MIROSLAVOVY TAJUPLNÉ STRÁNKY

NA STRÁNKÁCH SE USILOVNĚ PRACUJE DĚKUJEME ZA POCHOPENÍ administraci v 'Nastavení stránek'.

ODKAZY

http://http://kaprarina.webnode.cz/

SUPER DOMÉNY NA PRODEJ

Plastová okna Akčně.Levně.Precizně

Plastová okna Akčně.Levně.Precizně

RADIO FENIX DJ MICHAL

MAPA

ITERAKTIVNÍ MAPA MARSU

ČT1 TV

ČT 1

zvuky z vesmíru

SETI HOME

SATELITNÍ MAPY A ATLASY

ON LINE WORLD

POČASÍ

STELITNÍ POHLED - POČASÍ

PRAHA

ON LINE KAMERY

 

HOROSKOPY

HOROSKOPY

ON LINE RÁDIO

ON LINE RÁDIO

ON LINE TELEVIZE

ON LINE TELEVIZE CELÉHO SVĚTA

SMS ZDARMA

SMS ZDARMA MUŽETE POSÍLAT NA 02 A VODAFON

webgarden|zone

Ukázkový odkaz

HLEDÁM - PRODÁM - KOUPÍM

Podpořte rozvoj stránek pomocí SMS Děkujeme

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].

supermassive-blackholes.wmv
44 min - Oct 23, 2006
(487 ratings)
video.google.com
Rate:
 

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

POPIS ČERNÉ DÍRY

Hmotnost neutronové hvězdy nemůže podle teoretických výpočtů přesáhnout 3násobek hmotnosti Slunce. Pokud je hvězda hmotnější zhroutí se vlastní gravitací do velmi hustého, miniaturního objektu, který je populárně nazýván černá díra. Černá proto, že tento objekt nezáří v žádném spektru (gama, UV, světelném, IF, rádiovém) nemůžeme ho tedy astronomicky vidět. Díra je také vhodné pojmenování, protože se přesně tak chová. Do svého jícnu stahuje veškerou hmotu, která se ocitne v dosahu jejího gravitačního působení. Kolem černé díry je prostor velmi zakřiven, čas plyne pomaleji. Velmi podivné vlastnosti prostoru kolem černé díry lze vysvětlit pomocí Einsteinovy obecné teorie relativity. Co se ale děje uvnitř černé díry neví s určitostí nikdo. Přesahuje to naše dosavadní znalosti fyziky – nevíme, do jak malého (nekonečně malého?) bodu se může hmota zhroutit. Z nitra černé díry neunikne žádná částice, která by mohla pomoci při objasnění této otázky. Jak už bylo řečeno, černé díry nelze přímo pozorovat. Jsou však pozorovány nepřímo v dvojhvězdách pomocí změn dráhy druhé hvězdy nebo díky silnému záření, které vzniká při dopadu plynu z hvězdy na černou díru.

Vznik černých děr souvisí se vznikem hvězd a galaxií

Podle nejnovějších vědeckých předpokladů souvisí vznik černých děr se vznikem hvězd a galaxií. Vědci se také domnívají, že černé díry existují skoro v každé galaxii. Přítomnost černé díry však není možné zjistit pouhým pozorováním. Astronomové existenci černých děr proto určují například na základě pohybu okolních hvězd.
     Podle vědců se také jedna z černých děr nachází uprostřed Mléčné dráhy. Novinářům to včera během valného shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU) řekli vědci, kteří se dlouhodobě výzkumem černých děr zabývají.

     "Víme, že vznik černých děr ovlivnil vznik galaxií," uvedla Laura Ferrareseová z kanadské univerzity ve Viktorii. Podle ní však bude třeba ještě zjistit, jak se černé díry chovají v různých typech galaxií, třeba i v těch velmi vzdálených od Země. "Také uprostřed našeho galaktického centra je černá díra ve velikosti třímilionkrát větší než je naše Slunce," řekl Martin Rees z Univerzity v Cambridge.

     V případě, kdy černá díra nezískává energii z okolí, zůstává podle Reese v klidu. "Nevysílá však příliš mnoho radiace, centrum naší galaxie totiž není příliš silným zdroje radiace," uvedl. Podle nových poznatků lze také podle vědců konstatovat, že černé díry rotují. "V budoucnu bude důležité například pomocí infračervené techniky tuto rotaci měřit," řekl Günther Hasinger z Institutu Maxe Plancka.

