Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 11. novembra 2010
J. Caballero využil masivní dvojhvězdy σ Ori AB s hmotnostmi složek 18 a 11 M☉ v centru velmi mladé (<3 mil. let) hvězdokupy k určení dynamické paralaxy a tedy i vzdálenosti hvězdokupy od nás, která činí 330 pc. Jenže vzápětí W. Sherry aj. zkoumali stabilitu téže hvězdokupy a zjistili, že soustava navzdory svému mládí není gravitačně vázána, takže se rychle rozptyluje. Určování vzdálenosti hvězdokupy bylo až dosud značně nejisté - různí autoři udávali hodnoty od výše citovaných 330 pc až do 470 pc. Autoři se proto spolehli na studium rozložení hvězd podél hlavní posloupnosti a odtud odvodili vzdálenost 420 pc za předpokladu, že hvězdy mají nízkou metalicitu, a hodnotu 444 pc pro pravděpodobnější případ, že jde o hvězdy se sluneční metalicitou.
L. Loinard aj. za pomoci radiointerferometrie VLBA na vlnové délce 36 mm (frekvence 8,4 GHz) získali mimořádně přesnou hodnotu vzdálenosti jádra oblasti aktivní tvorby hvězd v souhvězdí Hadonoše. Sledovali totiž od léta 2005 po dobu celého roku pohyby dvou hmotných (6 a 2 M☉) hvězd, které v této oblasti nedávno vznikly a patří k jejím nejsilnějším rádiovým zdrojům, a odtud dokázali určit jejich trigonometrické paralaxy. Zatímco předešlé údaje o asociaci v Hadonoši byly zatíženy jak systematickou chybou, tak i velkou statistickou chybou (zhruba 25 %), nová hodnota 120 pc je výrazně menší než předešlé odhady a přitom její statistická chyba činí jen 4 %. Navíc se ukázalo, že obě hvězdy jsou členkami těsných dvojhvězd, takže další měření umožní zmíněnou hodnotu dále zpřesnit a tím výrazně zlepšit naše vědomosti o okolnostech vzniku hvězd z mezihvězdných mračen.
M. Mesineová aj. našli pomocí spektrografu NIRSPEC Keckova teleskopu mladou velmi hmotnou otevřenou hvězdokupu ve směru k centru Galaxie v blízkosti zdroje záření gama HESS J1813-178. Hvězdokupa vzdálená od nás necelých 5 kpc je stará jen 7 mil. roků a měla původní hmotnost >2 kM☉. Ve hvězdokupě vznikla i řada velmi hmotných hvězd, které se teď jeví jako Wolfovy-Rayetovy hvězdy, červení a modří veleobři a dokonce tam objevili jednak silně magnetický pulsar a jednak dva pozůstatky po supernovách. Odtud plyne, že v hvězdokupě vznikly i hvězdy s hmotnostmi až 30 M☉.
S. Koposov aj. si položili otázku, kolik otevřených hvězdokup se v Galaxii nachází, protože zatím existují jen hrubé odhady o přibližně stovce tisíc hvězdokup, z nichž jsou dosud objevena jen 2 %. Věnovali se proto zkušebně jejich soustavnému vyhledávání pomocí multispektrální přehlídky na ploše 16° x 16° ve směru k anticentru Galaxie, kde lze očekávat nejmenší vliv výběrových efektů. Našli tak 15 předtím neznámých otevřených hvězdokup.
Nicméně z objevu kulové hvězdokupy ve směru k anticentru G. Petitem a S. Klionerem vyplývá, že i v tomto směru jsou výběrové efekty velmi výrazné. Našli totiž pomocí infračervených přehlídek 2MASS a GLIMPSE (Spitzerův teleskop) hvězdokupu o hmotnosti několika set tisíc M☉ vzdálenou od nás asi 6 kpc v galaktické šířce b = -0,6°, přičemž optická extinkce v pásmu V činí v uvedeném směru plných 24 mag!
E. Noyolová aj. využili spekter kulové hvězdokupy ω Cen (vzdálenost 5 kpc od nás; slapový poloměr hvězdokupy 70 pc; úhrnná hmotnost hvězd 5 mil. M☉) z HST a teleskopu Gemini-S k určení křivky radiálních rychlostí hvězd v závislosti na jejich vzdálenosti od centra hvězdokupy. Odtud odvodili, že v centru hvězdokupy se velmi pravděpodobně nachází intermediální černá díra (IMBH) o hmotnosti 40 tis. M☉. Hvězdokupa se dále vyznačuje pekuliární retrográdní oběžnou drahou kolem centra naší Galaxie, takže autoři soudí, že jde fakticky o zbytek hmotnější (≈40 mil. M☉) trpasličí galaxie, kanibalizované Mléčnou dráhou. Podobně A. Kiselev aj. soudí, že i v kulové hvězdokupě M15 (NGC 7078; Peg; vzdálenost 10 kpc; stáří 13 mld. let) se na základě měření křivky radiálních rychlostí dá prokázat IMBH o hmotnosti ≈5 tis. M☉.
Podle M. Reida aj. dosáhla nyní mezikontinentální radiointerferometrie VLBA takové zralosti, že umožňuje díky měřením relativní polohy rádiového zdroje Sgr A* v centru Galaxie vůči vzdáleným kvasarům v pásmu 43 GHz (vlnová délka 7 mm) odhalit oběžný pohyb Slunce vůči centru Galaxie již během několikahodinových měření s polohovou přesností na úhlové mikrovteřiny! Tak se podařil zjistit, že Slunce v současné době cestuje rychlostí (7,2 ±0,4) km/s na sever od hlavní roviny Galaxie a jeho oběžná rychlost kolem centra Galaxie činí 210 km/s s chybou ±20 km/s. Mezitím se podařilo S. Doelemanovi aj. uskutečnit radiointerferometrická měření VLBI v okolí zdroje Sgr A* na vlnové délce 1,3 mm (231 GHz), což dává ve vzdálenosti 8 kpc lineární rozlišení 50 mil. km (0,3 AU), přičemž Schwarzschildův průměr černé veledíry je právě poloviční (24 mil. km). Autoři tak zjistili, že většina silného rádiového záření zdroje Sgr A* nepřichází z obzoru událostí černé veledíry, ale z akrečního disku nad tímto obzorem. Podle všech autorů není už nejmenších pochybností o tom, že centrum Galaxie reprezentuje prakticky nehybná černá veledíra.
