Mokslo ir technologijų pasaulis

Pamatyti tamsą. Kaip stebimos juodosios skylės?
Publikuota: 2011-03-29

Juodosios skylės – bene egzotiškiausi astrofizikų tyrinėjami objektai. Dangaus kūnai, tokie masyvūs, kad iš jų neištrūksta net šviesa; kiaurymės erdvėlaikyje; galbūt netgi vartai į kitą Visatą… Taip pat – didelių žvaigždžių mirties „produktai“, būtini ingredientai formuojant kone visas galaktikas bei Visatos rejonizacijos „kaltininkai“. Trumpiau tariant, juodosios skylės užima ypatingai svarbią vietą mūsų supratime apie Visatos sandarą ir jos evoliuciją.

Tačiau juk pagal apibrėžimą šviesa iš jų ištrūkti negali. O visi duomenys apie kosmosą mus pasiekia būtent per šviesą, t. y. fotonus, kurie iš kosmoso tolybių atskrieja iki mūsų teleskopų objektyvų. Iškyla natūralus klausimas – kaip galime aptikti juodąsias skyles? Ar jas reikia bandyti atrasti kaip juodus taškelius juodame dangaus fone? Ar išvis įmanomas ir protingas toks juodos katės gaudymas tamsiame kambaryje, kurios jame galbūt iš viso nėra? Juk kosmose daugybė dujų ir dulkių, kurios užstotų bet kokį dangaus lopinėlio patamsėjimą. Net jei ir rastume tamsesnį už aplinkinius taškelį, sunku būtų nustatyti, ar tai tikrai juodoji skylė, ar tiesiog ta kryptimi dulkių ir dujų yra gerokai mažiau.

Bet visgi juodosios skylės yra stebimos ir tyrinėjamos. Kaip? Apie tai šiame rašinyje ir papasakosiu.

Teoriniai pagrindai

Juodosios skylės yra neatsiejamos nuo bendrosios reliatyvumo teorijos, tačiau pirmą kartą idėją apie objektą, iš kurio negali pabėgti net šviesa, dar XVIII a. iškėlė anglų filosofas ir geologas Džonas Mičelas (John Michell). 1784-aisiais metais laiške Henriui Kavendišui (Henry Cavendish) jis išdėstė mintis apie „objektą, kurio trauka būtų tokia didelė, jog net šviesa negalėtų ištrūkti“, apskaičiavo tokio objekto masę ir netgi pasiūlė galimybę nustatyti jo egzistavimą dviem būdais: pagal įtaką kompanionei dvinarėje žvaigždėje arba pagal gravitacijos poveikį pro šalį lekiančioms šviesos bangoms. Panašią idėją 1796-aisiais metais iškėlė ir prancūzų mokslininkas Pjeras Laplasas (Pierre Laplace). Šios idėjos vėliau buvo pamirštos ir iš naujo atrastos tik praėjusio amžiaus antroje pusėje, kai juodosios skylės jau buvo žinomos kaip bendrosios reliatyvumo teorijos išdava. Tokie, remiantis Niutono mechanika prognozuojami, „šviesos nepaleidžiantys“ objektai šiandien vadinami „tamsiosiomis žvaigždėmis“ (angl. „dark star“).

Tačiau, kaip minėjau, juodosios skylės yra susijusios su bendrąja reliatyvumo teorija (BRT). Būtent XX a. pradžioje buvo aptikta pirma užuomina apie jų egzistavimo galimybę. 1915-aisiais metais Albertas Einšteinas paskelbė pagrindinę bendrosios reliatyvumo teorijos lygtį, dar vadinamą „Einšteino lauko lygtimi“. Ši lygtis – tai ne garsusis E=mc2 sąryšis, bet jos detalės mums nesvarbios; verta paminėti tik tiek, kad lygtyje susieta erdvėlaikyje esanti masė ir to erdvėlaikio iškreivinimas. Šios lygties sprendiniai, paprastai vadinami metrikomis (angl. metric) aprašo keturmačio erdvėlaikio geometriją netoli masyvių kūnų. Tačiau, paskelbimo metu, Einšteinas tokių sprendinių nebuvo radęs. Pirmąjį sprendinį 1916-aisiais metais atrado jaunas vokietis Karlas Švarcšildas (Karl Schwarzschild), tuo metu tarnavęs Rytų fronte Pirmajame pasauliniame kare. Laisvalaikiu tarp budėjimų apkasuose, jis gilinosi į labai mėgstamą fiziką, ir surado išraišką, aprašančią erdvėlaikio geometriją prie sferiškai simetriško masyvaus rutulio, esančio vakuume.

