Kapitola 4
ČERNÉ   DÍRY
4.1. Úloha gravitace při vzniku a evoluci hvězd
4.2. Konečné fáze hvězdné evoluce. Gravitační kolaps
4.3. Schwarzschildovy statické černé díry
4.4. Rotující a elektricky nabité Kerrovy-Newmanovy černé díry
4.5. Teorém "černá díra nemá vlasy"
4.6. Zákony dynamiky černých děr
4.7. Kvantové vyzařování a termodynamika černých děr
4.8. Astrofyzikální význam černých děr
4.9. Úplný gravitační kolaps - největší katastrofa v přírodě

4.8. Astrofyzikální význam černých děr

V několika předchozích odstavcích jsme si vybudovali teorii černých děr, které jsou (spolu s globální strukturou a evolucí celého vesmíru) nejkrajnějším projevem vlastností gravitace. Nastal tak čas, abychom se obrátili k reálné přírodě a zeptali se: Existují ve vesmíru černé díry? A jakou roli tyto černé díry mají ve vesmíru?

Názory na úlohu černých děr ve vesmíru se v posledních asi 20 letech radikálně měnily. Do poloviny 60.let astronomové nebrali možnost gravitačního kolapsu (termín "černá díra" tehdy ještě neexistoval) příliš vážně - byli přesvědčeni, že všechny hvězdy během své evoluce ztratí tolik hmoty, aby se vyhnuli gravitačnímu kolapsu (proslulý anglický astronom A.S.Eddington hledal přírodní zákon či mechanismus, který by hvězdám "zabránil dělat takové hlouposti"!) . Po objevu kvasarů *) a pulsarů se toto stanovisko začalo rychle měnit. V první polovině 70.let se již černé díry staly natolik populární, že se astrofyzikové pomocí nich snažili vysvětlovat téměř všechny nové nebo dosud neobjasněné jevy - tedy nejen rentgenové zdroje, kvasary a aktivní jádra galaxií, záhadu chybějící hmoty ve spirálních galaxiích a v kupách galaxií a pod., ale i např. nedostatek slunečních neutrin, pád Tunguzského meteoritu, nebo dokonce mizení lodí v Bermudském trojúhelníku...
Nyní, když nastalo určité "vystřízlivění", se pravděpodobné hypothézy o úloze černých děr ve vesmíru již oddělily od hypothéz nepravděpodobných (jako jsou poslední tři zmíněné výše), které se ze stránek odborných pojednání přesunuly spíše do oblasti sci-fi literatury. Astrofyzika černých děr má nyní poměrně těsný kontakt s astronomickými pozorováními, takže černým dírám se přisuzuje stále objektivnější a adekvátnější místo a úloha ve vesmíru.

*) K v a s a r y a rádiové galaxie
V r.1960 byl pomocí radioteleskopu v Jodrell Bank pozorován zvláštní rádiový zdroj 3C48 velmi malého úhlového rozměru (menšího než 1 oblouková vteřina), který byl pomocí 5-metrového dalekohledu v Palomaru v optickém oboru ztotožněn se slabým namodralým bodovým objektem, který vypadal jako hvězda. Spektrum tohoto objektu ale bylo velmi zvláštní, jeho čáry byly zcela odlišné od záření jakékoli hvězdy. Během příštích let byla objevena řada takových zvláštních objektů "podobným hvězdám" - kvazistelárních objektů zkráceně nazvaných kvasary (anglicky quasar).
Zjistilo se, že podivná spektra těchto objektů jsou nakonec přece jen tvořena standardními spektrálními čarami vodíku, kyslíku, hořčíku, ...atd., jaké vyzařují atomy excitovaného plynu v běžných hvězdách (nebo na Zemi), které však nemají své obvyklé vlnové délky, ale jsou výrazně posunuty k červenému konci spektra (o desítky %). Podle Dopplerova jevu to znamená, že tyto objekty se od nás musí vzdalovat rychlostí srovnatelnou s rychlostí světla (u prvních pozorovaných kvasarů to činilo cca 16% - 40% c).
Tak ohromné rychlosti naznačovaly, že se nemůže jednat o hvězdy v naší Galaxii, ale že kvasary jsou objekty z dalekého vesmíru a vzdalují se od nás v důsledku kosmologického rozpínání vesmíru. Jelikož podle Hubbleova zákona (viz §5.1) je rychlost vzdalování přímo úměrná aktuální vzdálenosti objektu, vycházela vzdálenost prvních pozorovaných kvasarů cca 2-5 miliard světelných let.
To ovšem znamená, že aby z tak ohromné vzdálenosti mohly mít kvasary jasy (svítivosti) jaké se astronomicky pozorovaly, musí mít obrovský zářivý výkon - cca 100-krát větší než nejjasnější galaxie! Dále se zjistilo, že jas kvasarů je proměnný, výrazně se mění v časových škálách zhruba 1 měsíce. To ale znamená, že většina světla z takového zdroje musí být vyzařována z prostoru menšího než 1 "světelný měsíc", tedy z oblasti o průměru zhruba milionkrát menší než je tomu u galaxií. Záření tedy musí přicházet z velmi hmotného kompaktního objektu z rozžhavených plynů, zahřívaných nesmírně výkonným energetickým zdrojem. Ukazuje se, že takovýmto "motorem" kvasaru je patrně obří černá díra. Jak bude diskutováno níže, černá díra se může chovat jako "stroj" přeměňující v rotujícím akrečním disku část hmoty okolního pohlcovaného plynu na teplo, které se pak přemění na záření. Takový "gravitační agregát" by mohl být vysoce účinný, podstatně účinnější než jaderný či dokonce termonukleární reaktor!
Ještě dávno předtím, vlastně již od 30.let, kdy se začalo registrovat rádiové záření z vesmíru, byly pozorovány některé objekty ve vzdáleném vesmíru vysílající radiovlny. Později, když se použitím principu rádiové interferometrie signálů z většího počtu vzdálených antén podařilo podstatně zlepšit úhlovou rozlišovací schopnost, byly objeveny tzv. rádiové galaxie - rozsáhlé oblasti ve vzdáleném vesmíru vysílající radiovlny. Nejprve se zdálo, že se jedná o srážky dvou galaxií, další pozorování však ukázala, že se jedná o jedinou galaxii, z jejíhož středu vycházejí rozsáhlá oblaka, jakési "laloky", vysílající radiovlny. Podrobný atlas takových aktivních galaxií sestavil ve 40.letech K.Seyfert a proto se galaxie s aktivními jádry někdy označují jako Seyfertovy galaxie.
V blízkosti zdrojových jader galaxií mají tato oblaka vysílající radiovlny tvar úzce kolimovaných výtrysků velmi rychlých částic, které jsou teprve ve velkých vzdálenostech brzděny v mezigalaktickém prostředí, kde končí rozsáhlými rádiovými laloky, dosahujícími do vzdáleností několika parseků až stovky kiloparseků - obr.4.29. Pozorovaná geometrie výtrysků z aktivních jader galaxií naznačuje, že svazky částic emitované z kompaktního zdroje v jádru galaxie mají velmi stabilní geometrickou osu, jejíž směr zůstával prakticky neměnný po dobu cca 10⁶-10⁸let. Zdrojem výtrysků tedy musí být velmi hmotný rotující útvar, jehož moment hybnosti svým gyroskopickým efektem zaručuje prostorově stabilní osu rotace, podél níž směřují výtrysky. Níže uvidíme, že mezi rádiově aktivními jádry galaxií a kvasary je velmi těsná souvislost.

