Černá díra - Historie editací

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\)“

2022-08-14T14:54:15Z

Nahrazení textu „</math>“ textem „\)</big>“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:54
Řádka 92:		Řádka 92:
	Černé díry jsou předpovězené [[Albert Einstein\|Einsteinovou]] teorií [[obecná teorie relativity\|obecné relativity]]. V nejjednodušším případě jsou popsány tzv. [[Schwarzschildova metrika\|Schwarzschildovou metrikou]], což je nejstarší a nejjednodušší exaktní řešení [[Einsteinovy rovnice\|Einsteinových rovnic]]. Bylo objeveno [[Karl Schwarzschild\|Karlem Schwarzschildem]] v roce [[1915]]. Toto řešení popisuje zakřivení [[Časoprostor\|prostoročasu]] v okolí nerotujícího sféricky symetrického objektu, přičemž jeho [[metrika]] je		Černé díry jsou předpovězené [[Albert Einstein\|Einsteinovou]] teorií [[obecná teorie relativity\|obecné relativity]]. V nejjednodušším případě jsou popsány tzv. [[Schwarzschildova metrika\|Schwarzschildovou metrikou]], což je nejstarší a nejjednodušší exaktní řešení [[Einsteinovy rovnice\|Einsteinových rovnic]]. Bylo objeveno [[Karl Schwarzschild\|Karlem Schwarzschildem]] v roce [[1915]]. Toto řešení popisuje zakřivení [[Časoprostor\|prostoročasu]] v okolí nerotujícího sféricky symetrického objektu, přičemž jeho [[metrika]] je

-	: <big>\( \mathrm{d}s^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) \mathrm{d}t^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} \mathrm{d}r^2 + r^2 \mathrm{d}\Omega^2 </~~math~~>,	+	: <big>$ \mathrm{d}s^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) \mathrm{d}t^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} \mathrm{d}r^2 + r^2 \mathrm{d}\Omega^2 $</big>,

-	kde <big>\(\mathrm{d}\Omega^2 = \mathrm{d}\theta^2 + \sin^2\theta\; \mathrm{d}\phi^2</~~math~~> je standardní člen prostorového úhlu obdobný [[sférická soustava souřadnic\|sférickým souřadnicím]].	+	kde <big>$\mathrm{d}\Omega^2 = \mathrm{d}\theta^2 + \sin^2\theta\; \mathrm{d}\phi^2$</big> je standardní člen prostorového úhlu obdobný [[sférická soustava souřadnic\|sférickým souřadnicím]].

	Podle Schwarzschildova řešení se [[sférická symetrie\|kulově symetrický]] objekt nevyhnutelně zhroutí vlivem své vlastní gravitace do černé díry, je-li jeho poloměr menší než vzdálenost známá jako [[Schwarzschildův poloměr]]. Pod tímto poloměrem je prostoročas tak silně zakřivený, že se každý světelný paprsek vyzářený z této oblasti libovolným směrem bude pohybovat do		Podle Schwarzschildova řešení se [[sférická symetrie\|kulově symetrický]] objekt nevyhnutelně zhroutí vlivem své vlastní gravitace do černé díry, je-li jeho poloměr menší než vzdálenost známá jako [[Schwarzschildův poloměr]]. Pod tímto poloměrem je prostoročas tak silně zakřivený, že se každý světelný paprsek vyzářený z této oblasti libovolným směrem bude pohybovat do
	středu celého systému. Ve středu se vytvoří [[gravitační singularita]], oblast s teoreticky nekonečnou hustotou. Oblast pod horizontem událostí však již ve Schwarzschildových souřadnicích nelze popsat a užívá se např. [[Kruskal-Szekeresovy souřadnice\|Kruskal-Szekeresových souřadnic]].		středu celého systému. Ve středu se vytvoří [[gravitační singularita]], oblast s teoreticky nekonečnou hustotou. Oblast pod horizontem událostí však již ve Schwarzschildových souřadnicích nelze popsat a užívá se např. [[Kruskal-Szekeresovy souřadnice\|Kruskal-Szekeresových souřadnic]].

-	Schwarzschildův poloměr ve výše zavedených souřadnicích je vyjádřený jako <big>\(r_{\rm S} = {2\,Gm \over c^2} </~~math~~>, přičemž ''G'' je [[gravitační konstanta]], ''m'' je [[hmotnost]] objektu a ''c'' je [[rychlost světla]]. Pro objekt s hmotností [[Země]] je Schwarzschildův poloměr 9 milimetrů.	+	Schwarzschildův poloměr ve výše zavedených souřadnicích je vyjádřený jako <big>$r_{\rm S} = {2\,Gm \over c^2} $</big>, přičemž ''G'' je [[gravitační konstanta]], ''m'' je [[hmotnost]] objektu a ''c'' je [[rychlost světla]]. Pro objekt s hmotností [[Země]] je Schwarzschildův poloměr 9 milimetrů.

