Прагляд зыходнага тэксту старонкі Чорная дзірка

[[Файл:Black hole - Messier 87 crop max res.jpg|міні|Чорная дзірка ў цэнтры галактыкі [[M87 (аб’ект Месье)|M87]]. Гэтая чорная дзірка была першай, чый малюнак атрымалі наўпрост<ref>[https://nn.by/?c=ar&i=228611 Навукоўцы зрабілі першы ў свеце ФОТАздымак чорнай дзіркі]</ref>.]]
[[Выява:M87 jet.jpg|thumb|250px|Выява, атрыманая з дапамогай тэлескопа «[[тэлескоп Хабл|Хабл]]»: [[Актыўная галактыка]] [[M87 (аб’ект Месье)|M87]]. У ядры галактыкі, меркавана, знаходзіцца чорная дзірка. На здымку бачны [[рэлятывісцкі паток]] даўжынёй каля 5 тысяч [[Светлавы год|светлавых гадоў]].]]
{{Агульная тэорыя адноснасці}}
'''Чо́рная дзі́рка''' — вобласць у [[Прастора-час|прасторы-часе]], [[гравітацыя|гравітацыйнае прыцягненне]] якой настолькі вялікае, што пакінуць яе не могуць нават аб’екты, якія рухаюцца са [[скорасць святла|скорасцю святла]], у тым ліку [[Фатон|кванты]] самога [[Святло|святла]]. Мяжа гэтай вобласці называецца [[гарызонт падзей|гарызонтам падзей]], а яе характэрны памер — [[гравітацыйны радыус|гравітацыйным радыусам]]. У найбольш простым выпадку сферычнай сіметрычнай чорнай дзіркі ён роўны [[Радыус Шварцшыльда|радыусу Шварцшыльда]].

Тэарэтычна магчымасць існавання такіх абласцей прасторы-часу вынікае з некаторых дакладных рашэнняў [[ураўненні Эйнштэйна|ураўненняў Эйнштэйна]], першае<ref>{{cite web|url=http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/CHERNAYA_DIRA.html|title=Чёрная дыра|accessdate=2012-05-19|publisher=Энциклопедия Кругосвет|archiveurl=https://www.webcitation.org/68e5tYMNf?url=http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/CHERNAYA_DIRA.html|archivedate=23 чэрвеня 2012|url-status=live}}</ref> з якіх было атрымана [[Карл Шварцшыльд|Карлам Шварцшыльдам]] у 1915 годзе. Дакладны вынаходнік тэрміна невядомы<ref>{{cite web|title=Black Hole|work=World Wide Words|author=Michael Quinion|url=http://www.worldwidewords.org/topicalwords/tw-bla1.htm|accessdate=2009-11-26|archiveurl=https://www.webcitation.org/617i2WQVh?url=http://www.worldwidewords.org/topicalwords/tw-bla1.htm|archivedate=22 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>, але само абазначэнне было папулярызавана [[Джон Арчыбальд Уілер|Джонам Арчыбальдам Уілерам]] і ўпершыню публічна ўжыта ў папулярнай лекцыі «Наш Сусвет: вядомае і невядомае» ({{lang-en|Our Universe: the Known and Unknown}}) 29 снежня 1967 года{{efn|Тэкст лекцыі быў апублікаваны ў часопісе студэнцкага таварыства «Phi Beta Kappa» The American Scholar (Vol. 37, no 2, Spring 1968) і таварыства «Sigma Xi» American Scientist, 1968, Vol. 56, No. 1, Pp. 1—20. Старонка з гэтай працы ёсць у кнізе V. P. Frolov and I. D. Novikov, Black Hole Physics: Basic Concepts and New Developments, (Kluwer, Dordrecht, 1998), p. 5.}}. Раней падобныя [[астрафізіка|астрафізічныя]] аб’екты называлі «скалапсаваўшыя зоркі» або «калапсары» ({{lang-en|Collapsed stars}}), а таксама «застылыя зоркі» ({{lang-en|Frozen stars}}){{sfn|Чёрные дыры: Мембранный подход|1988|с=9.}}.

Пытанне аб рэальным існаванні чорных дзірак цесна звязана з тым, наколькі дакладная тэорыя гравітацыі, з якой вынікае іх існаванне. У сучаснай фізіцы стандартнай тэорыяй гравітацыі, лепш за ўсё пацверджанай эксперыментальна, з’яўляецца [[агульная тэорыя адноснасці]] (АТА). Яна ўпэўнена прадказвае магчымасць утварэння чорных дзірак (але іх існаванне магчыма і ў рамках іншых (не ўсіх) мадэлей). Таму назіраныя дадзеныя аналізуюцца і інтэрпрэтуюцца, перш за ўсё, у кантэксце АТА, хоць, строга кажучы, гэтая тэорыя не з’яўляецца эксперыментальна пацверджанай для ўмоў, адпаведных вобласці прасторы-часу ў непасрэднай блізкасці ад чорных дзірак зорных мас (аднак добра пацверджана ва ўмовах, адпаведных звышмасіўным чорным дзіркам)<ref name="estlichd">http://phys.unn.ru/docs/Invisible%20Universe.pdf {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20130729043037/http://phys.unn.ru/docs/Invisible%20Universe.pdf |date=29 ліпеня 2013 }}</ref>. Таму сцвярджэнні аб непасрэдных доказах існавання чорных дзірак, у тым ліку і ў гэтым артыкуле ніжэй, строга кажучы, варта разумець у сэнсе пацвярджэння існавання астранамічных аб’ектаў, такіх шчыльных і масіўных, якія маюць некаторыя іншыя назіраныя ўласцівасці, што іх можна інтэрпрэтаваць як чорныя дзіркі агульнай тэорыі адноснасці<ref name="estlichd"/>.

Акрамя таго, чорнымі дзіркамі часта называюць аб’екты, не строга адпаведныя дадзенаму вышэй азначэнню, а якія толькі набліжаюцца па сваіх уласцівасцях да такой чорнай дзіркі — напрыклад, гэта могуць быць калапсуючыя зоркі на позніх стадыях калапсу. У сучаснай астрафізіцы гэтаму адрозненню не надаецца вялікага значэння<ref name="Popov">{{артыкул
 |аўтар       = Сергей Попов.
 |загаловак   = Экстравагантные консерваторы и консервативные эксцентрики
 |спасылка    = http://trvscience.ru/2009/10/27/trv-21-40n-matematika-vyborov/
 |выданне     = Троицкий Вариант
 |тып         = газета
 |год         = 27 октября 2009
 |выпуск      = 21 (40N)
 |старонкі    = 6—7
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20091105133742/http://trvscience.ru/2009/10/27/trv-21-40n-matematika-vyborov/
 |archivedate = 5 лістапада 2009
}}</ref>, бо назіраныя праявы «амаль скалапсаваўшай» («замарожанай») зоркі і «сапраўднай» («адвечнай») чорнай дзіркі практычна аднолькавыя. Гэта адбываецца таму, што адрозненні фізічных палёў вакол калапсара ад такіх для «адвечнай» чорнай дзіркі памяншаюцца па ступенных законах з характэрным часам парадку гравітацыйнага радыуса, падзеленага на [[скорасць святла]]{{sfn|Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3|1977|loc=§ 33.1. ПОЧЕМУ «ЧЕРНАЯ ДЫРА»? — С. 78—81.}}.

Адрозніваюць 4 сцэнарыі ўтварэння чорных дзірак, два рэалістычныя: [[гравітацыйны калапс]] (сцісканне) досыць масіўнай зоркі; калапс цэнтральнай часткі галактыкі або протагалактычнага газу; і два гіпатэтычныя: фарміраванне чорных дзірак адразу пасля [[Вялікі Выбух|Вялікага Выбуху]] (першасныя чорныя дзіркі); узнікненне ў [[Ядзерная рэакцыя|ядзерных рэакцыях]] высокіх энергій.

== Гісторыя ўяўленняў аб чорных дзірках ==

=== «Чорная зорка» Мічэла (1784-1796) ===

{{Урэзка
 | Шырыня = 40%
 | Выраўноўванне = right
 | Загаловак = «Чорная дзіра» Мічэла
 | Змест =
У ньютанаўскім полі прыцягнення для часціц, якія знаходзяцца на бесканечнасці, з улікам закона захавання энергіі:
<math>-{GMm\over r}+{mv^2\over 2}=0,</math>
гэта значыць:
<math> v^2 = {2GM \over r}.</math>
Няхай гравітацыйны радыус <math>r_g</math> — адлегласць ад прыцягваючай масы, на якой скорасць часціцы становіцца роўнай скорасці святла <math>v = c.</math> Тады <math>r_g = {2GM \over c^2}.</math>
}}

Канцэпцыя масіўнага цела, гравітацыйнае прыцягненне якога настолькі вялікае, што скорасць, неабходная для пераадолення гэтага прыцягнення ([[другая касмічная скорасць]]), роўная або перавышае [[скорасць святла]], упершыню была выказана ў 1784 годзе {{нп5|Джон Мічэл|Джонам Мічэлам|ru|Мичелл, Джон}} у пісьме, якое ён паслаў у [[Лонданскае каралеўскае таварыства|Каралеўскае таварыства]]. Пісьмо ўтрымлівала разлік, з якога вынікала, што для цела з радыусам у 500 сонечных радыусаў і са шчыльнасцю [[Сонца]] [[другая касмічная скорасць]] на яго паверхні будзе роўная скорасці святла<ref>Alan Ellis. [http://www.astronomyedinburgh.org/publications/journals/39/blackholes.html Black holes — Part 1 — History] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20171006004950/http://www.astronomyedinburgh.org/publications/journals/39/blackholes.html |date=6 кастрычніка 2017 }} // The Astronomical Society of Edinburgh Journal, № 39 (лето 1999).</ref>. Такім чынам, святло не зможа пакінуць гэтае цела, і яно будзе нябачным<ref name="Levin">
{{артыкул
 |аўтар         = А. Левин
 |загаловак      = История чёрных дыр 
 |выданне       = Популярная механика 
 |спасылка        = http://elementy.ru/lib/164648
 |выдавецтва  = ООО «Фэшн Пресс»
 |год           = 2005 
 |старонкі      = 52-62
 |нумар         = 11
}}</ref>. Мічэл выказаў здагадку, што ў космасе можа існаваць мноства такіх недаступных назіранню аб'ектаў. У 1796 годзе [[П’ер-Сімон Лаплас|Лаплас]] уключыў абмеркаванне гэтай ідэі ў сваю працу «Exposition du Systeme du Monde», аднак у наступных выданнях гэты раздзел быў апушчаны. Тым не менш, менавіта дзякуючы Лапласу гэтая думка атрымала некаторую вядомасць<ref name="Levin" />.

=== Пасля Мічэла, да Шварцшыльда (1796-1915) ===

На працягу [[XIX стагоддзе|XIX стагоддзя]] ідэя цел, нябачных з прычыны сваёй масіўнасці, не выклікала вялікай цікавасці ў навукоўцаў. Гэта было звязана з тым, што ў рамках класічнай фізікі скорасць святла не мае фундаментальнага значэння. Аднак у канцы XIX — пачатку [[XX стагоддзе|XX стагоддзя]] было ўстаноўлена, што сфармуляваныя [[Джэймс Максвел|Максвелам]] законы [[электрадынаміка|электрадынамікі]], з аднаго боку, выконваюцца ва ўсіх [[інерцыяльная сістэма адліку|інерцыяльных сістэмах адліку]], а з другога боку, не маюць інварыянтнасці адносна [[Пераўтварэнні Галілея|пераўтварэнняў Галілея]]. Гэта азначала, што ўяўленні аб характары пераходу ад адной інерцыяльнай сістэмы адліку да іншай, якія склаліся ў фізіцы, маюць патрэбу ў значнай карэкціроўцы.
У ходзе далейшай распрацоўкі электрадынамікі [[Хендрык Лорэнц|Лорэнцам]] была прапанавана новая сістэма пераўтварэнняў прасторава-часавых каардынат (вядомых сёння як [[пераўтварэнні Лорэнца]]), адносна якіх [[ураўненні Максвела]] заставаліся інварыянтнымі. Развіваючы ідэі Лорэнца, [[Анры Пуанкарэ|Пуанкарэ]] выказаў здагадку, што ўсе іншыя фізічныя законы таксама інварыянтныя адносна гэтых пераўтварэнняў.

У 1905 годзе [[Альберт Эйнштэйн|Эйнштэйн]] выкарыстаў канцэпцыі Лорэнца і Пуанкарэ ў сваёй [[Спецыяльная тэорыя адноснасці|спецыяльнай тэорыі адноснасці]] (СТА), у якой ролю закона пераўтварэння інерцыйных сістэм адліку канчаткова перайшла ад пераўтварэнняў Галілея да пераўтварэнняў Лорэнца. Класічная (галілееўска-інварыянтная) механіка была пры гэтым заменена на новую, лорэнц-інварыянтную рэлятывісцкую механіку. У рамках апошняй скорасць святла аказалася крайняй скорасцю, якую можа развіць фізічнае цела, што радыкальна змяніла значэнне чорных дзір у тэарэтычнай фізіцы.

Аднак ньютанаўская тэорыя прыцягнення (на якой грунтавалася першапачатковая тэорыя чорных дзір) не з’яўляецца лорэнц-інварыянтнай. Таму яна не можа быць прыменена да цел, якія рухаюцца з калясветлавымі і светлавой скарасцямі. Пазбаўленая гэтага недахопу рэлятывісцкая тэорыя прыцягнення была створана, у асноўным, Эйнштэйнам (які сфармуляваў яе канчаткова да канца 1915 года) і атрымала назву [[агульная тэорыя адноснасці|агульнай тэорыі адноснасці]] (АТА)<ref name="Levin" />. Менавіта на ёй і грунтуецца сучасная тэорыя астрафізічных чорных дзір<ref name="Popov" />.

Па сваім характары АТА з’яўляецца геаметрычнай тэорыяй. Паводле гэтай тэорыі, [[гравітацыйнае поле]] ўяўляе сабой праяву скрыўлення прасторы-часу (якая, такім чынам, аказваецца псеўдарыманавым, а не псеўдаэўклідавым, як у спецыяльнай тэорыі адноснасці). Сувязь скрыўлення прасторы-часу з характарам размеркавання і руху мас, якія заключаюцца ў ёй, даецца асноўнымі ўраўненнямі тэорыі — [[Ураўненні Эйнштэйна|ураўненнямі Эйнштэйна]].

{{Урэзка
 | Загаловак = Скрыўленне прасторы
 | Змест =
(Псеўда)рыманавымі называюцца прасторы, якія ў малых маштабах паводзяць сябе «амаль» як звычайныя (псеўда)эўклідавы. Так, на невялікіх участках сферы [[тэарэма Піфагора]] і іншыя факты [[эўклідава геаметрыя|эўклідавай геаметрыі]] выконваюцца з вельмі вялікай дакладнасцю. У свой час гэтая акалічнасць і дазволіла пабудаваць эўклідавы геаметрыі на аснове назіранняў над паверхняй Зямлі (якая ў рэчаіснасці не з’яўляецца плоскай, а блізкая да сферычнай). Гэта ж акалічнасць абумовіла і выбар менавіта псеўдарыманавых (а не якіх-небудзь яшчэ) прастор у якасці асноўнага аб’екта разгляду ў АТА: уласцівасці невялікіх участкаў прасторы-часу не павінны моцна адрознівацца ад вядомых з СТА.

Аднак у вялікіх маштабах рыманавы прасторы могуць моцна адрознівацца ад эўклідавых. Адной з асноўных характарыстык такога адрознення з’яўляецца паняцце {{нп5|тэнзар крывізны|крывізны|ru|Тензор кривизны}}. Сутнасць яго заключаецца ў наступным: эўклідавы прасторы маюць уласцівасць абсалютнага паралелізму: вектар <math>X',</math> які атрымліваецца ў выніку {{нп5|паралельнае перанясенне|паралельнага перанясення|ru|Параллельное перенесение}} вектара <math>X</math> уздоўж любога замкнёнага шляху, супадае з зыходным вектарам <math>X.</math> Для рыманавых прастор гэта ўжо не заўсёды так, што можа быць лёгка паказана на наступным прыкладзе. Дапусцім, што назіральнік стаў на скрыжаванні экватара з нулявым мерыдыянам тварам на ўсход і пачаў рухацца ўздоўж экватара. Дайшоўшы да пункта з даўгатой 180°, ён змяніў кірунак руху і пачаў рухацца па мерыдыяне да поўначы, не змяняючы кірунку погляду (гэта значыць цяпер ён глядзіць направа па ходу). Калі ён такім чынам пяройдзе праз паўночны полюс і вернецца ў зыходную кропку, то акажацца, што ён стаіць тварам на захад (а не на ўсход, як першапачаткова). Інакш кажучы, вектар, паралельна перанесены ўздоўж маршруту руху назіральніка, «пракруцілі» адносна зыходнага вектара. Характарыстыкай велічыні такога «пракручвання» і з’яўляецца крывізна<ref>Ландау, Л. Д., Лифшиц, Е. М. Теория поля. — Издание 8-е, стереотипное. — М.: Физматлит, 2006. — 534 с. — («Теоретическая физика», том II). — ISBN 5-9221-0056-4. — § 91. Тензор кривизны.</ref>.}}

== Рашэнні ўраўненняў Эйнштэйна для чорных дзір ==

Паколькі чорныя дзіры з’яўляюцца лакальнымі і адносна кампактнымі ўтварэннямі, то пры пабудове іх тэорыі звычайна не ўлічваюць наяўнасць [[касмалагічная пастаянная|касмалагічнай пастаяннай]], бо яе эфекты для такіх характэрных памераў задачы невымерна малыя. Тады стацыянарныя рашэнні для чорных дзір у рамках [[Агульная тэорыя адноснасці|АТА]], дапоўненай вядомымі матэрыяльнымі палямі, характарызуюцца толькі трыма параметрамі: [[маса]]й ({{math|''M''}}), [[момант імпульсу|момантам імпульсу]] ({{math|''L''}}) і [[электрычны зарад|электрычным зарадам]] ({{math|''Q''}}), якія складаюцца з адпаведных характарыстык цел і выпраменьванняў, якія ўвайшлі ў чорную дзіру пры [[гравітацыйны калапс|калапсе]] ці зваліліся ў яе пазней (калі ў прыродзе існуюць [[магнітны манаполь|магнітныя манаполі]], то чорныя дзіры могуць мець таксама [[магнітны зарад]] {{math|''G''}}{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|1986|name="hairs"|loc=§ 6.1. «Черные дыры не имеют волос», с. 112.}}, але пакуль падобныя часціцы не выяўлены). Любая чорная дзіра імкнецца пры адсутнасці знешніх уздзеянняў стаць стацыянарнай, што было даказана намаганнямі многіх фізікаў-тэарэтыкаў, з якіх асабліва трэба адзначыць уклад нобелеўскага лаўрэата [[Субраманьян Чандрасекар|Субраманьяна Чандрасекара]], пяру якога належыць фундаментальная для гэтага кірунку манаграфія «Матэматычная тэорыя чорных дзір»<ref name="Chandrasekhar">{{кніга
 |аўтар          = [[Субраманьян Чандрасекар]].
 |загаловак       = Математическая теория черных дыр. В 2-х томах
 |арыгінал       = Mathematical theory of black holes
 |спасылка         = http://ivanik3.narod.ru/linksChandrasekhar.html
 |адказны  = Перевод с английского к. ф.-м. н. В. А. Березина. Под ред. д. ф.-м. н. Д. А. Гальцова
 |месца          = М.
 |выдавецтва   = Мир
 |год            = 1986
}}</ref>. Больш таго, уяўляецца, што ніякіх іншых характарыстык, акрамя гэтых трох, у чорнай дзіры, якая не ўзбуралася звонку, быць не можа, што фармулюецца ў вобразнай фразе Уілерам: «Чорныя дзіры не маюць валасоў»<ref name="hairs" />.

