Kvasary vyvolaly v astrofyzikální komunitě svého času hotovou senzaci a dostaly se dokonce i do popkultury. Ve známém sitcomu Červený trpaslík je totiž zmiňuje Arnold Jidáš Rimmer. Docela pozoruhodný úspěch na objekty, o nichž dlouho nikdo nevěděl, co jsou zač, odkud pocházejí ani jak vypadají a fungují. K jejich poznání ale vedla velmi dlouhá cesta, jež začala de facto už u starověkých civilizací, které pozorovaly noční oblohu, na níž viděly zvláštní pás hvězd. Podle původních obyvatel jižní Afriky z kmene Kung jde o páteř noci, bez jejíž přítomnosti by nám padaly k nohám kousky oblohy. Staří Řekové jej zase považovali za pás tvořený mateřským mlékem nejvyšší bohyně Héry. Přesto se právě v antickém Řecku zrodily základy pro pozdější vědecké pochopení Galaxie i kvasarů.

Naše Galaxie

Pás Mléčné dráhy pozorovali již dávní astronomové před tisíci roky. Řečtí filosofové Anaxagoras a Demokritos navrhli, že jde ve skutečnosti o pás hvězd, které nejsou přímo viditelné kvůli zemskému stínu. Aristoteles naproti tomu považoval Mléčnou dráhu za součást atmosféry Země. To kritizoval novoplatonista Olympiodorus a také islámští učenci ve středověku, kteří se domnívali, že je pás Mléčné dráhy složen z množství hvězd nebo mlhovin.

Nejzajímavější názor měl ovšem ve 13. století žijící perský astronom Naṣīr al-Dīn al-Ṭūsī, který napsal: „Mléčná dráha, tedy Galaxie, je tvořena nesmírně velkým množstvím malých, těsně seskupených hvězd, které se kvůli jejich koncentraci a malosti zdají být zakalené skvrny.“ Ibn Qayyim al-Jawziyya zastával podobný názor a tvrdil, že Mléčná dráha je nesčetné množství malých hvězd nashromážděných ve sféře stálic, přičemž podle něj byly tyto hvězdy výrazně větší než planety.

Definitivní důkaz o tom, že se Mléčná dráha skládá z množství jednotlivých hvězd, podal Galileo Galilei počátkem 17. století. Jako první astronom obrátil tehdy čerstvě vynalezený dalekohled k nebi a díky tomu zaznamenal množství skvělých objevů – fáze Venuše, skvrny na Slunci, měsíce Jupiteru, krátery na Měsíci nebo právě složení pásu Mléčné dráhy.

V roce 1755 předložil významný německý filosof Immanuel Kant myšlenku, že Mléčná dráha je rotujícím tělesem velkého množství hvězd, které drží pohromadě gravitace. To vysvětluje, proč se Mléčná dráha při pohledu ze Země jeví jako úzký pás. Kant se zde zjevně inspiroval mlhovinovou hypotézou vzniku Sluneční soustavy, jejímž byl spoluautorem. Dokonce šířil tezi, že některé mlhoviny viditelné na noční obloze jsou ve skutečnosti vzdálené galaxie, které označoval za ostrovní vesmíry!

První, kdo se odborně snažil popsat tvar Mléčné dráhy, byl britský vědec německého původu William Herschel v 80. letech 18. století. Zhruba o šest desetiletí později dokázal jiný britský astronom William Parsons, známý spíše jako Lord Rosse, rozlišit eliptické a spirální mlhoviny a dokonce též některé jednotlivé zdroje v různých mlhovinách, čímž poskytl první podpůrný důkaz pro Kantovu hypotézu.

Za prvním klíčovým milníkem minulého století v tomto oboru stál nizozemský astronom Jacobus Kapteyn. Studoval vlastní pohyby hvězd, o nichž zjistil, že nejsou náhodné, ale mohou být rozděleny do dvou proudů. Tyto dva proudy se vůči sobě pohybují téměř opačným směrem, avšak hvězdy v každém z nich se naopak pohybují velmi podobně. Tím poskytl první důkaz o rotací Galaxie.

Objev cizích galaxií

V roce 1917 v Evropě stále zuřila Velká válka, na území Spojených států byl ale klid. Proto mohl Heber Curtis pozorovat velkou mlhovinu M31 v Andromedě, kde spatřil 11 nov. Všiml si, že jsou výrazně slabší než ty pozorované v Mléčné dráze, což jej vedlo k odhadu vzdálenosti M31 od Země na 150 000 parseků (asi 489 000 světelných let). Stal se proto velkým zastáncem Kantovy hypotézy ostrovních vesmírů. V té době se však dosud nevědělo zcela jistě, zda je tato myšlenka správná, proto byla roku 1920 uspořádána odborná disputace, kde se měla záležitost projednat.

Model ostrovních vesmírů hájil právě Heber Curtis, který argumentoval nejen pozorováním nov, ale i rudým posuvem M31 a tmavými pruhy v mlhovině, které připomínají mračna prachu v Mléčné dráze. Proti němu stanul Harlow Shapley, který tvrdil, že se M31 nachází uvnitř Mléčné dráhy. Domníval se, že vzdálenost určená Curtisem je natolik vysoká, že musí být chybná. Navíc se mohl opřít o objev rotace mlhoviny v Trojúhelníku, která by nebyla pozorovatelná, pokud by šlo o vzdálenou galaxii.

Zmíněné pozorování rotace mlhoviny v Trojúhelníku se ukázalo jako chybné, nicméně celý spor vyřešil nakonec až Edwin Hubble, který dokázal pomocí velkého dalekohledu observatoře Mount Wilson rozpoznat ve spirálních mlhovinách jednotlivé hvězdy. Navíc identifikoval také některé proměnné hvězdy cefeidy. V té době už byl díky Henriettě Swan-Leavitt znám vztah mezi svítivostí a periodou cefeid, který lze použít k určení jejich vzdálenosti. Hubble tak mohl určit vzdálenost M31 na 275 000 parseků (896 500 světelných let), příliš moc na to, aby mohla být součástí Mléčné dráhy.