Vznik a výskyt černých děr
I když podle současné astrofyziky by se mělo i v naší galaxii vyskytovat velké množství černých děr (a značné procento hvězd by mělo jako černé díry skončit), nebyla zatím existence černých děr bezprostředně a s úplnou jistotou prokázána. Nelze se tomu divit, protože černá díra s hmotností průměrné hvězdy je objekt s efektivními rozměry řádově kilometrů až desítek kilometrů, který sám prakticky nezáří a není tedy na velké mezihvězdné vzdálenosti pozorovatelný. V tomto odstavci si však popíšeme některé jevy, kdy černá díra sice přímo pozorovatelná není, avšak na její existenci lze usuzovat nepřímo na základě projevů její interakce s okolní hmotou *).
*) Vlastní černou díru nelze vizuálně pozorovat, jak plyne ze samotné její podstaty - přítomnosti horizontu událostí. Můžeme však pozorovat působení jejího mohutného gravitačního pole na okolní hmotu, popř. na procházející světlo. Jak uvidíme níže, akreční disky kolem masívních černých děr jsou patrně nejintenzívnějšími zdroji záření ve vesmíru!

Nejprve si všimneme situací, za kterých lze očekávat vznik černých děr a mechanismů, jakými černé díry vznikají. V §4.2 jsme si ukázali nejjednodušší způsob vzniku černé díry: hvězda s dostatečně velkou hmotností *) po spotřebování jaderného "paliva" kolabuje téměř sféricky a pokud zbylá hmotnost je dostatečně velká, nezastaví se kolaps ve stádiu bílého trpaslíka ani neutronové hvězdy (žádná rovnovážná konfigurace pro tak velkou hmotnost neexistuje), utvoří se horizont událostí a vznikne černá díra. V §4.4 (obr.4.14) byl zmíněn poněkud složitější případ, kdy rychlá rotace vedla nejprve k fragmentaci (čímž se další kolaps na určitou dobu oddálil) a teprve po vyzáření přebytečného momentu hybnosti gravitačními vlnami se kolaps a vytvoření výsledné rotující černé díry dokončí. Takto mohou černé díry hvězdných hmotností M ~ (1¸100)M_¤ vznikat jak v izolaci, tak i ve vícenásobných hvězdných soustavách.
*) Podmínkou je, aby zbylá hmotnost po ukončení termonukleárních reakcí přesahovala ~ 2M_¤ (Oppenheimerova-Landauova mez). Podle dnešních poznatků o evoluci hvězd je k tomu třeba, aby výchozí hmotnost hvězdy přesahovala asi ~10 M_¤ ; lehčí hvězdy skončí svou existenci většinou jako neutronové hvězdy nebo bílí trpaslíci (vzhledem k velkým ztrátám hmotnosti ke konci evoluce).

V těsné dvojhvězdné soustavě pak může černá díra vzniknout i nepřímým mechanismem tak, že z jedné složky (která je obří hvězdou) proudí vnitřním Lagrangeovým bodem (viz §1.2, obr.1.1d, pasáž "Binární systém") na druhou složku, která je bílým trpaslíkem nebo neutronovou hvězdou, značné množství látky (situace je podobná jako na obr.4.26). Za určitou dobu je pak akrecí dosaženo Oppenheimerovy-Landauovy meze, nastane úplný kolaps a vznikne černá díra. Proudící hmota je pak i nadále pohlcována touto černou dírou, kolem níž se utvoří akreční disk, viz níže.

Dále mohou černé díry vznikat v soustavě velkého množství hvězd - v galaktických jádrech nebo v hvězdokupách. Jestliže jsou hvězdy v takové soustavě příliš "natěsnány", bude mezi nimi docházet k nepružným interakcím a srážkám, což povede ke splývání některých hvězd do kompaktních útvarů. Mohou tak vznikat a postupně se zvětšovat superhmotné objekty, které se snadno mohou stát tak hustými, že zkolabují do obří černé díry s hmotností ~10²-10⁴ M_¤ (ve hvězdokupách) až ~10⁹ M_¤ (v jádrech galaxií). Celý proces může probíhat velmi rozmanitým způsobem, např. může být kombinován s normálním kolapsem některých ze zúčastněných hvězd a následným splynutím vzniklých černých děr a podobně *). Výsledkem takových procesů může být celá škála hmotností černých děr - od desítek či stovek M_¤, přes desetitisíce či miliony M_¤, až po gigantické černé díry hmotností mnoha miliard M_¤ sídlící pravděpodobně ve středu velkých galaxií. Co se týče stronomických pozorování, pro černé díry hvězdných hmotností a supermasívní černé díry v jádrech galaxií je již řada pádných indicií. Černé díry středních hmotností (~10²-10⁴ M_¤ očekávané ve hvězdokupách) dosud pozorované nebyly.
*) Jiná možnost vzniku supermasívních černých děr v centru galaxií je zmíněna níže na konci pasáže "Tlusté akreční disky. Kvasary".
  U některých hvězdokup, např. u kulové hvězdokupy NGC 6624, bylo pozorováno ostré maximum hustoty hmoty v centru a silná emise X-záření, nepřímo svědčící pro přítomnost velké černé díry. V jádrech mnohých (možná dokonce většiny) galaxií existují podmínky pro vznik obřích černých děr a pozorování aktivity galaktických jader nasvědčují tomu, že tam podobné procesy skutečně probíhají (viz níže).

Vlevo: Velké černé díry by se mohly nacházet uvnitř kulových hvězdokup.		Vpravo: Z aktivní eliptické galaxie NGC 4261 (vzdálené 45 miliónů svět.let) proudí dva mohutné výtrysky (jety).
Gigantické černé díry by se mohly nacházet v jádrech galaxií.		V jádře této aktivní galaxie nalezl Hubbleův kosmický teleskop plyno-prachový disk o průměru cca 400 svět.let, kolmý k jetům.
	K možnostem existence černých děr v centru hvězdokup a v jádrech galaxií.

