teoretické základy (18.–19. století)

Rok 1783 – John Michell (1724–1793)

Málokdo by čekal, že první představy o černých dírách vznikly již v 18. století. Anglický geolog John Michell poprvé vyslovil myšlenku černé díry, kterou však nazýval poněkud jinak – temná hvězda. Uvažoval, zda může ve vesmíru existovat předmět s obrovskou gravitační silou, jež by zadržela i tak rychle se pohybující „kuličky“, jakými je světlo (300 000 km·s^-1 ). Jeho představa (mylná) vycházela z přesvědčení, že světlo je složeno z malých hmotných kuliček, které se snaží vyletět vzhůru, gravitací jsou zpomalovány, zastaveny a přinuceny spadnout zpět na povrch hvězdy. Analogií může být vrh kamene vzhůru, který se chová přesně tak, jak si Michell představoval. Tato myšlenka pak byla publikována Pierrem Simonem Laplacem (1749–1827), avšak ve vědecké komunitě té doby se neujala.

Ilustrační obrázek k Mitchellově představě temné hvězdy

V případě Michella a Laplace je nutné si uvědomit, že uvažovali o „černé díře“ v pojmech Newtonovy teorie gravitace, jejíž pomocí skutečné černé díry popisovat nemůžeme. Proto temná hvězda a černá díra nejsou zcela totožné pojmy. 

Mezi fyziky v 19. století se tomuto tématu věnovalo velmi málo pozornosti, jelikož se předpokládalo, že světlo je vlna a nepůsobí na něj v žádném případě gravitační pole 

dlouhé období skepticismu (1. pol. 20. století)

Rok 1905 a 1915 – Albert Einstein (1879–1955)

Mladý zaměstnanec patentového úřadu v Bernu Albert Einstein dokončuje roku 1905 svoji speciální teorii relativity, která bourá newtonovské představy o prostoru a čase. Čas a prostor přestávají být absolutní, stávají se relativními. Jediným absolutnem ve vesmíru je rychlost světla.

Einstein zároveň odvozuje ze svých principů nejslavnější fyzikální rovnici o vztahu mezi hmotou a energií.

Einstein navíc ukazuje, že elektromagnetické vlny se za určitých podmínek chovají jako částice, a podporuje tak představu vlnově-částicového dualismu, která je základem kvantové mechanicky.

Albert Einstein (1879–1955) v roce 1905
(zdroj obrázku: www.bhm.ch)

O deset let později, 25. listopadu 1915, představuje Albert Einstein na Pruské akademii věd svoji obecnou teorii relativity, v níž není gravitace silou, ale zakřivením časoprostoru. Vznik této teorie umožnil pozdější rozmach astrofyziky jako takové, zejména pak v oblasti vzniku vesmíru a závěrečných stadií hvězd.

Albert Einstein však nikdy ze svých rovnic černou díru neodvodil, naopak, myšlence, že takové objekty existují, se vždy bránil. 

Rok 1916 – Karl Schwarzschild (1873–1916)

Obecná teorie relativity vzbudila ve vědeckých kruzích poměrně velký rozruch. Einsteinův článek se dostal dokonce až na ruskou frontu 1. světové války, kde sloužil německý astrofyzik Karl Schwarzschild. Ohromen Einsteinovou představou prostoru a času se pustil do vlastních výpočtů, které z obecné relativity vyplývaly. Protože studovat hvězdu, která se otáčí a není přesně sférická, je velmi složitým problémem, zjednodušil si Schwarzschild svůj model na nerotující dokonale kulovou hvězdu.

Karl Schwarzschild (1873–1916)
(zdroj obrázku: www.phy.bg.ac.yu)

Za několik dní měl výpočty hotové. Byly elegantní a přehledné a určovaly, jaké je zakřivení prostoročasu vně každé sférické nerotující hvězdy. Jím nalezená geometrie ovlivňuje naše chápání gravitace a vesmíru prakticky dodnes. Na počest tohoto astrofyzika nese i jeho jméno – Schwarzschildova geometrie. Z pozdějších výpočtů se pak ukázalo, že Schwarzschildovo řešení představuje nerotující nabitou černou díru.

Rok 1919 a 1926 – Sir Arthur S. Eddington (1882–1944)

Anglický vědec Sir Arthur Stanley Eddington pořádá po skončení I. světové války expedici na africký ostrov Principe (Guinejský záliv), aby pozoroval zatmění Slunce (29. května 1919). Během tohoto zatmění vyfotil několikrát hvězdy v okolí Slunce, jejichž pozice na obloze by měly být podle předpovědi obecné teorie relativity posunuty gravitačním působením Slunce. Obecná teorie relativity byla poté potvrzena jako správná. V roce 1926 Eddington upozorňuje na problematiku bílých trpaslíků, čímž napadá existenci černých děr.

