Čierna diera

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Simulovaný pohľad na čiernu dieru v blízkosti Mliečnej cesty. Diera váži 10 hmotností slnka a vzdialená je približne 600 km.
Umelcova predstava čiernej diery s blízko obiehajúcou spoločnicou, ktorá presahuje jej Rocheovu medzu. Dovnútra padajúca hmota formuje akréčny disk, pričom časť hmoty je vytryskovaná vysokoenergetickými polárnymi prúdmi
Ďalší príklad čiernej diery s blízko obiehajúcou spoločnicou. Obrázok bol vytvorený v programe Adobe Photoshop

Čierna diera alebo gravitačný kolapsar je koncentráciou hmoty so skoro nekonečnou hustotou, jej gravitačná sila zabraňuje úniku akýchkoľvek častíc s výnimkou efektu nazývaného kvantové tunelovanie. Z toho vyplýva, že nič, ani svetlo nemôže uniknúť gravitácii čiernej diery, preto sa nazýva „čierna“. Pojem čierna diera sa stal zaužívaným, aj keď teória nespomína žiadnu „dieru“ v normálnom slova zmysle, ale oblasť vesmíru, z ktorej nič neunikne.

Existenciu čiernych dier predpokladá Einsteinova teória relativity. Podľa klasickej všeobecnej relativity, žiadna hmota ani informácia nemôže prúdiť z vnútra čiernej diery k vonkajšiemu pozorovateľovi. Napríklad nie je možné dostať von žiadnu z jej častí, ani odrazené svetlo od zdroja podobného fotografickému blesku, alebo získať akúkoľvek informáciu o látke, ktorá vstúpila do čiernej diery. Kvantovomechanické efekty však dovoľujú látke energiu vyžarovať z čiernych dier v podobe röntgenového žiarenia, aj keď sa predpokladá, že žiarenie nezávisí od toho, čo do čiernej diery padlo v minulosti.

Existencia čiernych dier vo vesmíre je dobre podložená astronomickými pozorovaniami, hlavne zo štúdia supernov, röntgenového žiarenia z aktívneho galaktického jadra a správania hmoty a žiarenia okolo nej.

História[upraviť | upraviť zdroj]

Predstavu telesa takého masívneho, že z neho ani svetlo nedokáže uniknúť, navrhol anglický geológ John Michell v roku 1783 v práci zaslanej do Kráľovskej spoločnosti. V tom čase bola Newtonovská teória gravitácie a pojem únikovej rýchlosti už dobre známe. Michell vypočítal, že teleso, ktorého polomer je 500-krát väčší ako polomer Slnka a zároveň má rovnakú hustotu, by malo na povrchu únikovú rýchlosť rovnú rýchlosti svetla, a preto by bolo neviditeľné. Parafrázujúc jeho slová:

Ak by polomer gule rovnakej hustoty ako Slnko prevýšil slnečný polomer v pomere 500:1, potom by teleso padajúce smerom k sfére z takmer nekonečnej výšky získalo na jej povrchu rýchlosť väčšiu ako rýchlosť svetla - len opticky, a ak následne predpokladáme, že svetlo je priťahované k jej povrchu rovnakou silou v pomere k svojej vis inertiae (zotrvačnej hmotnosti), spôsobilo by to, že by sa, spolu s ostatnými telesami, svetlo vyžarované z takého telesa k nemu vrátilo vďaka jeho príťažlivosti.

Aj keď to nepovažoval za pravdepodobné, Michell uvažoval o možnosti, že veľa takých objektov, ktoré nie je možné vidieť, môže vo vesmíre existovať.

V roku 1796, francúzsky matematik Pierre-Simon Laplace podporil tú istú myšlienku v prvom a druhom vydaní svojej knihy Exposition du Système du Monde. Táto podpora však zmizla v ďalších vydaniach. Myšlienke sa v 19. storočí venovalo len málo pozornosti, pretože sa predpokladalo, že svetlo je vlnenie bez hmotnosti, teda neovplyvňované gravitáciou.

V roku 1915 Einstein vyvinul teóriu gravitácie nazývanú Všeobecná teória relativity. Predtým ukázal, že gravitácia ovplyvňuje svetlo. O niekoľko mesiacov neskôr Karl Schwarzschild ponúkol riešenie pre gravitačné pole bodovej hmoty, a dokázal, že niečo, čo dnes voláme čiernou dierou, môže skutočne teoreticky existovať. Schwarzschildov polomer je dnes známy ako polomer nerotujúcej čiernej diery, ale v tom čase nebol dobre pochopený. Sám Schwarzschild ho nepovažoval za fyzikálny.

