodobnie nastąpiłoby, gdyby dysk tam był. Co zatem tam się dzieje? Problem wygląda zagadkowo.

Pierwsza niespodzianka czeka nas przy ocenie, jak dużo masy wpada do tej czarnej dziury. Jak już zostało wspomniane, masywne gwiazdy w centralnej gromadzie są źródłami bardzo silnych wiatrów. Tempo utraty wiatru przez jedną gwiazdę olbrzyma typu O lub B to około 10–7 masy Słońca/rok. Teoretycznie wiatry te, pochodzące z dużej ilości gwiazd, powinny dostarczać czarnej dziurze wystarczająco dużo materii do akrecji i mocniejszego świecenia. Jednak tak nie jest. Tempo akrecji oszacowane ze świecenia obszaru centralnego jest 1000 razy mniejsze niż spodziewane z wiatrów gwiazdowych.

Centralna czarna dziura mimo fazy słabej akrecji przejawia jednak oznaki aktywności. W zakresie rentgenowskim przynajmniej raz dziennie przez parę godzin poziom emisji rośnie kilka razy powyżej średniego. Może to być spowodowane zmienną w czasie akrecją oraz efektami ogólnej teorii względności. Rozbłyski widać także w zakresie podczerwonym. W zakresie radiowym źródło świeci niemal na tym samym poziomie przez cały czas. Jak wspomniałam na wstępie, zmienność w różnych zakresach widmowych jest wzajemnie powiązana. Co jednak powoduje tę szybką zmienność tempa akrecji?

Modele akrecji w Sgr A*

Jeśli akrecja na czarną dziurę w centrum Mlecznej Drogi nie wygląda jak akrecja w kwazarach przedstawiona na rys. 1, to trzeba rozważyć inne możliwości.

Rys. 6 Rys. 6 Gromada gwiazd w bezpośrednim sąsiedztwie supermasywnej czarnej dziury zaobserwowana przez teleskop Keck. Region ten monitoruje się od 15 lat (orbity oraz pozycje gwiazd zmieniające się w czasie zaznaczono różnymi odcieniami). Z orbit gwiazd można obliczyć masę centralnego obiektu, którą interpretuje się jako masę centralnej czarnej dziury. Pozycja radioźródła zaobserwowanego dużo wcześniej, oznaczonego gwiazdką zgadza się z pozycją masy centralnej wyznaczonej z orbit gwiazd.
Źr. Keck/UCLA Galactic Center Group

Skoro ilość opadającej materii jest tak niewielka, plazma ta jest zapewne przezroczysta i emituje promieniowanie z całej objętości. Natomiast zupełnie nie wiemy, jaki jest moment pędu opadającej materii, bo numeryczny opis wiatrów gwiazdowych okazuje się jeszcze niezadowalający. Zatem rozważa się akrecję bez momentu pędu, z dużym momentem pędu oraz przypadek pośredni. Gdy materia nie ma momentu pędu, opada bezpośrednio do czarnej dziury, zderzenia cząstek są nie dość częste i wydaje się, że wtedy przewidywana jasność jest zbyt mała w stosunku do tego, co widzimy. Gdy moment pędu jest duży, tworzy się coś w rodzaju dysku akrecyjnego, ale przezroczystego i bardzo grubego, i taki model jest obecnie dość popularny, choć nie wyjaśnia przyczyn zmienności.

Dlatego w swoich badaniach zjawiska zajmuję się właśnie przypadkiem pośrednim jako najbardziej obiecującym. Pracuję nad tym zagadnieniem jako doktorantka Centrum Astronomicznego w Warszawie, ale także w czasie dłuższych pobytów w USA na Uniwersytecie w Las Vegas, gdyż zagadnienie jest złożone i trudno byłoby je rozwiązać bez szerszej współpracy. Modelowania, które wykonuję, wymagają używania specjalnie do tego celu napisanych programów komputerowych.

Praca polega na określeniu, jak początkowo wygląda gęstość i prędkość materii w pobliżu czarnej dziury i ile materii jest później systematycznie dostarczane do obszaru objętego obliczeniami, a następnie kod numeryczny oblicza ewolucje tego gazu w silnym polu grawitacyjnym z uwzględnieniem różnych fizycznych procesów, takich jak działanie siły odśrodkowej, efekty ciśnienia gazu lub promieniowania. Przykład działania takiego kodu ilustruje rys. 7, na którym przedstawiony jest przekrój symulacji wzdłuż osi X w pewnej chwili czasu. Czarna dziura znajduje się w punkcie (0,0). Osie X i Z pokazują odległość od czarnej dziury w jednostkach promienia Schwarzschilda. Dla czarnej dziury w Sgr A* promień ten wynosi 1012 cm. W tym przypadku akreujący gaz po jakimś czasie uformował gruby dysk wokół czarnej dziury (czerwonożółty region). Strzałki pokazują kierunki prędkości poruszającego się gazu, a kolory jego gęstość (gęstość gazu rośnie od koloru czarnego do żółtego). Tego typu modelowanie pozwala częściowo odtworzyć zmienną emisję w Sgr A*. Dzieje się tak, ponieważ moment pędu jest zbyt duży, aby materia mogła swobodnie opaść do czarnej dziury, a zbyt mały, aby utworzył się stabilny dysk akrecyjny. Zamiast tego materia kłębi się, a tempo akrecji ulega znacznym zmianom w czasie. Ciekawe jest także, że część materii, zamiast wpływać do środka, wypływa wzdłuż osi symetrii określonej przez moment pędu materii. Znając rozkład gęstości i ruch materii, obliczam rozkład temperatury w ośrodku, a następnie obliczam wysyłane w danym momencie promieniowanie.