Atrodytų, nedidelis pasiekimas – Visatoje juk yra daugybė kūnų, o ne vienas, ir tie kūnai toli gražu ne visada rutulio formos, tad ir toks sprendinys nelabai kur pritaikomas. Tačiau kai kiti kūnai yra toli, šis sprendinys tampa pakankamai artimas realybei, ir juo remiantis galima apskaičiuoti daugybę reliatyvistinių efektų: pavyzdžiui, Merkurijaus orbitos precesiją Saulės gravitaciniame lauke (šio efekto paaiškinimas buvo bene pirmasis „eksperimentinis“ BRT patvirtinimas), šviesos užlinkimą judant šalia Saulės (gravitacinio lęšio efektą) bei gravitacinį raudonąjį poslinkį dėl Žemės traukos (į kurį neatsižvelgus, neveiktų GPS sistemos) ir taip toliau.

Ši metrika, deramai pavadinta atradėjo garbei, turi vieną įdomią savybę. Jei kūno spindulys yra mažesnis už kritinę vertę, vadinamą Švarcšildo spinduliu, tai jis erdvėlaikyje „praplėšia skylę“ ir iš jo gravitacinio lauko negali pabėgti net šviesa. Ilgą laiką buvo manyta, kad šitokios „juodosios skylės“ (beje, šis terminas sugalvotas tik septintajame dešimtmetyje) tėra tik matematinė BRT keistenybė ir neturi jokio realaus pagrindo. Visgi Saulės Švarcšildo spindulys lygus 3 kilometrams, o Žemės – vos keliems milimetrams; buvo manoma, jog kokie nors fizikiniai procesai visada „sulaiko“ bet kokį objektą nuo kolapso iki spindulio, mažesnio už kritinę vertę. Tuo labiau, 1924‑aisiais britų fizikas Arturas Edingtonas (Sir Arthur Eddington) parodė, jog pakeitus koordinačių sistemą, Švarcšildo spindulio keistenybė pranyksta. Tiesa, lieka panašus „erdvės praplėšimas“, šįkart jau visiškas (t. y. duodantis begalinį reikalingą ištrūkimo greitį) pačiame koordinačių sistemos centre, bet kad masė galėtų būti sukoncentruota viename taške, t. y. pasiekti begalinį tankį, niekas net negalvojo.

Taip dar keletą dešimtmečių juodosios skylės buvo tik matematikų ir kai kurių fizikų teoretikų abstrakčių tyrimų objektas. Per tą laiką buvo atrasta dar keletas Einšteino lygties sprendinių – pvz. jau po poros metų, 1918-aisiais, vokietis inžinierius Hansas Raisneris (Hans Reissner) ir suomis fizikas Gunaras Nordstriomas (Gunnar Nordström) apskaičiavo erdvėlaikio geometriją greta elektrinį krūvį turinčio objekto. Gerokai vėliau, jau keičiantis fizikų bendruomenės požiūriui į šias erdvėlaikio keistenybes, 1963-iaisiais naujazelandietis Rojus Keras rado sprendinį, apibūdinantį erdvėlaikį prie besisukančio kūno. Dar po dvejų metų amerikietis Ezra Niumanas (Ezra Newman) sujungė Raisnerio-Nordstriomo ir Kero metrikas ir aprašė erdvėlaikį prie besisukančio įkrauto objekto. Vėliau paaiškėjo, kad juodosioms skylėms daugiau metrikų ir nereikia, nes jos turi tik tris savybes – masę, judesio kiekio momentą ir elektrinį krūvį. Bet apie tai – kitą kartą, o dabar – apie astronomiją ir kaip juodosios skylės iš teoretikų apmąstymų „persikėlė“ į astrofizikų straipsnius.