Рашэнні ўраўненняў Эйнштэйна для чорных дзір з адпаведнымі характарыстыкамі:

{| class="wikitable" style="margin:1em auto"
| Характарыстыка ЧД || Без кручэння || Круціцца
|-
| Без зарада || [[#Рашэнне Шварцшыльда|Рашэнне Шварцшыльда]] || [[#Рашэнне Кера|Рашэнне Кера]]
|-
| Зараджаная || [[#Рашэнне Райснера — Нордстрама|Рашэнне Райснера — Нордстрама]] || [[#Рашэнне Кера — Ньюмена|Рашэнне Кера — Ньюмена]]
|}

* Рашэнне Шварцшыльда (1916 год, Карл Шварцшыльд) — статычнае рашэнне для сферычна-сіметрычнай чорнай дзіркі без кручэння і без электрычнага зарада.
* Рашэнне Райснера — Нордстрама (1916 год, Ханс Райснер і 1918 год, Гунар Нордстрам) — статычнае рашэнне сферычна-сіметрычнай чорнай дзіры з зарадам, але без кручэння.
* Рашэнне Кера (1963 год, Рой Кер) — стацыянарнае, восевасіметрычнае рашэнне для чорнай дзіркі, якая верціцца, але без зарада.
* Рашэнне Кера — Ньюмена (1965 год, Э. Т. Ньюмен, Э. Кауч, К. Чынапарэд, Э. Экстан, Э. Пракаш і Р. Торэнс)<ref>{{артыкул|аўтар=Newman E. T., Couch E., Chinnapared K., Exton A., Prakash A., Torrence R. J.|загаловак=Metric of a rotating charged mass|выданне=[[Journal of Mathematical Physics]]|год=1965|том=6|старонкі=918|doi=10.1063/1.1704351 |issn=0022-2488 }}</ref> — найбольш поўнае на дадзены момант рашэнне: стацыянарнае і восесіметрычнае, залежыць ад усіх трох параметраў.

Рашэнне для чорнай дзіркі, якая верціцца, надзвычай складанае. Яго вывад быў апісаны Керам у 1963 годзе вельмі коратка<ref>{{артыкул
|аўтар = Kerr, R. P.
|загаловак = Gravitational ield of a Spinning Mass as an Example of Algebraically Special Metrics
|мова = en
|выданне = Physical Review Letters
|год = 1963
|том = 11
|старонкі = 237-238
|doi = 10.1103/PhysRevLett.11.237
|спасылка = http://adsabs.harvard.edu/abs/1963PhRvL..11..237K
}}
</ref>, і толькі праз год дэталі былі апублікаваныя Керам і Шыльдам у малавядомых працах канферэнцыі. Падрабязны выклад вываду рашэнняў Кера і Кера — Ньюмена быў апублікаваны ў 1969 годзе ў вядомай працы Дэбнея, Кера і Шыльда<ref name="ksch">{{артыкул
|аўтар = Debney G. C., Kerr R. P. and Schild A.
|загаловак = Solutions of the Einstein and Einstein-Maxwell Equations
|выданне = [[Journal of Mathematical Physics]]
|год = 1969
|том = 10
|старонкі = 1842—1854
|doi = 10.1063/1.1664769
|спасылка = http://adsabs.harvard.edu/abs/1969JMP....10.1842D
|мова = en}}</ref>. Паслядоўны вывад рашэння Кера быў таксама праведзены Чандрасекарам больш чым на пятнаццаць гадоў пазней<ref name="Chandrasekhar" />.

Лічыцца, што найбольшае значэнне для астрафізікі мае рашэнне Кера, бо зараджаныя чорныя дзіры павінны хутка губляць зарад, прыцягваючы і паглынаючы процілегла зараджаныя іоны і пыл з касмічнай прасторы. Існуе таксама гіпотэза<ref>Агляд тэорыі гл., напрыклад, у:<br />{{артыкул
| аўтар         = Ruffini, Remo; Bernardini, Maria Grazia; Bianco, Carlo Luciano; Caito, Letizia; Chardonnet, Pascal; Dainotti, Maria Giovanna; Fraschetti, Federico; Guida, Roberto; Rotondo, Michael; Vereshchagin, Gregory; Vitagliano, Luca; Xue, She-Sheng.
| загаловак      = The Blackholic energy and the canonical Gamma-Ray Burst
| спасылка        = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0706.2572R
| мова = en
| выданне = COSMOLOGY AND GRAVITATION: XIIth Brazilian School of Cosmololy and Gravitation
| тып           = AIP Conference Proceedings
| год           = 2007
| том           = 910
| старонкі      = 55-217
}}</ref>, якая звязвае {{нп5|гама-ўсплёск|гама-ўсплёскі|ru|Гамма-всплеск}} з працэсам выбуховай нейтралізацыі зараджаных чорных дзірак шляхам [[нараджэнне пар|нараджэння з вакууму]] электрон-пазітронных пар, але яна аспрэчваецца шэрагам навукоўцаў<ref name="Page">Гл.: {{артыкул
| аўтар         = Don N. Page.
| загаловак      = Evidence Against Astrophysical Dyadospheres
| спасылка        = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610340
| мова = en
| выданне = Astrophysical Journal
| год           = 2006
| том           = 653
| старонкі      = 1400-1409
}} і спасылкі далей.</ref>.

=== Тэарэмы аб «адсутнасці валасоў» ===
{{main|Тэарэма аб адсутнасці валасоў}}

{{нп5|Тэарэма аб адсутнасці валасоў|Тэарэмы аб «адсутнасці валасоў»|ru|Теорема об отсутствии волос}} у чорнай дзіркі ({{lang-en|No hair theorem}}) сцвярджаюць, што ў стацыянарнай чорнай дзіркі знешніх характарыстык, акрамя масы, [[момант імпульсу|моманту імпульсу]] і вызначаных зарадаў (спецыфічных для розных матэрыяльных палёў), быць не можа (у тым ліку і радыуса), і дэталёвая інфармацыя аб матэрыі будзе страчана (і часткова будзе выпраменьвацца ў прастору) пры калапсе. Вялікі ўклад у доказ падобных тэарэм для розных сістэм фізічных палёў ўнеслі Брэндан Картэр, Вернер Ізраэль, Роджэр Пенроўз, Пётр Крушэль (Chruściel), Маркус Хойслер. Зараз уяўляецца, што дадзеная тэарэма верная для вядомых у цяперашні час палёў, хоць у некаторых экзатычных выпадках, аналагаў якіх у прыродзе не выяўлена, яна парушаецца<ref>{{артыкул
| аўтар         = Markus Heusler.
| загаловак      = Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond
| спасылка        = http://www.livingreviews.org/lrr-1998-6
| мова          = en
| выданне       = Living Reviews in Relativity
| год           = 1998
| выпуск        = 6
| том           = 1
}}</ref>.

=== Рашэнне Шварцшыльда ===
{{main|Метрыка Шварцшыльда}}

==== Асноўныя ўласцівасці ====
[[Файл:BlackHole.jpg|thumb|250px|Малюнак мастака: [[акрэцыйны дыск]] гарачай [[Плазма|плазмы]], які круціцца вакол чорнай дзіркі.]]

Згодна з {{нп5|тэарэма Біркгофа (тэорыя адноснасці)|тэарэмай Біркгофа||Birkhoff's theorem (relativity)}}, гравітацыйнае поле любога сферычна сіметрычнага размеркавання матэрыі за яе межамі даецца {{нп5|рашэнне Шварцшыльда|рашэннем Шварцшыльда|ru|решение Шварцшильда}}. Таму слаба заверчаныя чорныя дзіры, як і прастора-час паблізу [[Сонца]] і [[Зямля (планета)|Зямлі]], у першым прыбліжэнні таксама апісваюцца гэтым рашэннем.
Дзве важнейшыя рысы, уласцівыя чорным дзірам у мадэлі Шварцшыльда — гэта наяўнасць [[гарызонт падзей|гарызонту падзей]] (ён па азначэнні ёсць у любой чорнай дзіры) і [[гравітацыйная сінгулярнасць|сінгулярнасці]], якая аддзелена гэтым гарызонтам ад астатняга Сусвету<ref name="Levin" />.
Рашэннем Шварцшыльда дакладна апісваецца ізаляваная незараджаная чорная дзіра, якая не выпараецца і не круціцца (гэта сферычна сіметрычнае рашэнне ўраўненняў гравітацыйнага поля ([[ураўненні Эйнштэйна|ураўненняў Эйнштэйна]]) у вакууме). Яе гарызонт падзей — гэта сфера, радыус якой вызначаецца з яе плошчы па формуле <math>S=4\pi r^2</math> і называецца [[гравітацыйны радыус|гравітацыйным радыусам]] або радыусам Шварцшыльда.
Усе характарыстыкі рашэння Шварцшыльда адназначна вызначаюцца адным параметрам — [[маса]]й. Так, гравітацыйны радыус чорнай дзіркі масы <math>M</math> роўны<ref>{{кніга
 |аўтар         = В.И.Елисеев.
 |частка         = Поле тяготения Шварцшильда в комплексном пространстве
 |загаловак      = Введение в методы теории функций пространственного комплексного переменного
 |спасылка        = http://www.maths.ru/7-3.html
 |месца         = М.
 |выдавецтва  = НИАТ
 |год           = 1990
}}</ref>
: <math>r_s = {2\,GM \over c^2},</math>
дзе {{math|''G''}} — [[гравітацыйная пастаянная]], а {{math|''c''}} — [[скорасць святла]]. Чорная дзіра з масай, роўнай масе Зямлі, мела б радыус Шварцшыльда каля 9 мм (гэта значыць Зямля магла б стаць чорнай дзірой, калі б хто-небудзь змог сціснуць яе да такога памеру). Для Сонца радыус Шварцшыльда складае прыкладна 3 км.

Аб’екты, памер якіх найбольш блізкі да свайго радыуса Шварцшыльда, але якія яшчэ не з’яўляюцца чорнымі дзірамі, — гэта [[нейтронныя зоркі]].
Можна ўвесці паняцце «сярэдняй шчыльнасці» чорнай дзіры, падзяліўшы яе масу на «аб’ём пад гарызонтам падзей»{{efn|Гэта ўмоўнае паняцце, якое не мае сапраўднага сэнсу такога аб’ёму, а проста па пагадненні роўнае <math>\frac43\pi r_s^3.</math>}}:
: <math>\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi M^2G^3}.</math>

Сярэдняя шчыльнасць падае з ростам масы чорнай дзіры. Так, калі чорная дзірка з масай парадку [[сонечная маса|сонечнай]] мае шчыльнасць, якая перавышае ядзерную шчыльнасць, то {{нп5|звышмасіўная чорная дзіра||ru|Сверхмассивная чёрная дыра}} з масай у 109 сонечных мас (існаванне такіх чорных дзір падазраецца ў [[квазар]]аў) мае сярэднюю шчыльнасць каля 20 кг/м³, што істотна менш шчыльнасці вады. Такім чынам, чорную дзіру можна атрымаць не толькі сцісканнем наяўнага аб’ёму рэчыва, але і экстэнсіўным шляхам, г.зн. назапашваючы велізарную колькасць матэрыялу.

Для больш дакладнага апісання рэальных чорных дзір неабходны ўлік наяўнасці [[момант імпульсу|моманту імпульсу]]. Акрамя таго, малыя, але канцэптуальна важныя дабаўкі для чорных дзір астрафізічных мас — выпраменьванне Старабінскага і Зяльдовіча і [[выпраменьванне Хокінга]] — вынікаюць з квантавых паправак. Тэорыю, якая ўлічвае гэта, (гэта значыць АТА, у якой правая частка ўраўненняў Эйнштэйна сярэдняя па квантавым стане ад {{нп5|тэнзар энергіі-імпульсу|тэнзара энергіі-імпульсу|ru|Тензор энергии-импульса}}) звычайна называюць «паўкласічнай гравітацыяй». Уяўляецца, што для вельмі малых чорных дзірак гэтыя квантавыя папраўкі павінны стаць вызначальнымі, аднак гэта дакладна не вядома, бо адсутнічае несупярэчлівая мадэль [[квантавая гравітацыя|квантавай гравітацыі]]{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|1986|name="NovFrolOld"|loc=ГЛАВА 9. КВАНТОВЫЕ ЭФФЕКТЫ В ЧЕРНЫХ ДЫРАХ. РОЖДЕНИЕ ЧАСТИЦ}}.

==== Метрычнае апісанне і аналітычны працяг ====

У 1915 годзе [[Карл Шварцшыльд|Шварцшыльд]] выпісаў рашэнні [[ураўненні Эйнштэйна|ўраўненняў Эйнштэйна]] без [[касмалагічная пастаянная|касмалагічнага члена]] для пустой прасторы ў сферычным сіметрычным статычным выпадку<ref name="Levin" /> (пазней [[Джордж Дэвід Біркгаф|Біркхоф]] паказаў, што дапушчэнне статычнасці залішняе<ref>{{cite web|url=http://www.dark-universe.ru/publ/7-1-0-2|title=Общие свойства чёрных дыр|accessdate=2012-04-27|archiveurl=https://www.webcitation.org/67ytTfsro?url=http://www.dark-universe.ru/publ/7-1-0-2|archivedate=27 мая 2012|url-status=dead}}</ref>). Гэта рашэнне аказалася прасторай-часам <math> \mathcal M </math> з тапалогіяй <math> R^2\times S^2</math> і інтэрвалам, які прыводзіцца да выгляду
: <math> ds^2 =-(1-r_s/r)c^2d t^2 + (1-r_s/r)^{-1}d r^2 + r^2(d  \theta^2+\sin^2\theta\, d\varphi^2),</math>
дзе
: {{math|''t''}} — часавая каардыната, у секундах,
: {{math|''r''}} — радыяльная каардыната, у метрах,
: {{math|''θ''}} — палярная вуглавая каардыната, у радыянах,
: {{math|''φ''}} — азімутальная вуглавая каардыната, у радыянах,
: {{math|''r''<sub>''s''</sub>}} — [[радыус Шварцшыльда]] цела з масай {{math|''M''}}, у метрах.

Часавая каардыната адпавядае часападобнаму {{нп5|вектар Кілінга|вектару Кілінга|ru|Вектор Киллинга}} <math>\partial_t</math>, які адказвае за статычнасць прасторы-часу, пры гэтым яе маштаб выбраны так, што <math>t</math> — гэта час, які вымяраецца бесканечна аддаленым гадзіннікам (<math> r=\mathrm{const}\to\infty, \theta=\mathrm{const}, \varphi=\mathrm{const} </math>). Гадзіннік, замацаваны на радыяльнай каардынаце <math>r</math> без кручэння (<math> r=\mathrm{const}, \theta=\mathrm{const}, \varphi=\mathrm{const} </math>), будзе ісці павольней за гэты аддалены ў <math> 1/\sqrt{1-r_s/r} </math> разоў за кошт [[гравітацыйнае запаволенне часу|гравітацыйнага запаволення часу]].

Геаметрычны сэнс {{math|''r''}} заключаецца ў тым, што плошча паверхні сферы <math> \{(t,r,\theta,\varphi)\mid t=t_0,\ r=r_0\} </math> ёсць <math>~4\pi r_0^2.</math> Важна, што каардыната {{math|''r''}} прымае толькі значэнні, большыя <math> r_s, </math> а значэнне параметра {{math|''r''}}, у адрозненне ад лапласаўскага выпадку, не з’яўляецца «адлегласцю да цэнтра», бо цэнтра як пункта (падзеі на сапраўднай сусветнай лініі якога-небудзь цела) у шварцшыльдаўскай прасторы <math> \mathcal M </math> наогул няма.

Нарэшце, вуглавыя каардынаты {{math|''θ''}} і {{math|''φ''}} адпавядаюць сферычнай сіметрыі задачы і звязаныя з яе трыма [[вектар Кілінга|вектарамі Кілінга]].

З асноўных прынцыпаў АТА вынікае, што такую метрыку створыць (звонку ад сябе) любое сферычнае сіметрычнае цела з радыусам <math>~>r_s</math> і масай <math> M = {c^2r_s\over 2G }. </math> Выдатна, хоць і ў некаторай ступені выпадкова, што велічыня гравітацыйнага радыуса — радыус Шварцшыльда <math>r_s </math> — супадае з гравітацыйным радыусам <math> \,r_g,</math> вылічаным раней Лапласам для цела масы <math> M. </math>

Як відаць з прыведзенай формы метрыкі, каэфіцыенты пры {{math|''t''}} і {{math|''r''}} паводзяць сябе паталагічна пры <math> r\to r_s </math>, дзе і размяшчаецца гарызонт падзей чорнай дзіркі Шварцшыльда — у такім запісе рашэння Шварцшыльда там маецца {{нп5|каардынатная сінгулярнасць||ru|Координатная сингулярность}}. Гэтыя паталогіі з’яўляюцца, аднак, толькі эфектам выбару каардынат (падобна таму, як у сферычнай сістэме каардынат пры {{math|''θ'' {{=}} 0}} любое значэнне {{math|''φ''}}  апісвае адзін і той жа пункт). Прастору Шварцшыльда <math> \mathcal M </math> можна, як кажуць, «працягнуць за гарызонт», і калі там таксама лічыць прастору ўсюды пустой, то пры гэтым узнікае большая прастора-час <math> \tilde{\mathcal M} </math>, якая называецца звычайна максімальна працягнутай прасторай Шварцшыльда або (радзей) прасторай Крускала.