První cizí galaxie tak byla známa a astronomové již věděli, že Mléčná dráha není celým vesmírem, ale ani jedinou galaxií v pozorovatelném kosmu. Díky Hubbleovi se potvrdilo, že dříve pozorované spirální mlhoviny jsou ve skutečnosti cizí galaxie, kterých najednou odborníci znali desítky. A další se měly brzy přidat.

Objev kvasarů

V průběhu následujících desetiletí našli specialisté celou řadu vzdálených galaxií. S nástupem radioastronomie v 50. letech minulého století si však všimli něčeho velmi zvláštního. Mezi galaxiemi detekovali podivné objekty, jejichž vlastnosti nedokázali vysvětlit. Tyto objekty vyzařovaly značné množství záření na mnoha frekvencích, přesto se však zdroj v optické části elektromagnetického spektra nepodařilo zaznamenat buď vůbec, nebo jen jako velmi slabý bodový zdroj připomínající extrémně vzdálenou hvězdu.

Ale to ještě nebylo všechno. Astronomové totiž měřili také dosti podobné spektrální čáry, pro které rovněž neměli žádné vysvětlení. A brzy se ukázalo, že mnohé z těchto záhadných objektů velmi rychle mění svou jasnost v optickém a zejména rentgenovém záření. To poukazuje na skutečnost, že tyto objekty generují svou obří energii ve velmi malé oblasti, jelikož každá jejich část musí být v kontaktu s ostatními částmi v takovém čase, který umožní koordinaci změn svítivosti. Horní mez jejich velikosti je proto zhruba na úrovní rozměru Sluneční soustavy. Pokud pozorování odpovídala realitě, znamenalo to, že pozorované zdroje vykazují extrémně vysokou hustotu výkonu.

Zpočátku vcelku pochopitelně nikdo nevěděl, jaký by mohl být původ a vysvětlení těchto tajemných pozorování. Nasnímané objekty nazvali odborníci kvazi-stelární rádiové zdroje nebo též kvazi-stelární objekty. Tato jména vypadají komplikovaně, ale podstata je prostá. Přeloženo do běžné řeči jde o rádiové či jiné zdroje připomínající hvězdy. Pojmenování tedy v podstatě odráží naši neznalost přesného původu objektů. Přestože jsme později podstatu těchto zdrojů odhalili, název kvazi-stelární objekt, zkráceně kvasar, už byl v odborné komunitě natolik zažitý, že zůstal zachován.

Raná pozorování kvasarů

První kvasary 3C 48 a 3C 273 odhalili radioastronomové v celooblohových přehlídkách koncem 50. let minulého století. Do konce roku 1960 odborníci identifikovali stovky podobných objektů, o čemž informovali ve třetím Cambdridgeském katalogu rádiových zdrojů. Jiná skupina vědců se mezitím snažila lokalizovat kvasary v optické části spektra, což se poprvé podařilo v roce 1963, kdy Allan Sandage a Thomas Matthews ztotožnili 3C 48 s optickým protějškem. V místě rádiového zdroje tehdy spatřili objekt připomínající velmi slabou modrou hvězdu. Podařilo se jim také získat její spektrum, jež jim však příliš nepomohlo, jelikož v něm odhalili množství neznámých širokých emisních čar, které nedokázali vysvětlit.

Britští astronomové John Bolton a Cyril Hazard zkoumali ve stejné době druhý z obou objektů – 3C 273. Věděli, že jej má pětkrát během krátkého období zakrýt náš Měsíc. Oba muži toho využili k pozorování pětimetrovým dalekohledem na observatoři Mount Palomar. Jejich měření krátce na to zužitkoval nizozemský astronom Marteen Schmidt, když dokázal i pro kvasar 3C 273 najít optický protějšek. Podobně jako Sandage a Matthews, také Schmidt získal spektrum měřeného objektu, u nějž nalezl stejné zvláštní spektrální čáry jako jeho britští kolegové u 3C 48.

Schmidt si však uvědomil zajímavou skutečnost. Spektrální čáry zjištěné oběma skupinami astronomů se podle něj daly snadno vysvětlit, neboť se pravděpodobně jednalo o běžné emisní čáry vodíku, ovšem s rudým posuvem 15,8 % (v případě 3C 273). Z našich minulých článků si možná pamatujete, že rudý posuv je prodloužení vlnové délky elektromagnetického záření na straně přijímače, které může mít dvojí původ – gravitační nebo kosmologický.

Gravitační rudý posuv způsobuje gravitační pole, a tedy hmotnost objektů, a vysvětluje jej obecná relativita. Kosmologický rudý posuv naproti tomu popisuje speciální relativita a zapříčiňuje jej vzdalování vysílače (tedy třeba i kvasaru). Jaké z obou vysvětlení je správné? Nebo je zde snad nějaká třetí možnost, o níž jsme dosud neuvažovali?

Jaký je původ kvasarů?

Spektrální čáry 3C 273 Schmidt vysvětlil a brzy poté se svými kolegy Jesse L. Greensteinem a Johnem B. Okem objasnili i emisní čáry z kvasaru 3C 48, které interpretovali jako čáry vodíku a hořčíku s rudým posuvem 37 %. Spektrum extrémně posunuté do červené části bylo navíc v roce 1964 potvrzeno pro další dva kvasary a v roce 1965 dokonce pro pět objektů. O existenci vysokých rudých posuvů u kvasarů tedy nemohlo být sporu. Otázkou ovšem zůstávala jejich interpretace.