Záblesky záření při vzniku černých děr
Tak vysokoenergetický a "katastrofický" jev, jako je úplný gravitační kolaps a vznik černé díry, je samozřejmě doprovázen výraznými "průvodními jevy". U masívních hvězd, které se zrodily s hmotností 20- i více krát větší než Slunce, dochází po vyčerpání termonukleárního paliva ke gravitačnímu kolapsu - výbuchu supernovy, při němž se jádro hvězdy zhroutí přímo do černé díry, bez vzniku neutronové hvězdy. U méně hmotných hvězd je produktem výbuchu supernovy neutronová hvězda, která případně až později, akrecí materiálu či splynutím s jiným kompaktním objektem v dvojhvězdném či vícenásobnému systému, může zkolabovat do černé díry. Důležitým průvodním jevem těchto procesů je náhlé uvolnění obrovského množství energie - vzniká prudce expandující "ohnivá koule" z prudce urychleného materiálu obklopujícího hvězdu. V rozpínajícím se materiálu často dochází ke vzniku rázových vln, když rychlejší uskupení naráží a předbíhá pomalejší uskupení. Obrovské množství záření a energetických částic, emitovaných ve formě mohutného záblesku při tomto výbuchu, je patrně důležitým zdrojem kosmického záření šířícího se vesmírem. V případě rychlé rotace má okolní materiál diskový tvar a vzniká většinou velmi silné magnetické pole. Expandující horký plyn je pak formován do dvojice výtrysků podél rotační osy soustavy.
Další intenzívní záření průběžně vzniká při akreci látky, jak je rozebíráno níže v části "Akreční disky kolem černých děr".

Primordiální černé díry?
Pro úplnost je konečně třeba uvést "primordiální černé díry", které snad mohly vzniknout těsně po hypotetickém "big bangu", kdy počáteční nehomogenity rozložení hmoty v mladém expandujícím vesmíru mohly lokálně zkolabovat. Tímto způsobem by mohly vzniknout primordiální černé díry jak o velkých hmotnostech, tak i (na rozdíl od gravitačního kolapsu) o libovolně malých hmotnostech; tato hmotnost by pak rozhodovala o jejich dalším osudu. Velké primordiální černé díry se budou zvětšovat díky akreci záření a hmoty, takže v současné době by mohly dorůst do gigantických hmotností (snad až 10¹⁵M_¤). U velmi malých primordiálních černých děr by naopak převládla kvantová evaporace (viz předchozí odstavec); všechny primordiální černé díry s hmotností menší než asi 10¹⁵g by se již do dnešní doby musely zcela vypařit *). Konečná fáze kvantové evaporace proběhne formou mohutné exploze, při níž se uvolní velké množtví energie ve formě záblesku převážně tvrdého záření g. Pro existenci primordiálních černých miniděr nejsou zatím žádné přímé ani nepřímé indicie (pozorování snažící se zaregistrovat příslušné záblesky tvrdého gamma záření byly neúspěšné), takže jejich astrofyzikálním významem se nebudeme zabývat.
*) Hawkingovým efektem se ve vakuu každá černá díra o hmotnosti M úplně vypaří za dobu zhruba T @ 10⁶⁵. (M/M_¤)³ let.

Astrofyzikální chování černých děr
Nyní přejděme k otázce astrofyzikálního chování a významu černých děr, tj. stručně si rozebereme procesy interakce černých děr s okolím v různých situacích, které se podle astrofyzikálních poznatků mohou vyskytovat. Nejjednodušším působením černé díry na okolí je obyčejná gravitační přitažlivost mezi černou dírou a okolní látkou a tělesy (hvězdami). Ve vzdálenostech podstatně větších než 2M je přitažlivé gravitační působení černé díry úplně stejné jako u obyčejné hvězdy téže hmotnosti. Kolem černé díry tedy může po téměř Keplerovských drahách obíhat jiná hvězda, černá díra může být složkou dvojhvězdy nebo vícenásobného systému; hvězdy "stárnou" různě rychle (v závislosti hlavně na své hmotnosti), takže v dvojhvězdné soustavě může jedna složka dospět již do stádia černé díry, zatímco druhá složka může být dosud normální hvězdou. V menších vzdálenostech od černé díry se již výrazně projevují relatitivistické efekty: stáčení "perihelia" obíhajících těles, intenzívní vyzařování gravitačních vln, možnost pohlcení těles prolétajících dostatečně blízko kolem černé díry, efekt gravitační čočky pro světlo procházející těsně kolem černé díry, efekty strhávání těles rotací černé díry a podobně.
Omezený "akční rádius" černých děr  
Černé díry jsou lokálně velmi účinné "vysavače" hmoty z vesmíru - "bezedné propasti" do nichž hmota padá a nenávratně mizí z vesmíru. Mohli bychom tedy očekávat velký ničivý vliv černých děr na okolní vesmír. Není tomu ale tak: černé díry totiž mají, vzhledem ke své kompaktnosti, velmi malý gravitační "akční rádius" ve srovnání s kosmickými měřítky - většinou nepřesahuje rozměry velikosti naší Sluneční soustavy (§4.3, text kolem obr.4.7). Černá díra při svém pohybu vesmírem za sebou tedy zanechává jen velmi úzkou stopu "vyčištěnou" od hmoty. Kdybychom to porovnali s oním zmíněným vysavačem z běžného života, byl by to extrémně výkonný agregát s tenkou hadicí a milimetrovou hubicí, která by donale vysávala a vytrhávala i látku koberce, avšak jen v tom milimetrovém okolí...
  Avšak níže uvidíme (v části "Akreční disky, kvasary,.."), že některé specifické jevy při akreci hmoty na černé díry mohou astrofyzikální "akční rádius" černých děr podstatně zvyšovat - nejedná se však o gravitační působení, ale o vysokoenergetické částice vyvrhované z akrečních disků na velké vzdálenosti do vesmíru.

Jak bylo popsáno v §4.3, těleso obíhající po "stabilní" dráze kolem černé díry bude ztrácet energii vyzařováním gravitačních vln, takže bude (zpočátku pomalu) klesat postupně dolů po spirále, až dosáhne nejnižší stabilní orbity; potom je již rychle pohlceno černou dírou. Celkové množství energie, které je při takovém procesu vyzářeno gravitačními vlnami, se dá snadno vypočítat v případě, že hmotnost zachyceného tělesa m je mnohem menší než hmotnost M černé díry. Pokud takové těleso zpočátku obíhá na vzdálené orbitě kolem černé díry, bude množství energie vyzářené gravitačními vlnami do dosažení poslední stabilní orbity dáno vazbovou energií této mezní stabilní orbity (předpokládáme, že veškeré brzdění je způsobeno gravitační radiací): E₁^vln = m - E_ms, což pro Schwarzschildovu černou díru činí asi 0,057m (vztah (4.21)) a pro extrémní Kerrovu černou díru činí asi 0,423m při korotujícím obíhání (§4.4). Při vlastním pohlcení tělesa je pak vyzářen impuls gravitačního záření o energii E₂^vln @ 0,01m²/M (vztah (4.22)). Těleso padající přímo na černou díru vyzaří ve formě gravitačních vln celkem energii E^vln = E₂^vln, zatímco těleso klesající postupně po spirále vyzáří podstatně více energie: E^vln ~ E₁^vln + E₂^vln .

