Чорна діра

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Чорна діра (значення).

Надмасивна чорна діра в центрі гігантської еліптичної галактики Мессьє 87 у сузір'ї Діви. Ця чорна діра була першою, яку сфотографували безпосередньо (Event Horizon Telescope, 10 квітня 2019)

Гравітаційне лінзування, спричинене чорною дірою перед Великою Магелановою Хмарою (художнє зображення)

Чорна діра — космічний об'єкт, який створює настільки велику силу тяжіння, що ніщо, навіть світло, не може його покинути. Загальна теорія відносності Ейнштейна передбачає, що будь-яка достатньо компактна маса утворює чорну діру. Межу, з-під якої вже неможливо вийти, називають горизонтом подій. Втім при перетині цієї межі не відбувається жодних локально спостережуваних змін. Оскільки чорна діра не відбиває світла, у багатьох відношеннях вона поводиться як ідеальне абсолютно чорне тіло. Квантова теорія поля у викривленому просторі-часі передбачає, що горизонти подій випромінюють випромінювання Гокінга, зі спектром, аналогічним до абсолютно чорного тіла з температурою, обернено пропорційною масі. Для чорних дір зоряних мас ця температура становить порядку мільярдних часток кельвіна, що робить її практично недосяжною для безпосереднього спостереження.

Об'єкти, гравітаційне поле яких є настільки сильним, що світло не може вирватися з нього, вперше розглядали у XVIII столітті Джон Мітчелл та П'єр-Сімон Лаплас. У 1916 році Карл Шварцшильд знайшов перший сучасний розв'язок рівнянь загальної теорії відносності, що описував чорну діру. На його честь цей розв'язок названо метрикою Шварцшильда. У 1958 році Девід Фінкельштейн вперше опублікував інтерпретацію «чорної діри» як області простору, з якої ніщо не може втекти. Довгий час чорні діри вважалися лише математичною абстракцією. Тільки в 1960-х роках теоретичні дослідження показали, що вони є закономірним передбаченням загальної теорії відносності. Першою відомою чорною дірою стала Лебідь X-1, незалежно ідентифікована кількома дослідниками у 1971 році.

Чорні діри зазвичай утворюються при колапсі масивних зір наприкінці їхньої життєвої еволюції. Після утворення чорна діра може зростати, поглинаючи масу з навколишнього середовища. Надмасивні чорні діри з масами у мільйони мас Сонця можуть виникати внаслідок поглинання інших зір і злиття з чорними дірами або через прямий колапс газових хмар. Загальновизнано, що надмасивні чорні діри містяться в центрах більшості галактик.

Присутність чорної діри можна виявити за її взаємодією з речовиною та з електромагнітним випромінюванням, наприклад, у видимому діапазоні. Речовина, що падає до чорної діри, може утворювати акреційний диск із плазми, яка розігрівається тертям і випромінює світло. В екстремальних випадках це призводить до виникнення квазарів — одних з найяскравіших об'єктів у Всесвіті. Зорі, що підходять надто близько до надмасивної чорної діри, можуть бути розірвані на потоки, які яскраво сяють перед тим, як їх поглинає діра. Якщо поблизу чорної діри обертаються інші зорі, за їхніми орбітами можна визначити масу та місцезнаходження чорної діри. Такі спостереження дозволяють відкинути інші можливі пояснення, наприклад нейтронні зорі. Саме таким способом астрономи виявили численні кандидати у зоряні чорні діри в подвійних системах і встановили, що радіоджерело Стрілець A* у центрі галактики Чумацький Шлях містить надмасивну чорну діру приблизно у 4,3 млн сонячних мас.

Історія

Ідею тіла, настільки великого, що навіть світло не може його покинути, мимохідь висунули англійський астроном і священник Джон Мічелл та незалежно французький науковець П'єр-Сімон Лаплас. Обидва вчені припускали існування дуже великих зір, а не сучасну модель тіл надзвичайно високої густини.

Ідея Мічелла, коротко викладена у листі 1784 року, містила розрахунок, що зоря з такою ж густиною, як у Сонця, але з радіусом у 500 разів більшим, не дозволить світлу вирватися назовні, бо друга космічна швидкість на поверхні перевищуватиме швидкість світла. Мічелл слушно зазначав, що такі надмасивні, але невипромінюючі об'єкти можна було б виявити за їхнім гравітаційним впливом на сусідні видимі зорі.

У 1796 році Лаплас у книзі «Виклад системи світу» (фр. Exposition du Système du Monde), розмірковуючи про походження Сонячної системи, зазначив, що зоря може бути невидимою, якщо вона достатньо велика. Франц Ксавер фон Цах попросив Лапласа зробити розрахунки, який той підготував і опублікував у журналі, редагувованому фон Цахом.

Тогочасні науковці спершу з ентузіазмом сприйняли припущення, що гігантські, але невидимі «темні зорі» можуть бути поруч і залишатися непоміченими. Проте інтерес згас на початку XIX століття, коли хвильова природа світла стала загальновизнаною: оскільки світло розуміли вже як хвилю, а не як частинку, залишалося незрозумілим, чи може гравітація якось впливати на поширення світлових хвиль.

Загальна теорія відносності

1915 року Альберт Ейнштейн розробив свою загальну теорію відносності, перед тим показавши, що гравітація дійсно впливає на рух світла. Лише кількома місяцями пізніше Карл Шварцшильд знайшов розв'язок рівнянь Ейнштейна, який описує гравітаційне поле матеріальної точки та сферичної маси. Кілька місяців по тому Йоганн Дросте, студент Гендріка Лоренца, незалежно отримав той самий розв'язок для матеріальної точки та докладніше описав його властивості. Цей розв'язок мав особливу поведінку на межі, яку тепер називають радіусом Шварцшильда, де він ставав сингулярним, тобто деякі члени рівнянь Ейнштейна ставали нескінченними. Природа цієї поверхні тоді ще не була зрозуміла.

У 1924 році Артур Еддінгтон показав, що сингулярність зникає після зміни системи координат. У 1933 році Жорж Леметр усвідомив, що це означає: сингулярність на радіусі Шварцшильда є нефізичною координатною сингулярністю. Артур Еддінгтон у книзі 1926 року коментував можливість існування зорі, маса якої стиснена до радіуса Шварцшильда. Він зауважив, що теорія Ейнштейна дозволяє виключити надто великі густини для видимих зір, таких як Бетельгейзе, оскільки «зоря з радіусом 250 млн км не могла б мати таку велику густину, як Сонце. По-перше, сила тяжіння була б настільки великою, що світло не могло б покинути зорю, а промені падали б назад, як камінь на Землю. По-друге, червоне зміщення спектральних ліній було б настільки сильним, що спектр узагалі зник би. По-третє, маса створила б таке викривлення метрики простору-часу, що простір замкнувся б навколо зорі, залишивши нас зовні (тобто ніде)».

1931 року Субраманьян Чандрасекар, використовуючи спеціальну теорію відносності, обчислив, зоря з виродженої речовини, маса якої перевищує певну межу (нині відому як межа Чандрасекара, близько 1.4 M_☉), не може бути стійкою й повинна необмежено стискатись. Його аргументи заперечували багато сучасників, зокрема Еддінгтон і Лев Ландау, які вважали, що має існувати невідомий механізм, що зупиняє колапс. Частково вони мали рацію: білий карлик, трохи масивніший за межу Чандрасекара, колапсує в нейтронну зорю, яка є стійкою.

У 1939 році Роберт Оппенгеймер та Джордж Волков передбачили, що нейтронні зорі, маса яких перевищує ще одну межу — межу Толмена—Оппенгеймера—Волкоффа, — зазнають подальшого колапсу з тих самих причин, які описав Чандрасекар. Вони дійшли висновку, що жоден фізичний закон не зупинить принаймні частину зір від колапсу в чорні діри. Їхні початкові розрахунки, що ґрунтувалися на принципі заборони Паулі, дали значення 0.7 M_☉. Подальші уточнення, які враховували відштовхування між нейтронами, спричинене сильною взаємодією, підняли оцінку приблизно до 1.5 M_☉—3.0 M_☉. Спостереження злиття нейтронних зір GW170817 уточнило межу Толмена—Оппенгеймера—Волкоффа до приблизно 2.17 M_☉.

Оппенгеймер та його співавтори трактували сингулярність на радіусі Шварцшильда як межу бульбашки, у якій час зупиняється. Це правильне пояснення з точки зору зовнішнього спостерігача, але не для спостерігача, який падає всередину. Такі гіпотетичні сколапсовані зорі назвали «замороженими зорями», оскільки зовнішній спостерігач бачив би поверхню зорі застиглою в часі в момент, коли вона досягла радіуса Шварцшильда.

Також у 1939 році Ейнштейн спробував довести неможливість існування чорних дір у публікації «Про стаціонарну систему зі сферичною симетрією, що складається з багатьох гравітуючих мас». Через кілька місяців Оппенгеймер та його учень Гартленд Снайдер запропонували модель Оппенгеймера — Снайдера у своїй статті «Про тривалий гравітаційний колапс», де передбачили існування чорних дір. У цій роботі, яка не містила посилань на недавню публікацію Ейнштейна, Оппенгеймер і Снайдер використали його ж загальну теорію відносності, щоб уперше в сучасній фізиці показати умови, за яких може утворитися чорна діра.

1958 року Девід Фінкельштейн ідентифікував поверхню Шварцшильда як горизонт подій, «досконалу односторонню мембрану: причинно-наслідкові впливи можуть перетинати її лише в одному напрямку». Фінкельштейн створив нову систему відліку, щоб включити точку зору спостерігача, який падає всередину^:103. Його розв'язок розширював розв'язок Шварцшильда на майбутнє для спостерігачів, що падають у чорну діру. Подібну ідею раніше відкрив Мартін Крускал, але Джон Вілер не зрозумів її значення^:103. Зрештою, координати Крускала — Секереша допомогли глибше зрозуміти фізики чорних дір.

Золота доба

Перше змодельоване зображення чорної діри, створене Жан-П’єр Люмінe у 1978 році. Видно характерну тінь, фотонну сферу та лінзований акреційний диск. Диск яскравіший з одного боку через доплерівське підсилення.