     Černá díra je koncentrace hmoty s tak velkou hustotou, že její gravitační síla zabraňuje úniku jakýchkoli částic, včetně světla. Proto ji není možné vidět. Může vzniknout mimo jiné kolapsem hvězdy na konci svého vývoje.

     Existenci černých děr předpokládala už Einsteinova obecná teorie relativity. K rozvoji výzkumu černých děr však došlo až v 60. letech minulého století, kdy nová pozorování odhalila daleko ve vesmíru mohutné gravitační zdroje, pro které se těžko hledalo vysvětlení. S pojmem "černá díra" přišel v roce 1969 americký teoretický fyzik John Wheeler. Výzkumu černých děr se také věnoval známý fyzik Stephen Hawking.

Černá díra vyhozená z galaxie

13.1.2009
 

Když se dvě černé díry sloučí, vzniklé gravitační vlny se skrz galaxii šíří rychlostí světla. Protože vlny jsou vyzařovány hlavně v jednom směru, černá díra je přinucena odrazit se v opačném směru. Výsledkem je katapultování černé díry ven z jejího normálního umístění v jádru galaxie. A pokud je tato rychlost "vykopnutí" dostatečně vysoká, černá díra může úplně uniknout z gravitačních "spárů" mateřské galaxie a pak volně "plout" vesmírem mezi galaxiemi.

Objev černé díry odpovídající těmto požadavkům je prvním přímým pozorováním svého druhu. Vedoucí projektu Stefanie Komossa (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Německo) potvrdila, že ve vzdálenosti okolo 10 miliard sv.l. byla černá díra hmotnosti několika 100 hmotností Slunce vyhozena rychlostí asi 2650 km/s (9,5 miliónů km/h). Černá díra je obklopena diskem plynu a předpokládá se, že se z něho bude černá díra "krmit" následující milióny let.

 

Nový objev je důležitý, protože nepřímo dokazuje sloučení černých děr někdy doprovázené velkým "vykopnutím".
Ale dalším důsledkem této události musí být galaxie bez černých děr v jejich jádrech, stejně jako černé díry navždy "plující" ve vesmíru mezi galaxiemi. Toto všechno otevírá nové otázky: Vznikly a vyvíjely se galaxie a černé díry spolu v raném vesmíru? Nebo tam byly populace galaxií, které byly ve svém centru připraveny o černé díry? A je-li tomu tak, oč byl vývoj těchto galaxií jiných než galaxie, které si v jádru černé díry udržely?

Propojení teoretické myšlenky s přímými pozorováními ze Země i z vesmíru pomůže astrofyzikům nalézt odpovědět na tyto otázky. Ale ať už bude výsledek jakýkoliv, toto první pozorování bude mít dalekosáhlé důsledky pro naše pochopení formování galaxií a vývoje raného vesmíru.

Zdroj:Astronomy Now On Line

Černá díra

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie

Skočit na: Navigace, Hledání
Simulovaná deformace obrazu Mléčné dráhy gravitační čočkou černé díry
Simulovaná deformace obrazu Mléčné dráhy gravitační čočkou černé díry

Černá díra je objekt natolik hmotný a zároveň malý, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti prostoročasu natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černá díra byla teoreticky předpovězena v obecné teorii relativity publikované v roce 1916 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 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. Existují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr. Předpokládá se, že vyzařování nezávisí na tom, co do černé díry spadlo v minulosti.

Obsah

[skrýt]

[editovat] 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 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 zpomalené 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.

[editovat] Fyzikální vlastnosti

Hlavním aspektem existence černých děr je skutečnost, že je časoprostor zakřivován přítomností hmoty, což se shoduje se základními principy obecné relativity. Nejpozoruhodnější vlastnosti černých děr tak jsou důsledkem zakřivení prostoročasu v jejich okolí.

[editovat] Horizont událostí

Myšlená 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.

[editovat] Černá díra nemá vlasy

Z jistých dobře odůvodněných předpokladů výplývá, 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.

[editovat] 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.

[editovat] 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 [2]) 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, tak 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.

[editovat] 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 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.

[editovat] Rotující černé díry

Ergosféra
Ergosféra

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 všechny tělesa musí pohybovat směrem ke středu černé díry, pod Cauchyho horizontem je však již opět možné zůstávat na místě a zastavit pád na sigularitu, 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.

