Vesmír jako černý ementál

23 Říj

Ještě tomu není ani padesát let, co název „černá díra“ spatřil světlo světa. Byl to slavný fyzik John Wheeler, který v roce 1967 zařídil, že se tento pojem zapsal do učebnic fyziky. Za pouhých padesát let pokročily naše znalosti o těchto nejextrémnějších objektech přírody velmi daleko. Ještě před několika lety by se opatrný vědec bál ukázat na oblohu a s určitostí říci: „Tam u té hvězdy napravo je černá díra.“ Dnes se nebojíme. Zkušenosti nám naopak ukazují, že s černými dírami musí příroda velmi vážně počítat.

Přestože slovní spojení „černá díra“ je poměrně nedávným dílem geniálního Wheelera, historie lidského poznávání, ve kterém se o objektech s vlastnostmi černých děr mluví, sahá dvě stě let nazpět. Ve zmínkách historických pramenů figuruje jako první učenec z Cambridge John Michell, který nad myšlenkou objektů s obrovskou gravitací spekuloval nadmíru prozaicky.

Úvaha a la Michell

Představme si dělovou kouli vystřelenou ze Země kolmo vzhůru. Bude se zpomalovat, až dosáhne nejvyššího bodu své dráhy, otočí se a bude padat zpátky. To, že je koule při letu brzděna, je způsobeno gravitační silou, která vše přitahuje k Zemi. Když bude rychlost koule dostatečně veliká a překoná určitou kritickou rychlost, na Zem již nespadne, ale bude pokračovat dál v kolmém letu a naši planetu nadobro opustí.
Představme si však, že jsme na planetě, která má kritickou rychlost rovnou rychlosti světla. Protože je rychlost světla mezní rychlostí, kterou může cokoli dosáhnout, znamená to, že z takové hypotetické planety nemůže uniknout vůbec nic. Ani světlo. Planeta se stane temným vězením všeho – černou dírou!

Hvězdný důchod

Ono se to lehce řekne najít objekt ve vesmíru, který má tak velkou gravitaci, aby z něho neuniklo ani světlo. Ale kde ho hledat? Inu vlastně to tak ani nepředstavitelné není. Stačí naši Zemi stlačit do velikosti hrášku nebo naše Slunce zmenšit z jeho průměru 1,4 milionu kilometrů na méně než 3 kilometry. Zatímco naše představivost ještě v těchto měřítkách trošku funguje, ruka fyzikova zvedá prst. Copak lze tak obrovské množství hmoty do tak malého objemu vůbec vměstnat? Lze…

Astrofyzikové vědí, že hvězdy nejsou nesmrtelné. Žijí svým plamenným životem termonukleárních reakcí, a když si celý proces dozrávání hvězdy v závěrečných stadiích velmi zjednodušíme, můžeme život hvězdy dělit právě podle její hmotnosti. Hvězdy o hmotě zhruba našeho Slunce skončí svůj hlavní životní cyklus ve stadiu, kterému se říká „bílý trpaslík“. To když v nitru začne docházet zásoba hlavního paliva – vodíku – začne hvězda úporně získávat další energii slučováním jednoho z odpadů předchozího procesu – helia. Na takové hoření však potřebuje více místa a například naše Slunce, až do tohoto stadia dospěje za nějaké 3 miliardy let, se rozepne až za dráhu naší Země. Za krátkou dobu však její vlastní gravitace nad tlakem hořícího plynu převládne a během procesu hoření dalších prvků se začne nekontrolovatelně smršťovat. Gravitační přitažlivost, která takovou hvězdu začne smrskávat, se pak zastaví až na tlaku, který proti ní budou vytvářet elektrony utlačované okolo jader atomů. Celá hmota bude vypadat, jako by byla degenerovaná, složená z jader atomů a utiskovaných, chaoticky a poblázněně se pohybujících elektronů. Ostatně podle toho také nese hmota bílého trpaslíka svůj název – degenerovaný elektronový plyn. První zajímavá situace nastává, je-li hmota takové hvězdy větší než teoreticky 1,4násobek hmoty našeho Slunce. Vývoj hvězdy je v podstatě stejný, ale protože je hmoty více, nezastaví se při smršťování na úrovni bílého trpaslíka. Překoná tlak degenerovaného elektronového plynu a jejímu smršťování zabrání až tlak neutronů, tedy toho, z čeho jsou složena jádra atomů. Z obrovské žhnoucí hvězdy vzniká jen kompaktní několikakilometrový objekt, který nám může připadat jako jedno extrémně veliké jádro atomu složené tentokrát z takzvaného degenerovaného neutronového plynu. Takové hvězdy můžeme také pozorovat a můžeme například spatřit některé jejich rychle rotující zástupce – pulsary. Hvězdy nad teoretický tří- až osminásobek hmoty našeho Slunce nic v gravitačním kolapsu nezastaví. A když překonají i tlak degenerovaného neutronového plynu, může se začít povrch hvězdy hroutit rychlostí volného pádu sám do sebe, až se zastaví v nulové velikosti, v místě, které nazýváme singularitou. Na světě je černá díra! Vzniká tak hypotetická hranice, pod níž se nachází to, čemu říkáme černá díra. Je to plocha, zpod které je úniková rychlost z takto samo do sebe zhrouceného objektu vyšší než rychlost světla. Nazývá se horizont událostí. A je nejpřísnější vesmírnou hranicí.