	''Střední hustota'' Schwarzschildova poloměru se zmenšuje se zvětšováním hmotnosti černé díry, takže černá díra s hmotností Země by měla hustotu 2×10<sup>30</sup> kg/m³, ale obří černá díra s hmotností 10<sup>9</sup> [[Sluneční hmotnost\|hmotností slunce]] by měla hustotu okolo 20 kg/m³, což je méně než hustota vody. Střední hustota je dána jako		''Střední hustota'' Schwarzschildova poloměru se zmenšuje se zvětšováním hmotnosti černé díry, takže černá díra s hmotností Země by měla hustotu 2×10<sup>30</sup> kg/m³, ale obří černá díra s hmotností 10<sup>9</sup> [[Sluneční hmotnost\|hmotností slunce]] by měla hustotu okolo 20 kg/m³, což je méně než hustota vody. Střední hustota je dána jako

-	<big>\(\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi m^2G^3}</~~math~~>	+	<big>$\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi m^2G^3}$</big>

	Vzhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371 km, musel by být její objem zmenšený 4×10<sup>26</sup> krát, aby se zhroutila do černé díry. Pro těleso hmotnosti Slunce je Schwarzschildův poloměr přibližně 3 km, což je o mnoho méně než je současný poloměr Slunce. Je také mnohem menší než poloměr, do kterého se Slunce nakonec smrští po vyhoření svého nukleárního paliva, což bude několik tisíc kilometrů. Hmotnější hvězdy se však můžou zhroutit do černé díry na konci své existence.		Vzhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371 km, musel by být její objem zmenšený 4×10<sup>26</sup> krát, aby se zhroutila do černé díry. Pro těleso hmotnosti Slunce je Schwarzschildův poloměr přibližně 3 km, což je o mnoho méně než je současný poloměr Slunce. Je také mnohem menší než poloměr, do kterého se Slunce nakonec smrští po vyhoření svého nukleárního paliva, což bude několik tisíc kilometrů. Hmotnější hvězdy se však můžou zhroutit do černé díry na konci své existence.

Sysop: Nahrazení textu „ $“ textem „$ \(“

2022-08-14T14:50:42Z

Nahrazení textu „<math>“ textem „<big>\(“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:50
Řádka 92:		Řádka 92:
	Černé díry jsou předpovězené [[Albert Einstein\|Einsteinovou]] teorií [[obecná teorie relativity\|obecné relativity]]. V nejjednodušším případě jsou popsány tzv. [[Schwarzschildova metrika\|Schwarzschildovou metrikou]], což je nejstarší a nejjednodušší exaktní řešení [[Einsteinovy rovnice\|Einsteinových rovnic]]. Bylo objeveno [[Karl Schwarzschild\|Karlem Schwarzschildem]] v roce [[1915]]. Toto řešení popisuje zakřivení [[Časoprostor\|prostoročasu]] v okolí nerotujícího sféricky symetrického objektu, přičemž jeho [[metrika]] je		Černé díry jsou předpovězené [[Albert Einstein\|Einsteinovou]] teorií [[obecná teorie relativity\|obecné relativity]]. V nejjednodušším případě jsou popsány tzv. [[Schwarzschildova metrika\|Schwarzschildovou metrikou]], což je nejstarší a nejjednodušší exaktní řešení [[Einsteinovy rovnice\|Einsteinových rovnic]]. Bylo objeveno [[Karl Schwarzschild\|Karlem Schwarzschildem]] v roce [[1915]]. Toto řešení popisuje zakřivení [[Časoprostor\|prostoročasu]] v okolí nerotujícího sféricky symetrického objektu, přičemž jeho [[metrika]] je

-	: <~~math~~> \mathrm{d}s^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) \mathrm{d}t^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} \mathrm{d}r^2 + r^2 \mathrm{d}\Omega^2 </math>,	+	: <big>\( \mathrm{d}s^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) \mathrm{d}t^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} \mathrm{d}r^2 + r^2 \mathrm{d}\Omega^2 </math>,

-	kde <~~math~~>\mathrm{d}\Omega^2 = \mathrm{d}\theta^2 + \sin^2\theta\; \mathrm{d}\phi^2</math> je standardní člen prostorového úhlu obdobný [[sférická soustava souřadnic\|sférickým souřadnicím]].	+	kde <big>\(\mathrm{d}\Omega^2 = \mathrm{d}\theta^2 + \sin^2\theta\; \mathrm{d}\phi^2</math> je standardní člen prostorového úhlu obdobný [[sférická soustava souřadnic\|sférickým souřadnicím]].