[editovat] Entropie 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.

[editovat] Matematika černých děr

Černé díry jsou předpovězené Einsteinovou teorií obecné relativity. V nejjednodušším případě jsou popsány tzv. Schwarzschildovou metrikou, což je nejstarší a nejjednodušší exaktní řešení Einsteinových rovnic. Bylo objeveno Karlem Schwarzschildem v roce 1915. Toto řešení popisuje zakřivení prostoročasu v okolí nerotujícího sféricky symetrického objektu, přičemž jeho metrika je

 \mathrm{d}s^2 = - c^2 \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right) \mathrm{d}t^2 + \left( 1 - {2Gm \over c^2 r} \right)^{-1} \mathrm{d}r^2 + r^2 \mathrm{d}\Omega^2,

kde \mathrm{d}\Omega^2 = \mathrm{d}\theta^2 + \sin^2\theta\; \mathrm{d}\phi^2 je standardní člen prostorového úhlu obdobný sférickým souřadnicím.

Podle Schwarzschildova řešení se kulově symetrický objekt nevyhnutelně zhroutí vlivem své vlastní gravitace do černé díry, je-li jeho poloměr menší než vzdálenost známá jako Schwarzschildův poloměr. Pod tímto poloměrem je prostoročas tak silně zakřivený, že se každý světelný paprsek vyzářený z této oblasti libovolným směrem bude pohybovat do středu celého systému. Ve středu se vytvoří gravitační singularita, oblast s teoreticky nekonečnou hustotou. Oblast pod horizontem událostí však již ve Schwarzschildových souřadnicích nelze popsat a užívá se např. Kruskal-Szekeresových souřadnic.

Schwarzschildův poloměr ve výše zavedených souřadnicích vyjádřený jako r_{\rm S} = {2\,Gm \over c^2} přičemž G je gravitační konstanta, m je hmotnost objektu a c je rychlost světla. Pro objekt s hmotností Země je Schwarzschildův poloměr 9 milimetrů.

Střední hustota Schwarzschildova poloměru se zmenšuje se zvětšováním hmotnosti černé díry, takže černá díra s hmotností Země by měla hustotu 2×1030 kg/m³, ale supermasivní díra s hmotností 109 hmotností slunce by měla hustotu okolo 20 kg/m³, což je méně než hustota vody. Střední hustota je dána jako

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

Vhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371 km, tak by musel být její objem zmenšený 4×1026 krát, aby se zhroutila do černé díry. Pro těleso hmotnosti Slunce je Schwarzschildův poloměr přibližně 3 km, což je o mnoho méně než je současný poloměr Slunce. Je také mnohem menší než poloměr, do kterého se Slunce nakonec smrští po vyhoření svého nukleárního paliva, což bude několik tisíc kilometrů. Hmotnější hvězdy se však můžou zhroutit do černé díry na konci své existence.

Obecně jsou černé díry předpovídané i jinými řešeními Einsteinových rovnic, jako například Kerrova metrika pro rotující černé díry, které mají prstencovou singularitu. Reissner-Nordströmova metrika popisuje elektricky nabité černé díry. Nejobecnější řešení má Kerr-Newmanovu metriku a odpovídá případu nabitých rotujících černých děr.

[editovat] Existence černých děr

[editovat] Vznik

Obecná relativita (podobně jako jiné teorie gravitace) nejen tvrdí, že černé díry mohou existovat, ale ve skutečnosti přímo předpovídá, že vznikají přirozeně. Existuje několik modelů vzniku černé díry

  • Gravitační kolaps

Hmota se gravitačně zhroutí v daném prostoru ve vesmíru díky procesu nazývanému gravitační kolaps. Nejznámější z těchto procesů jsou některá finální stádia evoluce hvězd, kdy poklesne tlakový gradient (tlak záření hvězdy) a hvězda se neudrží v hydrostatické rovnováze, přičemž je zároveň splněna podmínka dostatečného množství hmoty aby následný kolaps nebyl zadržen například ve fázi neutronové hvězdy (tedy ve formě degenerovaného neutronového plynu). Kolaps takové hvězdy pak není možno zastavit - povrch hvězdy se zhroutí pod horizont událostí a nevyhnutelně skončí v singularitě.

