V astrofyzice , je černá díra je nebeské těleso tak kompaktní , že intenzita gravitačního pole zabraňuje jakákoliv forma hmoty nebo záření unikat.
Takové objekty nemohou ani vyzařovat, ani rozptylovat světlo, a proto jsou černé , což v astronomii znamená, že jsou opticky neviditelné. Bylo však vyvinuto několik technik nepřímého pozorování v různých vlnových délkách, které umožňují studium mnoha jevů, které indukují. Zejména materiál zachycený černou dírou se zahřívá na velmi vysoké teploty a emituje velké množství rentgenových paprsků , než je „absorbován“.
Při pohledu ze XVIII -tého století, v rámci klasické mechaniky , jejich existence - předpovídá obecné relativity - je jistota pro téměř všechny astronomy a teoretických fyziků . Protože černá díra může být detekována pouze účinky jejího gravitačního pole , bylo téměř přímé pozorování černé díry stanovenoúnora 2016prostřednictvím prvního přímého pozorování gravitačních vln, GW150914 . The10. dubna 2019, byly publikovány první snímky černé díry, snímek M87 * , supermasivní černé díry umístěné v srdci galaxie M87 . Tato různá pozorování tak poskytují vědecký důkaz o jejich existenci.
V rámci obecné relativity je černá díra definována jako gravitační singularita zakrytá absolutním horizontem zvaným horizont událostí . Podle kvantové fyziky je pravděpodobné, že se černá díra odpaří emisí záření černého tělesa zvaného Hawkingovo záření .
Černá díra by neměla být zaměňována s bílou dírou nebo s červí dírou .
Černá díra je astrofyzikální objekt, o kterém obecná relativita říká, že je způsobena hmotou dostatečně koncentrovanou, aby se kvůli své vlastní gravitaci stále hroutila sama na sebe , dokonce se dokázala soustředit v jednom bodě zvaném gravitační singularita . Účinky koncentrací této hmotnosti, aby bylo možné definovat koule , tzv událostí horizont černé díry , z nichž žádné záření, a tím spíše bez ohledu na to může uniknout. Ve skutečnosti je jeho hmotnost taková, že ani světlo a jeho fotony nemohou uniknout své gravitační přitažlivosti a dosáhnout naší sítnice (nebo jakéhokoli pozorovacího zařízení). Protože rychlost uvolnění černé díry není dosažitelná světlem, jehož rychlost je fyzickou konstantou, shodujeme se, že je nemožné uniknout gravitačnímu tahu černé díry. Tato koule je soustředěna na singularitu a její poloměr závisí pouze na centrální hmotě; svým způsobem představuje prostorové rozšíření černé díry. V blízkosti této sféry jsou gravitační účinky pozorovatelné a extrémní.
Poloměr černé díry je úměrný její hmotnosti: asi 3 km na sluneční hmotu pro Schwarzschildovu černou díru . V mezihvězdné vzdálenosti (v milionech kilometrů) nevyvolává černá díra větší přitažlivost než jakékoli jiné těleso stejné hmotnosti; nejedná se tedy o neodolatelný „vysavač“ . Například pokud by mělo být Slunce nahrazeno černou dírou se stejnou hmotou, oběžné dráhy těles rotujících kolem ( planet a dalších) by zůstaly v podstatě nezměněny (pouze průchody blízko horizontu by vyvolaly výraznou změnu). Existuje několik druhů černých děr. Když vzniknou v důsledku gravitačního kolapsu hmotné hvězdy , říká se jí hvězdná černá díra , jejíž hmotnost odpovídá několika slunečním hmotám . Ti ve středu galaxií mají mnohem větší hmotu, která může dosáhnout několik miliardkrát většího množství než Slunce ; pak mluvíme o supermasivní černé díře (nebo galaktické černé díře). Mezi těmito dvěma hmotnostními měřítky by existovaly mezilehlé černé díry o hmotnosti několika tisíc slunečních hmot . Předpokládají se také černé díry s mnohem nižší hmotou, které vznikly na počátku historie vesmíru, krátce po velkém třesku , a nazývají se prvotní černé díry . Jejich existence není v současné době potvrzena.
Podle definice je nemožné přímo pozorovat černou díru. Je však možné odvodit jeho přítomnost z jeho gravitačního působení: buď podle účinků na dráhy blízkých hvězd; nebo v mikrokvazarech a aktivních jádrech galaxií , kde hmota umístěná poblíž, dopadající na černou díru bude značně zahřátá a bude emitovat silné X záření . Pozorování tak umožňují detekovat existenci masivních a velmi malých objektů. Jedinými objekty, které odpovídají těmto pozorováním a spadají do oblasti obecné relativity, jsou černé díry.
Francouzský „černá díra“ je doložena od1973. Jedná se o kopii z anglického černé díry , což je výraz svědčil od1964. Jeho nejstarší známý výskyt je v článku americké novinářky Ann E. Ewing v The Sciences News Letters dále18. ledna 1964. Podle Hong-Yee Chiu , amerického astrofyzika, který se tomuto tématu věnoval v šedesátých letech, a Marcie Bartusiak , vědecké novinářky, která zkoumala historii tohoto pojmu, název pochází z vězení Black Hole v Kalkatě . Dříve se používaly výrazy „tělo Schwarzschilda“ nebo „okludovaná hvězda“. Setkal se s neochotou v některých jazykových komunitách, zejména ve frankofonních a rusky mluvících, kteří ho považovali za poněkud nevhodný.
Koncept černé díry se objevily v druhé polovině osmnáctého th století jako součást univerzální gravitace z Isaaca Newtona . Otázkou bylo, zda existují nějaké objekty, jejichž hmotnost byla dostatečně velká, aby jejich rychlost uvolňování byla větší než rychlost světla . Nicméně, to je jen začátek XX tého století a nástup obecné teorie relativity by Albert Einstein jako koncept černé díry je víc než jen zvědavost. Skutečně, brzy po vydání Einsteinovy práce publikuje řešení Einsteinovy rovnice Karl Schwarzschild , z něhož existence Schwarzschildova paprsku a matematické charakteristiky vnitřního prostoru vzbuzují mnoho otázek, a to vše bude lépe pochopeno pouze s objev dalších přesných řešení ( metrika Lemaître v roce 1938, metrika Kruskal-Szekeres v roce 1960). Robert Oppenheimer v roce 1939 byl jedním z prvních fyziků, kteří interpretovali tyto výsledky jako možnou existenci toho, čemu se dnes říká černá díra ( v té době se tomu říká spíše gravitační kolaps ). Základní práce na černých dírách sahají do šedesátých let , krátce před prvními silnými pozorovacími důkazy o jejich existenci. První „pozorování“ objektu, který obsahuje černé díry bylo to rentgenového zdroje Cygnus X-1 u Uhuru satelitu v roce 1971 .