Період від середини 1960-х до середини 1970-х років вважають «золотою добою досліджень чорних дір», коли загальна теорія відносності та чорні діри стали центральними темами наукових досліджень^:258.

У цей час були знайдені загальніші розв'язки для чорних дір. У 1963 році Рой Керр відкрив точний розв'язок для обертальної чорної діри. Через два роки Езра Ньюман отримав осесиметричний розв'язок для чорної діри, що одночасно обертається та має електричний заряд. Завдяки роботам Вернера Ізраеля, Брендона Картера і Девіда Робінсона була сформульована «теорема про відсутність волосся», за якою стаціонарний розв'язок чорної діри повністю описується трьома параметрами метрики Керра — Ньюмана: масою, кутовим моментом і електричним зарядом.

Спочатку припускали, що дивні властивості розв'язків чорних дір є патологічними артефактами припущення про їхню симетрію, і що сингулярності не виникають у загальних ситуаціях. Цю думку поділяли, зокрема, Володимир Бєлінський, Ісаак Халатников і Євген Ліфшиць, які намагалися довести, що в загальних розв'язках сингулярності не з'являються. Однак наприкінці 1960-х років Роджер Пенроуз та Стівен Гокінг використали глобальні методи, щоб довести, що сингулярності з'являються і в загальному випадку. За цю роботу Пенроуз отримав половину Нобелівської премії з фізики 2020 року (Гокінг помер у 2018 році).

Астрономічні спостереження також зробили значний поступ у цей період. У 1967 році Ентоні Г'юїш і Джоселін Белл Бернелл відкрили пульсари, а вже 1969 року було доведено, що це нейтронні зорі зі швидким обертанням. До того часу нейтронні зорі, як і чорні діри, вважали лише теоретичними курйозами, але відкриття пульсарів продемонструвало їхню реальність і стимулювало інтерес до всіх типів компактних об'єктів, які можуть утворюватися внаслідок гравітаційного колапсу. На основі спостережень у Гринвічі й Торонто на початку 1970-х років Лебідь X-1, галактичне рентгенівське джерело, відкрите 1964 року, стало першим астрономічним об'єктом, який наукова спільнота визнала чорною дірою.

Дослідження Джеймса Бардіна, Джейкоба Бекенштейна, Картера та Гокінга на початку 1970-х років привели до формулювання термодинаміки чорних дір. Ці закони описують поведінку чорної діри в аналогії з законами термодинаміки, встановлюючи відповідність між масою та енергією, площею та ентропією, а також поверхневою гравітацією та температурою. Аналогія була завершена, коли Гокінг у 1974 році показав, що квантова теорія поля передбачає випромінювання чорних дір, подібне до абсолютно чорного тіла з температурою, пропорційною поверхневій гравітації чорної діри. Це стало передбаченням явища, нині відомого як випромінювання Гокінга.

Спостереження

Інфографіка, що детально пояснює зовнішній вигляд чорної діри.

11 лютого 2016 року наукова колаборація LIGO та Virgo оголосили про перше пряме виявлення гравітаційних хвиль, що стало також першим спостереженням злиття чорних дір. 10 квітня 2019 року оприлюднили перше пряме зображення чорної діри та її околиць, отримане Телескопом горизонту подій у 2017 році для надмасивної чорної діри в центрі галактики Мессьє 87. Спостереження місії Gaia виявили докази існування сонцеподібної зорі, що обертається навколо чорної діри Gaia BH1. Також є дані про існування коричневого карлика, що обертається навколо Gaia BH2. Хоча в Чумацькому Шляху на сьогодні виявлено лише кілька десятків чорних дір, вважають, що їхня загальна кількість становить сотні мільйонів, але більшість з них не входять до подвійних систем і не випромінюють світла. Відтак, їх можна виявити лише за допомогою гравітаційного лінзування.

Назва

Згадують, що назву «чорна діра» запропонував студент на лекції Джона Вілера у грудні 1967 року. Вілер прийняв цей термін за його стислість та «рекламну цінність», а його авторитет у цій галузі забезпечив швидке поширення цього слова, через що деякі вважають автором терміну самого Вілера.

У той самий час цей термін уживали й інші. Наукова журналістка Марця Бартусяк простежує походження виразу «чорна діра» до фізика Роберта Діккі, який на початку 1960-х порівнював це явище з Калькуттською чорною дірою, сумнозвісною в'язницею, куди люди заходили, але звідки не виходили живими. Вираз «чорна діра» було використано в друці журналами «Life» і «Science News» у 1963 році та журналісткою Енн Юїнг у її статті «Чорні діри в космосі» (англ. 'Black Holes' in Space) від 18 січня 1964 року, що була звітом про засідання Американської асоціації сприяння розвитку науки в Клівленді, штат Огайо.

Властивості та структура

Друга космічна швидкість для чорної діри перевищує швидкість світла. Формула для другої косміної швидкості на поверхні об'єкта радіусом R і масою M має вигляд$$V={\sqrt {2MG/R}},$$де G — гравітаційна стала. Якщо прирівняти цю швидкість до швидкості світла c, то отримаємо радіус $R_{\text{s}}=2MG/c^{2},$ званий радіусом Шварцшильда^:27. Технічне визначення чорної діри — це будь-який об'єкт, маса якого зосереджена в радіусі, меншому за його радіус Шварцшильда, що є обмеженням, отриманим з одного з розв'язків рівнянь загальної теорії відносності^:410.

Гіпотеза про відсутність волосся стверджує, що після досягнення рівноважного стану чорна діра має лише три незалежні фізичні характеристики: масу, електричний заряд і кутовий момент; в усьому іншому чорні діра не мають відмінностей. Якщо ця гіпотеза вірна, то будь-які дві чорні діри з однаковими значеннями цих параметрів тотожні. Ступінь істинності цієї гіпотези для реальних чорних дір у межах сучасної фізики залишається нерозв'язаною проблемою.

Ці властивості особливі тим, що вони спостережні ззовні чорної діри. Наприклад, заряджена чорна діра відштовхує інші заряди так само, як і будь-який інший заряджений об'єкт. Подібно до цього, загальну масу всередині сфери, що містить чорну діру, можна визначити, використовуючи теорему Гаусса (для АДМ-маси), на значній відстані від чорної діри. Так само момент імпульсу можна виміряти на великих відстанях через утягнення системи відліку гравітомагнітним полем, зокрема через ефект Лензе—Тіррінга.

Художнє зображення чорної діри та її властивостей

Коли об'єкт падає в чорну діру, будь-яка інформація про його форму чи розподіл заряду рівномірно розподіляється по горизонту чорної діри й втрачається для зовнішніх спостерігачів. Горизонт в цій ситуації виявляється дисипативною системою, близькою до провідної еластичної мембрани з тертям та електричним опором — мембранної парадигми. Це відрізняє чорні діри від інших теорій поля, таких як електромагнетизм, які не мають тертя чи опору на мікроскопічному рівні, оскільки вони є зворотними у часі.

Оскільки чорна діра зрештою досягає стабільного стану лише з трьома параметрами, неможливо уникнути втрати інформації про початкові умови: її гравітаційне й електричне поля дають дуже мало свідчень про те, що потрапило всередину. Втрачається вся інформація, яку неможливо виміряти на відстані від горизонту чорної діри, навіть квантові числа, такі як повне баріонне число та лептонне число, для яких діють закони збереження. Така поведінка настільки загадкова, що її називають інформаційним парадоксом чорної діри.

Фізичні властивості

Радіуси тіні та фотонної сфери відносно горизонту подій.

Найпростіші статичні чорні діри мають масу, але не мають ані електричного заряду, ані моменту імпульсу. Такі чорні діри називають шварцшильдівськими чорними дірами на честь Карла Шварцшильда, який відкрив цей розв'язок у 1916 році. Згідно з теоремою Біркгофа, це єдиний вакуумний розв’язок, що є сферично симетричним. Це означає, що на великій відстані гравітаційне поле такої чорної діри не відрізняється від поля будь-якого іншого сферичного об'єкта з такою ж масою. Популярне уявлення, що чорна діра «втягує все» довкола себе, є правильним лише поблизу горизонту подій. На великій же відстані гравітаційне поле асимптотично виходить на ньютонівське гравітаційне поле.

Існують також розв'язки, що описують загальніші чорні діри. Нерухомі заряджені чорні діри описуються метрикою Рейснера — Нордстрема, тоді як метрика Керра описує незаряджену обертову чорну діру. Найзагальніший відомий стаціонарний розв'язок для чорної діри — це метрика Керра — Ньюмена, що описує чорну діру з одночасною наявними зарядом та моментом імпульсу.

Хоча маса чорної діри може мати будь-яке додатне значення, заряд і момент імпульсу обмежені масою. Повний електричний заряд Q і повний момент імпульсу J повинні задовольняти нерівність$${\frac {Q^{2}}{4\pi \epsilon _{0}}}+{\frac {c^{2}J^{2}}{GM^{2}}}\leq GM^{2}$$для чорної діри з масою M. Чорні діри, для яких ця нерівність перетворюється на рівність, називаються екстремальними. Розв'язки рівнянь Ейнштейна, які порушують цю нерівність, існують, проте вони не мають горизонту подій. Такі розв'язки містять так звані голі сингулярності, які можна спостерігати зовні, і тому вони вважаються «нефізичними». Принцип космічної цензури забороняє утворення таких сингулярностей у процесі гравітаційного колапсу звичайної матерії. Це підтверджується чисельними моделюваннями.

