vpravo|náhled|upright=1.2|První „snímek černé díry“, přesněji snímek zářícího okolí obří černé díry v centru galaxie Messier 87, z dubna 2019 Černá díra je kompaktní vesmírný objekt, který je tak hustý, že jeho gravitace nedovolí žádné hmotě (částici nebo záření, tj. ani světlu), aby ho opustila. Černá díra je proto absolutně černým tělesem, ze kterého nic nevychází a naopak vše, co do ní vstoupí, navždy pohltí. Hranice černé díry, ze které není návratu, se nazývá horizontem událostí. Není známo, co se nachází uvnitř černé díry pod tímto horizontem – nic ji nemůže překročit směrem ven a přinést informace, tudíž nelze provádět pozorování. Vše, co překročilo horizont, je pak strháváno do oblasti gravitační singularity, která by se měla nacházet uprostřed černé díry a kde fyzikální veličiny nabývají nekonečných hodnot.
Černá díra má svou gravitaci, moment hybnosti a náboj, kterými silně působí na své okolí a díky tomu lze černé díry nepřímo pozorovat – byly proto objeveny v centrech galaxií, aktivních galaktických jádrech, kvasarech i v centrech některých kulových hvězdokup. Black hole found in ancient lair Od roku 2016 lze také pozorovat gravitační vlny, které vznikají při srážce (splynutí) dvou černých děr.
Historie Teorie černých děr Představu tělesa tak hmotného, 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 se stejnou hustotou jako Slunce, ale s poloměrem 500krát větším, by mělo na povrchu únikovou rychlost rovnou rychlosti světla, a proto by bylo neviditelné. I když to nepovažoval za pravděpodobné, Michell uvažoval o možnosti, že mnoho takových objektů, které není možné vidět, může ve vesmíru existovat. 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.
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 – již předtím dokázal, že gravitace ovlivňuje světlo, a nyní tedy znovu teoreticky předpověděl existenci černých děr. 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 velmi hmotné 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. Astronomům se však dlouho nedařilo černé díry na obloze najít.
Etymologie Pro tento astronomický objekt se většinou v oficiálních textech používaly termíny „černá hvězda“ nebo opisný tvar „gravitačně zcela zhroucené těleso“.
Termín „černá díra“ pravděpodobně poprvé použil počátkem 60. let fyzik Robert Henry Dicke coby porovnání hvězdného fenoménu s pověstí věznice zvané „Black hole of Calcuta“ („Černá díra v Kalkatě“), známé jako místo, kam sice lidé vejdou, ale už ji nikdy neopustí zaživa. V písemné verzi se termín objevil v magazínech Life a Science News v roce 1963. Za všeobecným rozšířením názvu však stojí zejména americká popularizátorka vědy Anne E. Ewingová, která uveřejnila článek ,Black Holes' in Space („Černé díry“ ve vesmíru) ve čtrnáctideníku Science News Letter ze dne 18. 1. 1964. V prosinci 1967 pak tento termín použil nejmenovaný student, který navštěvoval semináře amerického fyzika Johna Archibalda Wheelera – ten se tehdy věnoval teorii gravitačního kolapsu a pojmenování černé díry se mu zalíbilo pro stručnost; Wheeler je proto mnohdy mylně považován za autora názvu.Například zde:
Skutečné černé díry Prvním vážným kandidátem, později již prokázanou černou dírou, se stala v roce 1971 hvězda v binárním systému v souhvězdí Labutě, kryjící se s rentgenovým zdrojem Cygnus X-1.http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html Objevil je Charles Thomas Bolton na observatoři Torontské univerzity.
V letech 2004 a 2005 bylo objeveno mnoho černých děr, což vedlo k přepracování teorií o rozšíření černých děr ve vesmíru – nově se jejich předpokládaný počet zvýšil až na pětinásobek původních předpokladů. 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 může pomoci určit věk vesmíru. V listopadu 2004 tým astronomů oznámil objev první černé díry střední hmotnosti v galaxii Mléčná dráha, 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 velkého shluku hvězd roztrženého galaktickým středem. Tento objev může podpořit myšlenku, že obří 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 obří černé díry ve středu naší galaxie.
