Září 2008

Jak naladit kytaru

30. září 2008 v 18:49 Hudební nástroje

Ladění pomocí 5. (a 4.) pozice

Nejčastěji se ladí kytara tímto způsobem. Nyní se pokusím tento postup trochu popsat, ale nejspíš vám nejvíc řekne obrázek, který je o trochu níž.
Takže, jak to vlastně funguje? - Na kytaře se dá zahrát jeden tón na několika strunách (na kolika, to závisí na počtu pražců na kytaře). Ale vychází to tak, že "prázdnou strunu" můžete zahrát na následující struně v 5. políčku.
Takže vlastní ladění probíhá tak, že si zahrajete 1. strunu e (ta musí být naladěná) a pak na 2. struně na 5. políčku zahrajete ten stejný tón pokud to zní stejně ,tak je 2. struna správně naladěná (pokud ne, tak musíte tón upravit pomocí kolíčků). A takhle postupujte až naladíte celou kytaru.
POZOR U LADĚNÍ 3. STRUNY JE ZMĚNA !!! - víc vám řekne obrázek
Porovnávejte tóny se stejnou barvou.

Ladění pomocí flažoletů

Vysvětlivky:
Jednotlivé barvy na obrázku znázorňují, které flažolety by měly znít stejně, pokud je kytara správně naladěna.
Obecně platí, že flažolety na 7. pražci tenčí struny odpovídají flažoletům na 5. pražci tlustší struny. Výjimkou je pouze flažolet na struně g, který neodpovídá flažoletu na struně h.
Struna e se dá naladit podle flažoletu na 5. pražci struny E.
Struna h se dá naladit podle flažoletu na 7. pražci struny E.

Ladění pomocí programu

A teď tady je asi nejpříjemnější způsob ladění kytary (teda pokud sedíte u počítače, když hrajete na kytaru). Jedná se o program, který vám ukazuje o kolik si máte jednotlivou strunu naladit víc nebo míň. Asi jedinou nevýhodou je to, že musíte mít kvalitní mikrofon.
Je to velmi pěkný program, ve kterém si můžete i drobně měnit podobu. Takže neváhejte a stáhněte si tento zajímavý program!!!

Navštěvovanost 73

30. září 2008 v 18:33 Statistiky
Navstevnost za minuly tyden (22.9. 2008 - 28.9. 2008) je:
Pondeli: 100
Utery: 95
Streda: 86
Ctvrtek: 90
Patek: 89
Sobota: 105
Nedele: 96

Celkem: 661


Daniel Landa- životopis

26. září 2008 v 15:51 Daniel Landa
Povolání: zpěvák, herec Věk: 39 Datum narození: 4. 11. 1968 Místo narození: Praha, Československo Znamení: Štír Člen skupiny: Orlík

Daniel Landa, známý český rockový zpěvák se narodil 4.11.1968 v Praze. Po vystudování oboru hudebně dramatického na pražské konzervatoři v roce 1988 se seznámil se svou nynější manželkou Mirjam Miller, se kterou se v roce 1991 oženil a se kterou vychovává dcery Anastázii, Roxanu a Rozálii. Přestože Daniel Landa vystudoval konzervatoř, hraní se věnuje naprosto minimálně. Jako herec účinkoval pouze ve filmech"Proč", "Černí baroni" a v německém seriálu "Alles ausser Mord". Také účinkoval ve svém muzikálu Krysař, kde hrál hlavní roli. Více než herectví se však Landa věnuje tvorbě scénářů, které až na výjimku (film "Zvláštní schopnosti") zůstávají nezfilmovány. Landova hudební dráha začíná v roce 1987, od kdy působí v kapele Orlík. S Orlíkem však nahrál pouhé 2 desky ("Oi!" a "Demise") a záhy po revoluci se roku 1992 kapela rozpadá, hlavně kvůli všeobecné kritice textů písní. To však kupodivu Landu neodradilo, ba spíš naopak. V témže roce se vydává na sólovou dráhu svým albem "Valčík", následuje "Chcíply dobrý víly" (1994), "Pozdrav z fronty" (1997), "Smrtihlav" (1998), "Konec" (1999), "Best of Landa" (2000), "9mm argumentů" (2002) "Krysař" (2002) a "Vltava Tour" (2003). Za svou hudební tvorbu obdržel již dvanáct zlatých a pět platinových desek, v roce 2000 byl vyhlášen firmou EMI "nejúspěšnějším českým autorem za posledních deset let". Mimo zpěvu, který považuje za svou velkou zálibu se poměrně úspěšně věnuje autokrosu, truckům a rallye, u které jediné vydržel až dodnes.