Černá díra je astrofyzikální objekt, který se vyznačuje tím, že je velmi obtížné pozorovat přímo (viz níže), a že jeho centrální oblast nemůže být uspokojivě popsána fyzikální teorie v počáteční fázi. XXI th století , jako takový se může pochlubit gravitační singularitou . To poslední lze popsat pouze v rámci dosud chybějící teorie kvantové gravitace . Na druhou stranu víme dokonale, jak popsat fyzikální podmínky, které panují v jeho bezprostředním okolí, a také jeho vliv na jeho prostředí, což umožňuje jejich detekci různými nepřímými metodami.
Na druhou stranu jsou černé díry úžasné v tom, že jsou popsány velmi malým počtem parametrů. Jejich popis ve vesmíru, ve kterém žijeme, závisí pouze na třech parametrech: hmotnosti , elektrickém náboji a momentu hybnosti . Všechny ostatní parametry černé díry (např. Její účinky na okolní tělesa a jejich rozsah) jsou tímto fixovány. Pro srovnání, popis planety zahrnuje stovky parametrů (chemické složení, diferenciace jejích prvků, konvekce , atmosféra atd. ). Důvod, proč je černá díra popsána pouze těmito třemi parametry, je znám od roku 1967 : jedná se o teorém o plešatosti prokázaný Wernerem Izraelem . To vysvětluje, že jedinými základními interakcemi na velké vzdálenosti jsou gravitace a elektromagnetismus , jediné měřitelné vlastnosti černých děr jsou dány parametry popisujícími tyto interakce, konkrétně hmotou, momentem hybnosti a elektrickým nábojem.
Pro černou díru jsou hmota a elektrický náboj obvyklými vlastnostmi popsanými v klasické fyzice (tj. Nerelativistické): černá díra má gravitační pole úměrné jeho hmotnosti a elektrické pole úměrné jeho zatížení. Vliv momentu hybnosti je na druhé straně specifický pro obecnou relativitu . To skutečně uvádí, že rotující těleso bude mít tendenci „táhnout“ časoprostor ve své blízkosti (přesněji jeho geometrie popisuje gravitační konvergenci ve směru otáčení masivního tělesa). Tento jev, který je obtížné pozorovat v solárním systému, kvůli své extrémní slabostí pro non-kompaktních hvězd, je známý jako efekt Lense-Thirring (nazývaný také rám tažením , v angličtině). To vyžaduje značnou amplitudu v blízkosti rotující černé díry do té míry, že pozorovatel nacházející se v jejím bezprostředním okolí by byl nevyhnutelně nakreslen ve směru otáčení černé díry. Oblast, kde k tomu dochází, se nazývá ergoregion .
Černá díra má vždy nenulovou hmotnost. Na druhou stranu, jeho dvě další charakteristiky, jmenovitě moment hybnosti (zděděný od toho počátečního, hmoty, která ji formovala, a detekovatelná pouze účinkem vyvolaným na okolní hmotu) a elektrický náboj , mohou v zásadě nabývat nuly (tj. nula ) nebo nenulové hodnoty . Kombinace těchto stavů umožňuje definovat čtyři typy černých děr:
M > 0 | ||
---|---|---|
J = 0 | J ≠ 0 | |
Q = 0 | Schwarzschild | Kerr |
Q ≠ 0 | Reissner-Nordstrom | Kerr-Newman |
Z teoretického hlediska mohou existovat další typy černých děr s různými vlastnostmi. Například, je analog Reissner-Nordström černé díry, ale nahrazením elektrický náboj s magnetickým náboje , to znamená, že vytvořené magnetické monopólů , jehož existence je stále velmi hypotetická dodnes. Můžeme také zobecnit koncept černé díry na prostory zahrnující více než tři rozměry . To umožňuje vystavovat typy černých děr, které mají někdy jiné vlastnosti než ty z černých děr uvedených výše.
Existence černých děr je uvažován z XVIII -tého století nezávisle John Michell a Pierre-Simon Laplace . Předpokládalo se, že tyto objekty budou dostatečně husté , aby jejich rychlost uvolňování byla větší než rychlost světla - to znamená, že ani světlo nemůže překonat jejich gravitační sílu. Spíše než taková síla (což je newtonovský koncept), je správnější říci, že světlo ve skutečnosti prochází nekonečným rudým posunem . Tento posun směrem k červené je gravitačního původu: světlo ztrácí veškerou svou energii při pokusu dostat se z potenciální studny černé díry. Tento rudý posuv má tedy poněkud odlišnou povahu od expanze vesmíru , která je pozorována u vzdálených galaxií a která je výsledkem expanze prostoru nevykazujícího studny s velmi hlubokými potenciály. Z této charakteristiky pochází adjektivum „černá“, protože černá díra nemůže vyzařovat světlo. To, co platí pro světlo, platí také pro hmotu: žádná částice nemůže uniknout z černé díry, jakmile je jednou zachycena, proto termín „díra“.
Sférická zóna, která vymezuje oblast, ze které nemůže uniknout světlo a hmota, se nazývá „ horizont událostí “. Toto se někdy označuje jako „povrch“ černé díry, i když tento termín je poněkud zavádějící, protože se nejedná o pevný nebo plynný povrch jako povrch planety nebo hvězdy . Nejde o region, který by měl zvláštní vlastnosti: pozorovatel, který překročil horizont, by necítil nic zvláštního (kromě možných násilných přílivových efektů ). Na druhou stranu by si uvědomil, že by už nemohl uniknout z této oblasti, kdyby se pokusil otočit. Je to jakýsi povrch bez návratu .