Chceme více černých děr!

Teorie astrofyziků jsou dnes ovšem mnohem bizarnější, než si umíme představit, a dávají nám mnohem více možností, jak další „druhy“ černých děr hledat. A věci, které jsme dosud jen považovali za teoretické a pravděpodobné, začínáme prostřednictvím nových výkonných způsobů pozorování považovat za prokázané. Rozhodně úspěšnými výsledky se pyšní nápad hledat černé díry v centrech galaxií nebo jako pozůstatky nerovnoměrnosti rozložení hmoty v samém počátku vesmíru. Je v centru naší galaxie obří černá díra? Jsou kolem naší sluneční soustavy hromady černých děr jen o málo větších než naše Slunce? Takové představy nemusejí být nereálné. Zatímco v těsné blízkosti jsme zatím žádné osamocené černé díry nenašli, v nitru naší galaxie jednu superobrovskou ano.

Když byl vesmír ještě miminko

Některé z teorií popisujících okamžiky velmi krátce po velkém třesku se zmiňují o čemsi, co se nazývá „primordiální černé díry“ o rozměrech menších než proton. Vědci se domnívají, že tyto malé černé díry se mohly vytvořit v rané epoše vesmíru. Pokud se jejich hmota dostala k hranici stability, mohly se dožít dneška. Pak bychom měli, kromě dalšího typu exotických vesmírných sousedů, jedno z mnoha řešení problému nazývaného temná hmota vesmíru. Cesta k velikosti těchto superstarých trpaslíků vede oklikou přes jednoho z nejznámějších astrofyziků Stephena Hawkinga. Napadlo jej, že černé díry nejsou úplně černé! Klíč k záření, kterému se dnes říká Hawkingovo, najdeme v kvantové fyzice a v tom, že největší prázdnota, kterou známe, tedy vakuum, není až tak prázdná. Dvě související cesty popisují černé díry dvěma jednoduchými způsoby. První cesta (nazvěme ji klasickou) říká, že černá díra září jako absolutně černé těleso. Druhá cesta, která k vysvětlení tohoto tvrzení vede, je vlastně pohledem hodně silnou lupou na horizont událostí. V hypotetické, ohromně zvětšující lupě, bychom totiž mohli vidět, jak je to, čemu jsme dosud říkali absolutní prázdno, hrbolaté a plné roztodivných kouzelných dějů. Na rozměru Planckovy délky (~10-33 cm) nám najednou vyskakují jako kapři na hladině rybníka různé částice, které si hned najdou svůj protějšek, aby s ním s radostí anihilovaly. Tento děj pak Hawking posunul na okraj černých děr a ejhle! Co když při takovém kapřím skoku vyskočí pár částic těsně nad horizontem? Pak tady bude existovat nenulová pravděpodobnost, že jedna z částic do díry spadne. Díky záporné energii vakua dodá částice černé díře energii zápornou a černá díra tak vlastně energii ztratí. No a vypařování je na světě. Přenesme se nyní do období několika minut po vzniku vesmíru. Hawkingova teorie říká, že aby primordiální černá díra mohla přežít dodnes, musela by mít minimálně hmotnost jako naše Slunce. V superhustém stavu, v jakém se vesmír v té době nacházel, to není až tak nemožné. Dá se tedy očekávat, že pokud tedy v našem okolí primordiální černé díry existují, mají hmotu několika Sluncí. A pozor! Podle předpokladů by jich mohlo být až 300 v každém krychlovém světelném roku! Pokud by tato předpověď byla reálná, je jen otázkou času, kdy takovou černou díru zpozorujeme v naší Sluneční soustavě!