Каб пакрыць гэтую большую прастору адзінай каардынатнай картай, можна ўвесці на ёй, напрыклад, каардынаты Крускала — Шэкерса. Інтэрвал <math> \tilde{\mathcal M} </math> у гэтых каардынатах мае выгляд
: <math> ds^2 =-F(u,v)^2 \,du\,dv+r^2(u,v)(d \theta^2+\sin^2\theta\, d\varphi^2),</math>
дзе <math> \,F=\frac{4 r_s^3}{r}e^{-r/r_s},</math> а функцыя <math> ~r(u,v) </math> вызначаецца (няяўна) ураўненнем <math> ~(1-r/r_s)e^{r/r_s}=uv. </math> Прастора <math> \tilde{\mathcal M} </math> максімальна, гэта значыць яе ўжо нельга ізаметрычна ўкласці ў большую прастору-час (яе нельга «працягнуць»).

Адзначым некалькі выдатных уласцівасцей максімальнага працягу Шварцшыльдаўскай прасторы <math>~\tilde{\mathcal M}: </math>
* Яна сінгулярная: каардыната {{math|''r''}} назіральніка, падаючага пад гарызонт, памяншаецца і імкнецца да нуля, калі яго ўласны час {{math|''τ''}} імкнецца да некаторага канечнага значэння <math> ~\tau_0.</math> Аднак яго сусветную лінію нельга працягнуць у вобласць <math> \tau \geqslant\tau_0 ,</math> бо пунктаў з <math>~r=0</math> у гэтай прасторы няма. Такім чынам, лёс назіральніка нам вядомы толькі да некаторага моманту яго (уласнага) часу.
* Прастора <math> \tilde{\mathcal M} </math> мае дзве сапраўдныя гравітацыйныя сінгулярнасці: адну ў «мінулым» для любога назіральніка з абласцей I і III, і адну ў «будучыні».
* Хоць прастора <math> \mathcal M </math> статычная (відаць, што першая метрыка гэтага раздзела не залежыць ад часу <math>t</math>), прастора <math> \tilde{\mathcal M} </math> такой не з’яўляецца.
* Вобласць III таксама ізаметрычная <math> \mathcal M. </math> Такім чынам, прастора Шварцшыльда змяшчае два «сусветы» — «наш» (гэта <math> \mathcal M </math>) і яшчэ адзін такі ж. Вобласць II ўнутры чорнай дзіры, якая злучае іх, называецца {{нп5|мост Эйнштэйна — Розена|мостам Эйнштэйна — Розена|en|Einstein–Rosen bridge}}. Патрапіць у другі сусвет назіральнік, які стартаваў з I і рухаецца павольней святла, не зможа, аднак у прамежак часу паміж перасячэннем гарызонту і трапленнем на сінгулярнасць ён зможа ўбачыць яго. Такая структура прасторы-часу, якая захоўваецца і нават ускладняецца пры разглядзе больш складаных чорных дзір, спарадзіла шматлікія спекуляцыі на тэму магчымых паралельных сусветаў і падарожжаў у іх праз чорныя дзіркі як у навуковай літаратуры, так і ў навукова-фантастычнай.

Каб прадставіць сабе структуру 4-мернай прасторы-часу <math>~\tilde{\mathcal M},</math> яе зручна ўмоўна разглядаць як эвалюцыю 3-мернай прасторы. Для гэтага можна ўвесці «часавую» каардынату <math> ~T=(u+v)/2 </math> і сячэнні <math>~T=\mathrm{const}</math> (гэта прастора-падобныя паверхні, або «паверхні адначасовасці») ўспрымаць як <math>~\tilde{\mathcal M}</math> «у дадзены момант часу».

=== Рашэнне Райснера — Нордстрама ===

Гэта статычнае рашэнне (незалежнае ад часавай каардынаты) ураўненняў Эйнштэйна для сферычна-сіметрычнай чорнай дзіры з зарадам, але без кручэння.
Метрыка чорнай дзіры Райснера — Нордстрама:

: <math>
{d s}^{2} = 
-\left( 1 - \frac{r_{s}}{r} + \frac{r_{Q}^{2}}{r^{2}} \right) c^{2} dt^{2} + \frac{dr^{2}}{\displaystyle{1 - \frac{r_{s}}{r} + \frac{r_{Q}^{2}}{r^{2}}}} + r^{2}( d\theta^{2} +  \sin^{2} \theta \, d\varphi^{2}),
</math>
дзе
: {{math|''c''}} — скорасць святла, м/с,
: {{math|''t''}} — часавая каардыната (час, які вымяраецца на бесканечна аддаленым нерухомым гадзінніку), у секундах,
: {{math|''r''}} — радыяльная каардыната (даўжыня «экватара» ізаметрычнай сферы{{efn|Ізаметрычнасць у дадзенай сітуацыі азначае, што ўсе пункты гэтай сферы не адрозніваюцца па сваіх уласцівасцях, гэта значыць, напрыклад, крывізна прасторы-часу і скорасць ходу нерухомага гадзінніка ва ўсіх іх аднолькавая.}}, падзеленая на <math>2\pi</math>), у метрах,
: {{math|''θ''}} — палярная вуглавая каардыната, у радыянах,
: {{math|''φ''}} — азімутальная вуглавая каардыната, у радыянах,
: <math>r_s</math> — [[радыус Шварцшыльда]] (у метрах) цела з масай {{math|''M''}},
: <math>r_Q</math> — маштаб даўжыні (у метрах), які адпавядае электрычнаму зараду {{math|''Q''}} (аналаг радыуса Шварцшыльда, толькі не для масы, а для зарада) вызначаны як
: <math>r_{Q}^{2} = \frac{Q^{2}G}{4\pi\varepsilon_{0} c^{4}},</math>
дзе <math>1/(4\pi\varepsilon_0)</math> — {{нп5|пастаянная Кулона||en|Coulomb's constant}}.

Параметры чорнай дзіры не могуць быць адвольнымі. Максімальны зарад, які можа мець ЧД Райснера — Нордстрама, роўны <math>Q_{max} = M \approx 10^{40} e \, M/M_{\odot},</math> дзе {{math|''e''}} — [[зарад электрона]]. Гэта асобны выпадак абмежавання Кера — Ньюмена для ЧД з нулявым [[момант імпульсу|вуглавым момантам]] (<math>J=0,</math>, гэта значыць без кручэння). Пры перавышэнні крытычнага зараду фармальна рашэнне ўраўненняў Эйнштэйна існуе, але «сабраць» такое рашэнне з вонкавага зараджанага рэчыва не атрымаецца: гравітацыйнае прыцягненне не зможа кампенсаваць ўласнае электрычнае адштурхванне матэрыі. Акрамя таго, трэба заўважыць, што ў рэалістычных сітуацыях чорныя дзіры не павінны быць значна зараджанымі<ref name="Page" />.
Гэта рашэнне, пры працягу за гарызонт, аналагічна шварцшыльдаўскаму, спараджае дзіўную геаметрыю прасторы-часу, у якой праз чорныя дзіры злучаецца бясконцая колькасць «сусветаў», у якія можна трапляць паслядоўна праз пагружэнні ў чорную дзіру{{sfn|Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности|1981|loc=[http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-10/kaufman-10.html Глава 10. Черные дыры с электрическим зарядом].}}<ref name="Chandrasekhar" />.

=== Рашэнне Кера ===

[[Файл:Ergosphere of a rotating black hole.svg|thumb|[[Эргасфера]] вакол кераўскай чорнай дзіры.]]

Чорная дзіра Кера мае шэраг выдатных уласцівасцей. Вакол гарызонту падзей існуе вобласць — [[эргасфера]], усярэдзіне якой целам немагчыма пакоіцца адносна аддаленых назіральнікаў. Яны могуць толькі круціцца вакол чорнай дзіры ў кірунку яе кручэння<ref>Жан-Пьер Люмине. [http://www.astronet.ru/db/msg/1180462 Чёрные дыры: Популярное введение]</ref>{{sfn|Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности|1981|loc=[http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-11/kaufman-11.html Глава 11. Вращающиеся черные дыры].|name="Kaufman11"}}. Гэты эфект называецца {{нп5|уцягненне інерцыяльных сістэм адліку|«захопліваннем інерцыяльных сістэм адліку»|ru|Увлечение инерциальных систем отсчёта}} ({{lang-en|frame-dragging}}) і назіраецца вакол любога масіўнага цела, якое верціцца, напрыклад, вакол Зямлі або Сонца, але ў значна меншай ступені. Аднак саму эргасферу яшчэ можна пакінуць, гэтая вобласць не з’яўляецца захапляючай. Памеры эргасферы залежаць ад вуглавога моманту кручэння.

Параметры чорнай дзіры не могуць быць адвольнымі. Вуглавы момант ЧД не павінен перавышаць <math>J_{max} = M^2</math>, што таксама ўяўляе сабой асобны выпадак абмежавання Кера — Ньюмена, на гэты раз для чорнай дзіры з нулявым зарадам (<math>Q = 0</math>, гл. ніжэй). У гранічным выпадку <math>J=J_{max}</math> метрыка называецца гранічным рашэннем Кера.

Гэта рашэнне таксама спараджае дзіўную геаметрыю прасторы-часу пры яе працягу за гарызонт<ref name="Kaufman11" />. Аднак патрабуецца аналіз устойлівасці адпаведнай канфігурацыі, якая можа быць парушана за кошт узаемадзеяння з квантавымі палямі і іншых эфектаў. Для прасторы-часу Кера аналіз быў праведзены [[Субраманьян Чандрасекар|Субраманьянам Чандрасекарам]] і іншымі фізікамі. Было выяўлена, што кераўская чорная дзірка — а дакладней яе знешняя вобласць — з’яўляецца ўстойлівай. Аналагічна, як асобныя выпадкі, аказаліся ўстойлівымі шварцшыльдаўскія дзіры, а мадыфікацыя алгарытму дазволіла даказаць ўстойлівасць і райснер-нордстромаўскіх чорных дзірак<ref name="Levin" /><ref name="Chandrasekhar" />.

=== Рашэнне Кера — Ньюмена ===
{{main|Рашэнне Кера — Ньюмена}}

Трохпараметрычнае сямейства Кера — Ньюмена — найбольш агульнае рашэнне, адпаведнае канчатковаму стану раўнавагі чорнай дзіры, якая не ўзбураецца знешнімі палямі (паводле {{нп5|тэарэма аб адсутнасці валасоў|тэарэмы аб «адсутнасці валасоў»|ru|Теорема об отсутствии волос}} для вядомых фізічных палёў). У каардынатах Боера — Ліндквіста (Boyer — Lindquist) і геаметрычных адзінках <math>G = c = 1</math> метрыка Кера — Ньюмена даецца выразам:

: <math>ds^2 = -\left(1-{2\,Mr-Q^2\over\Sigma}\right)\,dt^2-2(2\,Mr-Q^2)a{\sin^2\theta\over\Sigma}\,dt\,d\varphi\,+</math>
:: <math>+\left(r^2+a^2+{(2\,Mr-Q^2)a^2\sin^2\theta\over\Sigma}\right)\sin^2\theta\,{d\varphi^2}+{\Sigma\over\Delta}\,dr^2+{\Sigma\,{d\theta^2}},</math>
дзе <math> \Sigma \equiv r^2 + a^2 \cos^2\theta</math>; <math>\Delta \equiv r^2 - 2 Mr + a^2 + Q^2</math> і <math>a \equiv J/M</math>, дзе <math>J</math> — момант імпульсу.

З гэтай формулы лёгка выцякае, што [[гарызонт падзей]] знаходзіцца на радыусе <math>r_+ = M + \sqrt{M^2 - Q^2 - a^2},</math> і, такім чынам, параметры чорнай дзіркі не могуць быць адвольнымі: [[электрычны зарад]] і [[вуглавы момант]] не могуць быць большыя за значэнні, адпаведныя знікненню гарызонту падзей. Павінны выконвацца наступныя абмежаванні:

: <math>a^2 + Q^2 \leqslant M^2</math> — гэта абмежаванне для ЧД Кера — Ньюмена.

Калі гэтыя абмежаванні парушацца, гарызонт падзей знікне, і рашэнне замест чорнай дзіркі будзе апісваць так званую {{нп5|голая сінгулярнасць|«голую сінгулярнасць»|ru|Голая сингулярность}}, але такія аб’екты, згодна з распаўсюджанымі перакананнямі, у рэальным Сусвеце існаваць не павінны (паводле пакуль не даказанага, але праўдападобнага [[Прынцып касмічнай цэнзуры|прынцыпа касмічнай цэнзуры]]). Альтэрнатыўна, пад гарызонтам можа знаходзіцца крыніца скалапсаваўшай матэрыі, якая закрывае сінгулярнасць, і таму знешняе рашэнне Кера або Кера — Ньюмена павінна быць неперарыўна састыкавана з унутраным рашэннем [[ураўненні Эйнштэйна|ураўненняў Эйнштэйна]] з {{нп5|тэнзар энергіі-імпульсу|тэнзарам энергіі-імпульсу|ru|Тензор энергии-импульса}} гэтай матэрыі. Як заўважыў Б. Картэр (1968), рашэнне Кера — Ньюмена мае двайную [[гірамагнітная адносіна|гірамагнітную адносіну]] <math>g=2</math>, такую ж, як у электрона згодна з [[ураўненне Дзірака|ураўненнем Дзірака]]{{efn|Гісторыя гэтага кірунку для рашэння Кера — Ньюмена выкладаецца ў працы {{артыкул
|аўтар         = Alexander Burinskii
|загаловак      = Superconducting Source of the Kerr-Newman Electron
|спасылка        = http://arxiv.org/abs/0910.5388
|год           = 2009
|выданне       = Proc. of the XIII Adv. Res.Workshop on HEP (DSPIN-09)
|месца         = Dubna
|старонкі      = 439
}}}}.

Метрыку Кера — Ньюмена (і проста Кера і Райснера — Нордстрама, але не Шварцшыльда) можна аналітычна працягнуць таксама праз гарызонт такім чынам, каб злучыць у чорнай дзірцы бясконца шмат «незалежных» прастор. Гэта могуць быць як «іншыя» сусветы, так і аддаленыя часткі нашага Сусвету. У такім чынам атрыманых прасторах ёсць {{нп5|замкнутая часападобная крывая|замкнёныя часападобныя крывыя|ru|Замкнутая времениподобная кривая}}: падарожнік можа, у прынцыпе, патрапіць у сваё мінулае, г. зн. сустрэцца з самім сабой. Вакол гарызонту падзей зараджанай чорнай дзіркі, якая верціцца, таксама існуе вобласць, якая называецца [[эргасфера]]й і практычна эквівалентная эргасферы з рашэння Кера; стацыянарны назіральнік, які знаходзіцца там, абавязаны круціцца з дадатнай [[вуглавая скорасць|вуглавой скорасцю]] (у бок кручэння чорнай дзіркі){{sfn|Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3|1977|loc=Дополнение 33.2. ГЕОМЕТРИЯ КЕРРА — НЬЮМАНА И ЭЛЕКТРОМАГНИТНОЕ ПОЛЕ, c. 88.}}.

== Тэрмадынаміка і выпарэнне чорных дзір ==

Уяўленні аб чорных дзірах як абсалютна паглынаючых аб’ектах былі скарэкціраваны {{нп5|Аляксей Аляксандравіч Старабінскі|Старабінскім|ru|Старобинский, Алексей Александрович}} і [[Якаў Барысавіч Зяльдовіч|Зяльдовічам]] у 1974 годзе — для заверчаных чорных дзір, а затым, у агульным выпадку, [[Стывен Хокінг|Хокінгам]] у 1975 годзе. Вывучаючы паводзіны квантавых палёў паблізу чорнай дзіры, Хокінг выказаў здагадку, што чорная дзіра абавязкова выпраменьвае часціцы ў знешнюю прастору і тым самым губляе масу<ref name=Hawking1974>{{Cite journal
 |last=Hawking |first=S. W.
 |title=Black hole explosions?
 |journal=Nature
 |year=1974 |volume=248
 |issue=5443 |pages=30–31
 |doi=10.1038/248030a0
|bibcode = 1974Natur.248...30H }}</ref>. Гэты эфект называецца [[выпраменьванне Хокінга|выпраменьваннем (выпарэннем) Хокінга]]. Спрошчана кажучы, [[гравітацыйнае поле]] палярызуе [[вакуум]], у выніку чаго магчыма ўтварэнне не толькі віртуальных, але і рэальных [[нараджэнне пар|пар часціца-антычасціца]]. Адна з часціц, якая апынулася ледзь ніжэй гарызонту падзей, падае ўнутр чорнай дзіркі, а другая, якая апынулася ледзь вышэй гарызонту, ляціць, выносячы энергію (гэта значыць частку масы) чорнай дзіркі. Магутнасць выпраменьвання чорнай дзіры роўная

: <math>L=\frac{\hbar c^6}{15360\pi G^2M^2},</math>
а страта масы
: <math>\frac{dM}{dt}=-\frac{\hbar c^4}{15360\pi G^2M^2}.</math>

Як мяркуецца, састаў выпраменьвання залежыць ад памеру чорнай дзіры: для вялікіх чорных дзір гэта ў асноўным бязмасавыя [[фатон]]ы і лёгкія [[нейтрына]], а ў спектры лёгкіх чорных дзір пачынаюць прысутнічаць і цяжкія часціцы. Спектр хокінгаўскага выпраменьвання для бязмасавых палёў аказаўся строга адпаведным выпраменьванню [[абсалютна чорнае цела|абсалютна чорнага цела]], што дазволіла прыпісаць чорнай дзіры [[тэмпература|тэмпературу]]

: <math>T_H=\frac{\hbar c^3}{8\pi kGM},</math>
дзе <math>\hbar</math> — [[прыведзеная пастаянная Планка]], <math>c</math> — [[скорасць святла]], <math>k</math> — [[пастаянная Больцмана]], <math>G</math> — [[гравітацыйная пастаянная]], <math>M</math> — маса чорнай дзіры.

На гэтай аснове была пабудавана [[тэрмадынаміка чорных дзір]], у тым ліку ўведзена ключавое паняцце энтрапіі чорнай дзіры, якая аказалася прапарцыянальная плошчы яе гарызонту падзей:

: <math>S = \frac{Akc^3}{4\hbar G},</math>

дзе <math>A</math> — плошча [[гарызонт падзей|гарызонту падзей]].

Скорасць выпарэння чорнай дзіры тым большая, чым меншыя яе памеры<ref name="einstein-online"/>. Выпарэнне чорных дзір зорных (і тым больш галактычных) маштабаў можна не ўлічваць, аднак для {{нп5|першасная чорная дзіра|першасных|ru|Первичная чёрная дыра}} і асабліва для {{нп5|квантавая чорная дзіра|квантавых чорных дзір|en|Micro black hole}} працэсы выпарэння становяцца цэнтральнымі.