V 20. rokoch 20. storočia Subrahmanyan Chandrasekhar dokazoval, že špeciálna relativita ukázala, že nevyžarujúce teleso nad istou hmotnosťou, dnes známou ako Chandrasekharova medza, by sa zrútilo do seba, pretože by neexistovalo nič, čo by tomu mohlo zabrániť. Proti jeho argumentom sa postavil Arthur Eddington, ktorý sa domnieval, že by niečo nevyhnutne kolapsu zabránilo.

V roku 1939 Robert Oppenheimer a H. Snyder predpovedali, že masívne hviezdy by sa mohli stať obeťami dramatického gravitačného zrútenia. Čierne diery by mohli prirodzene vzniknúť. Také objekty boli krátky čas nazývané zmrznuté hviezdy, keďže zrútenie by bolo pozorované rapídne spomaľované a so silne sčervenaným spektrom v blízkosti Schwarzschildovho polomeru. Tieto hypotetické objekty však neboli predmetom väčšieho záujmu až do neskorých 60. rokov 20. storočia. Väčšina fyzikov si totiž myslela, že by boli špecifickou vlastnosťou silne symetrických riešení opísanom Schwarzschildom a že prírodný gravitačne kolabujúci objekt by sa nestal čiernou dierou.

Záujem o čierne diery znovu vzplanul v roku 1967 s pokrokom v oblasti teórie a pokusov. Stephen Hawking dokázal, že čierne diery sú všeobecnou vlastnosťou Einsteinovej teórie gravitácie a nie je možné sa im vyhnúť pri kolabovaní niektorých objektov. Záujem sa v astronomickej komunite obnovil s objavom pulzarov. Krátko nato teoretický fyzik John Wheeler zaviedol výraz čierna diera. Dovtedy bol príležitostne použitý termín čierna hviezda. Termín sa objavil v prvých častiach seriálu Star Trek a príležitostne sa používal po roku 1967, najmä preto, že niektorí ľudia považovali termín „čierna diera“ za obscénny po preložení napríklad do francúzštiny alebo ruštiny.

Kvalitatívna fyzika[upraviť | upraviť zdroj]

Teória čiernych dier je závislá od všeobecno-relativitistickej predstavy o zakrivení časopriestoru: ich najpozoruhodnejšie vlastnosti závisia od zakrivenia geometrie vesmíru okolo nich.

Horizont udalostí[upraviť | upraviť zdroj]

Cierna diera.png

„Povrch“ čiernej diery sa označuje ako horizont udalostí, zdanlivý guľovitý povrch obklopujúci hmotu čiernej diery. Na úrovni horizontu udalostí je úniková rýchlosť rovná rýchlosti svetla. Preto neobyčajne silné gravitačné pole bráni všetkému vnútri horizontu udalostí, vrátane fotónov, uniknúť cez horizont udalostí. Častice spoza tejto oblasti sa môžu prepadnúť cez horizont udalostí, nikdy však neuniknú.

Keďže vnútro horizontu udalostí nemôžu opustiť žiadne častice, neexistuje možnosť poslať žiadnu informáciu zvnútra čiernej diery pozorovateľovi mimo nej. Všeobecne sa predpokladá, že čierne diery nemajú žiadne pozorovateľné vlastnosti, ktoré by boli použiteľné na objasnenie ich výzoru vo vnútri. Podľa klasickej všeobecnej relativity možno čierne diery úplne charakterizovať troma parametrami: hmota, uhlový moment a elektrický náboj. Tento princíp je zhrnutý frázou „čierne diery nemajú vlasy“.

Objekty v gravitačnom poli sú predmetom spomalenia času, nazývaného dilatácia času. Tento fenomén bol potvrdený experimentálne pri pokuse s raketou Scout v roku 1976[1] a berie sa do úvahy napríklad pri GPS systéme. V blízkosti horizontu udalostí sa dilatácia času zvyšuje veľmi rýchlo. Z pohľadu externého pozorovateľa to vyzerá tak, akoby objektu trvalo nekonečne dlhý čas priblížiť sa k horizontu udalostí, na hranici ktorého má svetlo vychádzajúce z objektu pre pozorovateľa spektrálny červený posun rovný nekonečnu. Vzdialenému pozorovateľovi sa zdá, že objekt padá stále pomalšie, približuje sa, ale nikdy nedosiahne horizont udalostí. Samotný objekt nemusí ani spozorovať bod, v ktorom prekročí horizont udalostí a z jeho pohľadu sa tak stane v konečnom čase: je to len vlastnosť svetla opúšťajúceho blízkosť čiernej diery, pri ktorej to vyzerá, že objekt nikdy horizont udalostí nedosiahne.