Mirštančios žvaigždės

XX a. pirmoje pusėje astrofizikai nagrinėjo žvaigždžių evoliucijos problemą. Jie ją nagrinėja ir dabar, bet būtent tuo metu buvo suvokti pagrindiniai evoliucijos etapai. Trečiajame dešimtmetyje išsiaiškinta, jog žvaigždėse energiją gamina termobranduolinės reakcijos, tiksliau sakant – vandenilio virtimas heliu. Iškilo klausimas, kas vyksta vandeniliui pasibaigus. Teoriniai modeliai ir stebėjimų rezultatai leido nustatyti, jog raudonosios milžinės yra vėlyvos žvaigždžių gyvenimo stadijos. Taip pat buvo žinomos baltosios nykštukės – dažniausiai iš anglies ir deguonies sudarytos blausios žvaigždutės. Supernovų sprogimai irgi buvo susieti su žvaigždžių gyvenimo pabaiga. Kurį laiką manyta, kad visos žvaigždės mirdamos arba lieka baltosiomis nykštukėmis, arba sprogsta supernovomis ir visiškai išsisklaido.

Tačiau 1931-aisiais metais indų astrofizikas Subramanjanas Čandrasekaras (Subrahmanyan Chandrasekhar) apskaičiavo, kad baltosios nykštukės, masyvesnės nei maždaug 1,4 Saulės masės, negalėtų egzistuoti, nes jose esančių elektronų slėgis nebeatlaikytų gravitacijos ir žvaigždė „sugriūtų pati į save“, arba protingiau tariant, kolapsuotų. Prireikė dar trejų metų, kol buvo atrastas neutronas ir Valteris Badė (Walter Baade) bei Fricas Cvikis (Fritz Zwicky) pasiūlė teoriją, jog baltosios nykštukės kolapso metu elektronai susijungtų su atomų branduoliuose esančiais protonais ir virstų neutronais. Tada žvaigždė susitrauktų iki tokio tankio kūno, kurį galėtų palaikyti neutronų slėgis. Šis objektas, pavadintas neutronine žvaigžde, pagal teorinius skaičiavimus turėjo būti tik keletą kartų didesnis už savo Švarcšildo spindulį. Taip pat, pagal Badės ir Cvikio teoriją, neutroninės žvaigždės galėtų atsirasti mirštant masyvioms žvaigždėms, o formavimosi metu išsiskyrusi gravitacinio neutronų sąryšio energija būtų išspinduliuojama kaip supernova.

Dauguma astronomų kurį laiką nenorėjo pripažinti, kad neutroninės žvaigždės egzistuoja. Nebuvo žinoma nei viena baltoji nykštukė, kurios masė būtų labai arti kritinės 1,4 Saulės masių ribos; didesnės žvaigždės sprogdavo supernovomis, o supernovų sprogimų centruose nerasta jokių liekanų. Tik 1965-aisiais metais aptikta pirmoji neutroninė žvaigždė – Krabo supernovos (įvykusios 1054-aisiais metais) liekana, ir tik dar dviem metais vėliau, atradus pirmąjį pulsarą (labai greitai besisukančią labai stipriai įmagnetintą neutroninę žvaigždę), įsitikinta, jog neutroninės žvaigždės tikrai egzistuoja. Bet dar gerokai anksčiau, 1939 metais, trijų mokslininkų komanda – Ričardas Tolmanas (Richard Tolman), Robertas Openhaimeris (Robert Oppenheimer) ir Džordžas Volkovas (George Volkoff) – apskaičiavo, kad ir neutronų slėgis gali atlaikyti žvaigždės svorį tik iki tam tikros ribos. Ta riba yra kažkur tarp dviejų ir trijų Saulės masių (tiksli vertė priklauso nuo įvairių prielaidų). Tuo metu nebuvo žinomas joks fizikinis mechanizmas, kuris galėtų sulaikyti šią masę viršijusią neutroninę žvaigždę nuo kolapso į vieną tašką – singuliarumą. Net ir šiandien, nors keli tokie mechanizmai yra pasiūlyti, jie visi remiasi įvairiomis spekuliacijomis bei nėra patvirtinti (nors visiškai paneigti taip pat nėra).