За кошт выпарэння ўсе чорныя дзіры губляюць масу і час іх жыцця аказваецца канечным:
: <math>\tau=\frac{5120\pi G^2M^3}{\hbar c^4}.</math>

Пры гэтым інтэнсіўнасць выпарэння нарастае лавінападобна, і заключны этап эвалюцыі носіць характар выбуху, напрыклад, чорная дзірка масай 1000 тон выпарыцца за час парадку 84 секунд, вылучыўшы энергію, роўную выбуху прыкладна дзесяці мільёнаў [[атамная бомба|атамных бомб]] сярэдняй магутнасці.

У той жа час, вялікія чорныя дзіры, тэмпература якіх ніжэй тэмпературы [[рэліктавае выпраменьванне|рэліктавага выпраменьвання]] Сусвету (2,7 К), на сучасным этапе развіцця Сусвету могуць толькі расці, бо іх выпраменьванне мае меншую энергію, чым яны паглынаюць.

Без квантавай тэорыі гравітацыі немагчыма апісаць заключны этап выпарэння, калі чорныя дзіркі становяцца мікраскапічнымі (квантавымі)<ref name="einstein-online">{{cite web
 |url         = http://www.einstein-online.info/elementary/quantum/evaporating_bh/?set_language=en
 |title       = Evaporating black holes?
 |work        = Einstein online
 |publisher   = Max Planck Institute for Gravitational Physics
 |year        = 2010
 |accessdate  = 2010-12-12
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/68e5unXyl?url=http://www.einstein-online.info/elementary/quantum/evaporating_bh/?set_language=en
 |archivedate = 23 чэрвеня 2012
 |url-status     = dead
}}</ref>.

== Падзенне ў астрафізічную чорную дзірку ==

Цела, якое свабодна падае пад дзеяннем сіл гравітацыі, знаходзіцца ў стане [[бязважкасць|бязважкасці]] і адчувае дзеянне толькі {{нп5|прыліўныя сілы|прыліўных сіл|ru|Приливные силы}}, якія пры падзенні ў чорную дзіру расцягваюць цела ў радыяльным кірунку і сціскаюць — у тангенцыяльным. Велічыня гэтых сіл расце і імкнецца да бесканечнасці пры <math>~r\to 0</math> (дзе <math>r</math> — адлегласць да цэнтра дзіры).

У некаторы момант {{нп5|уласны час|уласнага часу|en|Proper time}} цела перасячэ [[гарызонт падзей]]. З пункту гледжання назіральніка, які падае разам з целам, гэты момант нічым не вылучаны, аднак вяртання цяпер няма. Цела аказваецца ў гарлавіне (яе радыус у пункце, дзе знаходзіцца цела, і ёсць <math>r</math>), якая сціскаецца так хутка, што вылецець з яе да моманту канчатковага схлопвання (гэта і ёсць сінгулярнасць) ужо нельга, нават рухаючыся са [[скорасць святла|скорасцю святла]].

З пункту гледжання аддаленага назіральніка, падзенне ў чорную дзіру будзе выглядаць інакш. Хай, напрыклад, цела будзе свяціцца і, акрамя таго, будзе пасылаць сігналы назад з пэўнай частатой. Спачатку аддалены назіральнік будзе бачыць, што цела, знаходзячыся ў працэсе [[свабоднае падзенне|свабоднага падзення]], паступова разганяецца пад дзеяннем сіл цяжару ў напрамку да цэнтра. Колер цела не змяняецца, частата дэтэктаваных сігналаў практычна нязменная. Аднак, калі цела пачне набліжацца да гарызонту падзей, [[фатон]]ы, якія ідуць ад цела, будуць адчуваць усё большае і большае [[чырвонае зрушэнне]], выкліканае дзвюма прычынамі: [[Эфект Доплера|эфектам Доплера]] і [[гравітацыйнае запаволенне часу|гравітацыйным запаволеннем часу]] — з-за [[гравітацыйнае поле|гравітацыйнага поля]] ўсе фізічныя працэсы з пункту гледжання аддаленага назіральніка будуць ісці ўсё павольней і павольней, напрыклад, гадзіннік, замацаваны ў {{нп5|прастора-час Шварцшыльда|Шварцшыльдаўскай прасторы-часе|ru|Метрика Шварцшильда}} на радыяльнай каардынаце <math>r</math> без кручэння (<math> r=\mathrm{const}, \theta=\mathrm{const}, \varphi=\mathrm{const} </math>), будзе ісці павольней, чым бясконца аддалены, у <math> 1/\sqrt{1-r_s/r} </math> разоў. Адлегласці таксама будуць успрымацца па-рознаму. Аддаленаму назіральніку будзе здавацца, што цела — у надзвычай сплюшчаным выглядзе — будзе запавольвацца, набліжаючыся да гарызонту падзей і, у рэшце рэшт, практычна спыніцца. Частата сігналу будзе рэзка падаць<ref>{{cite web
 |url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1180462/node2.html
 |title       = Остановка времени при пересечении горизонта событий
 |author      = Жан-Пьер Люмине
 |work        = Черные дыры: Популярное введение
 |accessdate  = 2012-05-03
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67ytUVDdd?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1180462/node2.html
 |archivedate = 27 мая 2012
 |url-status     = live
}}</ref>. [[Даўжыня хвалі]] выпушчанага целам святла будзе імкліва расці, так што святло хутка ператворыцца ў [[радыёхвалі]] і далей у нізкачастотныя электрамагнітныя ваганні, зафіксаваць якія ўжо будзе немагчыма. Перасячэння целам гарызонту падзей назіральнік не ўбачыць ніколі, і ў гэтым сэнсе падзенне ў чорную дзірку будзе доўжыцца бясконца доўга.

Ёсць, аднак, момант, пачынаючы з якога паўплываць на цела аддалены назіральнік ужо не зможа. Прамень святла, пасланы ўслед гэтага цела, яго альбо наогул ніколі не дагоніць, альбо дагоніць ўжо за гарызонтам. Акрамя таго, адлегласць паміж целам і гарызонтам падзей, а таксама «таўшчыня» сплюшчанага (з пункту гледжання іншага назіральніка) цела даволі хутка дасягне [[планкаўская даўжыня|планкаўскай даўжыні]] і (з матэматычнага пункту гледжання) будуць змяншацца і далей. Для рэальнага фізічнага назіральніка (які вымярае з планкаўскай хібнасцю) гэта раўнасільна таму, што маса чорнай дзіры павялічыцца на масу падаючага цела, а значыць радыус гарызонту падзей узрасце, і цела апынецца «ўнутры» гарызонту падзей за канечны час{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|1986|loc=§ 9.1. Роль квантовых эффектов в физике черных дыр, с. 192.}}. Аналагічна будзе выглядаць для аддаленага назіральніка і працэс [[гравітацыйны калапс|гравітацыйнага калапсу]]. Спачатку рэчыва рынецца да цэнтра, але каля гарызонту падзей яно стане рэзка запавольвацца, яго выпраменьванне пяройдзе ў [[радыёдыяпазон]], і ў выніку аддалены назіральнік убачыць, што зорка пагасла{{sfn|Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3|1977|loc=§ 33.1. ПОЧЕМУ «ЧЕРНАЯ ДЫРА»?}}.

== Мадэль на базе тэорыі струн ==

[[Тэорыя струн]] дапускае выбудоўванне выключна шчыльных і дробнамаштабных структур з саміх струн і іншых апісваных тэорыяй аб’ектаў — [[Брана|бран]], частка з якіх маюць больш за тры вымярэнні. Пры гэтым чорная дзірка можа быць складзена са [[квантавая струна|струн]] і бран вельмі вялікім лікам спосабаў, а самай дзіўнай з’яўляецца тая акалічнасць, што гэты лік мікрастанаў роўна адпавядае энтрапіі чорнай дзіркі, прадказанай [[Стывен Хокінг|Хокінгам]] і яго калегам [[Яакаў Бекенштэйн|Бекенштэйнам]] у 1970-я гады. Гэта адзін з найбольш вядомых вынікаў тэорыі струн, атрыманых у 1990-я гады.

У 1996 годзе струнныя тэарэтыкі {{нп5|Эндру Стромінджэр||ru|Строминджер, Эндрю}} і {{нп5|Камран Вафа||ru|Вафа, Камран}}, абапіраючыся на больш раннія вынікі {{нп5|Леанард Саскінд|Саскінда|ru|Сасскинд, Леонард}} і {{нп5|Ашок Сен|Сена|ru|Сен, Ашок}}, апублікавалі працу «Мікраскапічная прырода энтрапіі Бекенштэйна і Хокінга». У гэтай працы Стромінджэру і Вафе ўдалося выкарыстаць тэорыю струн для канструявання з мікраскапічных кампанентаў вызначанага класа чорных дзірак, так званых экстрэмальна зараджаных дзірак Райснера — Нордстрама<ref name="bh1">''R. Dijkgraaf'', ''E. Verlinde'', ''H. Verlinde'' (1997) «[http://arxiv.org/PS_cache/hep-th/pdf/9704/9704018v2.pdf 5D Black Holes and Matrix Strings]» {{en icon}}.</ref>, а таксама для дакладнага вылічэння ўкладаў гэтых кампанентаў у энтрапію. Праца была заснавана на прымяненні новага метаду, які часткова выходзіць за рамкі {{нп5|тэорыя ўзбурэнняў|тэорыі ўзбурэнняў|ru|Теория возмущений}}, якую выкарыстоўвалі ў 1980-х і ў пачатку 1990-х гадоў. Вынік працы ў дакладнасці супадаў з прадказаннямі Бекенштэйна і Хокінга, зробленымі больш чым за дваццаць гадоў да гэтага.

Рэальным працэсам утварэння чорных дзірак Стромінджэр і Вафа супрацьпаставілі канструктыўны падыход<ref name="Gross">Гросс, Дэвид. [http://elementy.ru/lib/430177 Грядущие революции в фундаментальной физике.] Проект «Элементы», вторые публичные лекции по физике (25.04.2006).</ref>. Сутнасць у тым, што яны змянілі пункт гледжання на ўтварэнне чорных дзірак, паказаўшы, што іх можна канструяваць шляхам карпатлівай зборкі ў адзін механізм дакладнага набору бран, адкрытых у час {{нп5|другая суперструнная рэвалюцыя|другой суперструннай рэвалюцыі|en|Second Superstring Revolution}}.

Стромінджэр і Вафа змаглі вылічыць лік перастановак мікраскапічных кампанентаў чорнай дзіркі, пры якіх агульныя назіраныя характарыстыкі, напрыклад [[маса]] і [[электрычны зарад|зарад]], застаюцца нязменнымі. Тады [[энтрапія]] гэтага стану па азначэнні роўная [[лагарыфм]]у атрыманага ліку — колькасці магчымых мікрастанаў {{нп5|тэрмадынамічная сістэма|тэрмадынамічнай сістэмы|ru|Термодинамическая система}}. Затым яны параўналі вынік з плошчай [[гарызонт падзей|гарызонту падзей]] чорнай дзіркі — гэтая плошча прапарцыянальная энтрапіі чорнай дзіркі, як прадказана Бекенштэйнам і Хокінгам на аснове класічнага разумення<ref name="Gross"/>, — і атрымалі ідэальную згоду<ref name="bh2">{{cite web
 |url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1199352/bh/blackh5.html
 |title       = Черные дыры. Ответ из теории струн
 |publisher   = Перевод "Официального Сайта Теории Суперструн"
 |accessdate  = 2009-10-18
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/6184UxQ4E?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1199352/bh/blackh5.html
 |archivedate = 22 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref> Па меншай меры, для класа экстрэмальных чорных дзірак Стромінджэру і Вафе ўдалося знайсці прыкладанне тэорыі струн для аналізу мікраскапічных кампанентаў і дакладнага вылічэння адпаведнай энтрапіі. Практычна адначасова, з розніцаю ў некалькі тыдняў, да такой жа энтрапіі для амаль экстрэмальных чорных дзірак прыйшлі і Курт Калан і {{нп5|Хуан Малдасена||ru|Малдасена, Хуан}} з Прынстана{{sfn|Susskind|2008|p=391}}.

Вынікі гэтай групы, аднак, распасціраліся далей. Так як яны змаглі сканструяваць не зусім экстрэмальную чорную дзірку, яны змаглі разлічыць таксама і скорасць выпарэння дадзенага аб’екта, якая супала з вынікамі Хокінга<ref>Экстрэмальныя чорныя дзіркі ў рамках тэрмадынамікі чорных дзірак маюць нулявую тэмпературу і не выпараюцца — ад іх няма [[Выпраменьванне Хокінга|выпраменьвання Хокінга]].</ref>. Гэты вынік быў пацверджаны ў тым жа годзе працамі дзвюх пар індыйскіх фізікаў: Саміт Дас і Самір Матуру, і Гаўтам Мандал і Спента Вадзья атрымалі тую ж скорасць выпарэння. Гэты поспех паслужыў адным з доказаў адсутнасці {{нп5|Знікненне інфармацыі ў чорнай дзірцы|страты інфармацыі|ru|Исчезновение информации в чёрной дыре}} пры ўтварэнні і выпарэнні чорных дзірак{{sfn|Susskind|2008|p=393}}.

У 2004 годзе каманда Саміра Матуру з універсітэта Агая занялася пытаннем аб унутранай будове струннай чорнай дзіркі. У выніку яны паказалі, што амаль заўсёды замест масы асобных струн ўзнікае адна — вельмі доўгая струна, кавалачкі якой будуць увесь час «вытыркаюць» за гарызонт падзей за кошт квантавых флуктуацый, і адпаведна адрывацца, забяспечваючы выпарэнне чорнай дзіркі. [[Гравітацыйная сінгулярнасць|Сінгулярнасці]] ўнутры такога клубка не ўтворыцца, а яго памер у дакладнасці супадае з памерам класічнага гарызонту. У іншай мадэлі, якую развілі Гэры Горавіц з [[Каліфарнійскі ўніверсітэт у Санта-Барбары|Універсітэта Каліфорніі ў Санта-Барбары]] і Хуан Малдасена з {{нп5|Інстытут перспектыўных даследаванняў|Інстытута перспектыўных даследаванняў|ru|Институт перспективных исследований}}, сінгулярнасць прысутнічае, але інфармацыя ў яе не трапляе, бо за кошт [[квантавая тэлепартацыя|квантавай тэлепартацыі]] выходзіць з чорнай дзіркі, змяняючы характарыстыкі [[выпраменьванне Хокінга|выпраменьвання Хокінга]], якое цяпер становіцца не зусім цеплавым — гэтыя пабудовы грунтуюцца на гіпотэзе {{нп5|AdS/CFT-адпаведнасць|AdS/CFT-адпаведнасці|en|AdS/CFT correspondence}}. Усе такія мадэлі, аднак, дагэтуль носяць папярэдні характар<ref>{{артыкул|аўтар=Роман Георгиев.|загаловак=Теория струн и чёрные дыры|спасылка=http://www.computerra.ru/xterra/37506/|выданне=Компьютерра-Онлайн|год=01 февраля 2005 года|archiveurl=https://web.archive.org/web/20121130045012/http://www.computerra.ru/xterra/37506/|archivedate=30 лістапада 2012}}—  из первоисточника 28-11-2012.</ref>.

== Белыя дзіркі ==

{{Асноўны артыкул|Белая дзірка}}

Белая дзірка з’яўляецца часавай супрацьлегласцю чорнай дзіркі<ref>[http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-dict.html Словарь терминов]</ref> — калі з чорнай дзіркі немагчыма выбрацца, то ў белую дзірку немагчыма патрапіць. Белай дзіркай з’яўляецца вобласць IV у пашыранай {{нп5|прастора-час Шварцшыльда|прасторы-часе Шварцшыльда|ru|пространство-время Шварцшильда}} — у яе немагчыма патрапіць з абласцей I і III, а вось з яе трапіць у вобласці I і III можна. Паколькі [[агульная тэорыя адноснасці]] і большасць іншых тэорый [[гравітацыя|гравітацыі]] абарачальныя ў часе, то можна развярнуць рашэнне [[гравітацыйны калапс|гравітацыйнага калапсу]] ў часе і атрымаць аб’ект, які не схлопваецца, фарміруючы вакол сябе гарызонт падзей будучыні і сінгулярнасць пад ім, а наадварот, аб’ект, які нараджаецца з нябачнай сінгулярнасці пад гарызонтам падзей мінулага і затым разлятаецца, знішчаючы гарызонт — гэта і будзе белая дзірка.

На сённяшні дзень невядомыя фізічныя аб’екты, якія можна дакладна лічыць белымі дзіркамі. Больш таго, не вядомыя і тэарэтычныя механізмы іх утварэння акрамя рэліктавага — адразу пасля [[Вялікі выбух|Вялікага выбуху]], а таксама вельмі спекуляцыйнай ідэі, якую немагчыма пацвердзіць разлікамі, што белыя дзіркі могуць утварацца пры выхадзе з-за [[гарызонт падзей|гарызонту падзей]] рэчыва чорнай дзіркі, якая знаходзіцца ў іншым часе. Няма і перадумоў па метадах пошуку белых дзірак. Зыходзячы з гэтага, белыя дзіркі лічацца зараз абсалютна гіпатэтычнымі аб’ектамі, дапушчальнымі тэарэтычна [[агульная тэорыя адноснасці|агульнай тэорыяй адноснасці]], але наўрад ці існуючымі ў Сусвеце, у адрозненне ад чорных дзірак.

Ізраільскія астраномы Алон Рэтер і Шлома Хелер мяркуюць, што анамальны {{нп5|гама-ўсплёск||ru|Гамма-всплеск}} {{нп5|GRB 060614||en|GRB 060614}}, які адбыўся ў 2006 годзе, быў «белай дзіркай»<ref>[http://www.mk.ru/science/article/2011/05/31/593599-vo-vselennoy-vpervyie-otkryit-gigantskiy-antipod-chernoy-dyiryi.html Во Вселенной впервые открыт гигантский антипод черной дыры] ''Московский комсомолец'', 31 мая 2011</ref><ref>{{cite web
 |url         = http://www.membrana.ru/particle/16190
 |title       = Израильтяне нашли белую дыру
 |author      = Леонид Попов
 |date        = 27 мая 2011
 |accessdate  = 2012-05-03
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67ytY1GU7?url=http://www.membrana.ru/particle/16190
 |archivedate = 27 мая 2012
 |url-status     = dead
}}</ref>.

== Чорныя дзіркі ў Сусвеце ==

З часу тэарэтычнага прадказання чорных дзірак заставалася адкрытым пытанне аб іх існаванні, бо наяўнасць рашэння тыпу «чорная дзірка» яшчэ не гарантуе, што існуюць механізмы ўтварэння падобных аб’ектаў у Сусвеце. З матэматычнага пункту гледжання вядома, што як мінімум калапс [[гравітацыйныя хвалі|гравітацыйных хваль]] у [[агульная тэорыя адноснасці|агульнай тэорыі адноснасці]] ўстойліва вядзе да фарміравання [[гарызонт падзей|пасткавых паверхняў]], а такім чынам, і чорнай дзіркі, як даказана {{нп5|Дэметрыяс Хрыстадулу|Дэметрыясам Крыстадулу|ru|Христодулу, Димитриос}} ў 2000-х гадах ({{нп5|Прэмія Шаа||ru|Премия Шао}} за 2011 год).