Параметр обертання

Через відносно велику силу електромагнітної взаємодії чорні діри, що утворюються внаслідок колапсу зір, як очікується, зберігають майже нейтральний заряд зорі. Обертання ж вважається універсальною властивістю компактних астрофізичних об'єктів. Кандидат у чорні діри — подвійне рентгенівське джерело GRS 1915+105 має кутовий момент, близький до максимально допустимого значення. Ця межа для незаряджених чорних дір має вигляд$$J\leq {\frac {GM^{2}}{c}},$$що дозволяє ввести безрозмірний параметр обертання:$$0\leq {\frac {cJ}{GM^{2}}}\leq 1.$$

Класифікація чорних дір

Клас	Прибл. маса	Прибл. радіус
Ультрамасивна чорна діра	109–1011M☉	>1 000 а.о.
Надмасивна чорна діра	106–109M☉	0,001–400 а.о.
Чорна діра середньої маси	102−105M☉	103 км ≈ RЗемлі
Чорна діра зоряної маси	2–150 M☉	30 км
Планківська чорна діра	до MМісяць	до 0,1 мм

Радіус Шварцшильда

Чорні діри зазвичай класифікують за їхньою масою, незалежно від кутового моменту J. Розмір чорної діри, визначений радіусом горизонту подій, або радіусом Шварцшильда, прямо пропорційний масі M:$$r_{\mathrm {s} }={\frac {2GM}{c^{2}}}\approx 2.95\,{\frac {M}{M_{\odot }}}~\mathrm {km,}$$де r_s — це радіус Шварцшильда, а M_☉ — маса Сонця. Для чорної діри з ненульовим обертанням або електричним зарядом цей радіус є меншим. Екстремальна чорна діра може мати горизонт подій, близький до$$r_{\mathrm {+} }={\frac {GM}{c^{2}}}.$$

Горизонт подій

Далеко від чорної діри частинка може рухатися в будь-якому напрямку, що показано набором стрілок. Її обмежує лише швидкість світла.

Ближче до чорної діри простір-час починає деформуватися. Існує більше траєкторій, що ведуть до чорної діри, ніж тих, що віддаляються від неї.

Усередині горизонту подій усі траєкторії ведуть частинку ближче до центру чорної діри. Вирватися вже неможливо.

Визначальною рисою чорної діри є поява горизонту подій — межі у простір-часі, крізь яку речовина і світло можуть пройти лише всередину, у напрямку маси чорної діри. Ніщо, навіть світло, не здатне вирватися зсередини горизонту подій. Назва горизонту подій пов'язана з тим, що подія, яка відбувається всередині цієї межі, не може передати інформацію зовнішньому спостерігачеві, роблячи неможливим визначення факту її настання.

Як передбачає загальна теорія відносності, наявність маси викривляє простір-час так, що траєкторії частинок вигинаються у бік маси. На горизонті подій чорної діри це викривлення стає настільки сильним, що жодна траєкторія не веде назовні.

Віддаленому спостерігачеві буде здаватись, що годинник біля чорної діри йде повільніше, ніж віддалений від неї годинник. Це явище, відоме як гравітаційне уповільнення часу, також призводить до того, що об'єкт, що падає в чорну діру, для віддаленого спостерігача сповільнюється, наближаючись до горизонту подій, і так ніколи й не досягає його. Усі процеси на цьому об'єкті, з точки зору зовнішнього спостерігача, здаються сповільненими, а будь-яке випромінене ним світло — почервонілим і тьмянішим, що відоме як гравітаційний червоний зсув. Зрештою, об'єкт зникає з поля зору. Зазвичай цей процес відбувається дуже швидко: менш ніж за секунду.

З іншого боку, спостерігач, що падає в чорну діру, не відчув би жодного з цих ефектів, перетинаючи горизонт подій. Для нього його власний годинник ішов би нормально, і він перетнув би горизонт подій за скінченний час, не помітивши нічого особливого. У межах загальної теорії відносності неможливо визначити положення горизонту подій на основі локальних спостережень через принцип еквівалентності Ейнштейна.

Топологія горизонту подій чорної діри в рівновазі завжди є сферичною. Для статичних чорних дір геометрія горизонту подій є точно сферичною, тоді як для обертових чорних дір горизонт подій має сплюснуту форму.

Сингулярність

У центрі шварцшильдівськоїчорної діри знаходиться гравітаційна сингулярність — область, де кривина простору-часу стає нескінченною. Для необертової чорної діри ця область має форму однієї точки, а для обертової розтягується у кільцеву сингулярність, що лежить у площині обертання. В обох випадках сингулярна область має нульовий об'єм. Також можна показати, що вона містить усю масу чорної діри. Отже, можна вважати, що має густина сингулярності нескінченна.

Хоча шварцшильдівський розв'язок втрачає чинність у сингулярності, спостерігачі, що падають у таку чорну діру (необертову й без заряду), після перетину горизонту подій вже не можуть уникнути потрапляння в сингулярність. Вони можуть лише дещо продовжити шлях, прискорюючись у протилежному напрямку, але й це має межу. Досягнувши сингулярності, вони будуть розчавлені до нескінченної густини, а їхня маса долучиться до маси чорної діри. Перед цим їх розірвуть невпинно зростаючі припливні сили у процесі, званому спагетіфікацією або «ефектом локшини».

У випадку зарядженої (розв'язок Рейснера — Нордстрема) або обертової (розв'язок Керра) чорної діри можливо уникнути сингулярності. Деякі варіанти цих розв'язків дозволяють гіпотетичну можливість виходу з чорної діри в інший простір-час, при цьому діра діє як кротовина. Теоретично також можна потрапити в інший Всесвіт, однак будь-які збурення зруйнують цю можливість. Також у метриці Керра можливе існування замкнених часоподібних кривих, що дозволяють повертатися у власне минуле. Це призводить до проблем із причинністю, зокрема до парадоксу дідуся. Очікується, що жоден із цих ефектів не збережеться при повноцінному квантовому описі заряджених і обертових чорних дір.

Поява сингулярностей у загальній теорії відносності свідчить про межі її застосовності. Для таких високих густин необхідно враховувати квантові ефекти. Дотепер не вдалося поєднати квантові й гравітаційні ефекти в єдину теорію, хоча існують спроби створити теорію квантової гравітації. Вважається, що така теорія не міститиме сингулярностей.

В альтернативному підході — моделі фазболу, що ґрунтується на теорії струн, окремі стани чорної діри загалом не мають горизонту подій чи сингулярності, але для класичного чи напівкласичного спостерігача статистичне усереднення таких станів виглядає як звичайна чорна діра, передбачена загальною теорією відносності.

Фотонна сфера

Орбіти чотирьох фотонів навколо шварцшильдівської чорної діри.

Фотонна сфера — це сферична межа, де фотони, що рухаються дотично до цієї сфери, потрапляють на нестійкі, але замкнені колові орбіти навколо чорної діри. Для необертових чорних дір радіус фотонної сфери становить 1,5 радіуса Шварцшильда. Орбіти на ній динамічно нестійкі, тому навіть незначне збурення, наприклад частинка падаючої речовини, спричиняє зростаючу нестійкість: фотон або переходить на спрямовану назовні траєкторію й залишає чорну діру, або ж переходить на спрямовану всередину спіраль і зрештою перетинає горизонт подій.

Хоча світло може вийти за межі фотонної сфери, будь-яке світло, що перетинає її на вхідній траєкторії, буде захоплене чорною дірою. Отже, будь-яке світло, яке доходить до зовнішнього спостерігача з фотонної сфери, повинно було випромінюватися об'єктами, що перебувають між фотонною сферою та горизонтом подій. Для чорної діри Керра радіус фотонної сфери залежить від параметра обертання й від деталей орбіти фотона, яка може бути прямою (фотон рухається в напрямку обертання чорної діри) або зворотною.

Ергосфера

Ергосфера — це область поза горизонтом подій, де об'єкти не можуть залишатися нерухомими.

Обертові чорні діри оточені областю простору-часу, у якій неможливо залишатися нерухомим, — ергосферою. Це наслідок явища, відомого як утягнення системи відліку. Загальна теорія відносності передбачає, що будь-яка маса, яка обертається, дещо «утягує» за собою простір-час поруч із собою. Будь-який об'єкт поблизу такої маси починає рухатися у напрямку її обертання. Для чорної діри цей ефект настільки сильний поблизу горизонту подій, що об'єктові довелося б рухатися швидше за швидкість світла у протилежному напрямку, аби лише залишатися на місці.

Ергосфера чорної діри — це об'єм, обмежений горизонтом подій чорної діри та так званою ергоповерхнею, яка збігається з горизонтом подій на полюсах, але розташована на значно більшій відстані на екваторі.

Об'єкти та випромінювання можуть вільно залишати ергосферу. Завдяки процесу Пенроуза об'єкти можуть виходити з ергосфери з більшою енергією, ніж та, з якою вони туди потрапили. Додаткова енергія відбирається від енергії обертання чорної діри, внаслідок чого її обертання сповільнюється. Варіацією процесу Пенроуза в умовах сильних магнітних полів є процес Блендфорда — Знаєка, який вважаютья імовірним механізмом виникнення колосальної світності та релятивістських джетів квазарів та інших активних ядер галактик.

Найближча стійка колова орбіта

У ньютонівській гравітації тестові частинки можуть стабільно рухатися по орбітах на будь-якій відстані від центрального об'єкта. Однак у загальній теорії відносності існує найближча стійка колова орбіта (англ. innermost stable circular orbit, ISCO), для якої будь-яке нескінченно мале збурення всередину призведе до падіння в чорну діру, а збурення назовні, залежно від енергії, може зумовити або падіння, або стабільний рух між апоастром і періастром, або втечу на нескінченність. Розташування ISCO залежить від моменту імпульсу чорної діри; у випадку чорної діри Шварцшильда (нульовий момент імпульсу) її радіус дорівнює:$$r_{\rm {ISCO}}=3\,r_{\text{s}}={\frac {6\,GM}{c^{2}}},$$Для частинок, що обертаються у тому ж напрямку, що й момент імпульсу чорної діри, цей радіус зменшується зі зростанням моменту імпульсу.

Зона занурення

Остання спостережувана область простору-часу навколо чорної діри називається зоною занурення. У цій ділянці вже неможливо, щоб матерія рухалася по колових орбітах або зупинила остаточне падіння в чорну діру. Натомість вона стрімко занурюється до чорної діри майже зі швидкістю світла.

Формування та еволюція

З огляду на незвичну природу чорних дір, довгий час існували сумніви, чи можуть такі об'єкти реально існувати в природі, чи вони є лише патологічними розв'язками рівнянь Ейнштейна. Сам Ейнштейн помилково вважав, що чорні діри не здатні утворюватися, оскільки припускав, що кутовий момент тіл, які колапсують, стабілізує їхній рух на певному радіусі. Це призвело до того, що спільнота дослідників загальної теорії відносності протягом багатьох років відкидала всі результати, які суперечили такому уявленню. Водночас меншість релятивістів наполягала, що чорні діри фізично реальні, і до кінця 1960-х років вони переконали більшість науковців у галузі, що жодних перешкод для формування горизонту подій не існує.

