Černé díry jsou astronomické objekty, které svou tajemností fascinují celou řadu lidí. Mnohé vědce dokonce natolik, že jim zasvětili většinu svého profesního života. Současně jde o skvělé taháky při popularizaci vědy, není proto divu, že o černých dírách již vzniklo množství popularizačních knih i dokumentů. A tyto objekty se dokonce objevují i v mnohých sci-fi filmech. Jejich všeobecná popularita ale zároveň vede k tomu, že se na ně nabaluje množství polopravd, mýtů i vyložených nesmyslů. Pojďme se proto dnes na tyto zajímavé objekty podrobněji podívat z pohledu vědy.

Historické představy

Přestože to možná leckoho překvapí, myšlenka černých děr není zcela nová. V jistém smyslu velmi podobný koncept navrhoval již v roce 1784 anglický astronom a duchovní John Mitchell. Uvažoval o hypotetické hvězdě, která by byla natolik hmotná, že by z ní nemohlo uniknout ani světlo. Jako etalon použil Slunce a vypočetl, že při stejné hustotě a pětisetnásobně větším průměru by úniková rychlost překročila rychlost světla. Nazval tato tělesa temnými hvězdami a podotkl, že by je sice nebylo možné detekovat pomocí světelných paprsků, avšak skrze jejich gravitační účinky na okolí ano. S velmi podobnou ideou přišel o několik let později nezávisle také francouzský fyzik a matematik Pierre-Simon de Laplace.

V tehdejší době měla Mitchellova a Laplaceova myšlenka nejprve určitou podporu (například u Williama Herschela), vzápětí však zapadla kvůli Youngovu objevu vlnové povahy světla. Tehdejší učenci si neuměli představit, jak by gravitace mohla ovlivňovat světelné vlny. Mitchell si navíc představoval, že z temných hvězd skutečně vylétá světlo, které pak gravitace zase přitahuje zpět. Dnes již víme, že tento mechanismus neplatí. I tak však Mitchell učinil svou průkopnickou myšlenkou velký krok kupředu.

Obecná relativita a Schwarzschildovo řešení

V roce 1915 publikoval Albert Einstein obecnou teorii relativity, která byla o několik let později podpořena i prvním z mnoha experimentů. Jen o rok později publikoval německý fyzik Karl Schwarzchild důležité řešení Einsteinových rovnic pro gravitační pole hmotného bodu a kulové hmoty. Sám Schwarzschild se bohužel výraznějších aplikací své idey nedočkal. Bojoval v První světové válce, v níž utrpěl četná zranění a ještě v roce 1916 zemřel. Nezávisle dospěl ke stejným výsledkům o několik měsíců později také nizozemský fyzik Johannes Drote.

Toto řešení lze uplatnit pokud je elektrický náboj a moment hybnosti nulový, tedy u nerotujících těles. Dá se využít pro mnoho astronomických objektů, ale nejzajímavější jeho vlastností je chování pro tzv. Schwarzschildův poloměr. Zde se řešení stává singulárním, některé výrazy v Einsteinových rovnicích dosahují nekonečných hodnot.

V té době však nebyl význam Schwarzschildova řešení zcela doceněn. Jeden z průkopníků astrofyziky Arthur Eddington, který se předtím podílel na důkazu obecné relativity chápal Schwarzschildovo řešení jako omezení příliš vysoké hustoty viditelných velkých hvězd. Hlavní průlom tak měl přijít až o několik let později.

Chandrasekharův a Tolmanův-Oppenheimerův-Volkoffův limit

V roce 1930 vyrazil mladičký devatenáctiletý indický fyzik Subrahmanyan Chandrasekhar na plavbu ze své vlasti do Anglie. Byl totiž přijat na Trinity College v Cambridge. Málokdo mohl tušit, jak moc tato plavba ovlivní budoucí vývoj světové astrofyziky. Chandrasekhar měl na lodi spoustu času na přemýšlení a začal se proto věnovat řešení Einsteinovy teorie relativity.

Dospěl přitom k fascinujícímu závěru. Zjistil totiž, že nad určitou limitní hmotností je těleso složené z degenerovaného plynu elektronů (bílý trpaslík) nestabilní. Tato mez, známá od té doby jako Chandrasekharova, znamená, že bílý trpaslík těžší než 1,44 M_S se již neudrží stabilním pomocí degeneračního tlaku elektronů, ale zhroutí se. Chandrasekharova práce ovlivnila nejen studium bílých trpaslíků, ale i výzkum evoluce hvězd, supernov a nebo kosmologii.

Ve své době ovšem byla přijata rozporuplně. Někteří kolegové, zejména Arthur Eddington, Indovy argumenty vyvraceli. Tvrdili, že v přírodě musí existovat nějaký mechanismu, který zabrání úplnému kolapsu na tehdy velmi spekulativní černou díru. Vznikaly tak mnohdy až bizarní a především dosti nedůstojné situace, kdy řada astrofyziků ve skutečnosti souhlasila s Chandrasekharem, avšak veřejně podporovala Eddingtona jako velikou autoritu oboru. Indický průkopník se dočkal zaslouženého uznání až po Eddingtonově smrti (1944) a později dokonce obdržel Nobelovu cenu za fyziku (1983).

Nutno ovšem přiznat, že Eddington a další měli svým způsobem pravdu. Dnes se totiž ví, že bílý trpaslík sice při překročení limitu 1,44 M_S (hmotnosti Slunce) skutečně zkolabuje, avšak elektrony se spojí s protony, čímž vzniknou neutrony. Při stejné reakci vzniknou ještě neutrina a gama záření a hvězda exploduje jako supernova. Nás teď ale zajímají hlavně zmíněné neutrony, které mohou vytvořit neutronovou hvězdu. Tyto objekty nebyly v Eddingtonově a Chandrasekharově době dobře známy, byť se právě tehdy objevily první teoretické práce (Walter Baade a Fritz Zwicky), které je předpovídaly.

V neutronové hvězdě je hmota ve stavu neutronového degenerovaného plynu. Na rozdíl od bílých trpaslíků, kteří bývají velcí přibližně jako Země (s hmotností 1,4 násobku Slunce), neutronové hvězdy bývají velké jen zhruba 10 – 20 km, ovšem jejich hmotnost je podobná jako u bílých trpaslíků, mnohdy dokonce vyšší. Taková neutronová hvězda je potom v rovnováze mezi gravitací, která se snaží objekt stlačit a tlakem neutronového degenerovaného plynu, jenž gravitaci odolává.

Jenže v roce 1933 Robert Oppenheimer, Richard Tolman a George Volkoff ukázali, že ani neutronové hvězdy se neudrží stabilní při libovolné hmotnosti. Také ony se mohou při překročení určitého limitu zhroutit. Tento limit se jmenuje Tolmanův-Oppenheimerův-Volkoffův (TOV limit) a jeho hodnota není známá úplně přesně, odhaduje se na 1,5 – 3 M_S. Pozorování gravitačních vln GW 170817 ze srážky dvojice neutronových hvězd umožnilo upřesnit hodnotu limitu na asi 2,17 M_S. Pokud je tato hodnota překonána, kolapsu na černou díru nedokáže zabránit již žádná známá síla.