Hypotetický pozorovatel, který se nachází blízko horizontu, si všimne, že čas plyne jinak pro něj i pro pozorovatele, který se nachází daleko od černé díry. Pokud mu tento vysílá světelné signály v pravidelných intervalech (například jednu sekundu), pak pozorovatel v blízkosti černé díry obdrží více energetických signálů ( frekvence světelných signálů bude vyšší, což je důsledek posunu směrem k modré prošel světlem dopadajícím k černé díře) a časové intervaly mezi dvěma po sobě jdoucími signály budou blíže (méně než sekundu). Tento pozorovatel proto bude mít dojem, že čas plyne rychleji jeho kolegovi, který zůstal daleko od černé díry, než jemu. Naopak, pozorovatel, který zůstane daleko od černé díry, uvidí, jak se jeho kolega vyvíjí stále pomaleji, přičemž čas v této budí dojem, že plyne pomaleji.
Pokud vzdálený pozorovatel uvidí objekt spadnout do černé díry, spojí se dva jevy dilatace času a červeného posunu . Možné signály vyzařované objektem jsou stále více červené, méně a méně světelné (vyzařované světlo ztrácí více a více energie před dosažením vzdáleného pozorovatele) a stále více od sebe vzdálené. V praxi se počet fotonů za jednotku času přijatých vzdáleným pozorovatelem snižuje, dokud se nestane nulovým, když je objekt na obzoru: v tom okamžiku se objekt padající do černé díry stal neviditelným.
Pro vnějšího pozorovatele, který se blíží k obzoru, jsou důležité přílivové efekty . Tyto efekty, které určují deformace objektu (například těla astronauta) v důsledku heterogenit gravitačního pole , nevyhnutelně pociťuje pozorovatel blížící se černé díře nebo singularitě. Oblast, kde se tyto slapové efekty stávají důležitými, je zcela v horizontu, pro supermasivní černé díry, ale zejména se překrývá mimo horizont pro hvězdné černé díry. Takže pozorovatel blížící se ke hvězdné černé díře by byl skartován před průchodem obzoru, zatímco stejný pozorovatel blížící se k supermasivní černé díře by obešel horizont bez překážek. Stejně by to nevyhnutelně bylo zničeno přílivovými efekty, když se přiblížilo singularitě.
I když žádná informace nebo kauzální vliv nemůže překročit horizont směrem ven, černá díra je stále formálně považována za počátek gravitačního pole, které působí na vnější stranu. Nejde však o singularitu obdařenou její hmotností, která je původem tohoto gravitačního pole, ale je to hvězda těsně před jejím zhroucením do černé díry, protože účinky zhroucení na gravitační pole hvězdy trvají více a více času na komunikaci se zbytkem vesmíru, vzhledem k extrémní časové dilataci (a dokonce k nekonečnosti), jak se poloměr hvězdy zmenšuje a blíží se poloměru obzoru. Věta Birkhoffova aby nerozeznání gravitační pole generovaného bodem oblasti od generované sférického rozložení hmot. Totéž platí pro okamžik setrvačnosti kolabující hvězdy, který se připisuje rotující černé díře , a jeho účinků na gravitační pole.
Ergosféra - která není sférou - je oblast v blízkosti rotující černé díry, ve které je nemožné, aby objekt unikl efektu přelévání této rotace.
Poslední stabilní kruhová oběžná dráha, obecně zkráceně ISCO ( Nejvnitřnější stabilní oběžná dráha ), je kruhová oběžná dráha nejblíže k černé díře, pod níž hmota nevyhnutelně končí a padá do černé díry.
U Schwarzschildovy černé díry je poloměr ISCO třikrát větší než poloměr Schwarzschildovy černé díry:
.U černé díry Kerr se mění v závislosti na momentu hybnosti uvažované černé díry a je pouze 0,6násobkem poloměru Schwarzschild pro černou díru s maximální rotací.
Koule fotonů nebo fotonické koule je v astrofyzice povrch definovaný jako množina bodů, ze kterých může být vyzařován foton , elementární částice spojená s elektromagnetickými vlnami , a sledovat uzavřenou a periodickou dráhu . Toto je extrémní případ gravitační odchylky předpovídané obecnou relativitou .
Ve středu černé díry je oblast, ve které se gravitační pole a určitá zkreslení časoprostoru (mluvíme spíše o zakřivení časoprostoru) rozcházejí ad infinitum, bez ohledu na změnu kontaktních informací. Tato oblast se nazývá gravitační singularita . Popis této oblasti je v rámci obecné relativity obtížný, protože lze popsat pouze oblasti, kde je zakřivení konečné.
Obecná relativita je navíc teorie, která obecně nemůže zahrnovat gravitační účinky kvantového původu . Skutečnost, že zakřivení směřuje k nekonečnu, je známkou toho, že obecná relativita nemůže plně popsat tamní realitu a že je pravděpodobně nutné zavést kvantové efekty. Proto pouze teorie gravitace zahrnující všechny kvantové efekty (mluvíme o kvantové gravitaci ) je schopna správně popsat gravitační singularity.
Popis gravitační singularity je proto prozatím problematický. Pokud se však nachází uvnitř horizontu černé díry, nemůže ovlivnit to, co je mimo tento horizont, stejně jako hmota umístěná uvnitř. Horizont černé díry nemůže vyjít. Jakkoli jsou záhadné gravitační singularity, naše neschopnost je popsat, známka existence omezení obecné relativity při popisu všech gravitačních jevů, nebrání popisu černých děr pro část umístěnou na naší straně. horizont.
Nedostatek centrální singularity podle jiných teoriív prosince 2018„Abhay Ashtekar, Javier Olmedo a Parampreet Singh publikovali vědecký článek, který ukazuje, že v rámci teorie gravitace smyčky nemá černá díra centrální singularitu, aniž by v tomto bodě specifikovala geometricky osud hmoty.
Možnost existence černých děr není výlučným důsledkem obecné relativity : téměř všechny ostatní fyzicky realistické gravitační teorie také umožňují jejich existenci. Obecná relativita však na rozdíl od většiny těchto jiných teorií nejen předpovídala, že mohou existovat černé díry , ale také to, že budou vytvořeny kdekoli, kde lze v oblasti vesmíru zhutnit dostatek hmoty. Pokud bychom například vytlačili Slunce do koule o poloměru přibližně tří kilometrů (zhruba čtyři miliontiny její velikosti), stala by se z ní černá díra. Pokud by byla Země stlačena na objem několika kubických milimetrů, stala by se také černou dírou.
