Proč je v jádře M 87 černá díra?

Hádejte, proč jsem napsal tenhle článek:

(i) Náhodou mě to napadlo. Přece po mně nemůžete chtít, abych v tom dnešním (9. 8.) horku něco počítal

(ii)Abych vás ujistil, že o existenci černých děr už jen málokdo pochybuje. Opravdu! Říkali to v televizi. A jednu tam dokonce ukazovali!

(iii)Musel jsem to udělat. Ostatně už z toho, že článek čtete, přece nutně vyplývá, že jsem ho napsal. Takže jsem ho napsal, protože ho čtete.

Odpovíte-li (iii), měl by se možná uspořádat filozofický seminář. I když by byl jen dalším v dlouhé řadě, která má svůj počátek v roce 1973. Tehdy totiž B. Carter navrhl obdobným zpětným způsobem odpovědět na podstatnější otázku "proč je vesmír takový, jaký je?": vesmír takový být musí, poněvadž my (živí tvorové) jsme tady (a máme pocit, že jsme schopni mu porozumět) . Ukazuje se, že musí být takový až neuvěřitelně přesně - jinak by v něm život těžko mohl vzniknout. Té myšlence se říká antropický princip. Formuluje se v několika verzích, které kladou vlastnosti světa kolem nás do různě silné vazby na naší existenci. Tvrzení, že "to tak být musí" (popř. - obecně - "je to tak více či méně pravděpodobné"), může samozřejmě vycházet i z něčeho jiného než z konstatování, že jsme tady. A jako na každou otázku typu "proč je něco tak(ové), jak(é) to je?" se dá odpovědět také úplně jinak: jednak (i) - finálně ("je to ryzí náhodaů), jednak (ii) - teleologicky ("má to nějaký účel"), popř. teologicky ("je to uskutečnění Tvůrcova plánu"). Ovšemže i tyto odpovědi (na nejrůznější otázky) bývají náměty seminářů.

Antropický princip je ovšem zvlášť požehnané téma. Každý má (jak vidíte) pocit, že k němu může (nebo dokonce musí!) něco říct. A nestojí-li v otázce nic menšího než vesmír a v odpovědi nic nižšího než život, mrazí mě už jen z něj vznešeně v zádech. S obdivem sleduji, jak detailní (a někdy i do té doby neznámé) výpovědi o světě se dají odvodit prostě z toho, že v něm jsme. Divím se však, jak vděčným předmětem rozprav je sám antropický argument. Vždyť usuzování na příčinu z pozorovaného následku je (nejen) ve vědě (téměř) odvěké a samozřejmé. Např.: Chovají se atomy podle klasického modelu, podle nějž by měly za zlomek sekundy zkolabovat? Ne - z čeho by pak byly věci kolem? Kde je dnes prezident? Někde doma, protože nad Hradem vlaje standarta. Situace v  černé skříňce se tak sice nezdůvodní, neboť směr podobných úvah je opačný vůči pravému kauzálnímu působení, ale více či méně přesně se vymezí ze znalosti výstupů. Znáte to: tuhle polovinu hlavy si Pavla docela určitě nemyje šamponem Clear, protože jinak by na ní nemohla mít problémy s lupy... Podobně je to i s otázkou existence černých děr. Vážně:

Proč je v jádře M 87 černá díra? Protože jinak by nemohlo rotovat tak rychle.

Z loňského přesného měření rotační rychlosti ve vnitřní oblasti jádra Hubblovým kosmickým teleskopem byla hmotnost, soustředěná v centrálních zhruba 100 světelných letech této obří eliptické galaxie v souhvězdí Panny, určena na 3 miliardy hmot Slunce (M_¤). Přítomné hvězdy a plyn však tuto hmotnost ani zdaleka nemají. Musí tam tedy být ještě nějaký velmi hmotný nesvítivý objekt. Superhmotná černá díra je nejjednodušší možností. Možností, která je vlastně všeobecně přijímána již nějakých 15 let. Hubblův dalekohled totiž jen nahlédl do jádra M 87 hlouběji než cokoli před ním a potvrdil i tam velice strmý nárůst rotační rychlosti směrem ke středu galaxie, o němž se ví již od konce 70. let a který nejde vysvětlit modelem rozložení hvězd a jejich oběžných rychlostí zkonstruovaným na základě klasické newtonovské mechaniky.