Пенроуз показав, що після появи горизонту подій загальна теорія відносності без квантової механіки вимагає утворення сингулярності. Розв'язок Керра, теорема про «відсутність волосся» та закони термодинаміки чорних дір показали, що фізичні властивості чорних дір є простими й зрозумілими, зробивши їх поважним об'єктом наукових досліджень. Звичайні чорні діри утворюються внаслідок гравітаційного колапсу масивних об'єктів, зокрема зір, але теоретично вони можуть формуватися і внаслідок інших процесів.

Гравітаційний колапс

Газова хмара, розірвана чорною дірою в центрі Чумацького Шляху (спостереження 2006, 2010 та 2013 років показані відповідно синім, зеленим і червоним кольорами).

Гравітаційний колапс відбувається тоді, коли внутрішній тиск об'єкта стає недостатнім, щоб протидіяти його власній гравітації. Для зір це зазвичай трапляється тоді, коли зоря має занадто мало ядерного палива, щоб підтримувати температуру завдяки зоряному нуклеосинтезу, або коли зоря отримує додаткову речовину таким чином, що температура її ядра не зростає. В обох випадках температура зорі виявляється занадто низькою, щоб запобігти її колапсу під власною вагою.

Колапс може бути зупинений виродженим тиском складових зорі, що дозволяє речовині конденсуватися в екзотичний щільніший стан. У результаті утворюється один із типів компактних зір. Який саме тип виникне, залежить від маси залишку первісної зорі після того, як її зовнішні шари були викинуті (наприклад, під час наднової II типу). Маса залишку — об'єкта, що пережив вибух — може бути суттєво меншою за масу початкової зорі. Залишки, що перевищують 5 M_☉, формуються зорями з початковою масою понад 20 M_☉.

Якщо маса залишку перевищує приблизно 3–4 M_☉ (межу Толмена — Оппенгеймера — Волкова), або через велику масу початкової зорі, або через додаткове накопичення речовини під час акреції, навіть вироджений тиск нейтронів стає недостатнім для зупинки колапсу. Жоден відомий механізм (окрім, можливо, тиску вироджених кварків) не здатен зупинити стискання, й об'єкт неминуче колапсує, утворюючи чорну діру.

Вважається, що гравітаційний колапс масивних зір відповідає за формування чорних дір зоряних мас. Зореутворення в ранньому Всесвіті могло призвести до появи надмасивних зір, які після колапсу утворили чорні діри масою до 10³M_☉. Такі чорні діри могли стати зародками, з яких згодом сформувалися надмасивні чорні діри в центрах більшості галактик. Крім того, було висунуто припущення, що масивні чорні діри з типовими масами близько 10⁵M_☉ могли утворитися внаслідок прямого колапсу газових хмар у молодому Всесвіті. Такі масивні об'єкти розглядають як можливі зародки, з яких сформувалися перші квазари, що спостерігаються вже на червоному зсуві $z\sim 7$. Деякі кандидати в такі об'єкти вже виявлені в спостереженнях молодого Всесвіту.

Попри те, що більша частина енергії під час гравітаційного колапсу виділяється дуже швидко, зовнішній спостерігач насправді не бачить завершення цього процесу. Хоча для падаючої речовини колапс триває скінченний проміжок часу у власній системі відліку, віддалений спостерігач бачитиме, що речовина сповільнюється й зупиняється безпосередньо над горизонтом подій через гравітаційне розтягування часу. Світло від колапсуючої речовини доходить до спостерігача дедалі пізніше, і випромінювання, випущене безпосередньо перед утворенням горизонту подій, затримується на нескінченний час. Тому зовнішній спостерігач ніколи не бачить самого формування горизонту подій; натомість колапсуюча речовина здається дедалі тьмянішою та спостерігається з усе більшим червоним зсувом, аж поки повністю не зникає.

Первинні чорні діри та Великий вибух

Гравітаційний колапс потребує надзвичайної густини. В сучасну епоху Всесвіту такі великі густини трапляються лише в зорях, але у ранньому Всесвіті невдовзі після Великого вибуху густина була набагато більшою, що могло зробити можливим утворення чорних дір. Однак самої лише високої густини недостатньо для їх утворення, оскільки рівномірний розподіл маси не дає їй згрупуватися. Для того, щоб первинні чорні діри могли виникнути в такому щільному середовищі, повинні були існувати початкові флуктуації густини, які надалі зростали б під дією власної гравітації. Різні моделі раннього Всесвіту суттєво відрізняються у своїх передбаченнях щодо масштабу цих флуктуацій. Згідно з різними моделями, первинні чорні діри могли утворюватися в діапазоні мас від планківської маси аж до сотень тисяч сонячних мас.

Попри те, що ранній Всесвіт був надзвичайно щільним, він не сколапсував у чорну діру під час Великого вибуху, оскільки швидкість розширення перевищувала силу гравітаційного притягання. Відповідно до теорії інфляції, загальна відносність передбачає, що гравітаційне поле сповільнює розширення Всесвіту. Від'ємний тиск долає додатню густину енергію, утворюючи сумарне відштовхувальне гравітаційне поле.

Моделі гравітаційного колапсу об'єктів приблизно сталого розміру, таких як зорі, не обов'язково застосовні у той самий спосіб до швидко розширюваного простору, як це відбувалося під час Великого вибуху.

Зіткнення у фізиці високих енергій

Гравітаційний колапс не є єдиним процесом, здатним створювати чорні діри. У принципі, чорні діри можуть утворюватися під час зіткнень у фізиці високих енергій. Станом на 2002 рік подібних подій не було зафіксовано — ані безпосередньо, ані опосередковано у вигляді нестачі маси в експериментах на прискорювачах частинок. Це вказує на існування нижньої межі маси чорних дір. Теоретично очікується, що ця межа розташована поблизу планківської маси, де квантові ефекти роблять передбачення загальної відносності некоректними.

Це робить утворення чорних дір практично недосяжним для будь-яких процесів, що відбуваються на Землі чи поблизу неї. Втім, деякі підходи у квантовій гравітації припускають, що мінімальна маса чорної діри може бути значно меншою: у деяких сценаріях браневого Всесвіту ця межа може становити лише 1 TeV/c². Це робить можливим утворення мікроскопічних чорних дір у високоенергетичних зіткненнях, що відбуваються, коли космічні промені взаємодіють з атмосферою Землі, або навіть у Великому адронному колайдері в CERN. Такі теорії залишаються вкрай спекулятивними, і багато фахівців вважають утворення чорних дір у цих процесах малоймовірним. Навіть якщо мікроскопічні чорні діри змогли б утворитися, очікується, що вони випаровувалися б приблизно за 10⁻²⁵ секунди, і тому не становили б загрози для Землі.

Зростання

Моделювання зіткнення двох чорних дір

Після утворення чорна діра може продовжувати зростати, поглинаючи додаткову речовину. Будь-яка чорна діра постійно поглинає газ і міжзоряний пил із навколишнього середовища. Такий процес зростання є одним із можливих шляхів формування деяких надмасивних чорних дір, хоча походження надмасивних чорних дір залишається відкритим питанням для досліджень. Подібний механізм було запропоновано й для утворення чорних дір середньої маси, виявлених у кулястих скупченнях.

Чорні діри також можуть зливатися з іншими об’єктами — наприклад, із зорями або іншими чорними дірами. Вважають, що це відіграло важливу роль, особливо на ранніх етапах зростання надмасивних чорних дір, які могли формуватися шляхом об’єднання багатьох менших об’єктів. Такий процес також розглядають як можливе пояснення походження деяких чорних дір середньої маси.

Випаровування

У 1974 році Стівен Гокінг передбачив, що чорні діри не є повністю чорними, а випромінюють невелику кількість теплового випромінювання з температурою ħc³/(8πGMk_B); цей ефект став відомий як випромінювання Гокінга. Застосувавши квантову теорію поля до статичного гравітаційного поля чорної діри, він показав, що чорна діра має випромінювати частинки, які мають спектр абсолютно чорного тіла. Відтоді багато дослідників підтвердили цей результат різними методами. Якщо теорія Гокінга щодо випромінювання чорних дір правильна, то чорні діри поступово мають зменшуватися та випаровуватися з часом, втрачаючи масу через випромінювання фотонів та інших частинок. Температура цього теплового спектра (температура Гокінга) пропорційна поверхневій гравітації чорної діри, яка, для чорної діри Шварцшильда, обернено пропорційна масі. Отже, великі чорні діри випромінюють менше, ніж малі.

Зоряна чорна діра з масою 1 M_☉ має температуру Гокінга 62 нанокельвіни. Це значно менше за температуру реліктового випромінювання, яка становить 2,7 K. Чорні діри зоряної маси або більші отримують більше маси від реліктового випромінювання, ніж втрачають через випромінювання Гокінга, тому вони з часом не зменшуються, а зростають. Щоб температура чорної діри перевищувала 2,7 K (і вона могла випаровуватися), її маса мала б бути меншою за масу Місяця. Така чорна діра мала б діаметр менше однієї десятої міліметра.

Якщо чорна діра є дуже малою, вплив випромінювання очікувано стає надзвичайно сильним. Чорна діра з масою автомобіля мала б діаметр приблизно 10⁻²⁴ м і випарувалася б за одну наносекунду, при цьому короткочасно мала б світність, що перевищує сонячну більш ніж у 200 разів. Чорні діри меншої маси мали б випаровуватися ще швидше; наприклад, чорна діра масою 1 ТеВ/c² повністю зникла б менш ніж за 10⁻⁸⁸ секунд. Для таких надзвичайно малих чорних дір очікується, що ефекти квантової гравітації відіграватимуть важливу роль і, гіпотетично, можуть зробити їх стабільними, хоча сучасні моделі квантової гравітації цього не підтверджують.

Випромінювання Гокінга для астрофізичних чорних дір є надзвичайно слабким, тому його практично неможливо виявити з Землі. Можливим винятком може бути спалах гамма-випромінювання, який відбувається на останньому етапі випаровування первинних чорних дір. Пошуки таких спалахів поки не дали результатів, але встановили жорсткі обмеження на можливість існування чорних дір малої маси. Космічний телескоп «Фермі», запущений НАСА у 2008 році, продовжує пошуки таких спалахів.