Kerrova metrika

Jak ale černou díru popsat? V první fázi lze využít výše zmíněnou Schwarzschildovu metriku. Ta ovšem funguje jen jako určité přiblížení. Popisuje totiž černou díru, která nemá elektrický náboj a nerotuje. Zatímco neschopnost popsat elektrický náboj není takovým problémem, neboť makroskopická tělesa jsou obvykle elektricky neutrální, rotace už je větší problém, drtivá většina astronomických objektů rotuje a není důvod u černých děr předpokládat opak.

V roce 1963 přišel novozélandský fyzik a matematik Roy Kerr s matematickým řešením polních rovnic obecné teorie relativity, které je zobecněním Schwarzschildova řešení. Kerrovova metrika popisuje rotující a elektricky neutrální těleso.

Schwarzschildova i Kerrova černá díra mají některé věci společné. Tak například se u obou vyskytuje tzv. fotonová sféra. Nachází se ve vzdálenosti 1,5 násobku Schwarzschildova poloměru a označuje oblast v níž černou díru po kruhových drahách obíhají fotony. Tyto dráhy jsou ale nestabilní, proto tyto fotony buď do černé díry postupně spadnou, nebo odletí pryč do vesmíru.

V obou řešeních najdeme ale také celou řadu důležitých odlišností. V Kerrově i Schwarzschildově metrice se vyskytuje horizont událostí černé díry, tedy oblast z níž nemůže uniknout ani světlo, neboť úniková rychlost zde převyšuje rychlost světla. Rotující černé díry ale mají ještě tzv. vnitřní horizont událostí, kde se mění povaha prostoru a času.

U rotujících černých děr se naplno projevuje relativistický Lenseův-Thirringův jev známý také jako strhávání prostoročasu. Pokud se k rotujícímu objektu přiblíží nějaké těleso, dojde k jeho stržení ve směru rotace objektu a to nikoliv vlivem nějaké síly, ale kvůli zakřivení samotného prostoročasu spojeného s rotujícím tělesem.

S tím úzce souvisí tzv. ergosféra, oblast vyskytující se u černých děr s nenulovým momentem hybnosti. Ergosféra má tvar sféroidu, kdy se na pólech černé díry dotýká horizontu událostí, zatímco na jejím rovníku je značně roztažená a dosahuje dosti daleko od horizontu.

Ergosféra je oblast, kde dochází k prudkému strhávání prostoročasu a to až do té míry, že v oblasti ergosféry je prostoročas strháván rychlostí světla. Vnější hranicí ergosféry je tzv. plocha statické limity, vnitřní hranicí je vnější horizont událostí. Kvůli strhávání prostoročasu se v ergosféře nemůže vyskytovat žádný objekt, který by byl vzhledem ke vzdálenému vnějšímu pozorovateli nehybný. Všechny objekty zde rotují stejným směrem a stejnou rychlostí jako stržený prostoročas.

Další rozdíl je potom v singularitě uvnitř horizontu událostí. U Schwarzschildovy černé díry by singularita měla být jedním bodem, jak si asi většina lidí singularitu představuje. U Kerrovy černé díry je tomu ale jinak. Singularita by měla mít tvar jakéhosi prstence či obruče, v principu by se jí tedy mohlo dát proletět bez újmy. Alespoň na to můžeme usuzovat ze stávající fyziky.

Sluší se zmínit, že existují řešení i pro černé díry s elektrickým nábojem. Nabitou a nerotující černou díru popisuje Reissnerova – Nordströmova metrika objevená v letech 1916 až 1921, nabitou a rotující černou díku pak Kerrovo – Newmanovo řešení z roku 1965.

Černé díry nemají vlasy

Proč ale v souvislosti s černými dírami mluvím stále jen o rotaci, tedy přesněji momentu hybnosti, elektrickém náboji a hmotnosti? Jaký je důvod, že nezmiňuji další fyzikální veličiny? Příčinu musíme hledat ve známém fyzikálním teorému s poněkud poetickým názvem „no-hair theorem“.

Ten nám říká, že všechna řešení černých děr v obecné teorii relativity lze charakterizovat pouhými třemi parametry – hmotností, momentem hybnosti a elektrickým nábojem. Jinými slovy, při kolapsu objektu na černou díru dojde ke smazání ostatních vlastností, respektive k jejich pádu za horizont, kde už jsou pro vnější pozorovatele trvale nedostupné. Černá díra proto vykazuje pouze tři vlastnosti Ve skutečnosti dokonce obvykle pouze dvě, neboť elektrický náboj většiny černých děr je nulový. Libovolná další charakteristika, jako geometrie, je jednoznačně určena těmito třemi parametry.

Předpokládejme, že pozorujeme dvě černé díry s totožnou hmotností, rychlostí rotace i elektrickým nábojem. Jedna ale vznikla kolapsem hmoty, zatímco druhá kolapsem antihmoty. Nám je to však jedno, vnější pozorovatel nemůže žádným způsobem poznat rozdíl, neboť všechny informace typu baryonové či leptonové číslo jsou pro něj nepřístupné. Podle některých teorií by černé díry mohly mít ještě magnetický náboj, jakožto případný čtvrtý parametr, ale to zatím nebylo spolehlivě doloženo.

První verzi teorému vyslovil v roce 1967 kanadský fyzik německého původu Werner Israel. Samotný název vymyslel slavný relativista John A. Wheeler, když pronesl legendární frázi, že „černé díry nemají vlasy“. Od toho no-hair theorem. Toto tvrzení ve skutečnosti není dosud úplně spolehlivě prokázáno. Ačkoliv si většina odborníků myslí, že platí, jedná se zatím o hypotézu. Pro řešení s hmotností a momentem hybnosti, tedy bez elektrického náboje, jej částečně dokázali Stephen Hawking, Brandon Carter a David Robertson. Navíc astronomická pozorování černých děr z observatoře LIGO teorém silně podporují.

Klíčové články Rogera Penrose

Mezitím, v roce 1963, vydal britský matematik a fyzik v odborném časopisu Physical Review Letters první ze svých dvou zásadních článků věnovaných obecné relativitě. Jmenoval se „Asymptotic properties of fields and space-times“. Způsobil jím revoluci v matematických nástrojích určených ke zkoumání vlastností prostoročasu.

O dva roky později navázal více fyzikálním, avšak neméně důležitým článkem „Gravitational collapse and space-time singularities“. V něm prokázal, že černé díry jsou tzv. robustní předpovědí obecné relativity. Penrose černé díry detailně popsal a dokázal, že se nejen mohou tvořit, ale jsou přímým a nevyhnutelným důsledkem Einsteinovy teorie. Tento článek je dodnes mnohými považován za vůbec nejdůležitější příspěvek k obecné relativitě od doby Alberta Einsteina.

Není proto divu, že právě za něj získal Roger Penrose v roce 2020 Nobelovu cenu za fyziku. Občas se objevuje názor, vyslovený třeba i Jiřím Grygarem, že společně s Penrosem měl cenu získat i Stephen Hawking. Jenže i kdyby žil, ocenění získat nemohl. Podíváte-li se na mnou odkazované články, zjistíte, že Roger Penrose je jejich jediným autorem.

Penroseův proces

To ale nebyl jediný Penroseův přínos oblasti černých děr. Řekli jsme si, že rotující černé díry mají kromě horizontů událostí i speciální oblast zvanou ergosféra. Tento název navrhli Remo Ruffini a John A. Wheeler a pochází s řeckého slova ergos, tedy práce.

