Obsah Obsah

Závěrečná stádia  Mezihvězdné prostředí

Hvězdy a mlhoviny | Černé díry

Základní pojmy

GravitaceGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají. má vždy jeden jediný cíl. Snaží se hvězdu smrštit do co možná nejmenší oblasti. V normální hvězdě působí proti gravitaci tlak plynu a záření, přesněji řečeno gradient tohoto tlaku. U hvězd, kde již neprobíhá termojaderná syntéza, může gravitaci udržet na uzdě gradient tlaku degenerovaného elektronového plynu (bílý trpaslíkBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS.) nebo gradient tlaku neutronů (neutronová hvězdaNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.). Pokud tyto mechanizmy selžou, snad by kolapsu mohl ještě zabránit gradient tlaku kvarkůKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce.. Žádné další mechanizmy neznáme, a pokud gravitace převládne nad těmito silami, nastane nezadržitelný kolaps objektu do černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.. Pojmenování černá díra pochází od Johna Archibalda Wheelera a je až z roku 1967. Předtím se takovým objektům říkalo „temné“ nebo „zamrzlé“ hvězdy“. Samotnou myšlenku existence tělesa, ze kterého by nemělo unikat ani světlo, poprvé zformuloval anglický filosof a geolog John Michell již v roce 1783 a hodnotu Schwarzschildova poloměru z newtonovské mechaniky odvodil francouzský matematik, fyzik a astronom Pierre Simon Laplace v roce 1798. Ve svém výpočtu nalezl poloměr tělesa, pro něhož by byla úniková rychlost rovna rychlosti světla. Kdyby se naše Slunce stalo černou dírou, mělo by Schwarzschildův poloměr 3 km, teplotu 10-7 K a vypařilo by se Hawkingovým mechanizmem za 1066 let (to je o mnoho řádů více než stáří vesmíru). Povězme si o černých děrách trochu podrobněji.

Proveďme takovýto myšlenkový experiment. Blikněme baterkou v okolí nějaké hvězdy (například Slunce) a sledujme, kam se za jednu sekundu rozšíří světelná vlnoplocha. Výsledkem bude kulová vlnoplocha. Představme si nyní, že máme tu moc stlačit veškerou hmotu Slunce do koule o poloměru pouhé 3 km. Experiment s baterkou nyní dopadne úplně jinak. Světlo je strháváno křivým časoprostorem směrem ke „Slunci“. Čím blíže blikneme, tím více. Přesně ve vzdálenosti 3 km nastane zajímavý jev. Světlo je hvězdou natolik strháváno, že žádný foton neletí ven. Jedině do centra letí fotony jako dříve. Vzdálenost, na které k tomu dojde, se nazývá Schwarzschildův poloměr (horizont událostí – jde o skutečný horizont, za který nevidíme): Jeho hodnotu vypočítal v roce 1916 na základě obecné relativity německý fyzik Karl Schwarzschild a je rovna

Rg = 2GM/c2.

Pro Slunce vychází právě 3 km, pro naši Zemi 9 mm. Z objektu stlačeného pod Schwarzschildův poloměr nemůže uniknout žádná částice, tedy ani částice světla. Takový objekt nazýváme černá díra. Poznamenejme ještě, že na poloměru 1.5 Rg se nachází kruhová orbita fotonů a na poloměru 3 Rg poslední stabilní orbita částic (viz dále). Schwarzschildův poloměr

Takto jednoduchá situace u skutečných černých děr ale nebývá. Skutečná tělesa rotují a situace je složitější než u idealizované nerotující Schwarzschildovy černé díry. Řešení Einsteinových rovnic pro sféricky symetrické rotující těleso nalezl novozélandský matematik Roy Kerr (*1934) v roce 1963. Budeme-li provádět stejný experiment s baterkou u rotujícího tělesa, přidá se další efekt. Strhávání časoprostoru rotujícím tělesem způsobuje i strhávání fotonů ve směru rotace. Mez, za kterou se foton již nemůže pohybovat proti směru rotace, se nazývá statická mez. Prostor mezi Schwarzschildovým poloměrem a statickou mezí se nazývá ergosféra. Částice mohou do ergosféry vlétat i z ní vylétat, ale jen ve směru rotace. Částice, která prolétne ergosférou, získá energii z rotace černé díry a ergosféru opouští s vyšší energií, než měla, když do ní vstoupila. S každou vyletující částicí tak klesá rotační energie černé díry a ergosféra se zmenšuje. Celá konfigurace graficky připomíná vajíčko. Povrch žloutku odpovídá Schwarzschildovu poloměru (horizontu událostí), skořápka statické mezi a oblast bílku ergosféře.