Pomoci mohl další známý fakt, totiž zjištění, že kvasary jsou velmi kompaktní objekty. Většina světla se vyzáří z oblasti maximálního rozměru jednoho světelného roku a obvykle ještě menší. To bylo zjištěno jednak interferometricky, jednak pozorováním rychlosti změn kvasarů a rovněž z toho, že je ani nejlepší pozemní dalekohledy nemohly vidět jinak než jako bodové zdroje.

Pokud by byl rudý posuv kvasarů kosmologický, pak by muselo jít o objekty mnohem kompaktnější než galaxie, ale s nesrovnatelně větším zářivým výkonem. Přitom však žádný takto silný zdroj emisí elektromagnetického záření nebyl tehdy známý. Navíc v té době astronomové věděli jen o několika galaxiích s podobně velkým rudým posuvem, ty ale byly mnohem méně jasné. Na druhou stranu, pokud byl rudý posuv kvasarů gravitační, pak za prvé není snadné vysvětlit původ samotného tohoto posuvu, za druhé máme problém nedostatku zachyceného pohybu na pozadí vzdáleného kosmu.

Pro představu, pokud je rudý posuv 3C 273 způsoben fyzickým pohybem hvězdy, pak se tato musí pohybovat rychlostí 47 000 kilometrů za sekundu, výrazně rychleji než nejrychlejší známá hvězda (8 000 km/s). Schmidt dále určil, že má-li být 3C 273 hvězdou, musí jít o těleso veliké nanejvýš deset kilometrů, podstatně méně než je obvyklý rozměr hvězd. To se mu nezdálo příliš pravděpodobné.

Upřednostnil proto druhý možný výklad. Vzdálený a extrémně zářivý objekt mu připadal přece jen reálnější. V takovém případě měřený vysoký rudý posuv úzce souvisí s expanzí kosmu, jak nám říká Hubbleův-Lemaîtrův zákon. Kosmologický původ kvasarů navíc elegantně vysvětluje pozorované silné rádiové emise.

Jenomže ani toto zdánlivě logické vysvětlení se neobešlo bez zásadních problémů. Ten nejvýraznější představoval fakt, že astronomové v té době neznali žádný fyzikální proces schopný generovat takto obrovské množství energie.

Akreční disky

První možný způsob, jak by příroda mohla těchto energií docílit, navrhli již v roce 1964 rakousko-australsko-americký fyzik Edwin Ernst Salpeter a sovětský vědec Jakov Borisovič Zeldovič. Využili poměrně nového konceptu černých děr a skutečnosti, že se u nich mohou nacházet akreční disky, tedy diskové struktury tvořené rozptýleným materiálem obíhajícím okolo centrálních těles.

Materiál v akrečním disku je na svém oběhu silnou gravitací černé díry strháván stále blíže k jejímu centru a postupem času do ní spadne. Extrémní prostředí zde ovšem způsobuje vysokou rychlost oběhu a tím také značné zahřátí obíhajícího materiálu. Nejzásadnějším fyzikálním procesem v akrečním disku je to, že jak hmota padá směrem k centru, ztrácí potenciální energii a moment hybnosti. Celkový moment hybnosti disku se ale zachovává. Ztráta momentu hybnosti u hmoty padající do středu tedy musí být kompenzována přírůstkem momentu hybnosti dále od černé díry.

Z výpočtu víme, že hmota v akrečním disku proudí laminárně, její proudnice jsou tedy rovnoběžné a nemísí se, což se projevuje tím, že se částice v disku pohybují vedle sebe ve vrstvách, které se vzájemně nemíchají. To ovšem vylučuje hydrodynamický přenos momentu hybnosti. Viskózní napětí sice způsobuje zahřívání disku a vyzařování části potenciální gravitační energie, nicméně nemůže vysvětlit přenos momentu hybnosti do vnější části disku. Později se ukázalo, že tento přenos zprostředkovávají viskozita zvýšená turbulencemi a nestability způsobené vlivem magnetického pole. Fyzika akrečních disků však dodnes není zcela vyřešená.

Spor o původ kvasarů

V roce 1964 nic z toho Salpeter se Zeldovičem nevěděli, postulovali však, že by fyzikální děje v akrečních discích mohly zodpovídat za pozorované obří energie kvasarů. Bohužel ale v té době nikdo nevěděl, zda nějaké černé díry reálně existují. Prvního kandidáta na černou díru, binární systém Cygnus X-1, sice odborní našli také v roce 1964, nicméně obecná shoda na tom, že v systému je skutečně černá díra, přišla až o devět let později.

Supermasivní černé díry v centru galaxií byly potom uspokojivě potvrzeny až na přelomu 70. a 80. let. Salpeterovo a Zeldovičovo vysvětlení tak nebylo ve své době přijato příliš příznivě. Mnoho astrofyziků tehdy černé díry odmítalo jako hypotetické a příliš exotické. Přitom ale neznali žádný jiný způsob, jak lze hmotě udělit energii o zmíněných gigantických hodnotách. Dokonce ani populární termojaderná fúze na to nestačí.

Mnoho astrofyziků proto upřednostnilo alternativní verzi, že kvasary jsou ve skutečnosti malé, masivní a jasné objekty ležící v našem vesmírném sousedství. Otázku vysokého rudého posuvu řešila tato hypotéza předpokladem, že jde o extrémně hmotné objekty, které silně zakřivují prostoročas kolem sebe, jak říká obecná relativita. Světlo jimi vyzářené tedy uniká z hluboké gravitační studny, čímž dochází k rudému posuvu, jenž je ovšem gravitační, nikoliv kosmologický.

Myšlenka rudého posuvu způsobeného obecnou relativitou měla své výhody. Pokud by totiž kvasary byly malé, kompaktní a masivní objekty, vyřešil by se tím přirozeně i problém jejich velkého zářivého výkonu. Jenže se bohužel brzy ukázalo, že hvězda potřebná k vysvětlení pozorovaných kvazistelárních objektů by byla nestabilní, a navíc by porušovala Hayashiho limit, tedy vypočítaný maximální možný poloměr hvězdy o dané hmotnosti.

