„Láska vdaných žen je nejcennější na světě, manželé o tom ovšem nevědí.“ Oscar Wilde
 
 
 
[home] [interviews] [reviews] [news] [stories] [about us] [beyond the veil] [contact]
 
 
Černá díra je objekt natolik hmotný a zároveň malý, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti prostoročasu natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Aby raketa unikla gravitaci Země, musí mít rychlost 11km/s, ze slunce je to 620km/s, a z černé díry nestačí ani rychlost světla (300 000km/s). Černá díra byla teoreticky předpovězena v obecné teorii relativity publikované v roce 1916 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 Býka kryjící se s rentgenovým zdrojem X-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, bylo v perfektní shodě s teoretickou predikcí černé díry. Dnes považujeme za obecně prokázáno, že černé díry se nachází v centrech galaxií, aktivních galaktických jádrech, kvasarech i v centrech některých kulových hvězdokup.

Podle obecné relativity nemůže žádná hmota ani informace proudit z nitra černé díry k vn
ějšímu 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.

Horizont událostí

Myšlená kulová „plocha“ obklopující hmotu černé díry se označuje jako horizont událostí. Na úrovni horizontu událostí je úniková rychlost rovna rychlosti sv
ětla. 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.














Zpomalování času

Objekty v gravitačním poli jsou vystaveny zpomalení času, nazývaného dilatace času. Tento fenomén byl experimentáln
ě 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 prostoročasu nekonečné a gravitační síly jsou nekonečn
ě velké. Prostoročas 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). 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, tak jeho časová osa obsahuje konec samotného času a není možný návrat světočáry ven přes horizont událostí.













Pád dovnitř

Představme si nešťastného kosmonauta padajícího nohama napřed sm
ěrem 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, který zdánlivě nikdy nedosáhne.

Astronaut z vlastního pohledu překročí horizont událostí a dosáhne singularity v konečném čase. V moment
ě, 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 přibližuje k singularitě, tak se gradient gravitačního pole 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 supermasivních 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

Černá díra je schopna rotovat rychlostí maximáln
ě 1150 otáček za sekundu! Horizont událostí nerotující černé díry je kulová plocha a její singularita představuje (neformálně řečeno) jeden bod. V případě, že černá díra rotuje, 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 všechny tělesa musí pohybovat směrem ke středu černé díry, pod Cauchyho horizontem je však již opět možné zůstávat na místě a zastavit pád na sigularitu, která je u rotujících černých děr prstencová a prostorupodobná.

Z hlediska fyzikálního chápání okolí černé díry dochází v důsledku rotace ke zm
ěnám 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 d
ěr 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 kvantov
ě-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 zjišt
ěními, 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.

Vznik černé díry

Hmota se gravitačn
ě 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. Aby se naše slunce změnilo v černou díru, muselo by se slunce zmenšit tak aby mělo průměr 3km. U země je to 9mm!

Zánik černé díry

Černá díra z pohledu klasické fyziky je t
ěleso velmi stálé, které nemůže zaniknout vlivem ztráty své hmoty, jelikož žádná částice není podle klasické fyziky schopna překonat rychlost světla a jedinou přirozenou cestou zániků 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 d
ěr

Jsou-li dv
ě 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.

Červí díra a cestování v čase

Je vůbec možné překonávat čas a prostor pomocí červích d
ěr? Co se vlastně stane s lidským tělem a samozřejmě se všemi předměty, které projdou červí dírou? Fenomén červích děr popsali společně už v roce 1935 Albert Einstein a Nathan Rosen. Pokud by se podařilo vytvořit červí díru uměle, nebylo by nic jednoduššího, než cestovat jednoduše mezi hvězdami, protože tato záhadná potvůrka umožňuje vstoupit do ní například na Zemi a prakticky v témže okamžiku vystoupit na Marsu, nebo i na samém konci naší galaxie. Tady je namístě otázka, zda se pohybujeme nadsvětelnou rychlostí? Paradox spočívá v tom, že ne. Naše rychlost je při pohybu červí dírou stále podsvětelná, jen jsem trochu obelstili časoprostor a použili zkratku. Navíc v červí díře zcela chybí tzv. horizont událostí, což je určitá hraniční oblast prostoru, za kterou už není návratu. Chybí-li tento horizont událostí, nic nebrání tomu, aby se předmět, nebo chcete-li člověk vhozený do červí díry znovu vynořil a to úplně jinde.

Kde hledat červí díry?

Že by se v naší galaxii n
ěkde vyskytovala jakási potulná červí díra, považují vědci za značně nepravděpodobné. Nepředpokládá to ani známý britský matematik a teoretický fyzik Stephen Hawking. Ten se přiklání k názoru, že „černé a červí díry mohly existovat v ranném vesmíru, nejspíše však ve chvíli tzv. velkého třesku, kdy se celý vesmír zrodil“. Na jaře roku 2008 má být konečně spuštěn v Ženevském výzkumném středisku CERN obří urychlovač částic LHC. Vědci z celého světa už pro něj mají naplánovanou celou řadu úkolů a jedním z nich je i možnost vytvořit umělou černou či dokonce červí díru. Potíž je pouze v tom, že zatím vůbec nevědí, zda to bude právě díra černá, nebo červí. Pokud by měl Hawking ve svých teoriích pravdu, měla by se vzniklá černá díra ihned vypařit. Pokud se tak nestane, mohou nastat potíže a to pořádně, protože černá díra, jak je známo, pohltí vše, co je v jejím dosahu. Prvním pamlskem by pro ni byla pochopitelně naše planeta. Černá díra se ale také nemusí vypařit proto, že to bude vlastně díra červí. To bychom pak byli na koni a teoretičtí fyzici by udělali první krok k vytvoření dostatečně velkých červích děr, abychom skrz ně mohli volně cestovat vesmírem.

Kolik je vlastn
ě vesmírů?

Zde začíná být bádání astrofyziků pon
ěkud složité. Proti sobě stojí dvě stejně silné skupiny, které spolu soupeří o pravdu. Stoupenci každé z nich mají jednu nespornou výhodu. Je skutečně minimální pravděpodobnost, že ještě za jejich života někdo potvrdí v praxi jejich teorie. První skupina tvrdě stojí za tím, že vesmír je jen jeden. Druhá skupina razí teorii, že alternativních vesmírů může být pěkná řádka a někteří tvrdí, že nekonečně mnoho. I mezi těmito vesmíry by se pak prý dalo cestovat pomocí vypěstovaných červích děr.
Černá díra
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2a/Accretion_disk
http://www.cosmographica.com/gallery/portfolio2007/content/bin/images/large/169_BlackHole2
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cd/Black_Hole_Milkyway.jpg/750px-Black_Hole_Milkyway
http://www.wolaver.org/Space/andromeda