Просмотр кода страницы Чёрная дыра

{{Другие значения|2=Чёрная дыра}}
[[Файл:A view of the M87 supermassive black hole in polarised light.tif|мини|302x302пкс|[[Сверхмассивная чёрная дыра]] в центре галактики [[М 87]]. Это первое в истории человечества качественное изображение тени чёрной дыры, полученное напрямую в радиодиапазоне ([[Event Horizon Telescope]])]]
[[Файл:BBH gravitational lensing of gw150914.webm|thumb|300px|Компьютерное симулирование слияния двух чёрных дыр, от которого впервые были зарегистрированы [[гравитационные волны]]]]
{{ОТО}}
'''Чёрная дыра́''' — область [[пространство-время|пространства-времени]]<ref>''Дымникова И. Г.'' Чёрные дыры // Физическая энциклопедия. — Т. 5: Стробоскопические приборы — Яркость / Гл. ред. А. М. Прохоров; Ред. кол.: Д. М. Алексеев, А. М. Балдин, А. М. Бонч-Бруевич и др. — {{М.}}: Большая российская энциклопедия, 1998. — С. 452—459. — 760 с. — ISBN 5-85270-101-7.</ref>, [[гравитация|гравитационное притяжение]] которой настолько велико, что [[Вторая космическая скорость|покинуть]] её не могут даже объекты, движущиеся со [[скорость света|скоростью света]], в том числе [[квант]]ы самого [[свет]]а. Граница этой области называется [[горизонт событий|горизонтом событий]]. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он представляет собой сферу с [[радиус Шварцшильда|радиусом Шварцшильда]], который считается характерным размером чёрной дыры.

Теоретическая возможность существования данных областей пространства-времени следует из некоторых точных решений [[уравнения Эйнштейна|уравнений Эйнштейна]], первое<ref>{{cite web|url=http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/CHERNAYA_DIRA.html|author=Владимир Сурдин|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=2012-06-23}}</ref> из которых было получено [[Шварцшильд, Карл|Карлом Шварцшильдом]] в [[1915 год в науке|1915 году]]. Изобретатель термина достоверно не известен<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=2011-08-22}}</ref>, но само обозначение было популяризовано [[Уилер, Джон Арчибальд|Джоном Арчибальдом Уилером]] и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное» ({{lang-en|Our Universe: the Known and Unknown}}) [[29 декабря]] [[1967 год в науке|1967 года]]<ref group="Комм">Текст лекции был опубликован в журнале студенческого общества «Phi Beta Kappa» The American Scholar (Vol. 37, no 2, Spring 1968) и общества «Sigma Xi» American Scientist, 1968, Vol. 56, No. 1, Pp. 1—20. Страница из этой работы воспроизведена в книге V. P. Frolov and I. D. Novikov, Black Hole Physics: Basic Concepts and New Developments, (Kluwer, Dordrecht, 1998), p. 5.</ref>. Ранее подобные [[астрофизика|астрофизические]] объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «[[коллапсар]]ы» (от {{lang-en|collapsed stars}}), а также «застывшие звёзды» ({{lang-en|frozen stars}})<!--<ref>[https://astrogalaxy.ru/705.html Чёрные дыры во вселенной]</ref>-->{{sfn|Чёрные дыры: Мембранный подход|1988|с=9}}.

Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна [[теория гравитации]], из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является [[общая теория относительности]] (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр (но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей, см. [[Альтернативные теории гравитации]]). Поэтому наблюдаемые данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория пока не является интенсивно экспериментально протестированной для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от горизонта чёрных дыр звёздных масс (однако хорошо подтверждена в условиях, соответствующих сверхмассивным чёрным дырам<ref name="estlichd">{{cite web |url=http://phys.unn.ru/docs/Invisible%20Universe.pdf |title=Архивированная копия |accessdate=2009-11-20 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130729043037/http://phys.unn.ru/docs/Invisible%20Universe.pdf |archivedate=2013-07-29 }}</ref>, и с точностью до 94 % согласуется с [[Открытие гравитационных волн|первым гравитационно-волновым сигналом]]). Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности<ref name="estlichd"/>.

Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения<ref name="Popov">{{статья|автор=Сергей Попов|заглавие=Экстравагантные консерваторы и консервативные эксцентрики|ссылка=http://trvscience.ru/2009/10/27/trv-21-40n-matematika-vyborov/|издание=Троицкий Вариант|тип=газета|год=27 октября 2009|выпуск=21 (40N)|страницы=6—7|archiveurl=https://web.archive.org/web/20091105133742/http://trvscience.ru/2009/10/27/trv-21-40n-matematika-vyborov/|archivedate=2009-11-05}}</ref>, так как наблюдаемые проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света — то есть за доли секунды для чёрных дыр звёздных масс и часы для сверхмассивных чёрных дыр{{sfn|Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3|1977|loc=§ 33.1. Почему «чёрная дыра»? — С. 78—81}}.

10 апреля 2019 года впервые была «сфотографирована» [[сверхмассивная чёрная дыра]] в центре галактики [[M 87 (галактика)|Messier 87]], расположенной на расстоянии 54 миллионов световых лет от Земли.{{переход|#«Фотографирование» чёрных дыр|1|«Фотографирование» чёрных дыр}}

В июле [[2023 год]]а учёные с помощью [[Джеймс Уэбб (телескоп)|телескопа Джеймса Уэбба]] обнаружили самую отдалённую чёрную дыру из всех ранее открытых<ref>{{Cite web|url=https://habr.com/ru/articles/746676/|title=Уэбб разглядел самую далёкую активную сверхмассивную чёрную дыру из известных|lang=ru|website=Хабр|date=2023-07-07|access-date=2023-08-25|archive-date=2023-08-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20230825094223/https://habr.com/ru/articles/746676/|url-status=live}}</ref>.

Различают пять сценариев образования чёрных дыр:
* три реалистичных:
** [[гравитационный коллапс]] (сжатие) достаточно массивной, либо [[Предел Оппенгеймера — Волкова|нейтронной]] звезды;
** [[GW170817|килоновая]];
** коллапс центральной части галактики или протогалактического газа;
* и два гипотетических:
** формирование чёрных дыр сразу после [[Большой взрыв|Большого взрыва]] ([[Первичная чёрная дыра|первичные чёрные дыры]]);
** возникновение в [[Ядерная реакция|ядерных реакциях]] очень высоких энергий.

== Предыстория ==

=== «Чёрная звезда» Мичелла (1784—1796) ===
{{Врезка
 | Ширина       = 40%
 | Выравнивание = right
 | Заголовок    = «Чёрная дыра» Мичелла
 | Содержание   =
В ньютоновском поле тяготения для частиц, покоящихся на бесконечности, с учётом закона сохранения энергии:
{{EF|:|<math>-{GMm\over r}+{mv^2\over 2}=0,</math>}}
то есть:
{{EF|:|<math> v^2 = {2GM \over r}.</math>}}
Пусть гравитационный радиус <math>r_g</math> — расстояние от тяготеющей массы, на котором скорость частицы становится равной скорости света <math>v = c</math>. Тогда <math>r_g = \frac{2GM}{c^2}.</math>
}}
Концепция массивного тела, гравитационное притяжение которого настолько велико, что скорость, необходимая для преодоления этого притяжения ([[вторая космическая скорость]]), равна или превышает [[скорость света]], впервые была высказана в [[1784 год в науке|1784 году]] [[Мичелл, Джон|Джоном Мичеллом]] в письме<ref>{{статья
 |автор         = [[Мичелл, Джон|Michell J.]]
 |год           = 1784
|заглавие = On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose. By the Rev. John Michell, B. D. F. R. S. In a Letter to Henry Cavendish, Esq. F. R. S. and A. S
|издание   = [[Philosophical Transactions of the Royal Society]]
|том          = 74
|выпуск       =
|страницы     = 35—57
|язык         = en
|jstor=10657
|bibcode          = 1784RSPT...74...35M
|doi              = 10.1098/rstl.1784.0008
|ref              = Мичелл
|jstor            = 106576
|archiveurl       = https://web.archive.org/web/20180628211133/https://www.jstor.org/stable/10657
|archivedate      = 2018-06-28
|issn = 0261-0523 }}</ref>, которое он послал в [[Лондонское королевское общество|Королевское общество]]. Письмо содержало расчёт, из которого следовало, что для тела с радиусом в 500 солнечных радиусов и с плотностью [[Солнце|Солнца]] вторая космическая скорость на его поверхности будет равна скорости света<ref>''Alan Ellis''. [http://www.astronomyedinburgh.org/publications/journals/39/blackholes.html Black holes — Part 1 — History] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20171006004950/http://www.astronomyedinburgh.org/publications/journals/39/blackholes.html |date=2017-10-06 }} // The Astronomical Society of Edinburgh Journal, № 39 (лето 1999).</ref>. Таким образом, свет не сможет покинуть это тело, и оно будет невидимым<ref name="Levin">{{статья|автор=Левин А. |заглавие=История чёрных дыр |издание=Популярная механика |ссылка=http://elementy.ru/lib/164648 |издательство=ООО «Фэшн Пресс» |год=2005 |страницы=52—62 |номер=11 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170119084610/http://elementy.ru/lib/164648 |archivedate=2017-01-19}}</ref>. Мичелл предположил, что в космосе может существовать множество таких недоступных наблюдению объектов. В [[1796 год в науке|1796 году]] [[Лаплас, Пьер-Симон|Лаплас]] включил обсуждение этой идеи в свой труд «{{lang-fr2|Exposition du Systeme du Monde}}», однако в последующих изданиях этот раздел был опущен. Тем не менее, именно благодаря Лапласу эта мысль получила некоторую известность<ref name="Levin" />.

=== От Мичелла до Шварцшильда (1796—1915) ===
На протяжении XIX века идея тел, невидимых вследствие своей массивности, не вызывала большого интереса у учёных. Это было связано с тем, что в рамках классической физики скорость света не имеет фундаментального значения. Однако в конце XIX — начале XX века было установлено, что сформулированные [[Максвелл, Джеймс Клерк|Дж. Максвеллом]] законы [[электродинамика|электродинамики]], с одной стороны, выполняются во всех [[инерциальная система отсчёта|инерциальных системах отсчёта]], а с другой стороны, не обладают инвариантностью относительно [[преобразования Галилея|преобразований Галилея]]. Это означало, что сложившиеся в физике представления о характере перехода от одной инерциальной системы отсчёта к другой нуждаются в значительной корректировке.

В ходе дальнейшей разработки электродинамики [[Лоренц, Гендрик Антон|Г. Лоренцем]] была предложена новая система преобразований пространственно-временных координат (известных сегодня как [[преобразования Лоренца]]), относительно которых [[уравнения Максвелла]] оставались инвариантными. Развивая идеи Лоренца, [[Пуанкаре, Анри|А. Пуанкаре]] предположил, что все прочие физические законы также инвариантны относительно этих преобразований.

В [[1905 год в науке|1905 году]] [[Эйнштейн, Альберт|А. Эйнштейн]] использовал концепции Лоренца и Пуанкаре в своей [[специальная теория относительности|специальной теории относительности]] (СТО), в которой роль закона преобразования инерциальных систем отсчёта окончательно перешла от преобразований Галилея к преобразованиям Лоренца. Классическая (галилеевски-инвариантная) механика была при этом заменена на новую, [[Лоренц-ковариантность|Лоренц-инвариантную]] [[теория относительности|релятивистскую]] механику. В рамках последней [[скорость света]] оказалась предельной скоростью, которую может развить физическое тело, что радикально изменило значение чёрных дыр в теоретической физике.

Однако ньютоновская теория тяготения (на которой базировалась первоначальная теория чёрных дыр) не является лоренц-инвариантной. Поэтому она не может быть применена к телам, движущимся с околосветовыми и световой скоростями. Лишённая этого недостатка релятивистская теория тяготения была создана, в основном, Эйнштейном (сформулировавшим её окончательно к концу [[1915 год в науке|1915 года]]) и получила название [[общая теория относительности|общей теории относительности]] (ОТО)<ref name="Levin" />. Именно на ней и основывается современная теория астрофизических чёрных дыр<ref name="Popov" />.

По своему характеру ОТО является геометрической теорией. Она предполагает, что гравитационное поле представляет собой проявление искривления пространства-времени (которое, таким образом, оказывается псевдоримановым, а не псевдоевклидовым, как в специальной теории относительности). Связь искривления пространства-времени с характером распределения и движения заключающихся в нём масс даётся основными уравнениями теории — [[уравнения Эйнштейна|уравнениями Эйнштейна]].

{{Врезка
 | Заголовок  = Искривление пространства
 | ширина       = 40%
 | Содержание =
(Псевдо)римановыми называются пространства, которые в малых масштабах ведут себя «почти» как обычные (псевдо)евклидовы. Так, на небольших участках сферы [[теорема Пифагора]] и другие факты евклидовой геометрии выполняются с очень большой точностью. В своё время это обстоятельство и позволило построить евклидову геометрию на основе наблюдений над поверхностью Земли (которая в действительности не является плоской, а близка к сферической). Это же обстоятельство обусловило и выбор именно псевдоримановых (а не каких-либо ещё) пространств в качестве основного объекта рассмотрения в ОТО: свойства небольших участков пространства-времени не должны сильно отличаться от известных из СТО.