Výše jsme zmínili, že objekty, které jsou v této oblasti se pohybují společně s prostoročasem ve směru rotace černé díry. Prostoročas v ergosféře je strháván natolik, že se žádný objekt nemůže pohybovat proti směru rotace černé díry. Nicméně protože je tato oblast stále nad horizontem, je možné aby objekt, který do ní vstoupí unikl silné gravitaci a zase bezpečně odletěl.

Roger Penrose v roce 1969 vymyslel mechanismus, díky němuž objekt může dokonce ergosféru opustit s vyšší energií, než měl při vstupu. Jinými slovy, z černých děr lze získávat energii. Způsob jak toho docílit se svým způsobem podobá gravitačnímu praku u běžných objektů.

Představme si částici, jež vletí do ergosféry a zase ji opustí. Pak dojde k tomu, že částice předá část své energie černé díře a opustí ergosféru s nižší energií, než měla původně. Teď ale předpokládejme, že dojde k rozpadu původní částice na dvě nové částice X a Y. Pokud má rozpad správné parametry, zmizí částice Y pod horizontem a částice X opustí ergosféru s vyšší energií, než měla původně. Částice Y přitom odebere černé díře část energie a sníží její moment hybnosti. Částice X tedy získá energii na úkor rotace černé díry.

Penroseův proces je na první pohled velmi vzdálený všední realitě. To ale jen do chvíle než si uvědomíte, že se právě tento mechanismus může podílet na vysvětlení některých mimořádně energetických astrofyzikálních dějů. Dokáže totiž produkovat vysokoenergetické částice, které by mohly částečně vysvětlit fungování kvasarů a dalších typů aktivních galaktických jader.

Ale co více, Penroseův proces by mohly využít i hypotetické velmi vyspělé mimozemské civilizace jako zdroj energie. Existují zde však určité limity. Pro jednotlivý případ (jeden průlet kosmické lodi nebo částice) lze získat navíc maximálně 20,7 % energie oproti původnímu stavu. Při každém zisku energie klesá rychlost rotace černé díry, takže se účinnost zvolna snižuje. Pokud by se podařilo černou díru zcela zastavit, maximální možný energetický zisk by odpovídal 29 % hmotnosti černé díry. I tak by černá díra vystačila civilizaci jako levný a efektivní zdroj energie na dosti dlouhou dobu.

Hypotéza kosmické cenzury

Ve stejném roce (1969) přišel Penrose ještě s jedním důležitým příspěvkem, který se tentokrát týkal samotného nitra černé díry, oblasti zvané singularita. Jde o místo v prostoru, kde hmotnost, hustota, gravitační pole a jiné veličiny nabývají nekonečných hodnot. Není zatím přesně známo, zda k tomu skutečně dochází a jaké procesy se v singularitě a jejím okolí odehrávají, to ale nechme stranou. Důležité je, že něco jako singularita pravděpodobně opravdu existuje.

Takové singularity jsou obvykle běžným pozorovatelům nedosažitelné, neboť se schovávají pod horizontem událostí. Alespoň hypoteticky by ale mohly být ve vesmíru i singularity, které by horizontem chráněny nebyly. Tyto označujeme jako nahé singularity.

Další Penroseovy a Hawkingovy výsledky říkají, že jsou singularity ve fyzikálně rozumných situacích nevyhnutelné. Nicméně pokud by všechny singularity byly pod horizonty událostí, vesmír by se choval deterministicky a vše by bylo v nejlepším pořádku. Jestliže ale nahé singularity existují, má myšlenka determinismu problém, neboť fyzika neumí předpovědět chování prostoročasu v blízkosti singularity.

Penrose proto vyslovil domněnku, že nahé singularity nemohou existovat, každá singularita musí podle něj ležet pod horizontem událostí černé díry. To je hypotéza slabé kosmické cenzury. Hypotéza silné kosmické cenzury tvrdí, že obecná relativita je deterministická teorie a osud všech pozorovatelů se dá předpovědět z počátečních dat.

Ve skutečnosti lze nají prostoročasy v nichž platí slabá kosmická cenzura, ale silná neplatí a naopak. Dají se najít rovněž prostoročasy, které jsou fyzikálně rozumné, ale obsahují nahé singularity. Zda ovšem platí hypotéza slabé či silné kosmické cenzury (popřípadě obě) pro náš vesmír, dosud nevíme.

První objevená černá díra

Prozatím jsme zde hovořili hodně teoreticky. Ale co skutečné objevy černých děr? Podobně jako se samotným konceptem těchto těles, i zde to bylo poněkud složitější. Černou díru totiž astronomové objevili již v roce 1964, avšak potvrzena byla až v roce 1973.

Už v polovině 60. let detekovali průkopníci rentgenové astronomie při suborbitálním letu sondážní rakety Aerobee startující ze základny White Sands v Novém Mexiku velmi silný zdroj rentgenového záření. Nacházel se ve směru souhvězdí Labutě, proto dostal název Cygnus X-1 (Cygnus – latinsky labuť, X – rentgenový zdroj a 1 – první v souhvězdí).

Na souřadnicích náležejících novému zdroji nebyl znám žádný optický nebo radiový zdroj, který by mohl takovýto signál vysvětlit. Vlivem toho fyzikové Herbert Gursky a Riccardo Giacconi silně lobovali u NASA za první družici určenou přímo k průzkumu zdrojů rentgenového záření. NASA jim vyhověla a sonda Uhuru se dostala do kosmického prostoru v roce 1970.

Uhuru objevila více než 300 nových zdrojů rentgenového záření a kromě toho velmi intenzivně zkoumala i známé zdroje, mezi jinými právě Cygnus X-1. U něj ukázala, že dochází ke kolísání intenzity rentgenového záření s periodou několika desetin sekundy. To znamená, že se energie zdroje musí tvořit v dosti malé oblasti, ne větší než zhruba 10 000 km. Rychlost světla totiž omezuje komunikaci mezi vzdálenějšími regiony a kdyby byl zdroj větší, nemohl by se měnit tak rychle.

Na jaře 1971 detekovali Luc Braes a George Miley z Leidenu a Robert Hjellming a Campbell Wade z National Radio Astronomy Observatory u Cygnus X-1 rádiovou emisi a dokázali ztotožnit zdroj s hvězdou HDE 226868. Tato hvězda je veleobr, jenž sám o sobě nemůže být zdrojem pozorovaného množství rentgenového záření. Veleobr tedy musí mít běžně neviditelného společníka, který dokáže potřebnou energii vyrobit.

Hned o rok později zveřejnili Paul Murdin a Louse Webster z Royal Greenwich Observatory a Charles Bolton z Torontské univerzity objev velmi hmotného souputníka hvězdy HDE 226868, přesně v souladu s původními předpoklady. Určili i parametry objektu a tvrdili, že může jít buď o černou díru nebo o neutronovou hvězdu na horní hranici maximální možné hmotnosti.

Netrvalo to ani rok a odborná komunita pod tíhou důkazů uznala, že Cygnus X-1 je skutečně velmi pravděpodobně černá díra. V roce 1975 se ještě Stephen Hawking vsadil s Kipem Thornem, že o černou díru nejde, avšak roku 1990 přiznal porážku. A od té doby se pozorovací důkazy ještě zpřesnily, máme tedy podstatně více důkazů o povaze objektu Cygnus X-1.