Singularita[upraviť | upraviť zdroj]

Všeobecná relativita predpovedá, že v strede čiernej diery, za horizontom udalostí, existuje singularita, miesto, kde je zakrivenie časopriestoru nekonečné a gravitačné sily sú nekonečne veľké. Časopriestor za horizontom udalostí je špecifický v tom, že singularita je v každej z pozorovateľových budúcností, a teda, že všetky častice vnútri horizontu udalostí sa pohybujú neúprosne v smere k nej (Penrose a Hawking ). To znamená, že je tu konceptuálna nezrovnalosť v nerelativistických poňatiach čiernej diery ako bolo pôvodne navrhované Johnom Michellom v roku 1783. V Michellovej teórii sa úniková rýchlosť rovnala rýchlosti svetla, ale bolo napríklad stále teoreticky možné vytiahnuť objekt z čiernej diery použitím lana. Všeobecná relativita takéto medzery eliminuje, pretože len čo je objekt za horizontom udalostí, jeho vlastná časová os obsahuje koniec času samotného, a nie je možný návrat svetočiary von cez horizont udalostí.

Očakáva sa, že budúce zjemnenia alebo zovšeobecnenia všeobecnej relativity (predovšetkým kvantovej gravitácie) zmenia pohľad na podstatu vnútra čiernych dier. Väčšina teoretikov interpretuje matematickú singularitu rovníc tak, že naznačujú nekompletnosť súčasnej teórie, a že na priblíženie sa k singularite musia do hry vstúpiť nové fenomény. Otázka môže byť príliš akademická, keďže hypotéza kozmickej cenzúry predpokladá, že vo všeobecnej relativite neexistujú holé singularity: všetky singularity sú schované za horizontom udalostí a nemôžu byť skúmané.

Pád dovnútra[upraviť | upraviť zdroj]

Predstavte si nešťastného astronauta padajúceho nohami napred smerom do stredu jednoduchej čiernej diery Schwarzschildovho typu (nerotujúca). Čím bližšie sa dostane k horizontu udalostí, tým dlhšie trvá fotónom, ktoré vyžaruje, uniknúť gravitačnému poľu čiernej diery. Vzdialený pozorovateľ uvidí astronautov spomaľujúci sa zostup pri približovaní k horizontu udalostí, ktorý zdanlivo nikdy nedosiahne.

No z jeho vlastného uhla pohľadu astronaut prekročí horizont udalostí a dosiahne singularitu v konečnom čase. V momente, keď prekročí horizont udalostí, ho nebude možné pozorovať z vonkajšieho vesmíru. V čase pádu by si všimol, že jeho chodidlá, potom kolená a tak ďalej sa dostávajú do zväčšujúceho sa červeného posunu, až kým sa nestanú neviditeľnými. Keď sa približuje k singularite, gradient gravitačného poľa od hlavy k chodidlám sa značne zväčší, bude sa cítiť natiahnutý a nakoniec roztrhnutý slapovými silami: v jeho chodidlách bude cítiť omnoho väčšiu gravitáciu ako v úrovni hlavy. Tento proces je známy ako špagetizácia. Blízko singularity sa gradient stane dostatočne veľkým na roztrhanie atómov. Bod, pri ktorom sa slapové sily stanú zhubnými, závisí od veľkosti čiernej diery. Pre veľmi veľké čierne diery ako napríklad tie v stredoch galaxií, bude tento bod ležať dosť ďaleko od horizontu udalostí, takže astronaut ho môže bezbolestne prekročiť a žiť. Naopak pre malé čierne diery sa tieto slapové efekty môžu stať osudnými oveľa skôr ako sa astronaut priblíži k horizontu udalostí.