Pro astrofyziku lze černou díru považovat za konečnou fázi gravitačního kolapsu . Dvě fáze hmoty, které z hlediska kompaktnosti předcházejí stavu černé díry, jsou ty, kterých dosáhly například bílí trpaslíci a neutronové hvězdy . V prvním případě se jedná o tlak degenerace z elektronů , které udržuje bílý trpaslík v rovnovážném stavu ve vztahu vůči gravitace; ve druhé je to silná interakce, která udržuje rovnováhu. Po zhroucení bílého trpaslíka nemůže vzniknout černá díra: ten se zhroutením iniciuje jaderné reakce, které tvoří těžší jádra než ty, které jej skládají. Výsledné uvolnění energie je dostatečné k úplnému rozrušení bílého trpaslíka, který exploduje do termonukleární supernovy (nazývané typ I a ).
Černá díra se vytvoří, když je gravitační síla dostatečně velká, aby překročila účinek tlaku , ke kterému dochází, když poměr hmotnost / poloměr progenitorové hvězdy překročí určitou kritickou hodnotu. V tomto případě již neexistuje žádná známá síla k udržení rovnováhy a předmět se úplně zhroutí. V praxi je možných několik scénářů: buď neutronová hvězda zvyšuje hmotu z jiné hvězdy, dokud nedosáhne kritického množství , nebo se spojí s jinou neutronovou hvězdou (jev, který je a priori mnohem vzácnější), nebo jádro hmotné hvězdy zhroutí se přímo do černé díry, v případě jádra-zhroucení supernovy nebo kolapsaru .
Hypotéza existence kompaktnějšího stavu než neutronových hvězd byla navržena v průběhu 80. let . Bylo by ho možné najít v kvarkových hvězdách , nazývaných také podivné hvězdy , pojmenovaných podle zvláštních kvarků v jejich složení. Náznaky možné nepřímé detekce takových hvězd byly získány od 90. let , aniž by bylo možné otázku vyřešit. Kromě určité hmotnosti by se tento typ hvězdy také zhroutil do černé díry, přičemž se změnila pouze hodnota mezní hmotnosti.
V roce 2006 byly podle jejich hmotnosti rozlišeny čtyři hlavní třídy černých děr: hvězdné, supermasivní, střední a prvotní černé díry (nebo mikro černé díry ). Existence nebo dokonce početnost každého typu černé díry přímo souvisí s podmínkami a pravděpodobností jejich vzniku.
Černá díra o hmotnosti Slunce by měla průměr 6 kilometrů . Hvězdné černé díry mají hmotnost nejméně tří hmotností Slunce . Narodili se v důsledku gravitačního kolapsu zbytku hmotných hvězd (zpočátku asi deset hmotností Slunce). Skutečně, když skončí spalování termonukleárních reakcí v srdci hmotné hvězdy kvůli nedostatku paliva, dojde k supernově . Ten druhý může zanechat za sebou srdce, které se i nadále rychle hroutí.
V roce 1939 , Robert Oppenheimer ukázal, že v případě, to srdce má hmotnost větší než určitý limit, nazývá mez Oppenheimer-Volkoff a rovný asi 3,3 hmotností Slunce, gravitační síla rozhodně převažuje všechny ostatní síly a vytvoří se černá díra.
Kolaps směrem k černé díře pravděpodobně vyzařuje gravitační vlny , které jsou detekovány pomocí nástrojů, jako je detektor Panny z Casciny v Itálii , nebo pomocí dvou amerických interferometrů LIGO . Hvězdné černé díry jsou dnes pozorovány v X binárních souborech a mikrokvazarech a někdy jsou zodpovědné za výskyt trysek, jako jsou ty pozorované v určitých aktivních jádrech galaxií .
Supermasivní černé díry mají hmotnost mezi několika miliony a několika miliardami solárních hmot. Nacházejí se ve středu galaxií a jejich přítomnost někdy způsobuje výskyt trysek a rentgenových paprsků . Jádra galaxií, která jsou tak jasnější než jednoduchá superpozice hvězd, se pak nazývají aktivní jádra galaxií .
Naše galaxie, Mléčná dráha , obsahuje takovou černou díru ( Sagittarius A * ), jak bylo prokázáno pozorováním extrémně rychlých pohybů hvězd v okolí. Zejména hvězdu jménem S2 bylo možné pozorovat během úplné revoluce kolem nezjištěného tmavého objektu za méně než jedenáct let. Eliptická oběžná dráha této hvězdy ji přivedla na méně než dvacet astronomických jednotek z tohoto objektu ( tj . Vzdálenost řádově od Uranu - Slunce) a rychlost, kterou obíhá dráha, umožňuje přiřadit hmotnost asi 2,3 milionu hmotností Slunce pro temný objekt, kolem kterého se točí. Žádný jiný model než černá díra nemůže odpovídat za takovou koncentraci hmoty v tak malém objemu.
Dalekohled Chandra také umožnil pozorovat ve středu galaxie NGC 6240 dvě supermasivní černé díry obíhající kolem sebe. O vzniku takových obrů se stále diskutuje, ale někteří věří, že se na počátku vesmíru vytvořili velmi rychle.
Hmota z galaktické černé díry je obvykle asi tisícinu hmotnosti hmoty v centrální žárovky .
Tvorba velmi velkých černých děr (řádově miliardy hmotností Slunce) pozorovaná ve vzdáleném vesmíru byla příliš rychlá na to, aby odpovídala zhroucení hmotných hvězd. Mohlo by to být přímé zhroucení gigantických plynových mraků přítomných těsně po Velkém třesku , což by vedlo k černým dírám o hmotnosti deseti až stotisíců slunečních hmot , které se pak zesílily na úkor okolního plynu a hvězd.
Mezilehlé černé díry jsou nedávno objevené objekty a mají hmotnost mezi 100 a 10 000 slunečními hmotami. V 70. letech se měly černé díry mezilehlé hmoty tvořit v srdci kulových hvězdokup, ale tato hypotéza nepotvrdila žádná pozorování. Pozorování v roce 2000 ukázala existenci zdrojů rentgenového záření s vysokým jasem ( zdroj ultra-světelného rentgenového záření v angličtině nebo ULX ). Tyto zdroje zjevně nesouvisejí se srdcem galaxií, kde se nacházejí supermasivní černé díry. Kromě toho je pozorované množství rentgenových paprsků příliš velké na to, aby je produkovala černá díra o 20 hmotách Slunce, která akumuluje hmotu rychlostí rovnou Eddingtonovu limitu (maximální limit pro hvězdnou černou díru). Tyto mezilehlé černé díry by mohly být také výsledkem kolapsu hvězdy populace III : jsou to hypotetické populace velmi hmotných hvězd (tisíce slunečních hmot), které by se vytvořily na začátku vesmíru a které by byly tvořeny tím nejlehčím: vodíkem nebo hélium.
