Šablona:Článek dne/2020/22

Z Multimediaexpo.cz

(Rozdíly mezi verzemi)

Aktuální verze z 12. 1. 2023, 11:52

Černá díra je objekt natolik hmotný, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti časoprostoru natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černá díra byla teoreticky předpovězena v obecné teorii relativity publikované v roce 1915 Albertem Einsteinem. Protože ji není možno pozorovat přímo, nemůžeme stanovit korektně nic jako její datum objevu. Avšak můžeme s určitostí říci, že prvním vážným a dnes již prokázaným kandidátem se stala v roce 1971 hvězda v binárním systému v souhvězdí Labutě kryjící se s rentgenovým zdrojem Cygnus X-1. Bylo zjištěno, že jde o těleso, které má příliš velkou hmotu na to být neutronovou hvězdou. Další efekty spojené s pozorováním, především rentgenové záření, byly v perfektní shodě s teoretickou predikcí černé díry. Dnes považujeme za obecně prokázané, že černé díry se nacházejí v centrech galaxií, aktivních galaktických jádrech, kvasarech i v centrech některých kulových hvězdokup.

Podle obecné relativity nemůže žádná hmota ani informace proudit z nitra černé díry k vnějšímu pozorovateli. Například není možné získat žádnou její část ani odražené světlo vyslané z vnějšího zdroje či jakoukoli informaci o hmotě, která vstoupila do černé díry. Existují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr. Předpokládá se, že vyzařování nezávisí na tom, co do černé díry spadlo v minulosti.

Představu tělesa tak hmotného, že z něho nedokáže uniknout dokonce ani světlo, navrhl anglický geolog John Michell v roce 1783 v práci zaslané Královské společnosti. V té době již byla Newtonovská teorie gravitace a pojem únikové rychlosti dostatečně známá. Michell vypočítal, že těleso s poloměrem 500 krát větším, než je poloměr Slunce, a se stejnou hustotou, by mělo na povrchu únikovou rychlost rovnou rychlosti světla, a proto by bylo neviditelné.

I když to nepovažoval za pravděpodobné, Michell uvažoval o možnosti, že mnoho takových objektů, které není možné vidět, může ve vesmíru existovat.

V roce 1796 podpořil francouzský matematik Pierre Simon de Laplace stejnou myšlenku v prvním a druhém vydání své knihy Exposition du Systeme du Monde. Tato podpora však zmizela v dalších vydáních. Podobným teoriím se v 19. století věnovalo minimum pozornosti, protože se předpokládalo, že světlo je vlnění bez hmotnosti neovlivnitelné gravitací.

V roce 1915 vyvinul Albert Einstein teorii gravitace nazývanou obecná teorie relativity. Předtím dokázal, že gravitace ovlivňuje světlo. O několik měsíců později Karl Schwarzschild nabídl řešení pro gravitační pole bodové hmoty a dokázal, že něco, co dnes nazýváme černou dírou, může opravdu teoreticky existovat. Schwarzschildův poloměr je dnes známý jako poloměr nerotující černé díry, ale ve své době nebyl dobře pochopený. Sám Schwarzschild ho nepovažoval za fyzikální.

Ve 20. letech 20. století dokázal Subrahmanyan Chandrasekhar, že obecná relativita ukázala, že nevyzařující těleso nad jistou hmotnost, dnes známou jako Chandrasekharova mez, by se zhroutilo do sebe, protože by neexistovalo nic, co by mu v tom mohlo zabránit. Proti jeho argumentům se postavil Arthur Eddington, který se domníval, že by něco kolapsu nevyhnutelně zabránilo. Oba měli pravdu, protože bílý trpaslík s hmotností nad tuto mez se zhroutí do neutronové hvězdy. Nicméně i neutronová hvězda se při hmotnosti nad tzv. Tolmanovu-Oppenheimerovu-Volkoffovu mez zhroutí. V roce 1939 Robert Oppenheimer a H. Snyder předpověděli, že velmi hmotné hvězdy by se mohly stát oběťmi dramatického gravitačního zhroucení. Černé díry by tak mohly přirozeně vznikat.

Zájem o černé díry znovu vzplanul v roce 1967 s pokrokem v oblasti teorie a pokusů. Stephen Hawking dokázal, že černé díry jsou všeobecnou vlastností Einsteinovy teorie gravitace a není možné se jim vyhnout při kolabování některých objektů. Zájem o ně rozproudil v astronomické komunitě také objev pulsaru. Krátce na to zavedl teoretický fyzik John Wheeler výraz „černá díra“. Do té doby byl příležitostně používaný termín černá hvězda nebo opisný tvar gravitačně zcela zhroucené těleso.