Daniel Landa- filmografie

26. září 2008 v 15:47 Daniel Landa
Jako herec
2007 -Kvaska () role: Franta
1992 -Černí baroni (Černí baroni) role: Pfc. Halík
1987 -Copak je to za vojáka... (Copak je to za vojáka...) role: Soldier
1987 -Proč? (Proč?) role: Pavel
Jako producent
2007 -Kvaska ()
Jako skladatel
2007 -Kvaska ()
2003 -Krysař (Krysař)

Navštěvovanost 72

26. září 2008 v 15:38 Statistiky
Navstevnost za minuly tyden (15.9. 2008 - 21.9. 2008) je: Pondeli: 111 Utery: 89 Streda: 105 Ctvrtek: 93 Patek: 89 Sobota: 118 Nedele: 93 Celkem: 698

Navštěvovanost 71

20. září 2008 v 14:27 Statistiky
Navstevnost za minuly tyden (8.9. 2008 - 14.9. 2008) je:
Pondeli: 99
Utery: 122
Streda: 130
Ctvrtek: 112
Patek: 87
Sobota: 75
Nedele: 120
Celkem: 745

51. bleskovka- KONEC

14. září 2008 v 17:40 Bleskovky na mém blogu
------------------------- B _ L _ E _ S _ K _ K _ O _ V _ K _ A --------------------------

Hudba do blogu- Simple plan- I miss you

14. září 2008 v 17:31 Hudba do blogu


Natalia Oreiro- filmografie

14. září 2008 v 17:25 Natalia Oreiro
2006 -Jsi můj život (TV) (Sos mi vida) role: Esperanza Muñoz - La Monita
2002 -Kachorra (Kachorra) role: Antonia Guerrero alias Rosario Achával / ...
1998 -Argentinka v New Yorku (An Argentinian in New York, Un Argentino en Nueva York) role: Verónica 'Vero' De Ricci
1998 -Divoký anděl (Muńeca brava) role: Carlitos] / ...