Nadvláda nadobřích nadžroutů

Za protipól primordiálních černých děr můžeme považovat jádra všech galaxií a donedávna tajemné objekty zvané kvasary. Zatímco v případě hvězdných černých děr máme své zástupce o hmotě maximálně několika desítek Sluncí, v případě černých děr vzniklých na počátku vesmíru dokonce jen jako elementární částice, tak se najednou setkáváme se skutečnými veleobry. Hmota černých děr v jádrech galaxií anebo aktivních galaktických jádrech (kvasarech) dosahuje i stovek milionů Sluncí. Snad ještě naprosto horkou novinkou je měření z dubna 2003, kdy se podařilo přímým pozorováním několika hvězd zaměřit černou díru v nitru naší galaxie. Hmota tohoto černého superžrouta je závratných 2,6 milionu sluncí a její rozměr 8 tisíc parseků (1 parsek je 3,26 světelného roku). Toto místo bylo označeno jako SgrA* a je s konečnou platností přesným směrem ukazujícím střed naší galaxie. Zatímco vznik malých černých děr je zajímavý, u supermasivních černých děr nepředpokládáme z laického pohledu nic víc než prostě obrovské nakupení hmoty, které má za následek prolomení bariéry gravitačního poloměru. Vnitřek černé díry je pak obklopen horizontem událostí. Vše nad ním je již otrokem efektů rotace padající hmoty, elektromagnetických jevů a samozřejmě a především zakřivení prostoročasu. Zatímco děje pod horizontem těchto černých děr jsou fádní, děje nad horizontem událostí překypují pestrostí. Obrovské množství hvězdného materiálu, nabitých částic, prachu, plynu a vliv zakřivení prostoročasu zde dávají vzniknout nejbizarnějším jevům, které si jen člověk dokáže představit. O některých jevech si budete moci přečíst také v následujících číslech České hlavy, v nichž se ještě budeme černým dírám věnovat.

Nejmenší, největší, ale co mezi tím?

Měli jsme tady černé díry ze samého počátku vesmíru veliké jako proton. Měli jsme tady takové černé díry, které sedí v centrech galaxií a je jim všechno fuk, jen požírají okolní hvězdnou hmotu. Ale co je mezi těmito dvěma extrémy? Dlouho se zdálo, že prostě černé díry jsou buď veliké, nebo malinké. Až posledních pět let pionýrské práce nemnoha vědců ukázalo, že i zde by mohli temní žrouti vesmírné hmoty najít své místo. Do obrovské mezery se pomalu vměstnávají černé díry o hmotě tisíců až desetitisíců Sluncí. Z pozorování pohybů hvězd v několika hvězdokupách se podařilo zjistit, že jejich pohyby odpovídají těm keplerovským. Rozumějme, prostě musí být v centru těchto hvězdokup něco, co je kompaktní a velmi hmotné. Například pro hvězdokupu s označením M15 v souhvězdí Pegase, kterou můžeme pozorovat i obyčejným triedrem, je to zřejmě černá díra o hmotě asi 4000 Sluncí, pro hvězdokupu G1 z galaxie v Andromedě je to černá díra o hmotě asi 20 000 Sluncí. Protože jsou teorie o jejich evoluci ještě stále v plenkách, můžeme zatím způsob jejich vzniku jen odhadovat.

Leave a Reply