Gravitační pole v blízkém okolí černé díry je silně nehomogenní, takže na tělesa pohybující se v blízkosti černé díry působí velké slapové síly, jež mohou značně ovlivnit vnitřní strukturu těchto těles. Hvězdy prolétající kolem černé díry mohou být slapovými silami roztrženy na části, z nichž některé jsou pohlceny černou dírou, jiné mohou být vyvrženy silami reakce v hvězdné látce. Pokud je černá díra rotující a rozpad proběhne v její ergosféře, může vyvržená část odnést i část rotační energie černé díry a získat značnou rychlost. Rozrušování hvězd slapovými silami probíhá ještě účinněji u obřích černých děr, avšak navenek se nijak neprojeví, protože proběhne již pod horizontem (kde teprve jsou dostatečné slapové síly).

Akreční disky kolem černých děr
Nejvýznamnějším procesem interakce černých děr s okolím je však akrece *). Okolní látka, především plyn, je mohutným gravitačním polem vtahován dovnitř a při svém pádu na černou díru se vlivem silného adiabatického stlačování a brzdění viskózním třením (přistupuje k tomu ještě vznik turbulencí, rázových vln a pod.) zahřívá na tak vysokou teplotu, že dochází k silné emisi nejen infračerveného a viditelného světla, ale i rentgenového záření. Při akreci se jinak nezářící černá díra stává jasně svítícím objektem! Přesněji, zářícím objektem je pohlcovaný plyn v její blízkosti.
*) Naopak, nejméně významným projevem černých děr je zřejmě kvantová evaporace, která je ve fyzikálně reálných situacích zcela zanedbatelná (nepřihlížíme-li k primordiálním minidírám, pro jejichž existenci zatím nic nesvědčí).

Nejjednodušším typem akrece je akrece sférická, která nastává tehdy, když Schwarzschildovská černá díra je obklopena nerotujícím oblakem látky (plynu). Pokud je akreční tok dM_A/dt (což je množství plynu pohlceného za jednotku času) dostatečně vysoký, adiabatickým stlačováním a viskózní disipací se plyn v blízkosti černé díry bude zahřívat na vysokou teplotu a část energie bude vyzařována elektromagnetickými vlnami. Gravitační záření se zde neuplatní, protože nedochází ke změně kvadrupólového momentu rozložení hmoty (ten je ostatně v uvažovaném sférickém případě nulový) s časem. Při sférické akreci je účinnost přeměny hmotnosti akreujícího plynu na elektromagnetické záření poměrně malá, takže sférická akrece zřejmě nemůže být dostatečným zdrojem energie kvasarů.

Sférická akrece je jen nejjednodušším modelem, který se zřejmě prakticky nerealizuje. Ve skutečnosti budou mít částečky akreující hmoty vždy určitý moment hybnosti vzhledem k centru černé díry, a kdyby vzájemně neinteragovaly, pohybovaly by se po kruhových drahách kolem černé díry. Zvláště v dvojhvězdných soustavách (obr.4.26) a galaktických jádrech bude mít akreující plyn značný specifický moment hybnosti - podstatně větší než odpovídá kruhovým orbitám poblíž horizontu. V takovém případě vytvoří pohlcovaný plyn kolem černé díry diskovitý útvar, který se nazývá akreční disk. V tomto akrečním disku plyn obíhá kolem černé díry po postupně klesajících kruhových orbitách tak, že radiální rychlost poklesu částeček plynu je mnohem menší než jejich oběhová rychlost. V akrečním disku se tak ustaví (na rozdíl od sférické akrece) určitá mechanická rovnováha.

Obr.4.26. Vznik akrečního disku kolem černé díry, která je součástí těsné "dvojhvězdy". Ekvipotenciální plochy, které se dotýkají ve vnitřním Lagrangeově bodě L tvoří kritickou Rocheovu mez, což je první společná ekvipotenciála dvojhvězdné soustavy (viz §1.2, obr.1.1d, pasáž "Binární systém"). Z normální hvězdy může Lagrangeovým libračním bodem L přetékat k černé díře proud plynu, zvláště tehdy, když rozměry hvězdy se blíží Rocheově mezi. Tento plyn se dostává na téměř kruhové orbity kolem černé díry, vlivem viskózního tření ztrácí energii a postupně klesá až k černé díře.
Tento obrázek je pohledem "zhora", ve směru rotační osy akrečního disku. Pohled "z boku" je na obr.4.31.

Jestliže je černá díra rotující s nezanedbatelným momentem hybnosti J, bude vlivem efektu strhávání inerciálních soustav (§4.4) akreční disk poblíž černé díry vždy korotující a natočený do ekvatoriální roviny černé díry; obíhající plyn i tehdy, když přichází ze směru odlišného od ekvatoriální roviny, je efektem strhávání inerciálních soustav již ve značné vzdálenosti stahován do ekvatoriální roviny rotující černé díry.
Tenký akreční disk 
Pokud celková hmotnost disku je mnohem menší než hmotnost černé díry (tj. lze zanedbat vlastní gravitaci hmoty disku) a akreční tok není příliš vysoký, bude se jednat o tenký akreční disk, jehož tloušťka je mnohem menší než jeho průměr (obr.4.27), [193],[227].

Obr.4.27. Při akreci plynu se specifickým momentem hybnosti podstatně větším, než odpovídá kruhovým orbitám v blízkosti nejnižší stabilní kruhové orbity, pohlcovaný plyn vytvoří kolem černé díry akreční disk, který při nízkých akrečních tocích je tenký. Částečky plynu se pohybují přibližně po kruhových geodetikách, přičemž jsou viskózním třením brzděny a po spirále postupně klesají až k mezní stabilní kruhové orbitě r=rms, odkud jsou pohlcovány.