Natalia Oreiro- životopis

14. září 2008 v 17:20 Natalia Oreiro
Datum narození: 19. 05. 1977
Místo narození: Montevideo, Uruguay
Znamení: Býk
Natalia už odmalička chtěla být umělcem. Od osmi let začala chodit na hodiny zpěvu a kurzy herectví. Když jí bylo 12 let vyzkoušela dětský konkurz do reklamy, nakonec byla vybrána a její kariéra oficiálně začala. Mezi 12 a 16 rokem vystupovala ve více, než 30 reklamách pro významné společnosti, jako jsou Coca - Cola, Pepsi, Johanson & Johanson. Ve čtrnácti byla vybrána z více než 10 000 uchazečů pro cestování s brazilskou televizí.
Ačkoliv Natalia neustále pracovala, většinu svých příjmů vydala na zaplacení cest, které musela často podnikat do Buenos Aires z její rodné Montevideo. V 17 letech se rozhodla přestěhovat do Argentiny, kde dostala malou roli v telenovele "Inconquistable corazón" (1993). Po několika rolích v malých telenovelách získává hlavní roli Valerii v telenovele Bohatí a slavní "Ricos y Famosos" (1997), která jí přinesla první výraznější popularitu.
Po tomto prvním významnějším úspěchu v televizi získala první filmovou roli v komedii Argentinka v New Yorku "Un argentino en Nueva York" (1998), kde si zahrála mladou ženu, která se chce prosadit v hudebním světě. Za tento výkon byla Natalia vychvalována a v Argentině se tento film stal absolutním trhákem. Také soundtrack k filmu se stal číslem jedna po dobu tří měsíců. Všechny větší nahrávací společnosti se s ní snažili podepsat smlouvu.
Smlouvu podepsal s BMG a v roce 1998 vydává své debutové album Natalia Oreiro, které obsahovalo ústřední melodii k populární telenovele Divoký anděl "Muňeca Brava". Tato telenovela byla ohodnocena, jako nejlepší telenovela v Argentině. Její album se prodávalo ve více než 60 zemích a získalo dvě platinové desky. Získalo si mezinárodní úspěch a stalo se jedním z nejprodávanějších v mnoha zemích celé Ameriky a Evropy, kde získávalo zlaté, nebo platinové desky. Tato popularita ji donutila uskutečnit celosvětové turné od Latinské Ameriky, Evropy, Středního východu až po Asii. Turné bylo velmi úspěšné a všechny koncerty byly vyprodané.
Po tomto velkém úspěchu se rozhodla plně věnovat pěvecké kariéře, proto se přesunula do Los Angeles, kde strávila dva měsíce nahráváním svého druhého alba "Tu Veneno"(Your Poison). Také se vrátila zpět k herectví v telenovele "Kachorra" (2002), která se opět stala hitem po celém světě. A také vydala své již třetí album "Turmalina".
V roce 2001 se Natalia vdala za Ricarda Mollema, který je hlavním představitelem argentinské skupiny Divididos.
V roce 2003 se vydala Naty na další turné Tourmalina 2003, bohužel se nezastavila v České republice. Později si Naty zahrála ve filmu Cleopatra hlavní roli s Normou Alechandro. Natalia se kvůli filmu musela ostříhat na ježka a zhubnout 7 kilo. Na začátku roku 2004 začala Natalia natáčet další telenovelu El Deseo. Kvůli této telenovele, která se vysílala v Argentině po 22. hodině, protože obsahuje erotické scény, musela Naty opět změnit image, tentokrát se nechala obarvit na blond. Telenovela bohužel neměla takový úspěch jako ty předchozí, tak natáčení skončilo předčasně. K této telenovele Natalia nazpívala úvodní píseň Light my fire, která by se měla objevit na dalším albu.
V r. 2005 Natalia začala točit v Argentině argentinsko-ruský seriál V rytmu tanga, kde se opět setkala s Facundem Aranou. Odjela na 2 měsíce do Ruska, kde natáčela další části V rytmu tanga. Natalia se kvůli roli naučila rusky. Ke konci roku 2005 Naty přijala nabídku hrát opět po boku Facunda Arany, kdy si zahraje boxerku v telenovele jménem Sos mi vida. Sledovanost telenovely je vysoká, takže je možné, že slavná dvojice překoná sledovanost Divokého anděla. Natáčení SMV skončilo v prosinci roku 2006. V roce 2006 si Naty zahrála i ve filmu La Peli roli novinářky. Rok 2007 Natalii začal úspěšně, stala se královnou festivalu v Cannes, telenovela Sos mi vida se vysílá v mnoha zemích světa a konečně získala cenu Martina Fierra za nejlepší herečku. V roce 2008 Natalia přijala roli v první internetové telenovele Amanda O. Rozšiřje obchod Las Oreiro o další pobočky a účastní se akcí UNICEFU - Un sol para los chicos.
www.osobnosti.cz


Navštěvovanost 70

14. září 2008 v 16:18 Statistiky
Navstevnost za minuly tyden (1.9. 2008 - 7.9. 2008) je:
Pondeli: 132
Utery: 135
Streda: 102
Ctvrtek: 133
Patek: 118
Sobota: 112
Nedele: 121