V roce 1971 Tom Bolton identifikoval Cygnus X-1 jako černou díru a to s použitím dalekohledů a přístrojů na observatoři náležící Torontské univerzitě.
Hlavním aspektem existence černých děr je skutečnost, že je časoprostor zakřivován přítomností hmoty, což se shoduje se základními principy obecné relativity. Nejpozoruhodnější vlastností černých děr je ta, že jsou důsledkem zakřivení časoprostoru v jejich okolí.

@@ Řádka 1: / Řádka 1: @@
 <!-- Zde bude umístěn článek platný pro daný rok a den. Každému dni náleží jiný článek. -->
-[[Soubor:SUN-Ultra40-2014-002.jpg|right|160px|Dvojice konektorů IEEE 1394a na předním panelu serveru SUN Ultra 40 M2.]]
+[[Soubor:Black Hole Milkyway.jpg|right|160px|A simulated Black Hole of ten solar masses as seen from a&nbsp;distance of&nbsp;600&nbsp;km]]
-'''[[FireWire]]''' ('''IEEE 1394''') je standardní sériová [[sběrnice]] pro připojení periférií k [[počítač]]i. Díky své technické jednoduchosti a pořizovací ceně nahrazuje dříve používané způsoby připojení, především [[SCSI]].
+'''[[Černá díra]]''' je objekt natolik hmotný, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti [[časoprostor]]u natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černá díra byla teoreticky předpovězena v [[obecná teorie relativity|obecné teorii relativity]] publikované v roce [[1915]] Albertem&nbsp;Einsteinem. Protože ji není možno pozorovat přímo, nemůžeme stanovit korektně nic jako její datum objevu. Avšak můžeme s určitostí říci, že prvním vážným a dnes již prokázaným kandidátem se stala v roce [[1971]] hvězda v [[binární systém|binárním&nbsp;systému]] v [[souhvězdí Labutě]] kryjící se s rentgenovým zdrojem [[Cygnus X-1]]. Bylo zjištěno, že jde o těleso, které má příliš velkou hmotu na to být [[Neutronová hvězda|neutronovou&nbsp;hvězdou]]. Další efekty spojené s pozorováním, především rentgenové záření, byly v perfektní shodě s teoretickou predikcí černé díry. Dnes považujeme za obecně prokázané, že černé díry se nacházejí v centrech [[Galaxie|galaxií]], [[aktivní galaktické jádro|aktivních galaktických jádrech]], [[kvasar]]ech i v centrech některých [[kulová hvězdokupa|kulových hvězdokup]].
-V současné době jsou k dispozici dvě verze FireWire: původní s šestipinovým kabelem označovaná dnes jako FireWire 400 neboli IEEE&nbsp;1394a s rychlostí 400 Mbit/s a FireWire 800 neboli IEEE&nbsp;1394b s rychlostí až 800&nbsp;Mbit/s a devítipinovým kabelem. Nyní se schvaluje nový&nbsp;standard IEEE 1394c s rychlostí až 3&nbsp;200&nbsp;Mbit/s. FireWire na rozdíl od USB není ale prozatím tak rozšířen a patrně už nikdy nebude. Dnes se používání tohoto rozhraní pro běžné uživatele zúžilo zejména k připojení digitálních videokamer, v profesionální sféře se používá k rychlému připojení externích disků a optických mechanik.
+Podle obecné relativity nemůže žádná hmota ani [[informace]] proudit z nitra černé díry k vnějšímu pozorovateli. Například není možné získat žádnou její část ani odražené světlo vyslané z vnějšího zdroje či jakoukoli informaci o hmotě, která vstoupila do černé díry. Existují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr. Předpokládá se, že vyzařování nezávisí na tom, co do černé díry spadlo v minulosti.
-FireWire může spojit až 63 zařízení ve stromové nebo daisy chain topologii (na rozdíl od sběrnicové topologie paralelního SCSI). To umožňuje komunikaci zařízení na principu [[peer-to-peer]], například mezi [[Scanner|skenerem]] a [[Počítačová tiskárna|tiskárnou]], bez potřeby využití systémové paměti nebo [[Procesor|procesoru]] počítače. FireWire také podporuje více hostitelských zařízení na jedné sběrnici. USB potřebuje na stejnou funkci speciální čipset, což v praxi znamená, že potřebuje speciální drahý kabel, přičemž FireWire postačuje běžný kabel se správným počtem pinů (standardně šest). FireWire podporuje technologie [[plug-and-play]] a hot swapping. Měděný kabel, který je použit nejčastěji, může mít délku až 4,5 metru a je flexibilnější než většina kabelů pro paralelní SCSI. Kabel se šesti nebo devíti piny dokáže napájet port až 45 [[watt]]y a 30&nbsp;[[volt]]y, což umožňuje energeticky středně náročným zařízením pracovat bez samostatného napájecího zdroje.
