V pátek 26. dubna 2024 úderem 22 hodiny začíná naše nová
a opravdu velká série soutěží o nejlepší webovou stránku !!
Proto neváhejte a začněte hned zítra soutěžit o lákavé ceny !!

Černá díra

Z Multimediaexpo.cz

(Rozdíly mezi verzemi)
(+ Výrazné vylepšení)
m (Nahrazení textu „</math>“ textem „\)</big>“)
 
(Není zobrazeno 6 mezilehlých verzí.)
Řádka 1: Řádka 1:
-
{{Wikipedia-cs|Černá díra|700}}
+
[[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>
 +
Podle obecné relativity nemůže žádná hmota ani [[informace]] proudit z nitra černé díry k vnějšímu pozorovateli. Například není možné získat žádnou její část ani odražené světlo vyslané z vnějšího zdroje či jakoukoli informaci o hmotě, která vstoupila do černé díry. Existují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr. Předpokládá se, že vyzařování nezávisí na tom, co do černé díry spadlo v minulosti.
 +
 +
== 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&nbsp;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.''
 +
 +
I když to nepovažoval za pravděpodobné, Michell uvažoval o možnosti, že mnoho takových objektů, které není možné vidět, může ve vesmíru existovat.
 +
 +
V roce 1796 podpořil francouzský matematik Pierre Simon de Laplace stejnou myšlenku v prvním a druhém vydání své knihy ''Exposition du Systeme du Monde''. Tato podpora však zmizela v dalších vydáních. Podobným teoriím se v 19. století věnovalo minimum pozornosti, protože se předpokládalo, že světlo je vlnění bez hmotnosti neovlivnitelné gravitací.
 +
 +
V roce [[1915]] vyvinul [[Albert Einstein]] teorii gravitace nazývanou [[obecná teorie relativity]]. Předtím dokázal, že gravitace ovlivňuje světlo. O několik měsíců později [[Karl Schwarzschild]] nabídl řešení pro gravitační pole bodové hmoty a dokázal, že něco, co dnes nazýváme černou dírou, může opravdu teoreticky existovat. [[Schwarzschildův poloměr]] je dnes známý jako poloměr nerotující černé díry, ale ve své době nebyl dobře pochopený. Sám Schwarzschild ho nepovažoval za fyzikální.
 +
 +
Ve 20. letech 20. století dokázal [[Subrahmanyan Chandrasekhar]], že obecná relativita ukázala, že nevyzařující těleso nad jistou hmotnost, dnes známou jako [[Chandrasekharova mez]], by se zhroutilo do sebe, protože by neexistovalo nic, co by mu v tom mohlo zabránit. Proti jeho argumentům se postavil [[Arthur Eddington]], který se domníval, že by něco kolapsu nevyhnutelně zabránilo. Oba měli pravdu, protože [[bílý trpaslík]] s hmotností nad tuto mez se zhroutí do [[neutronová hvězda|neutronové hvězdy]]. Nicméně i neutronová hvězda se při hmotnosti nad tzv. [[Tolman-Oppenheimer-Volkoffova mez|Tolmanovu-Oppenheimerovu-Volkoffovu mez]] zhroutí.
 +
 +
V roce 1939 [[Robert Oppenheimer]] a H. Snyder předpověděli, že velmi hmotné hvězdy by se mohly stát oběťmi dramatického gravitačního zhroucení. Černé díry by tak mohly přirozeně vznikat. Takové objekty byly krátce nazývané zamrzlé hvězdy, protože zhroucení by bylo pozorovatelné rapidně zpomaleně a se silně červeným spektrem v blízkosti Schwarzschildova poloměru. Tyto hypotetické objekty však nebyly předmětem většího zájmu až do pozdních 60. let 20. století. Většina fyziků si totiž myslela, že by byly specifickou vlastností silně symetrických řešení popsaných Schwarzschildem a že v přírodě by se gravitačně kolabující objekt nestal černou dírou.
 +
 +
Zájem o černé díry znovu vzplanul v roce [[1967]] s pokrokem v oblasti teorie a pokusů. [[Stephen Hawking]] dokázal, že černé díry jsou všeobecnou vlastností Einsteinovy teorie gravitace a není možné se jim vyhnout při kolabování některých objektů. Zájem o ně rozproudil v astronomické komunitě také objev [[pulsar]]u. Krátce na to zavedl teoretický fyzik [[John Wheeler]] výraz „černá díra“<ref>{{Citace monografie
 +
| příjmení = Grygar
 +
| jméno = Jiří
 +
| odkaz na autora =
 +
| titul = Okna vesmíru dokořán
 +
| vydavatel = Naše vojsko
 +
| místo = Praha
 +
| rok = 1989
 +
| isbn = 80-206-0126-0
 +
| kapitola =
 +
| strany = 136
 +
| jazyk = čeština
 +
}}
 +
</ref>. Do té doby byl příležitostně používaný termín černá hvězda nebo opisný tvar gravitačně zcela zhroucené těleso.
 +
 +
V roce 1971 [[Charles Thomas Bolton|Tom Bolton]] identifikoval [[Cygnus X-1]] jako černou díru a to s použitím dalekohledů a přístrojů na observatoři [[David Dunlap Observatory]] náležící [[University of Toronto|Torontské univerzitě]].
 +
 +
== Fyzikální vlastnosti ==
 +
Hlavním aspektem existence černých děr je skutečnost, že je [[časoprostor]] zakřivován přítomností hmoty, což se shoduje se základními principy obecné relativity. Nejpozoruhodnější vlastností černých děr je ta, že jsou důsledkem zakřivení časoprostoru v jejich okolí.
 +
 +
=== Horizont událostí ===
 +
{{Viz též|Horizont událostí}}
 +
Myšlená kulová „plocha“ obklopující hmotu černé díry se označuje jako [[horizont událostí]]. Na úrovni horizontu událostí je úniková rychlost rovna rychlosti světla. Neobyčejně silné [[gravitační pole]] brání všemu uvnitř horizontu událostí uniknout přes jeho povrch. Cokoliv z vnějšku se může propadnout přes horizont událostí, ale nikdy tomu nemůže být naopak. Výjimkou jsou jen kvantově mechanické procesy v těsné blízkosti horizontu, které umožňují vznik virtuálních párů částic a antičástic. Ty vedou například k efektu tzv. [[Hawkingovo záření|vypařování černých děr]]. Ani v tomto případě ale částice přímo neunikají zpod horizontu událostí – proces „vypařování“ je založen na jiných principech. Podle Hawkingova vyjádření jde ale o zdánlivý horizont.<ref>http://phys.org/news/2014-01-grey-black-hole-stephen-hawking.html - http://phys.org/news/2014-01-grey-black-hole-stephen-hawking.html</ref>
 +
 +
=== Pozorovatelné vlastnosti černé díry ===
 +
Z dobře odůvodněných předpokladů vyplývá, že černé díry nemají žádné pozorovatelné vlastnosti, které by byly použitelné k objasnění jejich „vzhledu“ uvnitř. Podle obecné relativity můžeme černé díry úplně charakterizovat třemi parametry: [[hmota]], [[moment hybnosti]] a [[elektrický náboj]] (čtvrtou teoreticky přípustnou vlastností je [[magnetický náboj]], ten však v přírodě pozorován nebyl.)
 +
 +
Tento princip se shrnuje frází „''černé díry nemají vlasy''“, kterou prvně vyslovil [[John Archibald Wheeler|John Wheeler]]. Toto tvrzení se dokazuje v klasické teorii – teorie kvantová připouští i jiné náboje (jako např. [[podivnost]], za normálních okolností charakterizující [[elementární částice]]). Ty se však mohou projevit až v dostatečné blízkosti horizontu událostí a nemají astrofyzikální význam.
 +
 +
=== Zpomalování času ===
 +
Objekty v gravitačním poli jsou vystaveny zpomalení času, nazývaného [[dilatace času]]. Tento fenomén byl experimentálně potvrzen při pokusu s raketou Scout v roce [[1976]] a bere jej v úvahu například i navigační systém [[Global Positioning System|GPS]]. V blízkosti horizontu událostí černé díry se dilatace času projevuje velmi výrazně. Uvažme dva pozorovatele, kteří mají každý své hodinky seřízeny stejně. Z pohledu vzdáleného pozorovatele to vypadá tak, jako by padajícímu pozorovateli trvalo přiblížení k horizontu událostí nekonečně dlouho. Světlo vycházející z padajícího pozorovatele má zvětšující se spektrální [[rudý posuv]], který je u horizontu událostí roven nekonečnu. Protože v důsledku dilatace času běží čas na hodinkách s pozorovatelem padajícím na černou díru a pozorovatelem vzdáleným různě, vzniká efekt, kdy pozorovatel na černou díru dopadá z hlediska vlastního času ''normálně'', zatímco z hlediska toho, který jej pozoruje, se přiblížení k horizontu událostí jeví "nekonečně" dlouhé.
 +
 +
=== 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.
 +
 +
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.
 +
 +
=== Pád dovnitř ===
 +
Představme si nešťastného kosmonauta padajícího nohama napřed směrem do středu nerotující černé díry Schwarzschildova typu. Čím blíže se dostane k horizontu událostí, tím déle trvá [[foton]]ům, které vyzařuje, uniknout gravitačnímu poli černé díry. Vzdálený pozorovatel uvidí kosmonautův zpomalující se sestup při přibližování se k [[horizont událostí|horizontu událostí]], kterého zdánlivě nikdy nedosáhne.
 +
 +
Astronaut z vlastního pohledu překročí [[horizont událostí]] a dosáhne singularity v konečném čase. V momentě, kdy překročí [[horizont událostí]], ho nebude možné pozorovat z okolního vesmíru. Během pádu by si všiml, že světlo přicházející z jeho chodidel, potom kolen a tak dále se podléhá zvětšujícímu se rudému posuvu, až se stane neviditelným. Když se přiblíží k singularitě, [[gradient]] gravitačního pole se od hlavy k chodidlům značně zvětší. Bude se cítit natažený a nakonec ho roztrhnou [[slapová síla|slapové síly]], protože v jeho chodidlech bude působit mnohem větší gravitace než na úrovni hlavy. Blízko singularity se gradient stane dostatečně velkým k roztržení samotných [[atom]]ů. Bod, ve kterém se slapové síly stávají zhoubnými, závisí na hmotě černé díry. Pro velké černé díry, jako ty v centrech [[galaxie|galaxií]], bude tento bod ležet až pod [[horizont událostí|horizontem událostí]], takže se kosmonaut může teoreticky dostat přes [[horizont událostí]] živý a v případech [[obří černá díra|obřích černých děr]] tento přechod nemusí dokonce ani pocítit. Naopak u malých černých děr se tyto slapové síly mohou stát osudnými mnohem dříve, než kosmonaut dosáhne [[horizont událostí|horizontu událostí]].
