Jdi na obsah Jdi na menu
 


Černá díra z pohledu klasické fyziky je těleso velmi stálé, které nemůže zaniknout vlivem ztráty své hmoty, jelikož žádná částice není podle klasické fyziky schopna překonat rychlost světla. Jednou z cest, jak může černá díra zaniknout, je její pohlcení jinou černou dírou, tzv. gravitační srážka. Jsou-li dvě černé díry gravitačně vázané a obíhají-li dostatečně blízko společného těžiště, vyzařují podle předpovědi obecné teorie relativity gravitační vlny. To způsobuje, že tato soustava ztrácí energii a černé díry se k sobě stále více přibližují. V určitém momentu dojde k tomu, že gravitační interakce je natolik silná, že se horizonty černých děr začnou deformovat, až se obě díry setkají a spojí. Celková plocha jejich horizontů se přitom v souhlasu s termodynamikou černých děr zvětší. Při tomto procesu se v závislosti na tom, jak velký náboj a především moment hybnosti výsledná černá díra bude mít, za velmi krátký čas vyzáří velké množství energie ve formě gravitačních vln. Právě proto jsou srážky černých děr jedním zprocesů, který by bylo možno zachytit pomocí detektorů gravitačních vln a po kterém se proto usilovně pátrá.


Z pohledu kvantové fyziky existuje další možnost, jak černá díra může zaniknout - pomocí tzv. Hawkingova záření. Podle klasické fyziky může černá díra tělesa i záření absorbovat, avšak nemůže nic vyzařovat. Její teplota by musela být rovna absolutní nule nezávisle na velikosti gravitace na myšleném povrchu, což znemožňuje černé díře dosáhnout termodynamické rovnováhy s okolím.


Předpověď Stephena Hawkinga, že černé díry září, je prvním úspěšným případem, kdy se podařilo spojit dva pilíře fyziky 20. století, Einsteinovu obecnou teorii relativity a kvantovou teorii. Podobně jako v mnoha jiných případech, kdy se objeví nová a radikální idea, byly i Hawkingovy závěry - Hawking s nimi seznámil kolegy v roce 1974 v Rutherfordově laboratoři poblíž Oxfordu - zpočátku přijímány s nedůvěrou. Hawkingova práce vytyčila nový směr v pokusech najít pro obě fundamentální teorie společný jazyk. Každá z nich sice skvěle pracujeve své vlastní oblasti fyziky - obecná relativita při popisu vesmíru na velkých vzdálenostech, kvantová teorie v subatomárním světě - ale spojit je dohromady představuje zatím nepřekonatelné obtíže. Snad právě tudy vede cesta k univerzální "teorii všeho".


V roce 1974 vyslovil Stephen Hawking hypotézu kvantového vypařování černých děr, podle které je každá černá díra schopna spontánně emitovat záření přesně takové, jako kdyby byla obyčejným černým tělesem zahřátým na teplotu úměrnou povrchové gravitaci na horizontu. Vzorec platí v Planckových jednotkách. Hawking svým výpočtem dokázal, že černá díra není tak úplně černá, a že se na horizontu událostí neustále rodí nové částice, které odnášejí část energie černé díry pryč. Tím zmenšují hmotnost díry a umožňují pozorování černé díry v určitém spektru. Únik částic je z počátku jen velmi pozvolný, ale ke konci získává proces na dynamičnosti, až na konci dojde k explozi černé díry do okolí.


Černé díry fungují jako jakýsi kosmický vysavač, díky němuž je vesmír stále čistější a uklizenější. To je však v rozporu s jedním z nejzákladnějších fyzikálních zákonů, který říká, že vesmír ponechaný svému osudu dává přednost nepořádku - vzrůstá v něm "entropie". Nikdo sice nemůže zjistit, jak to uvnitř černé díry vypadá, avšak něco o tom, kolik toho díra „zhltla“, se lze dovědět z velikosti horizontu - hranice, za níž ztrácí světlo možnost uniknout. Když černá díra spolkne další hmotu, stává se těžší a její horizont je větší. Tím ovšem vznikl další problém. Entropie úzce souvisí s teplotou. Má-li černá díra entropii, musí mít i nějakou teplotu. Těleso s nenulovou teplotou by však mělo zářit. Dokonce i z černé díry by tedy mělo něco vycházet. Při diskusích se sovětskými kolegy v roce 1973 nabyl Hawking přesvědčení, že záhada se dá rozřešit s pomocí nástrojů kvantové mechaniky. Podle principu neurčitosti není ani totální vakuum úplně prázdné - je naopak plné kvantových "záblesků", které si "vypůjčují" energii. Jestliže k takovému kvantovému zakmitnutí dojde poblíž černé díry, ovlivní energetikou rovnováhu gravitační síla. Pokud obě částice spadnou do černé díry, nic zvláštního se nestane. Jestliže však do ní spadne jen jedna z částic, černá díra vyrovná energetický dluh adruhá z částic je náhle volná. Pro vnějšího pozorovatele to vypadá, jako by černá díra vyzářila jednu částici. Vyrovnání energetického dluhu ovšem stojí černou díru část její hmoty, jak to určuje Einsteinova rovnice E=mc2, takže černá díra se postupně "vypařuje" - je stále menší a teplejší. Pro normální černé díry vzniklé při kolapsu hvězd je však rychlost vypařování zanedbatelná. Jejich teplota je menší než jedna miliontina stupně nad absolutní nulou, takže prakticky nezáří. V roce 1971, kdy byla moderní fyzika černých děr ve svých počátcích, přišel Hawking s odvážnou představou, že bezprostředně po velkém třesku se z izolovaných fluktuací tlaku a teploty mohly vytvořit mnohem menší černé díry, v některých případech velké pouhých 10-13 cm, což odpovídá zhruba rozměru protonu, stále však s hmotností mnoha milionů tun. Hawking také spočítal, že teplota černé díry je nepřímo úměrná její hmotnosti. Čím je černá díra menší, tím vyšší má teplotu a tím víc vyzařuje. Malé černé díry by podle toho byly lépe pozorovatelné než velké! Mikroskopická černá díra by tedy skončila svou existenci mohutnou explozí. Mnoho z takových primordiálních černých "miniděr" se pravděpodobně už vypařilo a zmizelo v mocné sprše záření gama. Další se blíží k svému konci a mohou za doprovodu podobného ohňostroje zakrátko odejít ze světa. Experimenty, které pátraly po takových záblescích, však dosud žádný přesvědčivý signál nenašly.