Однако в больших масштабах римановы пространства могут сильно отличаться от евклидовых. Одной из основных характеристик такого отличия является понятие [[тензор кривизны|кривизны]]. Суть его состоит в следующем: евклидовы пространства обладают свойством ''абсолютного параллелизма'': вектор <math>X',</math> получаемый в результате [[Параллельное перенесение|параллельного перенесения]] вектора <math>X</math> вдоль любого замкнутого пути, совпадает с исходным вектором <math>X.</math> Для римановых пространств это уже не всегда так, что может быть легко показано на следующем примере. Предположим, что наблюдатель встал на пересечении экватора с нулевым меридианом лицом на восток и начал двигаться вдоль экватора. Дойдя до точки с долготой 180°, он изменил направление движения и начал двигаться по меридиану к северу, не меняя направления взгляда (то есть теперь он смотрит вправо по ходу). Когда он таким образом перейдёт через [[северный полюс]] и вернётся в исходную точку, то окажется, что он стоит лицом к западу (а не к востоку, как изначально). Иначе говоря, вектор, параллельно перенесённый вдоль маршрута следования наблюдателя, «прокрутился» относительно исходного вектора. Характеристикой величины такого «прокручивания» и является кривизна<ref>{{Книга:Ландау Л. Д., Лифшиц Е. М.: Теория поля|2006|авторы}} — § 91. Тензор кривизны.</ref>.}}

== Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр ==
Так как чёрные дыры являются локальными и относительно компактными образованиями, то при построении их теории обычно пренебрегают наличием [[космологическая постоянная|космологической постоянной]], так как её эффекты для таких характерных размеров задачи неизмеримо малы. Тогда стационарные решения для чёрных дыр в рамках ОТО, дополненной известными материальными полями, характеризуются только тремя параметрами: [[масса|массой]] (<math>M</math>), [[момент импульса|моментом импульса]] (<math>L</math>) и [[электрический заряд|электрическим зарядом]] (<math>Q</math>), которые складываются из соответствующих характеристик, вошедших в чёрную дыру при коллапсе и упавших в неё позднее тел и излучений (если в природе существуют [[магнитный монополь|магнитные монополи]], то чёрные дыры могут иметь также магнитный заряд (<math>G</math>){{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|1986|name="hairs"|loc=§ 6.1. «Чёрные дыры не имеют волос», с. 112}}, но пока подобные частицы не обнаружены). Любая чёрная дыра стремится в отсутствие внешних воздействий стать стационарной, что было доказано усилиями многих физиков-теоретиков, из которых особо следует отметить вклад нобелевского лауреата [[Чандрасекар, Субраманьян|Субраманьяна Чандрасекара]], перу которого принадлежит фундаментальная для этого направления монография «Математическая теория чёрных дыр»<ref name="Chandrasekhar">{{книга |автор=[[Чандрасекар, Субраманьян|Субраманьян Чандрасекар]]. |заглавие=Математическая теория чёрных дыр. В 2-х томах |оригинал=Mathematical theory of black holes |ссылка=http://ivanik3.narod.ru/linksChandrasekhar.html |ответственный=Перевод с английского к. ф.-м. н. В. А. Березина. Под ред. д. ф.-м. н. Д. А. Гальцова |место=М. |издательство=Мир |год=1986 |archive-date=2013-04-22 |archive-url=https://web.archive.org/web/20130422011114/http://ivanik3.narod.ru/linksChandrasekhar.html }}</ref>. Более того, представляется, что никаких других характеристик, кроме этих трёх, у не возмущаемой снаружи чёрной дыры быть не может, что формулируется в образной фразе Уилера: «Чёрные дыры не имеют волос»<ref name="hairs" />.

Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр с соответствующими характеристиками:
{| class="wikitable" style="margin:1em auto"
| Характеристика ЧД || Без вращения || Вращается
|-
| Без заряда || [[#Решение Шварцшильда|Решение Шварцшильда]] || [[#Решение Керра|Решение Керра]]
|-
| Заряженная || [[#Решение Рейснера — Нордстрёма|Решение Рейснера — Нордстрёма]] || [[Решение Керра — Ньюмена]]
|}
* Решение Шварцшильда ([[1916 год в науке|1916 год]], [[Карл Шварцшильд]]) — статичное решение для сферически-симметричной чёрной дыры без вращения и без электрического заряда.
* Решение Рейснера — Нордстрёма (1916 год, [[Рейснер, Ганс Якоб|Ганс Рейснер]] и [[1918 год в науке|1918 год]], [[Нордстрём, Гуннар|Гуннар Нордстрём]]) — статичное решение сферически-симметричной чёрной дыры с зарядом, но без вращения.
* Решение Керра ([[1963 год в науке|1963 год]], [[Керр, Рой|Рой Керр]]) — стационарное, осесимметричное решение для вращающейся чёрной дыры, но без заряда.
* Решение Керра — Ньюмена ([[1965 год в науке|1965 год]], [[Ньюмен, Эзра|Э. Т. Ньюмен]], Э. Кауч, К. Чиннапаред, Э. Экстон, Э. Пракаш и Р. Торренс)<ref>{{статья|автор=Newman E. T., Couch E., Chinnapared K., Exton A., Prakash A., Torrence R. J. |заглавие=Metric of a rotating charged mass |издание=[[Journal of Mathematical Physics]] |год=1965 |том=6 |страницы=918 |doi=10.1063/1.1704351}}</ref> — наиболее полное на данный момент решение: стационарное и осесимметричное, зависит от всех трёх параметров.

Решение для вращающейся чёрной дыры чрезвычайно сложно. Его вывод был описан Керром в 1963 году очень кратко<ref>{{статья |автор=Kerr, R. P. |заглавие=Gravitational ield of a Spinning Mass as an Example of Algebraically Special Metrics |язык=en |издание=Physical Review Letters |год=1963 |том=11 |страницы=237—238 |doi=10.1103/PhysRevLett.11.237 |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1963PhRvL..11..237K |archivedate=2017-09-01 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170901024738/http://adsabs.harvard.edu/abs/1963PhRvL..11..237K }}</ref>, и лишь спустя год детали были опубликованы Керром и Шильдом в малоизвестных трудах конференции. Подробное изложение вывода решений Керра и Керра — Ньюмена было опубликовано в 1969 году в известной работе Дебнея, Керра и Шильда<ref name="ksch">{{статья |автор=Debney G. C., Kerr R. P. and Schild A. |заглавие=Solutions of the Einstein and Einstein-Maxwell Equations |издание=[[Journal of Mathematical Physics]] |год=1969 |том=10 |страницы=1842—1854 |doi=10.1063/1.1664769 |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1969JMP....10.1842D |язык=en |archivedate=2017-09-01 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170901024642/http://adsabs.harvard.edu/abs/1969JMP....10.1842D }}</ref>. Последовательный вывод решения Керра был также проделан Чандрасекаром более чем на пятнадцать лет позже<ref name="Chandrasekhar" />.

Считается{{кем}}, что наибольшее значение для астрофизики имеет решение Керра, так как заряженные чёрные дыры должны быстро терять заряд, притягивая и поглощая противоположно заряженные ионы и пыль из космического пространства. Существует также гипотеза<ref>Обзор теории см., например, в:<br>{{статья |автор=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. |заглавие=The Blackholic energy and the canonical Gamma-Ray Burst |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0706.2572R |язык=en |издание=Cosmology and Gravitation: XIIth Brazilian School of Cosmololy and Gravitation |тип=AIP Conference Proceedings |год=2007 |том=910 |страницы=55—217 |archivedate=2017-08-30 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170830093055/http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0706.2572R }}</ref>, связывающая [[гамма-всплеск]]и с процессом взрывной нейтрализации заряженных чёрных дыр путём рождения из вакуума электрон-позитронных пар ([[Руффини, Ремо|Р. Руффини]] с сотрудниками), но она оспаривается рядом учёных<ref name="Page">См.: {{статья|автор=Don N. Page. |заглавие=Evidence Against Astrophysical Dyadospheres |ссылка=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0610340 |язык=en |издание=[[The Astrophysical Journal]] |год=2006 |том=653 |страницы=1400—1409 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160802064940/https://arxiv.org/abs/astro-ph/0610340 |archivedate=2016-08-02 |издательство=[[IOP Publishing]]}} и ссылки далее.</ref>.

=== Теоремы об «отсутствии волос» ===
{{main|Гипотеза об отсутствии волос}}

Теоремы об «отсутствии волос» у чёрной дыры ({{lang-en|No hair theorem}}) говорят о том, что у стационарной чёрной дыры внешних характеристик, помимо массы, момента импульса и определённых зарядов (специфических для различных материальных полей), быть не может (в том числе и радиуса), и детальная информация о материи будет [[Исчезновение информации в чёрной дыре|потеряна]] (и частично излучена вовне) при [[гравитационный коллапс|коллапсе]]. Большой вклад в доказательство подобных теорем для различных систем физических полей внесли [[Брэндон Картер]], [[Вернер Израэль]], [[Пенроуз, Роджер|Роджер Пенроуз]], [[Пётр Хрусьцель]] (Chruściel), [[Маркус Хойслер]].
Сейчас представляется, что данная теорема верна для известных в настоящее время полей, хотя в некоторых экзотических случаях, аналогов которых в природе не обнаружено, она нарушается<ref>{{статья|автор=Markus Heusler. |заглавие=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond |ссылка=http://www.livingreviews.org/lrr-1998-6 |язык=en |издание=Living Reviews in Relativity |год=1998 |выпуск=6 |том=1}}</ref>.

=== Решение Шварцшильда ===
{{main|Метрика Шварцшильда}}

==== Основные свойства ====
[[Файл:BH-JPL-A&A1979.jpg|thumb|250px|Первое моделирование [[Аккреционный диск|аккреционного диска]] горячей [[Плазма (агрегатное состояние)|плазмы]], вращающегося вокруг чёрной дыры, 1979 год]]

Согласно [[Теорема Биркгофа (относительность)|теореме Биркгофа]], гравитационное поле любого сферически симметричного распределения материи вне её даётся решением Шварцшильда. Поэтому слабо вращающиеся чёрные дыры, как и пространство-время вблизи Солнца и Земли, в первом приближении тоже описываются этим решением.

Две важнейшие черты, присущие чёрным дырам в модели Шварцшильда — это наличие [[горизонт событий|горизонта событий]] (он по определению есть у любой чёрной дыры) и [[гравитационная сингулярность|сингулярности]], которая отделена этим горизонтом от остальной Вселенной<ref name="Levin" />.

Решением Шварцшильда точно описывается изолированная невращающаяся, незаряженная и не испаряющаяся чёрная дыра (это сферически симметричное решение уравнений гравитационного поля (уравнений Эйнштейна) в [[вакуум]]е). Её горизонт событий — это сфера, радиус которой, определённый из её площади по формуле <math>S=4\pi r^2,</math> называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда.

Все характеристики решения Шварцшильда однозначно определяются одним параметром — [[Масса|массой]]. Так, [[гравитационный радиус]] чёрной дыры массы <math>M</math> равен<ref>{{книга |автор=В. И. Елисеев. |часть=Поле тяготения Шварцшильда в комплексном пространстве |заглавие=Введение в методы теории функций пространственного комплексного переменного |ссылка=http://www.maths.ru/7-3.html |место=М. |издательство=НИАТ |год=1990 |archive-date=2009-10-10 |archive-url=https://web.archive.org/web/20091010000939/http://www.maths.ru/7-3.html }}</ref>

: <math>r_s = \frac{2\,GM}{c^2},</math>
где <math>G</math> — [[гравитационная постоянная]], а <math>c</math> — [[скорость света]]. Чёрная дыра с массой, равной массе [[Земля|Земли]], обладала бы радиусом Шварцшильда около {{nobr|9 мм}} (то есть Земля могла бы стать чёрной дырой, если бы что-либо смогло сжать её до такого размера). Для [[Солнце|Солнца]] радиус Шварцшильда составляет примерно 3 км.

Такая же величина гравитационного радиуса получается в результате вычислений на основе классической механики и ньютоновской теории тяготения. Данный факт не случаен, он является следствием того, что [[классическая механика]] и ньютоновская теория тяготения содержатся в общей теории относительности как её предельный случай<ref>''[[Гинзбург, Виталий Лазаревич|Гинзбург В. Л.]]'' О физике и астрофизике. — М., Наука, 1980. — с. 112</ref>.

Объекты, размер которых наиболее близок к своему радиусу Шварцшильда, но которые ещё не являются чёрными дырами, — это [[нейтронная звезда|нейтронные звёзды]].

Можно ввести понятие «средней плотности» чёрной дыры, поделив её массу на «объём, заключённый под горизонтом событий»<ref group="Комм">Это условное понятие, не имеющее действительного смысла такого объёма, а просто по соглашению равное <math>\frac43\pi r_s^3.</math></ref>:
: <math>\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi M^2G^3}.</math>

Средняя плотность падает с ростом массы чёрной дыры. Так, если чёрная дыра с массой порядка солнечной обладает плотностью, превышающей ядерную плотность, то сверхмассивная чёрная дыра с массой в 10<sup>9</sup> солнечных масс (существование таких чёрных дыр подозревается в [[квазар]]ах) обладает средней плотностью порядка 20 кг/м³, что в 50 раз меньше плотности воды. Таким образом, чёрную дыру можно получить не только сжатием имеющегося объёма вещества, но и экстенсивным путём — накоплением огромного количества материала.

Для более точного описания реальных чёрных дыр необходим учёт наличия момента импульса. Кроме того, малые, но концептуально важные добавки для чёрных дыр астрофизических масс — [[излучение Старобинского и Зельдовича]] и [[излучение Хокинга]] — следуют из квантовых поправок. Учитывающую это теорию (то есть ОТО, в которой правая часть уравнений Эйнштейна есть среднее по квантовому состоянию от [[тензор энергии-импульса|тензора энергии-импульса]]) обычно называют «полуклассической гравитацией». Представляется, что для очень малых чёрных дыр эти квантовые поправки должны стать определяющими, однако это точно неизвестно, так как отсутствует непротиворечивая модель [[квантовая гравитация|квантовой гравитации]]{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|1986|name="NovFrolOld"|loc=Глава 9. Квантовые эффекты в чёрных дырах. Рождение частиц}}.

==== Метрическое описание и аналитическое продолжение ====
В [[1915 год в науке|1915 году]] [[Шварцшильд, Карл|К. Шварцшильд]] выписал решения уравнений Эйнштейна без космологического члена для пустого пространства в сферически симметричном статическом случае<ref name="Levin" /> (позднее [[Биркхоф, Джордж Дэвид|Биркхоф]] показал, что предположение статичности излишне<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=2012-05-27}}</ref>). Это решение оказалось пространством-временем <math> \mathcal M </math> с топологией <math> R^2\times S^2</math> и интервалом, приводимым к виду
: <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>
где
: <math>t</math> — временна́я координата, в секундах,
: <math>r</math> — радиальная координата, в метрах,
: <math>\theta</math> — полярная угловая координата, в радианах,
: <math>\varphi</math> — азимутальная угловая координата, в радианах,
: <math>r_s</math> — [[радиус Шварцшильда]] тела с массой <math>M</math>, в метрах.

Временна́я координата соответствует [[Времениподобный вектор|времениподобному]] [[вектор Киллинга|вектору Киллинга]] <math>\partial_t</math>, который отвечает за [[статическое пространство-время|статичность пространства-времени]], при этом её масштаб выбран так, что <math>t</math> — это время, измеряемое бесконечно удалёнными покоящимися часами (<math> r=\mathrm{const}\rightarrow\infty, \theta=\mathrm{const}, \varphi=\mathrm{const} </math>). Часы, закреплённые на радиальной координате <math>r</math> без вращения (<math> r=\mathrm{const},\, \theta=\mathrm{const},\, \varphi=\mathrm{const} </math>), будут идти медленнее этих удалённых в <math> 1/\sqrt{1-r_s/r} </math> раз за счёт [[гравитационное замедление времени|гравитационного замедления времени]].