Neutroninių žvaigždžių atradimas ir teorinės jų masės ribos žinojimas paskatino atsiminti ir teorijas apie juodąsias skyles. Imta galvoti, kaip būtų įmanoma tokius objektus atrasti. Vienas pasiūlymas buvo panašus į tą, apie kurį užsiminiau straipsnio įžangoje – ieškoti už aplinką tamsesnių taškų danguje. Šiek tiek sukonkretintas pasiūlymas buvo ieškoti nematomų masyvių partnerių, besisukančių dvinarėse žvaigždėse su matomomis kompanionėmis. Taip pat siūlyta bandyti jas aptikti ieškant gravitacinio lęšiavimo požymių. Iš esmės siūlomi juodųjų skylių aptikimo būdai buvo panašūs į metodus, kuriais šiais laikais ieškoma planetų prie kitų žvaigždžių. Bet netrukus paaiškėjo, kad tokie sudėtingi metodai yra nereikalingi, nes iš tikro juodosios skylės dvinarėse sistemose turėtų švytėti, galbūt net ryškiau nei pagrindinės sekos žvaigždės.

Šviesa iš tamsybių?

Dar XX a. pradžioje, bandant įminti žvaigždžių šviesos paslaptį, buvo iškelta hipotezė, jog kai kurios žvaigždės gali pritraukti aplink esančią tarpžvaigždinę medžiagą. Ta medžiaga, krisdama ant žvaigždės paviršiaus, praranda nemažai energijos, nes tampa gravitaciškai susieta su žvaigžde. Ši energija galėtų būti išspinduliuojama. Nors pagrindinės sekos žvaigždės šviečia ne dėl to, o dėl termobranduolinių reakcijų, visgi kai kuriais atvejais hipotezė pasitvirtino ir vėliau iš jos išsivystė akrecijos teorija.

Teorija po truputį vystėsi keletą dešimtmečių. Panašiai kaip ir su juodosiomis skylėmis, ji nesulaukė didelio susidomėjimo, kol nebuvo atrasti objektai, šviečiantys būtent dėl akrecijos. Visgi ryškios dvinarėse sistemose esančios baltosios nykštukės, tolimų galaktikų branduoliuose aptikti labai energingi šviesos šaltiniai (vadinami aktyviais galaktikų branduoliais) ir panašūs reiškiniai amžiaus viduryje sustiprino teorijos pozicijas ir paskatino ją plėtoti bei detalizuoti. Buvo rasti bendri sprendiniai, kokiu greičiu materija krenta ant dangaus kūno bei kaip ji tai daro.

Krentančios materijos geometrija, t. y. atsakymas į klausimą „kaip“, yra gana svarbus. Mat materija turi ne tik energiją, bet ir judesio kiekio momentą, kuris yra tvarus dydis. Matematiškai jis išreiškiamas kaip dalelės masės, atstumo iki sukimosi centro ir greičio statmenai šiam atstumui sandauga. Tai reiškia, kad jei dalelė, būdama labai toli, turi nors menkutę greičio dedamąją, nukreiptą ne visiškai tiksliai į dangaus kūną, kurio link krenta, tai priartėjusi ji ims suktis vis greičiau, kol galiausiai kažkokiu atstumu pradės suktis apskritimu ir nebegalės kristi toliau. Šitaip materijos srautas, krentantis ant dangaus kūno, susisuka ir sukrenta į plokščią skritulį (arba torą), vadinamą akreciniu disku. Jei kiekviena dalelė išlaiko savo judesio kiekio momentą, diskas sukasi aplink žvaigždę ir jokia akrecija nevyksta. Tam, kad materija pasiektų žvaigždės paviršių, vienos dalelės turi perduoti savo judesio kiekio momentą kitoms; pirmosios tada gali įkristi į dangaus kūną, o pastarosios – išskrieti tolyn nuo jo.

