Oppenheimer, otec atomovky, pracoval na černých dírách dřív, než jsme věděli, že existují

Dlouho předtím, než byl postaven proti Barbie, J Robert Oppenheimer pracoval na nejhustších objektech ve vesmíru

Existence či neexistence teoretického objektu nebo jevu nebrání fyzikům v jejich studiu, píše IFL Science. Za prvé, vytváří základ pro vysvětlení různých známých událostí a je možné, že protože to umožňuje matematika, vesmír také. Černé díry jsou takové objekty. Po celá desetiletí to byly pouhé podivnosti způsobující problémy v Einsteinově obecné relativitě, dokud nebyly objeveny ve vesmíru a odhalily, že slavná teorie gravitace má své limity. 

Existuje mnoho fyziků, kteří na nich pracovali dávno předtím, než byla pozorována první – Cygnus X-1, v roce 1971. Mezi nimi byl J. Robert Oppenheimer, který sehrál důležitou roli při odhadu, jak hustý může být objekt, než se změní v černou díru – výpočet, který má zásadní důsledky pro některá z nejpřevratnějších pozorování současnosti. 

Obecná teorie relativity byla publikována v roce 1915 a v roce 1916 německý fyzik Karl Schwarzschild našel řešení rovnic Einsteinova pole, kde se věci rozpadly. Jeho řešení se stalo singulárním na určitém poloměru, což znamená, že členy rovnice se staly nekonečnými. Nyní, z těchto prvních popisů, dostáváme termín singularita pro popis černé díry a také Schwarzschildův poloměr, kde se nachází horizont událostí černé díry.

Následující desetiletí vědci diskutovali o tom, jak „fyzikální“ toto řešení bylo. Předpokladem bylo, že věci se nezhroutí samy od sebe, ale vnitřní síly budou tlačit zpět. Planeta se sama o sobě nezhroutí jednoduše proto, že síly mezi atomy jsou dostatečné, aby ji udržely stabilní. Hvězda může být mnohem těžší, ale energie uvolněná jadernou fúzí v jejím jádru vyrovnává účinek gravitace.

Ale co se stane, když hvězda jako Slunce již nesplyne? Zhroutí se. Přesto se v té době nepovažovalo za nezastavitelné. Kvantově mechanické efekty by proměnily objekt v hustou kouli vyrobenou z elektronově degenerované hmoty. Vnitřní materiál již není v klasickém plazmatu, ale v novém stavu, kde interagují elektrony, protony a neutrony (což jsou typy fermionů).

Fermiony nemohou být všechny ve stejném energetickém stavu současně (toto je známé jako Pauliho vylučovací princip) a tato vlastnost vytváří tlak, který působí proti gravitační síle směrem ke kolapsu. Objektům, jako jsou tito bílí trpaslíci, říkáme a Slunce je předurčeno stát se jedním. Tento kvantový tlak však nebyl pevným limitem.

V roce 1931 Subrahmanyan Chandrasekhar vypočítal, že nemůžete mít bez rozdílu velkého bílého trpaslíka. Nerotující objekt vyrobený z elektronově degenerované hmoty s hmotností přesahující 1,4násobek hmotnosti Slunce (nyní nazývaný Chandrasekharova mez) nemá stabilní řešení. To je jen částečně správné.

Limitem je nyní to, kolik materiálu mohou bílí trpaslíci ukrást svému společníkovi, než se stanou supernovou. Toto je známé jako supernova typu Ia (vyslovováno jedna-A) a všechny mají stejnou svítivost, což z nich dělá skvělou standardní svíčku pro měření vzdálenosti galaxií. Jaké je tedy stabilní řešení, které je ještě hustší než bílý trpaslík? No, to je neutronová hvězda!

Zatímco bílí trpaslíci se vědě dostávali do povědomí ve stejnou dobu, kdy probíhaly tyto teoretické diskuse, neutronové hvězdy ještě nebyly objeveny. Potřebujeme Joycelyn Bell Burnell v roce 1967 s objevem prvního pulsaru (pulsujících neutronových hvězd), abychom je převedli z teorie do reality.

Neutronové hvězdy umožňují větší hmotnosti a hustoty a tato mez je nyní známá jako Tolman-Oppenheimer-Volkoffova mez pojmenovaná po Oppenheimerovi a George Volkoffovi, kteří ji vypracovali v roce 1939 díky výzkumu Richarda Tolmana.

Pro hmotnosti nižší než tento limit stačí odpuzování neutronů na krátkou vzdálenost k vyrovnání gravitace. Ale pro vyšší hmotnosti se neutronová hvězda zhroutí do černé díry. Limit vypovídá o tom, jak se hmotné hvězdy spadající do supernovy mohou změnit v neutronové hvězdy nebo v černé díry, v závislosti na jejich původní hmotnosti.

• Místo pesticidů omyvatelné emulzní nátěry z esenciálních olejů
• Polští partneři Lockheed Martin dokončili projekty ELES/J-Box, MCU a F-16
• Tajemný Manta Ray z Pentagonu, nový druh průzkumného vodního špionážního predátora

Ale nedávno jsme také měli způsob, jak otestovat Tolmanův–Oppenheimerův–Volkoffův limit pomocí některých nejpokročilejších experimentů, které máme: observatoří gravitačních vln. První historická pozorování srážky mezi neutronovými hvězdami (přičemž dva objekty se změnily v černou díru) nám umožnila odhadnout limit v reálném prostředí.

Zatímco Oppenheimer pracoval na tomto teoretickém problému dlouho předtím, než jsme znali neutronové hvězdy a černé díry jako skutečné objekty, vědomí, že existují, nevyřešilo všechny záhady, které je obklopují. Srážka neutronové hvězdy omezuje hmotnost mezi 2,01 a 2,17 hmotnosti Slunce. A přitom nejhmotnější známý pulsar je 2,35násobek hmotnosti Slunce.   

Cesta k pochopení nejhustších objektů ve vesmíru je pravděpodobně ještě dlouhá, ale někteří z nejslavnějších fyziků 20. století sehráli roli v tom, co dosud známe a čemu rozumíme.