Galaxie M 87 není pozoruhodná jen nesmírně hmotným centrem, jež je navíc zdrojem rentgenového záření. Nejpronikavější projev mimořádné aktivity jejího jádra zaznamenal již r. 1917 H. D. Curtis z Lickovy observatoře: 6 000 světelných let dlouhý směrovaný výtrysk (tzv. jet), který je silným rádiovým zdrojem. A M 87 není zdaleka jediným příkladem podobných zvláštností. Vyvrhování hmoty do okolního prostoru v úzce (často do úhlu pod 10 stupňů) kolimovaných, dlouhodobě (nejméně po nějakých 100 milionů let) stabilních a obvykle velmi energetických svazcích a obrovská svítivost (blížící se až statisícům normálních , klidných galaxií) charakterizují celé třídy zdrojů, jako jsou tzv. Seyfertovy galaxie, rádiové galaxie, kvasary, objekty BL Lacertae (nazývané též lacertidy či blazary) aj. - celkem asi procento všech extragalaktických objektů. Jejich zhusta pozorovaná rychlá proměnnost (na škálách dnů i méně) přitom signalizuje, že ten fantastický výkon produkuje oblast, která není větší než sluneční soustava!

Co může být příčinou tak bouřlivé aktivity?

Již r. 1916 nalezl K. Schwarzschild první netriviální řešení Einsteinových rovnic. Popisuje gravitační pole osamoceného nerotujícího a nenabitého sféricky symetrického kusu hmoty, např. hvězdy. Čím je hvězda hmotnější a menší, tím silnější je přirozeně gravitace v její blízkosti. Když hvězdu stlačíte tak, že její poloměr klesne pod tzv. gravitační poloměr (r_g=2GM/c², kde M značí její hmotnost, G gravitační konstantu a c rychlost světla), nebude už zvenčí vidět. Gravitace totiž nedovolí ani světlu - natož pak čemukoli pomalejšímu - dostat se zpod tohoto poloměru zpátky ven. Nejen to: vše, co se pod něj dostane, je přinuceno klesat k centru a tam vtaženo do pouhého bodu (r=0) s nekonečnou hustotou. Tomuto bodu se říká singularita, hranici oblasti, ze které není úniku (tj. sféře o poloměru r_g), pak horizont událostí.

Roku 1939 J. R. Oppenheimer a H. Snyder spočítali nejjednodušší relativistický scénář úplného gravitačního kolapsu a potvrdili, že pokud např. hvězda vyčerpala palivo ve svém nitru a  nepodpírá ji již tlak záření, generovaného tam při termonukleárních reakcích, může se zhroutit vlastní tíhou až pod svůj gravitační poloměr (a pak již nutně až do singularity). Odtud už je jen krůček k přesvědčení, že by k takovým příhodám opravdu mělo docházet. Typickou tendencí vývoje některých astrofyzikálních systémů je totiž (mimo jiné) velmi výrazné nakupení hmoty k centru. Jsou-li vzniklé zhuštěniny dostatečně hmotné, není zřejmě mechanizmu, kterým by mohly dlouhodobě vzdorovat své vlastní gravitaci a vyhnout se katastrofickému kolapsu. Speciálně u hvězd o hmotnosti přes 20 - 30 M_¤ a u jader galaxií (i u některých kulových hvězdokup) je charakteristický čas kritické "kompaktifikace" jejich center evidentně kratší než 10 miliard let (řádový věk vesmíru), takže lze předpokládat, že řada z nich už to musí mít "za sebou".