Kromě toho se u kvasarů našly speciální emisní spektrální čáry spatřené dříve pouze u horkých mlhovin. Jejich přítomnost u malých kompaktních těles s hlubokou gravitační studnou se zdála velmi zvláštní. Pro fyziky šlo o velký oříšek, který i přes veškerou snahu nedokázali rozlousknout. Naneštěstí tedy ani hypotéza gravitačního rudého posuvu nedokázala data zjištěná z průzkumu kvasarů dostatečně dobře vysvětlit.

S ohledem na zjevné potíže obou hlavních variant začali někteří specialisté vymýšlet jiné, obvykle dosti exotické možnosti. Spekulace o řetězové reakci mnoha supernov patří ještě k těm střízlivějším. Objevily se rovněž návrhy, že kvasary tvoří nějaká dosud neznámá stabilní forma antihmoty vyskytující se v dosud neprobádaných oblastech vesmíru tvořených převážně antihmotou. Jiní vědci se domnívali, že jde o ústí červích děr. A nejodvážnější uvažovali dokonce o bílých dírách, hypotetických objektech, které jsou opakem černých děr. Zatímco tedy černé díry hmotu pohlcují, bílé díry ji naopak do okolního prostoročasu chrlí.

Objasnění povahy kvasarů

Od té doby nicméně učinila astronomie, astrofyzika, jakož i kosmologie velký skok kupředu. Ukázalo se proto vcelku jasně, že žádná spekulativní exotická řešení nebudou potřeba a ani řešení skrze gravitační rudý posuv se najednou nezdálo příliš životaschopné. V průběhu 70. let se do vesmíru dostaly první rentgenové observatoře (Uhuru, HEAO 1, Einstein…), kosmologové vypracovali lepší modely vzniku a vývoje vesmíru a astrofyzikové detailněji prozkoumali a pochopili černé díry.

Konkrétně se povedlo v rentgenové, ale i optické části spektra detekovat hostitelské galaxie kvasarů a také najít důležité spektrální čáry pro vysvětlení některých anomálií v jejich spektrech. Američtí vědci James E. Gunn a Bruce Peterson v roce 1971 zjistili, že rudý posuv kvasarů se velmi přesně shoduje s rudým posuvem jejich hostitelských galaxií. Na jejich práci navázal o dva roky později další americký astronom Jerome Kristian, který si povšiml, že zdánlivě rozmazané okolí mnoha známých kvasarů dobře odpovídá jejich méně jasným hostitelským galaxiím.

Zásluhou těchto informačních zdrojů se začalo zřetelně jevit, že rudé posuvy kvasarů jsou reálné a skutečně se jedná o objekty v kosmologických vzdálenostech. Původně dosti spekulativní názor Marteena Schmidta o extrémní vzdálenosti a zářivém výkonu kvasarů se postupným vývojem stal nejpravděpodobnějším vysvětlením kvazistelárních objektů. Stejně tak dříve nepříliš oblíbené řešení Salpetera a Zeldoviče získalo značně na popularitě.

Představa kvasarů poháněných procesy v akrečních discích černých děr mimo jiné výborně zapadá do zjištění odborníků, že velká většina galaxií obsahuje ve svém středu supermasivní černou díru. Čímž se vyjasňuje i to, proč převážnou část kvasarů pozorujeme ve velmi vzdáleném kosmu. V galaxiích těsně po jejich vzniku bylo přítomno velké množství materiálu, který mohl vytvořit akreční disk kolem černé díry. Jak ovšem čas plynul, došlo postupně k odčerpání většiny hmoty. Materiálu v okolí černé díry bylo čím dál méně, produkce energie klesla nebo dokonce zcela ustala a kvasar se přemění na obyčejnou galaxii.

Ve druhé polovině 70. let zvládli fyzikové Salpeterův–Zeldovičův mechanismus matematicky namodelovat. A zhruba ve stejné době se konečně začaly množit důkazy černých děr, včetně těch supermasivních v jádrech galaxií. V důsledku toho téměř všichni členové odborné astronomické komunity kolem roku 1985 kosmologický původ kvazistelárních objektů přijali. Zpočátku odvážná a nepříliš akceptovaná Schmidtova představa si tak přece jen našla svoji cestu.

Později se ukázalo, že zdaleka ne všechny kvasary silně vyzařují rádiové záření. Ve skutečnosti se jich dokonce 90 % v této části spektra vůbec neprojevuje. Dělíme proto kvasary na rádiově hlasité, které byly objeveny jako první a jichž je jen 10 %, a rádiově tiché, které tvoří velkou většinu devíti desetin všech známých objektů tohoto typu.

V roce 1979 se poprvé podařilo spatřit efekt gravitační čočky předpovězený fyziky zabývajícími se obecnou relativitou již ve 20. letech. Čočkovaným objektem byl kvasar Q0957+561 vzdálený 8 miliard světelných let, jako čočka posloužila obří eliptická galaxie YGKOW G1. Později se efekt gravitační čočky stal běžným vybavením astronomů zaměřených na výzkum kvasarů.

Co dnes o kvasarech víme?

Co to jsou kvasary, tedy už víme. Jaký je dnešní stav poznání? Zopakujme si, že kvasary jsou velmi vzdálené a extrémně svítivé objekty, které se nacházejí v centrech mnoha galaxií. Přestože mají velmi malý rozměr, vydávají tisíckrát více energie než celé klasické galaxie obsahující stovky miliard hvězd. Záření je emitováno přibližně rovnoměrně od rentgenové až po infračervenou část spektra.