Геометрический смысл <math>r</math> состоит в том, что площадь поверхности сферы <math> \{(t,\,r,\,\theta,\,\varphi)\mid t=t_0,\ r=r_0\} </math> есть <math>4\pi r_0^2.</math>
Важно, что координата <math>r</math> принимает только значения, бо́льшие <math>r_s, </math> а значение параметра <math>r</math>, в отличие от лапласовского случая, не является «расстоянием до центра», так как центра как точки (события на действительной мировой линии какого-либо тела) в шварцшильдовском пространстве <math> \mathcal M </math> вообще нет.

Наконец, угловые координаты <math>\theta</math> и <math>\varphi</math> соответствуют сферической симметрии задачи и связаны с её 3 [[Вектор Киллинга|векторами Киллинга]]<!-- <math>\partial_\theta</math> и <math>\partial_\varphi</math>-->.

Из основных принципов ОТО следует, что такую метрику создаст (снаружи от себя) любое сферически симметричное тело с радиусом <math>>r_s</math> и массой <math>M=\frac{c^2r_s}{2G}.</math> Замечательно, хотя и в некоторой степени случайно, что величина гравитационного радиуса — [[радиус Шварцшильда]] <math>r_s</math> — совпадает с гравитационным радиусом <math>r_g,</math> вычисленным ранее Лапласом для тела массы <math>M.</math>

Как видно из приведённой формы метрики, коэффициенты при <math>t</math> и <math>r</math> ведут себя патологически при <math>r\rightarrow r_s</math>, где и располагается горизонт событий чёрной дыры Шварцшильда — в такой записи решения Шварцшильда там имеется [[координатная сингулярность]]. Эти патологии являются, однако, лишь эффектом выбора координат (подобно тому, как в сферической системе координат при <math>\theta=0</math> любое значение <math>\varphi</math> описывает одну и ту же точку). Пространство Шварцшильда <math> \mathcal M </math> можно, как говорят, «продолжить за горизонт», и если там тоже считать пространство везде пустым, то при этом возникает ''бо́льшее'' пространство-время <math>\tilde{\mathcal M}</math>, которое называется обычно максимально продолженным пространством Шварцшильда или (реже) пространством Крускала.

[[Файл:Пространство Шварцшилльда.png|frame|'''Рис. 1.''' ''Сечение <math>\theta=\mathrm{const},\ \varphi=\mathrm{const}</math> пространства Шварцшильда. Каждой точке на рисунке соответствует сфера площадью <math>4\pi r^2(u,\,v).</math> Радиальные светоподобные геодезические (то есть мировые линии фотонов) — это прямые под углом 45° к вертикали, иначе говоря — это прямые <math>u=\mathrm{const}</math> или <math>v=\mathrm{const}.</math>'']]

Чтобы покрыть это большее пространство единой [[Карта и атлас|координатной картой]], можно ввести на нём, например, [[координаты Крускала — Шекерса]]. Интервал <math>\tilde{\mathcal M}</math> в этих координатах имеет вид
: <math> ds^2 =-F(u,\,v)^2 \,du\,dv+r^2(u,\,v)(d \theta^2+\sin^2\theta\,d\varphi^2),</math>
где <math>F=\frac{4 r_s^3}{r}e^{-r/r_s},</math> а функция <math>r(u,\,v)</math> определяется (неявно) уравнением <math>(1-r/r_s)e^{r/r_s}=uv.</math> Пространство <math>\tilde{\mathcal M}</math> ''максимально'', то есть его уже нельзя изометрически вложить в большее пространство-время (его нельзя «продолжить»). Исходное пространство <math> \mathcal M </math> является всего лишь частью <math>\tilde{\mathcal M}</math> при <math>v>0,\ r>r_s</math> — область I на рисунке. Тело, движущееся медленнее света — мировая линия такого тела будет кривой с углом наклона к вертикали меньше 45°, см. кривую <math>\gamma</math> на рисунке — может покинуть <math>\mathcal M.</math> При этом оно попадает в область II, где <math>r<r_s.</math> Покинуть эту область и вернуться к <math>r>r_s</math> оно, как видно из рисунка, уже не сможет (для этого пришлось бы отклониться более, чем на 45° от вертикали, то есть превысить скорость света). Область II, таким образом, представляет собой чёрную дыру. Её граница (ломаная, <math>v\geqslant 0,\ r=r_s</math>) соответственно является горизонтом событий.

Отметим несколько замечательных свойств максимально продолженного Шварцшильдовского пространства <math>\tilde{\mathcal M}: </math>
# Оно сингулярно: координата <math>r</math> наблюдателя, падающего под горизонт, уменьшается и стремится к нулю, когда его собственное время <math>\tau</math> стремится к некоторому конечному значению <math>\tau_0.</math> Однако его мировую линию нельзя продолжить в область <math>\tau\geqslant\tau_0,</math> так как точек с <math>r=0</math> в этом пространстве нет. Таким образом, судьба наблюдателя нам известна только до некоторого момента его (собственного) времени.
# Пространство <math>\tilde{\mathcal M}</math> имеет две истинные [[Гравитационная сингулярность|гравитационные сингулярности]]: одну в «прошлом» для любого наблюдателя из областей I и III, и одну в «будущем» (обозначены серым на рисунке справа).
# Хотя пространство <math>\mathcal M</math> статично (видно, что первая метрика этого раздела не зависит от времени <math>t</math>), пространство <math>\tilde{\mathcal M}</math> таковым не является.
# Область III тоже изометрична <math>\mathcal M.</math> Таким образом, пространство Шварцшильда содержит две «вселенные» — «нашу» (это <math>\mathcal M</math>) и ещё одну такую же. Область II внутри чёрной дыры, соединяющая их, называется ''мостом Эйнштейна — Розена''. Попасть во вторую вселенную наблюдатель, стартовавший из I и движущийся медленнее света, не сможет ({{nobr|см. рис. 1}}), однако в промежуток времени между пересечением горизонта и попаданием на сингулярность он сможет ''увидеть'' её. Такая структура пространства-времени, которая сохраняется и даже усложняется при рассмотрении более сложных чёрных дыр, породила многочисленные спекуляции на тему возможных параллельных вселенных и путешествий в них через чёрные дыры как в научной литературе, так и в научно-фантастической (см. [[Кротовые норы]]).

[[Файл:Sch-evol.png|frame|'''Рис. 2.''' ''Сечения пространства Шварцшильда в разные моменты времени (одно измерение опущено)'']]

Чтобы представить себе структуру 4-мерного пространства-времени <math>\tilde{\mathcal M},</math> его удобно условно рассматривать как эволюцию 3-мерного пространства. Для этого можно ввести «временну́ю» координату <math>T=(u+v)/2 </math> и сечения <math>T=\mathrm{const}</math> (это пространственно-подобные поверхности, или «поверхности одновременности») воспринимать как <math>\tilde{\mathcal M}</math> «в данный момент времени». На {{nobr|рис. 2}} показаны такие сечения для разных моментов <math>T</math>. Мы видим, что вначале имеются два несвязанных 3-мерных пространства. Каждое из них сферически симметрично и асимптотически плоско. Точка <math>r=0</math> отсутствует и при <math>r\to 0</math> кривизна неограниченно растёт (сингулярность). В момент времени <math>T=-1</math> обе сингулярности исчезают и между ранее не связанными пространствами возникает «перемычка» (в современной терминологии [[кротовая нора]]). Радиус её горловины возрастает до <math>r_s</math> при <math>T=0,</math> затем начинает уменьшаться и при <math>T=1</math> перемычка снова разрывается, оставляя два пространства несвязанными{{sfn|Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3|1977|loc=§ 31.6. Динамика геометрии Шварцшильда}}.

{{якорь|Решение Рейснера — Нордстрёма}}

=== Решение Рейснера — Нордстрёма ===
<!-- на этот заголовок ведёт редирект [[Решение Рейснера — Нордстрёма]] -->
Это статичное решение (не зависящее от временной координаты) уравнений Эйнштейна для сферически-симметричной чёрной дыры с зарядом, но без вращения.

Метрика чёрной дыры Рейснера — Нордстрёма:

: <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>
где
: <math>c</math> — [[скорость света]], м/с,
: <math>t</math> — временная координата (время, измеряемое на бесконечно удалённых неподвижных часах), в секундах,
: <math>r</math> — радиальная координата (длина «экватора» изометрической сферы<ref group="Комм">Изометричность в данной ситуации обозначает, что все точки этой сферы не различаются по своим свойствам, то есть, например, кривизна пространства-времени и скорость хода неподвижных часов во всех них одинакова.</ref>, делённая на <math>2\pi</math>), в метрах,
: <math>\theta</math> — полярная угловая координата, в радианах,
: <math>\varphi</math> — азимутальная угловая координата, в радианах,
: <math>r_s</math> — [[радиус Шварцшильда]] (в метрах) тела с массой <math>M</math>,
: <math>r_Q</math> — масштаб длины (в метрах), соответствующий [[электрический заряд|электрическому заряду]] <math>Q</math> (аналог радиуса Шварцшильда, только не для массы, а для заряда) определяемый как
: <math>r_{Q}^{2} = \frac{Q^{2}G}{4\pi\varepsilon_{0} c^{4}},</math>
где <math>1/(4\pi\varepsilon_0)</math> — [[закон Кулона|постоянная Кулона]].

Параметры чёрной дыры не могут быть произвольными. Максимальный заряд, который может иметь ЧД Рейснера — Нордстрёма, равен <math>Q_\mathrm{max} = M \approx 10^{40} e \, M/M_{\odot},</math> где <math>e</math> — заряд электрона. Это частный случай ограничения Керра — Ньюмена для ЧД с нулевым [[Момент импульса|угловым моментом]] (<math>J=0,</math> то есть без вращения). При превышении этого критического заряда формально решение уравнений Эйнштейна существует, но «собрать» такую чёрную дыру из внешнего заряженного вещества не получится: гравитационное притяжение не сможет компенсировать собственное электрическое отталкивание материи (см.: [[Принцип космической цензуры]]). Кроме того, надо заметить, что в реалистичных ситуациях чёрные дыры не должны быть сколь-либо значительно заряжены<ref name="Page" />.

Это решение, при продолжении за горизонт, аналогично шварцшильдовскому, порождает удивительную геометрию пространства-времени, в которой через чёрные дыры соединяется бесконечное количество «вселенных», в которые можно попадать последовательно через погружения в чёрную дыру{{sfn|Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности|1981|loc=[http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-10/kaufman-10.html Глава 10. Чёрные дыры с электрическим зарядом]}}<ref name="Chandrasekhar" />.

=== Решение Керра ===
<!-- на этот заголовок ведёт редирект [[Решение Керра]] -->
[[Файл:Ergosphere of a rotating black hole.svg|thumb|Эргосфера вокруг керровской чёрной дыры]]
Чёрная дыра Керра обладает рядом замечательных свойств. Вокруг горизонта событий существует область, называемая эргосферой, внутри которой телам невозможно покоиться относительно удалённых наблюдателей. Они могут только вращаться вокруг чёрной дыры по направлению её вращения<ref>Жан-Пьер Люмине. [http://www.astronet.ru/db/msg/1180462 Чёрные дыры: Популярное введение] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20071109181129/http://www.astronet.ru/db/msg/1180462 |date=2007-11-09 }}</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 чёрные дыры].|name="Kaufman11"}}. Этот эффект называется «[[Увлечение инерциальных систем отсчёта|увлечением инерциальной системы отсчёта]]» и наблюдается вокруг любого вращающегося массивного тела, например, вокруг Земли или Солнца, но в гораздо меньшей степени. Однако саму эргосферу ещё можно покинуть, эта область не является захватывающей. Размеры эргосферы зависят от углового момента вращения.

Параметры чёрной дыры не могут быть произвольными. Угловой момент ЧД не должен превышать <math>J_\mathrm{max} = M^2</math>, что тоже представляет собой частный случай ограничения Керра — Ньюмена, на этот раз для чёрной дыры с нулевым зарядом (<math>Q = 0</math>, см. ниже). В предельном случае <math>J=J_\mathrm{max}</math> метрика называется предельным решением Керра.

Это решение также порождает удивительную геометрию пространства-времени при его продолжении за горизонт<ref name="Kaufman11" />. Однако требуется анализ устойчивости соответствующей конфигурации, которая может быть нарушена за счёт взаимодействия с квантовыми полями и других эффектов. Для пространства-времени Керра анализ был проведён [[Чандрасекар, Субраманьян|Субраманьяном Чандрасекаром]] и другими физиками. Было обнаружено, что керровская чёрная дыра — а точнее её внешняя область — является устойчивой. Аналогично, как частные случаи, оказались устойчивыми шварцшильдовские дыры, а модификация алгоритма позволила доказать устойчивость и Рейснер-нордстрёмовских чёрных дыр<ref name="Levin" /><ref name="Chandrasekhar" />. См., раздел [[#Структура вращающихся чёрных дыр|Структура вращающихся чёрных дыр]] далее.

{{якорь|Решение Керра — Ньюмена}}

=== Решение Керра — Ньюмена ===
{{main|Решение Керра — Ньюмена}}

Трёхпараметрическое семейство Керра — Ньюмена — наиболее общее решение, соответствующее конечному состоянию равновесия не возмущаемой внешними полями чёрной дыры (согласно [[#Теоремы об «отсутствии волос»|теоремам об «отсутствии волос»]] для известных [[Поле (физика)|физических полей]]). В координатах Бойера — Линдквиста (Boyer — Lindquist) и [[Геометрическая система единиц измерения|геометрических единицах]] <math>G = c = 1</math> метрика Керра — Ньюмена даётся выражением:
: <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>
где <math> \Sigma \equiv r^2 + a^2 \cos^2\theta</math>; <math>\Delta \equiv r^2 - 2 Mr + a^2 + Q^2</math> и <math>a \equiv J/M</math>, где <math>J</math> — [[Угловой момент|момент импульса]].

Из этой формулы легко вытекает, что [[горизонт событий]] находится на радиусе <math>r_+ = M + \sqrt{M^2 - Q^2 - a^2},</math> и, следовательно, параметры чёрной дыры не могут быть произвольными: [[электрический заряд]] и [[угловой момент]] не могут быть больше значений, соответствующих исчезновению горизонта событий. Должны выполняться следующие ограничения:
: <math>a^2 + Q^2 \leqslant M^2</math> — это '''ограничение для ЧД Керра — Ньюмена'''.