Pokud je existence takových černých děr nyní v komunitě astronomů dobře přijímána, nízký počet kandidátů a nejednoznačnost určitých signálů znamená, že existence této kategorie černé díry je stále předmětem debaty.
V roce 2017 tvrdí Bulent Kiziltan, ředitel výzkumu v Harvard-Smithsonianově středisku pro astrofyziku , že v rámci kulové hvězdokupy 47 Tucanae detekoval střední černou díru o hmotnosti 1400 až 3700 hmotností Slunce .
Prvotní černé díry, nazývané také mikro černé díry nebo kvantové černé díry , by měly velmi malou velikost . Byly by vytvořeny během Velkého třesku (odtud kvalifikátor „prvotní“), po gravitačním zhroucení malých nadměrných hustot v prvotním vesmíru . V 70. letech studovali fyzici Stephen Hawking a Bernard Carr mechanismus vzniku černé díry v raném vesmíru. Navrhli myšlenku hojnosti mini černých děr, malých ve srovnání s těmi, které si představovala formace hvězd. Hustota a distribuce hmoty těchto černých děr není známa a závisí primárně na tom, jak v raném vesmíru nastane fáze rychlé expanze, kosmická inflace . Tyto černé díry s nízkou hmotností vyzařují, pokud existují, gama záření, které by nakonec mohly detekovat satelity jako INTEGRAL . Nedetekování tohoto záření umožňuje stanovit horní limity hojnosti a distribuce hmoty těchto černých děr.
Hypotéza polovině 2019 předpokládá, že hypotetický 9 th planeta sluneční soustavy by mohla být například černé díry.
Podle některých fyzikálních modelů s vysokou energií by bylo možné vytvořit podobné mikro černé díry v laboratoři, v urychlovačích částic, jako je LHC .
Binární černá díra je hypotetický binární systém , který se skládá ze dvou černých děr obíhajících kolem sebe navzájem. Jsou jedním z největších zdrojů gravitačních vln v pozorovatelném vesmíru .
Tento binární systém by byl nestabilní kvůli nějaké ztrátě momentu hybnosti v průběhu času. Výsledkem je, že se černé díry pohybují blíže k sobě, dokud se nespojí, což vytváří změny charakteristik, které způsobují určité strukturální změny v hostitelské galaxii.
Jediné dvě třídy černých děr, pro které máme četná pozorování (nepřímé, ale stále přesnější, viz další odstavec), jsou hvězdné a superhmotné černé díry. Nejbližší supermasivní černá díra je ta ve středu naší Galaxie s přibližně 8,5 kpc (27 700 al ).
Jednou z prvních metod detekce černé díry je stanovení hmotnosti dvou složek binární hvězdy z orbitálních parametrů. Pozorovali jsme tedy hvězdy s nízkou hmotností s velmi výrazným orbitálním pohybem (amplituda několika desítek km / s), ale jejichž společník je neviditelný. Masivní neviditelný společník lze obecně interpretovat jako neutronovou hvězdu nebo černou díru, protože normální hvězda s takovou hmotou by byla vidět velmi snadno. Hmotnost společníka (nebo funkce hmot , není-li úhel náklonu znám) se poté porovná s maximální mezní hmotností neutronových hvězd (přibližně 3,3 hmotností Slunce ). Pokud tento limit překročí, považuje se objekt za černou díru. Jinak to může být bílý trpaslík .
Rovněž se má za to, že určité hvězdné černé díry se objevují během záblesků gama záření (nebo GRB , v angličtině záblesk gama záření ). Ten druhý by se ve skutečnosti formoval výbuchem hmotné hvězdy (například hvězdy Wolf-Rayet ) na supernovu ; v některých případech (popsáno kolapsovým modelem ) se při formování černé díry vytváří záblesk gama paprsků. GRB by tedy mohl představovat signál o narození černé díry. Nižší hmotu černé díry mohou také tvořit klasické supernovy. Například zbytek supernovy SN 1987A je podezřelý z černé díry.
Druhým jevem přímo spojeným s přítomností černé díry, tentokrát nejen hvězdného typu, ale také superhmotného, je přítomnost trysek pozorovaných hlavně v oblasti rádiových vln. Tyto trysky jsou výsledkem rozsáhlých změn magnetického pole, ke kterým dochází na akrečním disku černé díry.
Objekt černé díry jako takový je ze své podstaty nepozorovatelný; je však možné pozorovat bezprostřední prostředí černé díry ( akreční disk , paprsky hmoty atd.) poblíž jejího obzoru, což umožňuje testovat a ověřovat fyziku černých děr. Malá velikost hvězdné černé díry (několik kilometrů) však toto přímé pozorování velmi ztěžuje. Jako příklad lze uvést, že i když je úhlová velikost černé díry větší než u klasického objektu se stejným poloměrem, černá díra se sluneční hmotou umístěná v jednom parsek (asi 3,26 roku světla ) by měla úhlovou průměr 0,1 mikroobloukových sekund .
Pro supermasivní černou díru je však situace příznivější. Velikost černé díry je ve skutečnosti úměrná její hmotnosti. Černá díra ve středu naší galaxie má tedy hmotnost pravděpodobně mezi 3,7 miliony a 4,15 miliony hmotností Slunce. Jeho poloměr Schwarzschild je přibližně 12,7 milionu kilometrů. Úhlová velikost této černé díry, která se nachází asi 8,5 kiloparseků od Země, je řádově 40 obloukových mikrosekund. Toto rozlišení je ve viditelné oblasti nepřístupné , ale je docela blízko limitům, které jsou v současné době dosažitelné v rádiové interferometrii . Technika rádiové interferometrie s dostatečnou citlivostí je omezena frekvencí na milimetrový rozsah. Zisk o řádové frekvenci by umožnil lepší rozlišení než úhlová velikost černé díry.