D. Kornreich a R. Lovelace využili průlomu v numerických metodách modelujících splývání černých veleděr v rámci obecné teorie relativity, aby poukázali na velký lineární moment vyzařovaných gravitačních vln v závěru jejich splynutí. To se projeví v případě splynutí černých veleděr v jádře Galaxie pekuliární rychlostí splynuté soustavy až 4 tis. km/s vůči těžišti Galaxie. Pokud je tato pekuliární rychlost >600 km/s, unikne soustava z Galaxie za pouhých 100 mil. roků. Ve skutečnosti černá veledíra v Galaxii se vůči těžišti pohybuje rychlostí <200 km/s, takže fakticky jen mírně osciluje kolem těžiště a nejspíš tedy vznikla postupnou akrecí hvězdných černých děr, nikoliv ze dvou samostatných veleděr.
D. Porquet aj. pozorovali pomocí družice Newton rentgenovou "škytavku" zdroje Sgr A* dne 4. dubna 2007, kdy během půl dne krátkodobě vzrůstala rentgenová jasnost zdroje až o dva řády. Příčina těchto občasných škytání není zatím známa. Navzdory tomu je však obecně rentgenová jasnost černé veledíry mimořádně nízká.
Podobnou slabší škytavku zaznamenali již v červenci 2005 F. Aharonian aj., když souběžně pozorovali zdroj Sgr A* jednak družicí Chandra a jednak teleskopem HESS v pásmu tvrdého (1 TeV) záření gama. Zatímco v rentgenovém oboru se jasnost zdroje náhodně zvyšovala až téměř o řád během deseti minut, v oboru gama se nic neměnilo. Protože zdroj záření gama leží ve vzdálenosti asi 100 Schwarzschildových poloměrů od veledíry, je zřejmé, že rentgenové škytání se musí odehrávat mnohem blíže k obzoru událostí černé veledíry.
Nejnovější určení hmotnosti této veledíry pochází z práce A. Ghezové aj., kteří shromáždili veškerá data o polohách a radiálních rychlostech hvězd v jejím bezprostředním okolí za léta 1995-2007 a obdrželi tak hmotnost (4,1 ±0,4) MM☉. Hvězda S0-2 se díky výstřednosti své dráhy e =0,9 při oběžné době 16 let dostává v pericentru na vzdálenost jen 0,55 miliparseku (113 AU) od veledíry. Pokud je černá veledíra opravdu v klidu vůči barycentru Galaxie, činí její hmotnost 4,5 MM☉ a vzdálenost od nás (8,4 ±0,4) kpc, takže Slunce obíhá kolem barycentra Galaxie rychlostí (220 ±20) km/s.
I. Bonnell a W. Rice se zabývali otázkou, kde se v bezprostředním okolí této černé veledíry bere více než tucet velmi hmotných hvězd (označované písmenem S a pořadovým číslem), které mají, jak známo, krátkou životnost, takže musely vzniknout zcela nedávno. Protáhlé "kometární" oběžné dráhy hvězd S nám přitom výtečně slouží k určení hmotnosti černé veledíry podle 3. Keplerova zákona. Kromě toho do vzdálenosti 1 pc od veledíry se pozoruje další stovka hmotných hvězd, které nemohou být starší než 6 mil. roků. V takto blízkém okolí veledíry nejsou obří molekulová mračna jako kolébky hvězd dostatečně stabilní, protože je rychle rozbíjejí slapové síly černé veledíry. Autoři ukázali hydrodynamickými simulacemi vývoje obřího molekulového mračna, které padá zdálky na černou veledíru, že se mračno změní během několika milionů let na protáhlý eliptický prsten, jenž kolem veledíry obíhá. Zmíněné hvězdy patrně vznikají právě z tohoto prstenu. Zatímco v apocentru se materiál prstenu nachází ve vzdálenosti 3 pc od černé veledíry, v pericentru se přibližuje až na 0,1 pc a právě tam je jeho materiál doslova "rozžvýkán" slapovými silami veledíry na obrovité chuchvalce, které stačí na vznik hmotných hvězd. Úhrnná hmotnost prstenu přesahuje 3 mil. M☉, takže materiálu na vznik hmotných hvězd je víc než dost.
Témuž problému se věnovali také Z. Löckmann aj. Ukázali, že uvnitř centrálního parseku se nacházejí patrně dva hvězdné disky o poloměru jen 0,1 pc, které spolu navzájem dynamicky interagují a hvězdy v nich získávají efekty precese a Kozaiovy rezonance vysoké dráhové výstřednosti v náhodných směrech vůči centrální černé veledíře. Pokud se nacházejí ve dvojhvězdách, jsou během těsných přiblížení k černé veledíře roztrženy na samostatné složky, z nichž jedna zůstane uvězněna v těsné blízkosti veledíry jako hvězda typu S, zatímco druhá složka je odpálena z centra Galaxie rychlostí vyšší než únikovou.
R. O'Leary aj. se zabývali hyperrychlými hvězdami (angl. HVS), jež unikají z Galaxie rychlostmi až 2 tis. km/s následkem setkávání s hvězdnými černými děrami, které se hromadí do vzdálenosti 0,1 pc od centrální černé veledíry. První hvězda HVS objevena v r. 2005 a během dvou let jejich počet vzrostl podle M. Lópezové-Moralesové a A. Bonanose na 10 objektů. Jejich rychlost i směr pohybu lze ve všech případech vysvětlit právě gravitačním kopancem, který hvězdy obdržely ve skrumáži černých děr v blízkosti těžiště naší Galaxie. Přitom je dle zmíněných autorů nutné rozlišovat dva případy - urychlení prostorové rychlosti osamělé hvězdy a roztržení dvojhvězdy na dvě složky, z nichž jen jedna nakonec opustí Galaxii. Lze dokonce poznat, o který mechanismus urychlení HVS se jedná, a to podle rychlosti rotace hyperrychlé hvězdy, takže např. HVS 7 s rovníkovou rychlostí rotace 60 km/s pochází ze dvojhvězdy, kdežto HVS 8 s rotační rychlostí 260 km/s byla osamělá. Vyhledávání hyperrychlých hvězd je technicky velmi obtížné, ale s rostoucím výkonem přehlídkových dalekohledů lze očekávat, že jejich počet poroste. Z toho pak plyne, že intergalaktický prostor není hvězdoprostý, jak se až dosud mohlo zdát.