  • Akumulace hmoty

Když v nějakém prostoru dochází v důsledku gravitačních sil k nakupování hmoty, gravitační pole takové oblasti sílí – nebo v jazyku relativity – zakřivení prostoru v okolí se zvětšuje. Když úniková rychlost v nějaké vzdálenosti od centra gravitačního působení dosáhne rychlosti světla, vytvoří se horizont událostí, uvnitř kterého musí hmota nevyhnutelně skončit v singularitě. Černé díry tohoto typu existují jako dva typy modelů

  • Primordiální černé díry, které mohly vzniknout v období velmi raných fází vývoje vesmíru. Prozatím však nebyly observačně potvrzeny a to i přes to, že by se jich mělo ve vesmíru stále vyskytovat velké množství.
  • Supermasivní černé díry a masivní černé díry, které se vyskytují v centrech galaxií (i včetně naší Mléčné dráhy) a pravděpodobně také kulových hvězdokup. Vznikají prostřednictvím vytvoření horizontu událostí v důsledku nakupení velkého množství hmoty na relativně malém prostoru. V tomto případě se hmotou myslí i hvězdný materiál, tedy hvězdy případně i již existující menší černé díry.
  • Miniaturní a mikroskopické černé díry

Proces vzniku miniaturních černých děr je na hranici hypotézy a fikce. Přesto existují určité náznaky, že v případě urychlovače s energií řádově TeV by mohlo být možno mikroskopickou černou díru vytvořit. Takovým, zdá se, by mohl být LHC urychlovač, který by měl být v CERNu uveden do provozu v roce 2008. V důsledku srážky těžkých atomových jader za vysoké energie existuje možnost, že hmota v oblasti srážky se obklopí horizontem událostí. Takováto černá díra, pokud by vznikla, se však obratem vypaří. Vytvoření černých děr v urychlovačích by mohlo rozřešit tzv. paradox unitarity černých děr, který stojí na otázce, zda se pádem do černé díry ztrácí kvantová informace.

[editovat] Pozorování

Gravitační čočka
Gravitační čočka
Akreční disk
Akreční disk

Teorie říká, že nemůžeme objevit černé díry podle světla vyzařovaného nebo odraženého od hmoty v jejich nitru. Tyto objekty však lze předpovědět pozorováním jevů v jejich blízkosti, například jevu gravitační čočky, a hvězd, které zdánlivě obíhají kolem prostoru, kde není žádná viditelná hmota.

Za nejviditelnější efekty jsou považované ty, které pocházejí z hmoty padající do černé díry. Tato hmota se dle předpovědí, podobě jako voda tekoucí do odtoku, soustřeďuje do rychle se otáčejících akrečních disků do té doby, než je černou dírou pohlcena. Vnitřní tření disk extrémně zahřívá a způsobuje vyzařování velkého množství rentgenového a ultrafialového záření. Tento proces je neobyčejně účinný a může přeměnit až 50 % zbytkové hmoty na záření, v protikladu s nukleární fúzí, která dokáže konvertovat pouze několik málo procent na energii. Další pozorovatelné efekty jsou úzké výtrysky částic, které se pohybují v ose akrečního disku relativistickými rychlostmi.

Akreční disky, výtrysky a obíhající objekty můžeme najít nejen kolem černých děr, ale i okolo objektů, jako jsou například neutronové hvězdy a bílí trpaslíci. Dynamika těles okolo takovýchto atraktorů, které nejsou černými děrami, je velmi podobná dynamice objektů v okolí černých děr a je velmi aktivním předmětem výzkumu zahrnujícím magnetické pole a plazmovou fyziku. Proto také platí, že pozorování akrečního disku a orbitálních pohybů většinou pouze indikuje existenci kompaktního objektu s určitou hmotností, ale vypovídá jen velice málo o jeho podstatě. Identifikovat takový objekt jako černou díru je možné pouze tehdy, pokud se prokáže, že se nemůže jednat o jiné dostatečně hmotné a kompaktní těleso nebo provázaný systém těles. Většina astrofyziků, dle obecné teorie relativity, v takovém případě předpokládá, že se koncentrace hmoty s dostatečnou hustotou musí nevyhnutelně zhroutit do černé díry v kosmologicky krátkém čase.