Jakkoli zásadních a přesvědčivých výsledků dosáhli již na tomto poli teoretici, astronomové se nakonec přinutili brát produkty gravitačního kolapsu vážně především sami - svými objevy v 60. letech. Ukázaly se totiž nezbytnými pro objasnění jevů (zejména enormního zářivého výkonu) pozorovaných jak u rentgenových zdrojů (1962) a kvasarů (1963), tak u pulzarů (1967). Již r. 1964 Ja. B. Zeldovič a E. E. Salpeter ukázali, že při přítoku (tzv. akreci) dostatečného množství plynu na takový objekt se může uvolňovat dost energie na to, aby se dala vysvětlit i neuvěřitelná svítivost většiny kvasarů. Oblasti pod horizontem událostí - zkolabovaná tělesa, zamrzlé hvězdy, či jak se jim ještě říkalo - přestaly být "zakázaným tématem", o jakém se ve slušné astronomické společnosti nemluví. A bylo načase sjednotit se na jejich jméně. Psal se rok 1968, když J. A. Wheeler řekl: nesvítí to - a všechno tam leda padá. Tedy -

černé díry!

Dnes se má všeobecně za to, že všechny ty podivuhodné extragalaktické zdroje jako kvasary či blazary (a ovšemže Seyfertovy, rádiové a některé další zvláštní galaxie) souvisí s mimořádnou aktivitou jader některých galaxií. Model této aktivity navrhl v základních rysech D. Lynden-Bell r. 1969: v centru jádra galaxie spočívá supermasivní černá díra (uvažují se hmotnosti 10⁷ až 10¹⁰ M_¤), která postupně "vyjídá" materiál ze svého okolí. Jádra rotují dost rychle na to, aby do díry nespadl přímo (radiálně), ale vytvořil kolem ní tzv. akreční disk a jím pomalu po spirále sestupoval dolů. Plynný disk se nechová jako tuhé těleso - částice bližší díře orbitují rychleji než ty vzdálenější. Prostřednictvím viskózního tření každá vrstva urychluje sousední vnější, a zároveň brzdí sousední vnitřní vrstvu. Tak se odvádí z vnitřních partií na periferii orbitální moment hybnosti. Částice plynu, zbavovány zvnějšku své orbitální energie, postupně klesají k centru, přičemž se jejich potenciální energie přeměňuje na energii vnitřní: plyn se silně zahřívá - a září.

Mimochodem, gravitační zhroucení centrální oblasti není jedinou možností, jak by se v jádrech galaxií mohly objevit černé díry. Gravitační zhroucení není totiž jedinou cestou k přítomnosti černých děr v reálném světě vůbec. Alespoň některé díry tady mohou být "odjakživa" - mohly vzniknout se samotným vesmírem (hovoří se pak o tzv. prvotních černých dírách). Skutečně, počáteční stav vesmíru nemusel být ideálně homogenní, některé oblasti mohly obsahovat již a priori nadkritické množství hmoty, tj. již vzniknout obklopeny horizontem událostí. Není vyloučeno, že prvotní černé díry (naopak) někdy byly těmi nehomogenitami, co posloužily jako kondenzační jádra pro vznik galaxií.

Ať už by se do jader galaxií dostaly černé díry jakkoli, velmi pravděpodobně by rychle rotovaly (souhlasně s jádrem a s celou galaxií), přinejmenším po dodatečném roztočení v důsledku akrece okolního materiálu jádra. Nejjednodušší myslitelné gravitační pole rotující černé díry popisuje řešení Einsteinových rovnic, které nalezl R. P. Kerr r. 1963. Ukázalo se, že s velmi rychle rotující Kerrovou dírou v centru může výše popsaný diskový scénář poskytovat účinnost (přeměny potenciální energie akreujícího plynu na záření) až nějakých 40 %! Nejen to. Rotační osa supermasivní Kerrovy černé díry definuje velice stabilní preferovaný směr pro kolimaci uvolněného výkonu. Teorie akrečních disků potvrdila, že tento směr - ostatně jako obvykle u rotujících systémů - je skutečně nejpřirozenějším směrem úniku z blízkosti centra: je to směr nejmenšího odporu. Ani hodně tlusté disky totiž nikdy nedosahují až k ose: podobně jako nad výtokem z vany při vypouštění vody zůstávají podél osy prázdné trychtýře .