Negativ pozadí Slunce z roku 1919 pořízený Eddingtonovou expedicí
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Pozitiv pozadí Slunce z roku 1919 pořízený Eddingtonovou expedicí
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Rok 1930 a 1935 – Subrahmanyan Chandrasekhar (1910–1995)

Roku 1930 objevuje Subrahmanyan Chandrasekhar hmotnostní mez pro hmotnost bílých trpaslíků, která byla na jeho počest pojmenována jako Chandrasekharova mez. Tím vlastně říká, že objekty hmotnější než zmíněná mez se budou dále hroutit i přes odpor degenerovaného elektronového plynu. O pět let později (1935) své výsledky zpřesňuje a podává podrobnější vysvětlení. Přesto odpůrci černých děr v čele s Eddingtonem jeho práci odmítají.

Subrahmanyan Chandrasekhar (1910–1995)
(zdroj obrázku: www.phys-astro.sonoma.edu)

Rok 1938 a 1939 – Julius Robert Oppenheimer (1904–1967)

V roce 1938 Julius Robert Oppenheimer a jeho student Volkoff nacházejí vztah pro maximální hmotnost neutronových hvězd. O rok později pak Oppenheimer spolu se Snyderem ukazují za idealizovaných předpokladů, že hroutící se velmi hmotná hvězda vytvoří černou díru. Navíc poukazují na fakt, že pro vnější pozorovatele zamrzne proces hroucení na horizontu, zatímco pro pozorovatele na povrchu hvězdy pokračuje proces i pod horizontem (dnes horizont událostí) – tento střet vztažných soustav je znám pod pojmem Oppenheimerův-Snyderův paradox.

Julius Robert Oppenheimer (1904–1967)
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Rok 1938 až 1955 – II. světová válka a závod o vodíkovou bombu

Se začátkem druhé světové války ustal prakticky jakýkoliv zájem o výzkum hvězd, neboť téměř veškerá vědecká kapacita byla využívána k válečnému výzkumu. Roku 1942 startuje v USA projekt Manhattan vedený právě Robertem Oppenheimerem. John Archibald Wheeler v Hanfordu, ve státě Whashington, vedl vývoj a konstrukci atomových reaktorů, které vyráběly plutonium pro atomové bomby. V Sovětském svazu začal vývoj atomové bomby o rok později.

Po skončení II. světové války začala nová usilovná snaha probíhající na straně USA i na straně SSSR. Cílem byla termonukleární bomba. Úsilí vyvrcholilo roku 1952 (USA) odpálením první termonukleární pumy s označením Mike. Sovětský svaz úspěšně odzkoušel svoji bombu o rok později.

zlaté období teorie černých děr (60.–80. léta)

13.8 Rok 1957 až 1960 – John Archibald Wheeler (1911–2008)

John Archibald Wheeler prostudoval články Chandrasekhara, Landaua a Oppenheimera s Volkoffem. Spolu se svým studentem, B. Kentem Harrisonem nalezl stavovou rovnici „studené mrtvé hmoty“, což je hmota v níž již neprobíhají termonukleární reakce. Jeho výsledný vztah předčil rovnice odvozené Oppenheimerem s Volkoffem, neboť Wheeler započítal i vliv jaderných sil.

Paradoxní však bylo, že Wheeler o existenci černých děr nadále odmítal uvažovat, protože je považoval za absurdní. Věřil, že i velmi hmotná hvězda ztratí dostatečné množství hmotnosti a skončí na „pohřebišti“ neutronových hvězd.

John Archibald Wheeler (1911–2008)
(zdroj obrázku: www.kosmologika.net)

Rok 1958 – David Finkelstein (1929–2016)

David Finkelstein přinesl do problematiky výzkumu černých děr jednu zásadní věc – vztažnou soustavu vhodnou pro popis kolapsu hvězdy. Tato vztažná soustava byla již dříve objevena Sirem Arthurem Eddingtonem, avšak v té době nebyl význam takové vztažné soustavy pochopen. Finkelsteinovým přínosem bylo tedy to, že danou vztažnou soustavu znovuobjevil. Aplikací této vztažné soustavy byl vyřešen Oppenheimerův-Snyderův paradox.

David Finkelstein (1929–2016)
(zdroj obrázku: www.heise.de)

Rok 1963 – Roy Patrick Kerr (1934–)

Novozélandský fyzik a matematik Roy Patrick Kerr publikoval článek s řešením Einsteinových rovnic pro zakřivení prostoročasu kolem rotující hvězdy. Později Brandon Carter ukázal, že Kerrovo řešení nepopisuje otáčející se hvězdu, ale rotující černou díru. Do roku 1963 se všechny výpočty zabývající se černými dírami idealizovaly pro nerotující, dokonale sférické hvězdy. S řešením Roye Kerryho začal výzkum hvězd rotujících. Asi nejdůležitějším výsledkem bylo zjištění, že rotující černá díra prostor ve svém okolí strhává a vytváří v něm vír (ten můžeme pozorovat v podobě akrečního disku).

