Černé díry objeveny? 
  
Až do začátku 60. let nikdo z astronomů -- alespoň jak se zdá -- vážně nehledal neutronové hvězdy, natožpak černé díry. Jaksi se mlčky předpokládalo, že tyto výstřední objekty jsou nejspíš pouze fantazií teoretiků a je lépe o nich pomlčet. Připouštělo se nanejvýš, že takové objekty sice vzniknout mohly, ale nejspíš nikdy nevznikly, a pokud snad existují, rozhodně je není možné pozorovat. 
Tak podivné objekty totiž narušovaly obraz vesmíru, na nějž byli astronomové zvyklí. Nad existencí černých děr většina astronomů pochybovačně kroutila hlavou. Neměli pro ně dokonce ani přijatý název. 
Mezi těmi, kteří v existenci černých děr nevěřili, byl například i anglický astronom sir Arthur Eddington (1882 -- 1944). Jeho cesta k astronomii byla klasická. Začínal jako astronom-pozorovatel na greenwichské hvězdárně, kde se zabýval statistikou pohybů hvězd. Když se v roce 1914 stal ředitelem hvězdárny cambridgeské univerzity, všechen jeho vědecký zájem se soustředil na otázky astrofyziky, která se v této době utvářela jako samostatná vědecká disciplína.Arthur Eddington 
Eddingtonovy zásluhy o rozvoj astrofyziky jsou neocenitelné. Byl první, kdo pochopil základní procesy, které určují vnitřní stavbu hvězd. Rozvinul důležitou myšlenku, že energie se přenáší z nejhlubšího nitra hvězdy k jejímu povrchu pomalým „prosakováním" světla neprůzračným plynem, tvořícím hvězdu, a ne konvekcí, tedy mechanismem podobným přenosu tepla při ohřívání vody v hrnci na plotně. Už v roce 1916, v době, kdy ještě nikdo neměl ponětí o jaderných reakcích, ukázal, že zdrojem energie hvězd nemůže být postupné smršťování spojené se zahříváním stlačovaného plynu, ale že musí jít o nějaké hluboké změny struktury látky, které nazýval subatomárními; zabýval se i studiem pulsace hvězd, stavbou jejich atmosféry a řadou dalších astrofyzikálních otázek. Navíc jako jeden z prvních pochopil hloubku obecné teorie relativity.  
A tento člověk se nemohl smířit s myšlenkou, že dostatečně hmotná hvězda musí nakonec ztratit rovnováhu a podlehnout katastrofálnímu hroucení. Jak vzpomíná indický astrofyzik Chandrasekhar), Eddington pokládal za nemožný kolaps hvězdy, v jehož průběhu „se gravitace stane tak silnou, že utlumí veškeré záření", tj. že vznikne černá díra. 
Podle Chandrasekharova názoru stroze odmítavý postoj astrofyzika s takovou autoritou pozdržel rozvoj relativistické astrofyziky o mnoho let. Jak si vysvětlit, že tak pokrokový a ke všemu novému citlivý a přístupný vědec nepochopil a nedocenil závažnost myšlenky černých děr? 
Nejspíše měl pravdu sovětský astrofyzik Josif Šklovskij, když řekl, že Eddington hvězdy, jimž zasvětil celý svůj život, život osamoceného člověka, ctihodného starého mládence, příliš miloval. Vytvořil teorii rovnováhy hvězd -- a najednou taková katastrofa -- kolaps... To nemůže být pravda, tvrdil Eddington. Příroda musí „vynalézt" nějaký prostředek, který ochrání kosmickou látku od takového žalostného konce. A Šklovskij správně uzavírá: „Ne nadarmo se říká, že naše zápory jsou pokračováním našich kladů."Neutronova hvezda (Foto HST) 
Avšak řada objevů v 60. letech donutila astronomy k revizi názorů na mnoho procesů ve vesmíru. Na řadu se dostaly i černé díry. Jak je ale pozorovat? Vždyť přece nesvítí ani nerozptylují světlo! 