Jeden důležitý pozorovatelný rozdíl mezi černými děrami a jinými kompaktními objekty je, že jakákoli kolabující hmota, která narazí na takový kompaktní hmotný objekt v relativistické rychlosti, vyvolá nepravidelná vzplanutí rentgenového záření nebo jiného tvrdého záření. Nedostatek takovýchto vzplanutí kolem kompaktní koncentrace hmoty se považuje za důkaz, že objekt je černá díra bez povrchu, na který by mohla hmota náhle narazit.

[editovat] Našli jsme je?

Dnes evidujeme mnoho nepřímých důkazů astronomických pozorování černých děr ve dvou hmotnostních pásmech:

  1. černé díry hvězdné hmotnosti s hmotností typické hvězdy (4 – 15 hmotností Slunce)
  2. supermasivní černé díry s hmotností v řádech od 105 do 109 hmotnosti Slunce

Také existuje pár důkazů o černých dírách se střední hmotností v rozmezí od několika set po tisíce hmotností Slunce. Předpokládá se, že z těchto černých děr vznikají supermasivní černé díry.

Kandidáti na černé díry hvězdné hmotnosti byli identifikováni hlavně přítomností akrečních disků správné velikosti a rychlosti bez nepravidelných vzplanutí, které jsou očekávané u akrečních disků při ostatních kompaktních objektech. Černé díry s hmotností hvězd by mohly zapříčinit výbuchy gama záření, i když pozorování takovýchto výbuchů u supernov a jiných objektů, které nejsou černé díry snížilo pravděpodobnost tohoto spojení.

Kandidáti na masivní černé díry byli nejdříve poskytnuti aktivními galaktickými jádry a kvasary, které objevili radioamatéři v 60. letech 20. století. Výkonná přeměna hmoty na energii třením v akrečních discích okolo černých děr je zřejmě jediným vysvětlením pro vydatné množství energie generované těmito objekty. Uvedení této teorie v 70. letech odstranilo hlavní námitku domněnky, že kvasary jsou vzdálenými galaxiemi – totiž, že žádný fyzikální mechanizmus nemůže generovat takové množství energie.

Pozorování pohybů hvězd okolo galaktických center v 80. letech vedlo k všeobecnému přesvědčení, že supermasivní černé díry existují v centrech většiny galaxií, včetně naší domovské Mléčné dráhy. Sagittarius A* je dnes shodně považovaný za věrohodného kandidáta pro polohu supermasivní černé díry ve středu Mléčné dráhy.

Současná představa je, že všechny galaxie by mohly mít supermasivní díru ve svých středech. Tato černá díra pohlcuje plyn a prach ve středu galaxie, přičemž generuje obrovské množství záření do té doby, než pohltí všechnu okolní hmotu a proces se zastaví. Tato představa také vysvětluje, proč neexistují žádné k nám blízké kvasary. I když detaily ještě nejsou úplně jasné, zdá se, že růst černých děr má spojitost s růstem kulovité části – eliptická galaxie nebo vypouklina ve spirální galaxii – ve které existuje. Je zajímavé, že neexistuje důkaz pro masivní černé díry ve středech uzavřených hvězdokup, což ukazuje na jejich fundamentální odlišnost od galaxií.

[editovat] Nejbližší kandidáti na černou díru

Kromě Sagittarius A*, černá díry v centru naší galaxie Mléčné dráhy, existuje několik bližších kandidátů na černé díry, všechny jsou binární systémy, které vysávají hmotu z partnera přes akreční disk. Mají hmotnost od tří do několika desítek hmotností slunce.[2][3]

          Jméno           Hmotnost v M☉ Hmotnost partnera v (M☉) Oběžná perioda (dnů) Vzdálenost ze země (světelné roky)
A0620-00 9−13 2,6−2,8 0,33 ~3500
GRO J1655-40 6−6,5 2,6−2,8 2,8 5000−10000
XTE J1118+480 6,4−7,2 6−6,5 0,17 6200
Cyg X-1 7−13 0,25 5,6 6000−8000
GRO J0422+32 3−5 1,1 0,21 ~8500
GS 2000+25 7−8 4,9−5,1 0,35 ~8800
V404 Cyg 10−14 6,0 6,5 ~10000
GX 339-4   5−6 1,75 ~15000
GRS 1124-683 6,5−8,2   0,43 ~17000
XTE J1550-564 10−11 6,0−7,5 1,5 ~17000
XTE J1819-254 10−18 ~3 2,8 < 25000
4U 1543-475 8−10 0,25 1,1 ~24000
Sgr A* 3,7 Mil. ~25000