Roy Patrick Kerr (1934–)
(zdroj obrázku: www.kosmologika.net)

Rok 1964 – Stirling Colgate (1925–2013)

Začátkem 60. let 20. století se Wheeler postupně proměnil z odpůrce černých děr na jejich zastánce. Jedním z hybných motivů při změně jeho přesvědčení byla úspěšná počítačová simulace hroucení hvězdy na základě Oppenheimerových-Snyderových výpočtů provedená pracovní skupinou vedenou Stirlingem Colgatem. Skupina Stirlinga Colgata (Richard White, Michael May, Stirling Colgate) provedla důkladné propočty, zohlednila jaderné síly a tlaky uvnitř hvězd. Potvrdila tak Zwickyho domněnku z roku 1934, že imploze hvězdy s hmotností do 25 M_S vede ke vzniku neutronové hvězdy výbuchem supernovy, a Oppenheimerův-Snyderův závěr z roku 1939, že zhroucení hvězdy hmotnější 25 M_S vede ke vzniku černé díry.

Pojmenování ČERNÁ DÍRA

Pojem „černá díra“ se poprvé začal používat na počátku 60. let a jeho vznik je často připisován fyzikovi Robertu Henrymu Dickemu. Ten údajně přirovnal záhadný hvězdný objekt k nechvalně známé věznici v Indii zvané „Černá díra v Kalkatě“ (Black Hole of Calcutta), odkud už vězni podle legend neměli šanci vyjít živí, podobně jako žádná hmota nebo světlo nemůže uniknout z černé díry.

Rok 1969 – Stephen Hawking (1942–2018)

Stephen Hawking přichází s revoluční myšlenkou zvětšování plochy horizontu při akumulaci hmoty (energie) černou dírou. Srazí-li se například dvě černé díry, plocha horizontu výsledné černé díry bude vždy větší, než jednotlivé plochy horizontů původních děr. Zároveň Hawking ze svého závěru odvodil, že při srážce dvou černých děr může být až 50 % hmoty přeměněno na energii vyzářenou v podobě gravitačních vln.

Stephen Hawking (1942–2018)
(zdroj obrázku: www.telegraph.co.uk)

Rok 1972 – Jacob David Bekenstein (1947–2015)

Jacob David Bekenstein zveřejňuje názor, že plocha povrchu černé díry reprezentuje entropii. Doposud se předpokládalo, že veškerá hmota (energie) končící v černé díře mizí z našeho vesmíru a tím je porušován druhý termodynamický zákon. To se Beckensteinovi zdálo nepředstavitelné, navíc podoba zákona sčítání ploch horizontů a druhého termodynamického zákona byla více než zjevná. Stačilo pouze nahradit výraz „entropie“ za výraz „plocha horizontu“.

Jacob David Bekenstein (1947-2015)
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Rok 1974 – Stephen Hawking (1942–2018)

Stephen Hawking dokazuje, že černé díry vyzařují (Hawkingovo záření) v souladu s jejich vlastní gravitací (jako by měly vlastní teplotu), čímž dává za pravdu Jacobu Bekensteinovi. V okolí černých děr vznikají virtuální páry částice-antičástice nebo dochází k tunelovému jevu, kdy tunelovanou bariérou je horizont událostí. Čím menší je poloměr horizontu událostí, tím větší šance pro tunelový jev – jinak řečeno, čím menší černá díra, tím rychleji se vypařuje (více září).

Rok 1979 – Charles H. Townes (1915–2015)

Skupina Charlese H. Townese zveřejnil předpoklady existence supermasivní černé díry uprostřed naší Galaxie. Pozorování v infračerveném oboru odhalila, že mračna obíhají kolem tělesa o hmotnosti zhruba 3 miliónů Sluncí. Rádiová pozorování na stejném místě však odhalila zdroj ne větší než sluneční soustava.

Charles H. Townes (1915–2015)
(zdroj obrázku: imglib.lbl.gov)

Rok 1994 – Hubblův vesmírný teleskop

V tomto roce se astronomům pomocí Hubblova vesmírného teleskopu podařilo získat přesvědčivé důkazy o existenci supermasivních černých děr v centrech několika galaxií. Byly zaznamenány vysoké oběžné rychlosti hvězd kolem galaktického středu.

Hubblův vesmírný teleskop

(zdroj obrázku: physics.uoregon.edu)

experimentální éra (21. století)

Počátek 21.století

V červnu 2007 oznámil mezinárodní tým astronomů z Kanady, Francie a USA objev dosud neznámé černé díry ukryté ve středu kvasaru. K jejímu nalezení využili CFHT na Havaji. Tato černá díra se nachází ve vzdálenosti 13 miliard světelných let od Země, což z ní činí dosud nejvzdálenější známou černou díru. Její pozorování poskytuje cenné informace o raném vesmíru a vzniku černých děr velkých hmotností krátce po velkém třesku. 

První snímek černé díry

První fotografie centra naší Galaxie