Если эти ограничения нарушатся, горизонт событий исчезнет, и решение вместо чёрной дыры будет описывать так называемую «[[Голая сингулярность|голую сингулярность]]», но такие объекты, согласно распространённым убеждениям, в реальной Вселенной существовать не должны (согласно пока не доказанному, но правдоподобному [[Принцип космической цензуры|принципу космической цензуры]]). Альтернативно, под горизонтом может находиться источник сколлапсировавшей материи, которая закрывает сингулярность, и поэтому внешнее решение Керра или Керра — Ньюмена должно быть непрерывно состыковано с внутренним решением уравнений Эйнштейна с тензором энергии-импульса этой материи. Как заметил Б. Картер (1968), решение Керра — Ньюмена обладает двойным [[Гиромагнитное отношение|гиромагнитным отношением]] <math>g=2</math>, таким же, как у электрона согласно [[Уравнение Дирака|уравнению Дирака]]<ref group="Комм">История этого направления для решения Керра — Ньюмена излагается в работе {{статья|автор=Alexander Burinskii |заглавие=Superconducting Source of the Kerr-Newman Electron |ссылка=https://arxiv.org/abs/0910.5388 |год=2009 |издание=Proc. of the XIII Adv. Res.Workshop on HEP (DSPIN-09) |место=Dubna |страницы=439 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160802055105/https://arxiv.org/abs/0910.5388 |archivedate=2016-08-02}}</ref>.

Метрику Керра — Ньюмена (и просто Керра и Рейснера — Нордстрёма, но не Шварцшильда) можно аналитически продолжить также через горизонт таким образом, чтобы соединить в чёрной дыре бесконечно много «независимых» пространств. Это могут быть как «другие» вселенные, так и удалённые части нашей Вселенной. В таким образом полученных пространствах есть [[замкнутая времениподобная линия|замкнутые времениподобные кривые]]: путешественник может, в принципе, попасть в своё прошлое, то есть встретиться с самим собой. Вокруг горизонта событий вращающейся заряженной чёрной дыры также существует область, называемая [[эргосфера|эргосферой]], практически эквивалентная эргосфере из решения Керра; находящийся там стационарный наблюдатель обязан вращаться с положительной угловой скоростью (в сторону вращения чёрной дыры){{sfn|Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3|1977|loc=Дополнение 33.2. Геометрия Керра — Ньюмана и электромагнитное поле, c. 88}}.
<!--
Анализ пространства времени Керра — Ньюмена, проведённый русским физиком А. Буринским, показал нестабильность горизонта чёрной дыры относительно электромагнитных возбуждений<ref>[http://www.2physics.com/2009/06/beam-pulses-perforate-black-hole.html A.Burinskii, Gen.Relativ.Gravit. 41 (2009) 2281]</ref>-->

== Термодинамика и испарение чёрных дыр ==
Представления о чёрной дыре как об абсолютно поглощающем объекте были скорректированы [[Старобинский, Алексей Александрович|А. А. Старобинским]] и [[Зельдович, Яков Борисович|Я. Б. Зельдовичем]] в [[1974 год в науке|1974 году]] — для вращающихся чёрных дыр, а затем, в общем случае, [[Хокинг, Стивен Уильям|С. Хокингом]] в [[1975 год в науке|1975 году]]. Изучая поведение квантовых полей вблизи чёрной дыры, Хокинг предположил, что чёрная дыра обязательно излучает частицы во внешнее пространство и тем самым теряет массу<ref name=Hawking1974>{{статья |заглавие=Black hole explosions? |издание=Nature |том=248 |номер=5443 |страницы=30—31 |doi=10.1038/248030a0 |ref=Hawking |bibcode=1974Natur.248...30H |язык=en |автор=Hawking, S. W. |год=1974 |nodot=1}}</ref>. Этот гипотетический эффект называется [[Излучение Хокинга|излучением (испарением) Хокинга]]. Упрощённо говоря, гравитационное поле поляризует вакуум, в результате чего возможно образование не только виртуальных, но и реальных пар [[Элементарная частица|частица]]-[[античастица]]. Одна из частиц, оказавшаяся чуть ниже горизонта событий, падает внутрь чёрной дыры, а другая, оказавшаяся чуть выше горизонта, улетает, унося энергию (то есть часть массы) чёрной дыры. Мощность излучения чёрной дыры равна

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

Предположительно, состав излучения зависит от размера чёрной дыры: для больших чёрных дыр это в основном безмассовые фотоны и лёгкие [[нейтрино]], а в спектре лёгких чёрных дыр начинают присутствовать и тяжёлые частицы. Спектр хокинговского излучения для безмассовых полей оказался строго совпадающим с излучением [[абсолютно чёрное тело|абсолютно чёрного тела]], что позволило приписать чёрной дыре температуру

: <math>T_H=\frac{\hbar c^3}{8\pi kGM}</math>,
где <math>\hbar</math> — редуцированная [[постоянная Планка]], <math>c</math> — скорость света, <math>k</math> — [[постоянная Больцмана]], <math>G</math> — [[гравитационная постоянная]], <math>M</math> — масса чёрной дыры.

На этой основе была построена термодинамика чёрных дыр, в том числе введено ключевое понятие [[Термодинамическая энтропия|энтропии]] чёрной дыры, которая оказалась пропорциональна площади её горизонта событий:

: <math>S = \frac{Akc^3}{4\hbar G}</math>,
где <math>A</math> — площадь горизонта событий.

Скорость испарения чёрной дыры тем больше, чем меньше её размеры<ref name="einstein-online"/>. Испарением чёрных дыр звёздных (и тем более галактических) масштабов можно пренебречь, однако для первичных и в особенности для квантовых чёрных дыр процессы испарения становятся центральными.

За счёт испарения все чёрные дыры теряют массу и время их жизни оказывается конечным:

: <math>\tau=\frac{5120\pi G^2M^3}{\hbar c^4}</math>.

При этом интенсивность испарения нарастает лавинообразно, и заключительный этап эволюции носит характер взрыва, например, чёрная дыра массой 1000 тонн испарится за время порядка 84 секунды, выделив энергию, равную взрыву примерно десяти миллионов атомных бомб средней мощности.

В то же время большие чёрные дыры, температура которых ниже температуры [[Реликтовое излучение|реликтового излучения]] Вселенной (2,7 К), на современном этапе развития Вселенной могут только расти, так как испускаемое ими излучение имеет меньшую энергию, чем поглощаемое.

Без квантовой теории гравитации невозможно описать заключительный этап испарения, когда чёрные дыры становятся микроскопическими (квантовыми)<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|date=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=2012-06-23}}</ref>.<!-- Согласно некоторым теориям, после испарения должен оставаться «огарок» — минимальная планковская чёрная дыра{{нет АИ|1|06|2012}}.-->

== Падение в астрофизическую чёрную дыру ==
Тело, свободно падающее под действием сил гравитации, находится в состоянии [[Невесомость|невесомости]] и испытывает действие только [[Приливные силы|приливных сил]], которые при падении в чёрную дыру растягивают тело в радиальном направлении, а в тангенциальном — сжимают. Величина этих сил растёт и стремится к бесконечности при <math>r\to 0</math> (где r — расстояние до центра дыры).

В некоторый момент собственного времени тело пересечёт [[горизонт событий]]. С точки зрения наблюдателя, падающего вместе с телом, этот момент ничем не выделен, однако возврата теперь нет. Тело оказывается в горловине (её радиус в точке, где находится тело, и есть <math>r</math>), сжимающейся столь быстро, что улететь из неё до момента окончательного схлопывания (это и есть сингулярность) уже нельзя, даже двигаясь со скоростью света.

С точки зрения удалённого наблюдателя падение в чёрную дыру будет выглядеть иначе. Пусть, например, тело будет светящимся и, кроме того, будет посылать сигналы назад с определённой частотой. Вначале удалённый наблюдатель будет видеть, что тело, находясь в процессе свободного падения, постепенно разгоняется под действием сил тяжести по направлению к центру. Цвет тела не изменяется, частота детектируемых сигналов практически постоянна. Но когда тело начнёт приближаться к горизонту событий, [[фотон]]ы, идущие от тела, будут испытывать всё большее и большее красное смещение, вызванное двумя причинами: [[Эффект Доплера|эффектом Доплера]] и [[Гравитационное красное смещение|гравитационным замедлением времени]] — из-за гравитационного поля все физические процессы с точки зрения удалённого наблюдателя будут идти всё медленнее и медленнее, например, часы, закреплённые в Шварцшильдовском пространстве-времени на радиальной координате <math>r</math> без вращения (<math> r=\mathrm{const}, \theta=\mathrm{const}, \varphi=\mathrm{const} </math>), будут идти медленнее бесконечно удалённых в <math> 1/\sqrt{1-r_s/r} </math> раз. Расстояния также будут восприниматься по-разному. Удалённому наблюдателю будет казаться, что тело в чрезвычайно сплющенном виде будет ''замедляться'', приближаясь к горизонту событий, и, в конце концов, практически остановится. Частота сигнала будет резко падать<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=Чёрные дыры: Популярное введение |accessdate=2012-05-03 |publisher=[[Астронет]] |archive-date=2012-05-27 |archive-url=https://www.webcitation.org/67ytUVDdd?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1180462/node2.html |deadlink=no }}</ref>. Длина волны испускаемого телом света будет стремительно расти, так что свет быстро превратится в радиоволны и далее в низкочастотные электромагнитные колебания, зафиксировать которые уже будет невозможно. Пересечения телом горизонта событий наблюдатель не увидит никогда, и в этом смысле падение в чёрную дыру будет длиться бесконечно долго.

Есть, однако, момент, начиная с которого повлиять на падающее тело удалённый наблюдатель уже не сможет. Луч света, посланный вслед этому телу, его либо вообще никогда не догонит, либо догонит уже за горизонтом событий. С другой стороны, учитывая, что падающее светящееся тело прежде пересечения горизонта испустит ограниченное число фотонов, существует также момент, начиная с которого удалённый наблюдатель уже не сможет получить какую-либо информацию о падающем теле, и фактически вся информация, содержащаяся в нём, будет потеряна для удалённого наблюдателя<ref><blockquote> В течение коллапса объект испустил бы только ограниченное число фотонов прежде, чем пересечь горизонт событий. Этих фотонов было бы совершенно недостаточно, чтобы сообщить всю информацию относительно коллапсирующего объекта. Это означает, что в квантовой теории не существует никакого способа, которым внешний наблюдатель мог бы определить состояние такого объекта ([http://www.scientific.ru/journal/hawking_penrose/hp.html Природа Пространства и Времени] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170515035612/http://www.scientific.ru/journal/hawking_penrose/hp.html |date=2017-05-15 }}).</blockquote></ref>. Кроме того, расстояние между телом и горизонтом событий, а также «толщина» сплющенного (с точки зрения стороннего наблюдателя) тела довольно быстро достигнут [[Планковская длина|планковской длины]] и (с математической точки зрения) будут уменьшаться и далее. Для реального физического наблюдателя (ведущего измерения с планковской погрешностью) это равносильно тому, что масса чёрной дыры увеличится на массу падающего тела, а, значит, радиус горизонта событий возрастёт, и падающее тело окажется «внутри» горизонта событий за конечное время{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|1986|loc=§ 9.1. Роль квантовых эффектов в физике чёрных дыр, с. 192}}. Аналогично будет выглядеть для удалённого наблюдателя и процесс [[гравитационный коллапс|гравитационного коллапса]]. Вначале вещество ринется к центру, но вблизи горизонта событий оно станет резко замедляться, его излучение уйдёт в радиодиапазон, и в результате удалённый наблюдатель увидит, что звезда погасла{{sfn|Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3|1977|loc=§ 33.1. Почему «чёрная дыра»?}}.

== Модель на базе теории струн ==
[[Теория струн]] допускает выстраивание исключительно плотных и мелкомасштабных структур из самих струн и других описываемых теорией объектов — [[брана|бран]], часть из которых имеют более трёх измерений. При этом чёрная дыра может быть составлена из струн и бран очень большим числом способов, {{Нет АИ 2|а самым удивительным является то обстоятельство, что это число микросостояний ровно соответствует энтропии чёрной дыры, предсказанной в 1972 году [[Бекенштейн, Яаков|Бекенштейном]] и подтвержденной в 1974 году [[Хокинг, Стивен Уильям|Стивеном Хокингом]], который первоначально опровергал идеи Бекенштейна. Это один из наиболее известных результатов теории струн, полученных в 1990-е годы.|23|12|2024}}

В [[1996 год в науке|1996 году]] струнные теоретики [[Эндрю Строминджер]] и [[Камран Вафа]], опираясь на более ранние результаты [[Сасскинд, Леонард|Сасскинда]] и [[Сен, Ашок|Сена]], опубликовали работу «Микроскопическая природа [[энтропия|энтропии]] [[Бекенштейн, Яаков|Бекенштейна]] и [[Стивен Хокинг|Хокинга]]». В этой работе Строминджеру и Вафе удалось использовать теорию струн для конструирования из микроскопических компонентов определённого класса чёрных дыр, так называемых экстремально заряженных дыр Рейснера — Нордстрёма<ref name="bh1">''R. Dijkgraaf'', ''E. Verlinde'', ''H. Verlinde'' (1997) «[https://arxiv.org/PS_cache/hep-th/pdf/9704/9704018v2.pdf 5D Black Holes and Matrix Strings] {{Wayback|url=https://arxiv.org/PS_cache/hep-th/pdf/9704/9704018v2.pdf |date=20210830222642 }}»{{ref-en}}.</ref>, а также для точного вычисления вкладов этих компонентов в энтропию. Работа была основана на применении нового метода, частично выходящего за рамки [[теория возмущений|теории возмущений]], которую использовали в 1980-х и в начале 1990-х гг. Результат работы в точности совпадал с предсказаниями Бекенштейна и Хокинга, сделанными более чем за двадцать лет до этого.

Реальным процессам образования чёрных дыр Строминджер и Вафа противопоставили конструктивный подход<ref name="Gross">Гросс, Дэвид. [http://elementy.ru/lib/430177 Грядущие революции в фундаментальной физике.] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130806050159/http://elementy.ru/lib/430177 |date=2013-08-06 }} Проект «Элементы», вторые публичные лекции по физике (25.04.2006).</ref>. Суть в том, что они изменили точку зрения на образование чёрных дыр, показав, что их можно конструировать путём кропотливой сборки в один механизм точного набора [[брана|бран]], открытых во время ''второй суперструнной революции''.

Строминджер и Вафа смогли вычислить число перестановок микроскопических компонентов чёрной дыры, при которых общие наблюдаемые характеристики, например [[масса]] и [[Электрический заряд|заряд]], остаются неизменными. Тогда энтропия этого состояния по определению равна [[логарифм]]у полученного числа — числа возможных микросостояний [[термодинамическая система|термодинамической системы]]. Затем они сравнили результат с площадью [[горизонт событий|горизонта событий]] чёрной дыры — эта площадь пропорциональна [[энтропия|энтропии]] чёрной дыры, как предсказано Бекенштейном и Хокингом на основе классического понимания<ref name="Gross"/>, — и получили идеальное согласие<ref name="bh2">{{cite web |url=http://www.astronet.ru/db/msg/1199352/bh/blackh5.html |title=Чёрные дыры. Ответ из теории струн |publisher=[[Астронет]] |accessdate=2009-10-18 |archive-date=2011-08-22 |archive-url=https://www.webcitation.org/6184UxQ4E?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1199352/bh/blackh5.html |deadlink=no }}</ref>. По крайней мере, для класса экстремальных чёрных дыр Строминджеру и Вафе удалось найти приложение теории струн для анализа микроскопических компонентов и точного вычисления соответствующей энтропии. Практически одновременно, с разностью в несколько недель, к такой же энтропии для почти экстремальных чёрных дыр пришли и Курт Каллан и [[Малдасена, Хуан|Хуан Малдасена]] из Принстона{{sfn|Susskind|2008|p=391}}.