[editovat] 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 dírou tzv. gravitační srážka. Při pohledu na systém černé díry z moderní fyziky však vyvstává další možnost, jak může černá díra zaniknout. Kvantová mechanika připouští proces, při kterém vlivem neurčitosti v počtu částic ve vakuu neustále vznikají a opět zanikají páry částice-antičástice. Pokud jedna z takto vzniklých částic vznikne nad horizontem událostí a druhá pod ním, může první z nich uniknout do nekonečna a snížit tím hmotnost černé díry. Tento proces se nazývá Hawkingovo záření, nebo kvantové vypařování černých děr a byl poprvé popsán britským astrofyzikem Stephenem Hawkingem.

[editovat] Gravitační srážka dvou černých děr

Jsou-li dvě černé díry gravitačně vázané a obíhají dostatečně blízko společného těžiště, vyzařují podle předpovědi obecné teorie relativity gravitační vlny. To způsobuje, že tato soustava ztrácí energii a černé díry se k sobě stále více přibližují. V určitém momentu dojde k tomu, že gravitační interakce je natolik silná, že se horizonty černých děr začnou deformovat, až se obě díry setkají a spojí. Celková plocha jejich horizontů se přitom v souhlasu s termodynamikou černých děr zvětší. Při tomto procesu se v závislosti na tom, jak velký náboj a především moment hybnosti, výsledná černá díra bude mít, za velmi krátký čas vyzáří velké množství energie ve formě gravitačních vln - právě proto jsou srážky černých děr jedním z procesů, který by bylo možno zachytit pomocí detektorů gravitačních vln a po kterém se proto usilovně pátrá.

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. Z dosavadních numerických modelů vyplývá, že pro nerotující černé díry o stejné hmotnosti se při srážce na gravitační vlny přemění až 3% jejich hmotnosti.

[editovat] Kvantové vyzařování černých děr

Z pohledu kvantové fyziky existuje další možnost, jak černá díra může zaniknout - pomocí tzv. Hawkingova záření.

Podle klasické fyziky může černá díra tělesa i záření absorbovat, avšak nemůže nic vyzařovat, tedy by její teplota musela být rovna absolutní nule nezávisle na velikosti gravitace na myšleném povrchu, což znemožňuje černé díře dosáhnout termodynamické rovnováhy s okolím. V roce 1974 vyslovil Stephen Hawking hypotézu kvantového vypařování černých děr, podle které je každá černá díra schopna spontánně emitovat záření přesně takové, jako kdyby byla obyčejným černým tělesem zahřátým na teplotu TH= κ/2π úměrnou povrchové gravitaci κ na horizontu. (Vzorec platí v Planckových jednotkách.) Hawking svým výpočtem dokázal, že černá díra není tak úplně černá a že kvantové zákony dokazují, že se na horizontu událostí neustále rodí nové částice, které odnášejí část energie černé díry pryč, čímž zmenšují hmotnost díry a umožňuje pozorování černé díry v určitém spektru . Únik částic je z počátku jen velmi pozvolný, ale ke konci získává proces na dynamičnosti až na konci dojde k explozi černé díry do okolí. Předpokládá se, že černá díra hmotnosti Slunce se vypaří přibližně za 1067 let, což je v porovnání se současným stářím vesmíru 1,37 ∙ 1010 let skutečně velmi dlouhá doba.

Příčinou kvantového vyzařování je proces kreace páru částice-antičástice, ke kterému dochází v blízkosti horizontu událostí, kde se mohou vytvářet elementární částice na základě kvantových procesů. Ve vakuu běžně dochází k neustálému vzniku a zániku párů částice-antičástice (fluktuace počtu částic musí být kvůli relacím neurčitosti nenulové, což se projevuje právě tvorbou těchto párů). V okolí horizontu událostí může nastat situace, kdy z páru zůstáne jedna částice nad horizontem, zatímco druhá vznikne pod horizontem a musí tedy nevyhnutelně spadnout do singularity. Pokud první částice unikne mimo dosah gravitace černé díry, pozorovateli v okolí horizontu se jeví, že částice vzniká jakoby z ničeho v blízkosti horizontu. Energie potřebná na vytvoření částice ubude z hmoty černé díry.