Statická mez Ergosféra

Jak vypadá černá díra?

Představa, že černá díra je černá a navenek se neprojevuje, je zcela mylná. Především interaguje s okolím gravitačně jako jakýkoli jiný objekt. Okolí černé díry je paradoxně velmi svítivé, často jde o nejsvítivější objekty ve vesmíru. Kolem černé díry se vytváří tzv. akreční disk, mohutný torus plynu a prachu, který ve vnitřní části přechází v rotující plazmaPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. zahřívané vnitřním třením plynu. Na vnitřním okraji akrečního disku je vnitřní stabilní kruhová orbita částic ISCO (Innermost Stable Cilcular Orbit). Nejzazší mez, na které se může nacházet, je trojnásobkem Schwarzschildova poloměru. Objekty na menší orbitě už nemají stabilní dráhu a po spirále spadnou do černé díry. Ve vzdálenosti 1.5 Schwarzschildova poloměru existuje kruhová orbita fotonů. Světlo by zde obíhalo černou díru po kruhové dráze, ta je ale nestabilní a sebemenší porucha vede k tomu, že foton odletí buď do vnějšího prostoru, nebo spadne do černé díry.

Vnitřní část akrečního disku je velmi horká a intenzivně září jak tepelným, tak netepelným mechanizmem. K netepelnému záření přispívá zejména přítomnost silného magnetického pole, které pohybující se plazma vždy doprovází. V tomto poli elektrony i další nabité částice krouží po šroubovicích a vydávají charakteristické synchrotronní zářeníSynchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum.. Magnetické pole je zodpovědné i za další jevy. Na vnitřní části akrečního disku dochází k přepojování siločar magnetického pole. Energie uvolněná při přepojení lokálně zahřeje plazma a dojde ke vzniku elektromagnetického záblesku doprovázeného synchrotronním impulzem svítících elektronů. Záblesky mají jak neperiodickou složku (danou frekvencí přepojování siločar), tak periodickou složku danou oběhem vnitřní části disku kolem černé díry. Celý jev nazýváme kvaziperiodické oscilace QPO (Quasi Periodical Oscillations). Výše popsaný mechanizmus nemusí být jediným mechanizmem vedoucím ke vzniku kvaziperiodických oscilací.

Typický portrét černé díry

Typický portrét černé díry. V okolí je plynoprachý akreční disk přecházející ve vnitřní části v horké plazma. Na vnitřní straně akrečního disku je poslední vnitřní stabilní orbita (ISCO) a probíhají zde rekonekce magnetických siločar vedoucí na kvaziperiodické oscilace (QPO). Ve směru rotační osy se vytvářejí magnetické trubice ženoucí částice ve dvou výtryscích do velké vzdálenosti od černé díry.

Magnetické pole generované rotujícím plazmatem vytváří ve směru rotační osy dvě charakteristické magnetické trubice tvořené zkroucenými siločarami. Do těchto trubic je vehnána magnetickým polem část částic padajících do černé díry. Tyto částice se zachrání před pádem pod horizont černé díry a vytvoří dva výtrysky částic opouštějících černou díru podél rotační osy. Částice jsou magnetickým polem urychleny na rychlost blízkou rychlosti světla. Výtrysky opět silně září, většinou jde o synchrotronní záření elektronů. Ve větších vzdálenostech od černé díry výtrysky interagují s okolním prostředím, energie částic se snižuje a na koncích výtrysků vznikají rádiové laloky. Jaký je tedy typický obraz černé díry? Svítící akreční disk, dva výtrysky a rádiové laloky na jejich koncích. Takto vypadají jak černé díry s hmotnostmi několika Sluncí, tak obří černé díry v centrech galaxií. Stejné jevy probíhají na obou velmi odlišných měřítcích.