Částečky plynu se v akrečním disku pohybují přibližně po kruhových geodetických orbitách. Na vnitřních drahách se částečky plynu pohybují rychleji než na vnějších drahách (jak plyne již z klasických Keplerových zákonů; ještě větší rychlostní gradienty pak budou v relativistickém případě). Při srážkách částic na "sousedních" drahách jsou vnitřnější částice brzděny a vnější urychlovány - dochází k přenosu momentu hybnosti z vnitřní části do vnější části disku. Vnitřní částice tím padají na oběžnou dráhu bližší ke středu, vnější stoupají na vzdálenější dráhu. Kinetická energie, kterou částečky těmito srážkami získávají, zahřívá plyn, který pak vysílá záření.
Viskózním třením *) o vnější vrstvy jsou tedy částečky plynu ve vnitřních vrstvách brzděny, poloměr jejich orbit se pomalu zmenšuje a hmota tak postupně klesá k černé díře. Po dosažení mezní stabilní orbity r=r_ms, která je vnitřním okrajem tenkého akrečního disku, pak plyn padá do černé díry. Pokud v akrečním disku nejsou větší nehomogenity, neuplatní se vyzařování gravitačních vln, protože (podobně jako u sférické akrece) se kvadrupólový moment s časem nemění. Při tomto procesu existuje proud momentu hybnosti z vnitřních vrstev disku do vnějších vrstev (rotace vnějších vrstev je třením urychlována), kde část hmoty se uvolňuje a odnáší přebytečný moment hybnosti. Viskózním třením se disk zahřívá (zvláště ve vnitřnějších částech na vysokou teplotu) a tato energie je elektromagnetickými vlnami vyzařována ven.
*) Diference mezi rychlostmi při oběhu na vyšších a nižších oběhových drahách vede k určitému "rychlostnímu smyku", který podle zákonitostí hydrodynamiky způsobuje turbulence v oběhovém proudění plynu. Tyto turbulence vedou k ještě prudšímu srážení značných objemů plynu, k účinnější disipaci energie a vyššímu akrečnímu toku. Astronomicky pozorované fluktuace jasu příslušných objektů naznačují, že turbulence v akrečních discích skutečně probíhají.

V rovnovážném stavu je celkový vyzářený výkon roven množství energie, které za jednotku času vnitřním třením vygenerují všechny částečky v disku. Každá částečka plynu o hmotnosti dM při průchodu celým diskem ze své původně velké vzdálenosti (v níž můžeme gravitační vazbovou energii zanedbat) po spirálové dráze k mezní stabilní orbitě r=r_ms (obr.4.27) odevzdá disku viskózním třením energii rovnou své vazbové energii na mezní stabilní orbitě. Celkový výkon vyzařovaný diskem (luminozita) je tedy roven

kde dM_A/dt je celkový akreční tok a `E<sub>ms</sub> je specifická energie při oběžném pohybu po nejnižší stabilní kruhové dráze. "Účinnost" přeměny klidové hmotnosti akreující hmoty na vyzařovanou energii je tedy dána specifickou vazbovou energií 1-`E_ms mezní stabilní orbity. Pro Schwarzschildovu nerotující černou díru je tato účinnost přibližně 5,7%, pro extrémně rotující Kerrovu černou díru však činí asi 42,3% (viz §4.4)!

Má-li černá díra původně pomalou rotaci a energetickou účinnost akrečního disku tudíž kolem 5,7%, bude tato účinnost s časem pomalu stoupat, jak je černá díra postupně "roztáčena" předávaným momentem hybnosti pohlcované hmoty. Změna hmotnosti a momentu hybnosti černé díry, do níž hmota padá z mezní stabilní orbity se specifickou energií `E<sub>ms</sub> a specifickým momentem hybnosti `L_ms danými vztahem (4.39) při r=r_ms, vede k tomu, že černá díra může být roztáčena teoreticky až na extrémní stav J = M² (mez daná 3.zákonem mechaniky černých děr - §4.6). Ve skutečnosti však část záření z akrečního disku je pohlcována černou dírou a toto pohlcované záření bude poněkud brzdit rotaci černé díry, protože účinný průřez záchytu fotonů pohybujících se proti směru rotace černé díry je větší než pro fotony korotující. V důsledku toho bude limitní rotace o něco pomalejší, asi J @ 0,918 M² [215], a účinnost přeměny akreující hmoty na záření disku bude limitně kolem 30%; takováto černá díra s maximálně dosažitelnou rychlostí rotace předávaným momentem hybnosti akrečního disku se někdy nazývá kanonická.

Akreční disky se mohou utvořit i kolem neutronových hvězd nebo bílých trpaslílků, avšak jejich energetická účinnost je podstatně nižší než u černých děr (specifická vazbová energie orbit u povrchu takových hvězd je poměrně malá).
Při velkých akrečních tocích a tedy velkých vyzařovacích výkonech - zvláště když se vyzařovaný výkon blíží limitní Eddingtonově liminozitě W_Ed = 4pGMc/O (»1,3.10³¹M/M_¤ [J.s^-1], pokud je opacita O způsobena klasickým Thomsonovým rozptylem v ionizovaném plynu; bylo odvozeno v §4.1) - se ve vnitřní oblasti disku tlak záření stává dominantní nad tlakem plynu. Pro splnění podmínky mechanické rovnováhy musí tok vyzařované energie v každém místě být menší než příslušný "kritický" tok (při němž by tlak záření vyrovnal výslednici gravitačních a odstředivých sil); tento kritický tok záření je přímo úměrný celkovému gravitačnímu zrychlení v daném místě a nepřímo úměrný opacitě akreující hmoty. Pro vysoké akreční toky model tenkého akrečního disku již přestává být adekvátní, disk se zvyšováním akrečního toku začíná "tloustnout". Výrazně se zde projevují tlakové gradienty, pohyb částeček plynu již neprobíhá po téměř Keplerovských orbitách; bude se jednat o tlustý akreční disk [145],[1],[227],[37].

Tlusté akreční disky. Kvasary.
Tvar akrečního disku za této situace je schématicky znázorněn na obr.4.28. Disk zůstává tenký ve velkých vzdálenostech a též na vnitřním okraji, odkud hmota přetéká do černé díry. Vnitřní okraj disku již neleží na mezní stabilní orbitě, ale je posunut poněkud hlouběji; poloměr vnitřního okraje disku leží mezi mezní stabilní kruhovou orbitou r=r_ms a mezní kruhovou orbitou r=r_f, kam je tlačen gradientem tlaku. Celkový vyzařovaný výkon je dán opět vztahem (4.66), kde však místo `E_ms vystupuje specifická energie odpovídající orbitě o poloměru vnitřního okraje disku. Čím vyšší je akreční tok dM_A/dt, tím "tlustší" je akreční disk, tím strmější jsou jeho vnitřní stěny a tím více se vnitřní okraj disku posouvá k mezní (fotonové) kruhové orbitě r=r_f. S rostoucím akrečním tokem celkový zářivý výkon disku roste, i když účinnost přeměny pohlcované hmoty na zářivou energii poněkud klesá, protože pohlcování hmoty černou dírou se děje z orbit nižších než mezní stabilní kruhová orbita (která má největší vazbovou energii, viz §4.4).