 +
 +
=== Rotující černé díry ===
 +
[[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
 +
| příjmení = Frolov
 +
| jméno = Valerij
 +
| odkaz na autora =
 +
| titul = Black Hole Physics: Basic Concepts and New Developments
 +
| vydavatel = Kluwer Academic Publishers
 +
| místo =
 +
| rok = 1998
 +
| isbn = 0792351452
 +
| kapitola = 3
 +
| strany = 56
 +
| jazyk = angličtina
 +
}}
 +
</ref> dochází k radikálním změnám jak v okolním prostoročase, tak v samotném matematickém pojetí černé díry. Rotující černá díra má dva horizonty událostí. Původní, Schwarzschildův, se zachovává (i co do tvaru), přibývá však ještě jeden vnitřní, tzv. [[Cauchyův horizont]]. Mezi Schwarzschildovým a Cauchyho horizontem se všechna tělesa musí pohybovat směrem ke středu černé díry, pod Cauchyho horizontem je však již opět možné zůstávat na místě a zastavit pád na singularitu, která je u rotujících černých děr [[gravitační singularita#Prstencová singularita|prstencová]] a [[gravitační singularita#Kauzální charakter gravitačních singularit|prostorupodobná]].
 +
 +
Z hlediska fyzikálního chápání okolí černé díry dochází v důsledku rotace ke změnám v [[Časoprostor|prostoročase]]. Ten začíná být díky nenulovému momentu hybnosti centrálního tělesa strháván ve směru rotace, což známe jako tzv. [[Lense-Thirringův jev]]. Ve skutečnosti je prostoročas strháván rotací jakkoliv hmotného centrálního tělesa (dokonce i [[Země]]) avšak v případě černých děr jde o natolik významný efekt, že od určité vzdálenosti je pro objekty nemožné setrvávat na jednom místě, byť by se lokálně pohybovaly proti směru rotace rychlostí světla. Plocha, pod kterou je setrvávání na místě nemožné, se u rotujících černých děr nazývá [[ergosféra]] (obecněji také [[statická mez]]). Ergosféra má [[elipsoid]]ní tvar a na ose rotace navazuje na horizont událostí. Jelikož se nachází nad horizontem událostí, mohou objekty pohybující se v ergosféře nejen uniknout z gravitace černé díry, ale za jistých okolností mohou být dokonce vymrštěny ven velmi vysokou rychlostí díky energii (a momentu hybnosti) dodanými černou dírou. Odtud pochází i její název ergosféra (pracující sféra), protože je schopná vykonávat [[Práce (fyzika)|práci]] na úkor rotační energie černé díry.
 +
 +
=== Entropie a Hawkingovo záření ===
 +
V roce [[1971]] [[Stephen Hawking]] dokázal, že se celková plocha horizontu událostí jakékoli skupiny černých děr nikdy nezmenší. Toto tvrzení se příliš podobalo [[Druhý termodynamický zákon|druhému termodynamickému zákonu]], přičemž plocha hraje v tomto případě úlohu [[entropie]]. Proto [[Jacob Bekenstein]] navrhl, že [[entropie]] černé díry je skutečně úměrná ploše jejího horizontu událostí. V roce [[1975]] aplikoval Hawking [[Kvantová teorie pole|kvantovou teorii pole]] na zakřivený prostoročas okolo horizontu událostí a objevil, že černé díry můžou vyzařovat tepelné záření, známé jako [[Hawkingovo záření]]. Z prvního zákona mechaniky černých děr vyplývá, že entropie černé díry se rovná čtvrtině plochy horizontu událostí. Tento všeobecný výsledek je aplikovatelný i na kosmologické horizonty jako [[de Sitterův prostoročas]]. Později bylo navrženo, že černé díry jsou objekty s maximální entropií, což znamená, že maximální entropie oblasti vesmíru je entropie největší černé díry, která se do oblasti vejde. Skutečnost, že maximální entropie v daném objemu je úměrná povrchu tohoto objemu a ne objemu jako takovému, vedla k formulaci tzv. [[Holografický princip|holografického principu]].
 +
 +
Hawkingovo záření vzniká na horizontu událostí a v současném pojetí nenese žádnou informaci o vnitřku černé díry, protože jde o kvantově-mechanický projev existence [[vakuum|vakua]]. To však znamená, že černé díry nejsou úplně černé a důsledkem je pomalé vypařování černé díry. I když jsou tyto efekty zanedbatelné pro astronomické černé díry, jsou významné pro hypotetické miniaturní černé díry, kde dominují účinky kvantové teorie pole. V současnosti se předpokládá, že malé černé díry se rychle vypařují a nakonec mohou i zmizet zcela. Z tohoto důvodu má každá černá díra konečnou délku života přímo úměrnou její velikosti.
 +
 +
[[21. červen|21. června]] [[2004]] [[Stephen Hawking]], v rozporu se svými předchozími zjištěními, prezentoval nový argument, že černé díry přece jen emitují informaci o tom, co pohlcují. Navrhl, že [[kvantové perturbace]] horizontu událostí by mohly dovolit uniknout informacím a ovlivnit vyvolané Hawkingovo záření. Tato teorie ještě nebyla prodiskutována ve vědecké komunitě, ale v případě, že bude přijata, je pravděpodobné, že vyřeší [[informační paradox]] černých děr. Mezitím oznámení o této nové teorii zaznamenalo nebývalou pozornost médií.
 +
 +
V roce [[2014]] skupina vědců na základě simulací došla k závěru, že černé díry nemusejí vůbec existovat.<ref>http://www.osel.cz/index.php?clanek=7791 - Co když černé díry vůbec neexistují?</ref> Podle výpočtů Hawkingovo záření při hroucení hvězdy odnáší tolik energie a hmoty, že ke kolapsu nedojde.<ref>http://arxiv.org/pdf/1409.1837v1.pdf - Back-reaction of the Hawking radiation flux on a gravitationally collapsing star II:Fireworks instead of firewalls</ref>
 +
 +
=== Matematika černých děr ===
 +
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>\( \mathrm{d}s^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) \mathrm{d}t^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} \mathrm{d}r^2 + r^2 \mathrm{d}\Omega^2 \)</big>,
 +
 +
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
 +
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>\(r_{\rm S} = {2\,Gm \over c^2} \)</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&nbsp;kg/m³, což je méně než hustota vody. Střední hustota je dána jako
 +
 +
<big>\(\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi m^2G^3}\)</big>
 +
 +
Vzhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371&nbsp;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&nbsp;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.
 +
 +
Obecně jsou černé díry předpovídané i jinými řešeními Einsteinových rovnic, jako například [[Kerrova metrika]] pro rotující černé díry, které mají [[prstencová singularita|prstencovou singularitu]]. [[Reissner-Nordströmova metriku|Reissner-Nordströmova metrika]] popisuje elektricky nabité černé díry. Nejobecnější řešení má [[Kerr-Newmanova metrika|Kerr-Newmanovu metriku]] a odpovídá případu nabitých rotujících černých děr.
 +
 +
== Existence černých děr ==
 +
=== Vznik ===
 +
Obecná relativita (podobně jako jiné teorie gravitace) nejen tvrdí, že černé díry mohou existovat, ale ve skutečnosti přímo předpovídá, že vznikají přirozeně.
 +
 +
Existuje několik modelů vzniku černé díry:
 +
 +
* '''[[Gravitační kolaps]]'''
 +
Hmota se gravitačně zhroutí v daném prostoru ve vesmíru díky procesu nazývanému [[gravitační kolaps]]. Nejznámější z těchto procesů jsou některá finální stádia evoluce hvězd, kdy poklesne tlakový gradient (tlak záření hvězdy) a hvězda se neudrží v hydrostatické rovnováze, přičemž je zároveň splněna podmínka dostatečného množství hmoty, aby následný kolaps nebyl zadržen například ve fázi neutronové hvězdy (tedy ve formě [[degenerovaný neutronový plyn|degenerovaného neutronového plynu]]). Kolaps takové hvězdy pak není možno zastavit - povrch hvězdy se zhroutí pod horizont událostí a nevyhnutelně skončí v singularitě.
 +
 +
* '''Akumulace hmoty '''
 +
 +
Když v nějakém prostoru dochází v důsledku gravitačních sil k seskupování hmoty, gravitační pole takové oblasti sílí – nebo v jazyku relativity – zakřivení prostoru v okolí se zvětšuje. Když [[úniková rychlost]] v nějaké vzdálenosti od centra gravitačního působení dosáhne rychlosti světla, vytvoří se horizont událostí, uvnitř kterého musí hmota nevyhnutelně skončit v singularitě.
 +
 +
Černé díry tohoto typu existují jako dva typy modelů:
 +
 +
<blockquote>
 +
* '''Primordiální černé díry''', které mohly vzniknout v období velmi raných fází vývoje vesmíru. Prozatím však nebyly observačně potvrzeny a pravděpodobně netvoří významnou část temné hmoty.<ref>http://www.osel.cz/index.php?clanek=7407 - Šok! Pátrání po primordiálních černých děrách odvoláno</ref>
 +
 +
* '''Obří černé díry''', které se vyskytují v centrech galaxií (i včetně naší [[Galaxie Mléčná dráha|Mléčné dráhy]]) a pravděpodobně také kulových hvězdokup. Vznikají prostřednictvím vytvoření horizontu událostí v důsledku nakupení velkého množství hmoty na relativně malém prostoru. V tomto případě se hmotou myslí i hvězdný materiál, tedy hvězdy případně i již existující menší černé díry.
 +
</blockquote>
 +
 +
* '''Miniaturní a mikroskopické černé díry '''
 +
 +
