Termín černá díra zavedl v roce 1969 americký vědec John Archibald Wheeler pro označení podivuhodného kosmického objektu. Úvahy o možné existenci černých děr se poprvé objevily v době, kdy spolu ještě soupeřily dvě teorie světla. První z nich, které dával přednost Newton, tvrdila, že světlo je tvořeno částicemi. Proti ní stála vlnová teorie, která ale nedokázala uspokojivě popsat vliv gravitace na šíření světla. Pokud by světlo bylo tvořeno částicemi, mohli bychom předpokládat, že je ovlivňován gravitací, jako kterékoliv jiné hmotné těleso. Nejprve se vědci domnívali, že světlo se šíří nekonečnou rychlostí a gravitace je nemůže ovlivnit. Romerův objev konečné rychlosti světla naznačil, že vliv gravitace je podstatný.

Dnes předpokládáme, že oba přístupy, vlnový i částicový, má své opodstatnění. Dualita, zavedená kvantovou mechanikou, znamená, že světlo má vlastnosti obou přístupů.

Částicový přístup rozvinul cambridgeský vědec John Michell. V roce 1783 uveřejnil ve Filozofických pojednáních Královské londýnské společnosti zprávu, v níž odvodil, že gravitace dostatečně hmotného a hustého tělesa může být natolik silná, že nedovolí světlu uniknout z jeho povrchu.

S podobným návrhem přišel o několik let později Pierre Simon Laplace, zřejmě nezávisle na Michellovi. Je zajímavé, že Laplace uvádí tuto myšlenku pouze v prvním a druhém vydání své knihy Výklad systému světa, v dalších vydáních ji už vynechal. Koncem 19.století přestala být částicová teorie upřednostňována a zdálo se, že všechny jevy lze vysvětlit v rámci vlnové teorie.

V roce 1783 píše Benjamin Franklin, tehdejší americký vyslanec ve Francii, dopis prezidentu Královské společnosti v Londýně siru Josephu Banksovi. Zmiňuje se v něm o vzrušujícím přelomu ve vývoji balónů, kterého ve Francii dosáhli díky použití vodíku místo horkého vzduchu. Banks ve své odpovědi uvádí, že nejzajímavější událostí vědeckou událostí v Londýně se stala pozoruhodná práce Johna Michella o vlivu gravitace na světlo. Práce brzy vyšla tiskem a předznamenala moderní teorii černých děr. Laplaceovo dílo Výklad systému světa, obsahující úvahy podobné Michellovým, vyšlo roku 1796.

Konzistentní popis světla umožnilo teprve spojení Maxwellovy teorie elektromagnetického pole s obecnou teorií relativity z roku 1915. Teprve však o mnoho let později byla vytvořena teorie černých děr.

Hvězdy vznikají z velkých plynových oblaků, především z vodíku, které se začnou vlastní gravitací smršťovat. Při smršťování se zvětšuje hustota plynu, atomy na sebe narážejí častěji a jejich rychlosti vzrůstají. Při určité vysoké hustotě dojde k zapálení jaderné syntézy atomů vodíku na atomy hélia. Tlak plynu a tlak světelného záření vyrovnají vliv přitažlivosti a smršťování se zastaví a dojde k rovnováze hvězdného nitra. Hvězda díky uvolňované energii svítí. Po určité době však dojde k vyčerpání vodíku, začne další termojaderná reakce, až do vyčerpání všeho jaderného paliva. Čím hmotnější hvězda byla na počátku, tím rychleji jaderné palivo spotřebuje. Po vyhasnutí všech jaderných reakcí hvězda začne chladnout a smršťovat se.

V roce 1928 se vydal indický aspirant Subrahmanyan Chandrasekhar do Cambridge, aby se věnoval dalšímu studiu pod vedením britského astronoma sira Arthura Eddingtona, odborníka na obecnou teorii relativity a strukturu hvězd. Během cesty z Indie Chandrasekhar vypočítal, jak velká smí být hvězda, aby odolala gravitaci po vyčerpání jaderného paliva. Vycházel z toho, že když se hvězda smrští, částice, které ji tvoří, se dostanou těsně vedle sebe a podle Pauliho vylučovacího principu musejí mít velmi rozdílné rychlosti. Rychle se pohybují, což mezi nimi vyvolává odpudivou sílu a je možné, že se nakonec ustaví rovnováha mezi přitažlivostí a touto odpudivou silou.