Obr.4.28. Při vysokých akrečních tocích se akreční disk kolem černé díry stává tlustým a jeho vnitřní okraj leží níže než mezní stabilní kruhová orbita. Převážná část disipační energie je vyzařována vnitřními stěnami disku, které při větších tloušťkách jsou značně strmé a vytvářejí kolem černé díry "trychtýř". Vpravo dole je znázorněn směrový vyzařovací diagram tlustého akrečního disku. Naprostá většina záření je kolimována ve směru rotační osy (vychází z "trychtýře" akrečního disku).

Pro velmi velké akreční toky se utvoří značně tlusté akreční disky s vysokými a strmými vnitřními stěnami; tyto strmé stěny akrečního disku vytvářejí kolem osy rotace jakýsi dvojitý "trychtýř" v jehož středu leží černá díra (obr.4.28). Protože převážná část energie vytvářené diskem je vyzařována těmito vnitřními stěnami (na vnitřních stěnách též dochází k mnohonásobným absorbcím, rozptylům a reemisím záření), bude výsledné záření disku silně neizotropní: většina záření bude emitována "trychtýřem" v úzkých kuželech podél rotační osy. Je-li takový akreční disk pozorován ze směru málo se lišícího od směru osy rotace, může jeho zdánlivá luminozita mnohonásobně přesahovat Eddingtonovu mez (super-eddingtonovská luminozita). Kromě toho tento silný tok záření v "trychtýřích" může svým tlakem urychlovat na relativistické rychlosti částice plynu, které se tam ze stěn disku dostaly ("tryskový efekt"). Vznikají tak mohutné kosmické výtrysky (jety) - kolimované proudy ionizovaného plynu a vysokoenergetických částic, vylétajících v obou protilehlých směrech podél rotační osy akrečního disku. Ve výtryscích z černé díry by mohly fungovat urychlovací mechanismy kosmického záření. Dále, turbulence v akrečním disku mohou vést k rázovým vlnám, v nichž vznikají podmínky pro urychlování částic i na ty nejvyšší energie. Výtrysky z nitra rotujících akrečních disků černých děr by tak mohly být (vedle supernov) významným zdrojem kosmického záření - vysokoenergetických nabitých částic, především protonů, šířících se do velkých vzdáleností ve vesmíru.
O vlastnostech kosmického záření, mechanismech vzniku, jeho šíření, možnostech detekce a vlivu na život viz §1.6 "Ionizující záření", část "Kosmické záření" knihy "Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření".
  Dále, výtrysky z akrečních disků obřích černých děr aktivních jader galaxií interagují s mezigalaktickou hmotou, obsahující atomy vodíku, hélia, uhlíku, kyslíku atd. Kinetická energie částic výtrysku zahřívá plyn mezigalaktické hmoty a dodává aktivační energii pro řadu chemických reakcí, např. pro vznik molekul vody, oxidu uhlíku, uhlovodíků atd. Spolupůsobí tak (spolu s výrony plynů z hvězd, výbuchy supernov, s kosmickým zářením) při chemickém vývoji vesmíru.
Rychlost rotace akrečního disku 
Intenzita výtrysků podstatně závisí na rychlosti rotace (momentu hybnosti) černé díry. Při pomalé rotaci vznikají jen slabé výtrysky, většina plynu z akrečního disku rychle pokračuje do černé díry, kde navždy zmizí. Rychle rotující černé díry však vyvrhují až 25% plynu, který do akrečního disku vstupuje.
  Jednou z možností stanovení rotační rychlosti akrečního disku je spektrometrie. Spektrální čáry záření plynu z vnitřní části rotujícího akrečního disku jsou Dopplerovým jevem výrazně rozšířeny rychlým orbitálním pohybem (termální rozšíření spektrálních čar, vyvolané chaotickým pohybem jednotlivých částic plynu je v tomto případě mnohem menší než Dopplerovské rozšíření rychlým uspořádaným pohybem v akrečním disku). Kromě toho je zde základní energie fotonů snížena gravitačním červeným posuvem vůči známé laboratorní energii. Při vysokých rychlostech rotace by měly mít spektrální čáry akrečního disku rozštěpený tvar se dvěma vrcholky a poklesem uprostřed. Jeden z vrcholků vzniká v části disku, kde se plyn pohybuje směrem k pozorovateli, zatímco druhý vrcholek pochází z oblasti, kde se plyn vzdaluje od pozorovatele (v důsledku relativistických efektů budou mít obě lokální maxima poněkud rozdílné výšky, závislé též na sklonu rotační roviny disku vzhledem ke směru pozorovatele). Vyzařování z vnitřní části akrečního disku se děje především v rentgenové spektrální oblasti. Astronomická rentgenová spektrometrie je teprve v začátcích. Avšak budoucí citlivé spektrometry umístěné na kosmických sondách jistě budou schopny měřit jemné detaily ve spektrech akrečních disků kolem černých děr (či neutronových hvězd) a stanovit tak rotační parametry akrečních disků a tím i samotných černých děr.

Při vzniku výtrysků z akrečního disku rotující černé díry hraje patrně důležitou roli i magnetické pole *), jehož siločáry jsou strhávány rotací černé díry a vedou k indukci intenzívních elektrických sil působících na nabité částice plasmy ve směru podél rotační osy černé díry. Těsně svinuté magnetické pole, které ovíjí výtrysk, jej udržuje ve tvaru úzkého paprsku s malou rozbíhavostí. Takto výtrysk pokračuje setrvačností do vzdáleností stovek i tisíců světelných let - řítí se mezihvězdným prostorem mateřské galaxie, opouští jej a proniká do mezigalaktického prostoru. Teprve ve velmi velkých vzdálenostech se výtrysk zpomaluje, rozšiřuje, vzdouvá se a vytváří rozsáhlá zářící mračna vysokoenergetických částic (obr.4.29), interagujících s okolním plynem. K pozorovanému mohutnému rádiovému vyzařování by mohl přispívat mechanismus jakéhosi gigantického "maseru" - stimulovaná emise záření ze vzdálenějších atomů pod vlivem tvrdšího záření z centrálních částí disku.
*) Magnetická extrakce rotační energie černé díry
Navíc, velmi silné magnetické pole v centrální části akrečního disku (které by mohlo dosahovat až 10¹⁰T) může rychlé nabité částice, především elektrony a pozitrony, uvádět na orbity se zápornou energií v ergosféře rotující Kerrovy černé díry, což by Penroseovým procesem mohlo vést k extrakci rotační energie černé díry - tzv. Blandfordův-Znajekův mechanismus [20], viz §4.4.
Nachází-li se kolem rotující černé díry obíhající plasma z nabitých částic, vytváří rotačními toroidálními proudy, tekoucími v ekvatoriální rovině, silné poloidální magnetické pole. Strhávání prostoru a magnetických siločar rotací černé díry pak indukuje mohutný elektrický generátor ve formě proudu nabitých částic. Z nich část se dostává na orbity se zápornou energií v ergosféře a padá do černé díry, přičemž vyextrahovaná energie posiluje elektromagnetické pole. Jiné nabité částice jsou pak elektromagneticky urychlovány extrahovanou rotační energií a tuto svou energii magnetohydrodynamickými efekty předávají plasmě ve výtryscích. Takové "gravito-magnetické dynamo", poháněné rotací černé díry, by mohlo do jetů z akrečního disku dodávat značné množství energie, přispívající k relativistickým výtryskům z nitra akrečního disku.
  Rotující akreční disk kolem černé díry tedy funguje jako jakýsi rotačně-lineární "tryskový motor", přeměňující část hmoty padající do černé díry na vysokoenergetická kvanta a částice, vyzařované lineárně podél obou os černé díry. Účinnost tohoto motoru, která může dosahovat až 30% (z mc²), mu stávající motory tryskových letadel či raket mohou jen závidět! "Megavýtrysky" z obřích černých děr v centru galaxií, obklopených mohutnými akrečními disky, jsou těmi nejenergetičtějšími procesy, jaké ve vesmíru pozorujeme!