Proces vzniku [[mikroskopické černé díry|miniaturních černých děr]] je na hranici hypotézy a fikce. Přesto existují určité náznaky, že v případě urychlovače s energií řádově TeV by mohlo být možno mikroskopickou černou díru vytvořit. Takovým, zdá se, by mohl být [[LHC]] urychlovač, který byl v [[Evropská organizace pro jaderný výzkum|CERNu]] uveden do provozu v roce [[2008]]. V důsledku srážky těžkých atomových jader za vysoké energie existuje možnost, že hmota v oblasti srážky se obklopí horizontem událostí. Takováto černá díra, pokud by vznikla, se však obratem vypaří. Vytvoření černých děr v urychlovačích by mohlo rozřešit tzv. [[paradox unitarity černých děr]], který stojí na otázce, zda se pádem do černé díry ztrácí kvantová informace.
 +
 +
=== Pozorování ===
 +
[[Soubor:Black hole lensing web.gif|thumb|240px|Gravitační čočka]]
 +
[[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.
 +
 +
Za nejviditelnější efekty jsou považované ty, které pocházejí z hmoty padající do černé díry. Tato hmota se dle předpovědí, podobně jako voda tekoucí do odtoku, soustřeďuje do rychle se otáčejících [[akreční disk|akrečních disků]] do té doby, než je černou dírou pohlcena. Vnitřní [[tření]] disk extrémně zahřívá a způsobuje vyzařování velkého množství [[rentgenové záření|rentgenového]] a [[ultrafialové záření|ultrafialového záření]]. Tento proces je neobyčejně účinný a může přeměnit až 50 % zbytkové hmoty na záření, v protikladu s [[termonukleární fúze|termonukleární fúzí]], která dokáže konvertovat pouze několik málo procent na energii. Další pozorovatelné efekty jsou úzké výtrysky částic, které se pohybují v ose akrečního disku relativistickými rychlostmi.
 +
 +
Akreční disky, výtrysky a obíhající objekty můžeme najít nejen kolem černých děr, ale i okolo objektů, jako jsou například [[neutronová hvězda|neutronové hvězdy]] a [[bílý trpaslík|bílí trpaslíci]]. Dynamika těles okolo takovýchto [[atraktor]]ů, které nejsou černými děrami, je velmi podobná dynamice objektů v okolí černých děr a je velmi aktivním předmětem výzkumu zahrnujícím [[magnetické pole]] a [[plazmová fyzika|plazmovou fyziku]]. Proto také platí, že pozorování akrečního disku a orbitálních pohybů většinou pouze indikuje existenci kompaktního objektu s určitou hmotností, ale vypovídá jen velice málo o jeho podstatě. Identifikovat takový objekt jako černou díru je možné pouze tehdy, pokud se prokáže, že se nemůže jednat o jiné dostatečně hmotné a kompaktní těleso nebo provázaný systém těles. Většina astrofyziků, dle obecné teorie relativity, v takovém případě předpokládá, že se koncentrace hmoty s dostatečnou hustotou musí nevyhnutelně zhroutit do černé díry v kosmologicky krátkém čase.
 +
 +
Jeden důležitý pozorovatelný rozdíl mezi černými děrami a jinými kompaktními objekty je, že jakákoli kolabující hmota, která narazí na takový kompaktní hmotný objekt v relativistické rychlosti, vyvolá nepravidelná vzplanutí rentgenového záření nebo jiného tvrdého záření. Nedostatek takovýchto vzplanutí kolem kompaktní koncentrace hmoty se považuje za důkaz, že objekt je černá díra bez povrchu, na který by mohla hmota náhle narazit.
 +
(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 ? ===
 +
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 střední hmotnosti s hmotností kolem 1000 Sluncí<ref>
 +
{{Citace elektronického periodika
 +
| příjmení = Grygar
 +
| jméno = Jiří
 +
| url = http://media.rozhlas.cz/_audio/2416619.mp3
 +
| titul = Nejstarší černé díry
 +
| periodikum = Nebeský cestopis
 +
| vydavatel = Český rozhlas Leonardo
 +
| místo = Praha
 +
| datum vydání = 2011-08-20
 +
| datum přístupu = 2012-2-14
 +
}}</ref>
 +
# [[Obří černá díra|obří černé díry]] s hmotností v řádech od 10<sup>5</sup> do 10<sup>10</sup> hmotnosti Slunce
 +
 +
Také existuje pár důkazů o černých dírách se střední hmotností v rozmezí od několika set po tisíce hmotností Slunce. Předpokládá se, že z těchto černých děr vznikají obří černé díry.
 +
 +
Kandidáti na černé díry hvězdné hmotnosti byli identifikováni hlavně přítomností akrečních disků správné velikosti a rychlosti bez nepravidelných vzplanutí, které jsou očekávané u akrečních disků při ostatních kompaktních objektech. Černé díry s hmotností hvězd by mohly zapříčinit výbuchy [[Záření gama|gama záření]], i když pozorování takovýchto výbuchů u [[supernova|supernov]] a jiných objektů, které nejsou černé díry snížilo pravděpodobnost tohoto spojení.
 +
 +
Kandidáti na obří černé díry byli nejdříve poskytnuti aktivními galaktickými jádry a [[kvasar]]y, které objevili radioamatéři v 60. letech [[20. století]]. Výkonná přeměna hmoty na energii třením v akrečních discích okolo černých děr je zřejmě jediným vysvětlením pro vydatné množství energie generované těmito objekty. Uvedení této teorie v 70. letech odstranilo hlavní námitku domněnky, že kvasary jsou vzdálenými galaxiemi – totiž, že žádný fyzikální mechanizmus nemůže generovat takové množství energie.
 +
 +
Pozorování pohybů hvězd okolo galaktických center v 80. letech vedlo k všeobecnému přesvědčení, že obří černé díry existují v centrech většiny galaxií, včetně naší domovské Mléčné dráhy. [[Sagittarius A*]] je dnes shodně považovaný za věrohodného kandidáta pro polohu obří černé díry ve středu Mléčné dráhy.
 +
 +
Současná představa je, že všechny galaxie by mohly mít obří díru ve svých středech. Tato černá díra pohlcuje plyn a prach ve středu galaxie, přičemž generuje obrovské množství záření do té doby, než pohltí všechnu okolní hmotu a proces se zastaví. Tato představa také vysvětluje, proč neexistují žádné k nám blízké
 +
kvasary. I když detaily ještě nejsou úplně jasné, zdá se, že růst černých děr má spojitost s růstem kulovité části – [[eliptická galaxie]] nebo vypouklina ve [[spirální galaxie|spirální galaxii]] – ve které existuje. Je zajímavé, že neexistuje důkaz pro hmotné černé díry ve středech uzavřených [[hvězdokupa|hvězdokup]], což ukazuje na jejich fundamentální odlišnost od galaxií.
 +
 +
=== Nejbližší kandidáti na černou díru ===
 +
Kromě [[Sagittarius A*]], černé díry v centru naší galaxie Mléčné dráhy, existuje několik bližších kandidátů na černé díry. Všechny jsou binární systémy, které vysávají hmotu z partnera přes [[akreční disk]]. Mají hmotnost od tří do několika desítek hmotností slunce.<ref>J. Casares: ''Observational evidence for stellar mass black holes.'' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612312 Preprint]</ref><ref>M.R. Garcia et al.: ''Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae.'' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0302230 Preprint]</ref>
 +
 +
{| class="wikitable"
 +
| style="text-align: center;" | Jméno || Hmotnost (v M☉) || Hmotnost partnera (v M☉) || [[Oběžná perioda]] (dnů) || Vzdálenost od Země ([[světelný rok|světelné roky]])
 +
|-
 +
| [[A0620-00]] || 9−13 || 2,6−2,8 || 0,33 || ~3500
 +
|-
 +
| [[GRO J1655-40]] || 6−6,5 || 2,6−2,8 || 2,8 || 5000−10000
 +
|-
 +
| [[XTE J1118+480]] || 6,4−7,2 || 6−6,5 || 0,17 || 6200
 +
|-
 +
| [[Cygnus X-1|Cyg X-1]] || 7−13 || 25 || 5,6 || 6000−8000
 +
|-
 +
| [[GRO J0422+32]] || 3−5 || 1,1 || 0,21 || ~8500
 +
|-
 +
| [[GS 2000+25]] || 7−8 || 4,9−5,1 || 0,35 || ~8800
 +
|-
 +
| [[V404 Cyg]] || 10−14 || 6,0 || 6,5 || ~10000
 +
|-
 +
| [[GX 339-4]] ||  || 5−6 || 1,75 || ~15000
 +
|-
 +
| [[GRS 1124-683]] || 6,5−8,2 ||  || 0,43 || ~17000
 +
|-
 +
| [[XTE J1550-564]] || 10−11 || 6,0−7,5 || 1,5 || ~17000
 +
|-
 +
| [[XTE J1819-254]] || 10−18 || ~3 || 2,8 || < 25000
 +
|-
 +
| [[4U 1543-475]] || 8−10 || 0,25 || 1,1 || ~24000
 +
|-
 +
| [[Sagittarius A*|Sgr A*]] || 3,7 Mil. || − || − || ~25000
 +
|}
 +
 +
== Zánik černé díry ==
 +
 +
Černá díra z pohledu klasické fyziky je těleso velmi stálé, které nemůže zaniknout vlivem ztráty své hmoty, jelikož žádná částice není podle klasické fyziky schopna překonat [[rychlost světla]] a jedinou přirozenou cestou zániku černé díry se tak jeví její pohlcení jinou černou dírou tzv. ''gravitační srážka''. Při pohledu na systém černé díry z moderní fyziky však vyvstává další možnost, jak může černá díra zaniknout. Kvantová mechanika připouští proces, při kterém vlivem [[princip neurčitosti|neurčitosti]] v počtu částic ve [[vakuum|vakuu]] neustále vznikají a opět zanikají páry částice-[[antihmota|antičástice]]. Pokud jedna z takto vzniklých částic vznikne nad horizontem událostí a druhá pod ním, může první z nich uniknout do nekonečna a snížit tím hmotnost černé díry. Tento proces se nazývá ''Hawkingovo záření'', nebo ''kvantové vypařování černých děr'' a byl poprvé popsán britským astrofyzikem [[Stephen Hawking|Stephenem Hawkingem]].
 +
 +
=== Gravitační srážka dvou černých děr ===
 +
 +