[editovat] Nedávné objevy

V roce 2004 bylo objeveno mnoho černých děr, což vedlo k vypracování nové teorie rozšíření černých děr ve vesmíru která udává, že existuje takřka pětkrát více černých děr než se do té doby předpokládalo.

V červenci 2004 astronomové objevili obří černou díru Q0906+6930 v centru vzdálené galaxie v souhvězdí Velké medvědice. Odhad věku a hmotnosti takových černých děr nám může pomoct určit věk vesmíru.

V listopadu 2004 tým astronomů oznámil objev první černé díry střední hmotnosti v naší galaxii, která obíhá přibližně tři světelné roky od Střelce A*. Tato střední černá díra s hmotností asi 1300 Sluncí se nachází uvnitř shluku sedmi hvězd, pravděpodobně jako pozůstatek masivního shluku hvězd roztrženého galaktickým středem. Tento objev může podpořit myšlenku, že supermasivní černé díry se zvětšují pohlcováním blízkých menších černých děr a hvězd.

V únoru 2005 byl objeven modrý obr SDSS J090745.0+24507 opouštějící Mléčnou dráhu dvojnásobnou únikovou rychlostí (0,0022 rychlosti světla). Trajektorii hvězdy je možné dohledat až zpět ke galaktickému jádru. Vysoká rychlost této hvězdy podporuje hypotézu existence supermasivní černé díry ve středu naší galaxie.

Vznik mikročerných děr na Zemi v částicových urychlovačích byl trochu nejistě ohlašován, ale doposud nepotvrzen. Dodnes není znám ani žádný pozorovaný kandidát na prvotní černou díru.

Australští vědci učinili výpočet, jak maximalizovat dobu přežití v černé díře. Jejich teorie v jednoduchosti říká: Existuje jediná nejdelší cesta při pádu do černé díry tj. dráha volného pádu z počátečního klidu, nicméně existují i kratší cesty. V případě překročení horizontu událostí po jedné z kratších cest, je možno zažehnout motory rakety, a tím se dostat na nejdelší a maximalizovat svůj čas.[4]

V říjnu 2007 byl publikován objev patrně největší binárního systému hvězdy a černé díry[5]. „Před tím největším hvězdnou černou dírou byl objekt GRS 1915+105 s hmotností černé díry odhadnutou na 14 plus nebo minus 4 Slunce,“ prohlásil objevitel Orosz. „Nicméně hmostnost GRS 1915+105 přišla na přetřes,“ dodal.

[editovat] Alternativní modely

V současné době je posuzováno několik alternativních modelů, které se chovají jako černé díry, ale fungují bez singularity. Většina vědců však považuje tyto koncepty za vyumělkované, protože jsou mnohem složitější a nepřinášejí žádné pozorovatelné rozdíly od černých děr (viz Occamova břitva). Nejvýznamnější z těchto teorií je teorie tzv. gravahvězd (anglicky Gravastar).

V březnu 2005 fyzik George Chapline z Národní laboratoře Lawrencea Livermora v Kalifornii navrhl myšlenku, že černé díry neexistují a že objekty v současnosti považované za černé díry jsou ve skutečnosti hvězdy z temné energie. Svoje závěry opírá o výsledky některých kvantově-mechanických analýz. I když má jeho návrh v současnosti jen malou podporu ve fyzikální obci, je značně citovaný v médiích.

V červnu 2007 objevil mezinárodní tým astronomů z Kanady, Francie a USA dalekohledem CFHT na Havaji doposud neznámou černou díru ve vzdálenosti 13 miliard světelných let od Země. Jedná se o nejvzdálenější černou díru, která byla zatím nalezena. Tato černá díra se nalézá ve středu kvasaru.

[editovat] Viz také

[editovat] Externí odkazy

logo Wikimedia Commons
Wikimedia Commons nabízí multimediální obsah k tématu

[editovat] Prameny

  1. [1] Black hole found in ancient lair
  2. J. Casares: Observational evidence for stellar mass black holes. Preprint
  3. M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint
  4. Co dělat, když náhodou spadnete do černé díry?
  5. Most Massive Stellar Black Hole Found in Binary System

 
UFO - VESMÍR - ZÁHADY - VĚDA administraci v 'Nastavení stránek'.