Результаты этой группы, однако, простирались далее. Так как они смогли сконструировать не совсем экстремальную чёрную дыру, они смогли рассчитать также и скорость испарения данного объекта, которая совпала с результатами Хокинга<ref>Экстремальные чёрные дыры в рамках термодинамики чёрных дыр имеют нулевую температуру и не испаряются — от них нет [[Излучение Хокинга|излучения Хокинга]].</ref>. Этот результат был подтверждён в том же году работами двух пар индийских физиков: Самит Дас и Самир Матур, и Гаутам Мандал и Спента Вадья получили ту же скорость испарения. Этот успех послужил одним из доказательств отсутствия [[Исчезновение информации в чёрной дыре|потери информации]] при образовании и испарении чёрных дыр{{sfn|Susskind|2008|p=393}}.

В 2004 году команда Самира Матура из университета Огайо занялась вопросом о внутреннем строении струнной чёрной дыры. В результате они показали, что почти всегда вместо множества отдельных струн возникает одна — очень длинная струна, кусочки которой будут постоянно «выпирать» за горизонт событий за счёт квантовых флуктуаций, и соответственно отрываться, обеспечивая испарение чёрной дыры. [[Гравитационная сингулярность|Сингулярности]] внутри такого клубка не образуется, а его размер в точности совпадает с размером классического горизонта. В другой модели, которую развили [[Гэри Горовиц]] из [[Калифорнийский университет в Санта-Барбаре|Университета Калифорнии в Санта-Барбаре]] и [[Хуан Малдасена]] из [[Институт перспективных исследований|Института перспективных исследований]], сингулярность присутствует, но информация в неё не попадает, так как за счёт [[Квантовая телепортация|квантовой телепортации]] выходит из чёрной дыры, изменяя характеристики излучения Хокинга, которое теперь становится не совсем тепловым — эти построения основываются на гипотезе AdS/CFT-соответствия. Все такие модели, однако, до сих пор носят предварительный характер<ref>{{статья|автор=Роман Георгиев. |заглавие=Теория струн и чёрные дыры |ссылка=http://www.computerra.ru/xterra/37506/ |издание=Компьютерра-Онлайн |год=01 февраля 2005 года |deadlink=да |archiveurl=https://www.webcitation.org/6CWBygopV?url=http://www.computerra.ru/xterra/37506/ |archivedate=2012-11-28}} — из первоисточника 28-11-2012.</ref>.

{{См. также|Теория струн#Изучение свойств чёрных дыр|l1=Изучение свойств чёрных дыр}}

== Белые дыры ==
{{main|Белая дыра}}
{{mainref|{{sfn|Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности|1981|loc=[http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-14/kaufman-14.html Глава 14. Белые дыры и рождение частиц]}}}}

Белая дыра является временно́й противоположностью чёрной дыры<ref>[http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-dict.html Словарь терминов] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20140416183729/http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-dict.html |date=2014-04-16 }}</ref> — если из чёрной дыры невозможно выбраться, то в белую дыру невозможно попасть<ref>[http://www.membrana.ru/particle/1998 Физик уронил Вселенную в матрёшку из чёрных дыр] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170706034030/http://www.membrana.ru/particle/1998 |date=2017-07-06 }}</ref>. Белой дырой является область IV в расширенном пространстве-времени Шварцшильда — в неё невозможно попасть из областей I и III, а вот из неё попасть в области I и III можно. Так как общая теория относительности и большинство других теорий гравитации обратимы во времени, то можно развернуть решение [[Гравитационный коллапс|гравитационного коллапса]] во времени и получить объект, который не схлопывается, формируя вокруг себя горизонт событий будущего и сингулярность под ним, а наоборот, объект, который рождается из невидимой сингулярности под горизонтом событий прошлого и затем разлетается, уничтожая горизонт (мысленно переверните рисунок коллапса в следующем разделе) — это и будет белая дыра.

Полная карта пространства-времени Шварцшильда содержит как чёрную, так и белую дыры, а отдельно «чистой» вечной чёрной дыры (то есть такой, которая не возникла из-за [[Гравитационный коллапс|коллапса]] вещества) или «чистой» вечной белой дыры на полной карте пространства-времени не может быть в принципе<ref>И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр. — М.: Наука, 1986. — 328 с, стр. 25—27</ref>.

На сегодня неизвестны физические объекты, которые можно достоверно считать белыми дырами. Более того, неизвестны и теоретические механизмы их образования помимо реликтового — сразу после [[Большой взрыв|Большого взрыва]], а также весьма спорной идеи, которую невозможно подтвердить расчётами, что белые дыры могут образовываться при выходе из-за [[горизонт событий|горизонта событий]] вещества чёрной дыры, находящейся в другом времени. Нет и предпосылок по методам поиска белых дыр. Исходя из этого, белые дыры считаются сейчас абсолютно гипотетическими объектами, допустимыми теоретически общей теорией относительности, но вряд ли существующими во Вселенной, в отличие от чёрных дыр.

Израильские астрономы Алон Реттер и Шломо Хеллер предполагают, что аномальный гамма-всплеск [[GRB 060614]], который произошёл в 2006 году, был «белой дырой»<ref>{{Статья |заглавие=The Revival of White Holes as Small Bangs |ссылка=https://arxiv.org/abs/1105.2776 |издание=New Astronomy |год=2012-2 |том=17 |выпуск=2 |страницы=73—75 |doi=10.1016/j.newast.2011.07.003 |archivedate=2020-08-11 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200811143543/https://arxiv.org/abs/1105.2776 }}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.membrana.ru/particle/16190|title=Израильтяне нашли белую дыру|author=Леонид Попов|date=2011-05-27|accessdate=2012-05-03|archive-date=2012-05-27|archive-url=https://www.webcitation.org/67ytY1GU7?url=http://www.membrana.ru/particle/16190|deadlink=yes}}</ref>.

== Чёрные дыры во Вселенной ==
{{see also|Кандидаты в чёрные дыры}}
Со времени теоретического предсказания чёрных дыр оставался открытым вопрос об их существовании, так как наличие решения типа «чёрная дыра» ещё не гарантирует, что существуют механизмы образования подобных объектов во [[Вселенная|Вселенной]]. С математической точки зрения известно, что как минимум коллапс гравитационных волн в общей теории относительности устойчиво ведёт к формированию [[Горизонт событий|ловушечных поверхностей]], а следовательно, и чёрной дыры, как доказано [[Кристодулу, Деметриос|Деметриосом Кристодулу]] в 2000-х годах ([[Премия Шао]] за 2011 год).

С физической точки зрения известны механизмы, которые могут приводить к тому, что некоторая ''область'' пространства-времени будет иметь те же свойства (ту же геометрию), что и соответствующая ''область'' у чёрной дыры. Так, например, в результате коллапса звезды может сформироваться пространство-время, показанное на рисунке.
[[Файл:Sch-collaps.png|thumb|292px|Коллапс звезды. Метрика внутри более затенённой области нам неизвестна (или неинтересна)]]
Изображённая тёмным цветом область заполнена веществом звезды и метрика её определяется свойствами этого вещества. А вот светло-серая область совпадает с соответствующей областью пространства Шварцшильда, см. рис. выше. Именно о таких ситуациях в астрофизике говорят как об образовании чёрных дыр, что с формальной точки зрения является некоторой вольностью речи<ref group="Комм">Пока ничего не сказано о геометрии пространства-времени в будущем, мы не знаем, все ли причинные кривые остаются в <math> O </math> и, следовательно, не можем сказать является ли она чёрной дырой, а поверхность <math> r=r_s </math> — горизонтом событий. Поскольку, однако, ни на чём происходящем в области, показанной на рис., это не сказывается, эту тонкость обычно можно игнорировать</ref>. Снаружи, тем не менее, уже очень скоро этот объект станет практически неотличим от чёрной дыры по всем своим свойствам, поэтому данный термин применим к получающейся конфигурации с очень большой степенью точности<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1180438 |title=Образование чёрных дыр |author=С. Б. Попов, М. Е. Прохоров |publisher=[[Астронет]] |lang=ru |accessdate=2012-06-02 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20081017144110/http://www.astronet.ru/db/msg/1180438 |archivedate=2008-10-17 }}</ref>.

В реальности из-за аккреции вещества, с одной стороны, и (возможно) хокинговского излучения, с другой, пространство-время вокруг коллапсара отклоняется от приведённых выше точных решений уравнений Эйнштейна. И хотя в любой небольшой области (кроме окрестностей сингулярности) метрика искажена незначительно, глобальная причинная структура пространства-времени может отличаться кардинально. В частности, настоящее пространство-время может, по некоторым теориям, уже и не обладать горизонтом событий{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|1986|loc=§ 13.3. Что остаётся при квантовом распаде чёрной дыры?|name="NovFrol133"}}. Это связано с тем, что наличие или отсутствие горизонта событий определяется, среди прочего, и событиями, происходящими в бесконечно удалённом будущем наблюдателя<ref>{{книга |часть=§ 3.1 |автор=И. Д. Новиков, В. П. Фролов. |заглавие=Чёрные дыры во Вселенной |издательство=УФН 171 307–324 |год=2001 |ссылка=http://ufn.ru/ufn01/ufn01_3/Russian/r013d.pdf |archive-date=2012-12-08 |archive-url=https://web.archive.org/web/20121208201428/http://ufn.ru/ufn01/ufn01_3/Russian/r013d.pdf }}</ref>.

По современным представлениям, есть четыре сценария образования чёрной дыры<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1180462/node3.html |title=Астрофизика чёрных дыр |author=Жан-Пьер Люмине |work=Чёрные дыры: Популярное введение |publisher=[[Астронет]] |accessdate=2012-06-02 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090428142605/http://www.astronet.ru/db/msg/1180462/node3.html |archivedate=2009-04-28 }}</ref><ref>{{статья|автор=Б.-Дж. Карр, С.-Б. Гиддингс. |заглавие=Квантовые чёрные дыры |оригинал=Scientific American. 2005, May, 48—55. |ссылка=http://fiz.1september.ru/article.php?ID=200801308 |язык=ru |автор издания=Сокр. пер. с англ. А. В. БЕРКОВА |издание=Физика |тип=журнал |издательство=Первое сентября |год=2008 |выпуск=13 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130729060624/http://fiz.1september.ru/article.php?ID=200801308 |archivedate=2013-07-29}}</ref>:
* [[Гравитационный коллапс]] (катастрофическое сжатие) [[Предел Оппенгеймера — Волкова|достаточно массивной]] звезды на конечном этапе её эволюции.{{Переход|Чёрные дыры звёздных масс}}
* Коллапс центральной части галактики или протогалактического газа. Современные представления помещают огромную (<math>>1000M_\odot</math>) чёрную дыру в центр многих, если не всех, [[Спиральные галактики|спиральных]] и [[Эллиптические галактики|эллиптических галактик]]. Например, в [[Галактический центр|центре]] [[Млечный Путь|нашей Галактики]] находится чёрная дыра [[Стрелец A*]] массой <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=2012-06-23|deadlink=yes}}{{ref-en}}</ref>.
* Формирование чёрных дыр в момент сразу после [[Большой Взрыв|Большого Взрыва]] в результате флуктуаций гравитационного поля и/или материи. Такие чёрные дыры называются первичными.{{Переход|Первичные чёрные дыры}}
* Возникновение чёрных дыр в ядерных реакциях высоких энергий — квантовые чёрные дыры.

=== Чёрные дыры звёздных масс ===
[[Файл:Black hole lensing web.gif|frame|alt=Шварцшильдовская чёрная дыра|Моделирование [[Гравитационная линза|гравитационного линзирования]] чёрной дырой, которая искажает изображение [[Галактика|галактики]], перед которой она проходит. ([[:Файл:BlackHole Lensing.gif|Щёлкните, чтобы увидеть полноразмерную анимацию.]])<!-- Возможно, изображение взято из симулятора-планетария Space Engine. Прошу добавить в примечания. -->]]
[[Файл:BlackHoleMovementsmoother.gif|мини|240x240пкс|Визуализация полного оборота вокруг чёрной дыры и её аккреционного диска по пути, перпендикулярному диску.]]
[[Файл:NGC 300 X-1 (artist’s impression).jpg|thumb|240px|right|Чёрная дыра NGC 300 X-1 в представлении художника. Иллюстрация [[Европейская южная обсерватория|ESO]].]]
[[Чёрные дыры звёздных масс]] образуются как конечный этап жизни звезды, после полного выгорания термоядерного топлива и прекращения реакции звезда теоретически должна начать остывать, что приведёт к уменьшению внутреннего давления и сжатию звезды под действием гравитации. Сжатие может остановиться на определённом этапе, а может перейти в стремительный [[гравитационный коллапс]]. В зависимости от массы звезды и вращательного момента возможны следующие [[звёздные остатки|конечные состояния]]:
* Погасшая очень плотная звезда, состоящая в основном, в зависимости от массы, из [[гелий|гелия]], [[углерод]]а, [[кислород]]а, [[неон]]а, [[магний|магния]], [[кремний|кремния]] или [[железо|железа]] (основные элементы перечислены в порядке возрастания массы остатка звезды). Такие остатки называют [[Белый карлик|белыми карликами]], масса их ограничивается сверху [[предел Чандрасекара|пределом Чандрасекара]] — около 1,4 солнечной массы.
* [[Нейтронная звезда]], масса которой ограничена [[Предел Оппенгеймера — Волкова|пределом Оппенгеймера — Волкова]] — 2—3 солнечные массы.
* Чёрная дыра.

По мере увеличения массы остатка звезды происходит движение равновесной конфигурации вниз по изложенной последовательности. Вращательный момент увеличивает предельные массы на каждой ступени, но не качественно, а количественно (максимум в 2—3 раза).