Řada kvasarů vykazuje maximum v ultrafialovém pásmu na vlnové délce 121,6 nanometru (Lymanova alfa čára). Poněvadž však dochází k významnému rudému posuvu světla kvasarů, bývá toto maximum pozorováno často až na vlnových délkách okolo 900 nm v blízké infračervené oblasti. Některé kvasary jsou ovšem také silnými zdroji gama a rádiového záření (právě ty detekovali astronomové nejdříve). Rádiové emise u kvasarů aktivních v této části spektra jsou generovány relativistickými výtrysky hmoty. U nich lze někdy pozorovat oblasti zdánlivě se pohybující nadsvětelnou rychlostí. Jedná se ale pouze o optický klam vyplývající z vlastností speciální relativity.

Z pozorování mnoha desítek blízkých galaxií (i té naší) usuzujeme, že všechny obsahují obří černé díry. Svědčí o tom třeba chování hvězd blízkých středům jednotlivých galaxií. Vykazují silné Dopplerovské posuny, z čehož plyne, že obíhají kolem objektů s extrémními hmotnostmi a strmými gradienty gravitace. A to je silným argumentem pro přítomnost černých děr v jádru všech větších galaxií.

Dvakrát se dokonce podařilo zachytit supermasivní černé díry přímo, a to v případě M87* v galaxii M87 a Sagittaria A*, naší vlastní obří černé díry. Tato pozorování velmi pomohou ve snaze o ještě lepší pochopení kvasarů. Zatímco supermasivní černou díru mají ve svém centru všechny větší galaxie, jen málokterá zároveň vykazuje aktivní kvasar. Jeho vznik je totiž podmíněn přítomností dostatku materiálu v akrečním disku na správných typech oběžných drah.

Energii získávají kvasary skrze mechanismy působící právě v akrečním disku supermasivních černých děr. Přitom je důležité si uvědomit, že tato energie je získávána mimo horizont událostí černé díry, neboť jak víme, z černé díry nemůže nic uniknout. Takový je alespoň klasický výklad, který ovšem neplatí stoprocentně, ale o tom snad někdy příště.

Fyzikální procesy, které fungují v akrečním disku obíhajícím černou díru, dokáží přeměnit na energii až 32 % hmoty (pro srovnání proton – protonový cyklus ve Slunci dokáže přeměnit na energii jen 0,7 % hmoty). Dosud není znám žádný jiný proces, který dovoluje dlouhodobou produkci takového množství energie. Můžete sice uvést jako protipříklad reakci hmoty s antihmotou zvanou anihilace, jenomže nemáme prozatím žádný důkaz o významnějším množství přirozeně se vyskytující antihmoty. Také katastrofické děje jako supernovy, hypernovy a srážky neutronových hvězd mohou generovat velké množství energie, nicméně tyto události trvají velmi krátce.

Mimochodem, jistě i ze své praxe víte, že pokud chcete podat velký výkon, musíte také vydat značné množství energie. Nejinak je tomu u kvasarů – čím jasnější kvasar, tím vyšší spotřeba hmoty. Typický výkon kvasarů se pohybuje v řádu 10⁴⁰ Wattů, na což supermasivní černá díra spotřebuje zhruba 10 hmot Slunce za rok. Nejjasnější kvasary ovšem pohltí ročně hmotu rovnající se asi tisícinásobku sluneční hmotnosti. Největší a nejjasnější kvasar pak spolkne zhruba 10 hmot Země za jedinou sekundu. Není proto divu, že je velmi obtížné udržovat kvasary aktivní po delší časové úseky.

Velkou většinu kvasarů vidíme velmi daleko, a tedy v raném vesmíru právě proto, že tehdy měly supermasivní černé díry k dispozici podstatně více hmoty. Jakmile černá díra spolkne veškerý plyn a prach, produkce energie poklesne a aktivita kvasaru ustane. Existuje tedy možnost, že všechny galaxie, včetně Mléčné dráhy nebo M31, prošly v minulosti stádiem kvasaru nebo jiného typu aktivní galaxie. Na konci článku si ovšem ještě ukážeme, že toto období klidu nemusí trvat navždy.

Specialisté již nyní vědí, že se ve vesmíru vyskytují rovněž další typy aktivních galaxií, mezi něž kromě kvasarů řadíme třeba blazary (vyznačují se tím, že jejich polární výtrysky míří přímo k Zemi), galaxie rádiové (objekty s obřími rádiovými laloky přesahujícími výrazně viditelnou strukturu galaxie) nebo Seyfertovy (mají velmi jasné jádro podobné kvasarům, ale lze u nich dobře vidět i jiné části). Dnes se astronomové domnívají, že většinou jde jen o úhel pohledu, který kvasary odlišuje od jiných druhů aktivních galaxií.

S velkou vzdáleností a extrémní svítivostí kvasarů souvisí také velmi těžká pozorovatelnost hostitelských galaxií. Některé se sice podařilo detekovat už v 70. letech, ale jen ve výjimečných případech a za použití speciálních metod. Důvod je vcelku nasnadě. Slabou galaxii je totiž oproti ultra jasnému kvasaru velmi těžké zahlédnout. Kvasar ji jednoduše přezáří, a ona je pak v jeho záři beznadějně utopená. Zásluhou Hubbleova teleskopu a moderních pozemních teleskopů se schopností pořídit snímky s vysokým rozlišením se ovšem situace pozvolna začala měnit a v současnosti už jsou fotografie hostitelských galaxií kvasarů přece jen o něco běžnější.

Navzdory velikému pokroku skýtají i v této době kvasary mnohá tajemství. V roce 2021 zveřejnili výzkumníci studii, z níž vyplývá, že v jednom směru pozorujeme více kvasarů než ve směru druhém. Maximum jich je ve směru souhvězdí Hydry (mimochodem největší a nejdelší soudobé souhvězdí). To naznačuje, že se naše Galaxie pohybuje právě tímto směrem. Nicméně tento domnělý směr pohybu se odchyluje asi o 28 stupňů od směru našeho pohybu vzhledem k reliktnímu záření.