Якщо чорні діри випаровуються через випромінювання Гокінга, то чорна діра зоряної маси випарується (після того, як температура реліктового випромінювання стане нижчою за температуру чорної діри) за приблизно 10⁶⁴ років. Надмасивна чорна діра з масою 10¹¹ M_☉ випарується приблизно за 2×10¹⁰⁰ років. Під час колапсу надскупчення галактик надмасивні чорні діри можуть зрости до маси близько 10¹⁴ M_☉. Навіть такі об’єкти зрештою випаровуватимуться протягом часового проміжку до 10¹⁰⁶ років.

Спостережні докази

За своєю природою чорні діри не випромінюють електромагнітного випромінювання, окрім гіпотетичного випромінювання Гокінга, тому астрономи зазвичай змушені покладатися на непрямі спостереження. Наприклад, висновок про існування чорної діри можна зробити, спостерігаючи її гравітаційний вплив на навколишні об’єкти.

4 листопада 2025 року було зафіксовано найпотужніший у історії спалах чорної діри, яскравість якого дорівнювала випромінюванню 10 трлн Сонць. Рідкісне явище дослідив перехідний центр Цвіккі (ZTF), коли телескоп зафіксував різке, у 40 разів, зростання яскравості об’єкта J2245+3743, розташованого на відстані близько 10 млрд світлових років від Землі. Як пояснили науковці, надмасивна чорна діра з масою у 500  млн Сонць розірвала гігантську зірку, що підійшла надто близько. Цей процес, відомий як припливне руйнування (TDE), і спричинив спалах неймовірної потужності.

Пряма інтерферометрія

Вигляд надмасивної чорної діри M87* у поляризованому світлі

Стрілець A* — надмасивна чорна діра в центрі Чумацького Шляху

Телескоп горизонту подій — це чинна міжнародна програма, що безпосередньо спостерігає околиці горизонтів подій чорних дір, зокрема чорної діри в центрі Чумацького Шляху. У квітні 2017 року Телескоп горизонту подій розпочав спостереження чорної діри в центрі галактики Мессьє 87. Загалом вісім радіообсерваторій на чотирьох континентах спостерігали цю галактику протягом 10 днів у квітні 2017 року, щоб отримати дані, з яких у квітні 2019 року було створено зображення.

Після двох років обробки даних Телескоп горизонту подій оприлюднив перше зображення чорної діри у центрі галактики Мессьє 87. На зображенні видно не саму чорну діру — вона виглядає чорною через повну втрату світла в цій області, — а гази на межі горизонту подій, які світяться помаранчевим або червоним кольором і окреслюють її.

12 травня 2022 року Телескоп горизонту подій оприлюднив перше зображення Стрільця A* — надмасивної чорної діри в центрі Чумацького Шляху. Зображення показало ту саму кільцеподібну структуру та «тінь», що й у чорної діри M87*. Межа тіні, тобто область меншої яскравості, відповідає передбаченим гравітаційно викривленим орбітам фотонів. Зображення створене тими ж методами, що й для M87*, але процес був набагато складнішим, адже Стрілець A* у понад тисячу разів менший і менш масивний. На якість зображення вплинула турбулентна плазма між нами та центром галактики, що розмиває деталі на довших хвилях.

Яскравіша нижня частина зображення Телескопа горизонту подій пояснюється ефектом релятивістського бімінгу, за якого матеріал, що рухається до спостерігача з релятивістськими швидкостями, здається яскравішим за той, що віддаляється. Це означає, що спостережуваний матеріал обертається з релятивістською швидкістю (>1000 км/с), достатньою, щоб утримуватися на орбіті поблизу горизонту подій, протидіючи потужному тяжінню чорної діри. Така конфігурація свідчить, що Телескоп горизонту подій спостерігав M87* майже з краю її акреційного диска, який обертається за годинниковою стрілкою.

Сильне гравітаційне лінзування чорних дір створює ілюзію, ніби акреційний диск видно зверху. Насправді більшість частин кільця на зображенні Телескопа горизонту подій утворені світлом із протилежного боку диска, яке, огинаючи гравітаційну яму чорної діри, виходить назовні. Завдяки цьому диск видно практично з усіх можливих напрямків, навіть із-за «тіні». У 2015 році Телескоп горизонту подій виявив магнітні поля безпосередньо за межами горизонту подій Стрільця A* і навіть визначив деякі їхні властивості. Лінії магнітного поля, що проходять крізь акреційний диск, мають складну структуру — частково впорядковану, частково хаотичну. Теоретичні моделі чорних дір давно передбачали існування таких полів. У квітні 2023 року вперше представили зображення тіні чорної діри Мессьє 87 разом із її високоенергетичним струменем.

Виявлення гравітаційних хвиль від злиття чорних дір

Вимірювання гравітаційних хвиль детекторами LIGO у Лівінгстоні (праворуч) та Ганфорді (ліворуч), порівняно з теоретичними передбаченнями

14 вересня 2015 року обсерваторія гравітаційних хвиль LIGO вперше в історії здійснила пряме спостереження гравітаційних хвиль. Отриманий сигнал відповідав теоретичним передбаченням для гравітаційних хвиль, що виникають під час злиття двох чорних дір: однієї з масою близько 36 сонячних мас і другої — приблизно 29 сонячних мас. Це спостереження стало на той час найпереконливішим доказом існування чорних дір. Наприклад, форма сигналу свідчила, що відстань між двома об’єктами перед злиттям становила лише близько 350 км, тобто приблизно у чотири рази більше за радіус Шварцшильда, відповідний їхнім масам. Отже, об’єкти мали бути надзвичайно компактними, що робить чорні діри найімовірнішим поясненням.

Ще важливіше, що сигнал, зафіксований LIGO, містив початок фази затухання — випромінювання, що виникає, коли новоутворений компактний об’єкт переходить у стаціонарний стан. Ця фаза, ймовірно, є найпрямішим способом спостереження чорної діри. Із сигналу LIGO можна визначити частоту та час згасання основної моди режиму затухання. За цими параметрами обчислюють масу та кутовий момент кінцевого об’єкта — значення, що узгоджуються з незалежними чисельними моделями злиття. Частота та час згасання основного режиму визначаються геометрією фотонної сфери. Таким чином, спостереження цього режиму підтверджує існування фотонної сфери, однак воно не виключає можливих екзотичних альтернатив чорним дірам, які є досить компактними, щоб також мати фотонну сферу.

Це відкриття також стало першим спостережним підтвердженням існування подвійних систем зоряних чорних дір. Крім того, воно надало перші докази існування чорних дір зоряної маси, масивніших за 25 сонячних мас.

Відтоді було зареєстровано ще багато гравітаційних хвиль.

Зорі на орбітах навколо Стрільця A*

Рух зір навколо Стрільця A* станом на 2021 рік

Власний рух зір поблизу центра нашої галактики є переконливим спостережним доказом того, що ці зорі обертаються навколо надмасивної чорної діри. Починаючи з 1995 року, астрономи відстежують рух близько 90 зір, що обертаються навколо невидимого об’єкта, який збігається з радіоджерелом Стрілець A*. Аналізуючи їхні траєкторії як кеплерівські орбіти, у 1998 році вдалося визначити, що маса цього об’єкта становить близько 2.6×10⁶ M_☉, і вона зосереджена в об’ємі радіусом лише 0,02 світлового року, щоб викликати спостережувані рухи зір.

Відтоді одна із зір — S2 — завершила повну орбіту. На основі даних про її рух астрономи уточнили розрахунки: маса центрального об’єкта становить близько 4.3×10⁶ M_☉, а його радіус не перевищує 0,002 світлового року. Верхня межа розміру цього об’єкта все ще є занадто великою, щоб перевірити, чи є він меншим за свій радіус Шварцшильда. Попри це, отримані спостереження переконливо свідчать, що центральний об’єкт є надмасивною чорною дірою, оскільки не існує жодного іншого правдоподібного пояснення того, як така велика невидима маса може бути зосереджена в настільки малому об’ємі. Крім того, існують спостережні дані, що цей об’єкт може мати горизонт подій — особливість, притаманну лише чорним дірам.

Акреція речовини

Розмиття рентгенівського випромінювання поблизу чорної діри (NuSTAR; 12 серпня 2014 року)

Внаслідок збереження моменту імпульсу, газ, що падає у гравітаційну яму, створену масивним об’єктом, зазвичай формує навколо нього дископодібну структуру. У межах такого диска тертя спричиняє перенесення кутового моменту назовні, що дозволяє речовині поступово падати ближче до центра, вивільняючи потенційну енергію та підвищуючи температуру газу.

Коли акретуючим об’єктом є нейтронна зоря або чорна діра, газ у внутрішній частині акреційного диска обертається з дуже високою швидкістю через близькість до компактного об’єкта. Результуюче тертя настільки значне, що воно нагріває внутрішній диск до температур, за яких він випромінює величезні обсяги електромагнітного випромінювання (переважно у рентгенівському діапазоні). Такі яскраві рентгенівські джерела можна спостерігати за допомогою телескопів. Цей процес акреції є одним із найефективніших механізмів вироблення енергії у Всесвіті: до 40 % маси спокою акретованої речовини може вивільнятися у вигляді випромінювання. Для порівняння, під час термоядерного синтезу вивільняється лише близько 0,7 % маси спокою. У багатьох випадках акреційні диски утворюють релятивістські струмені, що викидаються вздовж полюсів і відводять значну частину енергії. Механізм утворення таких струменів наразі залишається недостатньо вивченим, зокрема через нестачу спостережних даних.

Таким чином, багато найенергійніших явищ у Всесвіті пов’язують із акрецією речовини на чорні діри. Зокрема, активні ядра галактик та квазари, імовірно, є акреційними дисками навколо надмасивних чорних дір. Аналогічно, рентгенівські подвійні системи зазвичай є подвійними зорями, у яких один з компонентів — компактний об’єкт, що акретує речовину зі свого компаньйона. Також існує припущення, що деякі надяскраві рентгенівські джерела можуть бути акреційними дисками чорних дір проміжної маси.