Rys. 7 Rys. 7 Rysunek przedstawia wyniki działania kodu numerycznego symulującego spływanie gazu do czarnej dziury (pokazany jest przekrój symulacji wzdłuż osi X). Czarna dziura jest usytuowana w punkcie (0,0). Osie X i Z pokazują odległość od czarnej dziury w jednostkach jej promienia Schwarzschilda. Strzałki pokazują kierunek prędkości gazu. Większość z nich skierowana jest do czarnej dziury (to efekt działania silnej grawitacji). Gaz w tym przykładzie uformował gruby dysk wokół centralnego obiektu. Widać, że gęstość jest największa dla z = 0.
Źr. obliczenia własne autorki

Zgadując wielokrotnie warunki początkowe mam nadzieję odtworzyć obserwowane rozbłyski. Nie jest to jednak wcale proste. Kody numeryczne, ze względu na stopień skomplikowania, liczą ewolucje gazu dość długo. Np. przedstawiony na rys. 7 model wymagał obliczeń trwających około miesiąca (używając jednego procesora). Dlatego też uwzględnianie dodatkowych procesów fizycznych, które lepiej odtworzyłyby obserwacje, jest trudne.

Sgr A* jako najlepsze laboratorium do badania czarnych dziur

Supermasywna czarna dziura w centrum naszej Galaktyki jest wyjątkowa, jako nam najbliższa. Co więcej, w jej przypadku możliwa do osiągnięcia przestrzenna zdolność rozdzielcza obserwacji jest bezprecedensowa. Na przykład inna ciekawa supermasywna czarna dziura o masie 3×109 mas Słońca w M87 znajdująca się w odległości 17 Mpc, ma rozmiar kątowy na niebie około 3,5 mikrosekundy, podczas gdy rozmiar kątowy Sgr A* jest trzykrotnie większy, około 100 mikrosekund. Z kolei galaktyczne czarne dziury, pomimo że niektóre z nich znajdują się znacznie bliżej nas, są mniej masywne, a więc i mniejsze geometrycznie. Słynna czarna dziura w układzie podwójnym Cyg X-1 o masie około 8,7 mas Słońca leży w odległości 2,5 kpc od Ziemi i ma rozmiar kątowy zaledwie około 6×10–11 sekund łuku! „Nasza” supermasywna czarna dziura jest więc doskonałym laboratorium na testowanie efektów ogólnej teorii względności, jak i teorii akrecji w bardzo bliskich odległościach od horyzontu.

Dlatego planuje się obserwacje, które pozwolą na jeszcze precyzyjniejsze przyjrzenie się Sgr A*. Obecnie obserwacje o najlepszej rozdzielczości rzędu 130 mikrosekund łuku wykonywane są za pomocą sieci interferometrów VLBI w zakresie radiowym. W najbliższej przyszłości planuje się obserwacje wysokiej rozdzielczości w zakresie podczerwonym za pomocą interferometrów VLTI (Chile). Pozwoli to na obrazowanie regionów centralnych z rozdzielczością rzędu milisekund łuku. Celem tych obserwacji będzie znalezienie podczerwonego odpowiednika zwartego źródła radiowego Sgr A*. Być może obserwacje te pozwolą odkryć kolejne gwiazdy jeszcze bliżej centralnej supermasywnej czarnej dziury. Wstępnie opracowywane są też koncepcje obserwacji rentgenowskich wysokiej rozdzielczości, jak MAXIM. Marzeniem astronomów jest jednak zobaczyć po raz pierwszy cień tej czarnej dziury na tle nieba. Wymagałoby to umiejętności prowadzenia obserwacji w zakresie fal milimetrowych lub rentgenowskich z rozdzielczością co najmniej 50 mikrosekund łuku, a raczej lepszą. Zobaczymy wtedy efekty ogólnej teorii względności w bezpośrednim działaniu!

Monika Mościbrodzka jest doktorantką w Centrum Astronomicznym PAN w Warszawie. Pracuje w dziedzinie astrofizyki wysokich energii. Interesuje się czarnymi dziurami w centrach galaktyk

(Źródło: „Urania — PA” nr 2/2008)