Systém je od nás vzdálen asi 7 300 světelných let a patří do ramena Střelce. Veleobr a černá díra obíhají kolem společného hmotného středu a jeden oběh jim zabere něco málo přes 5 a půl dne. Hlavní poloosa je 0,2 AU, tedy pětina vzdálenosti Slunce – Země a excentricita 0,018. Černá díra má hmotnost asi 21 hmotností Slunce a poloměr horizontu 44 km, takto malý a současně hmotný objekt lze vysvětlit jen jako černou díru vzniknou kolapsem nesmírně hmotné hvězdy.

Rychlost rotace není dosud přesně známa. Dřívější data z observatoře Chandra naznačovala velmi pomalou rotaci, novější pozorování však ukazují naopak extrémně rychlou rotaci, snad až 790 otoček za sekundu.

Variabilita v intenzitě rentgenového signálu se nakonec ukázala ještě větší, než se zdálo z dat sondy Uhuru. Změny se totiž odehrávají v řádu milisekund a objevují se zde i rentgenové záblesky trvající asi třetinu sekundy. Jaký je mechanismus jejich vzniku? Cygnus X-1 tahá svou gravitací hmotu z extrémně velkého a řídkého veleobra. Tato hmota se usazuje kolem černé díry v tzv. akrečním disku. Turbulence hmoty v akrečním disku vysvětluje ono milisekundové zjasňování a pohasínání zdroje, zatímco pád hmoty směrem do černé díry zase vysvětluje rentgenové záblesky.

Akreční disky

Řekli jsme si, že u Cygnus X-1 leží akreční disk tvořený hmotou odsátou z hvězdného společníka. Tyto struktury se vyskytují kolem mnoha černých děr, najdeme je ale i u řady dalších astronomických objektů. Pro černé díry jsou dosti důležité, podívejme se na ně proto trochu podrobněji.

Akreční disky jsou diskové struktury tvořené rozptýleným materiálem, který obíhá kolem centrálního tělesa. Vyskytují se u mladých hvězd, bílých trpaslíků, neutronových hvězd nebo právě černých děr. Obíhající materiál v disku nutí gravitace padat po spirálovité dráze k centrálnímu tělesu.

Gravitace materiál v disku také stlačuje, čímž vyvolává emise elektromagnetického záření, jehož energie závisí na typu objektu ve středu soustavy. U protohvězd a mladých hvězd se elektromagnetické záření pohybuje v infračervené oblasti, u černých děr a neutronových hvězd vyzařují akreční disky záření rentgenové. V případě protohvězd nebo velmi mladých hvězd nazýváme akreční disk také diskem protoplanetárním, neboť právě z něj se rodí planety.

Silné rentgenovské emise z akrečního disku jsou důvodem, proč astronomové pozorovali přístroji na sondážních raketách a družici Uhuru signál z černé díry Cygnus X-1, respektive z jejího blízkého okolí, neboť z černé díry žádné záření nevychází. Podobným způsobem je možné hledat i další černé díry. Kvůli výběrovému efektu jsme tedy donedávna mohli najít téměř pouze černé díry v binárních systémech, které mají akreční disky tvořené materiálem nasátým z hvězdného společníka.

Díky akrečním diskům kolem supermasivních černých děr také získávají energii kvasary a další typy aktivních galaktických jader, jak roku 1964 ukázali Edwin Salpeter a Jakov Zeldovič. A akreční disky odpovídají i za relativistické výtrysky plazmatu pozorované u některých černých děr či pulsarů. Zde přesný způsob vzniku neznáme. Existují ale dvě hlavní možnosti, tzv. Blanfordův – Payneův mechanismus a Blanfordův – Znajekův mechanismus, na obou se podílel britský fyzik Roger Blanford.

Fyzika akrečních disků dosud není zcela objasněna a pro budoucí výzkumníky skýtá několik možností ke zodpovězení dosud nevyřešených otázek. Proto se na tuto velmi zajímavou oblast výzkumu určitě ještě podíváme v nějakém dalším samostatném článku.

Termodynamika černých děr

Výše jsem zmínil, že černé díry nemohou nic vyzařovat, ostatně se o nich často říká, že z nich nemůže uniknout nic, ani světlo. Je tomu ale skutečně tak? Jestliže pracujeme jen s obecnou relativitou, pak toto tvrzení platí. Jenže odborníci si uvědomili, že bude nutné do výpočtů zahrnout i kvantovou mechaniku a v tomto případě je celá věc o něco složitější.

Počátkem 70. let si fyzikové začali všímat jistých podobností mezi černými dírami a celkem standardní a běžně používanou oblastí fyziky, termodynamikou. Výsledky těchto úvah měly všechny šokovat a změnit náš pohled na černé díry.

Izraelský teoretický fyzik Ja’akov Bekenstein si v roce 1972 uvědomil, že by černé díry měly mít entropii. Důvod je prostý. Druhý zákon termodynamiky nám říká, že entropie může v čase zůstat přinejlepším konstantní, obvykle se ale zvyšuje. Pokud by černé díry entropii neměly, pak by šlo porušit druhý zákon termodynamiky jednoduše vhozením hmoty do černé díry.

Ukázalo se navíc, že pro černé díry můžeme formulovat čtyři zákony, které silně připomínají klasické zákony termodynamiky. Proto se od té doby mluví o termodynamice černých děr. Tak například nultý zákon termodynamiky říká, že teplota tělesa v tepelné rovnováze je konstantní pro každý bod tělesa. Nultý zákon pro černé díry nám prozrazuje, že u stacionární černé díry je povrchová gravitace v každém bodě stejná. Jinými slovy, povrchová gravitace je analogická k teplotě.

Dále, druhý zákon termodynamiky tvrdí, že entropie v čase zůstává stejná nebo roste. Druhý zákon černých děr říká, že plocha horizontu událostí černé díry v čase zůstává konstantní nebo roste. A třetí zákon termodynamiky postuluje, že nelze dosáhnout absolutní nuly. Pro černé díry říká třetí zákon to, že nelze vytvořit černou díru s nulovou povrchovou gravitací.

Hawkingovo záření

Fyzikové tedy ukázali, že povrchovou gravitaci černé díry můžeme ztotožnit s teplotou a povrch horizontu událostí s entropií. Z toho plyne, že lze černým dírám přiřadit určitou povrchovou teplotu. Stephen Hawking matematicky dokázal, že se plocha horizontu nemůže nikdy zmenšovat. Bekenstein proto přišel s návrhem, že je entropie černé díry úměrná ploše jejího horizontu.

Sám Bekenstein provedl ještě v roce 1972 první výpočty se zahrnutím kvantové teorie pole. Tu aplikoval na zakřivený prostoročas v okolí horizontu událostí a dospěl k závěru, že černé díry mohou emitovat tepelné záření. Bekensteinovy výpočty nicméně nebyly z hlediska fyziky zcela korektní, proto se u kolegů nesetkaly s velkým úspěchem.