M. Juric aj. změřili tzv. fotometrické (přibližné) vzdálenosti pro 48 mil. hvězd, rozprostřených na úhlové ploše 6,5 tis. čtv. stupňů v galaktických šířkách nad 25° z přehlídky SDSS. Jejich fotometrické vzdálenosti se pohybují v rozmezí 100 – 20 000 pc a dávají tak zatím nejlepší představu o struktuře Galaxie. Vyplývá odtud, že halo Galaxie je výrazně zploštělé v poměru 0,64 : 1. Do hala je vnořen strukturovaný galaktický disk, skládající se ze dvou hlavních složek; vnitřní o tloušťce 300 pc a poloměru 2,6 kpc a vnější o tloušťce 900 pc a poloměru 3,6 kpc. Galaxie je zahuštěna hvězdami na úhlové ploše 1 tis. čtv. stupňů ve směru k bohaté blízké kupě galaxií v Panně a disk sám má proměnnou hustotu hvězd po svém obvodu. Podle E. Bella aj. ukázala přehlídka SDSS, že Galaxie je navíc doslova korunována "tiarou" 3 mil. hvězd, která poukazuje na dosud nestrávené zbytky trpasličích galaxií (satelitů), jež byly naší Galaxií v minulosti pohlceny.
J. Vallée se pokusil určit podrobněji průběh magnetické indukce i ve spirálních ramenech Galaxie pomocí disperzní míry pro více než 550 rádiových pulsarů. Ukázal tak, že magnetické siločáry sledují kruhové dráhy interstelárního plynu i ve spirálních ramenech, která se nacházejí ve vzdálenostech 3,8 – 12 kpc od centra Galaxie. T. Dame a P. Thaddeus objevili při mapování rozložení CO v Galaxii nový oblouk spirálního ramene souběžný s klasickým ramenem ve vzdálenosti 3 kpc od centra. Oblouk o úhlové délce >20° se od hlavního ramene navíc vzdaluje relativní rychlostí 50 km/s. Obě ramena jsou dobře patrná také v rádiové čáře H I (211 mm; 1,4 GHz). Autoři odtud vyvozují, že Galaxie má podobně jako mnohé jiné spirální galaxie centrální příčku.
A. Bonanos aj. zjistili, že hyperrychlá hvězda (HVS) HE 0437-5439 o heliocentrické rychlosti +720 km/s a rotační rychlosti 54 km/s je od centra naší Galaxie vzdálena 61 kpc. Pokud by byla bývala vymrštěna z centra Galaxie, dostala by se do této vzdálenosti až za 100 mil. roků, jenže vzhledem k její sp. třídě B2 IV-III nemůže být starší než 35 mil. let. Autoři se proto domnívají, že byla ve skutečnosti vymrštěna z Velkého Magellanova mračna (VMM), ale v jeho nitru se podle současných vědomostí žádná černá veledíra, která by ji dokázala katapultovat, nevyskytuje. Podobně N. Przybilla aj. zjistili, že metalicita hvězdy nesouhlasí s metalicitou hvězd v centru naší Galaxie, ale zato velmi dobře odpovídá metalicitě hvězd ve VMM. Proto se všichni zmínění autoři snaží vysvětlit její rychlý pohyb tím, že ve VMM mohou být intermediální černé díry (IMBH) o hmotnostech řádu kM☉, které by prý na urychlení hvězdy stačily; jejich existence je však zatím nejistá, a tak je dokonce možné, že se hvězdy dají urychlit na únikové rychlosti i nějakým jiným mechanismem, který černou díru velké hmotnosti nevyžaduje.
B. Sherwin aj. posuzovali možnosti objevu hvězd HVS, které by pocházely z galaxie M31. Posuzovali účinnost různých mechanismů vymrštění hvězd s přispěním černé veledíry, IMBH nebo skrumáže hvězdných černých děr v okolí centra M31. Zjistili, že nejúčinnější je vymršťování složek dvojhvězd z okolí černé veledíry, takže na cestě k naší Galaxii by mohlo být asi tisíc HVS takto vzniklých. IMBH k tomu přidají ještě dalších ≈400 HVS, takže v měřitelném dosahu by mělo být několik stovek HVS dostatečně blízko naší Galaxie, které by se k nám měly přibližovat rychlostmi <500 km/s. Kromě toho bychom mohli případně objevit několik jasných obřích HVS v halu galaxie M31.
G. Di Benedetto využil ke zpřesnění vzdálenosti Velkého Magellanova mračna měření úhlových rozměrů cefeid a Baadeho-Wesselinkovy metody určování jejich vzdáleností ze spektroskopicky určených lineárních poloměrů. Obdržel tak velmi přesnou vzdálenost VMM 51,6 kpc. Jenže mezitím M. Catelan a C. Cortés vypočítali o 0,06 mag jasnější absolutní hvězdnou velikost prototypu proměnných hvězd RR Lyr, protože se podařilo zpřesnit její vzdálenost od nás. Jelikož se proměnné tohoto typu vyskytují často ve VMM, znamená to ovšem nepříjemné snížení vzdálenosti VMM na 48,8 kpc.
Téhož roku ale O. Szewczyk aj. v rámci projektu ARAUCARIA určovali vzdálenost VMM z infračervené fotometrie proměnných RR Lyr pomocí spektrografu SOFI na teleskopu NTT ESO a dostali tak podstatně větší vzdálenost 52,0 kpc. Jelikož vzdálenost VMM představuje důležitou spodní příčku kosmologického žebříku vzdálenosti, má tento rozpor závažné důsledky pro celou kosmologii. V rámci téhož projektu určili W. Gieren aj. vzdálenost osamělé nepravidelné trpasličí galaxie WLM (Wolf-Lundmark-Melotte) z infračervené fotometrie cefeid na 960 kpc s chybou jen 3 % a G. Di Benedetto stanovil svou metodou vzdálenost galaxie NGC 4258 na 7,2 Mpc (daleko za hranicí Místní soustavy) ve výborné shodě s přesnou maserovou hodnotou, což dává jeho postupu punc větší věrohodnosti.
C. Grecová aj. objevili v přehlídce SDSS další sféroidální trpasličí galaxii, která je satelitem Galaxie. Pomocí proměnných hvězd typu RR Lyr určili její vzdálenost od nás 160 kpc. Je to již dvacátý satelit typu dSph, obsahující mj. tzv. modré loudaly (blue stragglers), kteří se při své hmotnosti opožďují ve vývoji vůči standardním hvězdám hlavní posloupnosti. S. Walsh aj. určili pomocí teleskopu MMT parametry dalšího slabě svítícího satelitu naší Galaxie Bootes II. Je od nás vzdálen jen 42 kpc, má o dva řády nižší metalicitu než Slunce a rozměry 36 x 33 pc. Absolutní hvězdná velikost dosahuje jen -2,2 mag, takže není vyloučeno, že jde spíše o kulovou hvězdokupu.