Hvězdné a galaktické černé díry

Černé díry vznikají z velmi hmotných hvězd v závěru jejich života, kdy v centru dojde termojaderné palivo, převládne gravitace a hvězda se začne hroutit. U méně hmotných hvězd je gravitační hroucení zastaveno tlakem elektronového plynu (bílí trpaslíci) nebo tlakem neutronů (neutronové hvězdy). U hmotností nad pět Sluncí dojde k nezadržitelnému kolapsu do černé díry. Prvním lokalizovaným objektem tohoto typu byl rentgenový zdroj v souhvězdí Labutě označovaný jako Cyg X1. Jde o téměř bodový zdroj v těsné úhlové blízkosti hvězdy Éta. Tento rentgenový zdroj byl znám od roku 1964. Podrobně byl zkoumán rentgenovými družicemi Uhuru a Einstein. Anglický astronom Paul Murdin ztotožnil v roce 1971 objekt s černou dírou o hmotnosti osm Sluncí. Schwarzschildův poloměr této černé díry je pouhých 24 kilometrů. Černá díra je od nás vzdálená 6 000 světelných roků a svítí od rentgenového až po rádiový obor. Na rádiových frekvencích (například na vlně 21 centimetrů) jsou velmi dobře patrné rádiové laloky nacházející se na koncích výtrysků vyvrhovaných z okolí černé díry. První objevená díra je součástí dvojhvězdného systému. Druhou složkou je modrý obr s katalogovým označením HDE 226868. Z obra přetéká hmota do blízkosti černé díry a neustále zásobí její akreční disk další látkou. Dnes známe velké množství obdobných hvězdných černých děr a zvykli jsme si na to, že jde o běžné závěrečné období života hmotnějších hvězd.

První objevená  černá díra Cyg X1 s mapkou polohy

Umělecká vize první objevené černé díry Cyg X1 s mapkou polohy. Zdroj: ESA.

Na počátku devadesátých let dvacátého století objevil Hubblův dalekohled několik obřích černých děr v centrech galaxií. Typickým zástupcem je černá díra v centru galaxie NGC  4261 v souhvězdí Panny. Její hmotnost je 400 milionů Sluncí, samotný akreční disk má hmotnost 100 tisíc Sluncí a jsou v něm dobře patrné charakteristické turbulence plazmatu, které byly předpovězeny numerickými simulacemi a teoretickými výpočty. Průměr černé díry samotné (Schwarzschildův poloměr) je 60 astronomických jednotekAstronomická jednotka – au (astronomical unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů., akreční disk má průměr 800 světelných rokůSvětelný rok – ly (light year), vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, ly = 9,46×1012 km. Menšími jednotkami jsou: světelný den, světelná hodina, světelná minuta a světelná sekunda. Větší jednotkou je 1000 ly, což označujeme zkratkou kly. Tyto jednotky se velmi často používají v populárních textech. V odborných textech se spíše využívají parseky. a výtrysky zasahují až do vzdálenosti 88 tisíc světelných roků od černé díry. Černá díra v centru galaxie NGC 4261 byla objevena v roce 1992 a nachází se ve vzdálenosti 100 milionů světelných roků. Je typickým zástupcem obřích černých děr, které mají hmotnosti od několika milionů až po několik miliard Sluncí. První takové objekty byly velkým překvapením a fyzikové a astronomové považovali „černá monstra“ v centrech těchto galaxií za cosi velmi podivuhodného. Uplynulo několik desítek let, a pokud dnes neobjevíme v centru nějaké galaxie černou díru, podivujeme se naopak nad tím, o jak divnou a exotickou galaxii jde. Obří černé díry v kosmologických vzdálenostech vidíme díky konečné rychlosti světla tak, jak vypadaly před mnoha miliardami let, kdy se jejich mateřské galaxie teprve rodily. Takovým objektům říkáme kvazaryKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty., nebo – pokud se díváme ve směru jejich výtrysků – blazaryBlazar – nejenergetičtější skupina galaxií s kompaktním aktivním jádrem. Buď jde o rychle proměnné kvazary OVV (Optically Violently Variable) nebo o proměnné galaxie typu BL Lacertae..