Rotujúce čierne diery[upraviť | upraviť zdroj]

Podľa teórie, horizont udalostí nerotujúcej čiernej diery je guľový a jej singularita predstavuje (neformálne povedané) jeden bod. V prípade, že čierna diera má uhlový moment otáčania (zdedený od hviezdy, ktorá rotovala v čase jej gravitačného kolapsu), začína naťahovať časopriestorové okolie obklopujúce horizont udalostí efektom známym ako Lense-Thirringov efekt. Tento rotujúci priestor obklopujúci horizont udalostí sa nazýva ergosféra a má elipsoidný tvar. Keďže sa ergosféra nachádza mimo horizontu udalostí, objekty v nej môžu existovať bez toho, aby spadli dovnútra čiernej diery. Pretože sa však sám časopriestor v ergosfére pohybuje, je pre objekty nemožné zotrvať v pevnej pozícii. Objekty pohybujúce sa v ergosfére môžu byť za istých okolností katapultované von veľmi vysokou rýchlosťou vďaka energii (a uhlovému momentu) dodanej čiernou dierou. Odtiaľ pochádza aj názov ergosféra („pracujúca sféra“), pretože je schopná vykonávať prácu.

Entropia a Hawkingovo žiarenie[upraviť | upraviť zdroj]

V roku 1971 Stephen Hawking dokázal, že celková plocha horizontov udalostí akejkoľvek skupiny čiernych dier sa nikdy nezmenší. Toto tvrdenie sa príliš podobalo na druhý termodynamický zákon, pričom plocha hrá v tomto prípade úlohu entropie. Preto Jacob Bekenstein navrhol, že entropia čiernej diery je skutočne úmerná ploche jej horizontu udalostí. V roku 1975 Hawking aplikoval teóriu kvantového poľa na zakrivený časopriestor okolo horizontu udalostí a objavil, že čierne diery môžu emitovať tepelné žiarenie, známe ako Hawkingovo žiarenie. Z prvého zákona mechaniky čiernych dier vyplýva, že entropia čiernej diery sa rovná štvrtine plochy horizontu. Toto je všeobecný výsledok a je aplikovateľný na kozmologické horizonty ako de Sitterov časopriestor. Neskôr bolo navrhnuté, že čierne diery sú objekty s maximálnou entropiou, čo znamená, že maximálna entropia oblasti vesmíru je entropia najväčšej čiernej diery, ktorá sa do oblasti zmestí. Toto prirodzene viedlo k holografickému princípu.

Hawkingovo žiarenie vzniká hneď za horizontom udalostí a v súčasnom ponímaní nenesie žiadnu informáciu o vnútre čiernej diery, pretože je tepelné. To však znamená, že čierne diery nie sú úplne čierne: dôsledkom je, že hmota čiernej diery sa časom pomaly vyparuje. Aj keď sú tieto efekty zanedbateľné pre astronomické čierne diery, sú významné pre hypotetické veľmi malé čierne diery, kde dominujú účinky kvantovej mechaniky. V skutočnosti sa predpovedá, že malé čierne diery sú vystavené vyparovaniu a prípadne môžu zaniknúť pri výbuchu žiarenia. Z toho dôvodu má každá čierna diera, ktorá už nemôže pohlcovať ďalšiu hmotu, konečnú dĺžku života priamo závislú od jej veľkosti.

21. júla 2004 Stephen Hawking, v rozpore so svojimi predchádzajúcimi zisteniami, prezentoval nový argument, že čierne diery predsa len emitujú informáciu o tom, čo pohlcujú. Navrhol, že kvantové pertuberácie horizontu udalostí by mohli dovoliť informáciám uniknúť z čiernej diery a ovplyvniť vyvolané Hawkingovo žiarenie[2]. Táto teória ešte nebola prediskutovaná vo vedeckej komunite, avšak v prípade, že bude prijatá, je pravdepodobné, že vyrieši informačný paradox čiernych dier. Medzičasom oznámenie o tejto novej teórii pritiahlo nebývalú pozornosť médií.

Čierne diery v skutočnosti[upraviť | upraviť zdroj]

Umelcova predstava akréčneho disku horúcej plazmy obiehajúcej okolo čiernej diery (zdroj: NASA).