Chandrasekhar si uvědomil, že vzájemné odpuzování částic má svou mez. Teorie relativity omezuje vzájemné rychlosti částic nejvýše na rychlost světla. V nesmírně husté hvězdě budou odpudivé síly plynoucí z vylučovacího principu menší, než síla gravitační. Po dlouhých výpočtech dospěl vědec k závěru, že chladnoucí hvězda s hmotností převyšující 1,5 násobek hmotnosti Slunce nebude schopna vzdorovat vlastní gravitaci. Tato hmotnost se dnes označuje jako Chandrasekharova mez. Podobný objev učinil v přibližně ve stejné době sovětský vědec Lev Davidovič Landau.

Pokud hmotnost hvězdy přesahuje Chandrasekharovu mez, smršťování hvězdy se může zastavit ve stadiu bílého trpaslíka. Poloměr bílých trpaslíků je jen několik tisíc kilometrů a hustota je několik set tun na krychlový centimetr. Bílí trpaslíci jsou udržováni především odpudivosti, která působí mezi elektrony podle vylučovacího principu.

Lev Davidovič Landau ukázal, že hvězda s limitní hmotností mezi 1 až 2 násobky hmotnosti Slunce se může zhroutit ještě více. Místo odpuzování mezi elektrony se projeví podle vylučovacího principu odpuzování mezi neutrony a protony. Vznikne neutronová hvězda. Poloměr neutronové hvězdy je jen několik kilometrů a hustota dosahuje řádově stovek miliónů tun na krychlový centimetr.

Existence mezní hmotnosti má pro osud velmi hmotných hvězd vážné důsledky. Některé hvězdy explodují a odvrhnou část kritické hmoty. Otázkou zůstává, co se stane s bílým trpaslíkem nebo neutronovou hvězdou, pokud jejich hmotnost přesahuje limitní hmotnost. Eddington byl Chadrasekharovým výsledkem překvapen a odmítl mu uvěřit. Byl přesvědčen, že není možné, aby se hvězda zhroutila do jediného bodu s nekonečnou hustotou. Sám Albert Einstein publikoval článek, ve kterém došel k závěru, že hvězdy se patrně nemohou smrštit do nulového objemu. Nesouhlas ostatních vědců, zejména Eddingtona, Chandrasekhara odradil. Začal se věnovat jiným problémům (například pohybu hvězdokup). Nicméně v roce 1983 byl vyznamenán Nobelovou cenou.

Chandrasekhar ukázal, že odpudivé síly plynoucí z vylučovacího principu nejsou schopny zabránit kolapsu hvězdy s velkou hmotností. Otázku, co se stane s takovou hvězdou v rámci obecné teorie relativity, vyřešil mladý americký vědec Robert Oppenheimer v roce 1939. Jeho výsledky ukazovaly, že soudobými dalekohledy není možné pozorovat žádné jevy, které by existenci zkolabovaných hvězd potvrdily. Pak přišla 2.světová válka a Oppenheimer se zapojil do vývoje atomové bomby. Po válce se většina vědců vrhla na výzkum atomů a jejich jader.

Problém gravitačního kolapsu byl na čas odložen. V šedesátých letech 20.století díky technickému pokroku došlo k rychlému rozmachu astrofyziky a kosmologie. V Oppenheimerových výpočtech pokračovali další vědci.

Základní scénář, který přetrval z Oppenheimerovy práce, je následující. Gravitační pole zakřivuje světelné paprsky. Světelné kužely, vyznačující prostoročasové dráhy paprsků světla, se přiklánějí k povrchu hvězdy. Když se hvězda smršťuje, její gravitační pole u povrchu narůstá. Pro světlo je stále obtížnější uniknout od povrchu hvězdy a vzdálenému pozorovateli se jeví jako slabší a posunuté k červené části spektra. Nakonec hvězda projde určitým kritickým poloměrem a od tohoto okamžiku je gravitační pole natolik silné, že žádné světlo nemůže povrch hvězdy opustit. V prostoročasu se tak vytvoří oblast událostí, z níž žádná událost se nemůže dostat ke vzdáleným pozorovatelům. Právě tato oblast se nazývá černá díra.

Pokud chceme správně pochopit jevy, které bychom viděli při sledování kolabující hvězdy, musíme mít na paměti neexistenci absolutního času. Čas pozorovatele nacházejícího se v blízkosti povrchu hvězdy plyne jinak, než čas vzdáleného pozorovatele. Tento rozdíl je způsoben gravitačním polem, které zakřivuje prostoročas.