Спостереження показали, що зорі можуть руйнуватися припливними силами в безпосередній близькості від надмасивних чорних дір у ядрах галактик — це явище відоме як припливне руйнування. Частина речовини зруйнованої зорі утворює навколо чорної діри акреційний диск, який випромінює спостережне електромагнітне випромінювання.

У листопаді 2011 року повідомили про перше пряме спостереження акреційного диска квазара навколо надмасивної чорної діри.

Рентгенівські подвійні системи

Зображення Cygnus X-1, отримане рентгенівською обсерваторією «Чандра». Це перший відкритий сильний кандидат на чорну діру

Рентгенівські подвійні зорі — це подвійні зоряні системи, що випромінюють більшість своєї енергії в рентгенівському діапазоні спектра. Таке випромінювання, як правило, виникає тоді, коли одна із зір (компактний об’єкт) акретує речовину зі свого компаньйона — звичайної зорі. Наявність звичайної зорі в такій системі дає змогу досліджувати центральний об’єкт і визначити, чи може він бути чорною дірою.

Якщо така система випромінює сигнали, безпосередньо пов’язані з компактним об’єктом, то цей об’єкт не може бути чорною дірою. Водночас відсутність таких сигналів не виключає можливості, що компактний об’єкт є нейтронною зорею. Досліджуючи зорю-компаньйона, часто вдається визначити орбітальні параметри системи та оцінити масу компактного об’єкта. Якщо вона значно перевищує межу Толмена — Оппенгеймера — Волкова (максимальну масу зорі, за якої вона ще не колапсує), то такий об’єкт не може бути нейтронною зорею і, його вважають чорною дірою.

Першим сильним кандидатом на чорну діру став Лебідь X-1, відкритий у такий спосіб Томом Болтоном, Луїзою Вебстер та Полом Мердіним у 1972 році. Деякі сумніви у його природі залишалися через неточності, пов’язані з тим, що зоря-компаньйон є набагато масивнішою за кандидата в чорні діри. Нині гарними кандидатами у чорні діри вважають об’єкти класу рентгенівських подвійних систем, відомих як м’які рентгенівські транзієнти. У таких системах зоря-компаньйон має відносно малу масу, що дозволяє точніше оцінювати масу чорної діри. Такі системи активно випромінюють рентгенівське випромінювання лише кілька місяців раз на 10–50 років. У період низької рентгенівської активності, який називають станом спокою, акреційний диск надзвичайно тьмяний, що дозволяє в цей час детально спостерігати зорю-компаньйона. Одним із найкращих таких кандидатів є V404 Лебедя.

Квазірегулярні осциляції

Іноді рентгенівське випромінювання від акреційних дисків демонструє пульсації на певних частотах. Такі сигнали називають квазірегулярними осциляціями, і вважається, що вони спричинені рухом речовини вздовж внутрішнього краю акреційного диска — на межі найближчої стійкої колової орбіти. Таким чином, їхня частота пов’язана з масою компактного об’єкта, тому їх можна використовувати як альтернативний метод для визначення маси кандидатів у чорні діри.

Ядра галактик

Виявлення незвично яскравого рентгенівського спалаху від Стрільця A* — чорної діри в центрі галактики Чумацький Шлях, 5 січня 2015 року

Астрономи використовують термін «активна галактика» для позначення галактик із незвичними властивостями, зокрема з аномальним випромінюванням спектральних ліній або дуже сильним радіовипромінюванням. Теоретичні та спостережні дослідження показують, що активність таких активних ядер галактик пояснюється наявністю надмасивних чорних дір, маса яких може у мільйони разів перевищувати масу зореподібних чорних дір.

Моделі активних ядер галактик описують центральну чорну діру, маса якої становить мільйони або навіть мільярди мас Сонця, оточену диском із міжзоряного газу та пилу — акреційним диском, — а також двома релятивістськими струменями, що виходять перпендикулярно до цього диска.

Хоча існування надмасивних чорних дір очікується в більшості активних ядер галактик, лише ядра деяких галактик були детально досліджені з метою ідентифікації та вимірювання маси центральних кандидатів у надмасивні чорні діри. Серед найвідоміших галактик, у яких виявлено такі кандидати, — Галактика Андромеди, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279+5255 та Галактика Сомбреро.

Нині загальновизнано, що в центрі майже кожної галактики, не лише активної, міститься надмасивна чорна діра. Тісна спостережувана кореляція між масою цієї діри та дисперсією швидкостей у балджі галактики, відома як співвідношення M–сигма, свідчить про глибокий зв’язок між утворенням чорної діри та еволюцією самої галактики.

Мікролінзування

Інший спосіб перевірити, чи є об'єкт чорною дірою, — це спостереження ефектів, зумовлених потужним гравітаційним полем поблизу нього. Одним із таких ефектів є гравітаційне лінзування, — відхилення променів світла у викривленому просторі-часі навколо масивного об’єкта, подібно до того, як це відбувається при проходженні світла крізь оптичну лінзу. Спостерігалося слабке гравітаційне лінзування, коли світлові промені відхиляються лише на кілька кутових секунд. Мікролінзування відбувається тоді, коли форму джерела світла не можна розрізнити, і спостерігач бачить лише короткочасне підсилення яскравості. На межі тисячоліть зафіксували перші три кандидати в чорні діри, виявлені саме таким способом. У січні 2022 року астрономи повідомили про перше підтверджене виявлення події мікролінзування від ізольованої чорної діри.

Ще один можливий спосіб спостереження гравітаційного лінзування чорної діри полягає у відстеженні зір, що обертаються навколо неї. Є кілька кандидатів для таких спостережень у зорях, що рухаються навколо Стрільця A*.

Чорні діри проміжних мас

Оскільки спостерігаються чорні діри зоряних мас до 20 мас Сонця й надмасивні чорні діри у ядрах галактик (з масою понад 2 млн мас Сонця), постає питання, чи є у Всесвіті чорні діри проміжних мас, з масою кілька тисяч мас Сонця? Найкращим спостережним свідченням про існування таких чорних дір є ультралюмінесцентні рентгенівські джерела, що спостерігаються в багатьох галактиках, як близьких до нас так і віддалених. Якщо пояснювати ці джерела акрецією речовини на чорну діру, то з характеру акреції можна зробити припущення про масу чорної діри.

Чорні діри проміжних мас можуть утворюватись у центрі кулястих скупчень, крім того вони можуть існувати в гало галактик. Такі об'єкти можуть спостерігатися завдяки гравітаційному мікролінзуванню: якщо чорна діра проміжної маси з гало опиниться на промені зору до якоїсь зорі, то буде спостерігатися спалах зорі, за характером якого можна визначити масу чорної діри. Зараз проводять такі спостереження, але чорних дір проміжної маси до останнього часу не було виявлено.

У 2015 році астрофізики виявили в галактиці NGC 2276 незвичайну чорну діру, імовірно є рідкісним представником так званих чорних дір проміжної маси, які сьогодні вважаються втраченою ланкою в еволюції їх надмасивних побратимів в центрах галактик.

Імовірні чорні діри проміжних мас — чорна діра X-1 в галактиці M82, відкрита ще в 2006 році, два рентгенівських джерела — HLX-1 в сузір'ї Фенікса, що «катапультувався» з галактики ESO 243-49, а також GCIRS 13E в нашій галактиці.

Механізми утворення чорних дір проміжних мас:

1. Утворення чорної діри під час Великого вибуху в ранньому Всесвіті. Під час Великого вибуху могли утворитися первинні чорні діри будь-яких мас, зокрема й масою кілька тисяч мас Сонця.
2. Залишки зір третього типу населення. Зорі третього типу населення — це перші зорі у Всесвіті, які виникли у перші сотні мільйонів років його існування. Вони мали великі маси, що могло призвести до утворення досить масивних чорних дір.
3. Зіткнення зір і чорних дір у кулястих зоряних скупченнях. Також чорні діри проміжних мас можуть існувати в ядрах галактик. Під час утворення галактики речовина колапсує, і в центрі галактики можуть утворюватися чорні діри проміжних мас, з яких із часом утворюється надмасивна чорна діра. Втрачені ланки в еволюції надмасивних чорних дір народжуються в ході злиття великих «звичайних» чорних дір під час зіткнень галактик.

Альтернативні пояснення ультраяскравих рентгенівських джерел.

Замість чорних дір проміжних мас ультраяскраві рентгенівські джерела можуть пояснюватись за допомогою явища мікроблазара. Мікроблазар — це подвійна система з чорною дірою зоряної маси, в якій є акреаційний диск і джет (струмінь речовини вздовж осі обертання чорної діри), причому цей джет спрямований на спостерігача (на нашу галактику, на сонячну систему). Також ультраяскраві рентгенівські джерела можуть пояснюватись супер-Едингтонівським випромінюванням, в результаті акреції речовини на чорну діру зоряної маси, але ці моделі недостатньо розвинені.

Місце чорних дір проміжних мас:

1. Утворення надмасивних чорних дір у ядрах галактик.
2. Чорні діри проміжних мас можуть бути джерелами гравітаційних хвиль. Якщо будуть зареєстровані гравітаційні хвилі, то за допомогою них можна буде безпосередньо відкрити чорні діри проміжних мас.

Падіння в чорну діру

Зовнішні відеофайли
	1. Подорож у чорну діру // Канал «Цікава наука» на YouTube, 3 жовтня 2020.

Тіло, яке вільно падає під дією сил гравітації, перебуває в стані невагомості. Воно відчуватиме дію припливних сил, котрі його розтягують у напрямку руху і стискають — у поперечному. Величина цих сил зростає і прямує до нескінченності при $~r\to 0$. У певний момент власного часу тіло перетне горизонт подій. З погляду спостерігача, котрий падає разом із тілом, цей момент нічим не відзначено, однак повернення назад відтоді вже немає. Тіло опиняється в горловині (її радіус у точці, де перебуває тіло, і є $~r$), де стискається настільки швидко, що вилетіти з неї до моменту остаточного стягування (це і є сингулярність) вже не можна, навіть рухаючись зі швидкістю світла.