The 10. dubna 2019, projekt dalekohledu Event Horizon Telescope publikuje první snímky M87 * , supermasivní černé díry v srdci galaxie M87 . Tato restituce jsou získána díky algoritmu rekonstrukce obrazu s názvem „CHIRP“ ( Continuous High-resolution Image Reconstruction with Patch priors ), který vyvinula americká vědkyně Katie Bouman . Tyto snímky umožňují rozlišit siluetu černé díry v akrečním disku .
Cygnus X-1 , detekovaný v roce 1965 , je prvním astrofyzikálním objektem identifikovaným jako možný projev černé díry. Je to binární systém, který by byl tvořen rotující černou dírou a obří hvězdou .
Binární hvězdné systémy, které obsahují černou díru s akrečními tryskami tvořícími trysky, se nazývají mikro-kvasary , v odkazu na jejich extragalaktické rodiče: kvasary . Tyto dvě třídy objektů ve skutečnosti sdílejí stejné fyzické procesy. Z nejvíce studovaných mikrokvazarů si můžeme povšimnout GRS 1915 + 105 , u nichž byla v roce 1994 objevena superluminální tryska . Další případ takových trysek byl detekován v systému GRO J1655-40 . Jeho vzdálenost je však kontroverzní a její trysky nemusí být superluminální. Všimněte si také velmi zvláštního mikrokvasaru SS 433 , který má v precesi trvalé trysky a kde se hmota pohybuje ve svazcích rychlostí několika zlomků rychlosti světla.
Kandidáty na supermasivní černé díry byla nejprve aktivní jádra galaxie a kvasary objevené radioastronomy v 60. letech . Nejpřesvědčivějšími pozorováními existence supermasivních černých děr jsou však oběžné dráhy hvězd kolem galaktického středu zvané Sagittarius A * . Oběžné dráhy těchto hvězd a dosažené rychlosti nyní umožnily vyloučit jakýkoli typ objektu kromě supermasivní černé díry, řádově 4 miliony hmotností Slunce na tomto místě v galaxii. Následně byly v mnoha dalších galaxiích detekovány supermasivní černé díry.
v Únor 2005, Obří modrá hvězda, tzv SDSS J090745.0 + 024507 byla pozorována opouští naši galaxii, s rychlostí dvakrát tak rychlý jako rychlost uvolňování z Mléčné dráhy , nebo 0,002 2 násobku rychlosti světla. Když půjdeme po trajektorii této hvězdy, uvidíme, že prochází bezprostřední blízkosti galaktického středu. Jeho rychlost a trajektorie tedy také podporují myšlenku přítomnosti supermasivní černé díry na tomto místě, jejíž gravitační vliv by způsobil vyhození této hvězdy z Mléčné dráhy.
v listopadu 2004tým astronomů informoval o objevu první černé díry se střední hmotou v naší galaxii obíhající jen tři světelné roky od galaktického středu. Říká se, že tato černá díra má hmotnost asi 1300 hmotností Slunce a nachází se v kupě pouhých sedmi hvězd. Tato kupa je pravděpodobně zbytkem masivní hvězdokupy, která byla vystavena přítomností centrální černé díry. Toto pozorování podporuje myšlenku, že supermasivní černé díry růst tím, že absorbuje hvězd a jiné černé díry, nápad, který může být potvrzeno přímým pozorováním gravitačních vln vysílaných tímto procesem, přes prostor interferometru. LISA .
v Červen 2004, astronomové našli supermasivní černou díru nazvanou Q0906 + 6930 ve středu vzdálené galaxie vzdálené asi 12,7 miliardy světelných let , tj. když byl vesmír ještě velmi mladý. Toto pozorování ukazuje, že tvorba supermasivních černých děr v galaxiích je relativně rychlý jev.
V roce 2012 byla objevena největší černá díra, která byla kdy pozorována, v galaxii NGC 1277 , která se nachází 220 milionů světelných let daleko v souhvězdí Perseus . Měl by hmotnost 17 miliard hmotností Slunce a představuje 14% hmotnosti své vlastní galaxie (v průměru 0,1% pro ostatní, v průměru ). V roce 2017 by tuto černou díru sesadil z trónu 618 TON , kvazar, který se nachází 10,4 miliardy světelných let daleko a „váží“ 66 miliard solárních hmot.
Zásadní otázkou ohledně černých děr je, za jakých podmínek se mohou tvořit. I když jsou podmínky nezbytné pro jejich vznik extrémně specifické, šance, že existuje mnoho černých děr, mohou být nízké. Soubor matematických vět od Stephena Hawkinga a Rogera Penroseho ukázal, že tomu tak není: tvorba černých děr může nastat za různých extrémně obecných podmínek. Ze zřejmých důvodů byla tato práce nazývána věty o singularitě . Tyto věty pocházejí z počátku 70. let , kdy bylo jen malé pozorovací potvrzení o existenci černých děr. Pozdější pozorování potvrdila, že černé díry byly velmi častými objekty ve vesmíru.
Ve středu černé díry je gravitační singularita . U každého typu černé díry je tato jedinečnost „skrytá“ před vnějším světem horizontem událostí. Tato situace se ukazuje jako velmi šťastná: současná fyzika rozhodně neví, jak popsat gravitační singularitu, ale to má malý význam, protože tato uvnitř zóny vymezené horizontem nemá vliv na dění ve vnějším světě . Ukazuje se však, že existují matematická řešení rovnic obecné relativity, ve kterých existuje singularita, aniž by byla obklopena horizontem. To je například případ řešení Kerr nebo Reissner-Nordström, když zatížení nebo moment hybnosti překročí určitou kritickou hodnotu. V tomto případě již nemluvíme o černé díře (již zde není horizont, a proto již není „díra“), ale o nahé singularitě . Takové konfigurace je v praxi extrémně obtížné studovat, protože předpověď chování singularity vždy zůstává nemožná; ale tentokrát to ovlivní vesmír, ve kterém žijeme. Existence nahých singularit proto vede k nemožnosti deterministického vývoje vesmíru ve stavu současného poznání.