Již nějakých 20 let jsou diskutovány i konkrétní mechanizmy (vycházející z tekutinového popisu akrečního toku a obvykle počítající s významnou rolí magnetických polí), jak by mohla být ohromná rotační energie díry & disku konvertována do dvou jetů, tryskajících ze systému do dvou protilehlých směrů daných jeho rotační osou. Oba proudy vyvrženého materiálu se postupně brzdí interakcí s galaktickým a posléze mezigalaktickým prostředím, což doprovází emise zejména rádiového záření. Nejvíc jej přichází z konce jetů - z míst, kde si proudy právě razí cestu prostředím a kde se po úplném zabrždění rozpadají do rozlehlých difuzních oblaků. Takovýto dvojvýfukový režim předpokládal v hrubých rysech už r. 1971 M. J. Rees. Už tehdy se totiž vědělo, že pro extragalaktické rádiové zdroje je typické uspořádání do dvou difuzních rádiových laloků, zhruba symetricky položených vůči galaxii pozorované v optickém oboru.

Stále to však nejsou jen detaily, co zbývá doplnit. Astrofyzikové si např. naléhavě kladou otázku

co a kde jety tak úzce kolimuje?

Vždyť některé mají směrový rozptyl pouhých několik stupňů po statisíce světelných let! Ty nejdelší pak mají světelných let až nějakých 10 milionů (a jsou tak největšími známými souvislými útvary ve vesmíru)! Má-li být zajištěna kolimace podél celé délky jetů, musí se na ní nepochybně podílet vícero (na různých škálách působících) mechanizmů. Ukazuje se, že v té nejvnitřnější oblasti může osové směrovosti napomáhat jednak samotný tvar gravitačního pole okolo rotujícího tělesa, jednak magnetické pole disku, na jehož pravděpodobné přítomnosti je založen i často citovaný tzv. Blandfordův-Znajekův mechanizmus produkce jetů. Měl by fungovat také kolimující účinek osových trychtýřů v akrečních discích. Dále po proudu se uvažuje držení jetu jeho vlastním toroidálním magnetickým polem a hydrodynamická kolimace jako důsledek vhodných tlakových a hustotních poměrů uvnitř jetu a v prostředí, jímž se šíří.

Dvojice zkolabované těleso & akreční disk - v menším provedení - hraje ústřední roli rovněž v modelech rentgenových zdrojů. Těžko totiž najdete jiný tak dlouhodobý a silný (a přitom astrofyzikálně přijatelný) zdroj rentgenového záření, jako je velice horká vnitřní část dostatečně hustého disku kolem velmi kompaktního objektu. Zjistilo se, že nejjasnější rentgenové zdroje v naší Galaxii jsou těsnými dvojhvězdami s jednou normální hvězdou a jednou temnou složkou. Temné složky několika těsných rentgenových dvojhvězd, speciálně pak slavného objektu Cyg X-1 v souhvězdí Labutě, byly záhy po objevení pasovány na nejvážnější kandidáty na černé díry. Na základě klasické "antropické" úvahy:

musí tam být černá díra, protože jinak bychom tam nemohli (ne)vidět to, co (ne)vidíme.