Nespokojený s Bekensteinovými výpočty byl i Hawking. Nedomníval se, že jsou správné a že černé díry skutečně tepelné záření emitují. V roce 1973 přijel Hawking na návštěvu do Moskvy, kde se dozvěděl, že zdejší přední teoretici Jakov Zeldovič a Alexej Starobinskij dospěli k podobným závěrům jako Bekenstein. Tvrdili, že rotující černé díry mohou emitovat částice. Další ruský teoretik Vladimir Gribov dokonce tvrdil, že se tento mechanismus uplatňuje i u nerotujících černých děr.

Hawking se tedy rozhodl propočítat, zda by něco takového skutečně bylo možné. A jaké bylo jeho překvapení, když zjistil, že Bekenstein, Starobinskij a Zeldovič měli pravdu. Černé díry skutečně mohou emitovat tepelné záření. Možná si říkáte, proč se mluví o Hawkingovu záření a ne o záření Bekensteinově, Starobinského nebo Zeldovičově. Důvodem je to, že Hawking, na rozdíl od kolegů, provedl formální a precizní matematický výpočet.

Jaký je mechanismus vyzařování? Na to lze nahlížet ze dvou úhlů pohledu, oba ale spojuje kvantová mechanika. Ta nám říká, že vakuum není prázdný prostor, kde se nic neděje, ale právě naopak, odehrává se zde řada zajímavých dějů. Například zde vznikají virtuální páry částic a antičástic. Virtuální proto, že obvykle vzniknou a zase rychle zaniknou. Představte si však situaci, kdy se takovýto pár zrodí v těsné blízkosti horizontu událostí. Pak se může stát, že jedna částice spadne do černé díry, zatímco druhá odletí pryč. Potom s sebou ale tato částice odnáší i část energie černé díry.

Ekvivalentním pohledem je tzv. kvantové tunelování. Jde o podivný jev kvantového světa, kdy částice překonává potenciálovou bariéru vyšší, než je energie této částice. Dojde tedy k jejímu protunelování na druhou stranu bariéry. Představte si to, jako kdybyste dokázali projít zdí. Může se stát, že nějaká částice nacházející se těsně pod horizontem událostí dokáže protunelovat nad horizont a černou díru opustit. V takovém případě opět odnese část energie.

Vypařování černých děr

Z výše zmíněného vyplývá šokující skutečnost, kterou si uvědomil už sám Hawking. Černé díry se mohou vypařovat. Když totiž nějaká částice odnese část energie černé díry, dojde tím, díky ekvivalenci hmoty a energie, rovněž ke snížení hmotnosti černé díry. Proto mají černé díry konečnou životnost a jednou se vypaří.

Jak dlouhá je ale tato doba? Nesmírně dlouhá. Ve skutečnosti každá dnes známá černá díra svou hmotnost naopak zvyšuje. Jedním z důvodů je materiál, který do černé díry padá. Druhým důvodem je samotná termodynamika černých děr. Řekli jsme si už, že černým dírám lze přiřadit určitou teplotu. Jenomže tato teplota je velmi nízká. Černá díra hmotnosti Slunce má odpovídající teplotu pouze 60 nanokelvinů. Tedy 60 miliardtin stupně nad absolutní nulou.

Ze článků o kosmologii už ale víme, že reliktní záření má teplotu 2,7 Kelvinů. Běžná černá díra absorbuje mnohem více reliktního záření, než kolik energie je schopná vyzářit Hawkingovou radiací. Aby probíhalo vypařování černých děr nějak masivněji, musela by buď klesnout teplota reliktního záření, nebo by musela být teplota černé díry vyšší.

Z výpočtů vyplývá, že k vypaření černé díry hmotnosti Slunce dojde za 10⁶⁴ let, což je mnohem více, než je stáří vesmíru (10¹⁰ let). Pro některé velmi hmotné černé díry je toto číslo ještě výrazně vyšší. Kupříkladu u supermasivních černých děr s hmotností 100 miliard krát vyšší oproti našemu Slunci by došlo k vypaření za 10¹⁰⁰ let. No a očekává se, že některé černé díry narostou až na 10¹⁴ M_S, pro ně je pak odpovídající čas vypaření 10¹⁰⁶ let. Z toho mimo jiné vyplývá, že černé díry možná budou jedny z posledních objektů přítomných ve vesmíru.

Existují nějaké černé díry, jež se již vypařily nebo které se právě nyní vypařují? I to je možné. Některé modely ukazují, že v prvních fázích života vesmíru mohly vzniknout menší tzv. primordiální černé díry. Výpočty ukazují, že primordiální černé díry o hmotnosti 10¹⁰ kg nebo nižší, dnes již neexistují, protože se vypařily. Naopak, pokud se vytvořily černé díry o hmotnosti 10¹¹ kg nebo vyšší, přežily dodnes a možná právě nyní dochází k jejich vypařování.

Jak se hmotnost černé díry snižuje, dochází k jejímu zahřívání. To je poměrně neobvyklé, většina objektů při vyzařování hmoty naopak teplotu ztrácí. Teplota narůstá exponenciálně a nakonec dojde k zániku černé díry v masivním a charakteristickém záblesku gama záření. Právě po takových záblescích pátrají kosmické sondy, například Fermiho observatoř. Prozatím ale neúspěšně.

Vypařování černých děr mimo jiné zodpovídá i za to, že se nemusíme bát případné černé díry vzniklé na urychlovači částic LHC. I kdyby tam černá díra při srážkách částic vznikla, jakože se to zatím nestalo, měla by tak vysokou teplotu a tak krátkou dobu života, že by se vypařila dříve než by dosáhla stěn urychlovače. Nestačila by spolknout ani další částice, natožpak celou Zemi.

Ačkoliv jsou téměř všichni relevantní členové fyzikální komunity přesvědčení, že Hawkingovo záření skutečně funguje a černé díry se mohou vypařovat, nebyl dosud nalezen žádný experimentální důkaz. To je také důvod, proč Hawking nikdy nezískal Nobelovu cenu.

Informační paradox

Poukázali jsme už na podobnost mezi termodynamikou a černými dírami. Hawkingovo záření je proto jakýmsi analogem tepelného záření. Nicméně, zatímco tepelné záření obsahuje informace o tělese, které toto záření emitovalo, zdálo se, že Hawkingovo záření takové informace neobsahuje. Vzpomeňte si, že černé díry plně popisuje pouze hmotnost, moment hybnosti a elektrický náboj.

Tím argumentoval i Hawking a dále uváděl též výpočty spektra záření emitovaného černými dírami. Tvrdil, že záření, které tyto objekty vydávají nezávisí na počátečním stavu, jenž ke vzniku černé díry vedl, ale pouze na výše uvedených třech vlastnostech popisujících černé díry.

To je ale problém, protože podle zákonů kvantové mechaniky se informace nemůže někde jen tak ztrácet, a to ani když jde o černou díru. Platí zákon zachování informace. Kvantoví fyzikové tvrdili, že se informace zachovávat musí. Tento rozpor mezi relativistickým Hawkingovým výsledkem a kvantovou mechanikou se nazývá informační paradox černých děr.

V průběhu let navrhli vědci celou řadu možných řešení tohoto paradoxu. Objevil se třeba návrh, že se informace z černé díry sice dostanou ven v podobě Hawkingova záření, avšak ve zcela nepoužitelné podobě. Nikdy z nich nemůžeme rekonstruovat původní informaci. Je to podobné jako když do vody nakapeme inkoust. Ten je sice původně na jednom místě, ale po chvíli se rozmělní po celém objemu vody, ze které už nelze původní inkoust žádným způsobem získat.