Obří černá díra v jádře galaxie NGC  4261

Obří černá díra v jádře galaxie NGC 4261. Na levém snímku dominují radiové laloky,
na prostředním akreční disk a na pravém výtrysky. Zdroj: NASA/ESA/VLBA/VLA.

I naše Galaxie má ve svém středu černou díru, která byla ztotožněna s rádiovým zdrojem Sgr A* v roce 1974. Její hmotnost je přibližně čtyři miliony Sluncí a nachází se ve směru souhvězdí Střelce ve vzdálenosti 26 tisíc světelných roků. Rozměr samotné černé díry se odhaduje na 12 milionů kilometrů (8 setin astronomické jednotky). Rádiový signál z této oblasti detekoval už americký inženýr s českými kořeny Karl Jansky (1905–1950), zakladatel radioastronomie, v roce 1933. Tehdy ovšem nikdo netušil, že signál pochází z černé díry. Kolem objektu se nachází akreční disk, z něhož přicházejí kvaziperiodické záblesky, které se opakují po několika hodinách a trvají zhruba hodinu. U záblesků byla detekována kvaziperioda 17 až 22 minut, která řádově souhlasí s periodou oběhu částic na poslední stabilní orbitě (30 minut). Rozměr zdroje záblesků se odhaduje na 0,3 Schwarzschildova poloměru, což by odpovídalo typickým rozměrů oblasti, v níž dochází k přepojení magnetických siločar. Záblesky jsou detekovány v rentgenovém oboru (zdrojem by měl být inverzní Comptonův rozptylComptonův rozptyl – rozptyl fotonů (zpravidla RTG nebo gama záření) na volných elektronech. Při tomto rozptylu se snižuje energie fotonů. V akrečních discích černých děr probíhá inverzní Comptonův rozptyl, při kterém se nízkoenergetické fotony rozptylují na elektronech s vysokou energií. Při tomto procesu fotony energii získávají a mění se na rentgenové nebo gama fotony.) a v infračerveném oboru (zde je zdrojem synchrotronní zářeníSynchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum. elektronů). Kolem naší centrální veledíry obíhá větší množství hvězd, které lze považovat v jistém smyslu za hvězdokupu. Z drah těchto hvězd bylo možné přesně určit hmotnost centrálního objektu. Hvězda s označením S2 je sledována od roku 1992 a je prvním objektem, u něhož byl pozorován celý oběh kolem centrální veledíry. Perioda oběhu je 15,6 roku a hvězda se vrátila do stejné pozice v roce 2008. V roce 2018 projde pericentrem, v němž bude mít nejvyšší rychlost, která činí 2,5 % rychlosti světla (30 milionů kilometrů za hodinu). Dalším objektem pohybujícím se v okolí centrální černé díry je oblak plazmatu, který byl objevený v roce 2011 a získal označení G2. Podle numerických simulací mělo dojít k grandióznímu cupování tohoto oblaku polem černé díry a měli jsme být svědky nezvyklé podívané po několik desítek let. Skutečnost byla ale mnohem prostší. Oblak proplul pericentrem na počátku roku 2014 bez výraznějších efektů a o nějaké strhující podívané jsme si mohli jen nechat zdát. S největší pravděpodobností nešlo o pouhý oblak plazmatu, jak se zdálo na počátku, ale o celou hvězdu, z níž jsme pozorovali její plazmovou obálku. To samozřejmě mění situaci, plazma je vázáno gravitačně k hvězdě a žádné líbivé kousky nemůže provádět.

Okolí centrální černé díry v naší Galaxii

Okolí centrální černé díry v naší Galaxii. Mapa, pohled v IR a RTG, oběh hvězdy S2
a umělecká vize. Zdroj: NASA/UCLA/MPI/Sky&Tel.