L. Strigeri aj. využili zejména přehlídky SDSS k rozpoznání dalších přinejmenším 23 slabě svítících satelitů Galaxie. Jejich svítivosti se pohybují v rozmezí 103 – 108 L☉ a souhrnné hmotnosti v rozmezí 103 – 109 M☉. Navzdory těmto rozdílům v hmotnostech a svítivostech, vychází z měření oběžných rychlostí hvězd, že v centrálních 300 pc každého satelitu je soustředěna vždy zhruba stejná hmotnost 10 MM☉, což zároveň znamená, že právě nejméně svítivé galaxie obsahují nejvyšší podíl skryté látky. Autoři odtud dále zjistili, že konec šerověku vesmíru, kdy se kosmický prostor znovu rozsvítí a látka v něm ionizuje, odpovídá červenému posuvu z = (11,0 ±1,4), tj. času (420 ±50) mil. let po velkém třesku.
E. Tollerud aj. odvodili z výsledků přehlídky SDSS, že je v ní výrazně podceněn počet satelitů naší Galaxie, takže ve skutečnosti se do vzdálenosti 400 kpc od centra Galaxie nalézá 300 – 1 000 satelitů. což by odpovídalo modelům, založeným na standardní kosmologii velkého třesku. Halo naší Galaxie pak vznikalo splynutím hal těchto malých satelitů.
M. Irwin aj. nalezli podobně pomocí teleskopu INT malou sféroidální galaxii, která je XVII. satelitem galaxie M31 v Andromedě. Od nás je vzdálena 790 kpc a od centra M31 celých 44 kpc. Metalicita jejích hvězd je téměř o dva řády nižší než metalicita Slunce a její absolutní vizuální hvězdná velikost dosahuje jen -8,5 mag. V její blízkosti se nacházejí tři kulové hvězdokupy. K. Howley aj. počítali dynamiku pohybu známého satelitu NGC 205 u galaxie M31. Z našeho pohledu se trpasličí eliptická galaxie nalézá za galaxií M31 a pohybuje se vůči ní radiální rychlostí 400 km/s, která je blízko rychlosti únikové, takže z toho lze usoudit, že jde o vůbec první přibližování satelitu k obří galaxii. V rozložení její jasnosti jsou už patrné slapové síly vyvolané M31.
Pokroky pozorovací techniky umožnily dle A. Alksnise aj. nalézt za posledních 7 let v hustých hvězdných polích galaxie M31 již 19 nov. Zdá se, že tento počet se bude v dalších letech zvyšovat, jak ostatně ukazují skvělé výsledky K. Hornocha, docilované s poměrně malými dalekohledy o průměru zrcadel <0,6 m. To má velký význam jak pro poznávání mechanismu výbuchů nov tak také pro zlepšení údajů o vzdálenosti M31, která tvoří třetí příčku kosmologického žebříku vzdáleností.
J. Liu aj využili teleskopu Gemini N a rentgenové družice Chandra k zaměření úhlu osy rotace černé díry X-7 v galaxii M33. Dostali tak jednak přesnou hodnotu její hmotnosti 15,6 M☉ a jednak i dobrou hodnotu jejího spinu a = (0,77 ±0,05).
A. García-Varela aj. využili v rámci projektu ARAUCARIA přehlídky 23 cefeid v galaxii NGC 247 s periodami světelných křivek v rozmezí 17 – 131 d a odvodili tak vzdálenost galaxie 3,63 Mpc. Galaxie patří do nejbližší sousední skupiny galaxií v souhvězdí Sochaře. Jelikož vzdálenost dalších dvou uvažovaných členů této soustavy, galaxií NGC 300 a NGC 55 je přibližně poloviční, je však jejich příslušnost k této skupině pochybná. Možná jde o slapové vlákno ze skupiny vybíhající.
V. Magerová aj. opravili pomocí kamery WFC HST proměřením špičky větve červených obrů v Seyfertově galaxii NGC 4258 (M106; CVn) její vzdálenost na 7,2 Mpc, což se shoduje s nezávislým určením vzdálenosti pomocí cefeid a mezihvězdných maserů.
D. Mello aj. zjistili díky pozorováním z družice GALEX a kamery ACS HST, že mezi známými galaxiemi M81 a M82 ve Velké Medvědici se vyskytuje osm oblastí překotné tvorby hvězd ve slapově vybudovaném mostu mezi oběma galaxiemi. Obě galaxie i most vykazují shodný červený posuv z = 0,004, tj. vzdálenost 17 Mpc. V mostu se vyskytují dvě populace hvězd, mladá o stáří <10 mil. let a stará s věkem >1 mld. roků. Stará populace vznikla v hlavních discích obou galaxií. Při těsném přiblížení obou galaxií k sobě před 250 mil. let byly hvězdy z obou disků katapultovány do intergalaktického prostoru. Naproti tomu mladá populace vznikla nedávno ze zbylého slapově vymrštěného plynu, jenž se dosud uchoval v jinak prázdném prostoru mezi oběma galaxiemi. Podařilo se tak nalézt vývojový mezičlánek mezi obřími mosty s překotnou tvorbou hvězd u splývajících obřích galaxií a slaboučkými mosty, jež pozorujeme mezi Magallanovými mračny.
E. Sabbi aj. zkoumali pomocí kamery ACS HST satelitní galaxii Holmberg IX poblíž M81 a našli v ní asi pětinu hvězd mladších než 200 mil. roků, ale také mnohem starší červené hvězdy, které jsou slapovým pozůstatkem z galaxie M81. Autoři se dommívají, že galaxie Holmberg IX vznikla během posledního sblížení galaxií M81 a M82. J. Liu a R. di Stefanová zkoumali vlastnosti ultrasvítivého rentgenového zdroje o výkonu >1032 W v galaxii M81 a porovnáním s optickým protějškem na archivním snímku HST dospěli k závěru, že jde pravděpodobně o záření z okolí intermediální černé díry o hmotnosti >1 kM☉.
V. Acciari aj. pozorovali aparaturou VERITAS záření gama s energií >250 GeV z oblasti centra galaxie M87 (vzdálenost 16 Mpc) v kupě v souhvězdí Panny. Zdroj je patrně bodový a proměnný - světelná křivka koreluje během ročního pozorování s proměnnosti rentgenového záření z téhož směru. J. Albert aj. zjistili pomocí aparatury MAGIC v pásmu energií 350 GeV, že v únoru 2008 se jádro galaxie výrazně zjasnilo. J. Wang aj. pozorovali v 10TeV pásmu záření gama rychlou proměnnost centra M87. Domnívají se, že kolísající energetické záření vzniká v bezprostředním okolí černé veledíry o hmotnosti 3,2 GM☉ ve vzdálenostech 5 – 10 Schwarzschildových poloměrů veledíry. Taková pozorování jsou velmi cenná pro diagnostiku vlastností černých veleděr.