З погляду віддаленого спостерігача, падіння в чорну діру буде виглядати інакше. Нехай, наприклад, тіло світитиметься і, крім того, посилатиме сигнали назад з певною частотою. Спочатку віддалений спостерігач бачитиме, що тіло, перебуваючи в процесі вільного падіння, поступово розганяється під дією сил тяжіння у напрямку до центру. Колір тіла не змінюється, частота фіксованих сигналів практично постійна. Однак, коли тіло почне наближатися до горизонту подій, фотони, що йдуть від тіла, будуть зазнавати все більшого і більшого гравітаційного червоного зміщення.

Крім того, через дію гравітаційного поля всі фізичні процеси з погляду віддаленого спостерігача сповільнюватимуться через гравітаційне уповільнення часу: годинник, закріплений на радіальній координаті $r$ без обертання ($r={\text{const}},\theta ={\text{const}},\varphi ={\text{const}}$) йтиме повільніше, ніж нескінченно віддалений, в $1/{\sqrt {1-r_{s}/r}}$ разів. Здаватиметься, що тіло — в надзвичайно сплющеному вигляді — буде сповільнюватися, наближаючись до горизонту подій, і, врешті-решт, практично зупиниться. Частота сигналу різко зменшуватиметься. Довжина хвиль, що їх випромінюватиме тіло, стрімко зростатиме, так, що світло швидко перетвориться на радіохвилі, і далі — на низькочастотні електромагнітні коливання, зафіксувати які буде вже неможливо. Перетинання тілом горизонту подій спостерігач не побачить ніколи, і в цьому сенсі падіння в чорну діру триватиме нескінченно довго. Є, однак, момент, починаючи з якого вплинути на тіло, що падає, віддалений спостерігач уже не зможе. Промінь світла, посланий слідом за цим тілом, його або взагалі ніколи не наздожене, або наздожене вже за горизонтом подій. Крім того, відстань між тілом і горизонтом подій, а також «товщина» сплющеного (з точки зору стороннього спостерігача) тіла досить швидко досягнуть планківської довжини і (з математичного погляду) зменшуватимуться й далі. Для реального фізичного спостерігача (який здійснює вимірювання з планківською похибкою) це рівнозначно тому, що маса чорної діри збільшиться на масу тіла, що на неї падає, а, значить, радіус горизонту подій зросте, і тіло, що падає, виявиться «всередині» горизонту подій за скінченний час.

Аналогічно буде виглядати для віддаленого спостерігача і процес гравітаційного колапсу. Спочатку речовина падатиме до центру, але поблизу горизонту подій вона стане різко сповільнюватися, її випромінювання піде в радіодіапазон, і в результаті віддалений спостерігач побачить, що зірка згасла.

Модель на базі теорії струн

Теорія струн дозволяє вибудовування виключно щільних і дрібномасштабних структур з самих струн та інших описуваних теорією об'єктів, частина з яких мають більше ніж три виміри. Кількість способів організації струн усередині чорних дір величезна. І, що характерно, ця величина збігається з величиною ентропії чорної діри, яку Стівен Гокінг і його колега Джейкоб Бекенштейн прогнозували в 1970-і роки.

1996 року струнні теоретики Ендрю Стромінджер і Кумрун Вафа, спираючись на більш ранні результати Сасскінда і Сена, опублікували роботу «Мікроскопічна природа ентропії Бекенштейна і Гокінга». У цій роботі Стромінджеру і Вафе вдалося використати теорію струн для знаходження мікроскопічних компонентів певного класу чорних дір, а також для точного обчислення вкладів цих компонентів в ентропію. Робота була заснована на застосуванні нового методу, частково виходить за рамки теорії збурень, яку використовували в 1980-х і на початку 1990-х рр.. Результат роботи в точності збігався з прогнозами Бекенштейна і Гокінга, зробленими більш ніж за двадцять років до цього.

Реальним процесам утворення чорних дір Стромінджер і Вафа протиставили конструктивний підхід. Суть у тому, що вони змінили точку зору на утворення чорних дір, показавши, що їх можна конструювати шляхом копіткої збірки в один механізм точного набору бран, відкритих під час другої суперструнної революції.

Стромінджер і Вафа змогли обчислити число перестановок мікроскопічних компонентів чорної діри, при яких загальні спостережувані характеристики, наприклад маса і заряд, залишаються незмінними. Тоді ентропія цього стану за визначенням дорівнює логарифму отриманого числа — числа можливих мікростанів термодинамічної системи. Потім вони порівняли результат з площею горизонту подій чорної діри — ця площа пропорційна ентропії чорної діри, як передбачено Бекенштейном і Гокінгом на основі класичного розуміння, — і отримали ідеальну згоду. Принаймні для класу екстремальних чорних дір Стромінджеру і Вафі вдалося знайти застосування теорії струн для аналізу мікроскопічних компонентів і точного обчислення відповідної ентропії.

В 2004 році команда Саміра Матура з університету Огайо взялася за прояснення питання можливого розташування струн всередині чорної діри. З'ясувалося, що майже завжди струни з'єднуються так, що утворюють єдину — велику і дуже гнучку — струну, але набагато більшого розміру, ніж точкова сингулярність.

Група Саміра Матура розрахувала розміри декількох моделей чорних дір за своєю методикою. Отримані результати збігалися з розмірами «горизонту подій» у традиційній теорії.

У зв'язку з цим Матур припустив, що горизонт подій насправді є мінливою масою струн, а не жорстко окресленою межею. Отже, відповідно до цієї моделі, чорна діра насправді не знищує інформацію, тому що ніякої сингулярності в чорних дірах немає. Маса струн розподіляється по всьому об'єму до горизонту подій, і інформація може зберігатися в струнах і передаватися виходить випромінюванням Гокінга (а отже виходити за горизонт подій).

Проте, автори визнають, що ця картина має досить попередній характер. Їм ще належить перевірити, як модель підходить до великих чорних дірок, або зрозуміти, як чорні діри еволюціонують.

Ще один варіант запропонували Гері Горовиць з Університету Каліфорнії в Санта-Барбарі і Хуан Малдасена з Принстонського Інституту передових досліджень. На думку цих дослідників, сингулярність в центрі чорної діри існує, проте інформація в неї просто не потрапляє: матерія йде в сингулярність, а інформація — шляхом квантової телепортації — друкується на випромінюванні Гокінга.

Чорні діри у Всесвіті

З часу теоретичного передбачення чорних дір залишалося відкритим питання про їхнє існування, тому що існування розв'язку типу «чорна діра» ще не гарантує, що існують механізми утворення подібних об'єктів у Всесвіті. З математичної точки зору відомо, що принаймні колапс гравітаційних хвиль в загальній теорії відносності стійко веде до формування пасткових поверхонь, а отже, і чорної діри, як доведено Деметріосом Крістодулу в 2000-х роках (Премія Шоу за 2011 рік).

З фізичної точки зору відомі механізми, які можуть призводити до того, що деяка область простору-часу буде мати ті ж властивості (ту ж геометрію), що і відповідна область чорної діри.

Насправді через акрецію речовини, з одного боку, і (можливо) випромінювання Гокінга, з іншого, простір-час навколо колапсара відхиляється від наведених вище точних розв'язків рівнянь Ейнштейна. І хоча в будь-якій невеликій області (крім околиць сингулярності) метрика спотворена не надто сильно, глобальна причинна структура простору-часу може відрізнятися кардинально. Зокрема, даний простір-час може, за деякими теоріями, вже й не мати горизонту подій. Це пов'язано з тим, що наявність або відсутність горизонту подій визначається, серед іншого, і подіями, що відбуваються в нескінченно віддаленому майбутньому спостерігача.

Чорні діри зоряних мас

Чорні діри зоряних мас утворюються як кінцевий етап еволюції зір, після повного вигоряння термоядерного палива та припинення термоядерних реакцій зоря теоретично має охолоджуватися, що призведе до зменшення внутрішнього тиску і стиснення під дією гравітації. Стиснення може зупинитися на певному етапі, а може перейти в стрімкий гравітаційний колапс.

Залежно від маси зорі й обертального моменту можливі такі кінцеві стани еволюції:

• Згасла дуже щільна зоря, що складається в основному, залежно від маси, з гелію, вуглецю, кисню, неону, магнію, кремнію або заліза (основні елементи перераховані в порядку зростання маси залишку зорі). Такі залишки називають білими карликами, маса їх обмежується зверху межею Чандрасекара.
• Нейтронна зірка, маса якої обмежена межею Оппенгеймера — Волкова.
• Чорна діра.

У міру збільшення маси залишку відбувається рух рівноважної конфігурації вниз по викладеній послідовності. Обертальний момент збільшує граничну масу на кожному кроці, але не якісно, ​а кількісно (щонайбільше — удвічі-втричі).

Умови (головним чином, маса), за яких кінцевим станом еволюції зорі є чорна діра, вивчені недостатньо добре, оскільки для цього необхідно знати поведінку і стан речовини при надзвичайно високій густині, недоступній експериментальному вивченню. Додаткові труднощі становить моделювання зір на пізніх етапах їхньої еволюції через складність хімічного складу і різке зменшення характерного часу перебігу процесів. Одні з найбільших космічних катастроф, спалахи наднових, відбуваються саме на цих етапах еволюції зір. Різні моделі дають нижню оцінку маси чорної діри, що утворюється в результаті гравітаційного колапсу, від 2,5 до 5,6 мас Сонця. Радіус чорної діри при цьому дуже малий — кілька десятків кілометрів.

Згодом чорна діра може розростися за рахунок поглинання речовини — як правило, це газ сусідньої зорі в подвійних системах (зіткнення чорної діри з будь-яким іншим астрономічним об'єктом дуже малоймовірне через її малий діаметр). Процес падіння газу на компактний астрофізичний об'єкт, зокрема, й на чорну діру, називається акрецією. При цьому через обертання газу формується акреційний диск, в якому речовина розганяється до релятивістських швидкостей, нагрівається і в результаті сильно випромінює, зокрема, в рентгенівському діапазоні, що дає принципову можливість виявляти такі акреційні диски (а отже, чорні діри) за допомогою ультрафіолетових і рентгенівських телескопів. Основною проблемою є мала величина і труднощі реєстрації відмінностей між акреційними дисками нейтронних зір і чорних дір, що призводить до невпевненості в ідентифікації рентгенівських подвійних із чорними дірами. Основна відмінність полягає в тому, що газ, який падає на всі об'єкти, рано чи пізно зустрічає тверду поверхню, що призводить до інтенсивного випромінювання при гальмуванні, але хмара газу, яка падає на чорну діру, через гравітаційне уповільнення часу (червоний зсув) просто швидко гасне з наближенням до горизонту подій, що спостерігалося телескопом Габбла в джерелі Лебідь X-1.