	Podle Schwarzschildova řešení se [[sférická symetrie\|kulově symetrický]] objekt nevyhnutelně zhroutí vlivem své vlastní gravitace do černé díry, je-li jeho poloměr menší než vzdálenost známá jako [[Schwarzschildův poloměr]]. Pod tímto poloměrem je prostoročas tak silně zakřivený, že se každý světelný paprsek vyzářený z této oblasti libovolným směrem bude pohybovat do		Podle Schwarzschildova řešení se [[sférická symetrie\|kulově symetrický]] objekt nevyhnutelně zhroutí vlivem své vlastní gravitace do černé díry, je-li jeho poloměr menší než vzdálenost známá jako [[Schwarzschildův poloměr]]. Pod tímto poloměrem je prostoročas tak silně zakřivený, že se každý světelný paprsek vyzářený z této oblasti libovolným směrem bude pohybovat do
	středu celého systému. Ve středu se vytvoří [[gravitační singularita]], oblast s teoreticky nekonečnou hustotou. Oblast pod horizontem událostí však již ve Schwarzschildových souřadnicích nelze popsat a užívá se např. [[Kruskal-Szekeresovy souřadnice\|Kruskal-Szekeresových souřadnic]].		středu celého systému. Ve středu se vytvoří [[gravitační singularita]], oblast s teoreticky nekonečnou hustotou. Oblast pod horizontem událostí však již ve Schwarzschildových souřadnicích nelze popsat a užívá se např. [[Kruskal-Szekeresovy souřadnice\|Kruskal-Szekeresových souřadnic]].

-	Schwarzschildův poloměr ve výše zavedených souřadnicích je vyjádřený jako <~~math~~>r_{\rm S} = {2\,Gm \over c^2} </math>, přičemž ''G'' je [[gravitační konstanta]], ''m'' je [[hmotnost]] objektu a ''c'' je [[rychlost světla]]. Pro objekt s hmotností [[Země]] je Schwarzschildův poloměr 9 milimetrů.	+	Schwarzschildův poloměr ve výše zavedených souřadnicích je vyjádřený jako <big>\(r_{\rm S} = {2\,Gm \over c^2} </math>, přičemž ''G'' je [[gravitační konstanta]], ''m'' je [[hmotnost]] objektu a ''c'' je [[rychlost světla]]. Pro objekt s hmotností [[Země]] je Schwarzschildův poloměr 9 milimetrů.

	''Střední hustota'' Schwarzschildova poloměru se zmenšuje se zvětšováním hmotnosti černé díry, takže černá díra s hmotností Země by měla hustotu 2×10<sup>30</sup> kg/m³, ale obří černá díra s hmotností 10<sup>9</sup> [[Sluneční hmotnost\|hmotností slunce]] by měla hustotu okolo 20 kg/m³, což je méně než hustota vody. Střední hustota je dána jako		''Střední hustota'' Schwarzschildova poloměru se zmenšuje se zvětšováním hmotnosti černé díry, takže černá díra s hmotností Země by měla hustotu 2×10<sup>30</sup> kg/m³, ale obří černá díra s hmotností 10<sup>9</sup> [[Sluneční hmotnost\|hmotností slunce]] by měla hustotu okolo 20 kg/m³, což je méně než hustota vody. Střední hustota je dána jako

-	<~~math~~>\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi m^2G^3}</math>	+	<big>\(\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi m^2G^3}</math>

	Vzhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371 km, musel by být její objem zmenšený 4×10<sup>26</sup> krát, aby se zhroutila do černé díry. Pro těleso hmotnosti Slunce je Schwarzschildův poloměr přibližně 3 km, což je o mnoho méně než je současný poloměr Slunce. Je také mnohem menší než poloměr, do kterého se Slunce nakonec smrští po vyhoření svého nukleárního paliva, což bude několik tisíc kilometrů. Hmotnější hvězdy se však můžou zhroutit do černé díry na konci své existence.		Vzhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371 km, musel by být její objem zmenšený 4×10<sup>26</sup> krát, aby se zhroutila do černé díry. Pro těleso hmotnosti Slunce je Schwarzschildův poloměr přibližně 3 km, což je o mnoho méně než je současný poloměr Slunce. Je také mnohem menší než poloměr, do kterého se Slunce nakonec smrští po vyhoření svého nukleárního paliva, což bude několik tisíc kilometrů. Hmotnější hvězdy se však můžou zhroutit do černé díry na konci své existence.