Dalším řešením by bylo to, že by se Hawkingovo záření černé díry na Planckově škále zastavilo, černá díra by se tedy nikdy nevypařila. A protože by se nevypařila, informace by v ní zůstaly uloženy. Potíž ovšem je, že neznáme žádný mechanismus vysvětlující proč a jak by se mělo Hawkingovo záření zastavit. Obdobné řešení počítá s tím, se v závěrečných fázích vypařování projeví nám dosud neznámé efekty, které informace uvolní. Podle názoru některých fyziků je tedy Hawkingův výpočet správný, ale jen do určitého fáze vypařování černé díry.

Exotičtější varianty počítaly třeba s možností oddělení vnitřku černé díry, z níž by vznikl samostatný dětský vesmír. Informace by pak zůstaly zachovány v tomto novém vesmíru. Není znám limit na počet nově vytvořených vesmírů, mohly by se rodit z každé černé díry. Nevýhoda hypotézy je ovšem celkem zřejmá, její obtížná testovatelnost, jež se ve skutečnosti, alespoň v současnosti, limitně blíží netestovatelnosti. Další hypotézy spoléhaly na speciální vlastnosti objektů v teorii superstrun. No a byli i tací, kteří se domnívali, že se informace přece jen ztrácejí.

Stephen Hawking s Kipem Thornem uzavřeli o to, zda se v černých dírách ztrácí informace dokonce sázku s Johnem Preskillem a Leonardem Susskindem. Sázka už má dnes i své vítěze. V roce 1997 totiž argentinský fyzik Juan Maldacena navrhl tzv. AdS/CFT korespondenci. Ta dává do souvislosti dva druhy fyzikálních teorií, konformní teorie pole (CFT) a anti-de Sitterovy vesmíry (AdS). Od té doby převládá názor, že byl paradox vyřešen.

I tak se ale objevují dva názory. Jedna skupina tvrdí, že Hawkingovo záření se sice blíží tepelnému, ale není přesně tepelné. Existují zde určité kvantové korekce a poruchy, které kódují informace o nitru černé díry. Sám Hawking zastával tuto možnost a tvrdil, že kvantové poruchy na horizontu událostí umožní únik informace z černé díry. Dle názoru této skupiny je důležitý horizont událostí. Druhá skupina se naopak domnívá, že je podstatná singularita hluboko uvnitř černé díry, neboť právě v ní se informace, podle jejich názoru, ukládají. Z černé díry neunikají, ale objeví se až na konci při samotném vypaření černé díry.

Skutečně se už ale vědcům povedlo vyřešit informační paradox černých děr? Hawking sice v sázce uznal porážku a zaplatil kolegům baseballovou encyklopedii, Thorne ale dosud porážku nepřijal. Prozatím byl informační paradox vyřešen v anti-de Sitterově vesmíru, tedy ve vesmíru s negativním konstantním zakřivením prostoročasu. Jenže náš vesmír není anti-de Sitterovský. Platí tedy řešení skrze AdS/CFT korespondenci i pro náš vesmír? To dodnes bohužel není zcela jasné.

Druhy černých děr

Zda se v černých dírách ztrácí informace dosud přesně nevíme. Čím jsme si však jistí je rozdělení těchto objektů podle hmotnosti. Většinu času jsme mluvili o tzv. hvězdných černých dírách, už jsme se ale zmínili i některých dalších typech. Pojďme si je stručně představit.

Začněme od nejlehčího druhu, kterými jsou tzv. primordiální černé díry vzniklé možná na samotném počátku vesmíru. Zda tento typ černých děr skutečně existuje zatím nevíme jistě. Tyto objekty by se už mohly Hawkingovým zářením vypařit, popřípadě dokonce vypařovat právě dnes. To by znamenalo, že budou viditelné pro naše observatoře. Pátrání nicméně zatím žádný výsledek nepřineslo.

Hvězdné černé díry jsou nejlehčím potvrzeným druhem těchto objektů. Za hvězdné se označují jednak proto, že mají hmotnosti podobné jako hvězdy a jednak kvůli mechanismu vzniku. Tvoří se totiž z hmotných hvězd na konci života, které prošly výbuchem supernovy. Těchto černých děr dosud známe nejvíce.

Těžší než hvězdné černé díry jsou černé díry středních hmotností. Tyto objekty odpovídají hmotností několika stovkám až desetitisícům hmot Slunce. Dlouho se předpokládala jejich existence, definitivně prokázány byly ale až v minulém desetiletí.

Nejtěžší typ označujeme jako supermasivní černé díry. Jedná se o tělesa, která obvykle sídlí v jádrech galaxií, jedna z nich se ukrývá i ve středu Mléčné dráhy. Jejich hmotnosti se pohybují v řádu milionů až desítek miliard hmot Slunce. Supermasivní černé díry jsou dosti zajímavé i z pohledu kosmického výzkumu, povíme si o nich proto více v dalším samostatném článku.

Gravitační vlny

Existenci černých děr přijímala astronomická a fyzikální komunita, až na velké výjimky, za danou již několik posledních desetiletí. První přímý důkaz jejich existence ale přineslo až pozorování gravitačních vln na americké observatoři LIGO. Dvojice detektorů pozorovala 14. září 2015 gravitační vlny z události GW 150914, která se dala rozumně vysvětlit pouze jako srážka černých děr.

Dvojice černých děr o hmotnosti 35,6 M_S a 30,6 M_S splynula v jedinou větší černou díru s hmotností 63,1 M_S. Povšimněte si, že nám u výsledné černé díry chybí asi 3 hmotnosti Slunce, jež ovšem nikam nezmizely, ale vyzářily se ve formě gravitačních vln. Událost znamenala nejen první přímé pozorování gravitačních vln, ale i první přímý důkaz existence černých děr a první objev dvojice černých děr.

Od té doby se s podobnými pozorováními roztrhl pytel. Dosud jsme zachytili 91 gravitačních událostí, z toho jen dvě přišly z binárního systému neutronových hvězd. Všechny ostatní systémy obsahovaly přinejmenším jednu černou díru. Většinou došlo ke srážce dvojice černých děr, výjimečně i ke srážce černé díry s neutronovou hvězdou nebo s objektem o němž není jasné, zda byl černou dírou nebo neutronovou hvězdou neboť jeho hmotnost ležela na hranici mezi těmito objekty. Naopak u těles vzniklých po srážce neutronových hvězd není zřejmé, zda jde o větší neutronové hvězdy, či černé díry.

Gravitační vlny nám otevřely úplně nový pohled na černé díry. Díky gravitační astronomii odborníci poznali již téměř dvě stě nových černých děr. Ale co více, objevili jsme rovněž úplně nový typ černých děr. Skrze pozorování v elektromagnetickém záření jsme dosud věděli pouze o objektech s hmotností kolem 30 M_S nebo méně, gravitační vlny nám ale ukázaly černé díry o hmotnosti až 200 M_S. Dostáváme se tedy už do kategorie černých děr středních hmotností.