Co vidíme, je hvězdná složka - a z jejích parametrů (zejména spektra) lze určit, jak hmotný musí nejméně být její temný průvodce. Pod 1,4 M_¤ se může jednat o bílého či jiného trpaslíka a do 2,5 M_¤ o neutronovou hvězdu, tj. o jádra někdejších hvězd, která po vyhasnutí termojaderných reakcí sice prodělala markantní kontrakci, ale úplnému zhroucení ještě dokázal zabránit tlak jejich látky. Vyjde-li však více než 2,5 M_¤, nedá se nic dělat: současná fyzika alespoň nezná způsob, jakým by se takto hmotné malé nesvítivé těleso mohlo vyhnout úplnému kolapsu do černé díry.

A kde se vezme akreční disk? Těsné dvojhvězdy jsou známy tím, že mezi jejich složkami občas přetéká hmota. Děje se tak především v době, kdy některá z hvězd prochází vývojovým stadiem veleobra a rozepne se až do oblasti, kterou již gravitačně ovládá druhá složka. První by měla hmotu předávat hvězda, která byla na počátku hmotnější, neboť se vyvíjí rychleji a dříve se stane veleobrem. Po této krátké fázi odvrhne své vnější vrstvy a zkolabuje v bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu, nebo černou díru. Když dospěje ve veleobra druhá hvězda, začne hmota přetékat opačným směrem a kolem zhroucené složky vytvoří akreční disk. Modely s černou dírou hvězdné hmotnosti předpovídají teplotu vnitřních partií takového disku řádově 10 milionů stupňů. Generované rentgenové výkony by pak mohly dosahovat až desetitisícinásobků celkové svítivosti Slunce!

Celou tuhle představu podporují i další pozorování: především, optickými protějšky binárních rentgenových zdrojů jsou nejčastěji opravdu veleobři. Dále, jejich rentgenová svítivost výrazně kolísá, někdy až na škálách pouhých setin sekundy. To ovšem znamená, že záření produkuje velice malá oblast. Má-li se totiž znatelně změnit zářivý výkon zdroje za čas Dt, musí se na tom stihnout domluvit ' hmota z jeho podstatné části. Nejde-li k domluvě použít nic rychlejšího než světelný signál, je lineární rozměr vyzařující oblasti, a tím i charakteristická velikost celého zdroje, D, omezena vzdáleností, kterou za tento čas urazí světlo, tj. D ≤ c.Δt. Pozorovaná variabilita - snad důsledek nerovnoměrného přísunu potravy nebo nějakých nestabilit akrečního toku - indikuje nejvýše tisícikilometrové rozměry zdroje, což plně odpovídá předpokladům. Mimochodem, proměnnost aktivních galaktických jader, dosahující v některých případech pouhých několika hodin, ukazuje na aktivní oblast velikou asi jako sluneční soustava. Můžete si ověřit, že poloměr černé díry (r_g) o hmotnosti 10⁸ M_¤ vychází v dobré shodě s tímto omezením, totiž rovný dvojnásobku poloměru dráhy Země kolem Slunce.

Jsou černé díry ještě někde jinde?

Těžko říct. Odhad hustoty výskytu osamocených černých děr je dost nejistý, poněvadž se spolehlivě neví, jak velké procento hvězd vůbec končí svůj život úplným gravitačním kolapsem. Zatím totiž nedokážeme přesně odhadnout, jak podstatná je ztráta hmoty během hvězdného vývoje, a nerozumíme všem detailům výbuchu supernovy, průvodního jevu vzniku neutronových hvězd a snad i některých černých děr. Ovšemže ještě nejistější jsou parametry případné populace prvotních černých děr (hustota výskytu a spektrum hmotností). Vždyť otázka po počátečních podmínkách vesmíru, v nichž by tyto díry měly být zahrnuty, je jednou z nejzazších otázek, jakou lze klást. Jako všude tam, kde člověk neumí věci vysvětlit na základě porozumění jejich pravým příčinám (má-li vůbec dobrý smysl se na ně v tomto případě ptát), argumentuje přirozeně aspoň antropicky : spolehlivě se dá rozhodně tvrdit, že ty a ty počáteční podmínky určitě nenastaly, poněvadž dnešní svět by pak nemohl vypadat tak, jak vypadá. Podobně lze samozřejmě stanovit jistou horní mez pro hustotu nepozorovatelných černých děr vůbec.