Условия (главным образом, масса), при которых конечным состоянием эволюции звезды является чёрная дыра, изучены недостаточно хорошо, так как для этого необходимо знать поведение и состояния вещества при чрезвычайно высоких плотностях, недоступных экспериментальному изучению. Дополнительные сложности представляет [[моделирование звёзд]] на поздних этапах их эволюции из-за сложности возникающего химического состава и резкого уменьшения характерного времени протекания процессов. Достаточно упомянуть, что часть крупнейших космических катастроф, вспышки [[Сверхновая звезда|сверхновых]], возникает именно на этих этапах [[звёздная эволюция|эволюции звёзд]]. Различные модели дают нижнюю оценку массы чёрной дыры, получающейся в результате гравитационного коллапса, от 2,5 до 5,6 массы Солнца. Характерный размер чёрной дыры при этом очень мал — до нескольких десятков километров{{ref+|Известный астрофизик [[Грин, Брайан Рэндолф|Брайан Грин]] в качестве примера коллапса звезды приводит Солнце: при сжатии до плотности чёрной дыры размер Солнца в поперечнике не превысил бы 1 м{{sfn|Грин|2021|loc= Разрушение экстремальных чёрных дыр}}.|group="Комм"}}.

Впоследствии чёрная дыра может разрастись за счёт поглощения вещества — как правило, это газ соседней звезды в двойных звёздных системах (столкновение чёрной дыры с любым другим астрономическим объектом очень маловероятно из-за её малого диаметра). Процесс падения газа на любой компактный астрофизический объект, в том числе и на чёрную дыру, называется [[аккреция|аккрецией]]. При этом из-за вращения газа формируется [[аккреционный диск]], в котором вещество разгоняется до релятивистских скоростей, нагревается и в результате сильно излучает, в том числе и в [[рентгеновский диапазон|рентгеновском диапазоне]], что даёт принципиальную возможность обнаруживать такие аккреционные диски (и, следовательно, чёрные дыры) при помощи ультрафиолетовых и [[рентгеновский телескоп|рентгеновских телескопов]]. Основной проблемой является малая величина и трудность регистрации отличий аккреционных дисков нейтронных звёзд и чёрных дыр, что приводит к неуверенности в идентификации астрономических объектов как чёрных дыр. Основное отличие состоит в том, что газ, падающий на все объекты, рано или поздно встречает твёрдую поверхность, что приводит к интенсивному излучению при торможении, но облако газа, падающее на чёрную дыру, из-за неограниченно растущего гравитационного замедления времени (красного смещения) просто быстро меркнет при приближении к горизонту событий, что наблюдалось [[Хаббл (телескоп)|телескопом Хаббла]] в случае источника [[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=2001-01-11|lang=en|accessdate=2010-01-24|archiveurl=https://www.webcitation.org/617i332RK?url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2001/03/text/|archivedate=2011-08-22}}</ref>.

Столкновение чёрных дыр между собой и с другими массивными объектами, а также столкновение нейтронных звёзд, вызывающее образование чёрной дыры, приводит к мощнейшему [[гравитационные волны|гравитационному излучению]], которое можно обнаружить при помощи [[гравитационный телескоп|гравитационных телескопов]]. Так 11 февраля 2016 года сотрудники LIGO объявили об [[Открытие гравитационных волн|обнаружении 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] {{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>, возникших при слиянии двух чёрных дыр массами около 30 солнечных масс на расстоянии около 1,3 млрд световых лет от Земли<ref>{{Cite web |url=https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.061102 |title=Phys. Rev. Lett. 116, 061102 (2016) — Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger |access-date=2020-06-26 |archive-date=2016-02-11 |archive-url=https://www.webcitation.org/6fDrzh3tf?url=https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.061102 |deadlink=no }}</ref><ref>[http://www.gazeta.ru/science/2016/02/11_a_8068283.shtml Учёные объявили об открытии гравитационных волн — Газета. Ru] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160213043239/http://www.gazeta.ru/science/2016/02/11_a_8068283.shtml |date=2016-02-13 }}</ref>.

Кроме того, есть сообщения о наблюдении в рентгеновском диапазоне столкновений чёрных дыр со звёздами<ref>[http://www.membrana.ru/lenta/?2701 Астрономы доказали: чёрные дыры действительно «съедают» звёзды] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080508213140/http://www.membrana.ru/lenta/?2701 |date=2008-05-08 }}</ref>. 25 августа 2011 года появилось сообщение о том, что впервые в истории науки группа японских и американских специалистов смогла в марте 2011 года зафиксировать момент гибели звезды, которую поглощает чёрная дыра<ref>{{cite web|url=http://www.itar-tass.com/c11/211304.html|title=Учёным из Японии и США впервые в истории удалось зафиксировать момент гибели звезды|author=Василий Головнин.|date=2011-08-25|publisher=[[ИТАР-ТАСС]]|accessdate=2011-08-25|archiveurl=https://www.webcitation.org/65AXYv00u?url=http://www.itar-tass.com/c11/211304.html|archivedate=2012-02-03}}</ref><ref>{{cite web|url=https://lenta.ru/news/2011/08/25/black/|title=Астрономы взвесили хищную дыру в созвездии Дракона|date=2011-08-25|publisher=[[Lenta.ru]]|accessdate=2011-08-25|archive-date=2011-10-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20111003021807/http://lenta.ru/news/2011/08/25/black/|deadlink=no}}</ref>.

Ближайшим кандидатом в чёрные дыры считался один из компонентов тройной системы [[HR 6819]] (QV Телескопа), находящейся на расстоянии 1120 ± 70 св. лет от Солнца<ref>[https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2007/eso2007a.pdf A naked-eye triple system with a nonaccreting black hole in theinner binary] {{Wayback|url=https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2007/eso2007a.pdf |date=20200506172011 }} // Astronomy&Astrophysicsmanuscript no. 38020corr. April 28, 2020</ref>, однако, дальнейшие исследования показали, что это не тройная, а двойная система и чёрной дыры в ней нет<ref>''Frost A. J.'' at al. [https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2022/03/aa43004-21/aa43004-21.html HR 6819 is a binary system with no black hole] {{Wayback|url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2022/03/aa43004-21/aa43004-21.html |date=20220302092950 }} Astronomy & Astrophysics. 2022. V. 659 (March 2022). L3 DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202143004</ref>.

Объект «Единорог» (The Unicorn), находящийся в созвездии Единорога на расстоянии 1500 св. лет от Солнца, является компаньоном красной гигантской звезды [[V723 Единорога]] и имеет массу менее 5 масс Солнца<ref name="Jayasinghe2021">''Jayasinghe T.'' et al. [https://arxiv.org/abs/2101.02212 A Unicorn in Monoceros: the 3M⊙ dark companion to the bright, nearby red giant V723 Mon is a non-interacting, mass-gap black hole candidate] {{Wayback|url=https://arxiv.org/abs/2101.02212 |date=20210423145824 }}, 26 Mar 2021</ref><ref>''Laura Arenschield''. [https://news.osu.edu/black-hole-is-closest-to-earth-among-the-smallest-ever-discovered Black hole is closest to Earth, among the smallest ever discovered] {{Wayback|url=https://news.osu.edu/black-hole-is-closest-to-earth-among-the-smallest-ever-discovered |date=20210422201028 }}, Apr 21, 2021</ref>. Кандидат в чёрные дыры обнаружен в бинарной системе [[Gaia BH1]] со звездой спектрального класса G, расположенной на расстоянии 1,545 тыс. св. лет (474 парсека) от [[Солнце|Солнца]]. Масса кандидата в 11,9 раза превышает [[масса Солнца|массу Солнца]]<ref>{{Cite web |url=https://hightech.fm/2022/10/20/black-hole-yard |title=Черную дыру-монстр нашли на «заднем дворе» Земли: она очень близко к нашей планете |access-date=2022-10-23 |archive-date=2022-10-22 |archive-url=https://web.archive.org/web/20221022165003/https://hightech.fm/2022/10/20/black-hole-yard |url-status=live }}</ref>. Двойная система [[A0620-00]] (V616 Единорога) находится на расстоянии 3000 св. лет от Солнца, [[Лебедь X-1]] — на расстоянии 6070 св. лет, [[VLA J213002.08+120904]] (VLA J2130+12, M15 S2) в созвездии [[Пегас (созвездие)|Пегаса]] — на расстоянии 7200 св. лет<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>, [[V404 Лебедя]] — на расстоянии 7800 св. лет<ref>{{статья |заглавие=The first accurate parallax distance to a black hole |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=706 |номер=2 |страницы=L230 |arxiv=0910.5253 |bibcode=2009ApJ...706L.230M |doi=10.1088/0004-637X/706/2/L230 |язык=en |тип=journal |автор=Miller-Jones, J. A. C.; Jonker; Dhawan |год=2009 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>.
{{Точка на карте галактики3
|указатель1=да|долготаL1=73.1187|широтаB1=-2.0915|расстояниеR1=7800|текст1=V404
|указатель2=да|долготаL2=71.3350|широтаB2=3.0668|расстояниеR2=6100|текст2=X-1
|указатель3=да|долготаL3=0|широтаB3=0|расстояниеR3=0|текст3=Sun
|указатель4=да|долготаL4=209.9563|широтаB4=-6.5399|расстояниеR4=3460|текст4=V616
|указатель5=да|долготаL5=338.3856|широтаB5=-17.6946|расстояниеR5=1120|текст5=HR 6819
}}
Некоторые ближайшие к Солнцу чёрные дыры

=== Сверхмассивные чёрные дыры ===
[[Файл:Pictor A composite.jpg|thumb|right|[[Радиогалактика]] [[Живописец A]], виден джет [[рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]] (синий) длиной 300 тыс. световых лет, исходящий из сверхмассивной чёрной дыры]]
{{main|Сверхмассивная чёрная дыра}}

Разросшиеся очень большие чёрные дыры, по современным представлениям, образуют ядра большинства галактик. В их число входит и массивная чёрная дыра в ядре [[Млечный Путь|нашей галактики]] — [[Стрелец A*]], являющаяся ближайшей к Солнцу сверхмассивной чёрной дырой (26 тыс. св. лет).

В настоящее время существование чёрных дыр звёздных и галактических масштабов считается большинством учёных надёжно доказанным астрономическими наблюдениями<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>.

Американские астрономы установили, что массы сверхмассивных чёрных дыр могут быть значительно недооценены. Исследователи установили, что для того, чтобы звёзды двигались в галактике [[М87]] (которая расположена на расстоянии 50 миллионов световых лет от Земли) так, как это наблюдается сейчас, масса центральной чёрной дыры должна быть как минимум 6,4 миллиарда солнечных масс, то есть в два раза больше нынешних оценок ядра М87, которые составляют 3 млрд солнечных масс<ref>{{cite web|date=2009-06-09|url=https://lenta.ru/news/2009/06/09/holes/|title=Сверхмассивные чёрные дыры оказались ещё массивнее|publisher=[[Lenta.ru]]|accessdate=2010-08-14|archive-date=2011-01-02|archive-url=https://web.archive.org/web/20110102233936/http://lenta.ru/news/2009/06/09/holes/|deadlink=no}}</ref>.
<!--
Для чёрной дыры в ядре галактики гравитационный радиус равен 3{{e|15}} см = 200 а. е., что в пять раз больше расстояния от Солнца до Плутона. Критическая плотность при этом равна 0,2{{e|−3}} г/см³, что в несколько раз меньше плотности воздуха{{нет АИ|1|06|2012}}.-->
В карликовой галактике [[Лев I (карликовая галактика)|Лев I]] почти нет тёмной материи, но в центре есть сверхмассивная чёрная дыра массой {{nobr|~3 млн {{Mo}}}}. У учёных нет объяснений того, как в карликовой сферической галактике появилась сверхмассивная чёрная дыра<ref>[https://mcdonaldobservatory.org/news/releases/20211201 Texas Astronomers Discover Strangely Massive Black Hole in Milky Way Satellite Galaxy] {{Wayback|url=https://mcdonaldobservatory.org/news/releases/20211201 |date=20211212150336 }}, 1 December 2021</ref>.

=== Первичные чёрные дыры ===
{{main|Первичная чёрная дыра}}

Первичные чёрные дыры в настоящее время носят статус гипотезы. Если в начальные моменты жизни Вселенной существовали достаточной величины отклонения от однородности гравитационного поля и плотности материи, то из них путём коллапса могли образовываться чёрные дыры<ref>Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Релятивистская астрофизика. М.: Наука, 1967</ref>. При этом их масса не ограничена снизу, как при звёздном коллапсе — их масса, вероятно, могла бы быть достаточно малой. Обнаружение первичных чёрных дыр представляет особенный интерес в связи с возможностями изучения явления испарения чёрных дыр (см. выше){{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|1986|loc=§ 13.1. Первичные чёрные дыры.}}.

=== Квантовые чёрные дыры ===
Предполагается, что в результате ядерных реакций могут возникать устойчивые микроскопические чёрные дыры, так называемые квантовые чёрные дыры. Для математического описания таких объектов необходима [[квантовая гравитация|квантовая теория гравитации]]. Однако из общих соображений<ref>{{cite web|url=https://www.popmech.ru/science/5427-udivitelnaya-istoriya-chernykh-dyr-konets-zvezdnoy-sudby/|title=Удивительная история чёрных дыр: Конец звёздной судьбы|accessdate=2012-04-27|archive-date=2015-10-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20151004175255/http://www.popmech.ru/science/5427-udivitelnaya-istoriya-chernykh-dyr-konets-zvezdnoy-sudby/|deadlink=no}}</ref> весьма вероятно, что [[спектр масс]] чёрных дыр дискретен и существует минимальная чёрная дыра — [[планковская чёрная дыра]]. Её масса — порядка 10<sup>−5</sup> г, радиус — 10<sup>−35</sup> м. [[Комптоновская длина волны]] планковской чёрной дыры по порядку величины равна её гравитационному радиусу<ref name="Berezin" />.

Таким образом, все «элементарные объекты» можно разделить на элементарные частицы (их длина волны больше их гравитационного радиуса) и чёрные дыры (длина волны меньше гравитационного радиуса). Планковская чёрная дыра является пограничным объектом, для неё можно встретить название [[максимон]], указывающее на то, что это самая тяжёлая из возможных элементарных частиц. Другой иногда употребляемый для её обозначения термин — [[планкеон]].
<!--
Даже если квантовые чёрные дыры существуют, время их существования крайне мало{{Нет АИ|27|10|2012}}, что делает их непосредственное обнаружение очень проблематичным.-->

В последнее время предложены эксперименты с целью обнаружения свидетельств появления чёрных дыр в ядерных реакциях. Однако для непосредственного синтеза чёрной дыры в ускорителе необходима недостижимая на сегодня энергия 10<sup>26</sup> эВ. По-видимому, в реакциях сверхвысоких энергий могут возникать виртуальные промежуточные чёрные дыры.