Dělení černých děr

Podle velikosti

  • Hvězdné černé díry. Černé díry vznikající v závěrečných fázích hvězdného vývoje. Jejich hmotnost je několik Sluncí, typickým zástupcem je například první objevená černá díra Cyg X1 v souhvězdí Labutě.
  • Galaktické černé díry. Sídlí v centrech galaxií, jejich hmotnost je od milionů po miliardy Sluncí. Není jasné, zda se galaxie formovaly kolem těchto obřích černých děr, nebo zda tyto díry vznikaly v galaxiích až později. Jiné názvy: veledíry, obří díry, občas se používá otrocký překlad masivní černé díry (z angl. massive), někteří jedinci méně bystrého smýšlení jsou schopni napsat i masité černé díry. Takové úchylárny je třeba okázale ignorovat.
  • Primordiální černé díry. Měly by mít nepatrné rozměry elementárních částic a mohly vznikat by v ranných fázích vývoje vesmíru. Pokud existují, měly by zářit díky Hawkingovu vypařování. Pozorované množství γ záření ve vesmíru vylučuje větší množství primordiálních děr než 300 v krychlovém světelném roku. Nikdo je ale nikdy neviděl.
  • Černé díry středních hmotností. Vznikají slučováním hvězdných černých děr. První exemplář byl objeven v roce 2015 při první detekci gravitačních vln. Za dva roky detekování gravitačních vln byly objeveny čtyři takové díry, nejhmotnější má cca 60 Sluncí (viz AB 20/2017).
Sloučení dvou černých děr v časoprostorovém diaagramu

Podle vlastností

  • Schwarzschildova díra. Nerotující nenabitá díra, která je charakterizována jediným parametrem – svou hmotností. Jde o jakýsi zjednodušený ideál, skutečné černé díry rotují.
  • Kerrova díra. Rotující nenabitá díra. Je charakterizována hmotností a momentem hybnosti. Patří k dnes běžně pozorovsaným černým dírám.
  • Reissnerova-Nordströmova díra. Nerotující nabitá díra. Možné řešení Einsteinových rovnic, ve vesmíru se nejspíše nevyskytuje, všechny hvězdy jsou elektricky neutrální.
  • Kerrova-Newmanova díra. Nejobecnější možná černá díra s nenulovou hmotností, momentem hybnosti a nábojem. Žádné jiné parametry si černá díra ze své historie neponechává, ostatní informace se při jejím formování ztratí (tzv. „no hair“ teorém – černá díra nemá žádné vlasy).
Časoprostor v okolí hvězdy, neutronové hvězdy a černé díry

Termodynamika a Hawkingovo vypařování

Souvislost mezi gravitací a termodynamikou poprvé ukázal izraelský teoretik Jacob Bekenstein na myšlenkovém pokusu s černou dírouČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.. Otevřel tak zcela nový vědní obor – termodynamiku černých děr. Výsledkem těchto úvah bylo nejenom známé Hawkingovo vypařování, ale zejména holografický princip, který dává do souvislosti informace obsažené na povrchu nějaké oblasti s děním uvnitř oblasti.

Popišme si nyní jednu z variant Bekensteinova experimentu, která poněkud připomíná Cimrmanův výtah s dělníky v ostravském dole. Mějme v blízkosti černé díry dvě nádoby spojené přes kladku lankem. Vzdálenější nádobu naplníme fotonyFoton – polní částice elektromagnetické interakce, kvantum energie elektromagnetického záření. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. (elektromagnetickým zářením) o teplotě T. Tato nádoba je těžší a černá díraČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. ji přitáhne. V blízkosti horizontu černé díry otevřeme spodní část nádoby a fotony se vysypou do černé díry. Dolní nádoba zůstane prázdná. Mezitím naplníme horní nádobu fotony a celý děj se opakuje. Plná kabinka sjede k horizontu, vyprázdníme ji atd. Nepochybně bychom nějak museli ošetřit mnohé technické detaily experimentu, například se zabývat tím, jak moc se můžeme přiblížit k horizontu, aby se kabinka ještě mohla vrátit, jak zabránit fotonům, aby z nádoby neutekly atd.. Detailní výpočet nalezne čtenář v Astrofyzika v příkladech.