Jsou-li dvě černé díry gravitačně vázané a obíhají dostatečně blízko společného těžiště, vyzařují podle předpovědi [[obecná teorie relativity|obecné teorie relativity]] [[gravitační vlna|gravitační vlny]]. To způsobuje, že tato soustava ztrácí energii a černé díry se k sobě stále více přibližují. V určitém momentu dojde k tomu, že gravitační interakce je natolik silná, že se horizonty černých děr začnou deformovat, až se obě díry setkají a spojí. Celková plocha jejich horizontů se přitom v souhlasu s [[termodynamika černých děr|termodynamikou černých děr]] zvětší. Při tomto procesu se v závislosti na tom, jak velký [[náboj]] a především [[moment hybnosti]], výsledná černá díra bude mít, za velmi krátký čas vyzáří velké množství energie ve formě gravitačních vln. Právě proto jsou srážky černých děr jedním z procesů, který by bylo možno zachytit pomocí [[detektor gravitačních vln|detektorů gravitačních vln]] a po kterém se proto usilovně pátrá.
 +
 +
Ovšem nelinearita Einsteinových rovnic, která zaručuje stabilitu původních i výsledné černé díry, je ale také zdrojem dosud nepřekonaných potíží při hledání analytického i numerického řešení popisujícího srážku černých děr, takže přesný postup zániku není znám a nebyl ještě ani pozorován. Z dosavadních numerických modelů vyplývá, že pro nerotující černé díry o stejné hmotnosti se při srážce na gravitační vlny přemění až 3 % jejich [[hmotnost]]i.
 +
 +
=== Kvantové vyzařování černých děr ===
 +
 +
Z pohledu [[kvantová fyzika|kvantové fyziky]] existuje další možnost, jak černá díra může zaniknout - pomocí tzv. ''Hawkingova záření''.
 +
 +
Podle klasické fyziky může černá díra tělesa i záření absorbovat, avšak nemůže nic vyzařovat, tedy by její teplota musela být rovna absolutní nule nezávisle na velikosti gravitace na myšleném povrchu, což znemožňuje černé díře dosáhnout termodynamické rovnováhy s okolím. V roce [[1974]] vyslovil Stephen Hawking hypotézu kvantového vypařování černých děr, podle které je každá černá díra schopna spontánně emitovat záření přesně takové, jako kdyby byla obyčejným černým tělesem zahřátým na teplotu T<sub>H</sub>= κ/2π úměrnou [[povrchová gravitace černé díry|povrchové gravitaci]] κ na horizontu. (Vzorec platí v [[planckovy jednotky|Planckových jednotkách]].) Hawking svým výpočtem dokázal, že černá díra není tak úplně černá a že kvantové zákony dokazují, že se na horizontu událostí neustále rodí nové částice, které odnášejí část energie černé díry pryč, čímž zmenšují hmotnost díry a umožňují pozorování černé díry v určitém spektru. Únik částic je z počátku jen velmi pozvolný, ale ke konci získává proces na dynamičnosti až na konci dojde k explozi černé díry do okolí. Předpokládá se, že černá díra hmotnosti [[Slunce]] se vypaří přibližně za 10<sup>67</sup> let, což je v porovnání se současným stářím vesmíru 1,37 ∙ 10<sup>10</sup> let skutečně velmi dlouhá doba.
 +
<!--Předpokládá se, že černá díra může ztrácet svojí hmotnost třemi způsoby, které vyplývají z jejích vlastností a z chování částic v [[mikrokosmos|mikrokosmu]].-->
 +
 +
Příčinou kvantového vyzařování je proces kreace páru [[částice]]-[[antičástice]], ke kterému dochází v blízkosti horizontu událostí, kde se mohou vytvářet elementární částice na základě kvantových procesů. Ve vakuu běžně dochází k neustálému vzniku a zániku párů částice-antičástice (fluktuace počtu částic musí být kvůli [[princip neurčitosti|relacím neurčitosti]] nenulové, což se projevuje právě tvorbou těchto párů). V okolí horizontu událostí může nastat situace, kdy z páru zůstane jedna částice nad horizontem, zatímco druhá vznikne pod horizontem a musí tedy nevyhnutelně spadnout do singularity. Pokud první částice unikne mimo dosah gravitace černé díry, pozorovateli v okolí horizontu se jeví, že částice vzniká jakoby z ničeho v blízkosti horizontu. Energie potřebná na vytvoření částice ubude z hmoty černé díry.
 +
<!--Druhý způsob se nazývá tunelování částic z nitra černé díry, který je přímo závislý na Schwarzschildovu poloměru černé díry v úměře, že čím je díra menší, tím menší je bariéra a o to snadněji probíhá tunelování částic, které jsou do okolí více vyzařovány. Pozorovateli se díra jeví, jako více zářivé těleso.
 +
 +
=== Únik částice ===
 +
 +
Třetí způsob je spojen z teoretickou úvahou, že částice je na krátkou dobu schopna překonat rychlost světla a pohybovat se touto získanou rychlostí pod horizontem událostí po krátký časový okamžik (tak, aby nedošlo k narušení ''Heisenbergovy relace neurčitosti''). Cestování nadsvětelnou rychlostí v tomto případě nevadí, jelikož se nepřenáší žádná informace a není pozorovatelná z vnějšího prostředí. Platí, že u malé černé díry postačí kratší doba pohybu nadsvětelnou rychlostí, což má za následek, že proces uniknutí z černé díry je pravděpodobnější než u větších děr.
 +
 +
Proces zániku černé díry je i přes všechny tři uvedené způsoby jev, který nebyl ještě pozorován a který se řeší prozatím v teoretické rovině. Jedná se případně o jev, který bude velmi pomalý a těžko detekovatelný. Předpokládá se, že velká černá díra se vypaří přibližně za 10<sup>100</sup> let, což je v porovnání se současným stářím vesmíru 1,37 . 10<sup>10</sup> let skutečně velmi dlouhá doba. Při vztažení teorie o uzavřeném a otevřeném vesmíru, který vychází z naší současné neschopnosti přesně určit Hubblovu konstantu je možné, že dříve dojde ke smrštění celého vesmíru do jediné singularity, než by došlo k celkovému vyzáření energie černé díry. Hmota v černé díře tak není navěky ztracena, ale postupně se opět „vypařuje“ do okolního prostoru.
 +
-->
 +
 +
== Nedávné objevy ==
 +
V roce 2004 bylo objeveno mnoho černých děr, což vedlo k vypracování nové teorie rozšíření černých děr ve vesmíru, která udává, že existuje takřka pětkrát více černých děr než se do té doby předpokládalo.
 +
 +
V červenci 2004 astronomové objevili obří černou díru [[Q0906+6930]] v centru vzdálené galaxie v souhvězdí [[Souhvězdí Velké medvědice|Velké medvědice]]. Odhad věku a hmotnosti takových černých děr nám může pomoct určit věk vesmíru.
 +
 +
V listopadu 2004 tým astronomů oznámil objev první černé díry střední hmotnosti v naší galaxii, která obíhá přibližně tři světelné roky od [[Střelec A*|Střelce A*]]. Tato střední černá díra s hmotností asi 1300 Sluncí se nachází uvnitř shluku sedmi hvězd, pravděpodobně jako pozůstatek velkého shluku hvězd roztrženého galaktickým středem. Tento objev může podpořit myšlenku, že obří černé díry se zvětšují pohlcováním blízkých menších černých děr a hvězd.
 +
 +
V únoru 2005 byl objeven modrý obr [[SDSS J090745.0+24507]] opouštějící Mléčnou dráhu dvojnásobnou únikovou rychlostí (0,0022 [[rychlost světla|rychlosti světla]]). [[trajektorie|Trajektorii]] hvězdy je možné dohledat až zpět ke galaktickému jádru. Vysoká rychlost této hvězdy podporuje hypotézu existence obří černé díry ve středu naší galaxie.
 +
 +
Vznik mikročerných děr na Zemi v [[částicový urychlovač|částicových urychlovačích]] byl trochu nejistě ohlašován, ale doposud nepotvrzen. Dodnes není znám ani žádný pozorovaný kandidát na prvotní černou díru.
 +
 +
Australští vědci učinili výpočet, jak maximalizovat dobu přežití v černé díře. Jejich teorie v jednoduchosti říká: Existuje jediná nejdelší cesta při pádu do černé díry tj. dráha volného pádu z počátečního klidu, nicméně existují i kratší cesty. V případě překročení horizontu událostí po jedné z kratších cest, je možno zažehnout motory rakety, a tím se dostat na nejdelší a maximalizovat svůj čas.<ref>[http://technet.idnes.cz/co-delat-kdyz-nahodou-spadnete-do-cerne-diry-fzc-/tec_vesmir.asp?c=A070523_150759_tec_vesmir_vse Co dělat, když náhodou spadnete do černé díry?]</ref>
 +
 +
V červnu 2007 objevil mezinárodní tým astronomů z Kanady, Francie a USA dalekohledem CFHT na Havaji doposud neznámou černou díru ve vzdálenosti 13 miliard světelných let od Země. Jedná se o nejvzdálenější černou díru, která byla zatím nalezena. Tato černá díra se nalézá ve středu [[kvasar]]u.
 +
 +
V říjnu 2007 byl publikován objev patrně největšího binárního systému hvězdy a černé díry<ref>[http://news.nationalgeographic.com/news/2007/10/071017-black-hole.html Most Massive Stellar Black Hole Found in Binary System]</ref>. „''Před tím byl největší hvězdnou černou dírou objekt GRS 1915+105 s hmotností černé díry odhadnutou na 14 plus nebo minus 4 Slunce,''“ prohlásil objevitel Orosz. „''Nicméně hmotnost GRS 1915+105 přišla na přetřes,''“ dodal.
 +
 +
== Alternativní modely ==
 +
V současné době je posuzováno několik alternativních modelů, které se chovají jako černé díry, ale fungují bez singularity. Většina vědců však považuje tyto koncepty za vyumělkované, protože jsou mnohem složitější a nepřinášejí žádné pozorovatelné rozdíly od černých děr (nevyhovují tedy logice tzv. [[Occamova břitva|Occamovy břitvy]]). Nejvýznamnější z těchto teorií je teorie tzv. [[grava hvězda|gravahvězda]] (anglicky ''Gravastar'').
 +
 +
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 ==
 +
<references />
 +
== Související články ==
 +
* [[Neutronová hvězda]]
 +
* [[Bílý trpaslík]]
 +
* [[Gravitační čočka]]
 +
* [[S-hvězdy]]
 +
 +
== Externí odkazy ==
 +
* [http://astronomia.zcu.cz/hvezdy/dira Astronomia – Podrobný web o černých dírách (Fakulty pedagogické ZČU v Plzni)]
 +
 +
 +
{{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]]