Sysop: ++

2020-11-11T22:25:53Z

← Starší verze		Verze z 11. 11. 2020, 22:25
Řádka 282:		Řádka 282:

	{{Flickr\|Black+holes+astronomy}}{{Commonscat\|Black holes}}{{Článek z Wikipedie}}		{{Flickr\|Black+holes+astronomy}}{{Commonscat\|Black holes}}{{Článek z Wikipedie}}
		+	[[Kategorie:Černé díry\| ]]
	[[Kategorie:Vesmírné objekty]]		[[Kategorie:Vesmírné objekty]]
	[[Kategorie:Relativistická fyzika]]		[[Kategorie:Relativistická fyzika]]
	[[Kategorie:Video články Multimediaexpo.cz]]		[[Kategorie:Video články Multimediaexpo.cz]]

Sysop: + Vylepšení

2017-07-24T12:53:31Z

+ Vylepšení

← Starší verze		Verze z 24. 7. 2017, 12:53
Řádka 1:		Řádka 1:
-	[[Soubor:Black Hole Milkyway.jpg~~\|right~~\|thumb\|250px\|Simulovaná deformace obrazu [[Galaxie Mléčná dráha\|Mléčné dráhy]] [[gravitační čočka\|gravitační čočkou]] černé díry]]	+	[[Soubor:Black Hole Milkyway.jpg\|thumb\|250px\|Simulovaná deformace obrazu [[Galaxie Mléčná dráha\|Mléčné dráhy]] [[gravitační čočka\|gravitační čočkou]] černé díry]]
	'''Černá díra''' je objekt natolik hmotný, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti [[časoprostor]]u natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černá díra byla teoreticky předpovězena v [[obecná teorie relativity\|obecné teorii relativity]] publikované v roce [[1915]] [[Albert Einstein\|Albertem Einsteinem]]. Protože ji není možno pozorovat přímo, nemůžeme stanovit korektně nic jako její datum objevu. Avšak můžeme s určitostí říci, že prvním vážným a dnes již prokázaným kandidátem se stala v roce [[1971]] hvězda v [[binární systém\|binárním systému]] v [[souhvězdí Labutě]] kryjící se s rentgenovým zdrojem [[Cygnus X-1]]<ref>http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html</ref>. Bylo zjištěno, že jde o těleso, které má příliš velkou hmotu na to být [[neutronová hvězda\|neutronovou hvězdou]]. Další efekty spojené s pozorováním, především rentgenové záření, byly v perfektní shodě s teoretickou predikcí černé díry. Dnes považujeme za obecně prokázané, že černé díry se nacházejí v centrech [[galaxie\|galaxií]], [[aktivní galaktické jádro\|aktivních galaktických jádrech]], [[kvasar]]ech i v centrech některých [[kulová hvězdokupa\|kulových hvězdokup]].<ref>[http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6231623.stm] Black hole found in ancient lair</ref>		'''Černá díra''' je objekt natolik hmotný, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti [[časoprostor]]u natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černá díra byla teoreticky předpovězena v [[obecná teorie relativity\|obecné teorii relativity]] publikované v roce [[1915]] [[Albert Einstein\|Albertem Einsteinem]]. Protože ji není možno pozorovat přímo, nemůžeme stanovit korektně nic jako její datum objevu. Avšak můžeme s určitostí říci, že prvním vážným a dnes již prokázaným kandidátem se stala v roce [[1971]] hvězda v [[binární systém\|binárním systému]] v [[souhvězdí Labutě]] kryjící se s rentgenovým zdrojem [[Cygnus X-1]]<ref>http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html</ref>. Bylo zjištěno, že jde o těleso, které má příliš velkou hmotu na to být [[neutronová hvězda\|neutronovou hvězdou]]. Další efekty spojené s pozorováním, především rentgenové záření, byly v perfektní shodě s teoretickou predikcí černé díry. Dnes považujeme za obecně prokázané, že černé díry se nacházejí v centrech [[galaxie\|galaxií]], [[aktivní galaktické jádro\|aktivních galaktických jádrech]], [[kvasar]]ech i v centrech některých [[kulová hvězdokupa\|kulových hvězdokup]].<ref>[http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6231623.stm] Black hole found in ancient lair</ref>

Řádka 5:		Řádka 5:

	== Historie ==		== Historie ==
-	Představu tělesa tak hmotného, že z něho nedokáže uniknout dokonce ani světlo, navrhl anglický geolog [[John Michell]] v roce [[1783]] v práci zaslané Královské společnosti. V té době již byla Newtonovská teorie gravitace a pojem únikové rychlosti dostatečně známá. Michell vypočítal, že těleso s poloměrem 500 krát větším, než je poloměr [[Slunce]], a se stejnou hustotou, by mělo na povrchu únikovou rychlost rovnou rychlosti světla, a proto by bylo neviditelné. Parafráze jeho slov:	+	Představu tělesa tak hmotného, že z něho nedokáže uniknout dokonce ani světlo, navrhl anglický geolog John Michell v roce 1783 v práci zaslané Královské společnosti. V té době již byla Newtonovská teorie gravitace a pojem únikové rychlosti dostatečně známá. Michell vypočítal, že těleso s poloměrem 500 krát větším, než je poloměr [[Slunce]], a se stejnou hustotou, by mělo na povrchu únikovou rychlost rovnou rychlosti světla, a proto by bylo neviditelné. Parafráze jeho slov:

	: ''Kdyby koule stejné hustoty, jako má Slunce, převýšila jeho poloměr pět set ku jedné, potom by těleso padající ke sféře z nekonečné výšky získalo na jeho povrchu rychlost větší, než je rychlost světla, a když následně předpokládáme, že světlo je přitahované k jeho povrchu silou v poměru ke své vis inertiae (setrvačné hmotnosti), způsobilo by to, že by se, spolu s ostatními tělesy, světlo vyzařované z takového tělesa k němu vrátilo díky jeho přitažlivosti.''		: ''Kdyby koule stejné hustoty, jako má Slunce, převýšila jeho poloměr pět set ku jedné, potom by těleso padající ke sféře z nekonečné výšky získalo na jeho povrchu rychlost větší, než je rychlost světla, a když následně předpokládáme, že světlo je přitahované k jeho povrchu silou v poměru ke své vis inertiae (setrvačné hmotnosti), způsobilo by to, že by se, spolu s ostatními tělesy, světlo vyzařované z takového tělesa k němu vrátilo díky jeho přitažlivosti.''
Řádka 52:		Řádka 52:

	=== Singularita ===		=== Singularita ===
-	Obecná relativita předpovídá, že v centru černé díry, pod horizontem událostí, existuje [[Gravitační singularita\|singularita]], místo, kde je zakřivení časoprostoru nekonečné a gravitační síly jsou nekonečně velké. Časoprostor pod horizontem událostí je specifický tím, že singularita je v každé z pozorovatelných budoucností každého objektu, který projde horizontem událostí, a tedy, že se vše uvnitř horizontu událostí pohybuje směrem k ní (Penrose a Hawking [2]). To znamená, že mezi původním návrhem Johna Michella z roku [[1783]] a relativistickým pojetím černé díry je konceptuální nesrovnalost. V Michellově teorii se úniková rychlost rovnala [[rychlost světla\|rychlosti světla]], ale bylo například stále teoreticky možné vytáhnout objekt z černé díry pomocí ''lana''. Obecná relativita tuto mezeru eliminuje, protože jakmile je objekt za horizontem událostí, jeho časová osa obsahuje konec samotného času a není možný návrat světočáry ven přes horizont událostí.	+	Obecná relativita předpovídá, že v centru černé díry, pod horizontem událostí, existuje [[Gravitační singularita\|singularita]], místo, kde je zakřivení časoprostoru nekonečné a gravitační síly jsou nekonečně velké. Časoprostor pod horizontem událostí je specifický tím, že singularita je v každé z pozorovatelných budoucností každého objektu, který projde horizontem událostí, a tedy, že se vše uvnitř horizontu událostí pohybuje směrem k ní (Penrose a Hawking [2]). To znamená, že mezi původním návrhem Johna Michella z roku 1783 a relativistickým pojetím černé díry je konceptuální nesrovnalost. V Michellově teorii se úniková rychlost rovnala [[rychlost světla\|rychlosti světla]], ale bylo například stále teoreticky možné vytáhnout objekt z černé díry pomocí ''lana''. Obecná relativita tuto mezeru eliminuje, protože jakmile je objekt za horizontem událostí, jeho časová osa obsahuje konec samotného času a není možný návrat světočáry ven přes horizont událostí.

	Očekává se, že budoucí zjemnění anebo zobecnění obecné relativity (především [[kvantová gravitace\|kvantové gravitace]]) změní pohled na podstatu nitra černé díry. Většina teoretiků interpretuje matematické rovnice popisující singularitu tak, že naznačují nekompletnost současné teorie a že k plnému pochopení singularity musí do hry vstoupit nové jevy. Tato otázka může však být pouze akademická, jelikož [[hypotéza kosmické cenzury]] předpokládá, že v [[obecná teorie relativity\|obecné relativitě]] neexistují [[Gravitační singularita#Nahá singularita\|nahé singularity]]: všechny singularity jsou schované za horizontem událostí, a nelze je tedy prozkoumat.		Očekává se, že budoucí zjemnění anebo zobecnění obecné relativity (především [[kvantová gravitace\|kvantové gravitace]]) změní pohled na podstatu nitra černé díry. Většina teoretiků interpretuje matematické rovnice popisující singularitu tak, že naznačují nekompletnost současné teorie a že k plnému pochopení singularity musí do hry vstoupit nové jevy. Tato otázka může však být pouze akademická, jelikož [[hypotéza kosmické cenzury]] předpokládá, že v [[obecná teorie relativity\|obecné relativitě]] neexistují [[Gravitační singularita#Nahá singularita\|nahé singularity]]: všechny singularity jsou schované za horizontem událostí, a nelze je tedy prozkoumat.
Řádka 62:		Řádka 62:

	=== Rotující černé díry ===		=== Rotující černé díry ===
-	[[Soubor:Ergosphere.png~~\|right~~\|thumb\|250px\|Ergosféra]]	+	[[Soubor:Ergosphere.png\|thumb\|250px\|Ergosféra]]
	[[Horizont událostí]] nerotující černé díry je kulová plocha a její singularita představuje (neformálně řečeno) jeden [[bod]]. V případě, že černá díra rotuje,<ref>{{Citace monografie		[[Horizont událostí]] nerotující černé díry je kulová plocha a její singularita představuje (neformálně řečeno) jeden [[bod]]. V případě, že černá díra rotuje,<ref>{{Citace monografie
	\| příjmení = Frolov		\| příjmení = Frolov
Řádka 110:		Řádka 110:

	== Existence černých děr ==		== Existence černých děr ==
-
	=== Vznik ===		=== Vznik ===
	Obecná relativita (podobně jako jiné teorie gravitace) nejen tvrdí, že černé díry mohou existovat, ale ve skutečnosti přímo předpovídá, že vznikají přirozeně.		Obecná relativita (podobně jako jiné teorie gravitace) nejen tvrdí, že černé díry mohou existovat, ale ve skutečnosti přímo předpovídá, že vznikají přirozeně.
Řádka 136:		Řádka 135:

	=== Pozorování ===		=== Pozorování ===
-	[[Soubor:Black hole lensing web.gif~~\|right~~\|thumb\|240px\|Gravitační čočka]]	+	[[Soubor:Black hole lensing web.gif\|thumb\|240px\|Gravitační čočka]]
-	[[Soubor:Accretion disk.jpg~~\|right~~\|thumb\|240px\|Akreční disk]]	+	[[Soubor:Accretion disk.jpg\|thumb\|240px\|Akreční disk]]
	Teorie říká, že nemůžeme objevit černé díry podle světla vyzařovaného nebo odraženého od hmoty v jejich nitru. Tyto objekty však lze předpovědět pozorováním jevů v jejich blízkosti, například [[gravitační čočka\|jevu gravitační čočky]], a hvězd, které zdánlivě obíhají kolem prostoru, kde není žádná viditelná hmota.		Teorie říká, že nemůžeme objevit černé díry podle světla vyzařovaného nebo odraženého od hmoty v jejich nitru. Tyto objekty však lze předpovědět pozorováním jevů v jejich blízkosti, například [[gravitační čočka\|jevu gravitační čočky]], a hvězd, které zdánlivě obíhají kolem prostoru, kde není žádná viditelná hmota.

Řádka 147:		Řádka 146:
	(celý jev se správně nazývá gravitační mikročočkový efekt, to proto, že obraz zakřivila jen jedna černá díra, kdežto gravitační čočka je způsobena mnohdy více galaxiemi)		(celý jev se správně nazývá gravitační mikročočkový efekt, to proto, že obraz zakřivila jen jedna černá díra, kdežto gravitační čočka je způsobena mnohdy více galaxiemi)

-	=== Našli jsme je? ===	+	=== Našli jsme je ? ===
	Dnes evidujeme mnoho nepřímých důkazů astronomických pozorování černých děr ve dvou hmotnostních pásmech:		Dnes evidujeme mnoho nepřímých důkazů astronomických pozorování černých děr ve dvou hmotnostních pásmech:
	# černé díry hvězdné hmotnosti s hmotností typické hvězdy (4 – 15 hmotností Slunce)		# černé díry hvězdné hmotnosti s hmotností typické hvězdy (4 – 15 hmotností Slunce)
Řádka 279:		Řádka 278:

	== Externí odkazy ==		== Externí odkazy ==
-	* [http://astronomia.zcu.cz/hvezdy/dira Astronomia - Podrobný web o černých dírách] Fakulty pedagogické ZČU v Plzni	+	* [http://astronomia.zcu.cz/hvezdy/dira Astronomia – Podrobný web o černých dírách (Fakulty pedagogické ZČU v Plzni)]