Vlastnosti kvasarů a zajímavá pozorování

Kvasary už dávno nejsou známy jen v jednotkách kusů. K srpnu 2020 lidstvo objevilo více než milion zástupců těchto exotických objektů, přičemž největší část odhalil přehlídkový program Sloan Sky Digital Survey. Na pozorování drtivé většiny z nich byste potřebovali velký astronomický teleskop.

V podstatě jedinou výjimkou je již zmiňovaný objekt 3C 273 nacházející se v souhvězdí Panny ve vzdálenosti 2,44 miliard světelných let. Jeho zdánlivá magnituda 12,8 postačuje k pozorování středním amatérským dalekohledem. Absolutní magnituda 3C 273 dosahuje hodnoty minus 26,7. Pokud by tedy ležel ve vzdálenosti deseti parseků (32,62 světelného roku) od Země, svítil by na obloze stejně jasně jako naše Slunce. Jeho zářivý výkon je tedy asi čtyř bilionkrát větší než zářivý výkon Slunce a asi stokrát vyšší než zářivý výkon všech objektů Mléčné dráhy dohromady.

Extrémně zářivý je také kvasar APM 08279+5255. Při objevu v roce 1998 se zdálo, že jeho absolutní magnituda dosahuje stěží uvěřitelné hodnoty minus 32,2 (při vzdálenosti 32,62 světelného roku by byl takový objekt více než stokrát jasnější než Slunce na pozemské obloze). Pozdější pozorování Hubbleova teleskopu tento údaj o něco snížila, stále však jde o jeden z nejsvítivějších objektů, které kdy astronomové ve vesmíru zaznamenali.

Kvasary nepatří mezi nejběžnější objekty ve vesmíru, proto jen málokdy narazíme na skutečný vícenásobný kvasar, tedy dva a více kvasarů blízko sebe. Pokud vidíme dva kvasary ve stejném směru pouze při pohledu ze Země, mluvíme o dvojitém kvasaru. V případě, že kvasary tvoří skutečnou fyzickou dvojici, hovoříme o kvasarovém páru, popřípadě o binárním kvasaru, pokud jsou tyto tak blízko, že dochází k vzájemné interakci jejich hostitelských galaxií.

První trojitý kvasar LBQS 1429-008 našli astronomové relativně nedávno pomocí Keckových dalekohledů na Havajských ostrovech. První dva členy skupiny objevili již roku 1989, ale třetí objekt zachytili až v roce 2007. Tehdy potvrdili, že se jedná o skutečný fyzický systém nacházející se asi deset a půl miliardy světelných let daleko, nikoliv o vícenásobný obraz vzniklý gravitačním čočkováním. Jednotlivé kvasary jsou od sebe v tomto případě vzdáleny asi 100 až 160 000 světelných let. Druhý trojitý kvasar objevili odborníci v roce 2013 a o dva roky později dokonce první čtverný kvasar ležící také asi deset miliard světelných let daleko.

U mnoha kvasarů můžeme vlivem gravitačního čočkování spatřit vícenásobný obraz náležející ve skutečnosti jedinému objektu. První známý kvasar, Q0957+561, zmíněný výše dostal právě podle dvojitého obrazu název Twin Quasar, tedy kvasarová dvojčata. PG1115+08 je typickým zástupcem kvasaru rozděleného gravitační čočkou na tři obrazy. Čtyři obrazy potom vykazují třeba slavné kvasary Einsteinův kříž (QSO 2237+0305) a Čtyřlístek (QSO J1415+1129).

Už jsme tu hovořili o vysokých rudých posuvech zjištěných u drtivé většiny kvasarů, konkrétně dosahují hodnot 0,041 až 7,64. Nejbližší známý kvasar, jemuž přísluší rudý posuv 0,041, leží 581 milionů světelných let daleko ve směru souhvězdí Velké medvědice. Jeho hostitelskou galaxií je Markarian 231, jedna z nejjasnějších galaxií v infračervené části spektra, v níž byl mimochodem poprvé mimo Mléčnou dráhu detekován molekulární kyslík.

Rekord nejvzdálenějšího zachyceného kvasaru se poměrně často mění. Koncem roku 2017 nalezli astronomové pomocí observatoře WISE, teleskopů Gemini, Magellan a Velkého binokulárního dalekohledu kvasar ULAS J1342+0928 vzdálený 13,11 miliardy světelných let. V roce 2020 detekovali kvasar Pōniuāʻena vzdálený jen o něco málo méně než ULAS J1342+0928. A konečně v lednu 2021 identifikovali experti kvasar J0313-1806 s rudým posuvem 7,64, čemuž odpovídá vzdálenost 13,13 miliardy světelných let.

Někdy se lze ovšem setkat i s údajem 29,36 miliardy světelných let. Tato hodnota vám může připadat poněkud zvláštní, už několikrát jsme si přece říkali, že stáří vesmíru činí 13,8 miliardy světelných let. Zde se přitom jedná o číslo, které je více než dvojnásobné. Vše je ale v pořádku. 13,13 miliardy světelných let je totiž vzdálenost, kde se kvasar nacházel v době, kdy vyzářil světlo, které v roce 2021 zachytily naše přístroje. Jenomže vesmír se od té doby stále rozpíná. Takže abychom získali jeho skutečnou vzdálenost, musíme započítat expanzi vesmíru. Potom zjistíme, že se tento kvasar dnes nachází ve vzdálenosti 29,36 miliardy světelných let.