Aktuální verze z 14. 8. 2022, 14:54

Simulovaná deformace obrazu Mléčné dráhy gravitační čočkou černé díry

Černá díra je objekt natolik hmotný, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti časoprostoru natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černá díra byla teoreticky předpovězena v obecné teorii relativity publikované v roce 1915 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 binárním systému v souhvězdí Labutě kryjící se s rentgenovým zdrojem Cygnus X-1[1]. Bylo zjištěno, že jde o těleso, které má příliš velkou hmotu na to být 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 galaxií, aktivních galaktických jádrech, kvasarech i v centrech některých kulových hvězdokup.[2]

Podle obecné relativity nemůže žádná hmota ani informace proudit z nitra černé díry k vnějšímu pozorovateli. Například není možné získat žádnou její část ani odražené světlo vyslané z vnějšího zdroje či jakoukoli informaci o hmotě, která vstoupila do černé díry. Existují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr. Předpokládá se, že vyzařování nezávisí na tom, co do černé díry spadlo v minulosti.

Obsah

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:

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.

I když to nepovažoval za pravděpodobné, Michell uvažoval o možnosti, že mnoho takových objektů, které není možné vidět, může ve vesmíru existovat.

V roce 1796 podpořil francouzský matematik Pierre Simon de Laplace stejnou myšlenku v prvním a druhém vydání své knihy Exposition du Systeme du Monde. Tato podpora však zmizela v dalších vydáních. Podobným teoriím se v 19. století věnovalo minimum pozornosti, protože se předpokládalo, že světlo je vlnění bez hmotnosti neovlivnitelné gravitací.

V roce 1915 vyvinul Albert Einstein teorii gravitace nazývanou obecná teorie relativity. Předtím dokázal, že gravitace ovlivňuje světlo. O několik měsíců později Karl Schwarzschild nabídl řešení pro gravitační pole bodové hmoty a dokázal, že něco, co dnes nazýváme černou dírou, může opravdu teoreticky existovat. Schwarzschildův poloměr je dnes známý jako poloměr nerotující černé díry, ale ve své době nebyl dobře pochopený. Sám Schwarzschild ho nepovažoval za fyzikální.

Ve 20. letech 20. století dokázal Subrahmanyan Chandrasekhar, že obecná relativita ukázala, že nevyzařující těleso nad jistou hmotnost, dnes známou jako Chandrasekharova mez, by se zhroutilo do sebe, protože by neexistovalo nic, co by mu v tom mohlo zabránit. Proti jeho argumentům se postavil Arthur Eddington, který se domníval, že by něco kolapsu nevyhnutelně zabránilo. Oba měli pravdu, protože bílý trpaslík s hmotností nad tuto mez se zhroutí do neutronové hvězdy. Nicméně i neutronová hvězda se při hmotnosti nad tzv. Tolmanovu-Oppenheimerovu-Volkoffovu mez zhroutí.

V roce 1939 Robert Oppenheimer a H. Snyder předpověděli, že velmi hmotné hvězdy by se mohly stát oběťmi dramatického gravitačního zhroucení. Černé díry by tak mohly přirozeně vznikat. Takové objekty byly krátce nazývané zamrzlé hvězdy, protože zhroucení by bylo pozorovatelné rapidně zpomaleně a se silně červeným spektrem v blízkosti Schwarzschildova poloměru. Tyto hypotetické objekty však nebyly předmětem většího zájmu až do pozdních 60. let 20. století. Většina fyziků si totiž myslela, že by byly specifickou vlastností silně symetrických řešení popsaných Schwarzschildem a že v přírodě by se gravitačně kolabující objekt nestal černou dírou.

Zájem o černé díry znovu vzplanul v roce 1967 s pokrokem v oblasti teorie a pokusů. Stephen Hawking dokázal, že černé díry jsou všeobecnou vlastností Einsteinovy teorie gravitace a není možné se jim vyhnout při kolabování některých objektů. Zájem o ně rozproudil v astronomické komunitě také objev pulsaru. Krátce na to zavedl teoretický fyzik John Wheeler výraz „černá díra“[3]. Do té doby byl příležitostně používaný termín černá hvězda nebo opisný tvar gravitačně zcela zhroucené těleso.

V roce 1971 Tom Bolton identifikoval Cygnus X-1 jako černou díru a to s použitím dalekohledů a přístrojů na observatoři David Dunlap Observatory náležící Torontské univerzitě.

Fyzikální vlastnosti

Hlavním aspektem existence černých děr je skutečnost, že je časoprostor zakřivován přítomností hmoty, což se shoduje se základními principy obecné relativity. Nejpozoruhodnější vlastností černých děr je ta, že jsou důsledkem zakřivení časoprostoru v jejich okolí.

Horizont událostí

Myšlená kulová „plocha“ obklopující hmotu černé díry se označuje jako horizont událostí. Na úrovni horizontu událostí je úniková rychlost rovna rychlosti světla. Neobyčejně silné gravitační pole brání všemu uvnitř horizontu událostí uniknout přes jeho povrch. Cokoliv z vnějšku se může propadnout přes horizont událostí, ale nikdy tomu nemůže být naopak. Výjimkou jsou jen kvantově mechanické procesy v těsné blízkosti horizontu, které umožňují vznik virtuálních párů částic a antičástic. Ty vedou například k efektu tzv. vypařování černých děr. Ani v tomto případě ale částice přímo neunikají zpod horizontu událostí – proces „vypařování“ je založen na jiných principech. Podle Hawkingova vyjádření jde ale o zdánlivý horizont.[4]

Pozorovatelné vlastnosti černé díry

Z dobře odůvodněných předpokladů vyplývá, že černé díry nemají žádné pozorovatelné vlastnosti, které by byly použitelné k objasnění jejich „vzhledu“ uvnitř. Podle obecné relativity můžeme černé díry úplně charakterizovat třemi parametry: hmota, moment hybnosti a elektrický náboj (čtvrtou teoreticky přípustnou vlastností je magnetický náboj, ten však v přírodě pozorován nebyl.)

Tento princip se shrnuje frází „černé díry nemají vlasy“, kterou prvně vyslovil John Wheeler. Toto tvrzení se dokazuje v klasické teorii – teorie kvantová připouští i jiné náboje (jako např. podivnost, za normálních okolností charakterizující elementární částice). Ty se však mohou projevit až v dostatečné blízkosti horizontu událostí a nemají astrofyzikální význam.