Celkem: 853

Černá díra- pokračování

9. září 2008 v 16:54 Vesmír

Pád dovnitř

Představme si nešťastného kosmonauta padajícího nohama napřed směrem do středu nerotující černé díry Schwarzschildova typu. Čím blíže se dostane k horizontu událostí, tím déle trvá fotonům, které vyzařuje, uniknout gravitačnímu poli černé díry. Vzdálený pozorovatel uvidí kosmonautův zpomalující se sestup při přibližování se k horizontu událostí, který zdánlivě nikdy nedosáhne.
Astronaut z vlastního pohledu překročí horizont událostí a dosáhne singularity v konečném čase. V momentě, kdy překročí horizont událostí, ho nebude možné pozorovat z okolního vesmíru. Během pádu by si všiml, že světlo přicházející z jeho chodidel, potom kolen a tak dále se podléhá zvětšujícímu se rudému posuvu, až se stane neviditelným. Když se přibližuje k singularitě, tak se gradient gravitačního pole od hlavy k chodidlům značně zvětší. Bude se cítit natažený a nakonec ho roztrhnou slapové síly, protože v jeho chodidlech bude působit mnohem větší gravitace než na úrovni hlavy. Blízko singularity se gradient stane dostatečně velkým k roztržení samotných atomů. Bod, ve kterém se slapové síly stávají zhoubnými, závisí na hmotě černé díry. Pro velké černé díry, jako ty v centrech galaxií, bude tento bod ležet až pod horizontem událostí, takže se kosmonaut může teoreticky dostat přes horizont událostí živý a v případech supermasivních černých děr tento přechod nemusí dokonce ani pocítit. Naopak u malých černých děr se tyto slapové síly mohou stát osudnými mnohem dříve, než kosmonaut dosáhne horizontu událostí.
Ergosféra
Ergosféra
Rotující černá díra
Horizont událostí nerotující černé díry je kulová plocha a její singularita představuje (neformálně řečeno) jeden bod. V případě, že černá díra rotuje, dochází k radikálním změnám jak v okolním prostoročase, tak v samotném matematickém pojetí černé díry. Rotující černá díra má dva horizonty událostí. Původní, Schwarzschildův, se zachovává (i co do tvaru), přibývá však ještě jeden vnitřní, tzv. Cauchyův horizont. Mezi Schwarzschildovým a Cauchyho horizontem se všechny tělesa musí pohybovat směrem ke středu černé díry, pod Cauchyho horizontem je však již opět možné zůstávat na místě a zastavit pád na sigularitu, která je u rotujících černých děr prstencová a prostorupodobná.

