TON 618: jak velká je její černá díra a kolik váží?

TON 618 je vzdálený kvasar, jehož centrální černá díra má podle různých odhadů přibližně 40,7 nebo 66 miliard hmotností Slunce. V jednoduchém modelu bez rotace a elektrického náboje těmto hodnotám odpovídá průměr horizontu asi 240, respektive 390 miliard kilometrů. Jde o vypočtené rozměry, nikoli měření z fotografie. Uvedené odhady také netvoří zaručené dolní a horní meze skutečné hmotnosti.

Co je TON 618: kvasar a černá díra nejsou totéž

Označení TON 618 používáme pro vzdálený kvasar. Kvasar je mimořádně zářivé aktivní jádro galaxie, v jehož centru sídlí supermasivní černá díra. V případě TON 618 je hmotnost tak vysoká, že se používá také přívlastek ultramasivní. Když tedy někdo řekne „černá díra TON 618“, obvykle tím myslí centrální objekt, který pohání tento kvasar. Samotné jméno ale na obloze označuje zářící zdroj jako celek.

Světlo přitom nevychází z nitra černé díry. Plyn v jejím okolí vytváří akreční disk a při pohybu směrem dovnitř se zahřívá. Záření k nám může dorazit, dokud vzniká mimo horizont událostí. Ten je hranicí, za kterou už žádný světelný signál neunikne k vzdálenému pozorovateli. Jas kvasaru proto není v rozporu s tím, že černá díra sama světlo nepouští ven. Pozorujeme její aktivní okolí.

Pro čtení obrázků je to zásadní rozdíl. Zářivý prstenec, tmavý stín a horizont nejsou tři názvy pro stejnou věc. Titulní ilustrace ukazuje uměleckou představu disku a ohybu jeho světla. Její barvy, perspektiva ani jednotlivé proudy plynu nejsou rekonstrukcí konkrétního pozorování TON 618. Skutečný snímek dále v článku působí mnohem skromněji, ale právě on ukazuje, co dalekohled zachytil.

Kolik váží TON 618 a proč se uvádí 41 i 66 miliard Sluncí?

Nejznámější údaj je přibližně 66 miliard hmotností Slunce. Najdeme ho také na stránkách NASA. Ve studii Shemmera a spoluautorů z roku 2004 je u TON 618 uveden logaritmus hmotnosti 10,82. Po převodu z logaritmické stupnice dostaneme zhruba 66 miliard. Logaritmický zápis je v astronomických tabulkách běžný, protože umožňuje přehledně zaznamenat objekty, jejichž hmotnosti se liší o mnoho řádů.

Práce Ge a spoluautorů z roku 2019 obsahuje v tabulce jiný údaj: 10,610, tedy přibližně 40,7 miliardy hmotností Slunce. Zaokrouhleně proto narazíte na 41 miliard. Pro představu, vyšší z obou odhadů je zhruba 1,6krát větší než nižší. Ani tolik číslic v tabulce však neznamená, že skutečnou hmotnost známe na desetinu miliardy. Je potřeba rozlišovat numerický výsledek výpočtu od jeho fyzikální přesnosti.

Rozdíl neříká, že černá díra mezi roky 2004 a 2019 zhubla. Srovnáváme odhady založené na pozorování a jeho zpracování. Do výpočtu vstupuje model oblasti plynu, převod svítivosti na její rozměr i kalibrace vztahu mezi pohybem plynu a hmotností. Změna těchto předpokladů může změnit výsledek, i když vycházíme z podobných podkladů. Podrobněji se k principu měření vrátíme u pozorování.

Obě hodnoty proto v tomto článku ponecháváme. Zápis „41 až 66 miliard Sluncí“ lze použít jako stručnou orientaci v publikovaných číslech, ale nesmí budit dojem zaručeného intervalu. Neznáme z něj pravděpodobnost, že skutečná hodnota leží právě mezi těmito mezemi. Stejně tak není správné automaticky prohlásit novější číslo za definitivní odpověď. Užitečnější je uvést zdroj a otevřeně přiznat, jaký druh odhadu srovnáváme.

Jak velká je TON 618 ve srovnání se Sluneční soustavou?

Za velikost černé díry zde považujeme průměr horizontu událostí. Nezahrnujeme do něj zářící disk ani hostitelskou galaxii. Pro přehledný výpočet použijeme nerotující a elektricky nenabitý model. Jeho průměr určuje vztah d = 4GM/c², kde M je hmotnost, G gravitační konstanta a c rychlost světla. Na jednu hmotnost Slunce připadá přibližně 5,9 kilometru průměru.

