Když astronomové zamířili první radioteleskopy do hlubin vesmíru, objevili neznámé bodové zdroje tohoto dlouhovlnného elektromagnetického záření. Když se pak na ně zaměřili i svými dalekohledy pro viditelné světlo, uviděli různé objekty – pozůstatky po supernovách, nebo gigantická plynno-prachová mračna ve vzdálenějších galaxiích, které jsou kolébkou zrodu nových hvězd. V mnohých případech ale ve viditelném spektru pozorovali jenom vzdálený, hvězdě podobný objekt. Podle toho tyto hvězdy-nehvězdy dostaly název – "hvězdě podobné rádiové zdroje", v angličtině "qausi-stellar radio sources", tedy zkráceně "quasars" – kvasary.
Později se ukázalo, že nejde o objekty z naší Mléčné dráhy a že musí být velmi, velmi daleko. Dále než tehdy známé galaxie. A že tedy musí i extrémně zářit, když je na takovou vzdálenost registrujeme. Dnes s velkou dávkou jistoty předpokládáme, že jsou to aktivní jádra obrovských galaxií, které vznikly v ranějších dobách vývoje vesmíru. V jejich středech sídlící gigantické černé díry pohlcují obrovské množství mezihvězdného plynu a prachu. Hmotu před spolknutím gravitačně urychlují na obrovské rychlosti, tím ji stlačí a zahřejí. Tato hmota pak intenzivně vyzařuje v mnoha oblastech spektra - od nízkoenergetických rádiových vln až po vysokoenergetické gama záření.
Když výkonné teleskopy objevily, že vzájemné srážky galaxií nejsou ničím extrémně výjimečným, astronomové pochopili, že tyto kolize musely být v raném vesmíru ještě běžnější. Některé z kvasarů, které dnes pozorujeme, jsou výsledkem těchto dávnych kosmických dramat.
Počítačové modely upřesnily pravděpodobné průběhy galaktických srážek a pomohly vysvětlit, proč většinu nejvzdálenějších kvasarů ve viditelném světle nepozorujeme. Při srážce se mění rozložení plynu a jeho obrovské masy se mohou přesouvat směrem k centrálním černým dírám v obou galaxiích. Ty se pak nenasytně krmí, přibývají mnohonásobně na hmotnosti i gravitační síle, čímž se celý děj ještě více dramatizuje, pokud mají v dosahu dostatek materiálu. Ale narůst mohou i masivnější hvězdy, které mají štěstí a srážka jim zajistila přísun nových hmotných rezerv do oblasti jejich gravitačního dosahu. Nenasytnost se jim ale nevyplácí – nejen že naberou na hmotnosti a více se rozzáří, ale zkrátí si i hvězdný život, protože rychleji spalují své nukleární palivo. Když pak na závěr explodují jako supernovy, rozmetou do okolí své vnější vrstvy v podobě gigantických rozpínajících se pracho-plynných mračen. Jestli v galaxii exploduje velké množství supernov, vznikne prachová opona, jež před zraky našich dalekohledů natolik zastíní galaktický střed, že ho v spektrálním rozsahu od viditelného světla po rentgenové záření nemusíme vůbec registrovat.
V časopisu Science se objevil krátký článek, ve kterém tým amerických astrofyziků vedený Ezequielem Treisterem analyzuje data získaná pomocí kosmických sond. Vědci prokázali, že většina kvasarů, které vznikly v raném vesmíru, jsou mraky prachu maskovány. Proto jsme dosud viděli spíše ty „mladší“ kvasary. Tento závěr odpovídá pozorování i teoretickým modelům vývoje velkých, na plynnou složku bohatých galaxií i předpokládané frekvenci jejich vzájemných kolizí v průběhu miliard let.
Energie, kterou vzdálený kvasar vyzáří, neregistrujeme v původních vlnových délkách. Nezpůsobuje to jenom rudý posuv spojený s rozpínáním prostoru. Fotony s vyšší energií – například rentgenové, nebo ultrafialové paprsky mohou být při průchodu oblaky prachu absorbovány a pak jejich energie opět vyzářena, ale již v delší vlnové délce.
Abychom pochopili, „jak to ve vesmíru chodí“, je nevyhnutné skloubit všechny informace, které na různých vlnových délkách vysílá. Oblast viditelného světla je výjimečná jenom pro nás, protože v tomto spektru funguje náš zrak. Ale naštěstí dokážeme sestrojit „oči“, které nám zprostředkují i neviditelné rádiové signály (např. interferometre VLA, VLB), infračervené světlo (sonda Spitzer), nebo rentgenové a gama záření (Chandra). I zasloužilý Hubble mapuje vesmír v široké škále spektra. Vidí světlo od blízkého infračerveného, přes viditelné až po ultrafialové. Díky těmto teleskopům astronomové mohou objevit i jádra aktivních galaxií ukrytá za mraky plynů a hvězdného prachu a zkoumat, co se při galaktických srážkách děje s černými dírami v jejich jádrech. Jak v průběhu kolize mnohonásobně zvyšuji svojí hmotnost. Černá díra v centru naší spirálové galaxie patří mezi ty „lehčí“ – její hmotnost asi 4 milion krát převyšuje hmotnost Slunce. V jádrech raných obřích eliptických galaxiích trůní gigantické černé díry s hmotností až několika miliard našich Sluncí. V obou případech ale hmotnost centrální černé díry představuje asi tisícinu souhrnné hmotnosti všech gravitačně poddaných hvězd.