Зіткнення чорних дір з іншими зорями, а також зіткнення нейтронних зір, що викликає утворення чорної діри, призводить до наймогутнішого гравітаційного випромінювання, яке, як очікується, можна буде виявляти в найближчі роки за допомогою гравітаційних телескопів. Є повідомлення про спостереження зіткнень в рентгенівському діапазоні. 25 серпня 2011 з'явилося повідомлення про те, що вперше в історії науки група японських і американських фахівців змогла в березні 2011 року зафіксувати момент загибелі зірки, яку поглинає чорна діра.

Надмасивні чорні діри

За сучасними уявленнями дуже великі чорні діри, що розрослися, утворюють ядра більшості галактик. До них належить і масивна чорна діра в ядрі нашої Галактики — Стрілець A*.

Наразі існування чорних дір зоряних і галактичних масштабів вважається надійно доведеним астрономічними спостереженнями.

Американські астрономи встановили, що маси надмасивних чорних дір можуть бути значно недооцінені. Для того, щоб зорі в галактиці М87 (яка розташована на відстані 50 млн світлових років від Землі) рухалися так, як це спостерігається, маса центральної чорної діри має бути принаймні 6,4 млрд сонячних мас, тобто, удвічі більше від нинішніх оцінок ядра М87, які становлять 3 млрд сонячних мас.

Для чорної діри в ядрі галактики гравітаційний радіус дорівнює 3•10¹⁵ см = 200 а.о., що вп'ятеро більше відстані від Сонця до Плутона. Її густина при цьому дорівнює 0,2•10⁻³ г/см³, що в кілька разів менше від густини повітря.

Найдавніша чорна діра

6 листопада 2023 року, за повідомленням інформаційного агентства Associated Press, міжнародній групі астрономів вдалося виявити найдавнішу, з усіх відомих на сьогодні, чорну діру у Всесвіті. Для спостереження були залучені об'єднані можливості та зусилля космічного телескопу ім. Джеймса Вебба та космічної рентгенівської обсерваторії «Чандра». Повідомляється, що знайдена чорна діра в галактиці UHZ1 утворилася всього лише через 470 млн років після Великого вибуху (як на думку інших груп вчених — чорна діра утворилася через 440 млн років). Проте, враховуючи, що Всесвіту 13,7 млрд років, вік цієї чорної діри становить ~ 13,2 млрд років.

Найбільша чорна діра

Наприкінці березня 2023 року, астрономам за допомогою космічного телескопу «Габбл» вдалося виявити об'єкт, який вони вважають найбільшою чорною дірою з будь-коли виявлених раніше. За словами науковців, вона має масу 30 млрд сонячних мас й знаходиться в центрі однієї з масивних еліптичних галактик скупчення галактик Abell 1201 за сотні мільйонів світлових років від нашої планети. Вона є набагато більшою за типові галактичні надмасивні чорні діри.

Первинні чорні діри

Первинні чорні діри наразі є гіпотетичними. Якщо в початкові моменти існування Всесвіту існували досить великі відхилення від однорідності гравітаційного поля й густини матерії, то з них шляхом колапсу могли утворюватися чорні діри. Їх маса не обмежена знизу, як у разі гравітаційного колапсу зір — імовірно, вона могла б бути досить малою. Виявлення первинних чорних дір являє особливий інтерес у зв'язку з явищем випаровування чорних дір.

Квантові чорні діри

Передбачається, що в результаті ядерних реакцій можуть утворюватися досить стійкі мікроскопічні чорні діри, так звані квантові чорні діри. Для математичного опису таких об'єктів необхідна квантова теорія гравітації. Однак із загальних міркувань досить імовірно, що спектр мас чорних дір дискретний й існує мінімальна чорна діра — Планківська чорна діра. Її маса — близько 10⁻⁵ г, радіус — 10⁻³⁵ м. Комптонівська довжина хвилі планківської чорної діри за порядком величини дорівнює її гравітаційному радіусу.

Таким чином, усі «елементарні об'єкти» можна розділити на елементарні частинки (їх довжина хвилі більша гравітаційного радіуса) і чорні діри (довжина хвилі менша гравітаційного радіуса). Планківська чорна діра є перехідним об'єктом, для неї вживається назва максимон (іноді — планкеон), яка вказує на те, що це найважча з можливих елементарних частинок.

Навіть якщо квантові чорні діри існують, час їх існування вкрай малий, що робить їх безпосереднє виявлення дуже проблематичним. Останнім часом запропоновано експерименти з метою виявлення ознак появи чорних дір у ядерних реакціях. Однак для безпосереднього синтезу чорної діри в прискорювачі необхідна недосяжна на сьогодні енергія 10²⁶ еВ. Можливо, у реакціях високих енергій можуть утворюватися віртуальні (проміжні) чорні діри.

Експерименти з протон-протонних зіткнень із повною енергією 7 ТеВ на Великому адронному колайдері довели, що такої енергії недостатньо для утворення мікроскопічних чорних дір. На підставі цих даних робиться висновок, що мікроскопічні чорні діри мають бути важчими 3,5-4,5 ТеВ залежно від конкретної реалізації.

Аналоги чорних дір в інших галузях фізики

Трансформаційна оптика та оптичні метаматеріали дозволяють створювати оптичні аналоги гравітаційних систем. Бажану метрику чорної діри можна повністю відтворити за допомогою біанізотропного матеріалу.

Акустичні аналоги чорних дір можна реалізувати у Бозе-Ейнштейнівському конденсаті розрідженого ультрахолодного газу.

Див. також

• Біла діра
• Гравітаційна сингулярність
• Розв'язок Керра-Ньюмена
• Загальна теорія відносності
• Квазар
• Нерозв'язані проблеми фізики
• Стрейнджлет
• Кротовина
• Об'єкт LB-1.
• Планківська частинка
• Марсель Бріллюен

Галерея

• 
  Активна галактика M87. У її ядрі розташована чорна діра. На знімку видно релятивістський струмінь довжиною близько 5000 світлових років.
  Зображення отримано за допомогою телескопа «Габбл».
• 
  Чорна діра, в уявленні художника.
• 
  Газовая хмара розірвана чорною дірою в центрі Чумацького Шляху.
• Комп'ютерне моделювання зорі, котру поглинає чорна діра. Синя точка вказує на розташування чорної діри.
• Ця анімація порівнює рентгенівські "серцебиття" GRS 1915 і IGR J17091, дві чорні діри, що поглинають газ із зоряних компаньйонів.
• 
  Моделювання газової хмари після близького підходу до чорної діри в центрі Чумацького Шляху.
• 
  Надзвичайно яскравий гамма-спалах, виявлений 5 січня 2015 року в Стрільці A* (чорній дірі в центрі нашої Галактики).

Див. також

• Планківська густина

Література

• Загальна теорія відносності: випробування часом. — К. : ГАО НАН України, 2005. — 288 с. — ISBN 966-02-3728-6.
• Жданов В. І. Вступ до теорії відносності. — К. : ВПЦ "Київський університет", 2008. — 290 с.
• Чёрные дыры // Новости фундаментальной физики. — М. : Мир, 1978. — 324 с.
• Бриллюэн Л. Наука и теория информации. — М. : ГИФМЛ, 1960. — 392 с.
• Кауфман У. Дж. Космические рубежи теории относительности. — М. : Мир, 1981. — 352 с.
• Мизнер Ч., Торн К., Уилер Дж. Гравитация. — М. : Мир, 1977. — Т. 3. — 509 с.
• Новиков И. Д. Чёрные дыры и Вселенная. — М. : Наука, 1985. — 192 с.
• Новиков И. Д., Фролов В. П. Физика чёрных дыр. — М. : Наука, 1986. — 328 с.
• Майкл Фінкел. Пожирач зірок // National Geographic. — 2014. — Т. 144, вип. № 3 (12). — С. 34-45.
• Новиков И. Д., Фролов В. П. Чёрные дыры во Вселенной // УФН. — 2001. — Т. 171, вип. 3. — С. 307-324.
• Торн К. Чёрные дыры и складки времени: Дерзкое наследие Эйнштейна. — М. : Физматлит, 2009. — 616 с.
• Хокинг С. Краткая история времени: От большого взрыва до чёрных дыр. — М. : Мир, 1990. — 168 с.
• Чандрасекар С. Математическая теория чёрных дыр. — М. : Мир, 1986. — 276+355 с.
• Черепащук А. М. Поиски чёрных дыр // УФН. — 2003. — Т. 173, вип. 4. — С. 345-384.
• Черепащук А. М. Чёрные дыры во Вселенной. — Фрязино : Век 2, 2005. — 64 с. — ISBN 5-85099-149-2.
• Черепащук А. М., Чернин А. Д. Вселенная, жизнь, чёрные дыры. — Фрязино : Век 2, 2007. — 320 с.
• Шапиро С., Тьюколски С. Чёрные дыры, белые карлики и нейтронные звезды. — М. : Мир, 1985. — 254+655 с.

Посилання

• Життя можливе навіть у чорних дірах? (укр.)
• Чорні діри — загадкові об'єкти Всесвіту (укр.)
• Україномовна сторінка, присвячена чорним дірам
• Главы из книги У. Дж. Кауфмана «Космические рубежи теории относительности»
• Жан-Пьер Люмине, «Чёрные дыры: Популярное введение»
• Сколько ангелов может танцевать на булавочной головке? Статья из междисциплинарного научного сервера Scientific.ru
• Книга «Чёрные дыры во Вселенной», ISBN 5-85099-149-2
• BBC Horizon: «Сверхмассивные чёрные дыры»— документальный фильм, посвящённый сверхмассивным чёрным дырам, находящимся в центре галактик.

Інтернет-ресурси

• Скільки живе чорна діра? Випромінювання Гокінга
• Кротові нори, чорні діри, двигун Алькуб'єрре, Планківська і негативна енергія