Zpomalování času

Objekty v gravitačním poli jsou vystaveny zpomalení času, nazývaného dilatace času. Tento fenomén byl experimentálně potvrzen při pokusu s raketou Scout v roce 1976 a bere jej v úvahu například i navigační systém GPS. V blízkosti horizontu událostí černé díry se dilatace času projevuje velmi výrazně. Uvažme dva pozorovatele, kteří mají každý své hodinky seřízeny stejně. Z pohledu vzdáleného pozorovatele to vypadá tak, jako by padajícímu pozorovateli trvalo přiblížení k horizontu událostí nekonečně dlouho. Světlo vycházející z padajícího pozorovatele má zvětšující se spektrální rudý posuv, který je u horizontu událostí roven nekonečnu. Protože v důsledku dilatace času běží čas na hodinkách s pozorovatelem padajícím na černou díru a pozorovatelem vzdáleným různě, vzniká efekt, kdy pozorovatel na černou díru dopadá z hlediska vlastního času normálně, zatímco z hlediska toho, který jej pozoruje, se přiblížení k horizontu událostí jeví "nekonečně" dlouhé.

Singularita

Obecná relativita předpovídá, že v centru černé díry, pod horizontem událostí, existuje 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 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 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 obecné relativitě neexistují nahé singularity: všechny singularity jsou schované za horizontem událostí, a nelze je tedy prozkoumat.

Pád dovnitř

Představme si nešťastného kosmonauta padajícího nohama napřed směrem do středu nerotující černé díry Schwarzschildova typu. Čím blíže se dostane k horizontu událostí, tím déle trvá fotonům, které vyzařuje, uniknout gravitačnímu poli černé díry. Vzdálený pozorovatel uvidí kosmonautův zpomalující se sestup při přibližování se k horizontu událostí, kterého zdánlivě nikdy nedosáhne.

Astronaut z vlastního pohledu překročí horizont událostí a dosáhne singularity v konečném čase. V momentě, kdy překročí horizont událostí, ho nebude možné pozorovat z okolního vesmíru. Během pádu by si všiml, že světlo přicházející z jeho chodidel, potom kolen a tak dále se podléhá zvětšujícímu se rudému posuvu, až se stane neviditelným. Když se přiblíží k singularitě, gradient gravitačního pole se od hlavy k chodidlům značně zvětší. Bude se cítit natažený a nakonec ho roztrhnou slapové síly, protože v jeho chodidlech bude působit mnohem větší gravitace než na úrovni hlavy. Blízko singularity se gradient stane dostatečně velkým k roztržení samotných atomů. Bod, ve kterém se slapové síly stávají zhoubnými, závisí na hmotě černé díry. Pro velké černé díry, jako ty v centrech galaxií, bude tento bod ležet až pod horizontem událostí, takže se kosmonaut může teoreticky dostat přes horizont událostí živý a v případech obřích černých děr tento přechod nemusí dokonce ani pocítit. Naopak u malých černých děr se tyto slapové síly mohou stát osudnými mnohem dříve, než kosmonaut dosáhne horizontu událostí.

Rotující černé díry

Ergosféra

Horizont událostí nerotující černé díry je kulová plocha a její singularita představuje (neformálně řečeno) jeden bod. V případě, že černá díra rotuje,[5] dochází k radikálním změnám jak v okolním prostoročase, tak v samotném matematickém pojetí černé díry. Rotující černá díra má dva horizonty událostí. Původní, Schwarzschildův, se zachovává (i co do tvaru), přibývá však ještě jeden vnitřní, tzv. Cauchyův horizont. Mezi Schwarzschildovým a Cauchyho horizontem se všechna tělesa musí pohybovat směrem ke středu černé díry, pod Cauchyho horizontem je však již opět možné zůstávat na místě a zastavit pád na singularitu, která je u rotujících černých děr prstencová a prostorupodobná.

Z hlediska fyzikálního chápání okolí černé díry dochází v důsledku rotace ke změnám v prostoročase. Ten začíná být díky nenulovému momentu hybnosti centrálního tělesa strháván ve směru rotace, což známe jako tzv. Lense-Thirringův jev. Ve skutečnosti je prostoročas strháván rotací jakkoliv hmotného centrálního tělesa (dokonce i Země) avšak v případě černých děr jde o natolik významný efekt, že od určité vzdálenosti je pro objekty nemožné setrvávat na jednom místě, byť by se lokálně pohybovaly proti směru rotace rychlostí světla. Plocha, pod kterou je setrvávání na místě nemožné, se u rotujících černých děr nazývá ergosféra (obecněji také statická mez). Ergosféra má elipsoidní tvar a na ose rotace navazuje na horizont událostí. Jelikož se nachází nad horizontem událostí, mohou objekty pohybující se v ergosféře nejen uniknout z gravitace černé díry, ale za jistých okolností mohou být dokonce vymrštěny ven velmi vysokou rychlostí díky energii (a momentu hybnosti) dodanými černou dírou. Odtud pochází i její název ergosféra (pracující sféra), protože je schopná vykonávat práci na úkor rotační energie černé díry.

Entropie a Hawkingovo záření

V roce 1971 Stephen Hawking dokázal, že se celková plocha horizontu událostí jakékoli skupiny černých děr nikdy nezmenší. Toto tvrzení se příliš podobalo druhému termodynamickému zákonu, přičemž plocha hraje v tomto případě úlohu entropie. Proto Jacob Bekenstein navrhl, že entropie černé díry je skutečně úměrná ploše jejího horizontu událostí. V roce 1975 aplikoval Hawking kvantovou teorii pole na zakřivený prostoročas okolo horizontu událostí a objevil, že černé díry můžou vyzařovat tepelné záření, známé jako Hawkingovo záření. Z prvního zákona mechaniky černých děr vyplývá, že entropie černé díry se rovná čtvrtině plochy horizontu událostí. Tento všeobecný výsledek je aplikovatelný i na kosmologické horizonty jako de Sitterův prostoročas. Později bylo navrženo, že černé díry jsou objekty s maximální entropií, což znamená, že maximální entropie oblasti vesmíru je entropie největší černé díry, která se do oblasti vejde. Skutečnost, že maximální entropie v daném objemu je úměrná povrchu tohoto objemu a ne objemu jako takovému, vedla k formulaci tzv. holografického principu.

Hawkingovo záření vzniká na horizontu událostí a v současném pojetí nenese žádnou informaci o vnitřku černé díry, protože jde o kvantově-mechanický projev existence vakua. To však znamená, že černé díry nejsou úplně černé a důsledkem je pomalé vypařování černé díry. I když jsou tyto efekty zanedbatelné pro astronomické černé díry, jsou významné pro hypotetické miniaturní černé díry, kde dominují účinky kvantové teorie pole. V současnosti se předpokládá, že malé černé díry se rychle vypařují a nakonec mohou i zmizet zcela. Z tohoto důvodu má každá černá díra konečnou délku života přímo úměrnou její velikosti.

21. června 2004 Stephen Hawking, v rozporu se svými předchozími zjištěními, prezentoval nový argument, že černé díry přece jen emitují informaci o tom, co pohlcují. Navrhl, že kvantové perturbace horizontu událostí by mohly dovolit uniknout informacím a ovlivnit vyvolané Hawkingovo záření. Tato teorie ještě nebyla prodiskutována ve vědecké komunitě, ale v případě, že bude přijata, je pravděpodobné, že vyřeší informační paradox černých děr. Mezitím oznámení o této nové teorii zaznamenalo nebývalou pozornost médií.

V roce 2014 skupina vědců na základě simulací došla k závěru, že černé díry nemusejí vůbec existovat.[6] Podle výpočtů Hawkingovo záření při hroucení hvězdy odnáší tolik energie a hmoty, že ke kolapsu nedojde.[7]

Matematika černých děr

Černé díry jsou předpovězené Einsteinovou teorií obecné relativity. V nejjednodušším případě jsou popsány tzv. Schwarzschildovou metrikou, což je nejstarší a nejjednodušší exaktní řešení Einsteinových rovnic. Bylo objeveno Karlem Schwarzschildem v roce 1915. Toto řešení popisuje zakřivení prostoročasu v okolí nerotujícího sféricky symetrického objektu, přičemž jeho metrika je

\( \mathrm{d}s^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) \mathrm{d}t^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} \mathrm{d}r^2 + r^2 \mathrm{d}\Omega^2 \),

kde \(\mathrm{d}\Omega^2 = \mathrm{d}\theta^2 + \sin^2\theta\; \mathrm{d}\phi^2\) je standardní člen prostorového úhlu obdobný sférickým souřadnicím.

Podle Schwarzschildova řešení se 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-Szekeresových souřadnic.

Schwarzschildův poloměr ve výše zavedených souřadnicích je vyjádřený jako \(r_{\rm S} = {2\,Gm \over c^2} \), 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 2×1030 kg/m³, ale obří černá díra s hmotností 109 hmotností slunce by měla hustotu okolo 20 kg/m³, což je méně než hustota vody. Střední hustota je dána jako

\(\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi m^2G^3}\)

Vzhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371 km, musel by být její objem zmenšený 4×1026 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.

Obecně jsou černé díry předpovídané i jinými řešeními Einsteinových rovnic, jako například Kerrova metrika pro rotující černé díry, které mají prstencovou singularitu. Reissner-Nordströmova metrika popisuje elektricky nabité černé díry. Nejobecnější řešení má Kerr-Newmanovu metriku a odpovídá případu nabitých rotujících černých děr.