Předpokládejme hypoteticky, že neohrožený astronaut se rozhodl prozkoumat kolabující hvězdu zblízka. Padá společně s jejím povrchem a přitom v sekundových intervalech vysílá rádiové signály. Signály přijímá družice v bezpečné vzdálenosti nad hvězdou. V jistém okamžiku astronaut projde kritickým poloměrem. Kolega na družici zjistí, že prodlevy mezi signály těsně před tímto okamžikem se zvětšují. Časového signálu v době průchodu astronauta kritickým poloměrem hvězdy se astronaut na družici nedočká.

Gravitace ve vzdálenosti od hvězdy slábne. Proto na nohy našeho astronauta působí větší přitažlivá síla než na hlavu. Tento rozdíl způsobí, že astronaut bude roztržen dříve, než se hvězda smrští ke kritickému poloměru a ponoří se pod horizont událostí. Nicméně astronomická pozorování nasvědčují tomu, že se mohou zhroutit do černé díry i celá galaktická jádra. Na horizontu těchto hmotných těles si padající astronaut ničeho zvláštního nepovšimne, protože rozdíl v gravitační síle na jeho nohy a hlavu s rostoucí hmotností černé díry klesá. Aniž si astronaut něčeho povšimne, spadne do oblasti, ze které už není návratu.

Podle obecné teorie relativity je uvnitř černé díry skryta singularita, v niž je hustota hmoty a křivost prostoročasu nekonečná. Fyzikální zákony přestávají platit a nelze předpovídat žádné události. Pozorovatel vně černé díry není ovšem ztrátou predikce nikterak dotčen, protože světlo z černé díry k němu nemůže dospět. Tato pozoruhodná skutečnost přivedla Rogera Penrose na myšlenku kosmické cenzury, kterou lze parafrázovat slovy "Bůh nepovoluje nahé singularity". Singularity vytvořené gravitačním kolapsem jsou vždy skryty pod horizontem černých děr. Tato formulace je dnes známa jako slabý princip kosmické cenzury. Chrání pozorovatele vně černé díry, ale nešťastnému padajícímu astronautovi pomoci nemůže.

Existuje řešení rovnic obecné teorie relativity, v nichž se lze na singularitu nejen podívat, ale i vyhnout pádu do ní. Podle těchto řešení by bylo možno přeskočit do jiné části vesmíru. Bohužel se ukazuje, že tato řešení nejsou stabilní a vliv libovolného hmotného tělesa tato řešení změní. Singularita proto leží vždy v pozorovatelově budoucnosti, nikoliv minulosti. Silná verze principu kosmické singularity tvrdí, že v opravdu realistickém řešení rovnic má každý pozorovatel buď singularitu trvale ve své budoucnosti (případ singularity vytvořené gravitačním kolapsem), anebo v minulosti (velký třesk). Fyzikové předpokládají, že některá z formulací principu kosmické cenzury odráží hlubší fyzikální zákonitost, jinak by bylo možno v blízkosti singularit cestovat do minulosti.

Další významnou předpovědí obecné teorie relativity je vysílání gravitačních vln pohybujícím se tělesem. Gravitační vlny mění křivost prostoročasu, kterým procházejí. Gravitační vlny odnášejí část vnitřní energie tělesa. Lze očekávat, že každý systém hmotných těles se po určité době dostane do stacionárního stavu, kdy energie veškerého pohybu se vyzáří ve formě gravitačních vln. Proto například Země se kolem Slunce pohybuje po spirále stále blíž ke Slunci. Únik energie tímto způsobem je však nepatrný a Země by se dostala do Slunce asi za 10^24 let.

Nicméně v 70.letech 20.století byl tento jev pozorován u hvězdného systému PSR 1913+16. Zmíněný systém tvoří dvě neutronové hvězdy, které kolem sebe rychle obíhají a v důsledku úbytku energie vyzářené gravitačními vlnami se k sobě přibližují. Jedna z neutronových hvězd je pulsar, který vysílá pravidelné pulsy rádiových vln a v důsledku změny vzdálenosti se mění perioda těchto pulsů.

V průběhu gravitačního kolapsu hvězdy do černé díry (kolapsaru) se pohyb hmoty zrychluje a množství energie unášené gravitačními vlnami se prudce zvyšuje. Černá díra se po určité době dostane do stabilního stavu, který závisí na hmotnosti, rychlosti rotace a na rozložení hmoty původní hvězdy.