Vznik

Obecná relativita (podobně jako jiné teorie gravitace) nejen tvrdí, že černé díry mohou existovat, ale ve skutečnosti přímo předpovídá, že vznikají přirozeně. Existuje několik modelů vzniku černé díry
  • Gravitační kolaps
Hmota se gravitačně zhroutí v daném prostoru ve vesmíru díky procesu nazývanému gravitační kolaps. Nejznámější z těchto procesů jsou některá finální stádia evoluce hvězd, kdy poklesne tlakový gradient (tlak záření hvězdy) a hvězda se neudrží v hydrostatické rovnováze, přičemž je zároveň splněna podmínka dostatečného množství hmoty aby následný kolaps nebyl zadržen například ve fázi neutronové hvězdy (tedy ve formě degenerovaného neutronového plynu). Kolaps takové hvězdy pak není možno zastavit - povrch hvězdy se zhroutí pod horizont událostí a nevyhnutelně skončí v singularitě.
  • Akumulace hmoty
Když v nějakém prostoru dochází v důsledku gravitačních sil k nakupování hmoty, gravitační pole takové oblasti sílí - nebo v jazyku relativity - zakřivení prostoru v okolí se zvětšuje. Když úniková rychlost v nějaké vzdálenosti od centra gravitačního působení dosáhne rychlosti světla, vytvoří se horizont událostí, uvnitř kterého musí hmota nevyhnutelně skončit v singularitě. Černé díry tohoto typu existují jako dva typy modelů
  • Primordiální černé díry, které mohly vzniknout v období velmi raných fází vývoje vesmíru. Prozatím však nebyly observačně potvrzeny a to i přes to, že by se jich mělo ve vesmíru stále vyskytovat velké množství.
  • Supermasivní černé díry a masivní černé díry, které se vyskytují v centrech galaxií (i včetně naší Mléčné dráhy) a pravděpodobně také kulových hvězdokup. Vznikají prostřednictvím vytvoření horizontu událostí v důsledku nakupení velkého množství hmoty na relativně malém prostoru. V tomto případě se hmotou myslí i hvězdný materiál, tedy hvězdy případně i již existující menší černé díry.
  • Miniaturní a mikroskopické černé díry
Proces vzniku miniaturních černých děr je na hranici hypotézy a fikce. Přesto existují určité náznaky, že v případě urychlovače s energií řádově TeV by mohlo být možno mikroskopickou černou díru vytvořit. Takovým, zdá se, by mohl být LHC urychlovač, který by měl být v CERNu uveden do provozu v roce 2008. V důsledku srážky těžkých atomových jader za vysoké energie existuje možnost, že hmota v oblasti srážky se obklopí horizontem událostí. Takováto černá díra, pokud by vznikla, se však obratem vypaří. Vytvoření černých děr v urychlovačích by mohlo rozřešit tzv. paradox unitarity černých děr, který stojí na otázce, zda se pádem do černé díry ztrácí kvantová informace.
Gravitační čočka
Gravitační čočka
Akreční disk
Akreční disk

Pozorování

Teorie říká, že nemůžeme objevit černé díry podle světla vyzařovaného nebo odraženého od hmoty v jejich nitru. Tyto objekty však lze předpovědět pozorováním jevů v jejich blízkosti, například jevu gravitační čočky, a hvězd, které zdánlivě obíhají kolem prostoru, kde není žádná viditelná hmota.
Za nejviditelnější efekty jsou považované ty, které pocházejí z hmoty padající do černé díry. Tato hmota se dle předpovědí, podobě jako voda tekoucí do odtoku, soustřeďuje do rychle se otáčejících akrečních disků do té doby, než je černou dírou pohlcena. Vnitřní tření disk extrémně zahřívá a způsobuje vyzařování velkého množství rentgenového a ultrafialového záření. Tento proces je neobyčejně účinný a může přeměnit až 50 % zbytkové hmoty na záření, v protikladu s nukleární fúzí, která dokáže konvertovat pouze několik málo procent na energii. Další pozorovatelné efekty jsou úzké výtrysky částic, které se pohybují v ose akrečního disku relativistickými rychlostmi.
Akreční disky, výtrysky a obíhající objekty můžeme najít nejen kolem černých děr, ale i okolo objektů, jako jsou například neutronové hvězdy a bílí trpaslíci. Dynamika těles okolo takovýchto atraktorů, které nejsou černými děrami, je velmi podobná dynamice objektů v okolí černých děr a je velmi aktivním předmětem výzkumu zahrnujícím magnetické pole a plazmovou fyziku. Proto také platí, že pozorování akrečního disku a orbitálních pohybů většinou pouze indikuje existenci kompaktního objektu s určitou hmotností, ale vypovídá jen velice málo o jeho podstatě. Identifikovat takový objekt jako černou díru je možné pouze tehdy, pokud se prokáže, že se nemůže jednat o jiné dostatečně hmotné a kompaktní těleso nebo provázaný systém těles. Většina astrofyziků, dle obecné teorie relativity, v takovém případě předpokládá, že se koncentrace hmoty s dostatečnou hustotou musí nevyhnutelně zhroutit do černé díry v kosmologicky krátkém čase.
Jeden důležitý pozorovatelný rozdíl mezi černými děrami a jinými kompaktními objekty je, že jakákoli kolabující hmota, která narazí na takový kompaktní hmotný objekt v relativistické rychlosti, vyvolá nepravidelná vzplanutí rentgenového záření nebo jiného tvrdého záření. Nedostatek takovýchto vzplanutí kolem kompaktní koncentrace hmoty se považuje za důkaz, že objekt je černá díra bez povrchu, na který by mohla hmota náhle narazit.
Zánik černé díry
Černá díra z pohledu klasické fyziky je těleso velmi stálé, které nemůže zaniknout vlivem ztráty své hmoty, jelikož žádná částice není podle klasické fyziky schopna překonat rychlost světla a jedinou přirozenou cestou zániků černé díry se tak jeví její pohlcení jinou černou dírou tzv. gravitační srážka. Při pohledu na systém černé díry z moderní fyziky však vyvstává další možnost, jak může černá díra zaniknout. Podle kvantové fyziky, která se zaobírá pravděpodobností, existuje (byť minimální) možnost, že částice může na krátký okamžik překonat rychlost světla a tedy opustit horizont událostí a uniknout z černé díry. Tento jev se nazývá odborně kvantové vypařování černých děr a byl poprvé popsán britským astrofyzikem Stephenem Hawkingem.