Beckensteinův myšlenkový experiment

Beckensteinův myšlenkový experiment

Celý experiment je z hlediska termodynamiky tepelným strojem. Jde o vratný děj Carnotova typu, ve kterém roli ohřívače (kotle) plní horní kabinka se zářením o teplotě T. Každý cyklicky pracující tepelný stroj musí mít chladič o teplotě T0 < Т. Roli chladiče má v tomto experimentu horizont černé díry, do kterého hážeme nepotřebné fotony. Bekenstein určil z Carnotovy věty o účinnosti tepelného stroje teplotu tohoto chladiče a tedy teplotu horizontu černé díry. Vyšlo mu (h je Planckova konstantaPlanckova konstanta – fundamentální konstanta popisující chování mikrosvěta. Jde o základní konstantu kvantové teorie, kterou zavedl Max Planck v roce 1899 při vysvětlení záření absolutně černého tělesa. Podle současných znalostí je její hodnota h = 6,626 070 040 (81)×10−34 J·s. Dnes preferujeme tzv. redukovanou Planckovu konstantu ħ = h/(2π), která má význam elementárního kvanta projekce momentu hybnosti do libovolné souřadnicové osy. Její hodnota je ħ = 1,054 571 628(53)×10−34 J·s., c je rychlost světla ve vakuu, kB je Boltzmannova konstantaBoltzmannova konstanta – konstanta vyskytující se ve stavové rovnici pro ideální plyn a v mnoha dalších rovnicích termodynamiky. Značí se k nebo kB. Řadí se mezi fundamentální fyzikální konstanty. S molární plynovou konstantou R souvisí vztahem R = NAk, kde a NA je Avogadrova konstanta. Poslední hodnota Boltzmannovy konstanty je k = 1,3806505×10−23 JK−1 s relativní chybou 1,8×10−6.Rg je velikost Schwarzschildova poloměru):

T0 = hc/kBRg.

Bekensteinův myšlenkový experiment historicky poprvé dává do souvislosti gravitaciGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají. (v její nejextrémnější podobě – černé dířeČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.) s termodynamikou. Experiment samozřejmě přináší celou řadu otázek, z nichž k těm stěžejním patří: „Má vůbec nějaký hlubší smysl přiřadit horizontu černé díry teplotu? Neměla by potom černá díra, jako každé těleso, zářit tepelným zářením?“ Odpověď na sebe nenechala dlouho čekat. Již po dvou letech publikuje v roce 1975 Stephen Hawking práci, ve které ukazuje, že pokud vezme v úvahu kvantové jevy, bude skutečně černá díra tepelně zářit na Bekensteinově teplotě. Jev můžeme buď chápat jako kvantové tunelování z oblastí pod horizontem nebo jako kreaci páru částice-antičásticeAntičástice – částice, u které mají všechna kvantová čísla (elektrický náboj, barevný náboj, vůně, atd.) opačné znaménko oproti běžné částici. v blízkosti horizontu černé díry, při kterém antičástice se zápornou hmotou (jde o virtuální páry jejichž celková hmotnost musí dát navenek nulu) končí pod horizontem, a zbývající částice se jakoby vynoří v blízkosti horizontu. Jevu se říká Hawkingovo vypařování černé díry. Vlnová délka maxima vyzařování je řádově rovna Schwarzschildovu poloměru. Čím menší je černá díra, tím vyšší má Bekensteinovu teplotu, a tím intenzivněji září (se zmenšujícími se rozměry částice snadněji tunelují ven). Konec vypařování černé díry by tak mohl mít charakter exploze. Dlužno říci, že Hawkingovo vypařování je zatím pouze hypotetickým jevem, který nebyl prokázán. Pro hvězné černé díry by mělo jít o mimořádně pomalý jev. Černá díra o hmotnosti Slunce by se odpařila za 1066 let (vesmír trvá řádově 1010 let). Pro galaktické černé díry je doba jejich odpaření ještě mnohem delší, teda zcela mimo možnosti našeho pozorování.