A v blízké budoucnosti by se měla situace ještě výrazně zlepšit. Chystají se nové běhy detektorů LIGO, VIRGO a KAGRA, které technici ještě vylepšili, proto by mohly odhalit další stovky nebo možná snad až tisíce černých děr. Chystají se ale i další projekty. Ve hře je třetí generace ještě větších pozemních observatoří, dostane se však i na kosmické soustavy speciálních družic. Ty by měly nejlépe vidět na jiných frekvencích, proto nám doufejme ukáží spoustu dalších informací o černých dírách. Spatřit bychom mohli třeba supermasivní černé díry a jejich srážky, popřípadě splynutí supermasivních černých děr s výrazně menšími objekty.

Slapové síly aneb přežijeme pád do černé díry?

Co by se stalo při pádu do černé díry? A mohli bychom takový pád přežít? Je nutné si uvědomit, že hlavním problémem při přiblížení k černé díře jsou slapové síly. Ty vznikají kvůli tomu, že gravitační síla působící na daný objekt není konstantní. Část tělesa, jež leží blíže k hmotnému objektu je přitahována silněji než část vzdálenější. Jde tedy o natahování tělesa směrem k hmotnému středu jiného objektu v důsledku gradientu gravitačního pole.

Slapové síly známe i z běžného života, způsobují třeba příliv a odliv na Zemi či stlačování a zahřívání některých měsíců ve Sluneční soustavě. U černých děr jsou ale tyto síly extrémní. Podobně je tomu třeba u bílých trpaslíků nebo neutronových hvězd. Musíme ale podotknout, že tam by padající osobu zabilo teplo a záření. U černé díry by něco takového sice také mohlo nastat, ale pokud zde chybí výrazný akreční disk, člověk by přežil dost dlouho na to, aby na něj slapové síly mohly působit.

Mnohem výrazněji se slapové efekty projevují u malých černých děr. U černé díry vzniklé z hmotné hvězdy by vás slapové síly zabily už poměrně daleko před horizontem událostí. Jak byste padali stále blíže k černé díře, působila by na vaše chodidla výrazně větší síla, než na vaši hlavu (při pádu nohama napřed). To by vedlo k velmi výraznému natažení v podélném směru. Současně ale dojde i ke tlačení pravé strany těla doleva a levé strany doprava. Výsledkem je, že se člověk (objekt) natáhne jako špageta, proto se tomuto procesu říká špagetifikace. Následně by silná gravitace rozervala vaše tělo až na jednotlivé atomy.

U velmi hmotných černých děr je rozložení gravitační síly poměrně rovnoměrné a proto také slapové působení nad horizontem dosti malé. Zde byste se tedy mohli k horizontu velmi těsně přiblížit. A mohli byste dokonce i celkem bezpečně projít skrz, při překročení hranice byste si nevšimli ničeho zvláštního. Následně by pokračoval váš pád, který by byl extrémně rychlý. Na horizontu totiž dosahuje padající materiál rychlosti světla, proto byste tuto rychlost dokonce překročili. Viděli byste stále okolní vesmír, ale zvenku už by vás nikdo vidět nemohl. I v tomto případě by se ale nakonec slapové síly projevily, avšak mnohem blíže singularitě, což by opět vedlo k vaší smrti.

Pokud by byla černá díra opravdu extrémně hmotná, mohl by člověk přežít až do kontaktu se singularitou? U Schwarzschildovy černé díry nikoliv, jelikož je singularita jediným bodem, kde fyzikální veličiny dosahují nekonečných hodnot. Nicméně u Kerrovy černé díry se vyskytují singularity ve tvaru prstenců či obručí. Zde by tedy člověk čistě hypoteticky mohl přežít až do doby příletu k singularitě, či snad by jí i mohl projít na druhou stranu, pokud něco jako druhá strana existuje. Abychom to věděli jistě, museli bychom disponovat kvantovou teorií gravitace.

Nikdo ji nikdy neviděl, ale myslím, že je to bílá díra

Kocour: „No a co to tedy je?“ Kryton: „Ještě nikdy jsem ji neviděl, nikdo ji neviděl, ale myslím, že je to bílá díra.“ Rimmer: „Bílá díra?“ Kryton: „Každá akce vyvolá protikladnou reakci. Černí díra likviduje vesmírnou hmotu a čas a bílá díra je vrací zpět.“

Takovýto, v zásadě přesný, popis nám dodali autoři seriálu Červený trpaslík. Pokud byste totiž dokázali projít skrze černou díru, je možné, že na druhé straně byste potkali bílou díru jakožto pravý opak černé díry.

Bílé díry by se měly chovat skutečně přesně naopak, než díry černé. Zatímco tedy do černé díry materiál padá a nic ji nemůže opustit (až na Hawkingovo záření), u bílé díry je tomu právě naopak. Bílá díra chrlí do okolí materiál, vše se pohybuje směrem od ní. Ale ačkoliv bílá díra vyvrhuje do okolí částice, energii a informaci, nelze do ní zvenku vstoupit. Horizont událostí je i pro ni jasně daná hranice. U černé díry jím můžeme projít dovnitř, ale už ne jím projít ven. U bílé díry jím můžeme projít ven, ale už nikdy se nemůžeme vrátit dovnitř.

Jestli ale bílé díry opravdu existují nevíme. Nicméně všechny prozatímní důkazy svědčí o tom, že v našem okolí žádná taková bílá díra není. A navíc je zde i problém z hlediska fyziky. Obecná relativita sice existenci bílých děr nezakazuje, ukazuje se ale, že by takové bílé díry byly extrémně nestabilní a i pokud by se nějaká vytvořila, velmi rychle by opět zanikla. Navíc není znám žádný mechanismus, jímž by v našem vesmíru mohly vznikat.

Pokud se tedy nevrátíme k informačnímu paradoxu, konkrétně k části o dětských vesmírech. Objevují se jisté návrhy hovořící o tom, že když se vytvoří černá díra, může v její singularitě nastat velký třesk, který znamená vznik nového dětského vesmíru. Ten se ale rozpíná nezávisle na mateřském vesmíru a mimo něj, neexistuje tedy způsob, jak se do něj dostat.

Někteří výzkumníci se domnívají, že kvantové efekty zabrání kolapsu na pravou singularitu, i tak by ale nový vesmír mohl vzniknout jakýmsi odrazem a dále už by byl scénář podobný. Pozorovatelé v novém vesmíru by potom mateřský vesmír viděli jako jedinou bílou díru. S tím souvisí nápady některých vědců, že náš vlastní velký třesk je bílou dírou. Jiná skupina odborníků zase navrhuje identifikovat některé gama záblesky jako vyvržení hmoty z bílých děr. Všechny tyto možnosti jsou nicméně vysoce spekulativní a není zatím vůbec jasné, zda jsou pro náš vesmír nějak relevantní.

Závěr

Černé díry vědecky zkoumáme již zhruba 60 let, ani zdaleka jsme ale dosud neobjevili všechna jejich tajemství. Odpovědi na některé otázky nám zřejmě, kvůli horizontu událostí, zůstanou navždy odepřeny. Avšak díky prudkému rozvoji gravitační astronomie, ale i dalších metod, můžeme mnohé z neobjasněných problémů spojených s černými dírami již brzy vyřešit. V nejbližších letech se tak zřejmě dozvíme mnohem více o srážkách dvojic černých děr, ale i srážkách černých děr s jinými objekty. Gravitační vlny mohou také ukázat více černých děr středních hmotností a to, jakým způsobem dochází k růstu menších černých děr na stále větší a větší objekty. A k zahození určitě není ani větší statistika lehčích hvězdných černých děr.