Gravitační srážka dvou černých děr

Jsou-li dvě černé díry gravitačně vázané a obíhají dostatečně blízko společného těžiště, vyzařují podle předpovědi obecné teorie relativity gravitační vlny. To způsobuje, že tato soustava ztrácí energii a černé díry se k sobě stále více přibližují. V určitém momentu dojde k tomu, že gravitační interakce je natolik silná, že se horizonty černých děr začnou deformovat, až se obě díry setkají a spojí. Celková plocha jejich horizontů se přitom v souhlasu s termodynamikou černých děr zvětší. Při tomto procesu se v závislosti na tom, jak velký náboj a především moment hybnosti, výsledná černá díra bude mít, za velmi krátký čas vyzáří velké množství energie ve formě gravitačních vln - právě proto jsou srážky černých děr jedním z procesů, který by bylo možno zachytit pomocí detektorů gravitačních vln a po kterém se proto usilovně pátrá.
Bohužel nelinearita Einsteinových rovnic, která zaručuje stabilitu původních i výsledné černé díry je ale také zdrojem dosud nepřekonaných potíží při hledání analytického i numerického řešení popisujícího srážku černých děr, takže přesný postup zániku není znám a nebyl ještě ani pozorován. Z dosavadních numerických modelů vyplývá, že pro nerotující černé díry o stejné hmotnosti se při srážce na gravitační vlny přemění až 3% jejich hmotnosti.

Nedávné objevy

V roce 2004 bylo objeveno mnoho černých děr, což vedlo k vypracování nové teorie rozšíření černých děr ve vesmíru která udává, že existuje takřka pětkrát více černých děr než se do té doby předpokládalo.
V červenci 2004 astronomové objevili obří černou díru Q0906+6930 v centru vzdálené galaxie v souhvězdí Velké medvědice. Odhad věku a hmotnosti takových černých děr nám může pomoct určit věk vesmíru.
V listopadu 2004 tým astronomů oznámil objev první černé díry střední hmotnosti v naší galaxii, která obíhá přibližně tři světelné roky od Střelce A*. Tato střední černá díra s hmotností asi 1300 Sluncí se nachází uvnitř shluku sedmi hvězd, pravděpodobně jako pozůstatek masivního shluku hvězd roztrženého galaktickým středem. Tento objev může podpořit myšlenku, že supermasivní černé díry se zvětšují pohlcováním blízkých menších černých děr a hvězd.
V únoru 2005 byl objeven modrý obr SDSS J090745.0+24507 opouštějící Mléčnou dráhu dvojnásobnou únikovou rychlostí (0,0022 rychlosti světla). Trajektorii hvězdy je možné dohledat až zpět ke galaktickému jádru. Vysoká rychlost této hvězdy podporuje hypotézu existence supermasivní černé díry ve středu naší galaxie.
Vznik mikročerných děr na Zemi v částicových urychlovačích byl trochu nejistě ohlašován, ale doposud nepotvrzen. Dodnes není znám ani žádný pozorovaný kandidát na prvotní černou díru.
Australští vědci učinili výpočet, jak maximalizovat dobu přežití v černé díře. Jejich teorie v jednoduchosti říká: Existuje jediná nejdelší cesta při pádu do černé díry tj. dráha volného pádu z počátečního klidu, nicméně existují i kratší cesty. V případě překročení horizontu událostí po jedné z kratších cest, je možno zažehnout motory rakety, a tím se dostat na nejdelší a maximalizovat svůj čas.[4]
V říjnu 2007 byl publikován objev patrně největší binárního systému hvězdy a černé díry[5]. "Před tím největším hvězdnou černou dírou byl objekt GRS 1915+105 s hmotností černé díry odhadnutou na 14 plus nebo minus 4 Slunce," prohlásil objevitel Orosz. "Nicméně hmostnost GRS 1915+105 přišla na přetřes," dodal.