З фізічнага пункту гледжання вядомыя механізмы, якія могуць прыводзіць да таго, што некаторая вобласць прасторы-часу будзе мець тыя ж уласцівасці (тую ж геаметрыю), што і адпаведная вобласць у чорнай дзірцы.

Намаляваная цёмным колерам вобласць запоўнена рэчывам зоркі, і яе метрыка вызначаецца ўласцівасцямі гэтага рэчыва. А вось светла-шэрая вобласць супадае з адпаведнай вобласцю [[прастора-час Шварцшыльда|прасторы Шварцшыльда]]. Менавіта аб такіх сітуацыях у астрафізіцы кажуць як аб утварэнні чорных дзірак, што з фармальнага пункту гледжання з’яўляецца некаторай вольнасцю мовы{{efn|Пакуль нічога не сказана аб геаметрыі прасторы-часу ў будучыні, мы не ведаем, ці ўсе прычынныя крывыя застаюцца ў <math>O</math> і, такім чынам, не можам сказаць, ці з’яўляецца яна чорнай дзіркай, а паверхня <math>r=r_s</math> — гарызонтам падзей. Аднак, гэта ніяк не ўплывае на працэсы ў вобласці, паказанай на малюнку, таму гэтую тонкасць звычайна можна ігнараваць.}}. Звонку, тым не менш, ужо вельмі хутка гэты аб’ект стане практычна неадрозны ад чорнай дзіркі па ўсіх сваіх уласцівасцях, таму дадзены тэрмін выкарыстоўваецца і ў дачыненні да канфігурацыі, якая атрымліваецца, з вельмі вялікай ступенню дакладнасці<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1180438|title=Образование черных дыр|author=С. Б. Попов, М. Е. Прохоров|publisher=Astronet|lang=ru|accessdate=2012-06-02|archiveurl=https://web.archive.org/web/20081017144110/http://www.astronet.ru/db/msg/1180438|archivedate=17 кастрычніка 2008|url-status=live}}</ref>.

У рэчаіснасці з-за акрэцыі рэчыва, з аднаго боку, і (магчыма) [[хокінгаўскае выпраменьванне|хокінгаўскага выпраменьвання]], з другога, прастора-час вакол [[калапсар]]а адхіляецца ад прыведзеных вышэй дакладных рашэнняў [[ураўненні Эйнштэйна|ураўненняў Эйнштэйна]]. І хоць у любой невялікай вобласці (акрамя наваколляў сінгулярнасці) метрыка скажона нязначна, глабальная прычынная структура прасторы-часу можа адрознівацца кардынальна. У прыватнасці, сапраўдная прастора-час можа, паводле некаторых тэорый, ужо і не мець гарызонту падзей{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|1986|loc=§ 13.3. Что остается при квантовом распаде черной дыры?|name="NovFrol133"}}. Гэта звязана з тым, што наяўнасць або адсутнасць гарызонту падзей вызначаецца, сярод іншага, і падзеямі, якія адбываюцца ў бясконца аддаленай будучыні назіральніка<ref>{{кніга
 |частка          = § 3.1 
 |аўтар          = И. Д. Новиков, В. П. Фролов.
 |загаловак       = Черные дыры во Вселенной
 |выдавецтва   = УФН 171 307–324
 |год            = 2001
 |спасылка         = http://ufn.ru/ufn01/ufn01_3/Russian/r013d.pdf
}}</ref>

Паводле сучасных уяўленняў, ёсць чатыры сцэнарыі ўтварэння чорнай дзіркі<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1180462/node3.html|title=Астрофизика черных дыр|author=Жан-Пьер Люмине|work=Черные дыры: Популярное введение|publisher=Astronet|accessdate=2012-06-02|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090428142605/http://www.astronet.ru/db/msg/1180462/node3.html|archivedate=28 красавіка 2009|url-status=live}}</ref><ref>{{артыкул|аўтар=Б.-Дж. Карр, С.-Б. Гиддингс.   |загаловак=Квантовые чёрные дыры|арыгінал=Scientific American. 2005, May, 48–55.|спасылка=http://fiz.1september.ru/article.php?ID=200801308|мова=ru|аўтар выдання=Сокр. пер. с англ. А.В.БЕРКОВА|выданне=Физика|тып=журнал|выдавецтва=Первое сентября|год=2008|выпуск=13}}</ref>:

* [[Гравітацыйны калапс]] (катастрафічнае сцісканне) [[граніца Опенгеймера — Волкава|досыць масіўнай]] зоркі на канчатковым этапе яе эвалюцыі.
* Калапс цэнтральнай часткі [[галактыка|галактыкі]] або протагалактычнага газу. Сучасныя ўяўленні змяшчаюць велізарную (<math>>1000M_\odot</math>) чорную дзірку ў цэнтр многіх, калі не ўсіх, [[спіральная галактыка|спіральных]] і [[эліптычная галактыка|эліптычных галактык]]. Напрыклад, у [[Галактычны цэнтр|цэнтры]] [[Млечны Шлях|нашай Галактыкі]] знаходзіцца чорная дзірка [[Стралец А*]] масаю <math>4{,}31\cdot 10^6M_\odot</math>.<ref>{{cite web|url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2002/pr-17-02.html|title=Surfing a Black Hole|accessdate=2012-05-19|date=2002-10-16|publisher=European Southern Observatory|archiveurl=https://www.webcitation.org/68e5vRrF4?url=http://www.eso.org/public/news/eso0226/|archivedate=23 чэрвеня 2012|url-status=dead}}{{ref-en}}</ref>
* Фарміраванне чорных дзірак у момант адразу пасля [[Вялікі Выбух|Вялікага Выбуху]] ў выніку флуктуацый [[гравітацыйнае поле|гравітацыйнага поля]] і/або матэрыі. Такія чорныя дзіркі называюцца {{нп5|першасная чорная дзіра|першаснымі|ru|Первичная чёрная дыра}}.
* Узнікненне чорных дзірак у ядзерных рэакцыях высокіх энергій — [[квантавыя чорныя дзіркі]].

=== Чорныя дзіркі зорных мас ===

[[Файл:Black hole lensing web.gif|frame|alt=Шварцшильдовская чёрная дыра|Мадэляванне [[Гравітацыйная лінза|гравітацыйнага лінзіравання]] чорнай дзіркай, якая скажае выяву [[Галактыка|галактыкі]], перад якой яна праходзіць.]]
[[Файл:NGC 300 X-1 (artist’s impression).jpg|thumb|240px|right|Чорная дзірка NGC 300 X-1 у прадстаўленні мастака. Ілюстрацыя ESO.]]

{{нп5|Чорная дзіра зорнай масы|Чорныя дзіркі зорных мас|ru|Чёрная дыра звёздной массы}} утвараюцца як канечны этап жыцця зоркі, пасля поўнага выгарання тэрмаядзернага паліва і спынення рэакцыі зорка тэарэтычна павінна пачаць астываць, што прывядзе да памяншэння ўнутранага ціску і сціскання зоркі пад дзеяннем гравітацыі. Сцісканне можа спыніцца на пэўным этапе, а можа перайсці ў імклівы [[гравітацыйны калапс]]. У залежнасці ад масы зоркі і [[момант імпульсу|вярчальнага моманту]] магчымыя наступныя канечныя станы:

* Згаслая вельмі шчыльная зорка, якая складаецца ў асноўным, у залежнасці ад масы, з [[гелій|гелію]], [[вуглярод]]у, [[кісларод]]у, [[неон]]у, [[магній|магнію]], [[крэмній|крэмнію]] або [[жалеза]] (асноўныя элементы пералічаныя ў парадку ўзрастання масы астатку зоркі). Такія рэшткі называюць [[Белы карлік|белымі карлікамі]], маса іх абмяжоўваецца зверху [[мяжа Чандрасекара|мяжою Чандрасекара]].
* [[Нейтронная зорка]], маса якой абмежавана [[Мяжа Опенгеймера — Волкава|мяжою Опенгеймера — Волкава]].
* Чорная дзірка.

Па меры павелічэння масы астатку зоркі адбываецца рух раўнаважнай канфігурацыі ўніз па вышэйпрыведзенай паслядоўнасці. Круцільны момант павялічвае гранічныя масы на кожнай ступені, але не якасна, а колькасна (максімум у 2-3 разы).

Умовы (галоўным чынам, маса), пры якіх канчатковым станам эвалюцыі зоркі з’яўляецца чорная дзірка, вывучаны недастаткова добра, бо для гэтага неабходна ведаць паводзіны і станы рэчыва пры надзвычай высокіх шчыльнасцях, недаступных эксперыментальнаму вывучэнню. Дадатковыя складанасці ўяўляе мадэляванне зорак на пазнейшых этапах іх эвалюцыі з-за складанасці ўзнікаючага хімічнага саставу і рэзкага памяншэння характэрнага часу праходжання працэсаў. Дастаткова згадаць, што адны з найбуйнейшых касмічных катастроф, успышкі [[звышновая зорка|звышновых]], узнікаюць менавіта на гэтых этапах [[Эвалюцыя зорак|эвалюцыі зорак]]. Розныя мадэлі даюць ніжнюю ацэнку масы чорнай дзіркі, якая атрымліваецца ў выніку гравітацыйнага калапсу, ад 2,5 да 5,6 мас Сонца. Радыус чорнай дзіркі пры гэтым вельмі малы — некалькі дзясяткаў кіламетраў.

Пазней чорная дзірка можа разрасціся за кошт паглынання рэчыва — як правіла, гэта газ суседняй зоркі ў [[падвойная зорка|падвойных зорных сістэмах]] (сутыкненне чорнай дзіркі з любым іншым астранамічным аб’ектам вельмі малаверагодна з-за яе малога дыяметра). Працэс падзення газу на любы кампактны астрафізічны аб’ект, у тым ліку і на чорную дзірку, называецца [[акрэцыя]]й. Пры гэтым з-за кручэння газу фарміруецца [[акрэцыйны дыск]], у якім рэчыва разганяецца да рэлятывісцкіх скарасцей, награваецца і ў выніку моцна выпраменьвае, у тым ліку і ў [[рэнтгенаўскі дыяпазон|рэнтгенаўскім дыяпазоне]], што дае прынцыповую магчымасць выяўляць такія акрэцыйныя дыскі (і, такім чынам, чорныя дзіркі) пры дапамозе ультрафіялетавых і {{нп5|рэнтгенаўскі тэлескоп|рэнтгенаўскіх тэлескопаў|ru|Рентгеновский телескоп}}. Асноўнай праблемай з’яўляецца малая велічыня і цяжкасць рэгістрацыі адрозненняў акрэцыйных дыскаў нейтронных зорак і чорных дзірак, што прыводзіць да няўпэўненасці ў ідэнтыфікацыі астранамічных аб’ектаў з чорнымі дзіркамі. Асноўнае адрозненне заключаецца ў тым, што газ, які падае на ўсе аб’екты, рана ці позна сустракае цвёрдую паверхню, што прыводзіць да інтэнсіўнага выпраменьвання пры тармажэнні, але воблака газу, якое падае на чорную дзірку, з-за неабмежавана росту [[гравітацыйнае запаволенне часу|гравітацыйнага запаволення часу]] ([[чырвонае зрушэнне|чырвонага зрушэння]]) проста хутка цьмянее пры набліжэнні да гарызонту падзей, што назіралася [[тэлескоп Хабл|тэлескопам Хабл]] у выпадку крыніцы {{нп5|Лебедзь X-1|Лебедзь X-1|ru|Лебедь X-1}}<ref>{{cite web|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2001/03/text/|title='Death Spiral' Around a Black Hole Yields Tantalizing Evidence of an Event Horizon|date=January 11, 2001|lang=en|accessdate=2010-01-24|archiveurl=https://www.webcitation.org/617i332RK?url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2001/03/text/|archivedate=22 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>.

Сутыкненне чорных дзірак з іншымі зоркамі, а таксама сутыкненне [[нейтронная зорка|нейтронных зорак]], якое выклікае ўтварэнне чорнай дзіркі, прыводзіць да магутнага [[гравітацыйныя хвалі|гравітацыйнага выпраменьвання]], якое можна выяўляць пры дапамозе {{нп5|гравітацыйны тэлескоп|гравітацыйных тэлескопаў|ru|Гравитационный телескоп}}. Так 11 лютага 2016 года супрацоўнікі [[LIGO]] аб'явілі аб {{нп5|адкрыццё гравітацыйных хваль|выяўленні гравітацыйных хваль|ru|Открытие гравитационных волн}}<ref>[https://www.nytimes.com/2016/02/12/science/ligo-gravitational-waves-black-holes-einstein.html Gravitational Waves Detected, Confirming Einstein’s Theory — The New York Times<!-- Заголовок добавлен ботом -->] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160211165128/http://www.nytimes.com/2016/02/12/science/ligo-gravitational-waves-black-holes-einstein.html |date=2016-02-11 }}</ref>, узніклых пры зліцці дзвюх чорных дзір з масамі каля 30 сонечных мас на адлегласці каля 1,3 млрд [[светлавы год|светлавых гадоў]] ад Зямлі<ref>[http://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.061102 Phys. Rev. Lett. 116, 061102 (2016) — Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger<!-- Заголовок добавлен ботом -->]</ref><ref>[http://www.gazeta.ru/science/2016/02/11_a_8068283.shtml Учёные объявили об открытии гравитационных волн — Газета. Ru<!-- Заголовок добавлен ботом -->] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160213043239/http://www.gazeta.ru/science/2016/02/11_a_8068283.shtml |date=2016-02-13 }}</ref>.

Акрамя таго ёсць паведамленні аб назіранні ў рэнтгенаўскім дыяпазоне сутыкненняў чорных дзір з зоркамі<ref>[http://www.membrana.ru/lenta/?2701 Астрономы доказали: чёрные дыры действительно «съедают» звёзды] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20080508213140/http://www.membrana.ru/lenta/?2701 |date=8 мая 2008 }}</ref>. 25 жніўня 2011 года з’явілася паведамленне аб тым, што ўпершыню ў гісторыі навукі група японскіх і амерыканскіх спецыялістаў змагла ў сакавіку 2011 года зафіксаваць момант гібелі зоркі, якую паглынае чорная дзірка<ref>{{cite web|url=http://www.itar-tass.com/c11/211304.html|title=Ученым из Японии и США впервые в истории удалось зафиксировать момент гибели звезды|author=Василий Головнин.|date=25.08.2011|publisher=[[ИТАР-ТАСС]]|accessdate=2011-08-25|archiveurl=https://www.webcitation.org/65AXYv00u?url=http://www.itar-tass.com/c11/211304.html|archivedate=3 лютага 2012|url-status=live}}</ref><ref>{{cite web|url=http://lenta.ru/news/2011/08/25/black/|title=Астрономы взвесили хищную дыру в созвездии Дракона|date=25.08.2011|publisher=[[Lenta.ru]]|accessdate=2011-08-25|archiveurl=https://www.webcitation.org/65AXazuIx?url=http://lenta.ru/news/2011/08/25/black/|archivedate=3 лютага 2012|url-status=live}}</ref>.

Найбліжэйшым кандыдатам у чорныя дзіры з'яўляецца адзін з кампанентаў падвойнай сістэмы {{нп5|A0620-00||ru|}} (V616 Аднарога), які знаходзіцца на адлегласці 3000 св. гадоў ад Сонца. [[Лебедзь X-1]] знаходзіцца на адлегласці 6070 св. гадоў, [[VLA J213002.08 + 120904]] — на адлегласці 7200 св. гадоў<ref>[http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/clandestine-black-hole-may-represent-new-population.html Clandestine Black Hole May Represent New Population] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160701081140/http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/clandestine-black-hole-may-represent-new-population.html |date=2016-07-01 }}</ref>.

=== Звышмасіўныя чорныя дзіркі ===

{{Асноўны артыкул|Звышмасіўная чорная дзірка}}

Разрослыя вельмі вялікія чорныя дзіркі, паводле сучасных уяўленняў, утвараюць {{нп5|галактычнае ядро|ядры|ru|Галактическое ядро}} большасці [[галактыка|галактык]]. У іх лік уваходзіць і масіўная чорная дзірка ў ядры [[Млечны Шлях|нашай Галактыкі]] — [[Стралец A*]].

У цяперашні час існаванне чорных дзірак зорных і галактычных маштабаў лічыцца большасцю навукоўцаў надзейна даказаным астранамічнымі назіраннямі<ref>Friedrich W. Hehl, Claus Kiefer, Ralph J. K. Metzler (Eds.) Black holes: Theory and observation (Proceedings of the 179th W. E. Heraeus Seminar Held at Bad Honnef, Germany, 18—22 August 1997) / Springer, 1998. Lecture Notes in Physics 514. ISBN 3-540-65158-6.</ref>.

Амерыканскія астраномы ўстанавілі, што масы звышмасіўных чорных дзірак могуць быць значна недаацэненыя. Даследчыкі ўстанавілі, што для таго, каб зоркі рухаліся ў галактыцы [[Аб'ект Месье M87|М87]] (якая размешчана на адлегласці 50 мільёнаў светлавых гадоў ад Зямлі) так, як гэта назіраецца цяпер, маса цэнтральнай чорнай дзіры павінна быць як мінімум 6,4 мільярда сонечных мас, гэта значыць у два разы больш цяперашніх ацэнак ядра М87, якія складаюць 3 млрд сонечных мас<ref>{{cite web|date=9 июня 2009|url=http://lenta.ru/news/2009/06/09/holes/|title=Сверхмассивные черные дыры оказались еще массивнее|publisher=[[Lenta.ru]]|accessdate=2010-08-14|archiveurl=https://www.webcitation.org/617i3h3lX?url=http://lenta.ru/news/2009/06/09/holes/|archivedate=22 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>.

=== Першасныя чорныя дзіркі ===

{{Асноўны артыкул|Першасная чорная дзірка}}

Першасныя чорныя дзіркі ў цяперашні час носяць статус гіпотэзы. Калі ў пачатковыя моманты жыцця Сусвету існавалі дастатковай велічыні адхіленні ад аднароднасці гравітацыйнага поля і шчыльнасці матэрыі, то з іх шляхам калапсу маглі ўтварацца чорныя дзіркі<ref>Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Релятивистская астрофизика. М.: Наука, 1967</ref>. Пры гэтым іх маса не абмежаваная знізу, як пры зорным калапсе — іх маса, верагодна, магла б быць дастаткова малой. Выяўленне першасных чорных дзірак уяўляе асаблівую цікавасць у сувязі з магчымасцямі вывучэння з’явы {{нп5|выпарэнне чорных дзір|выпарэння чорных дзірак|en|Black hole evaporation}} (гл. вышэй){{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|1986|loc=§ 13.1. Первичные черные дыры.}}.