O zvláštních spektrech kvasarů jsme si toho už řekli poměrně dost, zejména v souvislosti s rudým posuvem. Ale ze spektra jde také dobře určit chemické složení měřeného objektu. U kvasarů vidíme zejména emisní čáry vodíku (Lymanova a Balmerova série) a helia, což je vcelku logické, protože jde o dva nejběžnější prvky v kosmu. Spatřit lze nicméně i známky uhlíku, kyslíku nebo křemíku. Odborníci znají i zvláštní třídu železných kvasarů, u nichž se objevují silné emisní čáry ionizovaného železa. Vzhledem k extrémnímu prostředí je okolní plyn silně ozářen kvasarem, atomy tak obvykle vykazují vysokou míru ionizace.

Význam kvasarů pro kosmologii

Zjištění těžších prvků ve spektrech kvasarů je mimořádně důležité pro kosmologii. Jak si možná vzpomenete, při velkém třesku vznikly pouze vodík, helium a část lithia. Všechny ostatní prvky stvořily až pozdější fyzikální procesy ve hvězdách. Protože ale v kvasarech vidíme prvky těžší než helium, znamená to, že mezi velkým třeskem a dobou, z níž pocházejí první detekované kvasary, došlo v galaxiích k fázi překotné tvorby hvězd. Jednalo se o velmi masivní hvězdy populace III tvořené jen z vodíku a helia, které za svůj krátký život vyprodukovaly první prvky těžší než lithium a následně je při svém zániku uvolnily do okolního prostoru.

Kvasary mohou také napovědět více o období tzv. reionizace. Po oddělení reliktního záření od látky nastal tzv. temný věk, kdy v kosmu neexistovaly žádné zdroje elektromagnetického záření a vesmír byl úplně ve tmě. Poté se ale znovu rozsvítil světlem prvních hvězd a došlo k postupné reionizaci mezigalaktického média na plazmu. Neutrální plyn pak existoval už jen v malých izolovaných oblastech.

Pozorování naznačují, že v době vyzáření světla z nejstarších známých kvasarů tvořil mezigalaktické prostředí převážně neutrální plyn, v případě mladších kvasarů šlo už ale o plazma. Nějak došlo k reionizaci. Co ji způsobilo? Typické kvasary vyzařují nejvíce v ultrafialové části spektra, což by pro reionizaci postačovalo. Současné modely ale říkají, že kvasary nebyly hlavním zdrojem reionizace. Mnohem větší vliv měly patrně rané hvězdy populace III (asi 70 %) a trpasličí galaxie (asi 30 %).

Marteen Schmidt, jeden z průkopníků výzkumu kvasarů, objevil v roce 1967 již zmíněnou skutečnost, že kvasary byly v raném vesmíru mnohem běžnější než dnes. V tehdy ještě aktuálním sporu mezi teorií velkého třesku a modelem ustáleného stavu šlo o významný důkaz ve prospěch velkého třesku. Společně s objevem reliktního záření (1965) šlo o zdrcující ránu pro hypotézu ustáleného stavu, která je od té doby na okraji zájmu.

Stane se Mléčná dráha kvasarem?

Výše jsme uvedli, že kvasary se vyskytovaly převážně v poměrně dávné minulosti vesmíru a jejich četnost s přibývajícím časem od velkého třesku postupně ubývá. Dokonce i Mléčná dráha možná byla kdysi kvasarem. Ten už je ale dávno beznadějně vyhaslý bez možnosti opětovného obnovení činnosti. Nebo snad naděje na nové zažehnutí našeho vlastního kvasaru existuje? Pojďme na závěr našeho dnešního příspěvku opustit vody perfektně doložených vědeckých faktů a popusťme trochu uzdu fantazii a spekulacím.

Už od dob Edwina Hubblea víme, že se od nás většina ostatních galaxií kvůli rozpínání vesmíru vzdaluje. To ale neplatí bez výjimky. Mléčná dráha totiž patří do Místní skupiny galaxií, která je gravitačně vázaná. Na této škále se expanze vesmíru neprojevuje. Společně s naší Galaxií se v Místní skupině nacházejí ještě větší galaxie M31 v Andromedě, M33 v Trojúhelníku a dále řada menších galaxií.

Je to právě slavná M31, která se k Mléčné dráze naopak přibližuje, a to závratnou rychlostí 109 kilometrů za sekundu. V tuto chvíli dělí Mléčnou dráhu a M31 asi dva a půl milionu světelných let, nicméně za čtyři a půl miliardy let, podle zjištění družice Gaia, dojde ke srážce obou galaxií. Nepředstavujte si však tento děj jako nějakou běžnou srážku, kterou znáte ze života, třeba srážku dvou aut. Přesnějším termínem je v tomto případě splynutí.

Ačkoliv mají obě galaxie obří hmotnost, většina jejich objemu je tvořena mezihvězdným prostorem s minimální hustotou hmoty. Dojde tedy k interakci temné hmoty či mezihvězdného plynu, ale většinou se jen hmota obou galaxií prolne bez nějakých reálných srážek hvězd či planet. I přesto může dojít k ovlivnění planetárních soustav. Hustota hmoty v prostoru se totiž navýší, takže se může stát, že některé planety budou gravitací kolem procházejících objektů vymrštěny ze své soustavy pryč nebo naopak nasměrovány na svou mateřskou hvězdu. Výsledkem interakce M31 a Mléčné dráhy bude jediná obří eliptická galaxie.

A to právě dává naději našemu kvasaru. Při splynutí obou galaxií dojde pravděpodobně jak ke splynutí obou supermasivních černých děr, čímž se vytvoří jediná obří černá díra, tak k významnému zvýšení hustoty hmoty v centru galaxie. Kvasar by se tak mohl dočasně znovu zažehnout. Našim vzdáleným potomkům se za přibližně pět miliard let možná naskytne detailní pohled na skutečný kvasar z bezprostřední blízkosti. Budou ho moci důkladně prozkoumat radioteleskopy či vesmírnými rentgenovými observatořemi. I když se obávám, že oboje bude tou dobou již beznadějně zastaralé, zhruba stejně, jako jsou dnes zastaralé pazourky a pěstní klíny.