Pradėjus ieškoti būdų, kaip galima būtų aptikti juodąsias skyles, kilo mintis, jog ant jų materija taip pat gali kristi. Ypač jei juodoji skylė yra dvinarėje sistemoje ir gretima žvaigždė priartėja labai arti skylės. Tada juodosios skylės gravitacija ima pritraukinėti žvaigždės paviršinius sluoksnius ir aplink ją susiformuoja akrecinis diskas. 1973 m. du rusų mokslininkai, Nikolajus Šakura (Nikolai Shakura, Николай Шакура) ir Rašidas Sunjajevas (Rashid Sunyaev, Рашид Сюняев), išnagrinėjo, kaip turėtų vystytis toks procesas ir kokia būtų į juodąją skylę krentančios materijos spinduliuotė. Paaiškėjo, kad spektras turėtų smarkiai skirtis nuo tipinio žvaigždės spektro, o ypač daug jame turėtų būti rentgeno spindulių.

Vėliau juodųjų skylių akrecijos teorija buvo vystoma plačiau. Rasti sprendiniai įvairiems materijos „padavimo“ į sistemą greičiams, įvairioms juodųjų skylių masėms, įvairioms krentančios materijos temperatūroms ir geometrinėms konfigūracijoms… Taigi paaiškėjo, jog juodosios skylės turėtų būti tikrai ne juodi taškeliai. Priešingai, jų šviesa kai kuriuose diapazonuose turėtų visiškai nustelbti žvaigždžių-kaimynių šviesą.

Pamatytoji tamsa

Maždaug tuo metu, kai Šakura ir Sunjajevas paskelbė savo reikšmingąjį straipsnį, pradėti ir nuoseklūs dangaus stebėjimai rentgeno spindulių diapazone. Šiuos energingus spindulius labai sunku „pagauti“, be to, juos gerai blokuoja Žemės atmosfera. Bet kai pavyko pažvelgti į rentgeno spindulių dangų, atsivėrė netikėtas vaizdas: Visatoje šių spindulių šaltinių buvo daugybė. Dauguma jų pasirodė betūną galaktikų centruose, bet keletas atrasti ir mūsų Galaktikoje, dvinarėse žvaigždėse. Patyrinėjus šias žvaigždes detaliau, greta regimuosiuose spinduliuose ryškių žvaigždžių, tikrai aptikti rentgeno diapazone spinduliuojantys taškeliai, o jų spektrai beveik tiksliai atitiko teorinius akrecijos modelius. Kai kuriais atvejais centrinis objektas pasirodė besąs neutroninė žvaigždė, kitais – juodoji skylė.

Tobulėjant stebėjimo priemonėms, dvinarių žvaigždžių, kurių viena narė yra juodoji skylė, aptinkama vis daugiau. Ir ne tik mūsų Galaktikoje. Nors tiksliai nenustatyta, bet manoma, kad kai kurie ryškūs šviesuliai kitose galaktikose irgi yra panašios žvaigždės. Netgi manoma, kad žvaigždėms „mirus“ susidariusios juodosios skylės atsirado labai ankstyvoje Visatoje ir prisidėjo prie vadinamosios rejonizacijos – periodo, kurio metu didžioji Visatos vandenilio dalis buvo jonizuota ir pavirto į protonų ir elektronų plazmą. Šis periodas prasidėjo praėjus maždaug pusei milijardo metų nuo Didžiojo sprogimo ir truko tokį patį laiko tarpą, bet jo detalės kol kas išlieka paslaptimi.