Tato mez však není příliš omezující (je dost velká), což souvisí s faktem, že ve světě se obecně nedostává temné hmoty. Dynamický vývoj kosmických systémů téměř všech - a zejména těch větších - škál (hvězdokupy, galaxie, kupy galaxií, ...) totiž svědčí o přítomnosti daleko (na některých úrovních až stokrát) většího množství hmoty, než se prozrazuje zářením. Černé díry jsou občas volány aspoň k účasti na řešení tohoto problému tzv. skryté hmoty ve vesmíru. O jejich možné kosmologické roli se často diskutuje v souvislosti s efektem tzv. gravitační čočky. I černé díry mimo husté oblasti, které nemají s čím interagovat, na sebe totiž přece jen mohou upozornit - tím, že svým gravitačním polem ovlivní dráhu paprsků cestujících k nám kolem nich od vzdálenějších zdrojů. Otázka gravitačních čoček se poslední dobou těší velké pozornosti, zvláště díky rostoucímu počtu skutečně pozorovaných příkladů. Zatím se však téměř vždy ukázalo, že za jev je odpovědná mezilehlá galaxie; nově ohlášeny jsou i případy způsobené jednotlivými hvězdami (tzv. gravitační mikročočky). Černé díry by snad mohly vysvětlovat situace, v nichž se původce jevu (tzv. gravitátor) nepodaří najít (tj. je zřejmě nesvítivý). Přestože dnes nic nenasvědčuje jasně přítomnosti černých děr jinde než v těsných rentgenových dvojhvězdách s temnou složkou nad 2,5 M_¤ a v aktivních galaktických jádrech, objevují se i další návrhy. Především i jádra normálních (neaktivních) galaxií. Co je konkrétně v srdci naší Galaxie, se stále úplně přesně neví, ale hypotéza o velké černé díře (asi o milionu M_¤) je poslední dobou opět v ofenzivě. U sousedů v galaxii M 32 (a občas se mluví i o samotné M 31) v Andromedě by mohli mít díru ještě o něco hmotnější, jak naznačuje celkově větší relativní hmotnost jádra a strmější nárůst hustoty k jeho centru (určený z průběhu svítivosti a rotační rychlosti napříč jádrem). Podobná zjištění, provázená navíc až stonásobným přebytkem rentgenového záření (to je vždy podezřelé!), by hovořila také pro centra některých kulových hvězdokup, např. NGC 6624.

Skok do vesmíru se zkratkou HST

K. S. Thorne řekl: `Zdálo by se, že černé díry patří spíš do sci-fi nebo do dávných mýtů než do skutečného vesmíru. Zákony současné fyziky však opravdu vyžadují, aby černé díry existovaly. Je možné, že jen v naší galaxii je jich hned několik milionů.' Podívá-li se člověk na více než pětitisícový seznam známých bílých trpaslíků, na seznam neutronových hvězd s pěti sty položkami, a potom na prázdný papír s nějakými pěti solidními kandidáty na černé díry, řekne si: je-li jich vážně tolik, tak kde, k čertu, jsou?! Možná, že právě ten nepoměr nám říká cosi o významnosti ztráty hmoty ve finálních stadiích hvězdného vývoje, o dynamice výbuchu supernovy...; o tom, že k vytvoření černé díry jsou asi třeba velmi speciální podmínky. Možná, že budeme moudřejší, až bude na nadějné lokality namířen Hubblův kosmický teleskop. Tak nějak jsem před čtyřmi roky končil přehled o astrofyzikálních aspektech černých děr ve VTM.

