Neutrónové hviezdy

Čierna diera

Záver

Čierna diera je konečné štádium hviezdy, ktorej hmotnosť, a teda aj gravitačná sila, sú také veľké, že hviezda podľahne katastrofickému gravitačnému zrúteniu, prekonávajúcemu akékoľvek hranice. Hmota je stále viac a viac stláčaná do objektu s nepatrným rozmerom a nekonečnou hustotou.

Podľa Einsteinovej všeobecnej teórie relativity vzniká pri nekonečných gravitačných silách singularita. Pokračovaním tohto procesu vzrastá na povrchu gravitačné pole, častice i svetlo z povrchu hviezd čoraz ťažšie unikajú. Takáto hviezda vlastne uzavrie priestor okolo seba, takže funguje ako jednocestná membrána a z tzv. horizontu udalostí neunikne do okolitého priestoru ani svetlo, lebo gravitačné pole na povrchu je nekonečne silné a úniková rýchlosť je vyššia ako rýchlosť svetla. Rozpadávajúca sa hviezda sa stáva čiernou dierou a jediné, čím pôsobí na svoje okolie, je v podstate gravitačná sila pôvodnej hviezdy (obr.1)- inak je hviezda celkom neregistovateľná. Na kombinovanej snímke Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu a röntgenovej sondy Chandra vidíte (aj v detaile) tri zdroje röntgenového žiarenia blízko jadra galaxie Andromeda (M31). Poloha röntgenových zdrojov tesne pri jadre galaxie, ale najmä ich nápadne nízka teplota (vzhľadom k iným röntgenovým zdrojom v M31) naznačuje, že sa nachádzajú v blízkosti supermasívnej čiernej diery v jadre Andromedy. Predpokladá sa, že čierna diera leží uprostred ostrovčeka vrstevníc, zviditeľňujúcich intenzitu röntgenových zdrojov žiarenia.

Polomer horizontu udalostí súvisí ( a v prípade nerotujúcich čiernych dier je dokonca totožný ) so Schwarzschildovým polomerom pomenovaným podľa nemeckého astronóma Karola Schwarzschilda, ktorý v r. 1916 prišiel na správne riešenie Einsteinovej rovnice. Toto riešenie popisuje iba nerotujúcu čiernu dieru. Zodpovedajúce riešenie pre rotujúcu čiernu dieru našiel r. 1963 novozélandský fyzik Roy Kerr. Schwarzschildov polomer okolo čiernej diery môže byť veľmi malý. Hviezda, trikrát hmotnejšia ako naše Slnko, pravdepodobne vytvorí čiernu dieru so Schwarzschildovým polomerom 9 km. Astronómovia predpokladajú, že v Galaxii jestvuje veľa čiernych dier. Röntgenové žiarenie zo zdroja Cygnus X-1, dvojhviezdy v súhvezdí Labute, skutočne s najväčšou pravdepodobnosťou spôsobuje prítomnosť čiernej diery, ktorá vznikla z jednej zložky dvojhviezdy. Plyn prúdi z povrchu zvyčajnej viditeľnej hviezdy a vťahuje ho akréačný disk obklopujúci neviditeľného člena systému, ktorým je čierna diera. Tento víriaci kotúč plynu sa trením zahrieva na desiatky miliónov stupňov. Horúci plyn vyžaruje röntgenové lúče, ktoré zachytili satelity skúmajúce tento systém. Niektorý astronómovia sa domnievajú, a dnes na to majú dôkazy, že veľké čierne diery sa môžu nachádzať aj v centre niektorých galaxií, vrátane našej Galaxie.

Uvažuje sa aj o tom, že veľmi malé čierne diery sa sformovali pôsobením vysokého tlaku v počiatočnej fáze vzniku vesmíru. Ak tieto čierne diery majú Schwarzschildov polomer porovnateľný z veľkosťou atómu, potom v týchto prípadoch musíme brať do úvahy aj zákony kvantovej mechaniky. Z hľadiska Einsteinovej teórie gravitácie predstavuje horizont udalostí nepreniknuteľnú prekážku. Ak sa pokúsime prihliadať aj na kvantovú mechaniku, zistíme, že hmota z vnútra čiernej diery sa môže ``pretunelovať`` von procesom podobným rádioaktívnemu procesu, pravda, za cenu úbytku hmoty čiernej diery. Kvantové vyparovanie čiernych dier však trvá značne dlho, s výnimkou veľmi malých čiernych dier. Nepatrné čierne diery, ktorých hmotnosť sa rovná hmotnosti priemernej hory, ale ktorých Schwarzschildov polomer je veľký ako atómové jadro, dokonca končia kvantové vyparovanie výbuchom. Je možné, že takýto výbuch je zdrojom pozorovaných gama žiarení. Existenciu čiernych dier na základe Newtonovej teórie gravitácie predpovedal r. 1798 Laplace. Predpokladal, že svetlo sa skladá z prúdu nepatrných častíc a snažil sa vypočítať hustotu, akú musí mať teleso, aby tieto častice nenávratne pritiahlo na svoj povrch. Laplaceova čierna diera sa len vonkajším atribútom podobá skutočnému konečnému štádiu vývoja hviezd, je iná ako Einsteinova, ale výsledky obidvoch výpočtov sú podobné.

ň

autori: Ján Oros a Tomáš Veľký