Svět vesmíru

Černá díra

 

Černá díra je taková oblast prostoročasu, v němž je hodnota únikové rychlosti z této oblasti větší nebo rovna rychlosti světla ve vakuu. Černá díra byla jako objekt teoreticky předpovězena v obecné teorii relativity publikované v roce 1916 Albertem Einsteinem. Protože černou díru 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[1].

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. Exitují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr. Přičemž se předpokládá, že vyzařování nezávisí na tom, co do černé díry spadlo v minulosti.

 

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 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 centrechgalaxií, bude tento bod ležet až pod horizontem událostí, takže se kosmonaut může teoreticky dostat přes horizont událostí živý a v případech supermasivnívh 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

Simulovaná deformace obrazu Mléčné dráhy gravitační čočkou černé díry
Simulovaná deformace obrazu Mléčné dráhy gravitační čočkou černé díry

[editovat] Gravitační srážka dvou černých děr

Veškerá tělesa ve vesmíru jsou ve vzájemné gravitační interakci, jelikož gravitační působení není ovlivňováno překážkami v prostoru, ale pouze vzdáleností od zdroje gravitačního působení podle vztahu F = G.(m1 . m2)/r2, kde m1,2 jsou hmotnosti těles, r je vzdálenost mezi nimi a G je gravitační konstanta, která je rovna v našem vesmíru G = 6.67 × 10 −11 N.m2.kg-2. Obecně se dá říci, že pro gravitační pole platí, že gravitační síla ubývá se čtvercem vzdálenosti od tělesa, které ji vyvolává. Vzhledem k tomu, že dosah gravitační síly je nekonečný platí, že i dosah gravitačního pole je nekonečný.

Dvě přibližující se černé díry jsou tedy podle výše popsaného vztahu ve vzájemné interakci, kdy se vzájemně přitahují, a to tím více, čím větší je jejich hmotnost respektive intenzita gravitačního pole, kterou na sebe působí. Se zkracující vzdáleností roste interakce mezi nimi, což se projevuje rychlejším přitahováním projevujícím se v nárůstu rychlosti, kterou se k sobě blíží. V určitém momentu dojde k tomu, že gravitační interakce je natolik veliká, že se začne černá díra (či jejich horizonty) deformovat směrem ke druhé černé díře až do doby, než se obě deformující díry setkají a spojí se. Před samotným spojením dochází k rotaci děr okolo společného těžiště, což má za následek vyzařování energie do okolí. V této době začne jedna černá díra (hmotnější a tedy větší) pohlcovat menší. Její hmota bude začleněna podobně jako ostatní částice do černé díry a její hmota bude nejspíše směřovat do singularity.

Bohužel 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. V posledních letech se vědecké týmy snaží o modelaci srážky černých děr v počítači a během jedné modelace pro nerotující černé díry o stejné hmotnosti bylo zjištěno, že při srážce se uvolní až 3% jejich hmotnosti na teoretické gravitační vlny, po kterých se nyní ve vědeckém světě pátrá.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 zániků černé díry se tak jeví její pohlcení jinou černou děrou tzv. gravitační srážka. Při pohledu na systém černé díry z moderní fyziky však vyvstává další možnost, jak může černá díra zaniknout. Podle kvantové fyziky, která se zaobírá pravděpodobností, existuje (byť minimální) možnost, že částice může na krátký okamžik překonat rychlost světla a tedy opustit horizont událostí a uniknout z černé díry. Tento jev se nazývá odborně kvantové vypařování černých děr a byl poprvé popsán britským astrofyzikem Stephenem Hawking