Dar vienas įdomus reiškinys, kurio nenumatė teoriniai modeliai – materijos čiurkšlės (angl. jets), karts nuo karto išsiveržiančios iš juodųjų skylių, išilgai akrecinių diskų ašių. Šiose čiurkšlėse materija juda reliatyvistiniais greičiais, t. y. artimais šviesos greičiui. Nors jos išmetama nedaug, bet taip greit judančios dalelės yra tokios energingos, kad gali reikšmingai paveikti aplinką. Netgi žvaigždinės masės juodųjų skylių čiurkšlės gali „išpūsti“ burbulus aplinkinėje tarpžvaigždinėje medžiagoje. Taip pat ir šviesa, skleidžiama akrecijos metu, savo slėgiu gali nustumti aplinkinę materiją ir sukurti juodosios skylės „vėją“, kuris irgi pakeičia aplinkinės medžiagos išsidėstymą.

Taigi, žvaigždinės masės juodųjų skylių stebėjimai rodo, jog jos gali būti svarbios įvairiais aspektais. Dar svarbesnės yra juodosios skylės milžinės, „gyvenančios“ daugumos galaktikų centruose.

Sunkiasvorės bedugnės

Nors pirmieji rentgeno spindulių dangaus vaizdai parodė artimas juodąsias skyles dvinarėse žvaigždėse, gerokai daugiau dėmesio sulaukė tai, kad daugybės galaktikų spektruose taip pat pastebėta labai daug rentgeno spindulių, o kai kurių spektrai iš esmės tiksliai atitiko teorinį juodosios skylės akrecinio disko spinduliuotės modelį. Tokios „keistos“ galaktikos, kurios taip pat yra ryškesnės už kitas ir šviečia daugiau iš paties centro, nei iš likusios savo dalies, jau seniau buvo pavadintos „aktyviomis“. Dabar paaiškėjo, kad pavadinimas puikiai tinka – tokiose galaktikose, tiksliau jų centruose, yra aktyviai materiją „valganti“ labai didelės masės juodoji skylė. Gerėjant stebėjimo priemonėms, buvo sugebėta atskirti spinduliuotę iš visos galaktikos ir spinduliuotę iš centrinio objekto. Taip dar tiksliau patvirtinta, kad bent jau didžiosios dalies aktyvių galaktikų centruose egzistuoja supermasyvios – daugiau nei milijono Saulės masių – juodosios skylės (angl. supermassive black holes, SMBH). Taip pat iš spektrų panašumo buvo padaryta prielaida, kad kvazarai, arba „daugmaž-žvaigždiniai objektai“ (angl. quasar, QSO arba quasi-stellar object) yra panašios aktyvios galaktikos. Kvazarais seniau buvo vadinami objektai, kurie atrodė taškiniai, tačiau švietė ne kaip žvaigždės (iš čia ir pavadinimas kilęs); vėliau paaiškėjo, kad tai tiesiog labai toli esančios galaktikos, todėl jų vaizdo nepavyko išskirti į centrinio objekto ir visos galaktikos spinduliuotę. Dabar kvazarais įvardijamos tos aktyvios galaktikos, kurių centrinio objekto šviesis viršija tam tikrą ribą.