Эксперименты по протон-протонным столкновениям с полной энергией 7 ТэВ на [[Большой адронный коллайдер|Большом адронном коллайдере]] показали, что этой энергии недостаточно для образования микроскопических чёрных дыр. На основании этих данных делается вывод, что микроскопические чёрные дыры должны быть тяжелее 3,5—4,5 ТэВ в зависимости от конкретной реализации<ref>{{cite web|url=http://elementy.ru/news/431477|title=Элементы: Микроскопических чёрных дыр на LHC не видно|accessdate=2012-04-27|archiveurl=https://www.webcitation.org/67ytd7izN?url=http://elementy.ru/news/431477|archivedate=2012-05-27}}</ref>.

== Обнаружение чёрных дыр ==
На данный момент учёными обнаружено около тысячи объектов во Вселенной, которые причисляются к чёрным дырам. Всего же, предполагают учёные, существуют десятки миллионов таких объектов<ref>{{cite web|url=http://www.universetoday.com/589/finding-all-the-black-holes/|title=Finding All the Black Holes|author=FRASER CAIN|date=2006-09-08|accessdate=2012-05-03|archiveurl=https://www.webcitation.org/67yteZegn?url=http://www.universetoday.com/589/finding-all-the-black-holes/|archivedate=2012-05-27}}</ref>.

В настоящее время единственный достоверный способ отличить чёрную дыру от объекта другого типа состоит в том, чтобы измерить массу и размеры объекта и сравнить его радиус с гравитационным радиусом, который задаётся формулой
: <math>\ R_g = {2GM \over c^2}</math>,
где <math>\ G</math> — гравитационная постоянная, <math>\ M</math> — масса объекта, <math>\ c</math> — скорость света{{sfn|Wald|1984|с=124—125}}.

=== Обнаружение сверхмассивных чёрных дыр ===
{{mainref|<ref name="KormendyRichstone">{{статья |автор=Kormendy J., Richstone D. |заглавие=Inward Bound – the Search of Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA%26A..33..581K |издание={{Нп3|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}} |год=1995 |том=33 |страницы=581 |язык=en |издательство=[[Annual Reviews]] |archivedate=2007-12-28 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20071228150913/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA%26A..33..581K }}</ref>}}
Наиболее надёжными считаются свидетельства о существовании [[Сверхмассивная чёрная дыра|сверхмассивных чёрных дыр]] в центральных областях [[Галактика|галактик]]. Сегодня разрешающая способность телескопов недостаточна для того, чтобы различать области пространства размером порядка гравитационного радиуса чёрной дыры (помимо [[Стрелец A*|чёрной дыры в центре нашей Галактики]], которая наблюдается методами [[Радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами|радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой]] на пределе их разрешающей способности). Поэтому в идентификации центральных объектов галактик как чёрных дыр есть определённая степень допущения (кроме центра нашей [[Млечный Путь|Галактики]]). Считается, что установленный верхний предел размеров этих объектов недостаточен, чтобы рассматривать их как скопления белых или коричневых карликов, нейтронных звёзд или даже чёрных дыр обычной массы.

Существует множество способов определить массу и ориентировочные размеры сверхмассивного тела, однако большинство из них основано на измерении характеристик орбит вращающихся вокруг них объектов (звёзд, [[Астрономический радиоисточник|радиоисточников]], газовых дисков). В простейшем и достаточно часто встречающемся случае обращение происходит по кеплеровским орбитам, о чём говорит пропорциональность скорости вращения спутника квадратному корню из большой полуоси орбиты:
: <math>\ V = \sqrt{GM \over r}</math>.

В этом случае масса центрального тела находится по известной формуле

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

В ряде случаев, когда объекты-спутники представляют собой сплошную среду (газовый диск, плотное звёздное скопление), которая своим тяготением влияет на характеристики орбиты, радиальное распределение массы в ядре галактики получается путём решения т. н. [[кинетическое уравнение Больцмана|бесстолкновительного уравнения Больцмана]].

==== Непосредственные измерения размеров источников излучения ====
Если радиоисточник Стрелец A* находится около горизонта событий чёрной дыры, он будет выглядеть как пятно, размазанное и усиленное [[Гравитационная линза|гравитационным линзированием]]. Поэтому, если источник находится вблизи от горизонта событий и покрывает всю дыру, его размер должен быть не меньше 5,2 [[Гравитационный радиус|радиуса Шварцшильда]], что для объекта в центре нашей Галактики даёт угловой размер примерно в 52 микросекунды дуги. Это даже несколько больше наблюдаемого в 1,3 мм радиоволнах размера в <math>37^{+16}_{-10}</math> микросекунд, что показывает, что излучение не исходит с поверхности всей дыры, но сосредоточено в области рядом с ней, возможно, на краю аккреционного диска или в релятивистской струе материала, выброшенного из этого диска<ref name="EHS">{{статья|автор=Sh. Doeleman et al. |заглавие=Event-horizon-scale structure in the supermassive black hole candidate at the Galactic Centre |язык=en |издание=[[Nature]] |том=455 |страницы=78—80 |год=2008 |doi=10.1038/nature07245 |pmid=18769434 |номер=7209 |bibcode=2008Natur.455...78D}}</ref>.

==== Метод отношения масса-светимость ====
{{mainref|<ref name="KormendyRichstone" />}}
Основным методом поиска сверхмассивных чёрных дыр в настоящее время является исследование распределения яркости и скорости движения звёзд в зависимости от расстояния до центра Галактики. Распределение яркости снимается фотометрическими методами при фотографировании галактик с большим разрешением, скорости звёзд — по красному смещению и уширению линий поглощения в спектре звезды.

Имея распределение скорости звёзд <math>V(r)</math> можно найти радиальное распределение масс <math>M(r)</math> в галактике. Например, при эллиптической симметрии поля скоростей решение [[кинетическое уравнение Больцмана|уравнения Больцмана]] даёт следующий результат:

: <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>,
где <math>\ V</math> — скорость вращения, <math>\ \sigma _r</math>, <math>\ \sigma _\theta </math> и <math>\ \sigma_\phi</math> — радиальная и азимутальные проекции дисперсии скорости, <math>\ G</math> — гравитационная постоянная, <math>\ \nu</math> — плотность звёздного вещества, которая обычно принимается пропорциональной светимости.

Поскольку чёрная дыра имеет большую массу при низкой светимости, одним из признаков наличия в центре галактики сверхмассивной чёрной дыры может служить высокое отношение массы к светимости <math>\ M/L </math> для ядра галактики. Плотное скопление обычных звёзд имеет отношение <math>\ M/L </math> порядка единицы (масса и светимость выражаются в массах и светимостях [[Солнце|Cолнца]]), поэтому значения <math>\ M/L \gg 1</math> (для некоторых галактик <math>\ M/L>1000</math>), являются признаком наличия сверхмассивной чёрной дыры. Возможны, однако, альтернативные объяснения этого феномена: скопления белых или коричневых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр обычной массы.

==== Измерение скорости вращения газа ====
В последнее время благодаря повышению разрешающей способности телескопов стало возможным наблюдать и измерять скорости движения отдельных объектов в непосредственной близости от центра галактик. Так, при помощи [[Спектроскоп|спектрографа]] FOS (Faint Object Spectrograph) космического телескопа «Хаббл» группой под руководством Х. Форда была обнаружена вращающаяся газовая структура в центре галактики M87. Скорость вращения газа на расстоянии около 60 св. лет от центра галактики составила 550 км/с, что соответствует кеплеровской орбите с массой центрального тела порядка 3{{e|9}} масс солнца. Несмотря на гигантскую массу центрального объекта, нельзя сказать с полной определённостью, что он является чёрной дырой, поскольку гравитационный радиус такой чёрной дыры составляет около 0,001 св. года<ref>{{статья |автор=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. |заглавие=HST FOS spectroscopy of M87: Evidence for a disk of ionized gas around a massive black hole |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...435L..35H |издание=[[The Astrophysical Journal]] |год=1994 |том=435 |номер=1 |страницы=L35—L38 |издательство=[[IOP Publishing]] |язык=en |archivedate=2017-09-02 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170902022834/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...435L..35H }}</ref>.

==== Измерение скорости микроволновых источников ====
В 1995 г. группа под руководством Дж. Морана наблюдала точечные [[Микроволновое излучение|микроволновые]] источники, вращающиеся в непосредственной близости от центра галактики NGC 4258. Наблюдения проводились при помощи радиоинтерферометра, включавшего сеть наземных [[радиотелескоп]]ов, что позволило наблюдать центр галактики с угловым разрешением 0",001. Всего было обнаружено 17 компактных источников, расположенных в дискообразной структуре радиусом около 10 св. лет. Источники вращались в соответствии с [[Законы Кеплера|кеплеровским законом]] (скорость вращения обратно пропорциональна квадратному корню из расстояния), откуда масса центрального объекта была оценена как 4{{e|7}} масс солнца, а верхний предел радиуса ядра — 0,04 св. года<ref>{{статья |автор=Greenhill, L. J.; Jiang, D. R.; Moran, J. M.; Reid, M. J.; Lo, K. Y.; Claussen, M. J. |заглавие=Detection of a Subparsec Diameter Disk in the Nucleus of NGC 4258 |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...440..619G |издание=[[The Astrophysical Journal]] |год=1995 |том=440 |страницы=619 |язык=en |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2017-08-31 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170831014748/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...440..619G }}</ref>.

==== Наблюдение траекторий отдельных звёзд ====
В 1993—1996 годах А. Экарт и Р. Генцель наблюдали движение отдельных звёзд в окрестностях центра нашей Галактики<ref>{{статья |автор=Eckart, A.; Genzel, R. |заглавие=Observations of stellar proper motions near the Galactic Centre |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Natur.383..415E |издание=Nature |год=1996 |том=383 |страницы=415—417 |язык=en |archivedate=2017-09-01 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170901024628/http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Natur.383..415E }}</ref>.
Наблюдения проводились в [[Инфракрасное излучение|инфракрасных]] лучах, для которых слой космической пыли вблизи ядра галактики не является препятствием. В результате удалось точно измерить параметры движения 39 звёзд, находящихся на расстоянии от 0,13 до 1,3 св. года от центра Галактики. Было установлено, что движение звёзд соответствует кеплеровскому, центральное тело массой 2,5{{e|6}} масс солнца и радиусом не более 0,05 св. года соответствует положению компактного радиоисточника Стрелец-А (Sgr A).

В 1991 году вступил в строй инфракрасный матричный детектор SHARP I на 3,5-метровом телескопе Европейской южной обсерватории (ESO) в Ла-Силла (Чили). Камера диапазона 1—2,5 мкм обеспечивала разрешение 50 угловых мкс на 1 [[пиксель]] матрицы. Кроме того, был установлен 3D-[[спектрометр]] на 2,2-метровом телескопе той же обсерватории.

С появлением инфракрасных детекторов высокого разрешения стало возможным наблюдать в центральных областях галактики отдельные звёзды. Изучение их спектральных характеристик показало, что большинство из них относятся к молодым звёздам возрастом несколько миллионов лет. Вопреки ранее принятым взглядам, было установлено, что в окрестностях сверхмассивной чёрной дыры активно идёт процесс звездообразования. Полагают, что источником газа для этого процесса являются два плоских аккреционных газовых кольца, обнаруженных в центре Галактики в 1980-х годах. Однако внутренний диаметр этих колец слишком велик, чтобы объяснить процесс звездообразования в непосредственной близости от чёрной дыры. Звёзды, находящиеся в радиусе 1" от чёрной дыры (так называемые «S-звёзды») имеют случайное направление орбитальных моментов, что противоречит аккреционному сценарию их возникновения. Предполагается, что это горячие ядра красных гигантов, которые образовались в отдалённых районах галактики, а затем мигрировали в центральную зону, где их внешние оболочки были сорваны приливными силами чёрной дыры<ref>{{статья |автор=Martins, F.; Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Genzel, R.; Ott, T.; Trippe, S. |заглавие=On the Nature of the Fast-Moving Star S2 in the Galactic Center |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...672L.119M |издание=[[The Astrophysical Journal]] |год=2008 |том=672 |страницы=L119—L122 |язык=en |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2017-08-30 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170830093111/http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...672L.119M }}</ref>.

К 1996 году были известны более 600 звёзд в области диаметром около парсека (25") вокруг радиоисточника Стрелец А*, а для 220 из них были надёжно определены радиальные скорости. Оценка массы центрального тела составляла 2—3{{e|6}} масс Солнца, радиуса — 0,2 св. года.

В настоящее время (октябрь 2009 года) разрешающая способность инфракрасных детекторов достигла 0,0003" (что на расстоянии 8 кпс соответствует 2,5 а. е.). Число звёзд в пределах 1 пс от центра галактики, для которых измерены параметры движения, превысило 6000<ref>{{статья |автор=Schödel, R.; Merritt, D.; Eckart, A. |заглавие=The nuclear star cluster of the Milky Way: proper motions and mass |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...502...91S |издание=[[Astronomy and Astrophysics]] |год=2009 |том=502 |страницы=91—111 |язык=en |издательство=[[EDP Sciences]] |archivedate=2009-09-01 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090901195117/http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...502...91S }}</ref>.

Рассчитаны точные орбиты для ближайших к центру галактики 28 звёзд, наиболее интересной среди которых является звезда [[S2 (звезда)|S2]]. За время наблюдений (1992—2007), она сделала полный оборот вокруг чёрной дыры, что позволило с большой точностью оценить параметры её орбиты. Период обращения S2 составляет 15,8 ± 0,11 года, большая полуось орбиты 0,123" ± 0,001 (1000 а. е.), эксцентриситет 0,880 ± 0,003, максимальное приближение к центральному телу 0,"015 или 120 а. е.<ref name="2009_Gillessen">{{статья |автор=Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Trippe, S.; Alexander, T.; Genzel, R.; Martins, F.; Ott, T. |заглавие=Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...692.1075G |издание=[[The Astrophysical Journal]] |год=2008 |том=692 |страницы=1075—1109 |язык=en |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2019-04-15 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190415125735/http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...692.1075G }}</ref>. Точное измерение параметров орбиты S2, которая оказалась близкой к кеплеровской, позволила с высокой точностью оценить массу центрального тела. По последним оценкам, она равна

: <math>\ ( 4{,}31 \pm 0{,}06\mid _{stat} \pm \, 0{,}36 \mid _{R_0} ) \times 10^6 M_\odot,</math>

где ошибка 0,06 вызвана погрешностью измерения параметров орбиты звезды [[S2 (звезда)|S2]], а ошибка 0,36 — погрешностью измерения расстояния от [[Солнце|Солнца]] до центра Галактики<ref name="2009_Gillessen"/>.