Závěr

Blízkého kvasaru se v dohledné době nedočkáme, přesto nemusíme zoufat. Naše poznání těchto podivuhodných objektů učinilo za posledních padesát roků neuvěřitelně velký skok kupředu. A ještě nekončíme. V tuto chvíli jsou v kosmickém prostoru mnohé observatoře, které mohou významně pomoci v pochopení buď samotných kvasarů, nebo alespoň úzce souvisejících supermasivních černých děr. Některé další projekty se navíc připravují. Do výzkumu kvasarů patrně promluví Webbův dalekohled, supermasivní černé díry zase pomohou lépe pochopit třeba Fermiho observatoř nebo budoucí XRIMS a ATHENA. Přestože kvasarům již rozumíme docela obstojně, zajisté mohou v příštích desetiletích vydat další tajemství.

Použité a doporučené zdroje

• ESA Hubble: https://esahubble.org/
• Sloan Digital Sky Survey: https://www.sdss.org/
• W. M. Keck Observatory: https://keckobservatory.org/
• Mount Wilson Observatory: https://www.mtwilson.edu/
• Mount Palomar Observatory: https://sites.astro.caltech.edu/palomar/homepage.html
• ESA Webb: https://esawebb.org/
• NASA WISE: https://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/main/index.html

Zdroje obrázků

• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/77/Best_image_of_bright_quasar_3C_273.jpg
• https://imageio.forbes.com/specials-images/imageserve/5f285681289af0e7316b841b/The-Milky-Way-in-all-of-its-glory-over-Two-Jack-Lake-in-Banff-National-Park–Alberta/960×0.jpg?format=jpg&width=960
• https://en.wikishia.net/images/thumb/6/6c/Nasir_al-Din_al-Tusi_2.jpg/200px-Nasir_al-Din_al-Tusi_2.jpg
• https://t-2.tstatic.net/tribunnewswiki/foto/bank/images/Kant.jpg
• https://stardate.org/sites/default/files/images/gallery/shapley_curtis.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8c/Andromeda_Galaxy_560mm_FL.jpg
• https://stellarscenes.net/object/3c48.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7d/Radio_map_of_quasar_3C48.jpg
• https://faculty.humanities.uci.edu/bjbecker/ExploringtheCosmos/3c273b.jpg
• https://assets3.cbsnewsstatic.com/hub/i/r/2022/09/28/e158242b-780e-46cf-8a3d-b6615bedf188/thumbnail/1200×630/b7a3b42ca0db9984dc88a663868e4dd1/horizgettyimages-566070819.jpg
• https://astronomynow.com/wp-content/uploads/2019/03/3C273_25Mar14_0013UT_8f4_1100D_CLS-CCD_44sec_ISO1600_678x509.jpg
• https://s3-us-west-2.amazonaws.com/courses-images/wp-content/uploads/sites/1095/2016/11/03170846/OSC_Astro_27_01_Quasar.jpg
• https://astronomy.com/-/media/Images/Magazine%20Articles/2022/06/ASYAC0622_02.jpg?mw=600
• https://mf.b37mrtl.ru/rbthmedia/images/2022.04/article/62511fc022170067ec6290bd.jpg
• https://www.astro.cz/images/obrazky/original/133784.jpg
• https://www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2021/01/011421_mt_quasar_feat-1030×580.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6d/Gravitational_red-shifting2.png
• https://media.sciencephoto.com/r2/30/00/79/r2300079-800px-wm.jpg
• http://cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/opo9416b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/38/Artist%27s_rendering_ULAS_J1120%2B0641.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9d/QSO_B0957%2B0561.jpg
• https://cdn.spacetelescope.org/archives/images/thumb700x/opo9635a1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a9/Bright_halos_around_distant_quasars.jpg
• https://www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2021/03/032321_mt_black-hole-magnetism_feat.jpg
• https://cd1.incdatagate.cz/images/1ed56585-47e5-6544-aaf9-575dc9cded0d/720×405.jpg
• https://cdn.sci.news/images/2012/10/image_676.jpg
• https://kavlifoundation.org/uploads/images/1-monsterblack.png
• https://www.cloudynights.com/uploads/monthly_03_2020/post-233044-0-61559600-1583203204_thumb.jpg
• https://www.syfy.com/sites/syfy/files/styles/blog-post-embedded–tablet/public/sdss_3c273.jpg
• http://cdn.spacetelescope.org/archives/images/screen/opo0303c.jpg
• http://www.perseus.gr/Images/dso-qso-apm08279+5255.jpg
• https://sites.astro.caltech.edu/~george/qqq/qqqcol2arrows.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c8/Einstein_cross.jpg
• https://cdn.uanews.arizona.edu/s3fs-public/images/uanow/distant_quasar_cropped.png
• https://scontent-prg1-1.xx.fbcdn.net/v/t39.30808-6/289772894_170725288754363_4256184092190116685_n.jpg?_nc_cat=106&ccb=1-7&_nc_sid=8bfeb9&_nc_ohc=j2zv2FKGT6cAX-zdSvb&_nc_ht=scontent-prg1-1.xx&oh=00_AfCSkmVHCP3cbTckTSgzR2dwWmXEC9ICHX-dLgbQ0Ck87w&oe=63A92A5A
• https://w.astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/altbbn.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/29/Reion_diagram.jpg
• https://solarsystem.nasa.gov/internal_resources/125/
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/styles/full_width/public/thumbnails/image/654242main_p1220b3k.jpg?itok=mgHwvMCg
• https://earthsky.org/upl/2016/08/milky-way-6million-years-ago.jpg