J. Kenney aj. uvedli, že v okolí obří eliptické galaxie M86 z kupy v Panně je mezihvězdné prostředí silně narušeno celou sítí vláken zářících v čarách H-α a [N II], spojující tuto galaxii s její sousedkou NGC 4438, vzdálenou od M86 přes 120 kpc. Galaxie M86 je rádiově tichá, takže v ní asi v současné době nevznikají hvězdy, protože srážka obou galaxií již fakticky začala a projevuje se ohřátím mezihvězdného plynu, který se pak nemůže hroutit na prahvězdy.
N. Nowak aj. pozorovali pomocí infračerveného spektrografu SINFONI VLT ESO galaxii NGC 1316 v kupě galaxií v souhvězdí Chemické pece (Fornax) Docílili tak úhlového rozlišení 0,08″ a odtud odvodil přibližnou hmotnost černé veledíry v jejím centru 150 mil. M☉. To je mimořádně nízká hodnota pro tak hmotnou galaxii.
I. Saviane aj. revidovali vzdálenost proslulé interagující soustavy galaxií "Tykadla" (NGC 4038/4039) pomocí špičky větve červených obrů, které se podařilo v galaxiích pozorovat. Zatímco dosud se udávala vzdálenost 20 Mpc, z těchto měření vyplývá že Tykadla jsou vzdálena jen 13,3 Mpc s chybou <1 %. Jejich práci však vzápětí kritizovali F. Schweizer aj., kteří vzdálenost Tykadel určovali pomocí Supernovy 2007sr a vyšlo jim plných 22 Mpc. Tvrdí, že předešlí autoři se dopustili chyby při určení nulového bodu větve červených obrů a doporučují pro vzdálenost Tykadel užívat zaokrouhlenou hodnotu 22 Mpc.
S. van den Bergh využil parametrů 80 galaxií vzdálených od nás <10 Mpc a porovnal je s parametry galaxií v kupách v Panně a ve Vlasech Bereniky (vzdálenost 99 Mpc). Zjistil, že bez ohledu na různé vzdálenosti je vztah mezi jasností a průměrem galaxie týž. M. Disney aj. z podobných statistik odvodili, že existuje jednoznačná závislost mezi hmotností, momentem hybnosti, zastoupením baryonů, stářím a rozměry galaxií, přičemž řídícím parametrem pro všechny závislosti je hmotnost celé galaxie.
P. Väisänen aj. zkombinovali optický snímek HST dvou interagujících galaxií IRAS 1911-2124 (vzdálenost 200 Mpc) zvaných podle vzhledu "Pták" s infračerveným záběrem kamery NACO VLT ESO a ukázali, že ve skutečnosti jde o srážku tří galaxií: spirální galaxie s příčkou a nepravidelná galaxie vytvářejí trup ptáka, kdežto jeho hlavičku tvoří třetí svítivá infračervená galaxie, v níž probíhá překotná tvorba hvězd úžasným tempem 200 M☉/rok! Hlavička však odlétá od trupu ptáka vysokou rychlostí 400 km/s a ptačí křidélka dokládají silné slapové vlivy na dráhy hvězd všech zmíněných galaxií v průběhu vlastní srážky. Nic podobného dosud astronomové nepozorovali.
N. Hathi aj. využili snímků HUDF k nalezení 47 galaxií s červenými posuvy z v rozmezí 5 – 6 (stáří 0,95 – 1,20 mld. let po velkém třesku) a ke srovnání intenzity tvorby hvězd v nich. Ukázali, že tempo tvorby hvězd ve zmíněném časovém rozmezí se nemění, což je ve shodě se standardním kosmologickým modelem.
R. Jimenéz aj. porovnali vzhled vzdálených galaxií z přehlídky SDSS s morfologií blízkých galaxií pro statistický soubor 40 tis. objektů. Poukázali tak na výrazný vliv velmi hmotných galaxií na ohřev interstelárního plynu, který následkem toho nemůže kondenzovat do hvězd, dokud se nezašpiní těžšími prvky z velmi hmotných hvězd, jež v galaxiích již prodělaly celý životní cyklus a rozptýlily tuto "špínu" do mezihvězdného prostoru. Naštěstí pro další vývoj vesmíru probíhá ve zmíněných galaxiích tvorba hvězd dříve a rychleji než v galaxiích trpasličích, takže přibližně 3 mld. let po velkém třesku se zbylý interstelární plyn ochladí a zapojí do dalšího kola vzniku hvězd ve vesmíru, jak ostatně vyplývá z pozorování.
R. Sommervilleová aj. uveřejnili model společného vývoje galaxií, černých veleděr a AGN, v němž ukázali, jak akrece plynu na černé veledíry vyvolává vyzáření značné energie, což zpětně omezuje další růst hmotnosti veledíry z akrece, ovlivňuje sílu galaktického větru a odstraňuje z galaxií studený plyn. Mocné výtrysky plynu z okolí veledíry ohřívají intergalaktickou atmosféru obklopující skupiny i celé kupy galaxií. Omezování růstu černých veleděr pak přirozeně vysvětluje empirický vztah mezi hmotností centrální veledíry a hmotností výdutě příslušné galaxie. Model velmi dobře souhlasí pro bližší galaxie a kupy galaxií, ale souhlas se zhoršuje, když se ponoříme do minulosti vesmíru (stáří <2 mld. let po velkém třesku).
L. Bradley aj. objevili kombinací snímků z HST a SST rekordně vzdálenou galaxii s červeným posuvem z = 7,6, což odpovídá vzdálenosti 4,0 Gpc (stáří 700 mil. let po velkém třesku). Její hmotnost odhadli na (2 – 3) GM☉ a tempo tvorby hvězd <8 M☉/r. Stáří hvězd v galaxii se pohybuje v rozmezí 45 – 320 mil. roků, takže nejstarší hvězdy tam vznikaly již 380 mil. let po velkém třesku. K rekordu přispěla šťastná shoda okolností, že obraz zmíněné galaxie je výrazně zesílen efektem gravitační čočky, kterou v tomto případě představuje kupa galaxií Abell 1689 se z = 0,18 (vzdálenost 670 Mpc). Vzápětí A. Henryová aj. uveřejnili domněnku o možná ještě vyšším červeném posuvu anonymní galaxie, pozorované jednak spektrografem NICMOS HST a jednak SST. Na infračervených snímcích jsou totiž vidět nápadné skoky ve spojitém spektru galaxie jednak na vlnové délce ≈1,2 μm a jednak mezi vlnovými délkami 3,6 a 4,5 μm, které autoři interpretují jako kosmologicky posunutý Lymanův, resp. Balmerův skok. Pokud mají pravdu, tak z toho vyplývá červený posuv z v rozmezí 7 – 9, tj. vzdálenost 3,95 – 4,02 Gpc (stáří >560 mil. let po velkém třesku).