Současně ale dochází i k rozvoji fyzikálních teorií a numerických modelů. Již v prvním desetiletí tohoto století se podařilo nasimulovat srážku černých děr. Jakýmsi svatým grálem teorie je ale funkční kvantová teorie gravitace, jež nám odhalí mnohem více o nitru černých děr. Naopak svatým grálem astronomických pozorování je měření gravitačních vln v kosmickém prostoru, které nám zase řekne mnohé o dalších typech černých děr. Na obé si ale budeme muset zřejmě ještě pár desítek let počkat.

Doporučená literatura

• Kip S. Thorne – Black Holes & Time Warps: Einstein’s Outrageous Legacy – česky jako Černé díry a zborcený čas (Mladá fronta, 2004)
• Leonard Susskind – The Black Hole War: My Battle with Stephen Hawking to Make the World Safe for Quantum Mechanics – česky jako Válka o černé díry (Argo, Dokořán a Paseka, 2013)
• Stephen Hawking – Black Holes and Baby Universes and other Essays – česky jako Černé díry a budoucnost vesmíru (Mladá fronta, 1995)
• Martin Rees, Mitchell Begelman – Gravity’s Fatal Attraction: Black Holes in the Universe – česky jako Osudová přitažlivost gravitace (Argo a Dokořán, 2013)
• Igor D. Novikov – Čornye dyry i vselennaja – česky jako Černé díry a vesmír (Mladá fronta, 1989)

Doporučené a použité zdroje 

• LIGO: https://www.ligo.org/
• LIGO Caltech: https://www.ligo.caltech.edu/
• VIRGO: https://www.virgo-gw.eu/
• NASA Chandra: https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
• Event Horizon Telescope: https://eventhorizontelescope.org/

Zdroje obrázků

• https://cd1.incdatagate.cz/images/1ed56585-47e5-6544-aaf9-575dc9cded0d/720×405.jpg
• https://qph.cf2.quoracdn.net/main-qimg-e5f85fa59b08b289506ec94715f076c7
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/48/Schwarzschild.jpg
• https://images.indianexpress.com/2017/10/chandrayoung-72.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/24/Arthur_Stanley_Eddington.jpg
• https://historyuk.s3.eu-west-2.amazonaws.com/s3fs-public/2022-06/Oppenheimer.jpg
• https://www.canterbury.ac.nz/news/2020/1608090030123_Roy-Kerr-orig.jpg
• https://qph.cf2.quoracdn.net/main-qimg-5e434782898d792b8a6f13a7fc9cfd1c-pjlq
• https://scitechdaily.com/images/spacetime-frame-dragging-expected.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/00/Ergosphere_and_event_horizon_of_a_rotating_black_hole_%28no_animation%29.gif
• https://encrypted-tbn0.gstatic.com/images?q=tbn:ANd9GcQ6ceGZNtXKmwYSpfAhqiE_g5pz14bzeKdUXaCjlsZvdn47s4W-SvK11k5tRlEx8lt5ZGI&usqp=CAU
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2021/07/information-1024×730.jpg
• https://ichef.bbci.co.uk/news/976/cpsprodpb/12726/production/_114785557_h4160015-professor_roger_penrose.jpg
• https://pbs.twimg.com/media/EBe8F-UX4AAIWYx.jpg
• https://i.stack.imgur.com/2FHoQ.gif
• https://i.gzn.jp/img/2018/04/24/black-hole-bomb-and-civilizations/img-snap02765.png
• https://blogs.futura-sciences.com/e-luminet/wp-content/uploads/sites/11/2016/01/Energy-extraction-450×341.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/82/Black_hole_details.svg/800px-Black_hole_details.svg.png
• https://serviparticules.ub.edu/sites/serviparticules/files/styles/full_node_left/public/media/image/2021-11/naked_singulartities.jpg?h=7d679478&itok=jBOZG_i7
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/21/Chandra_image_of_Cygnus_X-1.jpg
• https://heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/uhuru/uhuru_weight.gif
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/98/Black_hole_Cygnus_X-1.jpg
• https://m.media-amazon.com/images/W/IMAGERENDERING_521856-T1/images/I/91fikdqesYL._AC_SL1500_.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/af/Cygnus_X-1.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/39/M87_jet.jpg/735px-M87_jet.jpg
• https://static01.nyt.com/images/2015/08/22/us/22bekenstein-2-obit/22bekenstein-2-obit-jumbo.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d1/Black_Hole_Merger.jpg
• https://mf.b37mrtl.ru/rbthmedia/images/2022.04/article/62511fc022170067ec6290bd.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/10/Vladimir_Gribov_244.jpg
• https://physicstoday.scitation.org/do/10.1063/PT.6.6.20190419a/full/media/sizes/full/PT.6.6.20190419a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/eb/Stephen_Hawking.StarChild.jpg
• https://steemitimages.com/DQmUTASchSQt3AgtddqNHmTHcv3d52EKCn4j29N35rGH4FE/image.png
• https://images.saymedia-content.com/.image/ar_1:1%2Cc_fill%2Ccs_srgb%2Cq_auto:eco%2Cw_1200/MTc0NDY0MDkzNTE0NjM4OTgy/how-do-black-holes-evaporate.png
• https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/hires/whatareminib.jpg
• https://images.immediate.co.uk/production/volatile/sites/25/2021/07/Hawking-radiation-33a5ec1.jpg?quality=90&fit=700,560
• https://imageio.forbes.com/specials-images/imageserve/59c466b3a7ea434a34f4268e/Encoded-on-the-surface-of-the-black-hole-can-be-bits-of-information-/960×0.jpg
• https://mira.org/bonestell/kai/images/baby.jpg
• https://cdn.arstechnica.net/wp-content/uploads/2020/06/adscft.jpg
• https://theoreticalminimum.com/sites/default/files/styles/page_banner/adaptive-image/public/images/pages/susskind-photo-bw-crop.jpg?itok=lLTO0L-D
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2021/12/history_of_the_universe_with_primordial_black_holes/23854461-1-eng-GB/History_of_the_Universe_with_primordial_black_holes_pillars.png
• https://cdn.sci.news/images/enlarge10/image_11364e-Gaia-BH1.jpg
• https://winstars.net/wp-content/uploads/2018/03/LIGOgraph.jpg
• https://www.ligo.org/detections/images/GWmergerCombo.jpg
• https://www.ligo.org/detections/O3bcatalog/files/GWTC-3_no_EM_date_order.png
• https://media.nationalgeographic.org/assets/photos/000/289/28951.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/ff/Spaghettification_%28from_NASA%27s_Imagine_the_Universe%21%29.png
• http://www.astronomical.org/astbook/images/fig3.gif
• https://reddwarf.co.uk/episodes/whitehole/white-hole.jpg
• http://pm1.narvii.com/6966/81aacfac179694401738b99e03c22c8c14671a1cr1-1280-720v2_uhq.jpg
• https://wp-assets.futurism.com/2013/12/White-Hole.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/simulated_bh.jpg