Aktyviose galaktikose ne tik rentgeno spinduliavimas nurodo, kad jų centruose tūno juodosios skylės. Geriausias įrodymas, jog ten yra būtent šie egzotiški objektai, o ne kiti masyvūs dangaus kūnai – spektrinės linijos. Jų plotis leidžia nustatyti, kokiu greičiu sukasi spinduliuojanti medžiaga. Stebėjimai rodo, kad sukimosi greitis yra artimas šviesos greičiui. Tai reiškia, kad medžiaga sukasi aplink labai sukoncentruotą objektą ir driekiasi beveik iki pat Švarcšildo spindulio. Taip tankiai suspaustas objektas gali būti tik juodoji skylė; nors yra ir alternatyvių hipotezių (kvarkų žvaigždės, bozonų rutuliai, sustingusios žvaigždės, ir t.t.), nei viena jų nepaaiškina stebėjimų rezultatų taip gerai, kaip juodoji skylė. Dar vienas supermasyvių juodųjų skylių egzistavimo požymis – čiurkšlės, matomos besiveržiančios iš galaktikų centrų ir nusidriekiančios šimtus tūkstančių ar net milijonus šviesmečių. Šios čiurkšlės, prigimtimi greičiausiai identiškos žvaigždinės masės juodųjų skylių čiurkšlėms, jau tarpgalaktinėje erdvėje išpučia burbulus, perneša metalingas dujas iš centrinių galaktikos regionų į išorinius ir taip toliau. Akrecijos šviesis taip pat sukuria ir vėją, kuris išpučia dujas daugmaž sferiniu burbulu tolyn nuo juodosios skylės, taip pristabdydamas ar netgi visai sustabdydamas juodosios skylės augimą.

O kaip yra su neaktyviomis galaktikomis, t. y. tokiomis, kurių centruose nėra rentgeno spindulių šaltinių? Dar 1969-aisiais metais anglas Donaldas Linden-Belas (Donald Lynden-Bell), o 1983-aisiais lenkas Andžejus Soltanas (Andrzej Sołtan), naudodamiesi tuo metu žinomų kvazarų skaičiumi ir jų šviesiais, apskaičiavo, kiek analogiškų, tik nebešviečiančių, objektų turėtų būti mūsų aplinkoje. Soltanas, rašydamas savo straipsnį, jau daugmaž žinojo, kad kvazarai greičiausiai yra supermasyvios juodosios skylės, taigi „mirę kvazarai“ Žemės aplinkoje turėtų būti tokios pačios juodosios skylės, tik šiuo metu nevalgančios jokios materijos. Ir vienas, ir kitas autorius gavo panašius rezultatus – vidutiniškai viena supermasyvi juodoji skylė turėtų egzistuoti maždaug dešimtyje kubinių megaparsekų. Šitoks tūris yra panašus į vidutinį erdvės tūrį, tenkantį vienai galaktikai, taigi buvo padaryta išvada, kad didžioji dalis galaktikų savo centruose turi supermasyvias juodąsias skyles, tik ne visos bedugnės valgo materiją, taigi ne visos galaktikos yra aktyvios.

Jei aktyvios ne visos galaktikos, tai gal galima kaip nors kitaip patikrinti, ar egzistuoja tos juodosios skylės jų centruose? Čia tenka vėl atsigręžti į gravitacinius efektus, būtent į žvaigždžių orbitas. Mūsų Galaktikos centre tokių žvaigždžių esama gana daug, ir kuo arčiau centro, tuo greičiau jos juda. Kuo greitesnis tas judėjimas, tuo lengviau jį nustatyti. Taigi kai tapo įmanoma pažvelgti į patį Galaktikos centrą, net šviesmečio skersmens nesiekiančią zoną, pradėta reguliariai stebėti žvaigždžių padėtis ir nustatytos daugelio orbitos. Pastebėta, kad jos visos sukasi aplink tašką, tiksliai sutampantį su radijo bangų šaltiniu Šaulio A* (Sagittarius A*, SgrA*). Iš teorinių modelių žinoma, kad mažo aktyvumo juodosios skylės (t. y. tokios, kurios valgo labai nedidelius kiekius materijos) turėtų spinduliuoti būtent radijo bangų ruože. Tačiau tai dar ne įrodymas, kad ten tikrai juodoji skylė. Tas įrodymas po truputį vis stiprinamas yra iki pat dabar, kai randama žvaigždžių vis arčiau to centrinio objekto. Artimiausia žvaigždė praskrieja vos už 17 šviesvalandžių (maždaug toks yra Saulės sistemos skersmuo) nuo centrinio objekto, bet jos orbita visiškai nesiskiria nuo eliptinės, t. y. tokios, kokia turėtų būti, jei ji suktųsi aplink taškinį kūną. Vadinasi visa masė, aplink kurią sukasi ta žvaigždė ir kitos Galaktikos centre esančios, yra sutelkta mažesnio nei 17 šviesvalandžių spindulio kūne. Turint omeny, kad ta masė yra maždaug 4 milijonai Saulės masių, tai negali būti joks kitas mums žinomos materijos telkinys, tik juodoji skylė. Vėlesni stebėjimai ir radijo spindulių šaltinio gabaritų vis tikslesnis nustatymas leido dar sumažinti maksimalų leistiną SgrA* spindulį – iki 6 su puse šviesvalandžių. Rentgeno ir infraraudonųjų spindulių ruože kartais tas objektas suspindi šiek tiek stipriau – šių trumpalaikių žybsnių šaltinio dydis yra ne didesnis, nei 1 astronominis vienetas. Keturių milijonų Saulės masių kūno Švarcšildo spindulys yra viena dešimtoji astronominio vieneto. Šie duomenys leidžia atmesti kone visus kitus egzotiškų materijos formų telkinių modelius.