V roce 1967 kanadský vědec Werner Israel učinil objev, který výrazně ovlivnil studium černých děr. Israel pocházel z Berlína, mládí prožil v jižní Africe a doktorát získal v Irsku. Podařilo se mu dokázat, že každá nerotující černá díra musí podle obecné teorie relativity mít sférický tvar a rozměr této koule závisí výlučně na hmotnosti. Všechna taková řešení Einsteinových rovnic se stejnou hmotností jsou tedy identická. Toto speciální řešení objevil Karl Schwarzschild už roku 1917, ale teprve Israelova práce ukázala jeho jedinečnost. Zpočátku se většina vědců domnívala, že dokonale sférická černá díra může vzniknout pouze kolapsem dokonale sférického tělesa. Žádná hvězda však není dokonale sférické těleso a tak se zdálo, že jediné, co by z kolabujících hvězd mohlo vzniknout, jsou nahé singularity.

Objevila se i další interpretace Israelova výsledku. Jejími zastánci byli Roger Penrose a John Archibald Wheeler. Uvědomili si, že rychlé přesuny hmoty během kolapsu vyvolají gravitační vlny a jejich vlivem získá hvězda postupně dokonale sférický tvar. Podle tohoto přístupu každá nerotující hvězda skončí po kolapsu jako sférická černá díra.

Israelův výsledek se týkal pouze nerotujících hvězd. V roce 1963 nalezl Roy Kerr z Nového Zélandu řešení pro rotující černou díru. Tato "Kerrova" černá díra se otáčí stálou rychlostí a její rozměr a tvar závisí na hmotnosti a na rychlosti rotace kolem osy. Je-li rotační rychlost nenulová, černá díra se vlivem své rotace poněkud vyduje ve směru rovníkové roviny. Čím bude rotace rychlejší, tím větší bude vydutí. Israelův výsledek byl zobecněn na předpoklad, že z každého rotujícího tělesa kolapsem vznikne Kerrova černá díra.

Prvního kroku na cestě k důkazu tohoto předpokladu dosáhl spolupracovník Stephena Hawkinga, aspirant Brandon Carter v roce 1970. Ukázal, že za předpokladu rotační souměrnosti a časové stacionarity je rozměr a tvar černé díry určen její hmotností a rychlostí rotace. Roku 1971 Stephen Hawking zjistil, že každá stacionární černá díra je rotačně symetrická. V roce 1973 využil těchto výsledků David Robinson z Královské koleje v Londýně a dokázal, že zmíněný předpoklad je správný. Po gravitačním kolapsu se černá díra nakonec dostane do stavu popsaného Kerrem, kdy sice může rotovat, ale určitě nemůže pulsovat. Její rozměr a tvar jsou zcela určeny hmotností a rychlostí rotace a nezáleží na tom, z čeho černá díra vznikla. Tento výsledek je znám pod Wheelerovým výrokem: "Černá díra nemá vlasy".

Hlavní argument odpůrců černých děr vycházel z toho, že se jejich existence opírá výlučně o nejistou teorii relativity. Situace se změnila v roce 1963, kdy astronom palomarské hvězdárny v Kalifornii Maarten Schmidt změřil rudý posuv jednoho slabého objektu. Objekt se nacházel ve směru ke zdroji 3C 273 (zkratka označuje Třetí cambridgeský katalog rádiových objektů). Schmidt zjistil, že rudý posuv této nevýrazné hvězdy je příliš velký na to, aby mohl být způsoben pouze vlivem gravitačního pole. Po zvážení všech možností přijal jako vysvětlení rozpínání vesmíru. Od té doby bylo objeveno několik tisíc těchto quasistelárních objektů - quasarů. Abychom tyto objekty mohli pozorovat na tak velkou vzdálenost, musí vydávat mnoho energie. Pravděpodobným zdrojem pohybu quasarů může být zkolabovaný objekt velikosti jádra galaxie.

Další povzbuzení k práci na teorii černých děr přišlo v roce 1967, kdy Jocelyn Bellová, aspirantka z Cambridge, objevila záhadné objekty vysílající pravidelné pulsy rádiových vln. Bellová a její vedoucí Antony Hewish se zprvu domnívali, že se jim snad podařilo navázat spojení s cizí civilizací. Na semináři, kde svůj objev oznámili, označovali prvé čtyři zdroje jako LGM (Little Green Men). Později došli k závěru, že pulsary, jak objekty nazvali, jsou rychle rotující neutronové hvězdy, kde v důsledku složitého vztahu mezi magnetickým polem a hmotou dochází k vysílání rádiových vln.