Astronomové však už měli jisté zkušenosti s pozorováním nesvítících objektů -- třeba temných prachových mlhovin, jež byly vidět jako temné skvrny na pozadí hvězd a zářících plynných mlhovin. Jenže prachové mlhoviny mívají gigantické rozměry, zatímco černé díry hvězdného původu průměr řádově desítky kilometrů. Protože vznikají pouze z velmi hmotných hvězd, je pravděpodobné, že nejbližší černá díra bude několik desítek světelných let od nás. To ale znamená, že pozorovaný úhlový průměr takové černé díry bude pouze 0,00000001 úhlové vteřiny, a proto je zcela vyloučené ji uvidět jako temnou skvrnku. 
Černá díra musí zakřivovat paprsky světla, které procházejí v její těsné blízkosti. Abychom však mohli tento efekt pozorovat (aby černá díra působila jako takzvaná gravitační čočka, deformující obraz hvězdy za ní), musí být vzájemná poloha zdroje světla, černé díry a pozorovatele tak speciální, že je krajně nepravděpodobné, že takováto situace nastává. Bylo nutné najít takový fyzikální jev, kde by se černá díra projevovala aktivně a jednoznačně. A také se našel; jde o procesy spojené s pádem plynu v gravitačním poli černé díry. V mezihvězdném prostoru existují rozsáhlé plynné mlhoviny. Pokud se v takové mlhovině nachází černá díra, bude plyn padat v jejím gravitačním poli. V padajícím plynu existuje navíc ještě magnetické pole a v průběhu pádu vzniknou v proudícím plynu značné turbulence. Energie magnetického pole se v průběhu pádu bude měnit v teplo; „zahřáté" elektrony pohybující se v magnetickém poli začnou elektromagneticky zářit. Hlavní část záření, kterou může spatřit i vzdálený pozorovatel, je vyslána do okolního prostoru ještě během pádu, dřív, než dojde k nenávratnému pádu do černé díry. 
Celkové množství vysílaného záření závisí na množství dopadajícího plynu. V typických podmínkách, jaké v mezihvězdném prostředí panují, bude zářivý výkon plynu padajícího do černé díry přibližně stejný jako zářivý výkon normálních nepříliš jasných hvězd. To ale znamená, že najít černou díru prostřednictvím tohoto procesu je velmi obtížné; je těžké odlišit takový zdroj světla od ohromného množství slabých hvězd v Galaxii. 
V roce 1966 byl navržen ještě jeden způsob, jak hledat černé díry. Než si ale objasníme jeho princip, zodpovíme jinou otázku. Proč je zářivý výkon plynu, který padá do černé díry, poměrně malý? 
Problém je v tom, že v mezihvězdném prostoru není hustota mezihvězdného plynu nijak velká. Proto nemůže být samozřejmě velké ani množství plynu, které na černou díru dopadá, přitom se zahřívá, a v důsledku toho září. Existují někde v Galaxii takové podmínky, aby na černou díru dopadalo podstatně větší množství plynu? 
Ukazuje se, že ano. Nastávají například právě tehdy, je-li černá díra složkou dvojhvězdy, jejíž druhou složku tvoří normální obří hvězda. Pak totiž plyn z obálky normálně svítící hvězdy přetéká mocným proudem k černé díře pod účinkem jejího gravitačního pole.Sonda UHURU (kresba NASA) 
V takové dvojné soustavě plyn ovšem nemůže padat přímo do černé díry. Vzhledem k oběžnému pohybu obou složek se jeho dráha zakřivuje a kolem černé díry se vytváří jakýsi disk (akreční disk). Třením mezi jednotlivými vrstvami disku se plyn zahřeje na teplotu až 107 kelvinů, a to ještě dříve, než ztratí tolik energie, že se začne propadat do černé díry. Při tak vysoké teplotě už plyn vysílá rentgenové záření. 
Černé díry je tedy třeba hledat jako rentgenové zdroje v těsných dvojhvězdách, kde se mohou nacházet spolu s neutronovými hvězdami. A protože rentgenové paprsky jsou pohlcovány atmosférou Země, je k pátrání po těchto zdrojích nezbytné vynést rentgenový dalekohled za hranici atmosféry. 