Existence černých děr

Vznik

Obecná relativita (podobně jako jiné teorie gravitace) nejen tvrdí, že černé díry mohou existovat, ale ve skutečnosti přímo předpovídá, že vznikají přirozeně.

Existuje několik modelů vzniku černé díry:

Hmota se gravitačně zhroutí v daném prostoru ve vesmíru díky procesu nazývanému gravitační kolaps. Nejznámější z těchto procesů jsou některá finální stádia evoluce hvězd, kdy poklesne tlakový gradient (tlak záření hvězdy) a hvězda se neudrží v hydrostatické rovnováze, přičemž je zároveň splněna podmínka dostatečného množství hmoty, aby následný kolaps nebyl zadržen například ve fázi neutronové hvězdy (tedy ve formě degenerovaného neutronového plynu). Kolaps takové hvězdy pak není možno zastavit - povrch hvězdy se zhroutí pod horizont událostí a nevyhnutelně skončí v singularitě.

  • Akumulace hmoty

Když v nějakém prostoru dochází v důsledku gravitačních sil k seskupování hmoty, gravitační pole takové oblasti sílí – nebo v jazyku relativity – zakřivení prostoru v okolí se zvětšuje. Když úniková rychlost v nějaké vzdálenosti od centra gravitačního působení dosáhne rychlosti světla, vytvoří se horizont událostí, uvnitř kterého musí hmota nevyhnutelně skončit v singularitě.

Černé díry tohoto typu existují jako dva typy modelů:

  • Primordiální černé díry, které mohly vzniknout v období velmi raných fází vývoje vesmíru. Prozatím však nebyly observačně potvrzeny a pravděpodobně netvoří významnou část temné hmoty.[8]
  • Obří černé díry, které se vyskytují v centrech galaxií (i včetně naší Mléčné dráhy) a pravděpodobně také kulových hvězdokup. Vznikají prostřednictvím vytvoření horizontu událostí v důsledku nakupení velkého množství hmoty na relativně malém prostoru. V tomto případě se hmotou myslí i hvězdný materiál, tedy hvězdy případně i již existující menší černé díry.
  • Miniaturní a mikroskopické černé díry

Proces vzniku miniaturních černých děr je na hranici hypotézy a fikce. Přesto existují určité náznaky, že v případě urychlovače s energií řádově TeV by mohlo být možno mikroskopickou černou díru vytvořit. Takovým, zdá se, by mohl být LHC urychlovač, který byl v CERNu uveden do provozu v roce 2008. V důsledku srážky těžkých atomových jader za vysoké energie existuje možnost, že hmota v oblasti srážky se obklopí horizontem událostí. Takováto černá díra, pokud by vznikla, se však obratem vypaří. Vytvoření černých děr v urychlovačích by mohlo rozřešit tzv. paradox unitarity černých děr, který stojí na otázce, zda se pádem do černé díry ztrácí kvantová informace.

Pozorování

Gravitační čočka
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 jevu gravitační čočky, a hvězd, které zdánlivě obíhají kolem prostoru, kde není žádná viditelná hmota.

Za nejviditelnější efekty jsou považované ty, které pocházejí z hmoty padající do černé díry. Tato hmota se dle předpovědí, podobně jako voda tekoucí do odtoku, soustřeďuje do rychle se otáčejících akrečních disků do té doby, než je černou dírou pohlcena. Vnitřní tření disk extrémně zahřívá a způsobuje vyzařování velkého množství rentgenového a ultrafialového záření. Tento proces je neobyčejně účinný a může přeměnit až 50 % zbytkové hmoty na záření, v protikladu s termonukleární fúzí, která dokáže konvertovat pouze několik málo procent na energii. Další pozorovatelné efekty jsou úzké výtrysky částic, které se pohybují v ose akrečního disku relativistickými rychlostmi.

Akreční disky, výtrysky a obíhající objekty můžeme najít nejen kolem černých děr, ale i okolo objektů, jako jsou například neutronové hvězdy a bílí trpaslíci. Dynamika těles okolo takovýchto atraktorů, které nejsou černými děrami, je velmi podobná dynamice objektů v okolí černých děr a je velmi aktivním předmětem výzkumu zahrnujícím magnetické pole a plazmovou fyziku. Proto také platí, že pozorování akrečního disku a orbitálních pohybů většinou pouze indikuje existenci kompaktního objektu s určitou hmotností, ale vypovídá jen velice málo o jeho podstatě. Identifikovat takový objekt jako černou díru je možné pouze tehdy, pokud se prokáže, že se nemůže jednat o jiné dostatečně hmotné a kompaktní těleso nebo provázaný systém těles. Většina astrofyziků, dle obecné teorie relativity, v takovém případě předpokládá, že se koncentrace hmoty s dostatečnou hustotou musí nevyhnutelně zhroutit do černé díry v kosmologicky krátkém čase.

Jeden důležitý pozorovatelný rozdíl mezi černými děrami a jinými kompaktními objekty je, že jakákoli kolabující hmota, která narazí na takový kompaktní hmotný objekt v relativistické rychlosti, vyvolá nepravidelná vzplanutí rentgenového záření nebo jiného tvrdého záření. Nedostatek takovýchto vzplanutí kolem kompaktní koncentrace hmoty se považuje za důkaz, že objekt je černá díra bez povrchu, na který by mohla hmota náhle narazit. (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 ?

Dnes evidujeme mnoho nepřímých důkazů astronomických pozorování černých děr ve dvou hmotnostních pásmech:

  1. černé díry hvězdné hmotnosti s hmotností typické hvězdy (4 – 15 hmotností Slunce)
  2. černé díry střední hmotnosti s hmotností kolem 1000 Sluncí[9]
  3. obří černé díry s hmotností v řádech od 105 do 1010 hmotnosti Slunce

Také existuje pár důkazů o černých dírách se střední hmotností v rozmezí od několika set po tisíce hmotností Slunce. Předpokládá se, že z těchto černých děr vznikají obří černé díry.

Kandidáti na černé díry hvězdné hmotnosti byli identifikováni hlavně přítomností akrečních disků správné velikosti a rychlosti bez nepravidelných vzplanutí, které jsou očekávané u akrečních disků při ostatních kompaktních objektech. Černé díry s hmotností hvězd by mohly zapříčinit výbuchy gama záření, i když pozorování takovýchto výbuchů u supernov a jiných objektů, které nejsou černé díry snížilo pravděpodobnost tohoto spojení.

Kandidáti na obří černé díry byli nejdříve poskytnuti aktivními galaktickými jádry a kvasary, které objevili radioamatéři v 60. letech 20. století. Výkonná přeměna hmoty na energii třením v akrečních discích okolo černých děr je zřejmě jediným vysvětlením pro vydatné množství energie generované těmito objekty. Uvedení této teorie v 70. letech odstranilo hlavní námitku domněnky, že kvasary jsou vzdálenými galaxiemi – totiž, že žádný fyzikální mechanizmus nemůže generovat takové množství energie.

Pozorování pohybů hvězd okolo galaktických center v 80. letech vedlo k všeobecnému přesvědčení, že obří černé díry existují v centrech většiny galaxií, včetně naší domovské Mléčné dráhy. Sagittarius A* je dnes shodně považovaný za věrohodného kandidáta pro polohu obří černé díry ve středu Mléčné dráhy.

Současná představa je, že všechny galaxie by mohly mít obří díru ve svých středech. Tato černá díra pohlcuje plyn a prach ve středu galaxie, přičemž generuje obrovské množství záření do té doby, než pohltí všechnu okolní hmotu a proces se zastaví. Tato představa také vysvětluje, proč neexistují žádné k nám blízké kvasary. I když detaily ještě nejsou úplně jasné, zdá se, že růst černých děr má spojitost s růstem kulovité části – eliptická galaxie nebo vypouklina ve spirální galaxii – ve které existuje. Je zajímavé, že neexistuje důkaz pro hmotné černé díry ve středech uzavřených hvězdokup, což ukazuje na jejich fundamentální odlišnost od galaxií.

Nejbližší kandidáti na černou díru

Kromě Sagittarius A*, černé díry v centru naší galaxie Mléčné dráhy, existuje několik bližších kandidátů na černé díry. Všechny jsou binární systémy, které vysávají hmotu z partnera přes akreční disk. Mají hmotnost od tří do několika desítek hmotností slunce.[10][11]

Jméno Hmotnost (v M☉) Hmotnost partnera (v M☉) Oběžná perioda (dnů) Vzdálenost od Země (světelné roky)
A0620-00 9−13 2,6−2,8 0,33 ~3500
GRO J1655-40 6−6,5 2,6−2,8 2,8 5000−10000
XTE J1118+480 6,4−7,2 6−6,5 0,17 6200
Cyg X-1 7−13 25 5,6 6000−8000
GRO J0422+32 3−5 1,1 0,21 ~8500
GS 2000+25 7−8 4,9−5,1 0,35 ~8800
V404 Cyg 10−14 6,0 6,5 ~10000
GX 339-4 5−6 1,75 ~15000
GRS 1124-683 6,5−8,2 0,43 ~17000
XTE J1550-564 10−11 6,0−7,5 1,5 ~17000
XTE J1819-254 10−18 ~3 2,8 < 25000
4U 1543-475 8−10 0,25 1,1 ~24000
Sgr A* 3,7 Mil. − − ~25000

Zánik černé díry

Černá díra z pohledu klasické fyziky je těleso velmi stálé, které nemůže zaniknout vlivem ztráty své hmoty, jelikož žádná částice není podle klasické fyziky schopna překonat rychlost světla a jedinou přirozenou cestou zániku černé díry se tak jeví její pohlcení jinou černou dírou tzv. gravitační srážka. Při pohledu na systém černé díry z moderní fyziky však vyvstává další možnost, jak může černá díra zaniknout. Kvantová mechanika připouští proces, při kterém vlivem neurčitosti v počtu částic ve vakuu neustále vznikají a opět zanikají páry částice-antičástice. Pokud jedna z takto vzniklých částic vznikne nad horizontem událostí a druhá pod ním, může první z nich uniknout do nekonečna a snížit tím hmotnost černé díry. Tento proces se nazývá Hawkingovo záření, nebo kvantové vypařování černých děr a byl poprvé popsán britským astrofyzikem Stephenem Hawkingem.

