Čierne diery

Zo zákonitostí vývoja hviezd plynie, že čierne diery musia vznikať na konci života veľmi hmotných nebeských telies.
Látka tvoriacu bežnú hviezdu, podobnú nášmu Slnku, je pod vplyvom dvoch protichodných síl. Jednou z nich je gravitácia, ktorá sa snaží hviezdu zmrštiť k centru, a druhou tlak, respektíve tlak horúceho plynu, ktorý sa snaží naopak roztiahnuť. Pri rovnosti obidvoch síl je hviezda v rovnováhe. Horúca hviezda avšak neustále vyžaruje zo svojho povrchu energiu. Pokiaľ by tieto straty neboli ničím nahradzované, stratila by hviezda svoju tepelnú energiu a začala by sa zmršťovať. K tomu nedochádza, pretože v blízkosti jej stredu panujú obrovské teploty a prebiehajú termonukleárne reakcie, doprevádzané uvoľňovaním veľkého množstva energie. Jadrovému spaľovaniu je tu podrobený najprv vodík, potom hélium a nakoniec ťažké prvky, uhlík, kyslík atď. Práve tieto termonukleárne reakcie dodávajú energiu, ktorú hviezda vyžaruje do priestoru. Doba, cez ktorú prebieha jadrové spaľovanie, je aktívnou periódou v živote hviezdy. Zásoba jadrového paliva hviezdy sa časom vyčerpá. Kedy k tomu príde, závisí od rýchlosti, ktorou hviezda energiu vyžaruje, a na zásobách jadrového paliva. A obidva tieto faktory sú závislé od hmotnosti, preto i dĺžka života hviezdy je určená jej hmotnosťou. Hviezdy, ktorých hmotnosť je rovná hmotnosti Slnka, žijú približne 10 miliárd rokov. Ťažšie hviezdy žijú kratšie; hviezda s hmotnosťou rovnou trojnásobku hmotnosti Slnka žije asi jednou miliardu a hviezda desaťkrát ťažšia ako Slnko iba 100 miliónov rokov.
Keď začne dochádzať zásoba jadrového paliva, začne sa hviezda, stále strácajúca energiu žiarením, postupne zmršťovať. Pokiaľ jej hmotnosť neprevyšuje 1,2 hmotnosti Slnka, ( presná hodnota maximálnej hmotnosti bieleho trpaslíka ( tzv. Chandrasekharova medza ) ale závisí na detailoch modelu, rozhodne však neprekračuje 1,5 hmotnosti Slnka) zmršťovanie sa zastaví, keď polomer hviezdy poklesne na niekoľko tisíc kilometrov ( veľkosť hviezdy je potom radovo rovná veľkosti Zeme, jej hmotnosť je ale mnohonásobne väčšia ). Hustota látky uprostred hviezdy dosahuje hodnoty až 10 12 - biliónov kilogramov na meter kubický ( je teda viac ako sto miliónonkrát väčší ako hustota v strede Zeme .Také hviezdy sa nazývajú „ biely trpaslíci “. Po svojej premene v bieleho trpaslíka hviezda postupne chladne, bez toho aby pritom podstatne menila svoj rozmer. Na rozdiel od hviezdy „ hlavnej populácie “ , tj.

hviezdy, z ktorej sa biely trpaslík vyvinul v ňom bol tlak podmienený práve vysokou teplotou udržovaný jadrovým horením, je tlak potrebný k udržovaniu rovnováhy bieleho trpaslíka vyvolaný kvantovými silami; tie vznikajú medzi dostatočne tesne nakopenými elektrónmi plazmy tvoriacej hviezdu. V podmienkach, aké vo hviezde panujú, tento tlak prakticky nezávisí od jej teploty. Názov „biely trpaslík“ vznikol z toho, že nejakú dobu majú povrchové vrstvy tohoto konečného štádia hviezdy vysokú teplotu a jasne žiari bielym svetlom. Postupne táto hviezda chladne a mení sa na „červeného trpaslíka“, bez toho aby menila ďalej svoj rozmer.
Ak je počiatočná hmotnosť hviezdy väčšia ako 1,2 slnečnej hmotnosti, potom sa jej zmršťovanie nezastaví v okamžiku, keď hustota dosiahne hodnoty 10 12 kilogram na meter kubický. Pri väčších hustotách sa rozbehnú jadrové reakcie, ktoré spotrebujú značné množstvo energie; preto sa naruší rovnováha medzi tlakovou silou a gravitačnou príťažlivosťou a hviezda sa začne prudko zmršťovať.
V priebehu tohoto zmršťovania môže dôjsť k jadrové explózii, ktorú pozorujeme ako vzplanutie supernovy. Výbuch supernovy je veľmi efektný jav, pri ktorom svietivosť objektu môže po dobu niekoľkých týždňov dosiahnuť hodnoty prevyšujúce svietivosť všetkých hviezd celej galaxie dohromady. Je to jav, ku ktorému dochádza v galaxii radovo raz za sto rokov, a astronómovia ho bežne pozorujú v iných galaxiách. O vzplanutí supernovy v blízkosti Zeme, že ho bolo dobre možné pozorovať voľným okom, vieme z historických záznamov. Pri tomto výbuchu hviezda odmrští svoje vrchné vrstvy a jej jadro sa zmení na neutrónovú hviezdu. Gravitačná príťažlivosť stlačí jadro hviezdy natoľko, že v jej vnútri dosiahne hustota hodnôt zrovnateľných s hustotou atómového jadra, to znamená 10 17 až 10 18 kilogramov na meter kubický.
Neutrónová hviezda vlastne predstavuje zvláštny typ atómového jadra o priemere rovného niekoľkým desiatkam kilometrov. Jadrové častice ( nukleóny ) tvoriace hviezdu sú v nej natesnané veľmi blízko jedna vedľa druhej. Pokiaľ hmotnosť hviezdy neprevyšuje hmotnosť Slnka viac ako dvakrát, dokážu kvantové sily medzi jadrovými časticami vytvoriť dostatočný tlak, a k ďalšiemu zmršťovaniu hviezdy nedochádza. Vytvorí sa rovnovážny konečný stav vychladnutej hviezdy. Ak však hovoríme, že neutrónová hviezda je chladná, môže sa zdať z pozemského hľadiska toto označenie celkom nevhodné. V tak hustom „plyne“, ktorý tvorí neutrónovú hviezdu, nezávisí totiž tlak na teplote, i keď teplota dosahuje niekoľko sto kelvinov, preto astrofyzici často zjednodušene hovoria o neutrónovej hviezde ako o chladnej, aj keď teplota v jej vnútri dosahuje hodnoty niekoľko stoviek miliónov kelvinov a na povrchu milióny kelvinov.

Aký osud ale čaká hviezdu, ktorá má po vyčerpaní jadrového paliva, zmrštení a všetkých procesoch, ktorými sa môže zbaviť vonkajších obálok, stále hmotnosť prevyšujúcu kritickú hodnotu, hodnotu dvojnásobku slnečnej hmotnosti ? Výpočet ukazuje, že v takom prípade ani obrovský tlak superhustej jadrovej látky nedokáže zadržať zmršťovanie hviezdy v dôsledku vlastnej gravitačnej príťažlivosti a hviezda sa neodvratne zmení na čiernu dieru.




Použitá literatúra : Černé díry a vesmír Igor Novikov, MLADÁ FRONTA 1985.