Černé díry Kerr nebo Reissner-Nordström (stejně jako obecný případ Kerr-Newman ) však nemohou dosáhnout svých příslušných kritických hodnot externím vstupem momentu hybnosti nebo elektrických nábojů. Čím blíže se dostaneme ke kritické hodnotě černé díry Kerr, tím méně může externí objekt zvýšit svou momentální hybnost. Srovnatelným způsobem, jak se blíží maximální náboj Reissner-Nordströmovy černé díry, by se elektrické náboje stejného znaménka, jaké má černá díra k ní promítané, dostaly s rostoucími obtížemi kvůli odpudivé elektrostatice vyvíjené černou dírou . Aby se náboje dostaly do černé díry, musely by se tam promítat relativistickou rychlostí (kvůli elektrickému odpuzování), což by přispělo k tomu, že se jejich energie bude zvyšovat a bude mnohem větší než jejich hmotná energie (v klidu). . Proto příspěvek k hmotě černé díry, dostatečný ke kompenzaci nárůstu náboje černé díry. Nakonec by poměr náboj / hmotnost černé díry „saturoval“ těsně pod kritickou hodnotou.
Tyto prvky, stejně jako fundamentálnější úvahy, vedly anglického matematika Rogera Penrose k formulování takzvané hypotézy kosmické cenzury v roce 1969 , která stanovila, že žádný fyzický proces by nemohl umožnit vzhled nahých singularit ve vesmíru. Tato hypotéza, která má několik možných formulací, byla předmětem sázky mezi Stephenem Hawkingem na jedné straně a Kip Thornem a Johnem Preskillem na straně druhé, přičemž ten druhý vsadil, že mohou existovat nahé singularity. V roce 1991 , Stuart L. Shapiro a Saul A. Teukolsky ukázal ve víru numerických simulací, které by mohly tvořit nahé singularity ve vesmíru. O několik let později Matthew Choptuik vyzdvihl důležitý soubor situací, z nichž je možný vznik nahých singularit. Tyto konfigurace však zůstávají mimořádně konkrétní a vyžadují jemné nastavení počátečních podmínek, aby vedly ke vzniku nahých singularit. Jejich tvorba je tedy možná , ale v praxi extrémně nepravděpodobná . V roce 1997 Stephen Hawking připustil, že prohrál sázku s Kip Thornem a Johnem Preskillem. Od té doby byla zahájena další sázka, kde byly přidány přísnější podmínky týkající se počátečních podmínek, které mohou vést k nahým singularitám.
V roce 1971 britský fyzik Stephen Hawking ukázal, že celková plocha horizontů událostí jakékoli klasické černé díry se nikdy nemůže zmenšit. Tato vlastnost je docela podobná druhému zákonu termodynamiky , přičemž povrch hraje roli entropie . V rámci klasické fyziky bychom mohli porušit tento zákon termodynamiky tím , že pošleme hmotu do černé díry, která by ji nechala zmizet z našeho vesmíru, v důsledku snížení celkové entropie vesmíru .
Aby nedošlo k porušení tohoto zákona, navrhl fyzik Jacob Bekenstein, že černá díra má entropii (bez upřesnění její přesné povahy) a že je úměrná ploše jejího horizontu. Bekenstein pak věřil, že černé díry nevyzařují záření a že spojení s termodynamikou bylo jen analogií a ne fyzickým popisem vlastností černé díry. Nicméně Hawking brzy poté prokázal výpočtem teorie kvantového pole , že výsledek na entropii černých děr je mnohem víc než jednoduchá analogie a že je možné důsledně definovat teplotu spojenou se zářením černých děr (viz níže) ).
Pomocí rovnic termodynamiky černé díry se ukazuje, že entropie černé díry je úměrná ploše jejího horizontu. Jedná se o univerzální výsledek, který lze v jiném kontextu aplikovat na kosmologické modely, které rovněž zahrnují horizont jako vesmír de Sitter . Mikroskopická interpretace tohoto entropie, na druhé straně zůstává otevřený problém, ke kterému teorie strun se však podařilo poskytnout částečné odpovědi.
Poté se ukázalo, že černé díry jsou objekty s maximální entropií , to znamená, že maximální entropie oblasti prostoru ohraničené daným povrchem je stejná jako u černé díry stejné oblasti. Toto pozorování vedlo fyziky Gerarda t Hooft a poté Leonarda Susskinda k navržení souboru myšlenek nazývaných holografický princip , založených na skutečnosti, že popis povrchu oblasti umožňuje rekonstituovat všechny informace týkající se jejího obsahu, stejným způsobem, že hologram kóduje informace vztahující se k objemu na jednoduchém povrchu, což umožňuje poskytnout reliéfní efekt z povrchu.
Objev entropie černých děr tak umožnil vývoj extrémně hluboké analogie mezi černými děrami a termodynamikou , termodynamiky černých děr , která by mohla pomoci při pochopení teorie kvantové gravitace .
V roce 1974 , Stephen Hawking aplikovat kvantovou teorii pole na zakřiveném časoprostoru obecné relativity, a zjistil, že v rozporu s tím, co klasická mechanika předpovídá, černé díry by skutečně mohla emitovat záření (podobně jako u tepelného záření)) dnes vyzvala. Hawking radiace : černé díry nejsou proto úplně „černé“.
Rozšiřování záření v podstatě odpovídá spektru z černého tělesa . Můžeme tedy spojit „ teplotu “ černé díry, která je nepřímo úměrná její velikosti. Čím větší je černá díra, tím nižší je její teplota. Černá díra o hmotnosti planety Merkur by měla teplotu rovnou teplotě kosmického rozptýleného záření na pozadí (zhruba 2,73 Kelvina ). V případě, že černá díra je masivnější, pak to bude chladnější než spodní teplota a zvýšit svoji energii rychleji, než ztratí přes Hawking radiace, čímž se stává ještě chladnější. Hvězdná černá díra má tedy teplotu několika mikrokelvinů, což znemožňuje přímou detekci jejího odpařování. U méně masivních černých děr je však teplota vyšší a související ztráta energie umožňuje vidět její hmotnost v kosmologických měřítcích. Černá díra o několika milionech tun se tedy odpaří v kratším období, než ve věku vesmíru . Jak se černá díra odpařuje, zmenšuje se, a proto je žhavější. Někteří astrofyzici navrhli, aby úplné odpaření černých děr vyvolalo záblesk gama paprsků . To by byl podpis existence černých děr s velmi nízkou hmotností. Ty by pak byly prvotní černé díry. Současný výzkum zkoumá tuto možnost s údaji z evropské družice International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL).