=== Квантавыя чорныя дзіркі ===
{{Асноўны артыкул|Квантавая чорная дзірка}}

Мяркуецца, што ў выніку ядзерных рэакцый могуць узнікаць ўстойлівыя мікраскапічныя чорныя дзіркі, так званыя квантавыя чорныя дзіркі. Для матэматычнага апісання такіх аб’ектаў неабходна [[квантавая тэорыя гравітацыі]]. Аднак з агульных меркаванняў<ref>{{cite web|url=http://www.popmech.ru/article/296-udivitelnaya-istoriya-chernyih-dyir/|title=Удивительная история черных дыр: Конец звездной судьбы|accessdate=2012-04-27|archiveurl=https://www.webcitation.org/67ytZSwar?url=http://www.popmech.ru/article/296-udivitelnaya-istoriya-chernyih-dyir/|archivedate=27 мая 2012|url-status=dead}}</ref> вельмі верагодна, што спектр мас чорных дзірак дыскрэтны і існуе мінімальная чорная дзірка — [[планкаўская чорная дзірка]]. Яе маса — каля 10<sup>−5</sup> г, радыус — 10<sup>−35</sup> м. [[Комптанаўская даўжыня хвалі]] планкаўскай чорнай дзіркі па парадку велічыні роўная яе [[гравітацыйны радыус|гравітацыйнаму радыусу]]<ref name="Berezin" />.

Такім чынам, усе «элементарныя аб’екты» можна падзяліць на элементарныя часціцы (іх даўжыня хвалі больш іх гравітацыйнага радыуса) і чорныя дзіркі (даўжыня хвалі менш гравітацыйнага радыуса). Планкаўская чорная дзірка з’яўляецца пагранічным аб’ектам, для яе можна сустрэць назву [[максімон]], якая паказвае на тое, што гэта самая цяжкая з магчымых элементарных часціц. Часам ужываецца для яе абазначэння іншы тэрмін — [[планкеон]].

У апошні час прапанаваны эксперыменты з мэтай выяўлення сведчанняў з’яўлення чорных дзірак у ядзерных рэакцыях. Аднак для непасрэднага сінтэзу чорнай дзіркі ў [[паскаральнік зараджаных часціц|паскаральніку]] неабходная недасяжная на сёння энергія 10<sup>26</sup> эВ. Відаць, у рэакцыях звышвысокіх энергій могуць узнікаць віртуальныя прамежкавыя чорныя дзіркі.

Эксперыменты па пратон-пратонных сутыкненнях з поўнай энергіяй 7 ТэВ на [[Вялікі адронны калайдар|Вялікім адронным калайдары]] паказалі, што гэтай энергіі недастаткова для ўтварэння мікраскапічных чорных дзірак. На падставе гэтых дадзеных робіцца выснова, што мікраскапічныя чорныя дзіркі павінны быць цяжэй 3,5-4,5 ТэВ у залежнасці ад канкрэтнай рэалізацыі<ref>{{cite web|url=http://elementy.ru/news/431477|title=Элементы: Микроскопических черных дыр на LHC не видно|accessdate=2012-04-27|archiveurl=https://www.webcitation.org/67ytd7izN?url=http://elementy.ru/news/431477|archivedate=27 мая 2012|url-status=live}}</ref>.

== Выяўленне чорных дзірак ==

На дадзены момант навукоўцамі выяўлена каля тысячы аб’ектаў у Сусвеце, якія лічацца чорнымі дзірамі. Усяго ж, мяркуюць навукоўцы, існуюць дзясяткі мільёнаў такіх аб’ектаў<ref>{{cite web
 |url         = http://www.universetoday.com/589/finding-all-the-black-holes/
 |title       = Finding All the Black Holes
 |author      = FRASER CAIN
 |date        = SEPTEMBER 8, 2006
 |accessdate  = 2012-05-03
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67yteZegn?url=http://www.universetoday.com/589/finding-all-the-black-holes/
 |archivedate = 27 мая 2012
 |url-status     = live
}}</ref>.

У цяперашні час адзіны дакладны спосаб адрозніць чорную дзірку ад аб’екта іншага тыпу заключаецца ў тым, каб вымераць масу і памеры аб’екта і параўнаць яго радыус з гравітацыйным радыусам, які задаецца формулай
<center>
<math>\ R_g = {2GM \over c^2},</math>
</center>
дзе <math>\ G</math> — гравітацыйная пастаянная, <math>\ M</math> — маса аб’екта, <math>\ c</math> — скорасць святла{{sfn|Wald|1984|с=124—125.}}.

=== Звышмасіўныя чорныя дзіркі ===

{{Асноўны артыкул|Звышмасіўная чорная дзірка}}

Найбольш надзейнымі лічацца сведчанні аб існаванні [[звышмасіўная чорная дзіра|звышмасіўных чорных дзірак]] у цэнтральных абласцях галактык. Сёння адрознівальная здольнасць [[тэлескоп]]аў недастатковая для таго, каб адрозніваць вобласці прасторы памерам парадку гравітацыйнага радыуса чорнай дзіркі (акрамя [[Стралец А*|чорнай дзіркі ў цэнтры нашай Галактыкі]], якая назіраецца метадамі {{нп5|радыёінтэрфераметрыя са звышдоўгімі базамі|радыёінтэрфераметрыі са звышдоўгай базай|ru|Радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами}} на граніцы іх адрознівальнай здольнасці). Таму ў ідэнтыфікацыі цэнтральных аб’ектаў галактык як чорных дзірак ёсць пэўная ступень дапушчэння (акрамя цэнтра [[Млечны Шлях|нашай Галактыкі]]). Лічыцца, што ўстаноўленая верхняя граніца памераў гэтых аб’ектаў недастатковая, каб разглядаць іх як скопішчы [[белы карлік|белых]] або [[карычневы карлік|карычневых карлікаў]], [[нейтронная зорка|нейтронных зорак]] ці нават {{нп5|чорная дзіра зорнай масы|чорных дзірак звычайнай масы|ru|Чёрная дыра звёздной массы}}.

Існуе мноства спосабаў вызначыць масу і арыенціровачныя памеры звышмасіўнага цела, аднак большасць з іх заснавана на вымярэнні характарыстык арбіт аб’ектаў, якія верцяцца вакол іх (зорак, {{нп5|астранамічная радыёкрыніца|радыёкрыніц|ru|Астрономический радиоисточник}}, газавых дыскаў). У самым простым і досыць частым выпадку абарачэнне адбываецца па кеплераўскіх арбітах, пра што кажа прапарцыянальнасць скорасці кручэння спадарожніка квадратнаму кораню з [[вялікая паўвось|вялікай паўвосі]] арбіты:

<center>
<math>\ V = \sqrt{GM \over r}.</math>
</center>

У гэтым выпадку маса цэнтральнага цела знаходзіцца па вядомай формуле

<center>
<math>\ M = {V^2r \over G}.</math>
</center>

У шэрагу выпадкаў, калі аб’екты-спадарожнікі ўяўляюць сабой суцэльнае асяроддзе (газавы дыск, шчыльнае [[зорнае скопішча]]), якое сваім прыцяжэннем уплывае на характарыстыкі арбіты, радыяльнае размеркаванне масы ў ядры галактыкі атрымліваецца шляхам рашэння т. зв. {{нп5|кінетычнае ўраўненне Больцмана|бессутыкняльнага ўраўнення Больцмана|ru|Кинетическое уравнение Больцмана}}<ref name="KormendyRichstone">{{артыкул|аўтар=Kormendy J., Richstone D.|загаловак=Inward Bound – the Search of Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA%26A..33..581K|выданне=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|год=1995|volume=33|старонкі=581}}</ref>.

==== Непасрэдныя вымярэнні памераў крыніц выпраменьвання ====

Калі радыёкрыніца [[Стралец A*]] знаходзіцца каля гарызонту падзей чорнай дзіркі, яна будзе выглядаць як пляма, размазаная і ўзмоцненая [[гравітацыйнае лінзіраванне|гравітацыйным лінзіраваннем]]. Таму калі крыніца знаходзіцца паблізу ад [[гарызонт падзей|гарызонту падзей]] і пакрывае ўсю дзірку, яе памер павінен быць не менш 5,2 [[радыус Шварцшыльда|радыуса Шварцшыльда]], што для аб’екта ў цэнтры нашай Галактыкі дае вуглавы памер прыкладна ў 52 мікрасекунды дугі. Гэта нават некалькі больш назіранага ў 1,3 мм [[радыёхвалі|радыёхвалях]] памеру ў <math>37^{+16}_{-10}</math> мікрасекунд, што паказвае, што выпраменьванне не зыходзіць з паверхні ўсёй дзіркі, але засяроджана ў вобласці побач з ёй, магчыма, на краі [[акрэцыйны дыск|акрэцыйнага дыска]] ці ў {{нп5|рэлятывісцкі струмень|рэлятывісцкім струмені|ru|Релятивистская струя}} матэрыялу, выкінутага з гэтага дыска<ref name="EHS">{{артыкул|аўтар = Sh. Doeleman et al. | загаловак = Event-horizon-scale structure in the supermassive black hole candidate at the Galactic Centre | мова= en | выданне= [[Nature]] | том = 455 | старонкі = 78–80 | год = 2008 | doi = 10.1038/nature07245 | pmid = 18769434 | нумар = 7209 | bibcode=2008Natur.455...78D}}</ref>.

==== Метад адносін маса-свяцільнасць ====

Асноўным метадам пошуку звышмасіўных чорных дзір у цяперашні час з’яўляецца даследаванне размеркавання яркасці і скорасці руху зорак у залежнасці ад адлегласці да цэнтра галактыкі. Размеркаванне яркасці здымаецца фотаметрычнымі метадамі пры фатаграфаванні галактык з вялікім разрозненнем, скорасці зорак — па [[чырвонае зрушэнне|чырвоным зрушэнні]] і пашырэннем ліній паглынання ў спектры зоркі.

Маючы размеркаванне скорасці зорак <math>V(r)</math>, можна знайсці радыяльнае размеркаванне мас <math>M(r)</math> у галактыцы. Напрыклад, пры эліптычнай сіметрыі поля скарасцей рашэнне {{нп5|кінетычнае ўраўненне Больцмана|ўраўнення Больцмана|ru|Кинетическое уравнение Больцмана}} дае наступны вынік<ref name="KormendyRichstone" />:

<center>
<math>\ M(r) = {V^2 r\over G} + {\sigma _r^2 r\over G} \left[ 
-{d\ln\,\nu \over d\ln\,r}
-{d\ln\,\sigma_r^2 \over d\ln\,r}
-\left( 1 - {\sigma_\theta^2 \over \sigma_r^2}\right)
-\left( 1 - {\sigma_\phi^2 \over \sigma_r^2}\right)
 \right], </math>
</center>

дзе <math>\ V</math> — скорасць кручэння, <math>\sigma _r</math>, <math>\sigma_\theta </math> і <math>\sigma_\phi</math> — радыяльная і азімутальная праекцыі дысперсіі скорасці, <math>G</math> — гравітацыйная пастаянная, <math>\nu</math> — шчыльнасць зорнага рэчыва, якая звычайна прымаецца прапарцыянальнай свяцільнасці.

Паколькі чорная дзірка мае вялікую масу пры нізкай свяцільнасці, адною з прыкмет наяўнасці ў цэнтры галактыкі [[звышмасіўная чорная дзіра|звымасіўнай чорнай дзіры]] могуць служыць высокія адносіны масы да свяцільнасці <math> M/L </math> для ядра галактыкі. Шчыльнае скопішча звычайных зорак мае адносіных <math> M/L </math> парадку адзінкі (маса і свяцільнасць выражаюцца ў масах і свяцільнасцях Сонца), таму значэнні <math> M/L \gg 1</math> (для некаторых галактык <math>M/L>1000</math>) з’яўляюцца прыкметай наяўнасці звышмасіўнай чорнай дзіры. Магчымыя, аднак, альтэрнатыўныя тлумачэнні гэтага феномена: скопішчы [[белы карлік|белых]] або [[карычневы карлік|карычневых карлікаў]], [[нейтронная зорка|нейтронных зорак]], чорных дзірак звычайнай масы.

==== Вымярэнне скорасці кручэння газу ====

У апошні час дзякуючы павышэнню адрознівальнай здольнасці тэлескопаў стала магчымым назіраць і вымяраць скорасці руху асобных аб’ектаў у непасрэднай блізкасці ад цэнтра галактык. Так, пры дапамозе спектрографа FOS (Faint Object Spectrograph) касмічнага тэлескопа [[Хабл (касмічны тэлескоп)|«Хабл»]] групай пад кіраўніцтвам Х. Форда была выяўленая круцільная газавая структура ў цэнтры галактыкі [[M87 (галактыка)|M87]]. скорасць кручэння газу на адлегласці каля 60 св. гадоў ад цэнтра галактыкі склала 550 км/с, што адпавядае кеплераўскай арбіце з масай цэнтральнага цела парадку 3{{e|9}} мас Сонца. Нягледзячы на вялізную масу цэнтральнага аб’екта, нельга сказаць з поўнай пэўнасцю, што ён з’яўляецца чорнай дзіркай, паколькі гравітацыйны радыус такой чорнай дзіркі складае каля 0,001 св. года<ref>{{артыкул
|аўтар        = Harms, Richard J.; Ford, Holland C.; Tsvetanov, Zlatan I.; Hartig, George F.; Dressel, Linda L.; Kriss, Gerard A.; Bohlin, Ralph; Davidsen, Arthur F.; Margon, Bruce; Kochhar, Ajay K.
|загаловак     = HST FOS spectroscopy of M87: Evidence for a disk of ionized gas around a massive black hole
|спасылка       = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...435L..35H
|выданне      = Astrophysical Journal, Part 2 - Letters
|тып          = 
|месца        = 
|выдавецтва = 
|год          = 1994
|volume       = 435
|нумар        = 1
|старонкі     = L35–L38 
}}</ref>.

==== Вымярэнне скорасці мікрахвалевых крыніц ====

У 1995 годзе група пад кіраўніцтвам Дж. Марана назірала кропкавыя [[мікрахвалевае выпрамяненне|мікрахвалевыя]] крыніцы, якія верцяцца ў непасрэднай блізкасці ад цэнтра галактыкі [[NGC 4258]]. Назіранні праводзіліся пры дапамозе [[радыёінтэрферометр]]а, які ўключаў сетку наземных [[радыётэлескоп]]аў, што дазволіла назіраць цэнтр галактыкі з вуглавым разрозненнем 0,001". Усяго было выяўлена 17 кампактных крыніц, размешчаных у дыскападобнай структуры радыусам каля 10 св. гадоў. Крыніцы круціліся ў адпаведнасці з [[законы Кеплера|Кеплераўскім законам]] (скорасць кручэння зваротна прапарцыянальная квадратнаму кораню з адлегласці), адкуль маса цэнтральнага аб’екта была ацэнена як 4{{e|7}} мас сонца, а верхняя граніца радыуса ядра — 0,04 св. года<ref>{{артыкул
|аўтар        = Greenhill, L. J.; Jiang, D. R.; Moran, J. M.; Reid, M. J.; Lo, K. Y.; Claussen, M. J.
|загаловак     = Detection of a Subparsec Diameter Disk in the Nucleus of NGC 4258 
|спасылка       = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...440..619G
|выданне      = Astrophysical Journal
|тып          = 
|месца        = 
|выдавецтва = 
|год          = 1995
|volume       = 440
|нумар        =
|старонкі     = 619
}}</ref>.

==== Назіранне траекторый асобных зорак ====

У 1993—1996 гадах А. Экарт і Р. Генцэль назіралі рух асобных зорак у ваколіцах цэнтра [[Млечны Шлях|нашай Галактыкі]]<ref>{{артыкул
|аўтар        = Eckart, A.; Genzel, R.
|загаловак     = Observations of stellar proper motions near the Galactic Centre
|спасылка       = http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Natur.383..415E
|выданне      = Nature
|тып          = 
|месца        = 
|выдавецтва = 
|год          = 1996
|volume       = 383
|нумар        =
|старонкі     = 415—417
}}</ref>. Назіранні праводзіліся ў [[інфрачырвонае выпрямяненне|інфрачырвоных прамянях]], для якіх слой [[касмічны пыл|касмічнага пылу]] паблізу ядра галактыкі не з’яўляецца перашкодай. У выніку ўдалося дакладна вымераць параметры руху 39 зорак, якія знаходзяцца на адлегласці ад 0,13 да 1,3 св. года ад [[Галактычны цэнтр|цэнтра галактыкі]]. Было ўстаноўлена, што рух зорак адпавядае кеплераўскаму, цэнтральнае цела масай 2,5{{e|6}} мас сонца і радыусам не больш за 0,05 св. года адпавядае становішчу кампактнай радыёкрыніцы {{нп5|Стралец-А||ru|Стрелец А}} (Sgr A).

У 1991 годзе ўступіў у строй інфрачырвоны матрычны дэтэктар SHARP I на 3,5-метровым тэлескопе [[Еўрапейская паўднёвая абсерваторыя|Еўрапейскай паўднёвай абсерваторыі]] (ESO) у {{нп5|абсерваторыя Ла-Сілья|Ла-Сільі|ru|Обсерватория Ла-Силья}} ([[Чылі]]). Камера дыяпазону 1-2,5 мкм забяспечвала разрозненне 50 вуглавых мкс на 1 [[піксель]] матрыцы. Акрамя таго, быў усталяваны 3D-спектрометр на 2,2-метровым тэлескопе той жа абсерваторыі.

Са з’яўленнем інфрачырвоных дэтэктараў высокага разрознення стала магчымым назіраць у цэнтральных абласцях галактыкі асобныя зоркі. Вывучэнне іх спектральных характарыстык паказала, што большасць з іх адносяцца да маладых зорак узростам некалькі мільёнаў гадоў. Насуперак раней прынятым поглядам было ўстаноўлена, што ў ваколіцах [[звышмасіўная чорная дзіра|звышмасіўнай чорнай дзіркі]] актыўна ідзе працэс [[зоркаўтварэнне|зоркаўтварэння]]. Мяркуюць, што крыніцай газу для гэтага працэсу з’яўляюцца два плоскія [[акрэцыя|акрэцыйныя]] газавыя кольцы, выяўленыя ў цэнтры Галактыкі ў 1980-х гадах. Аднак унутраны дыяметр гэтых кольцаў занадта вялікі, каб растлумачыць працэс зоркаўтварэння ў непасрэднай блізкасці ад чорнай дзіркі. Зоркі, якія знаходзяцца ў радыусе 1" ад чорнай дзіркі (так званыя «S-зоркі») маюць выпадковы кірунак [[арбітальны момант|арбітальных момантаў]], што супярэчыць акрэцыйнаму сцэнарыю іх узнікнення. Мяркуецца, што гэта гарачыя ядры чырвоных гігантаў, якія ўтварыліся ў аддаленых раёнах галактыкі, а затым мігравалі ў цэнтральную зону, дзе іх знешнія абалонкі былі сарваны [[прыліўныя сілы|прыліўнымі сіламі]] чорнай дзіркі<ref>{{артыкул
|аўтар        = Martins, F.; Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Genzel, R.; Ott, T.; Trippe, S.
|загаловак     = On the Nature of the Fast-Moving Star S2 in the Galactic Center 
|спасылка       = http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...672L.119M
|выданне      = The Astrophysical Journal
|тып          = 
|месца        = 
|выдавецтва = 
|год          = 2008
|volume    = 672
|нумар        =
|старонкі     = L119-L122
}}</ref>.