Představa tlustého akrečního disku kolem černé díry tak celkem přirozeně vysvětluje nejdůležitější zvláštnosti pozorované u kvasarů a aktivních galaktických jader, tj. jejich extrémní luminozity (vysoce super-eddingtonovské) a vyvrhovaná oblaka relativistických částic ve formě mohutných výtrysků (jetů) - viz obr.4.29.

	V rádiovém zdroji 3C449 tryskají z jádra eliptické galaxie výtrysky (jety) dlouhé cca 200000 světelných let. Galaxie je vzdálená od země cca 150 miliónů svět. let.
	V rádiovém zdroji 3C348, vzdáleném cca 1,5 miliardy svět. let, vytvářejí výtrysky strukturu dlouhou dokonce 1,5 miliónu světelných let!
Obr.4.29. Příklady radioastronomicky pozorovaných výtrysků z aktivních jader galaxií.

Podrobnější výklad astrofyziky akrečních disků zcela přesahuje rámec této knihy zaměřené na relativitu, gravitaci a prostoročas (můžeme odkázat např. na právě vyšlou přehledovou práci [37] a tam uvedenou literaturu). Značně komplikované teorie akrečních disků se neustále rozvíjejí ve snaze přejít od fenomenologického charakteru k aplikaci zákonů mikrofyziky vedoucích k nalezení stavové rovnice, mechanismů viskozity, turbulencí, magnetických efektů, opacity a dalších procesů disipace a přenosu energie, určujících tvar disku a jeho dynamiku, rozložení toku záření a jeho spektra z povrchu i z nitra "trychtýře" akrečního disku.

Když to shrneme, v současné době představuje nejrealističtější model kvasaru následující představa (obr.4.30): Kvasar je mimořádně aktivní jádro galaxie, které je zhroucené do obří černé díry o hmotnosti ~10⁶-10⁹ M_¤. Kolem této černé díry je z okolní hmoty (mezihvězdné látky a rozrušených hvězd) vytvořen tlustý akreční disk, v němž dochází k přeměně gravitační vazbové energie pohlcované hmoty na zářivou energii. Toto aktivní galaktické jádro vyzařuje mnohem intenzívněji než celá galaxie, přičemž záření je silně neizotropní (směrované podél rotační osy disku) a časově proměnné (vlivem nehomogenit a turbulencí v akrečním disku). Díky ostré anizotropii záření z tlustého akrečního disku se projevuje výběrový efekt: vidíme především ty kvasary, které jsou k nám obráceny svou rotační osou (pozorovatel "A" na obr.4.30).

Obr.4.30. Z mohutného akrečního disku kolem rotující masívní černé díry v centru mladé galaxie podél rotační osy tryskají intenzívní jety relativistických částic a záření. Vzdálený pozorovatel "A", k němuž je systém nakloněn rotační osou, pozoruje jasný bodový zdroj - kvasar. Boční pozorovatel "B" pak vidí aktivní jádro galaxie s výtrysky ionizovaného plynu.

Jejich luminozita se nám pak jeví mnohonásobně větší než by odpovídalo izotropnímu vyzařování. U plasmatických oblaků vyvrhovaných z "trychtýře" akrečního disku kromě toho též přistupuje speciálně relativistický výběrový efekt spočívající v tom, že záření rychle letícího zdroje se pozorovateli jeví nasměrováno do kužele ve směru pohybu; s rychlým pohybem směrem k pozorovateli též souvisejí zdánlivě nadsvětelné rychlosti pozorované u vyvrhovaných oblaků z vnitřku kvasarů. Intenzívní tok záření zcela přezáří zbytek galaxie, který většinou není vůbec patrný, vidíme jen bodový objekt (pozorovatel "A").
Pokud akreční disk kolem obří černé díry k nám není obrácen svou rotační osou, nevidíme úzce kolimované intenzívní záření z nitra akrečního disku. V takovém případě nepozorujeme kvasar, ale vzdálenou galaxii s aktivním jádrem (jako jsou Seyfertovy či rádiové galaxie), z něhož do protilehlých stran tryskají mohutné proudy ionizovaného plynu (pozorovatel "B" na obr.4.30). Kvasary a aktivní jádra galaxií představují patrně tentýž jev ve vzdáleném vesmíru, který je jen pozorován z jiného úhlu *), v závislosti na sklonu roviny akrečního disku vůči zornému paprsku.
*) Různé úhly pohledu: Rozdíl pozorovacího vjemu akrečního disku kolem masívní černé díry v jádru vzdálené galaxie při pozorování ve směru rotační osy a ve směru odlišném, můžeme zhruba přirovnat k nočnímu pozorování automobilu. Když automobil jede v dálce proti nám, vidíme pouze bodová jasná světla reflektorů. Pokud však pozorujeme svítící automobil z boku (jede třebas po boční komunikaci), vidíme stopy kuželů světla ve vzduchu a okolním terénu, někdy částečně i obrysy samotného automobilu.

