Černá díra

7. listopadu 2011 v 23:15 |  Supernovy,Komety,Hvězdy a jiná vesmírná tělesa
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. 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 nacházejí 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 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.http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/cd/Black_Hole_Milkyway.jpgSimulovaná deformace obrazu Mléčné dráhy gravitační čočkou černé díry

Historie

Představu tělesa tak masivního, 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 masivní 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". Do té doby byl příležitostně používaný termín černá hvězda.
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 prostoročasu v jejich okolí.

Horizont událostíyšlená 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.

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 prostoročasu nekonečné a gravitační síly jsou nekonečně 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, 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, který 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 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

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 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.

ntropie 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.
 

Buď první, kdo ohodnotí tento článek.

Nový komentář

Přihlásit se
  Ještě nemáte vlastní web? Můžete si jej zdarma založit na Blog.cz.
 

Aktuální články

Reklama