+Představu tělesa tak hmotného, že z něho nedokáže uniknout dokonce ani světlo, navrhl anglický geolog John Michell v roce 1783 v práci zaslané Královské společnosti. V té době již byla Newtonovská teorie gravitace a pojem únikové rychlosti dostatečně známá. Michell vypočítal, že těleso s poloměrem 500&nbsp;krát větším, než je poloměr [[Slunce]], a se stejnou hustotou, by mělo na povrchu únikovou rychlost rovnou rychlosti světla, a proto by bylo neviditelné.
-Dodatek IEEE 1394a, vydaný v roce 2000, upřesnil a vylepšil původní specifikaci. Přidal podporu pro asynchronní&nbsp;streaming, rychlejší rekonfiguraci sběrnice, spojování paketů a úsporný režim spánku. IEEE 1394a nabízí několik výhod oproti IEEE 1394. 1394a je schopen rozhodčích zrychlení, což sběrnici umožňuje urychlit rozhodčí řízení cyklů, což vede ke zlepšení efektivity. To také umožňuje řídit krátký restart sběrnice, při kterém mohou být přidány nebo odebrány uzly, aniž by došlo k&nbsp;velkému poklesu v isochronním přenosu.
+I&nbsp;když to nepovažoval za pravděpodobné, Michell uvažoval o možnosti, že mnoho takových objektů, které není možné vidět, může ve vesmíru existovat.
-<noinclude>[[Kategorie:Článek DNE]]</noinclude>
+V roce 1796 podpořil francouzský matematik Pierre Simon de Laplace stejnou myšlenku v prvním a druhém vydání své knihy ''Exposition du Systeme du Monde''. Tato podpora však zmizela v dalších vydáních. Podobným teoriím se v 19. století věnovalo minimum pozornosti, protože se předpokládalo, že světlo je vlnění bez hmotnosti neovlivnitelné gravitací.
+V roce [[1915]] vyvinul Albert Einstein teorii gravitace nazývanou [[obecná teorie relativity]]. Předtím dokázal, že gravitace ovlivňuje světlo. O několik měsíců později Karl Schwarzschild nabídl řešení pro gravitační pole bodové hmoty a dokázal, že něco, co dnes nazýváme černou dírou, může opravdu teoreticky existovat. [[Schwarzschildův poloměr]] je dnes známý jako poloměr nerotující černé díry, ale ve své době nebyl dobře pochopený. Sám Schwarzschild ho nepovažoval za fyzikální.
+Ve 20. letech 20. století dokázal Subrahmanyan Chandrasekhar, že obecná relativita ukázala, že nevyzařující těleso nad jistou hmotnost, dnes známou jako [[Chandrasekharova mez]], by se zhroutilo do sebe, protože by neexistovalo nic, co by mu v tom mohlo zabránit. Proti jeho argumentům se postavil [[Arthur Eddington]], který se domníval, že by něco kolapsu nevyhnutelně zabránilo. Oba měli pravdu, protože [[bílý trpaslík]] s hmotností nad tuto mez se zhroutí do [[neutronová hvězda|neutronové hvězdy]]. Nicméně i neutronová hvězda se při hmotnosti {{Nowrap|nad tzv. Tolmanovu-Oppenheimerovu-Volkoffovu mez}} zhroutí. V roce 1939 [[Robert Oppenheimer]] a H. Snyder předpověděli, že velmi hmotné hvězdy by se mohly stát oběťmi dramatického gravitačního zhroucení. Černé díry by tak mohly přirozeně vznikat.
+Zájem o černé díry znovu vzplanul v roce [[1967]] s pokrokem v oblasti teorie a pokusů. [[Stephen Hawking]] dokázal, že černé díry jsou všeobecnou vlastností Einsteinovy teorie gravitace a není možné se jim vyhnout při kolabování některých objektů. Zájem o ně rozproudil v astronomické komunitě také objev [[pulsar]]u. Krátce na to zavedl teoretický fyzik [[John Wheeler]] výraz „černá&nbsp;díra“. Do té doby byl příležitostně používaný termín černá hvězda nebo opisný tvar gravitačně zcela zhroucené těleso.
+V roce 1971 [[Charles Thomas Bolton|Tom Bolton]] identifikoval [[Cygnus X-1]] jako černou díru a to s použitím dalekohledů a přístrojů na observatoři náležící [[University of Toronto|Torontské univerzitě]].<br />Hlavním aspektem existence černých děr je skutečnost, že je [[časoprostor]] zakřivován přítomností hmoty, což se shoduje se základními principy obecné relativity. Nejpozoruhodnější vlastností černých děr je&nbsp;ta, že jsou důsledkem zakřivení časoprostoru v&nbsp;jejich okolí.
+<noinclude>[[Kategorie:Archiv Článků DNE]]</noinclude>