Hawkingovo vypařování černé díry

Hawkingovo vypařování černé díry

Se zavedením teploty černé díry je možné zavést i pojem entropieEntropie – v termodynamice je definována vztahem dS = dQ/T, kde dQ je diferenciál tepla a T je absolutní teplota (1/T je integrační faktor). Takto zavedená entropie je na rozdíl od tepla úplným diferenciálem, její integrál nezávisí na cestě ve stavovém prostoru. Ve statistice má entropie význam logaritmické míry pravděpodobnosti realizace stavu, v kvantové teorii je logaritmickou mírou počtu kvantových stavů, kterými lze daný makroskopický stav realizovat.. Ta je úměrná povrchu černé díry. Lze ukázat, že ať probíhají jakékoli procesy, včetně spojování černých děr, celkový povrch všech děr se nezmenší. Povrch černé díry v jistém smyslu nahrazuje pojem entropie klasického souboru částic. Díky entropii přiřazené tímto způsobem černé díře se entropie těles spadlých do černé díry ve vesmíru neztrácí. Vztah pro entropii černé díry je:

S = πkB(R/lP)2 ~ 1070 kBR2.

V uvedeném vztahu je kB Boltzmannova konstantaBoltzmannova konstanta – konstanta vyskytující se ve stavové rovnici pro ideální plyn a v mnoha dalších rovnicích termodynamiky. Značí se k nebo kB. Řadí se mezi fundamentální fyzikální konstanty. S molární plynovou konstantou R souvisí vztahem R = NAk, kde a NA je Avogadrova konstanta. Poslední hodnota Boltzmannovy konstanty je k = 1,3806505×10−23 JK−1 s relativní chybou 1,8×10−6., lP Planckova délkaPlanckovy škály – charakteristické rozměry získané kombinací fundamentálních konstant (gravitační, Planckovy a rychlosti světla). Planckova délka vychází 10−35 m, Planckův čas 10−43 s a Planckova energie 1019 GeV.. Řádově tedy platí, že čtvereček povrchu černé díry o hraně Planckovy délky je nositelem entropieEntropie – v termodynamice je definována vztahem dS = dQ/T, kde dQ je diferenciál tepla a T je absolutní teplota (1/T je integrační faktor). Takto zavedená entropie je na rozdíl od tepla úplným diferenciálem, její integrál nezávisí na cestě ve stavovém prostoru. Ve statistice má entropie význam logaritmické míry pravděpodobnosti realizace stavu, v kvantové teorii je logaritmickou mírou počtu kvantových stavů, kterými lze daný makroskopický stav realizovat. rovné Boltzmannově konstantě. Veškeré vlastnosti látky v černé díře jsou dány charakteristikami na povrchu (entropií), hovoříme proto o tzv. holografickém principu (hologram je dvojrozměrný zápis třírozměrné reality). Mnozí se dnes pokouší aplikovat holografický princip na celý vesmír. Tam ale není ani u uzavřeného ani u otevřeného vesmíru zřejmé, co je jeho povrch. Zpravidla se nahrazuje horizontem částic (pozorovatelným vesmírem). Při inflační fázi a následném ohřevu, kdy se produkuje velké množství entropie nemůže holografický princip v této podobě platit. Zdá se, že neplatí ani v uzavřeném vesmíru. Mohl by snad platit na světoplochách strun, pokud existují.

Umělecká vize cesty ke galaktivké černé díře. Černá díra je obklopena horkým prachovým torem, který je zobrazen červeně. V těsném okolí je žlutý plynný akreční disk. Plyn se zahřívá vnitřním třením při postupném pádu do černé díry a slouží jako zdroj energie pro centrální galaktický motor. Uvolňovaná energie uniká z černé díry v podobě dvou výtrysků urychlených částic a záření. Zdroj: Harvard University.

Závěrečná stádia  Mezihvězdné prostředí

Aldebaran Homepage