На 1996 год было вядома больш за 600 зорак у вобласці дыяметрам каля парсека (25") вакол радыёкрыніцы [[Стралец А*]], а для 220 з іх былі надзейна вызначаны {{нп5|радыяльная скорасць|радыяльныя скорасці|ru|Радиальная скорость}}. Ацэнка масы цэнтральнага цела складала 2-3{{e|6}} мас Сонца, радыуса — 0,2 св. гадоў

У цяперашні час (кастрычнік 2009 года) адрознівальная здольнасць інфрачырвоных дэтэктараў дасягнула 0.0003" (што на адлегласці 8 кпс адпавядае 2,5 [[астранамічная адзінка|а. а.]]). Колькасць зорак у межах 1 пс ад цэнтра галактыкі, для якіх параметры руху вымераныя, перавысіла 6000<ref>{{артыкул
|аўтар        = Schödel, R.; Merritt, D.; Eckart, A. 
|загаловак     = The nuclear star cluster of the Milky Way: proper motions and mass
|спасылка       = http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...502...91S
|выданне      = Astronomy and Astrophysics 
|тып          = 
|месца        = 
|выдавецтва = 
|год          = 2009
|volume    = 502
|нумар        =
|старонкі     = 91–111
}}</ref>.

Разлічаны дакладныя арбіты для бліжэйшых да цэнтра галактыкі 28 зорак, найбольш цікавай сярод якіх з’яўляецца зорка {{нп5|S2 (зорка)|S2|ru|S2 (звезда)}}. За час назіранняў (1992—2007), яна зрабіла поўны абарот вакол чорнай дзіркі, што дазволіла з вялікай дакладнасцю ацаніць параметры яе арбіты. Перыяд абарачэння S2 складае 15,8 ± 0,11 гадоў, вялікая паўвось арбіты 0,123" ± 0,001 (1000 а. а.), [[эксцэнтрысітэт арбіты|эксцэнтрысітэт]] 0,880 ± 0,003, максімальнае набліжэнне да цэнтральнага цела 0,015" або 120 а. а.<ref name="2009_Gillessen">{{артыкул
|аўтар        = Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Trippe, S.; Alexander, T.; Genzel, R.; Martins, F.; Ott, T. 
|загаловак     = Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center
|спасылка       = http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...692.1075G
|выданне      = The Astrophysical Journal
|тып          = 
|месца        = 
|выдавецтва = 
|год          = 2008
|volume    = 692
|нумар        =
|старонкі     = 1075-1109 
}}</ref>. Дакладнае вымярэнне параметраў арбіты S2, якая аказалася блізкай да кеплераўскай, дазволіла з высокай дакладнасцю ацаніць масу цэнтральнага цела. Паводле апошніх ацэнак яна роўная

<center>
<math>\ ( 4.31 \pm 0.06\mid _{stat} \pm \, 0.36 \mid _{R_0} ) \times 10^6 M_\odot,</math>
</center>

дзе памылка 0.06 выклікана хібнасцю вымярэння параметраў арбіты зоркі S2, а памылка 0.36 — хібнасцю вымярэння адлегласці ад Сонца да цэнтра Галактыкі<ref name="2009_Gillessen"/>.

Найбольш дакладныя сучасныя ацэнкі адлегласці да цэнтра галактыкі даюць

<center>
<math>\ R_0 = 8.33 \pm 0.35 \, \mathrm{kpc}.</math>
</center>

Пералік масы цэнтральнага цела пры змене ацэнкі адлегласці робіцца па формуле

<center>
<math>\ [ \, 4.31(R_0/8.33 \, \mathrm{kpc})^{2.19} \pm 0.06 \pm 8.6\Delta R/R_0 \, ] \times 10^6 M_\odot.</math>
</center>

[[Гравітацыйны радыус]] чорнай дзіркі масай 4{{e|6}} мас сонца складае прыкладна 12 млн км або 0,08 а. а., г. зн. у 1400 разоў менш, чым бліжэйшая адлегласць, на якую падыходзіла да цэнтральнага цела зорка [[S2 (зорка)|S2]]. Аднак сярод даследчыкаў практычна няма сумненняў, што цэнтральны аб’ект не з’яўляецца скопішчам зорак малой свяцільнасці, [[нейтронная зорка|нейтронных зорак]] ці чорных дзірак, бо сканцэнтраваныя ў такім малым аб’ёме яны непазбежна б зліліся за кароткі час у адзіны звышмасіўны аб’ект, які, згодна з [[агульная тэорыя адноснасці|АТА]], не можа быць нічым іншым, акрамя чорнай дзіркі<ref>{{артыкул|аўтар=R. Genzel, R. Schödel, T. Ott, F. Eisenhauer, R. Hofmann, and M. Lehnert|загаловак=The Stellar Cusp around the Supermassive Black Hole in the Galactic Center|спасылка=http://iopscience.iop.org/0004-637X/594/2/812/fulltext/|мова=en|выданне=The Astrophysical Journal|год=2003|том=594|старонкі=812-832|doi=10.1086/377127}}<br /><blockquote>The new orbital data now definitely exclude a dark cluster of astrophysical objects (e.g., neutron stars) or a ball of 10—60 keV fermions as possible configurations of the central mass concentration. The only nonblack hole configuration is a ball of hypothetical, heavy bosons, which would not be stable, however. The gravitational potential in the central light year of the Galactic center thus is almost certainly dominated by a massive black hole associated with Sgr A*.</blockquote></ref>.

== Напрамкі даследаванняў у фізіцы чорных дзірак ==

=== Неквантавыя з’явы ===

==== Структура чорных дзірак, якія верцяцца ====

У 1963 году новазеландскі матэматык {{нп5|Рой Кер|Рой П. Кер|ru|Керр, Рой}} знайшоў поўнае рашэнне [[ураўненні Эйнштэйна|ўраўненняў гравітацыйнага поля]] для заверчанай чорнай дзіркі, названае {{нп5|метрыка Кера|рашэннем Кера|ru|Kerr metric}}. Пасля гэтага было складзена матэматычнае апісанне геаметрыі прасторы-часу вакол масіўнага аб’екту, які верціцца. Вядома аднак, што хоць знешняе рашэнне пры [[гравітацыйны калапс|калапсе]] імкнецца да знешняй часткі рашэння Кера, для ўнутранай структуры зкалапсаваўшага аб’екта гэта ўжо не так. Сучасныя навукоўцы вядуць даследаванні з мэтай вывучыць структуру чорных дзірак, якія верцяцца і ўзнікаюць у працэсе рэальнага калапсу<ref>{{cite web
 |url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-11/kaufman-11.html
 |title       = Структура вращающихся чёрных дыр, решение Керра
 |author      = Уильям Дж. Кауфман
 |date        = 1977, перевод 1981
 |accessdate  = 2012-05-03
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67ytfCOSJ?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-11/kaufman-11.html
 |archivedate = 27 мая 2012
 |url-status     = live
}}</ref>{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|1986|loc=ГЛАВА 12. ВНУТРЕННЯЯ СТРУКТУРА ЧЕРНЫХ ДЫР.}}.

==== Узбурэнні гарызонту падзей і іх згасанне ====

[[Гарызонт падзей]] будучага з’яўляецца неабходным прыкметай чорнай дзіркі як тэарэтычнага аб’екта. Гарызонт падзей сферычных-сіметрычнай чорнай дзіркі называецца сферай Шварцшыльда і мае характэрны памер, званы [[гравітацыйны радыус|гравітацыйным радыусам]].

Энергія, магчыма, можа пакідаць чорную дзірку з дапамогай т. зв. [[выпраменьванне Хокінга|выпраменьвання Хокінга]], якое прадстаўляе сабой квантавы эфект. Калі так, сапраўдныя гарызонты падзей у строгім сэнсе ў скалапсаваўшых аб’ектаў у нашым Сусвеце не фарміруюцца. Тым не менш, паколькі астрафізічныя зкалапсаваўшыя аб’екты — гэта вельмі класічныя сістэмы, то дакладнасць іх апісання класічнай мадэллю чорнай дзіркі дастатковая для ўсіх магчымых астрафізічных прыкладанняў<ref>{{артыкул
| аўтар         = Сергей Попов.
| загаловак      = Экстравагантные консерваторы и консервативные эксцентрики
| спасылка        = http://elementy.ru/lib/430891
| выданне       = Троицкий Вариант 
| тып           = газета
| год           = 27 октября 2009
| выпуск        = 21 (40N)
| старонкі      = 6—7
}}</ref>.

Вядома, што гарызонт чорнай дзіркі вядзе сябе падобна мембране: узбурэнні гарызонту, выкліканыя знешнімі целамі і палямі, пры адключэнні ўзаемадзеяння пачынаюць вагацца і часткова выпраменьваюцца па-за ў выглядзе [[гравітацыйныя хвалі|гравітацыйных хваль]], а часткова паглынаюцца самой дзіркай. Затым гарызонт супакойваецца, і чорная дзірка прыходзіць ў раўнаважны стан чорнай дзіркі Кера — Ньюмена. Асаблівасці гэтага працэсу цікавыя з пункту гледжання генерацыі гравітацыйных хваль, якія могуць быць зарэгістраваныя {{нп5|дэтэктар гравітацыйных хваль|гравітацыйна-хвалевымі абсерваторыямі|ru|Детектор гравитационных волн}} ў найбліжэйшай будучыні{{sfn|Чёрные дыры: Мембранный подход|1988|loc=Гл. VI и VII.}}.

==== Сутыкненне чорных дзірак і выпраменьванне гравітацыйных хваль ====

Пры сутыкненні чорных дзірак адбываецца іх зліццё, якое суправаджаецца выпраменьваннем гравітацыйных хваль. Пры гэтым велічыня гэтай энергіі складае некалькі працэнтаў ад масы абедзвюх чорных дзірак. Паколькі гэтыя сутыкненні адбываюцца далёка ад [[Зямля (планета)|Зямлі]], сігнал, які даходзіць, слабы, таму іх дэтэктаваць складана, але падобныя падзеі з’яўляюцца па сучасных уяўленнях самымі інтэнсіўнымі выпраменьвальнікамі гравітацыйных хваль у Сусвеце і прадстаўляюць выключную цікавасць для {{нп5|гравітацыйна-хвалевая астраномія|гравітацыйна-хвалевай астраноміі|ru|Гравитационно-волновая астрономия}}<ref>{{cite web
 |url         = http://parallel.ru/info/stories/blackholes.html
 |title       = Моделирование столкновения чёрных дыр и исследование гравитационных волн
 |author      = НИВЦ МГУ
 |accessdate  = 2012-05-03
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20120110073018/http://parallel.ru/info/stories/blackholes.html
 |archivedate = 10 студзеня 2012
 |url-status     = dead
}}</ref>.

==== Магчымасць існавання замкнёных часападобных траекторый ў прасторы-часу ====

Існаванне {{нп5|замкнутая часападобная крывая|такіх ліній|ru|Замкнутая времениподобная кривая}} у рамках [[агульная тэорыя адноснасці|агульнай тэорыі адноснасці]] было ўпершыню вынесена на абмеркаванне [[Курт Гёдэль|Куртам Гёдэлем]] у 1949 годзе на падставе атрыманага ім дакладнага рашэння [[ураўненні Эйнштэйна|ўраўненняў Эйнштэйна]], вядомага як {{нп5|метрыка Гёдэля||ru|Метрика Гёделя}}. Падобныя крывыя ўзнікаюць і ў іншых рашэннях, такіх як «{{нп5|цыліндр Тыплера||ru|Цилиндр Типлера}}». Існаванне {{нп5|замкнутая часападобная крывая|замкнёных часападобных крывых|ru|Замкнутая времениподобная кривая}} дазваляе здзяйсняць падарожжа ў часе з усімі звязанымі з імі парадоксамі. У прасторы-часе Кера таксама існуюць замкнёныя часападобныя крывыя, на якія можна трапіць з нашага Сусвету: яны аддзеленыя ад нас гарызонтам, аднак могуць выходзіць у іншыя сусветы гэтага рашэння. Тым не менш, пытанне аб іх сапраўдным існаванні ў выпадку рэальнага [[гравітацыйны калапс|калапсу]] касмічнага цела пакуль не вырашана.

Частка фізікаў мяркуе, што будучая тэорыя [[квантавая гравітацыя|квантавай гравітацыі]] накладзе забарону на існаванне замкнёных часападобных ліній. Гэтую ідэю [[Стывен Хокінг]] назваў {{нп5|гіпотэза аб абароненасці храналогіі|гіпотэзай аб абароненасці храналогіі|ru|Гипотеза о защищённости хронологии}} ({{lang-en|chronology protection conjecture}}).

=== Квантавыя з’явы ===

==== Знікненне інфармацыі ў чорнай дзірцы ====

{{нп5|Знікненне інфармацыі ў чорнай дзіры||ru|Исчезновение информации в чёрной дыре}} ўяўляе вельмі сур’ёзную праблему, якая стаіць перад [[квантавая гравітацыя|квантавай гравітацыяй]], бо яно несумяшчальна з агульнымі прынцыпамі [[Квантавая механіка|квантавай механікі]].

У рамках класічнай (няквантавай) тэорыі гравітацыі чорная дзіра — аб’ект незнішчальны. Яна можа толькі расці, але не можа ні зменшыцца, ні знікнуць зусім. Гэта значыць, што ў прынцыпе магчыма сітуацыя, што [[інфармацыя]], якая патрапіла ў чорную дзіру, на самай справе не знікла, яна працягвае знаходзіцца ўнутры чорнай дзіркі, але яе проста немагчыма назіраць звонку. Іншая разнавіднасць гэтай жа думкі: калі чорная дзірка служыць мостам паміж нашым [[Сусвет]]ам і які-небудзь іншым сусветам, то інфармацыя, магчыма, проста перакінулася ў іншы сусвет.

Аднак, калі ўлічваць квантавыя з’явы, гіпатэтычны вынік будзе ўтрымліваць супярэчнасці. Галоўны вынік прымянення квантавай тэорыі да чорнай дзіркі заключаецца ў тым, што яна паступова выпараецца дзякуючы [[выпраменьванне Хокінга|выпраменьванню Хокінга]]. Гэта значыць, што надыдзе такі момант, калі маса чорнай дзіркі зноў паменшыцца да першапачатковага значэння (перад кіданнем у яе цела). Такім чынам, у выніку становіцца відавочна, што чорная дзірка ператварыла зыходнае цела ў паток разнастайных выпраменьванняў, але сама пры гэтым не змянілася (бо яна вярнулася да зыходнай масы). Выпушчанае выпраменьванне пры гэтым зусім не залежыць ад прыроды цела, якое патрапіла ў яе. Гэта значыць: чорная дзірка знішчыла інфармацыю, якая патрапіла ў яе, што матэматычна выяўляецца як неўнітарнасць эвалюцыі {{нп5|квантавы стан|квантавага стану|ru|Квантовое состояние}} дзіркі і [[поле (фізіка)|палёў]] вакол яе.

У гэтай сітуацыі становіцца відавочным наступны парадокс. Калі мы разгледзім тое ж самае для падзення і наступнага выпарэння квантавай сістэмы, якая знаходзіцца ў якім-небудзь чыстым стане, то — паколькі чорная дзірка сама не змянілася — атрымаем пераўтварэнне зыходнага [[чысты квантавы стан|чыстага стану]] ў «цеплавы» ({{нп5|змешаны стан|змешаны|ru|Смешанное состояние}}) стан. Такое пераўтварэнне, як ужо было сказана, неўнітарнае, а ўся [[квантавая механіка]] будуецца на {{нп5|унітарнае пераўтварэнне|ўнітарных пераўтварэннях|ru|Унитарное преобразование}}. Такім чынам, гэтая сітуацыя супярэчыць зыходным пастулатам квантавай механікі.

==== Уласцівасці выпраменьвання Хокінга ====

[[Выпраменьванне Хокінга|Выпраменьваннем Хокінга]] называюць гіпатэтычны працэс выпускання разнастайных [[элементарная часціца|элементарных часціц]], пераважна [[фатон]]аў, чорнай дзірой. [[тэрмадынаміка чорных дзір|Тэмпературы]] вядомых астраномам чорных дзір занадта малыя, каб выпраменьванне Хокінга ад іх можна было б зафіксаваць — масы дзір занадта вялікія. Таму да гэтага часу эфект не пацверджаны назіраннямі.

Згодна з [[Агульная тэорыя адноснасці|АТА]], пры ўтварэнні Сусвету маглі б нараджацца [[першасныя чорныя дзіркі]], некаторыя з якіх (з пачатковай масай 10<sup>12</sup> кг) павінны былі б заканчваць выпарацца ў наш час. Паколькі інтэнсіўнасць выпарэння расце з памяншэннем памеру чорнай дзіркі, то апошнія стадыі павінны быць па сутнасці выбухам чорнай дзіркі. Пакуль такіх выбухаў зарэгістравана не было.

Вядома пра спробу даследавання «выпраменьвання Хокінга» на аснове мадэлі — аналага [[гарызонт падзей|гарызонту падзей]] для [[белая дзірка|белай дзіркі]], у ходзе фізічнага эксперыменту, праведзенага даследчыкамі з [[Міланскі ўніверсітэт|Міланскага ўніверсітэта]]<ref>
{{артыкул
 |спасылка       = http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-11/kaufman-11.html
 |загаловак   = Hawking radiation from ultrashort laser pulse filaments
 |аўтар     = F. Belgiorno, S.L. Cacciatori, M. Clerici
 |год       = 2010
}}</ref><ref>{{cite web
|url= http://www.3dnews.ru/news/vpervie-polucheno-izluchenie-houkinga
|title= Впервые получено излучение Хоукинга
|author= Александр Будик
|publisher= [[3DNews]]
|datepublished= 28 сентября 2010 года
|accessdate= 9 октября 2010
|archiveurl= https://web.archive.org/web/20101004144101/http://www.3dnews.ru/news/vpervie-polucheno-izluchenie-houkinga
|archivedate= 4 кастрычніка 2010
|url-status= dead
}}</ref>.