Je pravděpodobné, že masívní černé díry "sídlí" v centru většiny galaxií *). Avšak zdaleka ne každá taková černá díra se projeví mohutným zářením okolního plynu jako kvasar či aktivní galaktické jádro. K tomu je potřeba dostatečný přísun materiálu do akrečního disku. V mnohých případech je zřejmě "přísun krmiva" nedostatečný a černá díra je "pokojná", neaktivní. Z tohoto hlediska je příznačné, že většinu kvasarů pozorujeme ve vzdáleném vesmíru, což zároveň odpovídá vzdálené minulosti, kdy vesmír byl starý jen asi 2-4 miliardy let. V dávné minulosti obsahovaly mladé galaxie daleko více plynu a prachu než dnes, takže centrální černá díra měla daleko větší přísun materiálu pro mohutný akreční disk. Po vyčerpání této zásoby plynu a prachu v centrální části galaxie akrece postupně ustávala, mohutný kvasar "vyhladověl" a pohasl; nyní jsou okolní galaxie, včetně naší, poměrně pokojné. Takováto neaktivní černá díra, či "vyhladovělý kvasar", se však opět může na čas "probudit", pokud se do její blízkosti zatoulá nějaká hvězda nebo rozsáhlý plyno-prachový oblak, ze kterého gravitačním slapovým působením černá díra "vysaje" nový přísun materiálu.
*) Otevřenou zůstává otázka, jakým mechanismem a v jakém stádiu evoluce galaxie tyto centrální supermasívní černé díry vznikaji? Zda již na počátku formování galaxie došlo v centrální části ke kolapsu velkého množství temné hmoty a hustého plynu? Nebo až později při srážkách hvězd a plynových oblaků na sebe centrální oblast "nabalovala" stále více hmoty?

Dvojhvězdné systémy s černou dírou
U těsných binárních systémů, v nichž jedna složka je černou dírou, utvoří hmota přetékající z druhé hvězdy kolem černé díry akreční disk, v němž se disipativními procesy přeměňuje vazbová gravitační energie (tedy část hmotnosti) akreující hmoty na teplo, které je diskem vyzařováno - obr.4.26 (pohled ve směru rotační osy) a obr.4.31 (boční pohled). Vnitřní části disku se zahřívají na vysokou teplotu a emitují i rentgenové záření. Vlivem nestabilit a turbulencí v akrečním disku má emitované záření nepravidelně proměnnou intenzitu.

Obr.4.31 Těsný dvojhvězdný systém, v němž k černé díře obíhající kolem společného těžište s obyčejnou hvězdou přetéká proud plynu, vytvářející kolem černé díry akreční disk. Podél rotační osy akrečního disku jsou vyzařovány úzké kužely (jety) záření a ionizovaného plynu. Pozn.: Jedná se o identickou situaci jako na obr.4.26, ale pozorovanou "z boku", kolmo na rotační osu akrečního disku.

Nejznámějším příkladem takové soustavy je dvojhvězdný rentgenový zdroj Cygnus X-1, který se podle astronomických pozorování skládá z modré obří hvězdy HDE 226 868 o hmotnosti asi 25 M_¤ (vzdálenost od Země asi 2,5 kpc) a z opticky neviditelného "průvodce" hmotnosti nejméně ~6 M_¤ (tato hmotnost neviditelné komponenty plyne z Dopplerovsky změřené rychlosti a periody první složky). Perioda této zákrytové dvojhvězdy činí 5,6 dne. Rentgenové záření je nepravidelně proměnné s charakteristickou periodou řádu milisekund, takže rozměry emitující oblasti nejsou větší než řádově stovky kilometrů. Zdrojem rentgenového záření je právě onen neviditelný průvodce, který nemůže být hvězdou, protože při této hmotnosti by běžná hvězda měla svítivost ~10³-krát vyšší než Slunce a byla by tedy viditelná. Tato komponenta nemůže být ani bílým trpaslíkem nebo neutronovou hvězdou, protože její hmotnost značně převyšuje jak Chandrasekharovu, tak i Oppenheimerovu-Landauovu mez. S největší pravděpodobností se tedy jedná o binární soustavu normální hvězdy a černé díry podle obr.4.26 či obr.4.31, kde z hvězdy na černou díru přetékající proud hmoty vytváří akreční disk, v němž vzniká pozorované X-záření. Podobných "vážných kandidátů" na černou díru je nyní pozorováno již několik, kromě Cyg X-1 též například rentgenový zdroj Cir X-1, dvojhvězda V861 Sco, nebo objekt LMC X-3.
I u malé černé díry z akrečního disku podél rotační osy dochází k výtryskům relativistických částic do okolního prostoru (obr.4.31). Geometrickým uspořádáním a některými svými vlastnostmi tedy akreční disky kolem černých děr hvězdných hmotností připomínají mnohem mohutnější vzdálené kvasary a aktivní jádra galaxií, ovšem jakoby zmenšené do podstatně menších měřítek - poměrem řádu 10⁶; proto se těmto objektům někdy říká "mikrokvasary" (srovnejme obr.4.30 a 4.31). Typickým příkladem takového objektu pozorovaného v naší galaxii je binární zdroj SS 433 s oběžnou dobou 13 dní, jehož sekundární kompaktní složka má hmotnost min. 5-10M_¤ a vychází z ní, kromě X-záření, dva protilehlé výtrysky plynu rychlostí až 0,26c.
Obecně tedy černá díra, která tvoří binární soustavu s obyčejnou hvězdou, má největší naději na prokázání, protože na základě periody a oběžné rychlosti viditelné složky lze astronomicky stanovit hmotnost druhé neviditelné složky; pokud se jedná o kompaktní objekt hmotnosti podstatně větší než 2M_¤ a navíc odtud přichází rentgenové záření či výtrysky relativistických částic, jedná se patrně o černou díru.

Vliv černých děr na okolní vesmír
Z obecně-relativistické teorie černých děr, podané v §4.2-4.7 (v návaznosti na §3.4-3.6), by se mohlo zdát, že:
n 1. Černé díry jsou lokálně velmi účinné "vysavače" hmoty z vesmíru - "bezedné propasti" do nichž hmota padá a nenávratně mizí z vesmíru;
n 2. Černé díry mají, vzhledem ke své kompaktnosti, velmi malý "akční rádius" ve srovnání s kosmickými měřítky.
Vlastnosti rotujících akrečních disků kolem černých děr však tyto závěry poněkud mění:
¨ 1. Ne všechna hmota, která se dostane do blízkosti černé díry, je nenávratně ztracena. Pokud černá díra rychle rotuje, pak z horkého plynu klesajícího ve víru akrečního disku může být poměrně značná část vyvržena ve dvojici výtrysků podél rotační osy. U rychle rotujících černých děr může být vyvržno až 25% hmoty, která vstupuje do akrece.
¨ 2. Výtrysky látky a záření podél rotační osy akrečních disků superhmotných černých děr sahají do velkých vzdáleností mnoha set tisíc světelných let (jak je vidět např. na obr.4.29), kde mohou ovlivňovat dynamiku tvorby hvězd a evoluce galaxií. Efektivní dosah černých děr - jejich "akční rádius" - se tak pronikavě zvyšuje.
   Celkově můžeme říci, že již nyní černé díry mají své důležité místo v astrofyzice a vše zatím nasvědčuje tomu, že význam černých děr při dalším rozvoji poznání struktury a evoluce vesmíru dále poroste.

4.7. Kvantové vyzařování a termodynamika černých děr		4.9.Gravitační kolaps - - největší katastrofa v přírodě

Vojtěch Ullmann