Otázkou zásadní fyziky dosud nevyřešeného na začátku XXI -tého století, je známý paradox informací. Ve skutečnosti, kvůli již citované větě o plešatosti , není možné určit a posteriori, co vstoupilo do černé díry. Při pohledu vzdáleného pozorovatele však informace nikdy není úplně zničena, protože materiál padající do černé díry zmizí až po nekonečně dlouhé době. Jsou tedy informace, které formovaly černou díru, ztraceny nebo ne?
Obecné úvahy o tom, co by měla být teorie kvantové gravitace, naznačují, že s vesmírem v blízkosti horizontu černé díry může být spojeno pouze konečné a omezené množství entropie (tj. Maximální a konečné množství informací). Ale variace entropie horizontu plus variace Hawkingova záření je vždy dostačující, aby se zohlednila veškerá entropie hmoty a energie padající do černé díry ... Zůstává však mnoho otázek. Zejména na kvantové úrovni je kvantový stav Hawkingova záření jednoznačně určen historií toho, co spadlo do černé díry? Podobně je historie toho, co padlo, jednoznačně určována kvantovým stavem černé díry a jejím zářením? Jinými slovy, jsou černé díry deterministické? Tato vlastnost je samozřejmě zachována v obecné relativitě jako v klasické fyzice, ale ne v kvantové mechanice .
Po mnoho let si Stephen Hawking udržoval svou původní pozici z roku 1975, že Hawkingovo záření je zcela tepelné, a proto zcela náhodné, což představuje nový zdroj nedeterministických informací. Nicméně21. července 2004, přednesl nový argument a šel proti své první pozici. Podle jeho nových výpočtů by entropie spojená s černou dírou byla pro vnějšího pozorovatele skutečně nepřístupná. Navíc při absenci těchto informací je nemožné jednoznačně uvést informace o Hawkingově záření (obsažené v jeho vnitřních korelacích) k počátečnímu stavu systému. Pokud se však černá díra zcela odpaří, lze tuto jednoznačnou identifikaci provést a jednotnost je zachována (informace je tedy zachována). Není jasné, že specializovaná vědecká komunita je absolutně přesvědčena argumenty předloženými Hawkingem. Samotný Hawking však byl dostatečně přesvědčen, aby urovnal sázku, kterou uzavřel v roce 1997 s fyzikem Johnem Preskillem z Caltechu , což vyvolalo obrovský mediální zájem.
v Červenec 2005„Hawkingovo oznámení vyústilo v publikaci v časopise Physical Review a následně bylo diskutováno ve vědecké komunitě, aniž by došlo k jasnému konsensu ohledně platnosti přístupu navrženého Hawkingem.
Obecná relativita naznačuje, že by existovaly konfigurace, ve kterých jsou dvě černé díry spojeny navzájem. Taková konfigurace se obvykle nazývá červí díra nebo vzácněji Einstein-Rosenův most. Takové konfigurace velmi inspirovaly autory sci-fi (viz například odkazy v sekci médií ), protože nabízejí způsob, jak cestovat velmi rychle na velké vzdálenosti nebo dokonce cestovat časem . V praxi se takové konfigurace, jsou-li povoleny obecnou relativitou, zdají být v astrofyzikálním kontextu naprosto nepraktické, protože se zdá, že žádný známý proces neumožňuje vytvoření takových objektů.
Demonstrace existence hvězdných černých děr je založena na existenci horní hranice pro hmotnost neutronových hvězd . Hodnota tohoto limitu silně závisí na předpokladech týkajících se vlastností husté hmoty. Objev nových exotických fází hmoty by mohl tuto hranici posunout zpět. Fáze tvořená volnými kvarky (například bez vazby na tvorbu protonů a neutronů) při vysoké hustotě by mohla umožnit existenci hvězd kvarku, zatímco modely supersymetrie předpovídají existenci Q hvězd . Některá rozšíření standardního modelu předpokládají existenci preonů, které by tvořily stavební kameny kvarků a leptonů , které by hypoteticky mohly vytvořit preonové hvězdy . Tyto hypotetické modely by mohly vysvětlit řadu pozorování kandidátských hvězdných černých děr. Z obecných argumentů v obecné relativitě však lze ukázat, že všechny tyto objekty by měly maximální hmotnost.
Protože průměrná hustota černé díry v jejím poloměru Schwarzschild je nepřímo úměrná druhé mocnině její hmotnosti, supermasivní černé díry jsou mnohem méně husté než hvězdné černé díry (hustota díry černé díry 10 8 hmotností Slunce je srovnatelná s tou vody; černá díra o hmotnosti deseti miliard (10 10 ) solárních hmot by byla méně hustá než vzduch). Výsledkem je, že fyzika hmoty tvořící supermasivní černou díru je mnohem lépe pochopitelná a možná alternativní vysvětlení pro pozorování supermasivních černých děr jsou mnohem běžnější. Například supermasivní černá díra by mohla být modelována jako velká skupina velmi temných objektů. Tyto alternativy však obecně nejsou dostatečně stabilní, aby vysvětlily kandidáty supermasivních černých děr.
Důkazy ve prospěch hvězdných a supermasivních černých děr naznačují, že aby se černé díry nevytvořily, musí obecná teorie relativity selhat jako gravitační teorie, možná kvůli vzhledu kvantových korekcí . Dlouho očekávanou charakteristikou teorie kvantové gravitace by byla absence singularit nebo horizontů událostí (a tedy absence černých děr). V posledních letech byla velká pozornost věnována modelu „ fuzzballs “ (doslova „chlupatých koulí“ ) vyvinutých v teorii strun . Na základě výpočtů v konkrétních situacích v teorii strun návrh navrhuje, aby obecně neměly jednotlivé stavy řešení černé díry horizont událostí nebo singularitu, ale že pro klasického / poloobservera. Klasický statistický průměr těchto stavů se jeví jako obyčejná černá díra v obecné relativitě.
Jean-Pierre Luminet během své konference na CPPM vledna 2020je uvedeno v úvodu teoretická alternativa k černé díry prostřednictvím modelu Janus z Jean-Pierre Petit . Specifikuje, že na pozorovací úrovni takový objekt „opravdu vypadá jako černá díra“.
Bylo také navrženo mnoho alternativ, například:
Ale všechny tyto objekty zůstávají v současném stavu našich znalostí čistě teoretické.
Když mluvíme o „ populární kultuře “ o černých dírách, často myslíme na sci-fi . V kině nebo v literární oblasti existuje spousta inspirace.