Zejména po úspěšné loňské opravě jsou výsledky Hubblova dalekohledu (HST) opravdu impozantní. Posun v kvalitě pozorování, jež tento přístroj umožňuje, je nyní definitivně přirovnáván k přelomu, který v astronomii znamenal rok 1609, kdy G. Galilei poprvé pozvedl k nebi dalekohled. Už první pozorování aktivních galaxií M 87 a NGC 4261 odhalila v jejich centrech obrovský disk a zjištěním jeho vysoké rotační rychlosti přispěla k důvěře astronomů v  černoděrový model. Posílena byla i víra v jeho univerzálnost, totiž v to, že všechny aktivní extragalaktické zdroje jsou bouřlivě se vyvíjející jádra galaxií: na fotografii kvasaru QSO 1229+204 lze uvnitř jeho již dříve známé mlhavé obálky poprvé jasně rozeznat oblouk spirálního ramena galaxie!

Lov na gravitační vlny

Podobně jako urychleně se pohybující náboje vyzařují elektromagnetické vlny, urychlená hmota vyzařuje podle obecné relativity gravitační vlny. Tyto vlny nebyly zatím zaregistrovány, i když citlivost nejnovějších detektorů vzbuzuje velké naděje. Gravitační záření provázející naprostou většinu astrofyzikálních dějů je totiž nesmírně slabé a generování observačně dosažitelných intenzit lze očekávat jen od těch nejdivočejších procesů ve velmi silných polích. Taková jsou jen pole neutronových hvězd a černých děr. A skutečně, zatím jediný, nepřímý důkaz existence gravitačních vln přineslo studium binárního pulzaru PSR 1913+16, ve kterém kolem sebe v malé vzdálenosti obíhají dvě neutronové hvězdy. Gravitačními vlnami, které přitom vyzařují, ztrácejí energii a postupně se k sobě přibližují, čímž se zkracuje jejich oběžná doba. Pozorovaná změna přesně potvrzuje teoretickou předpověď. Ještě silnějším zdrojem gravitačního záření by měly být procesy s černými děrami (speciálně těmi velmi hmotnými), zvláště jejich vzájemné kolize a samotný vznik - gravitační kolaps. Je možné, že přímý důkaz zrodu masivní černé díry v některém galaktickém jádře je na dosah.

Mimochodem, už víte, proč jsem napsal tenhle článek? (i) Opravdu náhodou. Před nějakou dobou jsem si neopatrně (z legrace) postěžoval, že nemám co dělat. Uslyšel to doc. Langer (je v redakční radě Vesmíru) a povídá: "Jak dlouho už jste nenapsal populární článek o černých dírách?" (...)

(ii) Protože je vzrušující si na stránkách časopisu za 31,50 Kč na této malé Zemi sdělovat, že teleskop na oběžné dráze již začal pořizovat 24hodinové expozice, kterými možná nahlédneme až na okraj v principu pozorovatelné části vesmíru. Že netrpělivě očekávaná detekce gravitačního záření by nám měla otevřít cestu do hloubky jader galaxií, ale snad i k samotnému počátku našeho vesmíru.

(iii) Abych na příkladu hledání černých děr ukázal, že antropická argumentace (snaha dobrat se věcí na základě zpětně konstatované nutnosti) není nic víc (a také nic míň) než jedna z metod poznávání světa. Je to metoda běžná a plodná - očividně vede k informacím. Je to dokonce metoda nutná, totiž implicitně přítomná při každé konstrukci teoretického modelu skutečnosti a jeho konfrontaci s pozorováním. Je to metoda, která bezprostředně neposkytuje pravé příčiny jevů, ale zhusta inspiruje jejich odhalení. Myslím však, že jediné, co je na této metodě vpravdě filozoficky závažné, je otázka jak to, že je (nebo se nám jen jeví?) tak úspěšná.