Vytvorenie[upraviť | upraviť zdroj]

Všeobecná relativita (rovnako ako iné metrické teórie gravitácie) tvrdia nielen to, že čierne diery môžu existovať, ale v skutočnosti priamo predpovedajú, že sú vytvárané prirodzene, kedykoľvek sa dostatočné množstvo hmoty zhustí v danom priestore vo vesmíre, vďaka procesu nazývanému gravitačné zrútenie (gravitačný kolaps). Keď do budúcej čiernej diery pribúda hmota, jej gravitácia sa zvyšuje – alebo, v jazyku relativity – zakrivenie priestoru v okolí sa zväčšuje. Ak úniková rýchlosť v nejakej vzdialenosti od stredu dosiahne rýchlosť svetla, vytvorí sa horizont udalostí vnútri ktorého musí hmota nevyhnutne prepadávať do jedného bodu vytvárajúc tak singularitu.

Kvantitatívna analýza tejto myšlienky viedla k predpovedi, že hviezda okolo trojnásobku hmotnosti Slnka na konci svojho vývoja (zvyčajne ako neutrónová hviezda), sa takmer nevyhnutne zmrští na kritickú veľkosť potrebnú na naštartovanie gravitačného zrútenia. Keď tento proces začne, nie je možné ho zastaviť žiadnou fyzikálnou silou a vytvorí sa čierna diera.

Kolaps hviezdy vytvorí čiernu dieru aspoň trikrát hmotnejšiu než Slnko. Čierne diery menšie než tento limit môžu byť vytvorené iba vtedy, ak je ich hmota pod dostatočným tlakom z nejakého zdroja iného ako vlastná gravitácia. Predpokladá sa, že obrovské tlaky potrebné pre takého zrútenie existovali vo veľmi raných štádiách vývoja vesmíru a možno pomáhali vytvoriť prvotné čierne diery, ktoré by mohli mať hmotnosti menšie ako Slnko.

Supermasívne čierne diery, obsahujúce od miliónov po miliardy slnečných hmôt, môžu byť vytvorené v prípade, že sa niekde vo vesmíre tesní veľký počet hviezd v relatívne malom priestore alebo s veľkými množstvami hmoty kolabujúcej do „jadra“ čiernej diery alebo opakovanými fúziami menších čiernych dier. Predpokladá sa, že potrebné podmienky existujú v centrách niektorých (ak nie väčšiny) galaxií, vrátane našej Mliečnej cesty.

Uniknutie[upraviť | upraviť zdroj]

Uniknúť z čiernej diery sa dá jedine vo forme Hawkingovho žiarenia. Preto keď je diera dosť veľká tak z nej začnú častice unikať a aj celá diera sa začne zmenšovať. Čím je potom diera menšia tým rýchlejšie z nej častice unikajú a tým sa zmenšuje až nakoniec z nej nezostane nič.

Pozorovanie[upraviť | upraviť zdroj]

Teória hovorí, že nemôžeme objaviť čierne diery podľa svetla vyžarovaného alebo odrazeného od hmoty v ich vnútri. Tieto objekty však môžu byť predpovedané z pozorovania javov v ich blízkosti, ako napríklad jav gravitačnej šošovky a hviezd, ktoré zdanlivo obiehajú okolo priestoru, kde nie je viditeľná žiadna hmota.

Za najviditeľnejšie efekty sú považované tie, ktoré pochádzajú z hmoty rútiacej sa do čiernej diery, ktorá (ako voda tečúca do odtoku) sa podľa predpovedí sústreďuje do extrémne horúcich a rýchlo sa točiacich akréčnych diskov okolo objektu, kým je ním pohltená. Trenie medzi priľahlými zónami disku spôsobuje, že sa prehrieva a vyžaruje veľké množstvá röntgenových lúčov. Toto zahrievanie je výnimočne výkonné a môže premeniť okolo 50% hmoty na žiarenie, v protiklade s nukleárnou fúziou, ktorá dokáže konvertovať iba niekoľko málo percent hmoty na energiu. Ďalšie predpokladané efekty sú úzke prúdy častíc v relativistických rýchlostiach vystrekujúce popri osiach disku. Jedným z možných laických vysvetlení je teória pingpongovej loptičky.