Sysop: + Masivní vylepšení, 2 x VIDEO

2015-02-24T12:49:49Z

+ Masivní vylepšení, 2 x VIDEO

← Starší verze		Verze z 24. 2. 2015, 12:49
Řádka 256:		Řádka 256:

	V březnu 2005 fyzik [[George Chapline]] z Národní laboratoře Lawrencea Livermora v Kalifornii navrhl myšlenku, že černé díry neexistují a že objekty v současnosti považované za černé díry jsou ve skutečnosti hvězdy z [[temná energie\|temné energie]]. Svoje závěry opírá o výsledky některých kvantově-mechanických analýz. I když má jeho návrh v současnosti jen malou podporu ve fyzikální obci, je značně citovaný v médiích.		V březnu 2005 fyzik [[George Chapline]] z Národní laboratoře Lawrencea Livermora v Kalifornii navrhl myšlenku, že černé díry neexistují a že objekty v současnosti považované za černé díry jsou ve skutečnosti hvězdy z [[temná energie\|temné energie]]. Svoje závěry opírá o výsledky některých kvantově-mechanických analýz. I když má jeho návrh v současnosti jen malou podporu ve fyzikální obci, je značně citovaný v médiích.
		+
		+	== YouTube ==
		+	{\| border="4" width="442" align="left"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=xp-8HysWkxw}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''The Largest Black Holes in the Universe'''
		+	\|}
		+	{\| border="4" width="442" align="right"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=eI9CvipHl_c}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''A Journey into a Black Hole'''
		+	\|}
		+	<br style="clear: both;" />

	== Reference ==		== Reference ==
Řádka 269:		Řádka 282:


-	{{Commonscat\|Black holes}}{{Článek z Wikipedie}}	+	{{Flickr\|Black+holes+astronomy}}{{Commonscat\|Black holes}}{{Článek z Wikipedie}}
	[[Kategorie:Vesmírné objekty]]		[[Kategorie:Vesmírné objekty]]
	[[Kategorie:Relativistická fyzika]]		[[Kategorie:Relativistická fyzika]]
		+	[[Kategorie:Video články Multimediaexpo.cz]]

Sysop: + Masivní vylepšení

2015-02-22T22:09:56Z

+ Masivní vylepšení

Ukázat změny

Sysop: 1 revizi

2013-06-03T09:27:51Z

1 revizi

← Starší verze

Verze z 3. 6. 2013, 09:27

Sysop: + Výrazné vylepšení

2012-10-22T09:41:26Z

+ Výrazné vylepšení

Nová stránka

{{Wikipedia-cs|Černá díra|700}}

[[Kategorie:Vesmírné objekty]]
[[Kategorie:Relativistická fyzika]]

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:54
Řádka 92:		Řádka 92:
	Černé díry jsou předpovězené [[Albert Einstein\|Einsteinovou]] teorií [[obecná teorie relativity\|obecné relativity]]. V nejjednodušším případě jsou popsány tzv. [[Schwarzschildova metrika\|Schwarzschildovou metrikou]], což je nejstarší a nejjednodušší exaktní řešení [[Einsteinovy rovnice\|Einsteinových rovnic]]. Bylo objeveno [[Karl Schwarzschild\|Karlem Schwarzschildem]] v roce [[1915]]. Toto řešení popisuje zakřivení [[Časoprostor\|prostoročasu]] v okolí nerotujícího sféricky symetrického objektu, přičemž jeho [[metrika]] je		Černé díry jsou předpovězené [[Albert Einstein\|Einsteinovou]] teorií [[obecná teorie relativity\|obecné relativity]]. V nejjednodušším případě jsou popsány tzv. [[Schwarzschildova metrika\|Schwarzschildovou metrikou]], což je nejstarší a nejjednodušší exaktní řešení [[Einsteinovy rovnice\|Einsteinových rovnic]]. Bylo objeveno [[Karl Schwarzschild\|Karlem Schwarzschildem]] v roce [[1915]]. Toto řešení popisuje zakřivení [[Časoprostor\|prostoročasu]] v okolí nerotujícího sféricky symetrického objektu, přičemž jeho [[metrika]] je

-	: <big>\( \mathrm{d}s^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) \mathrm{d}t^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} \mathrm{d}r^2 + r^2 \mathrm{d}\Omega^2 </~~math~~>,	+	: <big>\( \mathrm{d}s^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) \mathrm{d}t^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} \mathrm{d}r^2 + r^2 \mathrm{d}\Omega^2 \)</big>,

-	kde <big>\(\mathrm{d}\Omega^2 = \mathrm{d}\theta^2 + \sin^2\theta\; \mathrm{d}\phi^2</~~math~~> je standardní člen prostorového úhlu obdobný [[sférická soustava souřadnic\|sférickým souřadnicím]].	+	kde <big>\(\mathrm{d}\Omega^2 = \mathrm{d}\theta^2 + \sin^2\theta\; \mathrm{d}\phi^2\)</big> je standardní člen prostorového úhlu obdobný [[sférická soustava souřadnic\|sférickým souřadnicím]].