D. Stark aj. využili gravitační čočky (z 0,7; zesílení 28x) a laserové adaptivní optiky u Keckova dalekohledu k podrobnému zkoumání galaxie J2135-0102 (z =3,1; vzdálenost 3,5 Gpc; stáří 2,1 mld. let po velkém třesku) s rozlišením 100 pc. Objevili tak v centru galaxie kompaktní obří molekulové mračno o průměru 1,3 kpc, v němž vznikají hvězdy rychlým tempem 40 M☉/r a vytvářejí tak sféroidální výduť galaxie.
P. Capak aj. potvrdili neuvěřitelný rekord >1 kM☉/r v tempu překotné tvorby hvězd u extrémně hmotné a svítivé galaxie typu SMG zásluhou pozorování v submilimetrovém pásmu spektra. Zářivý výkon galaxie s červeným posuvem z = 4,5 (vzdálenost 3,8 Gpc; stáří 1,35 mld. let po velkém třesku) dosahuje 10 TL☉, což lze vysvětlit díky dobré morfologii soustavy jako důsledek probíhající srážky dvou galaxií, která započala před 5 mil. let. Zmíněný rekord však neměl dlouhého trvání, protože vzápětí nalezli D. Weedman a J. Houck pomocí SST v pásmu 7,7 μm infračervenou galaxii s rekordním zářivým výkonem téměř 1040 W, čemuž odpovídá tempo tvorby hvězd 3,4 kM☉/r.
J. Cooke aj. objevili prakupu galaxií s červeným posuvem z = 3,0, která se skládá z minimálně tří složek, obklopených společným halem o hmotnosti 10 TM☉. Autoři se domnívají, že jde o příklad předchůdce bohatých kup galaxií o dnešních hmotnostech v rozmezí 1014 – 1014.5 M☉. Podobně G. Brunetti aj. pozorovali pomocí radioteleskopu GMRT na frekvencích 240 – 610 MHz obrovské rádiové halo kolem kupy galaxií Abell 521 (z = 0,25; vzdálenost 900 Mpc), jejíž složky splývají. Hmotnost hala o objemu 10 Mpc3 odhadli na 1 PM☉ horkého plynu o teplotě 100 MK.
G. Lamer aj. ohlásili objev patrně největší kupy galaxií pomocí rentgenové družice Newton a binokulárního teleskopu LBT v poloze J0830+5241. Objekt ve vzdálenosti 2,4 Gpc známý také z infračerveného katalogu 2MASS má hmotnost řádu 1015 M☉ a rovněž rekordní svítivost mezi všemi dosud známými kupami galaxií.
A. Constantinová aj. zjistili, že AGN se nejčastěji vyskytují v prolukách (angl. voids) velkorozměrové struktury vesmíru, zatímco na stěnách proluk jsou vzácné. Není divu, že AGN nevykazují známky silné akrece intergalaktické látky, na rozdíl od silné akrece na běžné typy galaxií, jež se naopak koncentrují právě podél stěn (lívanců) velkorozměrové struktury.
J. Albert aj. využili nové aparatury MAGIC k objevu prvního zdroje vysokoenergetického záření gama J2032+4130 v pásmu energií řádu TeV. Potřebovali k tomu expozici dlouhou 4 dny, ale přesto je povaha zdroje zatím neznámá. F. Aharonian aj. však oznámili, že aparatura HESS nenašla do konce r. 2007 žádné stálé záření gama v pásmu 230 – 590 GeV pro 18 sledovaných AGN, přičemž citlivost přijímačů dosáhla 5 % intenzity záření gama z Krabí mlhoviny.
Úspěšnější byly teleskopy HESS při hledání energetických paprsků gama u blazarů. Podle týchž autorů zaznamenal HESS v letech 2005-06 slabé záření gama v pásmu 0,22 – 1,3 TeV na úrovni 3 % Kraba u blazaru PG 1553+113 (vzdálenost 1 Gpc). Spektroskopie pomocí VLT ESO v březnu 2006 nenašla však u tohoto zdroje žádné emisní ani absorpční čáry v blízké infračervené oblasti spektra. Podobně se podařilo zachytit během podzimu 2007 celkem 173 fotonů s energií >300 GeV u blazaru RGB J0152+017 (vzdálenost 320 Mpc), který je znám také jako proměnný zdroj rádiového záření.
Zato S. Vercellone aj. pozorovali v červenci 2007 silné zjasnění blazaru 3C-454.3 v pásmu energií 0,03 – 50 GeV pomocí italské družice AGILE. V maximu šlo dokonce o vůbec největší tok tvrdého záření gama od kvasaru, který byl kdy pozorován. Vzplanutí bylo viditelné také v oboru měkkého záření gama 18 – 60 keV a posléze i opticky. Tatáž družice zaznamenala v říjnu 2007 podle P. Giommiho aj. a A. Chena aj. ve spolupráci s družici Swift velké zjasnění blazaru S5 0716+714 (vzdálenost 1 Gpc) ve všech přístupných oborech spektra. Také u teleskopu VERITAS pozorovali V. Acciari aj. počátkem března 2008 výbuch blazaru W Comae (vzdálenost 400 Mpc) v pásmu gama >200 GeV.
J. Albert aj. spatřili pomocí teleskopu MAGIC velmi silný výbuch kvasaru 3C-279 (vzdálenost 1,6 Gpc) v pásmu záření gama s energiemi 80 – 300 GeV, jenž se odehrál koncem února 2006. Jde o pozorování vysokoenergetických paprsků gama v rekordní vzdálenosti od Země, což svědčí o tom, že vesmírný prostor je pro vysokoenergetické záření gama průhledný daleko více, než se čekalo. Souběžně s tímto zvýšením toku v oboru energií >100 GeV se kvasar nacházel v silně vybuzeném stavu i v optickém oboru spektra.
A. Marscher aj. využili radiointerferometrie na velmi dlouhých základnách (VLBA) s úhlovým rozlišením 0,000 1″ ke zkoumání výtrysku z prototypu blazarů BL Lac (vzdálenost 275 Mpc). Shodou okolností je právě tento výtrysk namířen k Zemi, takže vidíme doslova do jeho jícnu o úhlovém průměru 0,000 5″. Z polarimetrie vyplývá, že ve výtrysku o průřezu 0,6 pc se nalézá tuhé šroubovicové magnetické pole, jež urychluje vyvrhované elektricky nabité částice na relativistické rychlosti. Zkroucení pole je nejspíš způsobeno rotací magnetosféry, anebo diferenciální rotací akrečního disku obklopujícího černou veledíru. Uvnitř výtrysku jsou také patrné jasné oblasti, které vydávají díky vysoké teplotě široké spektrum elektromagnetického záření od optických fotonů až po paprsky gama o energiích až 1 TeV.