Černá díra

9. září 2008 v 16:53 Vesmír

Černá díra

Černá díra je objekt natolik hmotný a zároveň malý, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti prostoročasu natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černá díra byla teoreticky předpovězena v obecné teorii relativity publikované v roce 1916 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 Býka kryjící se s rentgenovým zdrojem 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, bylo v perfektní shodě s teoretickou predikcí černé díry. Dnes považujeme za obecně prokázáno, že černé díry se nachází v centrech galaxií, aktivních galaktických jádrech, kvasarech i v centrech některých kulových hvězdokup[1].
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.

Historie

Představu tělesa tak masivního, 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. Parafráze jeho slov:
Kdyby koule stejné hustoty jako má Slunce, převýšila jeho poloměr pět set ku jedné, potom by těleso padající ke sféře z nekonečné výšky získalo na jeho povrchu rychlost větší, než je rychlost světla, a když následně předpokládáme, že světlo je přitahované k jeho povrchu silou v poměru ke své vis inertiae (setrvačné hmotnosti), způsobilo by to, že by se, spolu s ostatními tělesy, světlo vyzařované z takového tělesa k němu vrátilo díky jeho přitažlivosti.
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 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 masivní hvězdy by se mohly stát oběťmi dramatického gravitačního zhroucení. Černé díry by tak mohly přirozeně vznikat. Takové objekty byly krátce nazývané zamrzlé hvězdy, protože zhroucení by bylo pozorovatelné rapidně zpomalené a se silně červeným spektrem v blízkosti Schwarzschildova poloměru. Tyto hypotetické objekty však nebyly předmětem většího zájmu až do pozdních 60. let 20. století. Většina fyziků si totiž myslela, že by byly specifickou vlastností silně symetrických řešení popsaných Schwarzschildem a že v přírodě by se gravitačně kolabující objekt nestal černou dírou.
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.
V roce 1971 Tom Bolton identifikoval Cygnus X-1 jako černou díru a to s použitím dalekohledů a přístrojů na observatoři David Dunlap Observatory náležící Torontské univerzitě.

Fyzikální vlastnosti

Horizont událostí
Myšlená kulová "plocha" obklopující hmotu černé díry se označuje jako horizont událostí. Na úrovni horizontu událostí je úniková rychlost rovna rychlosti světla. Neobyčejně silné gravitační pole brání všemu uvnitř horizontu událostí uniknout přes jeho povrch. Cokoliv z vnějšku se může propadnout přes horizont událostí, ale nikdy tomu nemůže být naopak. Výjimkou jsou jen kvantově mechanické procesy v těsné blízkosti horizontu, které umožňují vznik virtuálních párů částic a antičástic. Ty vedou například k efektu tzv. vypařování černých děr. Ani v tomto případě ale částice přímo neunikají zpod horizontu událostí - proces "vypařování" je založen na jiných principech.