Černé díry odsávají všechen dostupný materiál ve svém okolí. Jak ho k sobě přitahují a urychlují, část plynu může uniknout a gravitačním prakem být vymrštěna pryč. Následující počítačová animace simuluje srážku galaxií, které obklopuje halo temné hmoty. Výsledkem je vznik eliptických galaxií doprovázený obrovským kosmickým ohňostrojem. Autory simulace jsou Joel Primack, Patrik Jonsson (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) a Greg Novak (Department of Astrophysical Sciences, Princeton University). Srážka galaxií je zobrazena tak, jako bychom jí viděli dalekohledem. Model zahrnuje i pohlcování světla hvězd mezihvězdným prachem, jeho oteplování i ochlazování, vznik nových hvězd i exploze supernov. Minuta a dvacet sekund dlouhé video znázorňuje asi 3 miliardy let galaktického vývoje. Barvy odpovídají vnímání lidského zraku – v modrých oblastech se rodí nové hvězdy, oblaka prachu pohlcující procházející světlo jsou tmavší a načervenalá.
Srážka tedy přesouvá obrovské masy plynu do centrálních oblastí kolidujících galaxií. Tam, kde si na něj nemohou již černé díry gravitačně sáhnout a pohltit ho, mohou vznikat nová obrovská oblaka se zvýšenou hustotou. V nich se o překot rodí nové hvězdy, mnohé z nich i desetinásobně hmotnější než je Slunce. Supernovy, které na konci jejich poměrně krátkého hvězdného života explodují, pak vyprodukují obrovské množství plynno-prachového materiálu zahalující centrální oblast galaxie.
Když astronomové udělali revizi známých kvasarů, zjistili velice průkaznou závislost – kvasary, které vznikly v ranějších dobách vesmíru, jsou vesměs ukryty do prachové obálky. Pro mnohem mladší to již neplatí – více než polovinu vidíme i ve spektru viditelného záření, nebo v rentgenu. Poměr v kratších vlnových délkách viditelných a neviditelných kvasarů se podle pozorování teleskopů Spitzer, Hubble a Chandra mění v průběhu stárnutí vesmíru až desetinásobně.
Výsledky Treisterova týmu jsou ve shodě s modely, které rekonstruují vznik na plyn bohatých galaxií v raném vesmíru, jejich v průběhu vesmírní historie měnící se hustotu a s ní související pravděpodobnost jejich srážek. Tu vědci stanovili na základě nejuznávanější kosmologické teorie - modelu vesmíru ΛCDM (Lambda–Cold Dark Matter). Jde o známou představu o složení vesmíru, v němž 72 – 73 % tvoří temná energie (představuje jí lambda ve zkratce), dalších 23 % připadá na chladnou temnou hmotu (CDM – cold dark matter). Z atomů složená hmota má jenom 5% podíl. A pouhého asi 0,5 % z celkové hmotnosti galaxií vidíme v podobě hvězd, plynu nebo prachu.
Jak vesmír stárnul četnost galaktických srážek klesala, ale snižovalo se množství galaxií bohatých na vodík a helium - spotřebovaly se při tvorbě hvězd. Dosud nejproduktivnějším způsobem rekonstrukce kosmické minulosti je modelování a porovnávání výsledků s pozorovanou realitou. Příkladem jsou i další počítačové simulace:
Frank Summers (Space Telescope Science Institute) využil údaje od kolegů (Chrise Mihose / Case Western Reserve University a Larse Hernquista / Harvard University) pro vytvoření krátkého videa znázorňujícího celý průběh kolize dvou galaxií. V okamžicích, kdy se simulace na chvíli zastaví, se objeví reálný snímek některé pozorované galaktické srážky z Hubbleova teleskopu. Je to hezká ukázka propracovanosti současných modelů. Kredit: NASA, ESA / F. Summers (STScI)
Trojice Tiziana Di Matteo, Volker Springel a Lars Hernquist vytvořila před pěti lety k svému odbornému článku pro časopis Nature i tuto počítačovou animaci srážky dvou galaxií. Na rozdíl od obou předchozích modelů, tento bere v úvahu i vliv supermasivních černých děr v centrech obou galaxií. Simulace znázorňuje, jak se mění rozložení plynu v průběhu 2 miliard let. Světlost barvy je úměrná hustotě plynu, odstín odpovídá jeho teplotě. Kredit: Tiziana Di Matteo, Volker Springel, Lars Hernquist
(T. Di Matteo, V. Springel, L. Hernquist: Energy Input from Quasars Regulates the Growth and Activity of Black Holes and Their Host Galaxies, Nature 433, 604 (2005))
První z dvou animací znázorňuje chování plynu při srážce dvou galaxií s centrálními černými dírami. Jde o spirálové galaxie podobné Mléčné dráze s poměrem hmotností 2:1. Modrou barvou je znázorněn plyn o teplotě 10 000 K, červenou o teplotě milion Kelvinů. Světlost barvy je úměrná hustotě plynu.
Druhá animace představuje vývoj hvězdných populací při stejné srážce galaxií. Zde barva odpovídá průměrnému věku hvězd – modré mají okolo 10 milionů a červené asi jednu miliardu let. Světlost opět představuje hustotu, tentokráte ale hvězd v prostoru.
Kredit: Philip Hopkins, Harvard University
Tato animace Thomase Coxe z Carnegie Observatories je počítačovým modelem srážky dvou galaxií který se snaží rekonstruovat vývoj reálně pozorovaného binárního kvasaru SDSS J1254+0846. Simulace představuje časovou periodu 3,6 miliardy let. Skutečný obraz binárního kvasaru jak ho dnes pozorujeme se zobrazí s odstupem 2,33 miliardy let od začátku srážky. (Kredit: T.J. Cox)