F. Rieger a F. Aharonian tvrdí, že proměnné vysokoenergetické (<1 TeV) záření gama u klasických AGN vzniká díky elektronům odstředivě urychlovaným v těsném okolí černých veleděr, kde Lorentzovy faktory L dosahují hodnot řádu 108! Nejhmotnější veledíry mají přitom při hmotnosti 3 GM☉ Schwarzschildovy poloměry až 9 mld. km (60 AU, což odpovídá vnějšímu poloměru Edgeworthova-Kuiperova vnějšího pásu planetek). D. Alexander aj. ukázali, že pro AGN s červenými posuvy z ≈ 2 (vzdálenost ≈ 3 Gpc; stáří ≈ 10 mld. let; rentgenový zářivý výkon ≈ 1037 W) vychází průměrná hmotnost černých veleděr v jejich centru na 100 MM☉. Odtud vyplývá, že následkem akrece mohly do současnosti jejich hmotnosti vzrůst až na 400 MM☉. Podle M. Kishimota aj. je zdrojem záření AGN opticky tlustý akreční disk, která je ohříván disipací gravitační energie černé veledíry.
M. Gierlinski aj. objevili pomocí rentgenové družice Newton (pásmo 0,3 – 10 keV) v AGN RE J1034+396 (vzdálenost 170 Mpc) kvaziperiodické oscilace o délce přibližně 62 min, které lze patrně vysvětlit jako periodicky proměnnou dodávku hmoty do akrečního disku centrální černé veledíry o úctyhodné hmotnosti 10 GM☉. Je to vůbec první případ kvaziperiodických oscilací u černé veledíry.
C. Hu aj. probrali optická a ultrafialová spektra 4 tis. kvasarů z přehlídky SDSS až do vzdálenosti 2 Gpc od nás. Ve spektrech se vyskytují soustavně červeně posunuté široké emise Fe II s rychlostmi 400 – 2 000 km/s a také červeně asymetrická vodíková čára H-β. To lze jednoduše vysvětlit tím, že veškerý zářící materiál padá na černé veledíry v centru kvasarů.
A. Weiss aj získali pomocí submilimetrového bolometru LABOCA radioteleskopu APEX pracujícího na vlnové délce 0,87 mm mapy oblastí překotné tvorby hvězd v aktivních galaxiích NGC 253, NGC 4945 a Cen A. Dostali tak při úhlovém rozlišení 20″ rozložení chladného prachu ve zmíněných galaxiích až do vzdálenosti 7,5 kpc od jejich center. Teplota prachu 17 – 20 K je prakticky táž jako v naší Galaxii, avšak v centrech překotné tvorby hvězd stoupá až na 40 K. Hmotnost plynu ve zmíněných galaxiích činí po řadě 2; 4 a 3 GM☉; z toho teplejší plyn představuje asi desetinu uvedené hmotnosti. V nejzajímavější AGN Centaurus A dosahují elektrony urychlené v okolí jádra galaxie rychlosti až 0,5c ve vzdálenosti 2,6 kpc od centra, takže září synchrotronově.
M. Ackermann aj. se snažili pomocí aparatur AMANDA II (19 kabelů s 677 fotonásobiči, spuštěných do hloubek 1,5 – 2,5 km v ledu na jižním zeměpisném pólu) objevit kosmická neutrina, která by teoreticky mohla přicházet od AGN. Potenciální signál je však příliš slabý na to, aby se dal odlišit od mionů z kosmického záření. Jelikož pro neutrina s energiemi >10 PeV je Země neprůhledná, zaměřili se na oblast energií kolem 100 TeV, kde neutrina už bezpečně procházejí Zemí, takže kvůli odlišení šumu se berou v úvahu jen neutrina, přicházející do antarktických fotonásobičů ze zdrojů na severní polokouli. V letech 2000 a 2002 nenašli žádné signály od vysokonergetických neutrin, takže zatím lze blízká AGN vyřadit ze seznamu možných zdrojů kosmických neutrin.
A. Evans aj. využili nového detektoru HARP u mikrovlnného radioteleskopu JCMT na Havaji k objevu spektrálních čar HCN, CO a HCO+ v ultrasvítivé infračervené galaxii (ULIRG) Mrk 231 (vzdálenost 175 Mpc), v níž probíhá extrémně intenzivní tvorba hvězd a akrece plynu na centrální černou veledíru. Podařilo se jim totiž proniknout v tomto pásmu hustými oblaky plynu a prachu, jež značně omezují možnosti optických sledování dokonce i tak výkonnou kamerou, jakou je ACS na HST.
S. Bianchi aj. pozorovali pomocí HST a družice Chandra galaxii Mrk 463 (vzdálenost 200 Mpc) typu ULIRG a odhalili v jejím centru dvě svítivá jádra o rentgenových výkonech 1,5.1036 W a 3,8.1035 W. Jádra jsou od sebe navzájem vzdálena minimálně 4 kpc. Obě jádra lze klasifikovat jako AGN. Jde sice teprve o druhý známý případ binárního jádra v galaxiích (předtím byla dvě jádra objevena u ULIRG NGC 6240 [Oph; vzdálenost 120 Mpc] ve vzájemné vzdálenosti minimálně 1 kpc), ale podle názoru autorů musí být takové páry jader ve skutečnosti poměrně časté kvůli způsobu, jakým ULIRG vznikají.
Neméně zajímavý je podle S. Komossy aj. kvasar SDSS J0927+2943 (vzdálenost 2 Gpc), jenž se v optickém spektru honosí dvěma sestavami emisních čar. První z nich se vyznačuje velmi úzkými čarami, které jsou posunuty k modrému konci spektra vůči čarám týchž prvků (Balmerova série vodíku a vysoce ionizované zakázané čáry těžších prvků), jež vykazují naopak velmi široké spektrální profily. Autoři to interpretují jako projevy přítomnosti dvou černých veleděr, které původně obíhaly kolem sebe po zužující se spirále, ale nakonec nesplynuly, neboť ve shodě s modelovými výpočty založenými na numerické relativitě byla jedna veledíra vymrštěna z centra kvasaru vysokou rychlostí; v tomto konkrétním případě jde o rychlost minimálně 2650 km/s, což je dokladem silně anizotropního vyzařování gravitačních vln v původním těsném páru veleděr.
C. Impellizzeriová aj. objevili vodní maser na frekvenci 22 GHz v blízkosti černé veledíry uprostřed kvasaru MG J0414+0534 v rekordní vzdálenosti 3,4 Gpc díky značnému zesílení maserového signálu mezilehlou gravitační čočkou. Jeho zářivý výkon je dvakrát vyšší než u lokálních vodních maserů, což svědčí o tom, že před 11 mld. let byla obří molekulová mračna četnější a zářivější než dnes.