Černá díra nemá vlasy

Z jistých dobře odůvodněných předpokladů výplývá, že černé díry nemají žádné pozorovatelné vlastnosti, které by byly použitelné k objasnění jejich "vzhledu" uvnitř. Podle obecné relativity můžeme černé díry úplně charakterizovat třemi parametry: hmota, moment hybnosti a elektrický náboj. (Čtvrtou teoreticky přípustnou vlastností je magnetický náboj, ten však v přírodě pozorován nebyl.) Tento princip se shrnuje frází "černé díry nemají vlasy" kterou prvně vyslovil John Wheeler. Toto tvrzení se dokazuje v klasické teorii - teorie kvantová připouští i jiné náboje (jako např. podivnost, za normálních okolností charakterizující elementární částice). Ty se však mohou projevit až v dostatečné blízkosti horizontu událostí a nemají astrofyzikální význam.

Zpomalování času

Objekty v gravitačním poli jsou vystaveny zpomalení času, nazývaného dilatace času. Tento fenomén byl experimentálně potvrzen při pokusu s raketou Scout v roce 1976 a bere jej v úvahu například i navigační systém GPS. V blízkosti horizontu událostí černé díry se dilatace času projevuje velmi výrazně. Uvažme dva pozorovatele, kteří mají každý své hodinky seřízeny stejně. Z pohledu vzdáleného pozorovatele to vypadá tak, jako by padajícímu pozorovateli trvalo přiblížení k horizontu událostí nekonečně dlouho. Světlo vycházející z padajícího pozorovatele má zvětšující se spektrální rudý posuv, který je u horizontu událostí roven nekonečnu. Protože v důsledku dilatace času běží čas na hodinkách s pozorovatelem padajícím na černou díru a pozorovatelem vzdáleným různě, vzniká efekt, kdy pozorovatel na černou díru dopadá z hlediska vlastního času normálně, zatímco z hlediska toho, který jej pozoruje se přiblížení k horizontu událostí jeví nekonečně dlouhé.

Singularita

Obecná relativita předpovídá, že v centru černé díry, pod horizontem událostí, existuje singularita, místo, kde je zakřivení prostoročasu nekonečné a gravitační síly jsou nekonečně velké. Prostoročas pod horizontem událostí je specifický tím, že singularita je v každé z pozorovatelných budoucností každého objektu, který projde horizontem událostí, a tedy, že se vše uvnitř horizontu událostí pohybují směrem k ní (Penrose a Hawking [2]) To znamená, že mezi původním návrhem Johna Michella z roku 1783 a relativistickým pojetím černé díry je konceptuální nesrovnalost. V Michellově teorii se úniková rychlost rovnala rychlosti světla, ale bylo například stále teoreticky možné vytáhnout objekt z černé díry pomocí lana. Obecná relativita tuto mezeru eliminuje, protože jakmile je objekt za horizontem událostí, tak jeho časová osa obsahuje konec samotného času a není možný návrat světočáry ven přes horizont událostí.
Očekává se, že budoucí zjemnění anebo zobecnění obecné relativity (především kvantové gravitace) změní pohled na podstatu nitra černé díry. Většina teoretiků interpretuje matematické rovnice popisující singularitu tak, že naznačují nekompletnost současné teorie a že k plnému pochopení singularity musí do hry vstoupit nové jevy. Tato otázka může však být pouze akademická, jelikož hypotéza kosmické cenzury předpokládá, že v obecné relativitě neexistují nahé singularity: všechny singularity jsou schované za horizontem událostí, a nelze je tedy prozkoumat.

Diplomy za 50. bleskovku

9. září 2008 v 16:12 DIPLOMY (pro vás) z bleskovek
Promiň, ale nikde jsem april vilkner nenašla, tak jsem ti dala něco jiného


Navštěvovanost 69

7. září 2008 v 11:23 Statistiky
Navstevnost za minuly tyden (25.8. 2008 - 31.8. 2008) je:
Pondeli: 168
Utery: 183
Streda: 180
Ctvrtek: 153
Patek: 171
Sobota: 128
Nedele: 120

Celkem: 1103