Temná hvězda je hypotetický astronomický objekt , který má takovou hmotnost , že se pro něj druhá kosmická rychlost rovná rychlosti světla nebo ji přesahuje, ale zároveň je popsána v rámci newtonovské mechaniky . Jakékoli záření z povrchu tohoto objektu je díky velikosti druhé kosmické rychlosti „uvězněno“, a tím je tento objekt „temný“, tedy nerozlišitelný v jakémkoli rozsahu, v souvislosti s nímž název vznikl. Na rozdíl od černých děr jsou tmavé hvězdy považovány za poměrně stabilní (není náchylné ke gravitačnímu kolapsu )
První teoretické zdůvodnění existence temných hvězd předložil anglický kněz a astronom John Michell v dopise Henrymu Cavendishovi v roce 1783 (publikoval Royal Society of London v roce 1784) [1] . Michell vypočítal, že když je druhá kosmická rychlost na povrchu hvězdy stejná nebo větší než rychlost světla, světlo vyzařované tímto nebeským tělesem bude uvězněno v gravitační pasti a takové hvězdy se stanou nepozorovatelnými.
Michellův nápad na výpočet počtu takových „neviditelných“ hvězd předjímal práci astronomů 20. století: navrhl, že v určitém počtu dvojhvězd by jednou ze složek mohla být právě „temná hvězda“ a znalost hmotnosti dvojhvězd je možné vypočítat umístění neviditelných složek. To by poskytlo statistický základ pro výpočet množství jiných typů neviditelné hvězdné hmoty, která může být přítomna ve hvězdných systémech.
Michell také navrhl, že budoucí astronomové by mohli určit gravitační sílu na povrchu hvězdy sledováním toho, jak moc je světlo hvězdy posunuto na konec spektra , a předvídat tak úvahy A. Einsteina o gravitačním posunu z roku 1911 . Přitom Michellovy předpovědi ohledně směru spektrálního posunu byly chybné (odvolával se na práci I. Newtona , který se domníval, že hmotnější částice jsou spojeny s delšími vlnovými délkami).
V roce 1796 francouzský matematik a astronom Pierre-Simon Laplace nezávisle na Michellovi vyjádřil stejnou myšlenku o temných hvězdách ve svém díle Exposition of the System of the World. Myšlenka temných hvězd však byla z pozdějších vydání knihy odstraněna; zřejmě v souvislosti s rozvojem vlnové teorie světla , podle níž bylo světlo považováno za vlnu, která nemá žádnou hmotnost a je tedy nezávislá na gravitační síle .
U tmavých hvězd, stejně jako u černých děr , je druhá kosmická rychlost stejná nebo větší než rychlost světla a kritický poloměr je R ≤ 2M. Nicméně tmavá hvězda je schopna vyzařovat nepřímé záření – vnější záření a kosmické částice mohou dosáhnout kritického povrchu r = 2M a interagovat s jinými částicemi za ním nebo získat zrychlení z náhodného setkání s jinými objekty. Tmavá hvězda tak kolem sebe vytváří vzácnou atmosféru „částic návštěvníků“ a toto strašidelné halo může vyzařovat světlo, i když slabé.
Černé díry jsou podle moderních koncepcí schopny vyzařovat záření jiného druhu než temné hvězdy – Hawkingovo záření , předpovězené v roce 1974 [2] . Nepřímé záření emitované temnou hvězdou závisí na jejím složení a struktuře; Hawkingovo záření podle teorému bez vlasu závisí pouze na hmotnosti černé díry, jejím náboji a momentu hybnosti [3] , i když informační paradox to zpochybňuje.
Aparát newtonovské mechaniky popisuje velikost gravitační výchylky světla ( Newton , Cavendish , Soldner ), zatímco obecná teorie relativity předpovídá tuto velikost na dvojnásobek. Rozdíl lze vysvětlit dodatečným příspěvkem zakřivení časoprostoru v moderních teoriích: zatímco newtonovská gravitace je analogická s časoprostorovou složkou tenzoru zakřivení obecné teorie relativity, tenzor zakřivení obsahuje také čistě prostorové složky a obě formy zakřivení přispívají k celková odchylka.
| Černé díry | |||||
|---|---|---|---|---|---|
| Typy | |||||
| Rozměry | |||||
| Vzdělání | |||||
| Vlastnosti | |||||
| Modelky |
| ||||
| teorie |
| ||||
| Přesná řešení v obecné teorii relativity |
| ||||
| související témata |
| ||||
| Kategorie:Černé díry | |||||