Při odhadu 40,7 miliardy Sluncí dostaneme asi 240 miliard kilometrů. Při 66 miliardách Sluncí vyjde přibližně 390 miliard kilometrů. Jde o dopočítané modelové rozměry, nikoli o průměr změřený pravítkem na fotografii. Skutečná rotace by vyžadovala přesnější popis. Zjednodušený model nám ale umožňuje používat stejné měřítko pro oba hmotnostní odhady a nezaměňovat nejistotu hmotnosti s přesností použitého vzorce.

Pozor také na rozdíl mezi poloměrem a průměrem. Poloměr měří od středu k hranici, průměr napříč celým kruhem. Pro oba naše výpočty tedy vycházejí poloměry přibližně 120 a 195 miliard kilometrů. Když v jiném přehledu najdete asi 195 miliard kilometrů, nemusí jít o třetí odhad hmotnosti. Autor může jen uvádět poloměr horizontu pro variantu s 66 miliardami Sluncí. Bez názvu veličiny se i správná čísla snadno stanou zdrojem zmatku. Poloměr horizontu v tomto modelu popisuje Schwarzschildův poloměr.

Neptun je od Slunce v průměru asi 4,5 miliardy kilometrů. Napříč jeho dráhou tedy počítáme zhruba devět miliard kilometrů. Horizont TON 618 by podle uvedených modelů měřil přibližně 27 nebo 43 takových průměrů. Pokud bychom průměr Neptunovy dráhy zmenšili na jeden centimetr, odpovídal by průměr horizontu přibližně 27 až 43 centimetrům. Tady už se z astronomických nul stává něco, co si lze rozložit na stole.

Srovnáváme pouze planetární oblast vymezenou Neptunovou dráhou. Neptun není ostrým koncem všeho, co ke Sluneční soustavě patří. Ilustrace navíc používá dvě samostatně zvětšené scény, aby zůstaly dobře čitelné. Číselný poměr je v tabulce, obrázek není technickým výkresem ve společném měřítku. Není ani předpovědí, jak by planety obíhaly, kdybychom k nim takový objekt skutečně přenesli.

V kalkulačce velikosti černé díry si můžete vyzkoušet oba vstupy, 40 700 000 000 a 66 000 000 000 hmotností Slunce. Sledujte, jak se změna hmotnosti promítne do horizontu. Dvojnásobný vstup dá v tomto modelu dvojnásobný průměr. Výsledek se vztahuje k horizontu, ne k velikosti zářícího disku ani k oblasti, odkud by černá díra automaticky všechno přitahovala dovnitř.

Jak daleko je TON 618 a jak dlouho k nám letělo její světlo?

U TON 618 se snadno setkáte se dvěma zdánlivě neslučitelnými výroky: její světlo k nám cestovalo přes deset miliard let, ale dnes ji v kosmologickém modelu dělí od nás přibližně osmnáct miliard světelných let. Rozpor zmizí, jakmile si položíme dvě odlišné otázky. První údaj popisuje dobu od vyslání zachyceného světla. Druhý popisuje prostorovou vzdálenost přepočtenou na společný současný kosmologický čas. Při rozlišování obou údajů pomůže světelný rok jako jednotka vzdálenosti.

Během cesty světla se vesmír rozpínal. Dnešní vzdálenost proto nelze získat pouhým vynásobením doby letu rychlostí světla. V tabulce Ge a spoluautorů má TON 618 červený posuv z = 2,219. Pro orientační výpočet v plochém modelu s Hubbleovou konstantou 70 km/s/Mpc, podílem hmoty 0,3 a temné energie 0,7 vychází doba letu asi 10,6 miliardy let a dnešní komovová vzdálenost přibližně 17,9 miliardy světelných let.

Červený posuv navíc není vzdálenost vyjádřená zvláštní jednotkou. Popisuje poměr mezi pozorovanou a původní vlnovou délkou světla. Při z = 2,219 je pozorovaná vlnová délka přibližně 3,219krát delší než při vyslání. Teprve kosmologický model z tohoto poměru odvozuje časy a vzdálenosti. Proto nestačí vzít číslo 2,219 a přiřadit mu pevný počet kilometrů bez informace o modelu rozpínání.

Tyto výsledky jsme dopočítali z rovnic kosmologické kalkulačky Edwarda Wrighta, se zanedbáním malého příspěvku záření. Jiná volba kosmologických parametrů čísla mírně posune. Pro běžné čtení je podstatnější rozdíl mezi veličinami než poslední desetinné místo. Když sledujeme TON 618, vidíme dávný stav jejího aktivního jádra. Uvedený odhad hmotnosti proto nelze bez dalšího vydávat za přesné měření toho, jak objekt vypadá v našem kosmologickém „dnes“.

