Kvazar
Velký rozvoj zpracování relativistických pozorování a úkazů přišel na začátku šedesátých let se školou Rogera Penrose a jeho žáka Stephena Hawkinga. Penrose přišel s jednoduššími matematickými postupy. V roce 1960 astronomové objevili pomocí dalekohledu na Mount Palomaru novou hvězdu na místě, kde očekávali mlhovinu. Zářivost nové hvězdy kolísala, měla záhadné spektrum, navíc byla silným rádiovým zdrojem, proto ji astronomové pokřtili quasi stellar radio source (kvazistelární rádiový zdroj), zkráceně kvazar. Spektrum obsahovalo jasné (emisní) čáry, kdežto většina obyčejných hvězd jeví pouze spektrum s tmavými (absorpčními) čarami. Navíc se tyto čáry vyskytovaly na vlnových délkách, které neodpovídají žádnému známému prvku. Záhadnost spektra byla vysvětlena pomocí relativistického Dopplerova jevu. Kvasary se od nás totiž vzdalují (nebo přibližují) velkou rychlostí několik desítek či stovek tisíc km s–1 (byla naměřena rychlost až 0,8c), to se projeví posunem spektrálních čar. Podstata kvasarů zůstává stále nejistá. Hypotézy je vysvětlují jako oblast anihilace hmoty a antihmoty, velmi hustou hvězdokupu, v níž často dochází ke srážkám hvězd, jako skupinu nadhvězd, kolabující suprahustá tělesa, černé díry apod. Jako nejpravděpodobnější vysvětlení se ukazuje, že hmotnost kvasarů je řádu 108 až 109 Sluncí. Jestliže se tato obří hmota začne gravitačně hroutit, vznikne černá díra s poloměrem 3 · 108 až 3 · 109 km. Jestliže na tuto supermasívní černou díru dopadá zvenčí jakákoliv plynná či pevná hmota, urychlí se působením gravitace černé díry na rychlosti blízké rychlosti světla a přitom silně září. Kde se však taková supermasívní černá díra vezme? Nejspíš tam, kde je koncentrace vesmírné hmoty dost vysoká, tedy v samotném centru galaxií. Jsou to tedy zhroucená jádra obřích galaxií. Měření jasnosti kvasarů prokázala, že jejich světlo není vůbec stálé. Mění se rychle, během několika dnů či týdnů, ve značných mezích – od 20 do 80 %. Rychlost světelných změn ukazuje, že skutečné rozměry kvasarů jsou astronomicky vzato malé – nepřesahují stovky miliard kilometrů. Takové rozměry odpovídají vnitřní části sluneční soustavy.
Umělecká představa kvasaru ULAS J1120+0641.
Zdroj: ESO/M. Kornmesser. Under Creative Commons.
Černé díry
Již v roce 1783 John Michell a v roce 1796 Pierre Laplace předpověděli existenci „černé hvězdy“, tedy hvězdy tak hmotné, že z ní nemůže uniknout ani světlo. O více jak sto let později vyplynula existence tohoto objektu z obecné teorie relativity a z výpočtů Johna Wheelera. Černé díry jsou konečná stádia života hvězd, jejichž železné jádro po všech životních peripetiích má stále hmotnost větší než 1,8 Slunce. Při kolapsu látka padá prakticky volným pádem blíž a blíž k sobě a dosahuje neomezených hustot. Díky své obrovské přitažlivosti se vytvoří vlastní uzavřený vesmír, tzv. horizont událostí a nedovolí žádnému elektromagnetickému záření, aby se odtud dostalo do okolního prostoru. Zhroucená hvězda o dostatečně velké hmotnosti je uzavřena v pomyslné kouli, jejíž poloměr bude tím větší, čím větší je hmotnost zhroucené hvězdy. Na počest objevitele se tento poloměr nazývá Schwarzschildův. Např. pro hvězdu s hmotností 2 Slunce činí pouhých 6 km. Černou díru nemůžeme přímo vidět, skrývá se uvnitř horizontu událostí odkud ani světlo nemůže uniknout. O existenci černé díry se můžeme dovědět jen z jejích gravitačních účinků. Jedním z důkazů existence černých děr by byla detekce gravitačních vln, které vznikají při zrodu černé díry. Jako možní kandidáti se jeví jádra aktivních galaxií (včetně té naší) nebo pozůstatky hmotných hvězd v systémech.