Jak však objevit přímo černou díru? Jak naznačil John Michell ve své práci z roku 1783, černá díra nepřestává na objekty kolem sebe gravitačně působit. Proto se pozorování soustředilo na objekty, kde jediná hvězda obíhá kolem neviditelného souputníka. Ani v tomto případě však nelze prohlásit, že jde o černou díru, protože může jít pouze o velmi slabý objekt, neviditelný dalekohledy.

V některých případech, jako je tomu u zdroje Cygnus X-1 pozorujeme zároveň silné rentgenovo záření. Toto záření lze vysvětlit tak, že záření vysílá hmota tekoucí od viditelné hvězdy na temnou složku systému. Při pádu hmoty po spirále dochází k zahřívání hmoty a k emisi rentgenova záření. Aby tento mechanismus mohl fungovat, musel by mít neviditelný objekt nepatrné rozměry, jako je v tomu případě bílého trpaslíka, neutronové hvězdy nebo černé díry. Z dráhy pozorovatelné hvězdy lze odhadnout nejmenší možnou hmotnost neviditelné složky. Pro objekt Cygnus X-1 vychází asi šestinásobek hmotnosti Slunce, což je podle Chadrasekharových výsledků příliš na to, aby mohlo jít o bílého trpaslíka nebo neutronovou hvězdu.

Samozřejmě jsou známy i jiné modely, které vysvětlují vlastnosti objektu Cygnus X-1 bez černé díry, ale všechny jsou méně pravděpodobné. Přesto Stephen Hawking uzavřel v roce 1975 sázku s Kipem Thornem z Kalifornské univerzity, že Cygnus X-1 černou díru neobsahuje.

Hvězdných systémů podobných systému Cygnus X-1 bylo objeveno v naší Galaxii více. Předpokládá se, že by černých děr mělo být více než zářících hvězd. Gravitační pole velkého množství černých děr v Galaxii by mohlo objasnit její rotaci, protože hmotnost zářících hvězd k vysvětlení rotace nepostačuje. Existují také nepřímé důkazy o tom, že v jádře Galaxie je obrovská černá díra o hmotnosti asi stotisíckrát větší, než je hmotnost Slunce. Hvězdy, které se k této centrální černé díře přiblíží, jsou zničeny rozdílem gravitačního potenciálu a jejich zbytky pak dopadají na černou díru. Při dopadu se tyto zbytky zahřívají, čímž by mohly představovat kompaktní zdroje rádiového a infračerveného záření, které k nám z galaktického jádra přichází.

Astrofyzikové se domnívají, že ještě mohutnější černé díry s hmotností stovek miliónů Sluncí jsou v jádrech quasarů. Pádem hmoty do černé díry by bylo možno vysvětlit nesmírné množství energie, které quasary vyzařují. Hmota padající do jádra ovlivňuje rotaci černé díry a magnetické pole v její blízkosti. U horizontu černé díry pak mohou z dopadající hmoty vznikat vysoce energetické částice. Magnetické pole tyto částice soustřeďuje do výtrysků, které tečou podél rotační osy černé díry ve směru jejího severního a jižního pólu. Takovéto výtrysky energetických částic jsou pozorovány u mnoha galaxií a quasarů.

Rovněž nelze vyloučit černé díry s hmotnostmi mnohem menšími, než je hmotnost Slunce. Tyto černé díry nemohou vzniknout gravitačním kolapsem hvězdy, protože jejich hmotnost leží pod Chandrasekharovou hranicí. Proto hvězdy tak malé hmotnosti zůstávají stabilní i po vyčerpání jaderného paliva. Málo hmotné černé díry mohou vznikat v místech, kde vnější tlak stlačí hmotu do vysoké hustoty. Tento stav byl v raném horkém vesmíru. Předpokladem je, aby vesmír nebyl zcela stejnorodý, což lze považovat za přijatelné, protože jinak by hmota zůstala rovnoměrně rozložena dodnes a nevznikly by ani hvězdy, ani galaxie.

- pokračování -

(c) 1997 Intellectronics

časopis o přírodě, vědě a civilizaci