V. Dokučajev aj. se zabývali otázkou, jakým způsobem vznikají černé veledíry ve velmi raném vesmíru. Předpokládali, že tehdy bylo asi jedno promile hmotnosti vesmíru skryto v podobě kompaktních shluků prvotních černých děr, jež vznikly následkem fázových přechodů v extrémně raném vesmíru. Rozložení těchto shluků souhlasí také s centry kondenzací skryté látky vesmíru. Ke vzniku protogalaxií je zapotřebí shluků černých děr o hmotnostech na úrovni 105 M☉ v čase ≈270 mil. let po velkém třesku. Protogalaxie o typickém poloměru těsně pod 2 kpc a hmotnostech kolem 200 MM☉ mají ve svých centrech již slité prvotní černé díry a svým vzhledem se podobají pozorovaným sféroidálním trpasličím galaxiím.
Slévání protogalaxií s haly skryté látky o hmotnostech těsně nad 200 MM☉ pak vede k pozorované velkorozměrové struktuře vesmíru a růstu hmotnosti centrálních černých děr na výsledné veledíry. Takto posílené protogalaxie se pak dále slévají na současné galaxie, což vysvětluje, proč existuje přímá úměrnost mezi hmotnostmi černých veleděr galaxií a galaktických výdutí. Jelikož se během růstu odehrává až 10 tis. postupných slévání černých děr, je téměř nemožné najít dnes velkou a hmotnou galaxii, která by ve svém nitru neměla černou veledíru. Dnešní velké galaxie také oplývají haly skryté látky o hmotnostech až 1 TM☉!
Autoři rovněž navrhli zvláštní scénář pro vznik aktivních kvasarů, v nichž slitý shluk prvotních černých děr dále roste díky akreci plynu ze svého okolí. Takto narůstající černá veledíra je obklopena halem skryté látky, což je sice poměrně vzácný jev, ale přesto dobře vysvětluje relativní zastoupení galaxií s aktivními jádry (AGN) v současném vesmíru.
Také J. Wang aj. počítali, co se děje s prvotními černými děrami o hmotnostech řádu 1 kM☉ od času 140 mil. let do reionizace vesmíru v čase 750 mil. let po velkém třesku. Hmotnost prvotních černých děr se za tu dobu zvýší řádově stokrát a na jejich další růst do hmotnosti černých veleděr, které sídlí v nitrech kvasarů, stačí akrece lehce nad Eddingtonovou mezí. Životnost kvasarů, jejichž zdrojem energie je akrece na černou veledíru, se pak pohybuje na úrovni 1 mld. let. Černé veledíry také výrazně regulují tempo tvorby hvězd v galaxiích nejméně po dobu 3 mld. let po velkém třesku.
M. Vestergaard aj. odvodili z přehlídky SDSS DR3 na ploše 1644 čtv. stupňů oblohy funkci hmotnosti pro černé veledíry ve vzdálených kvasarech s výraznou aktivitou v bezprostředním okolí veleděr v jejich centru. Obdrželi tak pro 14,5 tis. kvasarů jasnějších než i ≈ 19 – 20 mag, jejichž vzdálenosti od nás se pohybují v rozmezí 1 – 3,8 Gpc, dobré odhady hmotnosti příslušných veleděr. Rekordní hmotnost veledíry v tomto statistickém souboru činí 3 GM☉. Předpoklad, že zdrojem velkého zářivého výkonu kvasarů je akrece interstelární látky na velmi hmotnou černou díru, vyslovili jako první E. Salpeter, J. Zeldovič a I. Novikov již v r. 1964. Dnes už je to učebnicový poznatek.
S. Salviander aj. využili obřího 9,2m teleskopu HET v Texasu k podrobnému spektroskopickému studiu vzdálených (z až 0,3; tj. vzdálenost až 1 Gpc) osamělých galaxií z přehlídky SDSS. Zjistili tak, že většina z nich jeví velký rozptyl radiálních rychlostí v různých částech své struktury, což svědčí o vysokých hmotnostech příslušných centrálních černých veleděr. Dostali tak rozptyly až 444 km/s, čemuž odpovídá hmotnost příslušné černé veledíry 10 GM☉. Současně zjistili, že pro hmotnosti veleděr >5 GM☉ přestává platit přímá úměrnost mezi hmotností veledíry a výdutě dané galaxie; rovněž tak se zastaví růst zářivého výkonu galaxie v závislosti na hmotnosti příslušné veledíry.
M. Valtonen aj. předpověděli, že dráhy černých veleděr blazaru OJ 287 (Cnc; vzdálenost 1,1 Gpc) by měly vykazovat dva efekty obecné teorie relativity, vyplývající z jejich oběhu kolem společného těžiště, a to stáčení přímky apsid a zkracování oběžné periody. Na archivních snímcích od r. 1891 je totiž pozorovatelné výrazné podvojné (časový odstup 1 – 2 roky) zjasnění objektu až o 2 mag vždy po 12 letech, což je dobrý indikátor oběžné periody zmíněných černých veleděr. V polovině 90. let minulého století vznikla domněnka, že příčinou těchto zjasnění je "těsná dvojdíra" složená z černých veleděr, jež kolem sebe obíhají po silně výstředné dráze. To nyní autoři skvěle potvrdili, když ukázali, že primární černá veledíra má rekordní hmotnost 18 GM☉ a Schwarzschildův poloměr 350 AU, kdežto sekundární veledíra je proti ní úplný drobeček s hmotností i poloměrem 180krát menším, tj. 100 MM☉ a 2 AU.
Sekundární veledíra na dráze o velké poloose 9,3 kAU a výstřednosti e = 0,66 tak během 12letého oběhu dvakrát protíná oblast akrečního disku kolem primární veledíry a to vede k dramatickým vzplanutím svítivosti ve všech myslitelných oborech spektra. Na základě předešlých vzplanutí v letech 1994 a 1995 autoři předpověděli, že v r. 2007 dojde v případě platnosti OTR ke zkrácení oběžné doby o 20 dnů, jednak díky vyzařování gravitačních vln ze soustavy a jednak kvůli stáčení přímky apsid o plných 39° za jediný oběh. To se na den přesně potvrdilo, když k maximu zjasnění kvasaru došlo 12. září 2007 a intenzita výbuchu byla větší než při předešlém maximu před 12 lety. Příští výbuch by měl začít v lednu 2016. Autoři také vypočítali, že obě veledíry se vinou gravitačního vyzařování slijí již za 10 tis. roků.
Dátum poslednej zmeny: 11. novembra 2010