Akréčne disky, prúdy a obiehajúce objekty sa však nenachádzajú len okolo čiernych dier, ale aj okolo iných objektov, medzi ktoré patrí napr. neutrónová hviezda. Dynamika telies okolo týchto atraktorov, ktoré nie sú čiernymi dierami, je veľmi podobná dynamike telies v blízkosti čiernych dier a v súčasnosti je veľmi komplexným a aktívnym predmetom výskumu zahŕňajúcim magnetické polia a plazmovú fyziku. Preto aj platí, že pozorovania akréčnych diskov a obežných pohybov väčšinou iba indikujú existenciu kompaktného objektu s určitou hmotou a hovoria len veľmi málo o jeho podstate. Identifikácia objektu ako čierna diera vyžaduje ďalšie predpoklady, že žiadny iný objekt (alebo spojený systém objektov) nemôže byť taký hmotný a kompaktný. Väčšina astrofyzikov pripúšťa, že toto je taký prípad, keďže podľa všeobecnej relativity sa musí akákoľvek koncentrácia hmoty dostatočnej hustoty nutne zrútiť do čiernej diery.

Jeden dôležitý pozorovateľný rozdiel medzi čiernymi dierami a inými kompaktnými hmotnými objektami je, že akákoľvek kolabujúca hmota, ktorá napokon narazí na takýto kompaktný hmotný objekt v relativistických rýchlostiach, vyvolá nepravidelné intenzívne vzplanutia röntgenového žiarenia a iné ťažké žiarenie. Preto nedostatok takýchto vzplanutí okolo kompaktnej koncentrácie hmoty sa považuje za dôkaz, že objekt je čierna diera bez povrchu, na ktorý by hmota náhle narazila.

Našli sme ich?[upraviť | upraviť zdroj]

Dnes evidujeme veľmi veľa nepriamych dôkazov astronomických pozorovaní čiernych dier v dvoch hmotnostných pásmach:

Taktiež existuje pár dôkazov o čiernych dierach so strednou hmotnosťou, s hmotou približne niekoľko tisíc hmotností Slnka. Predpokladá sa, že z týchto čiernych dier vznikajú supermasívne čierne diery.

Kandidáti na čierne diery hviezdnej hmotnosti boli identifikovaní hlavne prítomnosťou akréčnych diskov správnej veľkosti a rýchlosti, bez nepravidelných vzplanutí, ktoré sú očakávané pri akréčnych diskoch pri ostatných kompaktných objektoch. Čierne diery hmotnosti hviezd by mohli zapríčiňovať výbuchy gama žiarenia, aj keď pozorovania takýchto výbuchov v spojení so supernovami alebo inými objektami, ktoré nie sú čiernymi dierami [1] znížili pravdepodobnosť tohto spojenia.

Kandidáti na masívnejšie čierne diery boli najprv poskytnutí aktívnymi galaktickými jadrami a kvazarmi, objavenými rádioastronómami v 60. rokoch 20. storočia. Výkonná premena hmoty na energiu trením v akréčnych diskoch okolo čiernych dier je zrejme jediným vysvetlením pre výdatné množstvá energie generovanej týmito objektami. V skutočnosti uvedenie tejto teórie v 70. rokoch odstránilo hlavnú námietku pre domnienku, že kvazary sú vzdialenými galaxiami — totiž, že žiadny fyzikálny mechanizmus nemôže generovať také množstvo energie.

Z pozorovaní pohybov hviezd okolo galaktických centier v 80. rokoch, dnes existuje všeobecná predstava, že supermasívne čierne diery existujú v centrách väčšiny galaxií, vrátane našej vlastnej Mliečnej cesty. Sagittarius A* je dnes zhodne považovaný za vierohodného kandidáta pre polohu supermasívnej čiernej diery v strede galaxie Mliečna cesta.

Prúd vytryskovaný galaxiou M87 na tomto obrázku je údajne spôsobený supermasívnou čiernou dierou v jej galaktickom strede

Súčasná predstava je, že všetky galaxie by mohli mať supermasívnu čiernu dieru v ich stredoch, a že táto čierna diera pohlcuje plyn a prach v strede galaxií, generujúc tak obrovské množstvá žiarenia, až kým nepohltí všetku okolitú hmotu a proces sa zastaví. Táto predstava tiež pekne vysvetľuje prečo neexistujú žiadne k nám blízke kvazary. Aj keď detaily ešte stále nie sú úplne jasné, vyzerá to, že rast čiernych dier je dôverne prepojený s rastom guľovitej časti — eliptická galaxia alebo vypuklina špirálovej galaxie — v ktorej existuje. Je zaujímavé, že neexistuje dôkaz pre masívne čierne diery v stredoch uzavretých hviezdokôp, čo ukazuje na ich fundamentálnu odlišnosť od galaxií.