Gravitační srážka dvou černých děr

Jsou-li dvě černé díry gravitačně vázané a obíhají dostatečně blízko společného těžiště, vyzařují podle předpovědi obecné teorie relativity gravitační vlny. To způsobuje, že tato soustava ztrácí energii a černé díry se k sobě stále více přibližují. V určitém momentu dojde k tomu, že gravitační interakce je natolik silná, že se horizonty černých děr začnou deformovat, až se obě díry setkají a spojí. Celková plocha jejich horizontů se přitom v souhlasu s termodynamikou černých děr zvětší. Při tomto procesu se v závislosti na tom, jak velký náboj a především moment hybnosti, výsledná černá díra bude mít, za velmi krátký čas vyzáří velké množství energie ve formě gravitačních vln. Právě proto jsou srážky černých děr jedním z procesů, který by bylo možno zachytit pomocí detektorů gravitačních vln a po kterém se proto usilovně pátrá.

Ovšem nelinearita Einsteinových rovnic, která zaručuje stabilitu původních i výsledné černé díry, je ale také zdrojem dosud nepřekonaných potíží při hledání analytického i numerického řešení popisujícího srážku černých děr, takže přesný postup zániku není znám a nebyl ještě ani pozorován. Z dosavadních numerických modelů vyplývá, že pro nerotující černé díry o stejné hmotnosti se při srážce na gravitační vlny přemění až 3 % jejich hmotnosti.

Kvantové vyzařování černých děr

Z pohledu kvantové fyziky existuje další možnost, jak černá díra může zaniknout - pomocí tzv. Hawkingova záření.

Podle klasické fyziky může černá díra tělesa i záření absorbovat, avšak nemůže nic vyzařovat, tedy by její teplota musela být rovna absolutní nule nezávisle na velikosti gravitace na myšleném povrchu, což znemožňuje černé díře dosáhnout termodynamické rovnováhy s okolím. V roce 1974 vyslovil Stephen Hawking hypotézu kvantového vypařování černých děr, podle které je každá černá díra schopna spontánně emitovat záření přesně takové, jako kdyby byla obyčejným černým tělesem zahřátým na teplotu TH= κ/2π úměrnou povrchové gravitaci κ na horizontu. (Vzorec platí v Planckových jednotkách.) Hawking svým výpočtem dokázal, že černá díra není tak úplně černá a že kvantové zákony dokazují, že se na horizontu událostí neustále rodí nové částice, které odnášejí část energie černé díry pryč, čímž zmenšují hmotnost díry a umožňují pozorování černé díry v určitém spektru. Únik částic je z počátku jen velmi pozvolný, ale ke konci získává proces na dynamičnosti až na konci dojde k explozi černé díry do okolí. Předpokládá se, že černá díra hmotnosti Slunce se vypaří přibližně za 1067 let, což je v porovnání se současným stářím vesmíru 1,37 ∙ 1010 let skutečně velmi dlouhá doba.

Příčinou kvantového vyzařování je proces kreace páru částice-antičástice, ke kterému dochází v blízkosti horizontu událostí, kde se mohou vytvářet elementární částice na základě kvantových procesů. Ve vakuu běžně dochází k neustálému vzniku a zániku párů částice-antičástice (fluktuace počtu částic musí být kvůli relacím neurčitosti nenulové, což se projevuje právě tvorbou těchto párů). V okolí horizontu událostí může nastat situace, kdy z páru zůstane jedna částice nad horizontem, zatímco druhá vznikne pod horizontem a musí tedy nevyhnutelně spadnout do singularity. Pokud první částice unikne mimo dosah gravitace černé díry, pozorovateli v okolí horizontu se jeví, že částice vzniká jakoby z ničeho v blízkosti horizontu. Energie potřebná na vytvoření částice ubude z hmoty černé díry.

Nedávné objevy

V roce 2004 bylo objeveno mnoho černých děr, což vedlo k vypracování nové teorie rozšíření černých děr ve vesmíru, která udává, že existuje takřka pětkrát více černých děr než se do té doby předpokládalo.

V červenci 2004 astronomové objevili obří černou díru Q0906+6930 v centru vzdálené galaxie v souhvězdí Velké medvědice. Odhad věku a hmotnosti takových černých děr nám může pomoct určit věk vesmíru.

V listopadu 2004 tým astronomů oznámil objev první černé díry střední hmotnosti v naší galaxii, která obíhá přibližně tři světelné roky od Střelce A*. Tato střední černá díra s hmotností asi 1300 Sluncí se nachází uvnitř shluku sedmi hvězd, pravděpodobně jako pozůstatek velkého shluku hvězd roztrženého galaktickým středem. Tento objev může podpořit myšlenku, že obří černé díry se zvětšují pohlcováním blízkých menších černých děr a hvězd.

V únoru 2005 byl objeven modrý obr SDSS J090745.0+24507 opouštějící Mléčnou dráhu dvojnásobnou únikovou rychlostí (0,0022 rychlosti světla). Trajektorii hvězdy je možné dohledat až zpět ke galaktickému jádru. Vysoká rychlost této hvězdy podporuje hypotézu existence obří černé díry ve středu naší galaxie.

Vznik mikročerných děr na Zemi v částicových urychlovačích byl trochu nejistě ohlašován, ale doposud nepotvrzen. Dodnes není znám ani žádný pozorovaný kandidát na prvotní černou díru.

Australští vědci učinili výpočet, jak maximalizovat dobu přežití v černé díře. Jejich teorie v jednoduchosti říká: Existuje jediná nejdelší cesta při pádu do černé díry tj. dráha volného pádu z počátečního klidu, nicméně existují i kratší cesty. V případě překročení horizontu událostí po jedné z kratších cest, je možno zažehnout motory rakety, a tím se dostat na nejdelší a maximalizovat svůj čas.[12]

V červnu 2007 objevil mezinárodní tým astronomů z Kanady, Francie a USA dalekohledem CFHT na Havaji doposud neznámou černou díru ve vzdálenosti 13 miliard světelných let od Země. Jedná se o nejvzdálenější černou díru, která byla zatím nalezena. Tato černá díra se nalézá ve středu kvasaru.

V říjnu 2007 byl publikován objev patrně největšího binárního systému hvězdy a černé díry[13]. „Před tím byl největší hvězdnou černou dírou objekt GRS 1915+105 s hmotností černé díry odhadnutou na 14 plus nebo minus 4 Slunce,“ prohlásil objevitel Orosz. „Nicméně hmotnost GRS 1915+105 přišla na přetřes,“ dodal.

Alternativní modely

V současné době je posuzováno několik alternativních modelů, které se chovají jako černé díry, ale fungují bez singularity. Většina vědců však považuje tyto koncepty za vyumělkované, protože jsou mnohem složitější a nepřinášejí žádné pozorovatelné rozdíly od černých děr (nevyhovují tedy logice tzv. Occamovy břitvy). Nejvýznamnější z těchto teorií je teorie tzv. gravahvězda (anglicky Gravastar).

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 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

The Largest Black Holes in the Universe
A Journey into a Black Hole


Reference

  1. ↑ http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html
  2. ↑ [1] Black hole found in ancient lair
  3. ↑ GRYGAR, Jiří. Okna vesmíru dokořán. Praha : Naše vojsko, 1989. ISBN 80-206-0126-0. S. 136. (čeština) 
  4. ↑ http://phys.org/news/2014-01-grey-black-hole-stephen-hawking.html - http://phys.org/news/2014-01-grey-black-hole-stephen-hawking.html
  5. ↑ FROLOV, Valerij. Black Hole Physics: Basic Concepts and New Developments. [s.l.] : Kluwer Academic Publishers, 1998. ISBN 0792351452. Kapitola 3, s. 56. (angličtina) 
  6. ↑ http://www.osel.cz/index.php?clanek=7791 - Co když černé díry vůbec neexistují?
  7. ↑ http://arxiv.org/pdf/1409.1837v1.pdf - Back-reaction of the Hawking radiation flux on a gravitationally collapsing star II:Fireworks instead of firewalls
  8. ↑ http://www.osel.cz/index.php?clanek=7407 - Šok! Pátrání po primordiálních černých děrách odvoláno
  9. ↑ GRYGAR, Jiří. Nejstarší černé díry. Nebeský cestopis [online]. 2011-08-20 [cit. 2012-2-14]. Dostupné online.  
  10. ↑ J. Casares: Observational evidence for stellar mass black holes. Preprint
  11. ↑ M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint
  12. ↑ Co dělat, když náhodou spadnete do černé díry?
  13. ↑ Most Massive Stellar Black Hole Found in Binary System

Související články

Externí odkazy


Flickr.com nabízí fotografie, obrázky a videa k tématu
Černá díra
Commons nabízí fotografie, obrázky a videa k tématu
Černá díra
Citováno z „http://www.multimediaexpo.cz/mmecz/index.php/%C4%8Cern%C3%A1_d%C3%ADra“