==== Заключныя стадыі выпарэння чорнай дзіркі ====

Выпарэнне чорнай дзіркі — квантавы працэс. Справа ў тым, што паняцце аб чорнай дзірцы як аб’екце, які нічога не выпраменьвае, а можа толькі паглынаць матэрыю, справядліва да таго часу, пакуль не ўлічваюцца квантавыя эфекты. У [[квантавая механіка|квантавай жа механіцы]], дзякуючы [[тунэльны эфект|тунэляванню]], з’яўляецца магчымасць пераадольваць патэнцыяльныя бар’еры, непераадольныя для няквантавай сістэмы. Сцвярджэнне, што канчатковы стан чорнай дзіры стацыянарны, правільнае толькі ў рамках звычайнай, не квантавай тэорыі прыцягнення. Квантавыя эфекты вядуць да таго, што на самай справе чорная дзіра павінна бесперапынна выпраменьваць, губляючы пры гэтым сваю энергію. Пры гэтым тэмпература і скорасць выпраменьвання растуць са стратай чорнай дзірой сваёй масы, і фінальныя стадыі працэсу павінны нагадваць выбух. Што застанецца ад чорнай дзіркі ў фінале выпарэння, дакладна не вядома. Магчыма, застаецца [[планкаўская чорная дзірка]] мінімальнай масы, магчыма, дзірка выпараецца цалкам. Адказ на гэтае пытанне павінна даць пакуль не распрацаваная [[квантавая тэорыя гравітацыі]]<ref name="NovFrol133"/>.

Факт устойлівасці чорных дзірак, якія верцяцца, (вядомых таксама як чорныя дзіркі Кера), накладвае абмежаванні на масу [[фатон]]аў у некаторых тэорыях, якія з’яўляюцца пашырэннямі [[Стандартная мадэль|Стандартнай мадэлі]]<ref>[http://lenta.ru/news/2012/10/01/mass/ Черные дыры Керра помогли физикам взвесить фотоны]</ref>.

==== Спектр мас квантавых чорных дзірак ====

У 1966 годзе Маркавым было выказана здагадка аб існаванні элементарнай часціцы з экстрэмальна вялікай масай — [[максімон]]а. Больш цяжкія часціцы, даўжыня [[хвалі дэ Бройля]] якіх меншая за іх гравітацыйны радыус, магчыма, з’яўляюцца квантавымі чорнымі дзіркамі. Так як усе вядомыя квантавыя часціцы маюць строга вызначаныя магчымыя значэнні масы, то ўяўляецца, што і квантавыя чорныя дзіркі таксама павінны мець дыскрэтны спектр цалкам вызначаных мас. Знаходжаннем спектра мас квантавых чорных дзірак займаецца квантавая тэорыя гравітацыі<ref name="Berezin">{{артыкул|аўтар=В. А. Березин|загаловак=О квантовом гравитационном коллапсе и квантовых черных дырах|спасылка=http://www1.jinr.ru/Archive/Pepan/2003-v34/v-34-7/pdf_obzory/v34p7_04.pdf|мова=ru|выданне=Физика элементарных частиц и атомного ядра|год=2003|том=34|выпуск=7|старонкі=48-111|issn=1814-7445|archive-date=18 кастрычніка 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20161018220314/http://www1.jinr.ru/Archive/Pepan/2003-v34/v-34-7/pdf_obzory/v34p7_04.pdf}}— Раздел 2.4. Квантованный спектр масс. —  Архивировано из первоисточника 2012-06-01.</ref>.

==== Узаемадзеянне планкаўскіх чорных дзірак з элементарнымі часціцамі ====

Планкаўская чорная дзірка — гіпатэтычная чорная дзірка з мінімальна магчымай масай, якая роўная [[Планкаўская маса|планкаўскай масе]]. Такі аб’ект тоесны гіпатэтычнай элементарнай часціцы з (меркавана) максімальна магчымай масай — максімону. Магчыма, што планкаўская чорная дзірка з’яўляецца канчатковым прадуктам эвалюцыі звычайных чорных дзірак, стабільная і больш не схільная выпраменьванню Хокінга. Вывучэнне ўзаемадзеянняў такіх аб’ектаў з элементарнымі часціцамі можа праліць святло на розныя аспекты [[Квантавая гравітацыя|квантавай гравітацыі]] і [[Квантавая тэорыя поля|квантавай тэорыі поля]]<ref name="NovFrol133" />{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|1986|loc=§ 13.4. Элементарные черные дыры (максимоны). Виртуальные черные дыры и пенная структура пространства-времени.}}.

=== Астрафізічныя аспекты фізікі чорных дзірак ===

==== Мембранная парадыгма ====

У фізіцы чорных дзірак мембранная парадыгма з’яўляецца карыснай мадэллю для візуалізацыі і вылічэння эфектаў, якія прадказваюцца агульнай тэорыяй адноснасці, без прамога разгляду вобласці навакол гарызонту падзей чорнай дзіркі. У гэтай мадэлі чорная дзірка ўяўляецца як класічная паверхня (або мембрана), якая выпраменьвае, досыць блізкая да гарызонту падзей — расцягнуты гарызонт. Гэты падыход да тэорыі чорных дзірак быў сфармуляваны ў працах Дамура і незалежна Знаека канца 1970-х-пачатку 1980-х і развіты на аснове метаду 3 + 1-расшчаплення прасторы-часу Кіпам Торнам, Рычардам Прайсам і Дугласам Мак-Дональдам{{sfn|Чёрные дыры: Мембранный подход|1988|с=5.}}{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|1986|с=271.}}.

==== Акрэцыя рэчыва ў дзірку ====

[[Акрэцыя]]й называюць працэс падзення рэчыва на касмічнае цела з навакольнай прасторы. Пры акрэцыі на чорныя дзіркі звышгарачы [[акрэцыйны дыск]] назіраецца як рэнтгенаўская крыніца<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1172354|title=Аккреция|work="Физическая Энциклопедия" / Phys.Web.Ru|publisher=Astronet|lang=ru|accessdate=2012-06-01|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101206023048/http://astronet.ru/db/msg/1172354|archivedate=6 снежня 2010|url-status=live}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1186362|title=Аккреция|author=Г. С. Бисноватый-Коган|date=1986|work=Физика Космоса|publisher=Astronet|accessdate=2012-06-01|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101205184215/http://astronet.ru/db/msg/1186362|archivedate=5 снежня 2010|url-status=live}}</ref>.

==== Анатомія чорных дзірак Сусвету ====

Калі супермасіўная зорка калапсуе ў чорную дзірку, яна не становіцца настолькі маленькай, каб больш не мець ніякага фізічнага памеру. Гэта яе шчыльная, паменшаная мадэль, але яна пры гэтым змяшчае тую ж колькасць масы, што і зыходная зорка. Галоўная асаблівасць чорнай дзіркі гэта тое, што вядома як сінгулярнасць, і яна вызначае яе цэнтр. Вобласць, дзе фундаментальныя законы фізікі і самой тканіны прасторы спыняюць сваё існаванне.

{{нп3|Сінгулярнасць|Сінгулярнасць|ru|Сингулярность}} — гэта нябачны бар’ер, званы гарызонтам падзей. Ён азначае сабой з’яўленне знешняй мяжы чорнай дзіркі, што праяўляецца экстрэмальным гравітацыйным прыцягненнем. Гэта пункт, адкуль няма вяртання. Усё, што перасякае гарызонт падзей, нават святло, асуджана.

[[Гарызонт падзей|Гарызонтам падзей]] з’яўляецца пункт, у якім [[другая касмічная скорасць]] роўная [[Скорасць святла|скорасці святла]]. Унутры чорнай дзіркі гэтая скорасць перавышае скорасць святла. Паколькі нішто не можа рухацца хутчэй святла, нішто і не можа вырвацца з-за гарызонту падзей. Як толькі аб’ект апынецца за яго межамі, яго чакае сінгулярнасць. Паколькі гравітацыя ўзрастае ўсё больш пры такой высокай скорасці, яна дзейнічае на часткі гэтага аб’екта. Падобныя прыліўныя сілы відазмяняюць сам аб’ект, які, пасля будзе працягнуты ў доўгую і тонкую струну, пасля чаго перастане існаваць ў сусвеце. Адлегласць паміж сінгулярнасцю і гарызонтам падзей вядомы як [[радыус Шварцшыльда]]. Чым больш масіўныя чорная дзірка, тым больш яе радыус Шварцшыльда. Калі Сонца было б чорнай дзіркай, яе радыўс Шварцшыльда быў 3 км. Тыповая чорная дзірка з масай у 10 разоў больш Сонца будзе мець радыўс Шварцшыльда 30 кіламетраў.

Паколькі святло не можа вырвацца з масіўных чорных дыр, яны не могуць быць бачнымі. Таму, каб шукаць чорныя дзіркі, можна спадзявацца толькі на ўскосныя доказы іх існавання. Адным са спосабаў пошуку чорнай дзіркі, з’яўляюцца знаходжанне абласцей у адкрытым космасе, якія валодаюць вялікай вагой і знаходзяцца ў цёмнай прасторы. Пры пошуку падобных тыпаў аб’ектаў, астраномы выявілі іх у двух асноўных галінах: у {{нп3|Цэнтр галактыкі|цэнтрах галактык|ru|Центр галактики}} і ў {{нп3|Падвойныя зорныя сістэмы|падвойных зорных сістэмах|ru|Двойная звёздная система}} нашай [[Галактыка|Галактыкі]]<ref>http://v-kosmose.com/chernyie-dyiryi-v-kosmose/</ref>.

== Нявырашаныя праблемы фізікі чорных дзірак ==
* Невядомы доказ [[Прынцып касмічнай цэнзуры|прынцыпу касмічнай цэнзуры]], а таксама дакладная фармулёўка ўмоў, пры якіх ён выконваецца{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|с=99|1986}}.
* Невядомы доказ у агульным выпадку «[[Тэарэма пра адсутнасць валасоў|тэарэмы пра адсутнасць валасоў]]» ля чорнай дзіркі{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|с=132|1986}}.
* Адсутнічае поўная і скончаная тэорыя магнітасферы чорных дзірак{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|с=151|1986}}.
* Невядома дакладная формула для вылічэння ліку розных станаў сістэмы, калапс якой прыводзіць да ўзнікнення чорнай дзіркі з зададзенымі масай, момантам колькасці руху і зарадам{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|с=267|1986}}.
* Што застаецца пасля завяршэння працэсу квантавага распаду чорнай дзіркі{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр|с=291|1986}}?

== Гл. таксама ==
* [[Белая дзірка]]

== Заўвагі ==
{{notelist}}

== Крыніцы ==
{{Крыніцы}}

== Літаратура ==
* {{крыніцы/БелЭн|17|Чорныя дзіры||279—280}}
* {{кніга
|аўтар          = Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер.
|загаловак       = Гравитация
|выдавецтва   = Мир
|год            = 1977
|старонак        = 512
|том            = 3
|ref            = Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3
}}

* {{кніга
 |аўтар          = И. Д. Новиков, В. П. Фролов.
 |загаловак       = Физика черных дыр
 |месца          = М.
 |выдавецтва   = Наука
 |год            = 1986
 |старонак        = 328
 |ref            = И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр
}}

* {{кніга
 |загаловак       = Чёрные дыры: Мембранный подход
 |арыгінал       = Black Holes: The membrane paradigm
 |спасылка         = 
 |адказны  = Под ред. К. Торна, Р. Прайса и Д. Макдональда 
 |выданне        = Пер. с англ
 |месца          = М.
 |выдавецтва   = Мир
 |год            = 1988
 |старонак        = 428
 |isbn           = 5030010513
 |ref            = Чёрные дыры: Мембранный подход
}}

* {{кніга
|аўтар         = Robert M. Wald.  
|загаловак      = General Relativity 
|спасылка        = http://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC  
|выдавецтва  = University of Chicago Press  
|год           = 1984
|isbn          = 978-0-226-87033-5 
|ref = Wald
}}

* {{кніга
|аўтар          = А. М. Черепащук.
|загаловак       = Чёрные дыры во Вселенной
|выдавецтва   = Век 2
|год            = 2005
|старонак        = 64
|серыя          = Наука сегодня
|isbn           = 5-85099-149-2
|тыраж          = 2500
}}

* {{кніга
|аўтар          = К. Торн
|загаловак       = Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна
|выдавецтва   = М.: Государственное издательство физико-математической литературы
|год            = 2009
|старонак        = 
|isbn           = 
|тыраж          = 
|ref            = К. Торн. Черные дыры и складки времени
}}

* {{артыкул
 |аўтар       = И. Д. Новиков, В. П. Фролов.
 |загаловак   = Чёрные дыры во Вселенной
 |спасылка    = http://data.ufn.ru//ufn01/ufn01_3/Russian/r013d.pdf
 |выданне     = Успехи физических наук
 |год         = 2001
 |том         = 131
 |нумар       = 3
 |старонкі    = 307—324
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20070331073437/http://data.ufn.ru/ufn01/ufn01_3/Russian/r013d.pdf
 |archivedate = 31 сакавіка 2007
}}

* {{кніга
| аўтар         = Уильям Дж. Кауфман.
| загаловак      = Космические рубежи теории относительности
| спасылка        = http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/index.html
| месца         = М.
| выдавецтва  = Мир
| год           = 1981
| старонкі       = 352
| ref           = Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности
}}

* {{кніга
| аўтар         = Ю. И. Коптев и С. А. Никитин.
| загаловак      = Космос: Сборник. Научно - популярная литература
| спасылка        = 
| месца         = М.
| выдавецтва  = Дет. лит
| год           = 1976
| старонак      = 223
}}

* {{кніга
| аўтар         = Д. А. Киржниц, В. П. Фролов. 
| загаловак      = Прошлое и будущее Вселенной
| спасылка        = 
| месца         = М.
| выдавецтва  = Наука
| год           = 1986
| старонак       = 61
}}

* {{кніга
| аўтар         = Л. Бриллюен.
| загаловак      = Наука и теория информации
| спасылка        = 
| месца         = М.
| выдавецтва  = ГИФМЛ
| год           = 1960
| старонак       = 
}}

* {{кніга
| аўтар         = С. Х. Карпенков. 
| загаловак      = Концепции современного естествознания
| спасылка        = 
| месца         = М.
| выдавецтва  = Высш. школа
| год           = 2003
| старонак      = 
}}

* {{кніга
|аўтар          = Leonard Susskind.
|загаловак       = The black hole war: my battle with Stephen Hawking to make the world safe for quantum mechanics
|выдавецтва   = Back Bay Books
|год            = 2008
|allpages          = VIII + 472
|ref            = Susskind
}}

== Спасылкі ==
{{commons|Category:Black hole}}
* [http://postnauka.ru/video/1924 Чёрные дыры] // Лекция Э. Ахмедова в проекте ПостНаука (08.06.2012)
* [http://www.pametka.ru/story.php?title=CHERNYE-DYRY Чёрные дыры — что это. Описание. Фото.] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20140724103535/http://www.pametka.ru/story.php?title=CHERNYE-DYRY |date=24 ліпеня 2014 }}
* [http://www.femto.com.ua/articles/part_2/4552.html Чёрные дыры] — статья в Физической энциклопедии
* У. Дж. Кауфман. [http://www.astronet.ru/db/msg/1174703 Космические рубежи теории относительности (главы из книги)]
* [http://www.scientific.ru/journal/translations/angel.html Scientific.ru — «Сколько ангелов может танцевать на булавочной головке?» — Термодинамика чёрных дыр]
* [http://habrahabr.ru/blogs/popular_science/56427/ habrahabr.ru — Падаем в чёрную дыру]
* Эмиль Ахмедов. [http://postnauka.ru/video/1924 «Черные дыры»], из цикла лекций в проекте «ПостНаука» (видео)
* [http://elementy.ru/lib/25531/25536 Чёрные дыры и структура пространства-времени Хуан Малдасена (Juan Maldacena), Институт высших исследований, Школа естественных наук, Принстон, Нью-Джерси, США]
* [http://lhc.1-day.ru/ Большой адронный коллайдер (БАК) и чёрные дыры] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20120529191455/http://lhc.1-day.ru/ |date=29 мая 2012 }}
* [http://www.dark-universe.ru/news/2010-03-18-40 Программа для визуализации полетов вокруг чёрной дыры] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20101016065226/http://dark-universe.ru/news/2010-03-18-40 |date=16 кастрычніка 2010 }}
* [http://www.inkafilm.ru/view/?film_id=661 Научно-познавательный фильм о возникновении «Чёрных дыр»] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20160306110854/http://inkafilm.ru/view?film_id=661 |date=6 сакавіка 2016 }} (видео)
* [http://www.vesti.ru/videos?vid=302876&cid=1000 Анатолий Черепащук. «Новые формы материи во Вселенной. Оптические исследования рентгеновских двойных звездных систем, ч. 2»] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20140715220011/http://www.vesti.ru/videos?vid=302876&cid=1000 |date=15 ліпеня 2014 }}, цикл лекций «ACADEMIA» (видео)
* [http://univertv.ru/video/astronomiya/evropejskaya_yuzhnaya_observatoriya/issledovanie_chernoj_dyry_v_centre_mlechnogo_puti/?mark=popular Южно-европейская Обсерватория — Исследование чёрной дыры в центре Млечного Пути] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20130118211123/http://univertv.ru/video/astronomiya/evropejskaya_yuzhnaya_observatoriya/issledovanie_chernoj_dyry_v_centre_mlechnogo_puti/?mark=popular |date=18 студзеня 2013 }} (видео)
* [http://ria.ru/science/20110617/389470172.html Астрономы впервые увидели, как чёрная дыра разорвала звезду] ''РИА Новости'', 17 июня 2011
* [http://tvoykosmos.ru/post/53ee61fb14f24ef22c5b8672#/normal Чёрные дыры — корона чёрных дыр] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20140903055743/http://tvoykosmos.ru/post/53ee61fb14f24ef22c5b8672#/normal |date=3 верасня 2014 }}
* [http://ingeniose.ru/space/reliktovye-chernye-dyry.html Реликтовые черные дыры] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20130822084719/http://ingeniose.ru/space/reliktovye-chernye-dyry.html |date=22 жніўня 2013 }}

{{Чорныя дзіркі}}
{{зоркі}}

{{Бібліяінфармацыя}}
[[Катэгорыя:Рэлятывісцкія і гравітацыйныя з’явы]]
[[Катэгорыя:Астрафізіка]]
[[Катэгорыя:Чорныя дзіркі|*]]
[[Катэгорыя:Метафары]]
[[Катэгорыя:Вікіпедыя:Істотныя артыкулы]]