Mikro čierne diery[upraviť | upraviť zdroj]

Vznik mikro čiernych dier na Zemi v časticovom urýchľovači bolo trochu neisto ohlasované[3], dosiaľ však nebolo potvrdené. Do dnešných čias nie je známy žiadny pozorovaný kandidát na prvotnú čiernu dieru.

Matematická fyzika[upraviť | upraviť zdroj]

Čierne diery sú predpovedané Einsteinovou teóriou všeobecnej relativity. Predovšetkým sa vyskytujú vo Schwarzschildovej metrike, jednej z najskorších a najjednoduchších riešení Einsteinových rovníc, objavených Karlom Schwarzschildom v roku 1915. Toto riešenie opisuje zakrivenie časopriestoru v okolí nehybného a sféricky symetrického objektu, pričom jeho metrika je

 ds^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) dt^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} dr^2 + r^2 d\Omega^2 ,

kde d\Omega^2 = d\theta^2 + \sin^2\theta\; d\phi^2 je štandardný člen priestorového uhla.

Podľa Schwarzschildovho riešenia, priťahovaný objekt sa zrúti do čiernej diery, ak je jeho polomer menší ako charakteristická vzdialenosť, známa ako Schwarzschildov polomer. Pod týmto polomerom je časopriestor tak silno zakrivený, že každý svetelný lúč vyžarovaný z tejto oblasti, nezáležiac, ktorým smerom bol vyžiarený, sa bude pohybovať do stredu celého systému. Nakoľko relativita zakazuje čomukoľvek sa pohybovať rýchlejšie ako svetlo, všetko pod Schwarzschildovym polomerom – vrátane základných čiastočiek priťahovaného objektu – sa zrúti do stredu. V tomto bode sa vytvorí gravitačná singularita, oblasť s teoreticky nekonečnou hustotou. Pretože dokonca ani svetlo nemôže uniknúť z vnútra Schwarzschildovho polomeru, klasická čierna diera by sa skutočne zdala čierna.

Schwarzschildov polomer je daný

r_s = {2\,Gm \over c^2}

pričom G je gravitačná konštanta, m je hmotnosť objektu a c je rýchlosť svetla. Pre objekt s hmotnosťou Zeme, Schwarzschildov polomer je iba 9 milimetrov.

Stredná hustota vnútri Schwarzschildovho polomeru sa zmenšuje so zväčšovaním hmotnosti čiernej diery, takže kým čierna diera s hmotnosťou Zeme by mala hustotu 2 × 1030 kg/m3, supermasívna čierna diera s 109 slnečnými hmotnosťami by mala hustotu okolo 20 kg/m3, teda menej ako voda! Stredná hustota je daná

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

Keďže Zem má stredný polomer 6 378 km, jej objem by musel byť zmenšený 4 × 1026 krát, aby sa zrútil do čiernej diery. Pre teleso hmotnosti Slnka je Schwarzschildov polomer približne 3 km, omnoho menší, než súčasný polomer Slnka, ktorý je asi 700 000 km. Je tiež významne menší ako polomer, do ktorého sa Slnko napokon zmrští po vyčerpaní jeho nukleárneho paliva, čo je niekoľko tisíc kilometrov. Hmotnejšie hviezdy sa však môžu zrútiť ako čierne diery na konci ich životností.

Vo všeobecnosti sú čierne diery predpovedané aj inými riešeniami Einsteinových rovníc, ako napríklad Kerrova metrika pre rotujúce čierne diery, ktorá má kruhovú singularitu. Potom máme Reissner-Nordstrømovu metriku pre nabité čierne diery. Posledná Kerr-Newmanova metrika je pre prípad nabitých a rotujúcich čiernych dier.

Nedávne objavy[upraviť | upraviť zdroj]

V roku 2004 bola objavená kopa čiernych dier, čo rozšírilo naše pochopenie rozdelenia čiernych dier vo vesmíre. Toto viedlo vedcov k významnej revízii predstáv, aký je vlastne počet čiernych dier v našom vesmíre. Vďaka objavom v roku 2004 sa predpokladá, že počet čiernych dier je blízko päťnásobku pôvodných odhadov.

V júli 2004 astronómovia objavili obrovskú čiernu dieru Q0906+6930, v strede vzdialenej galaxie v súhvezdí Veľká medvedica (Ursa Major). Odhadnúť hmotnosť a vek čiernych dier nám môže pomôcť určiť vek vesmíru[4].