	Podle Schwarzschildova řešení se [[sférická symetrie\|kulově symetrický]] objekt nevyhnutelně zhroutí vlivem své vlastní gravitace do černé díry, je-li jeho poloměr menší než vzdálenost známá jako [[Schwarzschildův poloměr]]. Pod tímto poloměrem je prostoročas tak silně zakřivený, že se každý světelný paprsek vyzářený z této oblasti libovolným směrem bude pohybovat do		Podle Schwarzschildova řešení se [[sférická symetrie\|kulově symetrický]] objekt nevyhnutelně zhroutí vlivem své vlastní gravitace do černé díry, je-li jeho poloměr menší než vzdálenost známá jako [[Schwarzschildův poloměr]]. Pod tímto poloměrem je prostoročas tak silně zakřivený, že se každý světelný paprsek vyzářený z této oblasti libovolným směrem bude pohybovat do
	středu celého systému. Ve středu se vytvoří [[gravitační singularita]], oblast s teoreticky nekonečnou hustotou. Oblast pod horizontem událostí však již ve Schwarzschildových souřadnicích nelze popsat a užívá se např. [[Kruskal-Szekeresovy souřadnice\|Kruskal-Szekeresových souřadnic]].		středu celého systému. Ve středu se vytvoří [[gravitační singularita]], oblast s teoreticky nekonečnou hustotou. Oblast pod horizontem událostí však již ve Schwarzschildových souřadnicích nelze popsat a užívá se např. [[Kruskal-Szekeresovy souřadnice\|Kruskal-Szekeresových souřadnic]].

-	Schwarzschildův poloměr ve výše zavedených souřadnicích je vyjádřený jako <big>\(r_{\rm S} = {2\,Gm \over c^2} </~~math~~>, přičemž ''G'' je [[gravitační konstanta]], ''m'' je [[hmotnost]] objektu a ''c'' je [[rychlost světla]]. Pro objekt s hmotností [[Země]] je Schwarzschildův poloměr 9 milimetrů.	+	Schwarzschildův poloměr ve výše zavedených souřadnicích je vyjádřený jako <big>\(r_{\rm S} = {2\,Gm \over c^2} \)</big>, přičemž ''G'' je [[gravitační konstanta]], ''m'' je [[hmotnost]] objektu a ''c'' je [[rychlost světla]]. Pro objekt s hmotností [[Země]] je Schwarzschildův poloměr 9 milimetrů.

	''Střední hustota'' Schwarzschildova poloměru se zmenšuje se zvětšováním hmotnosti černé díry, takže černá díra s hmotností Země by měla hustotu 2×10<sup>30</sup> kg/m³, ale obří černá díra s hmotností 10<sup>9</sup> [[Sluneční hmotnost\|hmotností slunce]] by měla hustotu okolo 20 kg/m³, což je méně než hustota vody. Střední hustota je dána jako		''Střední hustota'' Schwarzschildova poloměru se zmenšuje se zvětšováním hmotnosti černé díry, takže černá díra s hmotností Země by měla hustotu 2×10<sup>30</sup> kg/m³, ale obří černá díra s hmotností 10<sup>9</sup> [[Sluneční hmotnost\|hmotností slunce]] by měla hustotu okolo 20 kg/m³, což je méně než hustota vody. Střední hustota je dána jako

-	<big>\(\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi m^2G^3}</~~math~~>	+	<big>\(\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi m^2G^3}\)</big>

	Vzhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371 km, musel by být její objem zmenšený 4×10<sup>26</sup> krát, aby se zhroutila do černé díry. Pro těleso hmotnosti Slunce je Schwarzschildův poloměr přibližně 3 km, což je o mnoho méně než je současný poloměr Slunce. Je také mnohem menší než poloměr, do kterého se Slunce nakonec smrští po vyhoření svého nukleárního paliva, což bude několik tisíc kilometrů. Hmotnější hvězdy se však můžou zhroutit do černé díry na konci své existence.		Vzhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371 km, musel by být její objem zmenšený 4×10<sup>26</sup> krát, aby se zhroutila do černé díry. Pro těleso hmotnosti Slunce je Schwarzschildův poloměr přibližně 3 km, což je o mnoho méně než je současný poloměr Slunce. Je také mnohem menší než poloměr, do kterého se Slunce nakonec smrští po vyhoření svého nukleárního paliva, což bude několik tisíc kilometrů. Hmotnější hvězdy se však můžou zhroutit do černé díry na konci své existence.