Štai taip, po truputį, ilgais ir kruopščiais stebėjimais bei duomenų analize, astronomai išsiaiškino, kas tūno mūsų Galaktikos centre. Panašūs stebėjimai leidžia spėti, jog beveik identiškas žvaigždžių judėjimas vyksta ir artimiausioje kitoje didelėje galaktikoje – M31 (Andromedoje). Pagal tų žvaigždžių parametrus nustatyta, jog M31 centrinio objekto masė yra maždaug 40 milijonų Saulės masių. Jo spindulys nėra taip gerai apibrėžtas, kaip SgrA*, tačiau vis tiek sudėtinga įsivaizduoti kitokį objektą, nei juodąją skylę, kuris galėtų būti toks masyvus ir toks mažas.

Milžiniškų juodųjų skylių egzistavimas yra šiek tiek gluminantis reiškinys. Mes neblogai suvokiame, iš kur atsiranda žvaigždinės masės juodosios skylės – jos yra žvaigždžių mirties liekanos. Tokios juodosios skylės gali po truputį augti, valgydamos aplinkinę materiją. Tačiau jų augimas yra gana lėtas procesas – padvigubinti savo masę juodoji skylė gali tik per 40 milijonų metų arba ilgesnį periodą, net jei maitinasi taip sparčiai, kaip teoriškai įmanoma. Stebėjimai rodo, kad dauguma juodųjų skylių materiją siurbia tikrai ne taip greitai. Be to, jei supermasyvios juodosios skylės atsirastų augant žvaigždinėms, tai būtų matomos ir tarpinio dydžio juodosios skylės. Tačiau nėra aptikta nei viena juodoji skylė, kurios masė būtų tarp 100 ir milijono Saulės masių. Taigi manoma, jog supermasyvios juodosios skylės jau susiformavo labai didelės – maždaug milijono Saulės masių – ankstyvojoje Visatoje, ir vėliau greičiausiai padėjo susiformuoti galaktikoms.

Pabaigai

Šioje srityje mokslas pažengė neišmatuojamai toli nuo pirmųjų užuomazgų XX a. pradžioje. Juodosios skylės, kažkada buvusios tik BRT keistenybė, dabar yra neatsiejama mūsų supratimo apie Visatą sudėtinė dalis. Žvaigždžių mirties liekanos, galaktikų formavimosi kertiniai akmenys, vieni stipriausių rentgeno spindulių šaltinių… Ir nors jų pačių tiesiogiai pamatyti negalime, paprastai to neprireikia – užtenka gravitacinės įtakos aplinkai, kad akivaizdžiai pamatytume jų buvimo įrodymus. Kaip ir dauguma kitų objektų, juodosios skylės dar neatskleidė visų savo paslapčių, daugelis teorijų remiasi įvairiomis ne visiškai patvirtintomis prielaidomis, tačiau pagrindai yra tvirti, o laikui bėgant mūsų žinių dėlionė pildysis ir toliau.