V červnu 2007 objevil mezinárodní tým astronomů z Kanady, Francie a USA dalekohledem CFHT na Havaji doposud neznámou černou díru ve středu kvasaru ve vzdálenosti 13 miliard světelných let od Země. Jedná se o nejvzdálenější černou díru, která byla zatím nalezena.
V říjnu 2007 byl publikován objev patrně největšího binárního systému hvězdy a černé díry. „Před tím byl největší hvězdnou černou dírou objekt GRS 1915+105 s hmotností černé díry odhadnutou na 14 plusminus 4 Slunce,“ prohlásil objevitel Orosz. „Nicméně hmotnost GRS 1915+105 přišla na přetřes,“ dodal.
V prosinci 2018 se čínským astronomům povedlo detekovat v naší Galaxii černou díru s názvem LB-1, která je vzdálená od Země 15 000 světelných let a její hmotnost je 70× větší než hmotnost Slunce. Hvězdný společník této masivní černé díry označen jako LB-2 má hmotnost osm Sluncí a obíhá ji jednou za 79 dní.
10. dubna 2019 byla zveřejněna první fotografie černé díry, respektive jejího blízkého okolí, čímž se dá chování černých děr podrobněji zkoumat.
Nejbližší kandidáti na černou díru Kromě Sagittarius A*, černé díry v centru naší galaxie Mléčné dráhy, existuje několik bližších kandidátů na černé díry. Všechny jsou binárními systémy, které vysávají hmotu z partnera přes akreční disk, a mají hmotnost od tří do několika desítek hmotností Slunce.J. Casares: Observational evidence for stellar mass black holes. PreprintM.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint
Jméno Hmotnost (v M☉) Hmotnost partnera (v M☉) Oběžná perioda (dnů) Vzdálenost od Země (světelné roky) A0620-00 ~6,3–6,9 2,6–2,8 55, ~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 Cygnus X-1 7–13 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 Cygni 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 Sagittarius A* 3,7 Mil. – – ~25000
Matematika černých děr Nejjednodušší případy popisuje Schwarzschildova metrika coby nejstarší a nejjednodušší exaktní řešení Einsteinových rovnic. Zkonstruoval ji Karl Schwarzschild roku 1915 a popisuje v ní zakřivení časoprostoru v okolí nerotujícího, kulově symetrického objektu:
,
kde je standardní člen prostorového úhlu obdobný sférickým souřadnicím.
Podle tohoto vzorce se kulový objekt vlivem své vlastní gravitace nevyhnutelně zhroutí do černé díry, je-li jeho poloměr menší, než Schwarzschildův poloměr. Ve středu objektu se vytvoří gravitační singularita, oblast s teoreticky nekonečnou hustotou. Pod oblastí Schwarzschildova poloměru je časoprostor tak silně zakřivený, že se každý světelný paprsek vyzářený z této oblasti libovolným směrem bude pohybovat do středu celého systému. Schwarzschildův poloměr ve výše zavedených souřadnicích je vyjádřený takto: , přičemž G je gravitační konstanta, m je hmotnost objektu a c je rychlost světla.
Střední hustota černé díry (v oblasti ohraničené Schwarzschildovým poloměrem) se zmenšuje se zvětšováním hmotnosti černé díry:
Pro objekt o hmotnosti Země je Schwarzschildův poloměr 9 milimetrů, černá díra o této hmotnosti by měla hustotu 2.1030 kg/m³. Vzhledem k tomu, že střední poloměr Země je 6371 km, musel by 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. Obří černá díra s hmotností 109 hmotností Slunce by měla hustotu okolo 20 kg/m³, což je méně než hustota vody. Hmotnější hvězdy se však mohou zhroutit do černé díry na konci své existence.
Oblast pod horizontem událostí však již ve Schwarzschildových souřadnicích nelze popsat a užívají se například Kruskalovy-Szekeresovy souřadnice.
Obecně jsou černé díry předpovídané i jinými řešeními Einsteinových rovnic, jako je například Kerrova metrika pro rotující černé díry, které mají prstencovou singularitu. Reissnerova–Nordströmova metrika popisuje elektricky nabité černé díry. Nejobecnější řešení má Kerrovu–Newmanovu metriku a odpovídá případu nabitých rotujících černých děr.
Fyzika černých děr