Černá díra

Historie

V roce 1783 napsal anglický duchovní John Michell, že je možné, aby něco bylo tak těžké, že byste museli letět rychlostí světla, abyste se vymanili z jeho gravitace. Gravitace je tím silnější, čím je něco větší nebo hmotnější. Aby malá věc, jako je raketa, unikla z větší věci, jako je Země, musí uniknout přitažlivosti naší gravitace, jinak spadne zpět. Rychlost, kterou musí vyvinout směrem vzhůru, aby se dostala pryč od zemské gravitace, se nazývá úniková rychlost. Větší planety (jako Jupiter) a hvězdy mají větší hmotnost a silnější gravitaci než Země. Proto je úniková rychlost mnohem vyšší. John Michell se domníval, že je možné, aby něco bylo tak velké, že by úniková rychlost byla vyšší než rychlost světla, takže by ani světlo nemohlo uniknout. Stejnou myšlenku prosazoval v roce 1796 Pierre-Simon Laplace v prvním a druhém vydání své knihy Exposition du système du Monde (z pozdějších vydání byla odstraněna).

Někteří vědci si mysleli, že Michell má pravdu, ale jiní se domnívali, že světlo nemá žádnou hmotnost a není přitahováno gravitací. Jeho teorie byla zapomenuta.

V roce 1916 napsal Albert Einstein vysvětlení gravitace nazvané obecná teorie relativity.

• Hmotnost způsobuje ohýbání nebo zakřivení prostoru (a časoprostoru). Pohybující se věci "padají" nebo sledují křivky v prostoru. Tomu říkáme gravitace.
• Světlo se vždy pohybuje stejnou rychlostí a je ovlivňováno gravitací. Pokud se zdá, že mění rychlost, ve skutečnosti se pohybuje po křivce v časoprostoru.

O několik měsíců později, během služby v první světové válce, použil německý fyzik Karl Schwarzschild Einsteinovy rovnice, aby dokázal, že černá díra může existovat. V roce 1930 Subrahmanyan Chandrasekhar předpověděl, že hvězdy těžší než Slunce se mohou zhroutit, když jim dojde vodík nebo jiné jaderné palivo, které by mohly spálit. V roce 1939 Robert Oppenheimer a H. Snyder vypočítali, že hvězda by musela být nejméně třikrát hmotnější než Slunce, aby se z ní vytvořila černá díra. V roce 1967 John Wheeler poprvé vymyslel název "černá díra". Předtím se jim říkalo "temné hvězdy".

V roce 1970 Stephen Hawking a Roger Penrose prokázali, že černé díry musí existovat. Přestože jsou černé díry neviditelné (nejsou vidět), část hmoty, která do nich padá, je velmi jasná.

Vznik černých děr

Gravitační kolaps

Gravitační kolaps obrovských hvězd (s vysokou hmotností) způsobuje vznik černých děr s "hvězdnou hmotností". Při vzniku hvězd v raném vesmíru mohly vznikat velmi hmotné hvězdy, které by při kolapsu vytvářely černé díry o hmotnosti až ¹⁰³ hmotností Slunce. Tyto černé díry mohou být zárodkem supermasivních černých děr, které se nacházejí v centrech většiny galaxií.

Většina energie uvolněné při gravitačním kolapsu se uvolňuje velmi rychle. Vzdálený pozorovatel vidí, jak se vlivem gravitační dilatace času infiltrující materiál zpomaluje a zastavuje těsně nad horizontem událostí. Světlo vyzařované těsně před horizontem událostí je zpožděno o nekonečně dlouhou dobu. Pozorovatel tedy nikdy neuvidí vznik horizontu událostí. Místo toho se zdá, že kolabující materiál slábne a má stále větší červený posuv, až nakonec zanikne.

Supermasivní černé díry

Černé díry byly nalezeny také uprostřed téměř všech galaxií ve známém vesmíru. Tyto černé díry se nazývají supermasivní černé díry (SBH) a jsou největší ze všech černých děr. Vznikly v době, kdy byl vesmír velmi mladý, a také se podílely na vzniku všech galaxií.

Předpokládá se, že kvazary jsou poháněny gravitací, která shromažďuje materiál do SBH v centrech vzdálených galaxií. Světlo nemůže uniknout z SBH v centru kvazarů, takže unikající energie je mimo horizont událostí vytvářena gravitačním napětím a obrovským třením o přicházející materiál.

U kvazarů byly naměřeny obrovské centrální hmotnosti (¹⁰⁶ až ¹⁰⁹ hmotností Slunce). Několik desítek blízkých velkých galaxií bez známek jádra kvasaru obsahuje ve svých jádrech podobné centrální černé díry. Proto se předpokládá, že všechny velké galaxie ji mají, ale jen malá část z nich je aktivní (s dostatečnou akrecí, která pohání záření), a proto je vidíme jako kvazary.

Vliv na světlo

Uprostřed černé díry se nachází gravitační centrum zvané singularita. Do ní není možné vidět, protože gravitace brání úniku světla. Kolem malé singularity se nachází velká oblast, do které je nasáváno i světlo, které by normálně prošlo. Okraj této oblasti se nazývá horizont událostí. Oblast za horizontem událostí je černá díra. Gravitace černé díry slábne s rostoucí vzdáleností. Horizont událostí je místo nejvzdálenější od středu, kde je gravitace stále dostatečně silná, aby zachytila světlo.

Mimo horizont událostí budou světlo a hmota stále přitahovány k černé díře. Pokud je černá díra obklopena hmotou, vytvoří hmota kolem černé díry "akreční disk" (akrece znamená "shromažďování"). Akreční disk vypadá podobně jako Saturnovy prstence. Jak se hmota nasává, stává se velmi horkou a vystřeluje do vesmíru rentgenové záření. Představte si to jako vodu, která se točí kolem díry, než do ní spadne.

Většina černých děr je příliš daleko na to, abychom mohli vidět akreční disk a trysku. Jediný způsob, jak zjistit, že černá díra existuje, je pozorovat chování hvězd, plynu a světla v jejím okolí. V blízkosti černé díry se i objekty velké jako hvězda pohybují jinak, obvykle rychleji, než kdyby tam černá díra nebyla.

Protože černé díry nevidíme, musí být detekovány jinými prostředky. Když černá díra prochází mezi námi a zdrojem světla, světlo se ohýbá kolem černé díry a vytváří zrcadlový obraz. Tento efekt se nazývá gravitační čočkování.

Umělecký obrázek: černá díra strhává vnější vrstvu blízké hvězdy. Je obklopena energetickým diskem, který vytváří proud záření.


Einsteinův kříž: čtyři snímky z jednoho kvazaru

Hawkingovo záření

Hawkingovo záření je záření černého tělesa, které je vyzařováno černou dírou v důsledku kvantových jevů v blízkosti horizontu událostí. Je pojmenováno po fyzikovi Stephenu Hawkingovi, který v roce 1974 předložil teoretický argument pro jeho existenci.

Hawkingovo záření snižuje hmotnost a energii černé díry, a proto se také nazývá vypařování černé díry. Dochází k tomu díky virtuálním párům částice-antičástice. V důsledku kvantových fluktuací dochází k tomu, že jedna z částic se propadne dovnitř a druhá unikne i s energií/hmotností. Z tohoto důvodu se očekává, že černé díry, které ztratí více hmoty, než získají jinými způsoby, se zmenší a nakonec zaniknou. Předpokládá se, že mikročerné díry (MBH) jsou většími čistými emitenty záření než větší černé díry a měly by se smršťovat a zanikat rychleji.