Rentgenový teleskop byl instalován na americké družici UHURU a v roce 1972 byly s jeho pomocí objeveny rentgenové zdroje i v několika dvojných hvězdných soustavách. To byl počátek rentgenové astronomie. 
Mezi objevenými zdroji byly takové, které měnily periodicky svou rentgenovou jasnost s periodou přibližně jedné sekundy. V žádném případě nešlo o černé díry, ale o rotující neutronové hvězdy (pulsary), které mají magnetické pole, přičemž magnetické póly neleží na ose rotace hvězdy (podobně jako je tomu na Zemi). Zde se plyn pohybuje podél magnetických siločar, a v důsledku tohoto pohybu vzniká směrované rentgenové záření. Rotace hvězdy pak z nich dělá otáčející se rentgenové reflektory. Proto se často přirovnávají k otáčejícímu se reflektoru majáku a mluví se o majákovém efektu. 
Na povrchu černé díry však neexistují žádné aktivní skvrny, a proto k majákovému efektu nemůže docházet. Černé díry musí být tedy mezi těmi rentgenovými zdroji v dvojhvězdách, které nemají vlastnosti pulsaru. Především si uvědomme, že tyto zdroje nemohou být obyčejnými hvězdami; má-li se totiž plyn zahřát na teplotu dostatečnou k produkci rentgenového záření, musí být gravitační pole, ve kterém se plyn pohybuje, velmi silné. A takové pole může být jen v blízkosti kompaktní smrštěné „mrtvé" hvězdy -- bílého trpaslíka, neutronové hvězdy či černé díry. Jak ale určit, které z „mrtvých" hvězd jsou právě černé díry? 
Víme, že nadějné je měření hmotnosti hvězdy. Pokud je hmotnost „mrtvé" hvězdy větší než kritická hmotnost (větší než dvojnásobek sluneční hmotnosti), pak musí jít o černou díru. A také víme, že hmotnost lze určit z oběžného pohybu hvězd v dvojhvězdě. Mezi nalezenými zdroji byl nejméně jeden, jehož hmotnost značně převyšovala kritickou hmotnost; nacházel se v souhvězdí Labutě a dostal označení Cygnus X-1. 
Plynny disk kolem cerne diry v galaxii M 87 (Foto HST)Normální viditelná hvězda v této dvojhvězdě je velmi hmotná hvězda o hmotnosti asi 20 slunečních hmotností. „Mrtvá" hvězda, z jejíhož okolí vychází rentgenové záření, má hmotnost asi 10 slunečních hmotností. Tato hodnota tedy značně převyšuje kritickou hmotnost. Četná nová pozorování nás čím dál víc utvrzují v tom, že skutečně jde o černou díru. Můžeme tedy se značnou pravděpodobností tvrdit, že v soustavě, ke které patří zdroj Cygnus X-1, byla zřejmě objevena první černá díra ve vesmíru. 
Od objevu zdroje Cygnus X-1 uplynula dvě desetiletí. Celou tuto dobu byl pečlivě sledován. Proč tedy stále tak opatrně mluvíme o „pravděpodobném" objevu černé díry? 
Dejme slovo odborníkům -- Američanům R. Blendfordovi a K. Thornovi: „Za obvyklých podmínek by astronomové pravděpodobně tento výsledek přijali. V tomto případě se ale rozhoduje o prvním objevu černé díry, který člověk učinil, a protože se občas stává, že zcela jisté závěry jsou najednou narušeny objevem systematických chyb, které v dané době nebyly zpozorovány, jsou astronomové opatrnější. Pokud nebude nalezen doplňující, nezávislý důkaz -- a to raději důkaz pozitivní než negativní typu co by to mohlo být jiného, nebudou chtít jednoznačně připustit, že Cygnus X-1 je skutečně černá díra." 
Během uplynulých let bylo objeveno ještě několik podobných zdrojů, které jsou nadějnými kandidáty na statut černých děr. Ale zatím pouze kandidáty... 
  
Igor Novikov
  
Výňatek z knihy Černé díry a vesmír (Mladá fronta, Praha 1989). Přeložil Jiří Langer.