Je pravda, že filozofickou triviálnost antropického principu v tzv. slabé formulaci (to, co vidíme, musí být slučitelné s faktem naší existence, resp. - obecněji - svět nemůže mít vlastnosti, které by znemožňovaly pozorované jevy) nikdo příliš nepopírá a debatuje se spíše o jeho tzv. silné verzi. Ta říká, že vesmír musí mít vlastnosti, které nutně vedou ke vzniku života, resp. - obecněji - že svět neměl jinou možnost, než se vyvinout v takový, jaký je. Vnímám ji buď jako myšlenku te(le)ologickou, nebo jako (v tuto chvíli) nezdůvodněné tvrzení, tj. víru. Pak ovšem může nanejvýš podnítit hledání " přírodních zákonů" (či odhadování záměrů Tvůrce), které žádaný výběr zajistí nebo aspoň žádaný výsledek zvýhodní - tj. otázku proč? jen posune o kousek dál. Každý, kdo má doma malé dítě, přece dobře ví, že pokud člověk nepřijme názor, že něco prostě nemá mimo sebe (nebo vůbec) kauzální příčinu, nezbude mu než se ptát "proč?" (a docela rozumně) do nekonečna. Co si ovšem nesporně zaslouží údiv je ono zjištění, z něhož antropický princip vyrůstá a které si lidé stále zřetelněji uvědomují již od minulého století: že život (alespoň takový, jaký si dokážeme představit) může existovat pouze ve vesmíru, jehož fyzikální parametry jsou vyladěny do fantasticky úzkého rozmezí. Že z toho, že čtete tento člálnek, se dá např. odvodit, že počáteční rychlost rozpínání našeho vesmíru byla na tu "správnou" ("antropickou") hodnotu nastavena nejméně s přesností na 57 desetinných míst! A tak se tedy ptejme dál: "co zajistilo výběr 'antropického' vesmíru?". Existuje spousta navzájem nezávislých vesmírů nejrůznějších vlastností - a my jednoduše žijeme v tom, kde nám podmínky přály? Nebo bylo to, co odstartovalo náš vesmír, natolik delikátní, že tomu stačil jediný pokus? Vedly antropické podmínky ke vzniku života nutně, nebo jsme i při jejich naplnění potřebovali především notnou dávku štěstí? Mají ty myšlenky vůbec nějaký smysl? Jsou dost šílené na to, aby na nich mohlo být aspoň zrnko pravdy?

V každém případě máme dobré důvody tvrdit, že černé díry zřejmě dostatečně šíleným výmyslem byly. Těmi důvody sice (ještě) nejsou přímé důkazy, ale soubory navzájem nezávislých jevů (pozorovaných u některých astrofyzikálních objektů), které v souladu s dnešní fyzikou nejde vysvětlit jinak, než na základě přítomnosti děr.

Máme dobré důvody tvrdit i to, že většinu černých skříněk okolního světa odsouváme na stále hlubší a hlubší úrovně. Rozhodně i díky úvahám a přístrojům, kterými pátráme po černých dírách - jedněch z nejextrémnějších objektů ve vesmíru - a od nichž si slibujeme, že by nás mohly přivést i na stopu odpovědí na ty nejzazší otázky vztahující se k našemu světu jako takovému. Jsme však také dost střízliví, než abychom si dělali nárok, že ty skříňky jednou docela osvětlíme. Jsem přesvědčen, že přílišné filozofování nad antropickým principem - jednou z metod, jak do nich pronikat - je mlácením skoro prázdné slámy. Zároveň však není pochyb, že vždy budou existovat otázky, na které nebudeme mít lepší než "antropickou" odpověď.

Je načase, abych se přiznal: správná je skutečně "antropická" odpověď (iii) - neměl jsem jinou možnost, než ten článek napsat. (Chcete prozradit přírodní zákon , jenž tento výběr zajistil? Letošní Vesmír jsem si směl předplatit teprve až po slibu, že si na něj vydělám příspěvkem...)