Objev a pozorování: co skutečně vidíme na fotografii TON 618

Důležitý krok k poznání tohoto objektu představovala spektroskopie. Marie-Helene Ulrich popsala v práci vydané v červenci 1976 kvasar pod označením B2 1225+31. Pozorování pořídila 3. a 4. března téhož roku na 2,7metrovém dalekohledu McDonaldovy observatoře. Z širokých emisních čar odvodila červený posuv přibližně 2,2. Nebyl to objev viditelného temného kruhu. Spektrum ukázalo, že nenápadný zdroj je mimořádně vzdálený a velmi svítivý.

Skutečný snímek přehlídky Sloan Digital Sky Survey ukazuje TON 618 jako světlý bod uprostřed hvězdného pole. Zachycený bod není kotouček horizontu. Jeho obraz ovlivňují vlastnosti pozorování a zobrazení dat, takže z jeho šířky na této fotografii nemůžeme odečíst rozměr černé díry. Přesto je snímek cenný: ukazuje skutečný zdroj na obloze a připomíná rozdíl mezi astronomickými daty a názornou představou.

Není to stejný druh zobrazení jako známé rádiové obrazy okolí M87* a Sagittarius A* od týmu Event Horizon Telescope. Tam se podařilo rozlišit strukturu záření kolem centrálního stínu. U přiloženého optického snímku TON 618 takovou strukturu nevidíme. Detailní ohnivý prstenec v úvodu článku proto slouží k vysvětlení fyzikálního prostředí. Reálná fotografie a ilustrace se doplňují, každá ale odpovídá na jinou otázku.

Jak astronomové odhadnou hmotnost bez fotografie horizontu?

Základní myšlenka je podobná odhadování hmotnosti neviditelného středu podle pohybu jeho okolí. Ve spektru kvasaru se měří šířky emisních čar. Plyn pohybující se vůči nám různými rychlostmi přispívá zářením na trochu jiných vlnových délkách, takže se čára rozšíří. Samotná rychlost však nestačí. Pro odhad hmotnosti potřebujeme také vědět, v jaké vzdálenosti od středu se příslušná oblast plynu nachází.

U vzdálených kvasarů se tento rozměr často odhaduje ze svítivosti pomocí vztahů kalibrovaných na jiných objektech. Zjednodušeně řečeno se kombinuje informace o rychlosti a velikosti oblasti. Šířka čáry není univerzální měřidlo bez omezení, protože do výsledku může vstupovat sklon, geometrie i odtékající plyn. Právě proto dvě odborné tabulky nemusí dát stejnou hmotnost.

Pomůže jednoduchý myšlenkový příklad. Dva oblaky plynu mohou mít stejnou rychlost, ale obíhat v různých vzdálenostech od středu. Jejich pohyb pak nemusí znamenat stejnou centrální hmotnost. A naopak, širší čára nemusí sama dokazovat těžší černou díru, pokud se změnily podmínky v zářící oblasti. Při čtení výsledků proto hledejte, jak autoři stanovili rozměr oblasti a jak ošetřili pohyb plynu. To je užitečnější než porovnávat samotnou šířku čáry.

U práce z roku 2019 je potřeba dát pozor i na její název. Zabývá se posuvem čáry C IV, ale tabulka s hodnotou 40,7 miliardy vychází ze souboru hmotností založených na Hβ. Není tedy správné jednoduše vyprávět, že astronomové „vyměnili vodík za uhlík a tím černou díru zmenšili“. Výsledek se musí číst spolu s popisem tabulky a metodou.

Je TON 618 opravdu největší černá díra ve vesmíru?

Bezpečná odpověď zní, že patří mezi nejhmotnější známé černé díry. Absolutní prvenství by vyžadovalo srovnávat různé objekty se stejnou pečlivostí, včetně metod a nejistot. Známe navíc jen to, co dokážeme pozorovat. Přehled největších známých černých děr ukazuje TON 618 vedle dalších obrů a vysvětluje, proč se jejich pořadí nedá zredukovat na největší číslo nalezené na internetu.

Vědecky zajímavější než titul rekordmana je otázka, jak takový objekt vyrostl. Černé díry mohou získávat hmotu z okolí a slučovat se s jinými černými dírami. Jedno pozorování vzdáleného kvasaru však neodhalí celý jeho životopis. TON 618 poskytuje výrazný bod, který musí modely růstu vysvětlit. I kdyby ji některý další objekt hmotností předčil, otázka původu tak mohutného centra galaxie by zůstala stejně poutavá.

Časté otázky o TON 618