V novembri 2004 tím astronómov oznámil objav prvej čiernej diery so strednou hmotnosťou v našej galaxii, obiehajúcej približne tri svetelné roky od Sagittarius A*. Táto stredná čierna diera s hmotnosťou asi 1300 Sĺnk sa nachádza vnútri kopy siedmich hviezd, pravdepodobne ako zostatok masívnej skupiny hviezd, ktorá bola roztrhaná Galaktickým stredom [5]. Tento objav môže podporiť myšlienku, že supermasívne čierne diery sa zväčšujú pohlcovaním blízkych menších čiernych dier a hviezd.

Vo februári 2005 bol objavený modrý obor SDSS J090745.0+24507, opúšťajúci Mliečnu cestu dvojnásobkom únikovej rýchlosti (0,0022 rýchlosti svetla). Trajektóriu hviezdy je možné vystopovať až späť ku galaktickému jadru. Vysoká rýchlosť tejto hviezdy podporuje hypotézu existencie supermasívnej čiernej diery v strede našej galaxie.

Alternatívne modely[upraviť | upraviť zdroj]

V súčasnej dobe je posudzovaných niekoľko alternatívnych modelov, ktoré sa správajú ako čierna diera, ale bez singularity. Väčšina vedcov však považuje tieto predstavy za neprirodzené, keďže sú omnoho zložitejšie a neprinášajú žiadne pozorovateľné rozdiely od čiernych dier (pozri Occamova britva). Najvýznamnejšia z týchto teórií je Gravahviezda (Gravastar).

V marci 2005 fyzik George Chapline z Národného laboratória Lawrencea Livermora v Kalifornii navrhol myšlienku, že čierne diery neexistujú a že objekty v súčasnosti považované za čierne diery sú v skutočnosti hviezdy z tmavej energie. Svoje závery čerpá z kvantovomechanických analýz. Aj keď jeho návrh má v súčasnosti len malú podporu vo fyzikálnej obci, je značne citovaný v médiách[6][7]. Medzinárodnej skupine vedcov sa po prvý raz podarilo s veľkou presnosťou namerať vzdialenosť čiernej diery od Zeme. S použitím novej metódy a bez potreby klasických matematických výpočtov astronómov prišli vedci k záveru, že čierna diera situovaná v súhvezdí Labuť sa nachádza vo vzdialenosti 7 800 svetelných rokov, čo je takmer o polovicu menej, ako sa doteraz predpokladalo.

Výskumníci z Holandského inštitútu pre vesmírny výskum (SRON) sa zamerali na čiernu dieru, ktorá susedí s umierajúcou hviezdou V404 a zmerali jej rádiové emisie. Na to, aby zistili vzdialenosť, použili takzvaný paralaktický uhol - systém, ktorý berie do úvahy zmenu v pozícii hviezdy počas celého roka, ako dôsledok obiehania Zeme okolo Slnka. Hoci je spomínaná technika už stará, na takýto účel sa aplikovala po prvý raz. Vedci uviedli, že existuje len 6-percentná pravdepodobnosť chyby, pričom u predchádzajúcich typov meraní dosahuje až 50 percent.

Vedcom sa vďaka meraniam podarilo zistiť aj to, že čierna diera sa vyvinula z explózie supernovy a jej rýchlosť pohybu po vesmíre dosahuje až 40 kilometrov za sekundu.

Informáciu zverejnil internetový portál abc.es.

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. Gravitational Red Shift [online]. . Dostupné online. (po anglicky)
  2. Hawking changes his mind about black holes [online]. www.nebulaawards.com, 15. júl 2004. Dostupné online. (po anglicky)
  3. Lab fireball 'may be black hole' [online]. 2005. Dostupné online. (po anglicky)
  4. TARIQ, Malik. Massive Black Hole Stumps Researchers [online]. www.nebulaawards.com, 28. jún 2004. Dostupné online. (po anglicky)
  5. Second black hole found at the centre of our Galaxy [online]. 8. november 2004. (nature news) Dostupné online. (po anglicky)
  6. Black holes 'do not exist' [online]. 31. marec 2005. Dostupné online. (po anglicky)
  7. Dark Energy Stars [online]. . Dostupné online. (po anglicky)

Ďalšia literatúra[upraviť | upraviť zdroj]

V angličtine[upraviť | upraviť zdroj]

Pozri aj[upraviť | upraviť zdroj]

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]

V angličtine[upraviť | upraviť zdroj]