Jeden ze současných největších teoretických fyziků Stephen Hawking přišel na překvapivou věc. Černé díry přece jenom něco vyzařují. Velikost vyzářené energie je ovšem většinou zanedbatelná. Teplota černých děr je nepřímo úměrná jejich hmotnosti. To znamená, že menší černé díry mají teplotu vyšší než absolutní nula a září. Tento jev je lavinovitý, jestliže černá díra září, ztrácí energii, a tedy i hmotnost. Výsledkem Hawkingova procesu je, že ke konci svého života zvyšuje černá díra výrobu energie tak bleskově, že jde prakticky o výbuch v podobě záblesku záření γ. Studium vzdáleného vesmíru pomocí Hubbleova teleskopu a dalších observatoří odhalilo, že černé díry se nejspíš nachází v centru většiny galaxií, včetně té naší.
Gravitační čočky
Myšlenka, že by se hmota mohla chovat podobně jako skleněné čočky, poprvé pochází z deníku Alberta Einsteina z roku 1912. Ten ale myšlence nevěnoval žádnou další pozornost. O osm let později
Arthur Eddington ukázal, že pokud mezi hvězdou a námi je hmotný objekt, pak by měl být vidět několikanásobný obraz hvězdy. Ve 30. letech se problémem zabýval český elektroinženýr Rudi W. Mandl, který emigroval do USA. V roce 1936 na jeho popud provedl Albert Einstein podrobnější výpočet a na Mandlovu žádost publikoval článek v časopise Science pod názvem Čočce podobné působení hvězd v důsledku ohybu světla v (jejím) gravitační poli. Jeho text začíná slovy: “Nedávno mne navštívil R. W. Mandl a požádal mne, abych publikoval výsledky drobného výpočtu, který jsem provedl na jeho žádost. Touto poznámkou vyhovuji jeho přání.“ Podobnou práci publikoval i český astronom František Link. K jeho smůle ale ve francouzském časopise, který komunita zabývajíc se relativitou nečetla. Jako první čočkující objekt byl v roce 1979 objeven kvazar 0957+561.
K efektu čočkování dochází, jestliže světlo na své cestě od zdroje k pozorovateli míjí masivní objekt. Tím může být například černá díra, supermasivní černá díra, obří eliptická galaxie, hnízdo galaxií nebo kvasar. Takový objekt potom nazýváme gravitační čočka.
Princip gravitační čočky.
Zdroj: Techmania Science Center. Autor: Magda Králová. Under Creative Commons.
Gravitační pole obklopující tento objekt totiž ohýbá paprsky přicházející ze zdroje, v jistém smyslu proto můžeme na gravitační čočky nahlížet jako na obdobu čoček optických, založených na lomu světla. Gravitační čočky jsou však účinnější, neboť "vidí dále" než optické dalekohledy. Gravitační čočky nám tak dovolují nahlédnout velmi daleko v prostoru a do hluboké minulosti vesmíru.
Budeme–li zdroj světla (kvazar) přibližovat k optické ose (země – čočkující galaxie) a v případě přesném srovnání všech tří objektů do přímky vznikne rotační symetrie podle optické osy. Vzdálený zdroj se zobrazí jako Einsteinův prstenec, jehož poloměr bude záviset na hmotnosti čočkující galaxie, a tloušťka prstence na úhlovém rozměru zdroje světla. První celý Einsteinův prstenec byl objeven v roce 1998 u objektu B1938+666.
Úroveň pozorovací techniky se od dob Alberta Einsteina značně zlepšila, proto je dnes možné čočkování pozorovat i u daleko menších těles (tak jak to předpověděl Albert Einstein). Může jít například o hvězdu přecházející před jinou hvězdou. Jev je samozřejmě málo častý a krátkodobý, ale při sledování oblohy některým automatickým přehlídkovým projektem občas pozorovatelný. Hovoříme pak i gravitační mikročočce. Mikročočky se projevují se především tím, že zesilují záření hvězd, před nimiž přecházejí. Mikročočky v halu naší Galaxie objevují astronomové v rámci projektu MACHO (Massive Compact Halo Objects = masivní kompaktní objekty v galaktickém halu); systematicky sledují jasnost devíti miliónů hvězd ve Velkém Megallanově oblaku. Astronomové v projektu MACHO jsou přesvědčení, že mikročočky mohou vysvětlit značnou část skryté hmoty v naší Galaxii. První mikročočka byla objevena v roce 1989, kdy pomocí hvězdy naší Galaxie bylo zesíleno světlo vzdáleného kvazaru QS0 2237+0305. Mikročočkování se projevuje i při přechodu exoplanet přes hvězdu, lze ho tedy využít při hledání exoplanet.