Наиболее точные современные оценки расстояния до центра галактики дают

: <math>\ R_0 = 8{,}33 \pm 0{,}35 \, \mathrm{kpc}.</math>

Пересчёт массы центрального тела при изменении оценки расстояния производится по формуле

: <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>

Гравитационный радиус чёрной дыры массой 4{{e|6}} масс солнца составляет примерно 12 млн км или 0,08 а. е., то есть, в 1400 раз меньше, чем ближайшее расстояние, на которое подходила к центральному телу звезда [[S2 (звезда)|S2]]. Однако среди исследователей практически нет сомнений, что центральный объект не является скоплением звёзд малой светимости, нейтронных звёзд или чёрных дыр, поскольку сконцентрированные в таком малом объёме они неизбежно бы слились за короткое время в единый сверхмассивный объект, который, согласно ОТО, не может быть ничем иным, кроме чёрной дыры<ref>{{статья|автор=R. Genzel, R. Schödel, T. Ott, F. Eisenhauer, R. Hofmann, and M. Lehnert |заглавие=The Stellar Cusp around the Supermassive Black Hole in the Galactic Center |ссылка=https://iopscience.iop.org/0004-637X/594/2/812/fulltext/ |язык=en |издание=[[The Astrophysical Journal]] |год=2003 |том=594 |страницы=812—832 |doi=10.1086/377127 |издательство=[[IOP Publishing]]}}<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>.

==== Наблюдение процессов приливного разрушения звёзд ====
Во время падения звезды в чёрную дыру образуется аккреционный диск, по которому можно обнаружить процесс приливного разрушения звезды в виде краткой и яркой вспышки излучения<ref name="BMN052017">''Нил Герельс, Стивен Брэдли Сенко'' [https://sciam.ru/articles/details/kak-proglotit-solncze Как проглотить Солнце] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170707084936/https://sciam.ru/articles/details/kak-proglotit-solncze |date=2017-07-07 }} // [[В мире науки]]. — 2017. — № 5—6. — С. 102—111.</ref>.

=== «Фотографирование» чёрных дыр ===
10 апреля 2019 года [[Национальный научный фонд США]] впервые показал «фотографию» сверхмассивной чёрной дыры в центре галактики [[Messier 87]], расположенной на расстоянии 54 миллионов световых лет от Земли<ref>''Kazunori Akiyama, Antxon Alberdi5, Walter Alef6, Keiichi Asada, Rebecca Azulay, Anne-Kathrin Baczko, David Ball, Mislav Baloković, John Barrett'' [https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab0ec7/meta First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole] {{Wayback|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab0ec7/meta |date=20190424200342 }} The Event Horizon Telescope Collaboration, // [[The Astrophysical Journal]], Published 2019 April 10 2019. The American Astronomical Society.</ref><ref name="NKJ201905">{{статья |автор=Алексей Понятов |заглавие=Изображение чёрной дыры: что на самом деле получили астрономы |издание=[[Наука и жизнь]] |год=2019 |номер=5 |страницы=18—26 |язык=ru |ссылка=https://www.nkj.ru/archive/articles/36174/ |archivedate=2019-05-08 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190508075535/https://www.nkj.ru/archive/articles/36174/ }}</ref>.
Изображение получили благодаря проекту [[Event Horizon Telescope]], который включает в себя восемь радиотелескопов, расположенных по всему земному шару<ref>[https://ria.ru/20190410/1552554597.html Астрономы получили первую фотографию «тени» черной дыры] // [[РИА Новости]], 10.04.2019 / {{Wayback|url=https://ria.ru/20190410/1552554597.html |date=20190410161221 }}</ref><ref>[https://lenta.ru/articles/2019/04/14/blackhole Ученым впервые удалось увидеть чёрную дыру. Что это даст человечеству?] // [[Лента. Ру]], 14 апреля 2019 / {{Wayback|url=https://lenta.ru/articles/2019/04/14/blackhole |date=20190416164916 }}</ref>.
«Полученная картинка подтверждает существование горизонта событий, то есть подтверждает правильность общей теории относительности Эйнштейна», — заявил один из руководителей проекта Event Horizon Telescop Лучано Реццола<ref>{{cite web|url=https://www.rbc.ru/technology_and_media/10/04/2019/5cadee359a794759f3700810|title=Астрофизики показали первые изображения черной дыры|date=2019-04-10|publisher=[[РБК]]|accessdate=2019-04-10|archive-date=2019-04-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20190410133528/https://www.rbc.ru/technology_and_media/10/04/2019/5cadee359a794759f3700810|deadlink=no}}</ref>.
Это стало [[Прорыв года (Science)|Прорывом 2019 года]] по версии журнала Science.
Позже [[ИИ]] было синтезировано более подробное изображение этого объекта<ref>[https://www.ridus.ru/predstavleno-pervoe-v-svoem-rode-foto-chernoj-dyry-v-bolshom-razreshenii-405484.html Представлено первое в своем роде фото чёрной дыры в большом разрешении] {{Wayback|url=https://www.ridus.ru/predstavleno-pervoe-v-svoem-rode-foto-chernoj-dyry-v-bolshom-razreshenii-405484.html |date=20230507051757 }} // 13 апреля 2023</ref>.

В апреле 2020 года учёные получили самое подробное изображение [[Релятивистская струя|релятивистского джета]] сверхмассивной чёрной дыры<ref>[ Получена беспрецедентная фотография черной дыры] // [[Лента. Ру]], 8 апреля 2020</ref>.

== Направления исследований в физике чёрных дыр ==

=== Неквантовые явления ===

==== Структура вращающихся чёрных дыр ====
В 1963 году новозеландский математик [[Керр, Рой|Рой П. Керр]] нашёл полное решение уравнений гравитационного поля для вращающейся чёрной дыры, названное решением Керра. После этого было составлено математическое описание геометрии пространства-времени, окружающего массивный вращающийся объект. Известно однако, что хотя внешнее решение при коллапсе стремится к внешней части решения Керра, для внутренней структуры сколлапсировавшего объекта это уже не так. Современные учёные ведут исследования с целью изучить структуру вращающихся чёрных дыр, возникающих в процессе реального коллапса<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 |publisher=[[Астронет]] |archive-date=2012-05-27 |archive-url=https://www.webcitation.org/67ytfCOSJ?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-11/kaufman-11.html |deadlink=no }}</ref>{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|1986|loc=глава 12. Внутренняя структура чёрных дыр.}}.

==== Возмущения горизонта событий и их затухание ====
Горизонт событий будущего является необходимым признаком чёрной дыры как теоретического объекта. Горизонт событий сферически-симметричной чёрной дыры называется сферой Шварцшильда и имеет характерный размер, называемый [[Гравитационный радиус|гравитационным радиусом]].

Энергия, возможно, может покидать чёрную дыру посредством т. н. [[Излучение Хокинга|излучения Хокинга]], представляющего собой квантовый эффект. Если так, истинные горизонты событий в строгом смысле у [[гравитационный коллапс|сколлапсировавших объектов]] в нашей Вселенной не формируются. Тем не менее, так как астрофизические сколлапсировавшие объекты — это очень классические системы, то точность их описания классической моделью чёрной дыры достаточна для всех мыслимых астрофизических приложений<ref>{{статья|автор=Сергей Попов. |заглавие=Экстравагантные консерваторы и консервативные эксцентрики |ссылка=http://elementy.ru/lib/430891 |издание=Троицкий Вариант |тип=газета |год=27 октября 2009 |выпуск=21 (40N) |страницы=6—7 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130729061225/http://elementy.ru/lib/430891 |archivedate=2013-07-29}}</ref>.

Известно, что горизонт чёрной дыры ведёт себя подобно мембране: возмущения горизонта, вызываемые внешними телами и полями, при отключении взаимодействия начинают колебаться и частично излучаются вовне в виде [[Гравитационная волна|гравитационных волн]], а частично поглощаются самой дырой. Затем горизонт успокаивается, и чёрная дыра приходит в равновесное состояние чёрной дыры Керра — Ньюмена. Особенности этого процесса интересны с точки зрения генерации гравитационных волн, которые могут быть зарегистрированы [[Детектор гравитационных волн|гравитационно-волновыми обсерваториями]] в ближайшем будущем{{sfn|Чёрные дыры: Мембранный подход|1988|loc=Гл. VI и VII.}}.

==== Столкновение чёрных дыр и излучение [[гравитационная волна|гравитационных волн]] ====
При столкновении чёрных дыр происходит их слияние, сопровождающееся излучением гравитационных волн. При этом величина этой энергии составляет несколько процентов от массы обеих чёрных дыр. Поскольку эти столкновения происходят далеко от Земли, доходящий сигнал слаб, поэтому их детектирование затруднено, но подобные события являются по современным представлениям самыми интенсивными излучателями гравитационных волн во Вселенной и представляют исключительный интерес для гравитационно-волновой астрономии<ref>{{cite web|url=https://parallel.ru/info/stories/blackholes.html|title=Моделирование столкновения чёрных дыр и исследование гравитационных волн|author=НИВЦ МГУ|accessdate=2012-05-03|archiveurl=https://www.webcitation.org/67ytgaPab?url=https://parallel.ru/info/stories/blackholes.html|archivedate=2012-05-27}}</ref>.

==== Возможность существования [[Замкнутая времениподобная линия|замкнутых времениподобных траекторий]] в пространстве-времени ====
{{mainref|{{sfn|К. Торн. Чёрные дыры и складки времени|2009|loc=Гл. 14}}}}
Существование таких линий в рамках [[общая теория относительности|общей теории относительности]] было впервые вынесено на обсуждение [[Гёдель, Курт|Куртом Гёделем]] в [[1949 год]]у на основании полученного им точного [[решения уравнений Эйнштейна]], известного как [[метрика Гёделя]]. Подобные кривые возникают и в других решениях, таких как «цилиндр [[Типлер, Франк|Типлера]]» и «проходимая [[кротовая нора]]». Существование замкнутых временеподобных кривых позволяет совершать [[Путешествие во времени|путешествия во времени]] со всеми связанными с ними [[Временной парадокс|парадоксами]]. В пространстве-времени Керра также существуют замкнутые времениподобные кривые, на которые можно попасть из нашей Вселенной: они отделены от нас горизонтом, однако могут выходить в другие вселенные этого решения. Тем не менее, вопрос об их действительном существовании в случае реального коллапса космического тела пока не решён.

Часть физиков предполагает, что будущая теория [[Квантовая гравитация|квантовой гравитации]] наложит запрет на существование замкнутых времениподобных линий. Эту идею [[Хокинг, Стивен Уильям|Стивен Хокинг]] назвал ''[[Гипотеза о защищённости хронологии|гипотезой о защищённости хронологии]]'' ({{lang-en|chronology protection conjecture}}).

=== Квантовые явления ===

==== Исчезновение информации в чёрной дыре ====
{{main|Исчезновение информации в чёрной дыре}}
Исчезновение информации в чёрной дыре представляет серьёзнейшую проблему, стоящую перед [[Квантовая гравитация|квантовой гравитацией]], поскольку оно несовместимо с общими принципами [[Квантовая механика|квантовой механики]].

В рамках классической (неквантовой) теории гравитации чёрная дыра — объект неуничтожимый. Она может только расти, но не может ни уменьшиться, ни исчезнуть совсем. Это значит, что в принципе возможна ситуация, что попавшая в чёрную дыру [[информация]] на самом деле не исчезла, она продолжает находиться внутри чёрной дыры, но просто ненаблюдаема снаружи. Иная разновидность этой же мысли: если чёрная дыра служит мостом между нашей [[вселенная|Вселенной]] и какой-нибудь другой вселенной, то информация, возможно, просто перебросилась в другую вселенную.

Однако, если учитывать квантовые явления, гипотетический результат будет содержать противоречия. Главный результат применения квантовой теории к чёрной дыре состоит в том, что она постепенно испаряется благодаря [[излучение Хокинга|излучению Хокинга]]. Это значит, что настанет такой момент, когда масса чёрной дыры снова уменьшится до первоначального значения (перед бросанием в неё тела). Таким образом, в результате становится очевидно, что чёрная дыра превратила исходное тело в поток разнообразных излучений, но сама при этом не изменилась (поскольку она вернулась к исходной массе). Испущенное излучение при этом совершенно не зависит от природы попавшего в неё тела. То есть чёрная дыра уничтожила попавшую в неё информацию, что математически выражается как [[Унитарность|неунитарность]] эволюции [[Состояние (квантовая механика)|квантового состояния]] дыры и окружающих её [[поле (физика)|полей]].

В этой ситуации становится очевидным следующий парадокс. Если мы рассмотрим то же самое для падения и последующего испарения квантовой системы, находящейся в каком-либо чистом состоянии, то — поскольку чёрная дыра сама не изменилась — получим преобразование исходного [[чистое состояние|чистого состояния]] в «тепловое» ([[смешанное состояние|смешанное]]) состояние. Такое преобразование, как уже было сказано, неунитарно, а вся [[квантовая механика]] строится на [[унитарное преобразование|унитарных преобразованиях]]. Таким образом, эта ситуация противоречит исходным постулатам квантовой механики.
<!--
Разрешение этого противоречия — необходимый шаг на пути построения теории [[квантовая гравитация|квантовой гравитации]]{{нет АИ|1|06|2012}}.-->

==== Свойства излучения Хокинга ====
{{main|Излучение Хокинга}}
Излучением Хокинга называют гипотетический процесс испускания разнообразных элементарных частиц, преимущественно фотонов, чёрной дырой. Температуры известных астрономам чёрных дыр слишком малы, чтобы излучение Хокинга от них можно было бы зафиксировать — массы дыр слишком велики. Поэтому до сих пор эффект не подтверждён наблюдениями.

Согласно [[ОТО]], при образовании Вселенной могли бы рождаться ''первичные чёрные дыры'', некоторые из которых (с начальной массой 10<sup>12</sup> кг) должны были бы заканчивать испарение в наше время<!--<ref>[https://sciam.ru/2005/8/phizical.shtml Квантовые чёрные дыры. Физика.] // В МИРЕ НАУКИ</ref> Dead link!-->. Так как интенсивность испарения растёт с уменьшением размера чёрной дыры, то последние стадии должны быть по сути [[взрыв]]ом чёрной дыры. Пока таких взрывов зарегистрировано не было.

Известно о попытке исследования «излучения Хокинга» на основе [[Модель|модели]] — аналога [[Горизонт событий|горизонта событий]] для [[Белая дыра|белой дыры]], в ходе физического эксперимента, проведённого исследователями из [[Миланский университет|Миланского университета]]<ref>{{статья |ссылка=http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-11/kaufman-11.html |заглавие=Hawking radiation from ultrashort laser pulse filaments |автор=F. Belgiorno, S.L. Cacciatori, M. Clerici |год=2010 |archivedate=2013-01-22 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130122014204/http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-11/kaufman-11.html }}</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=2010-09-28|accessdate=2010-10-09|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101004144101/http://www.3dnews.ru/news/vpervie-polucheno-izluchenie-houkinga|archivedate=2010-10-04}}</ref>.

==== Заключительные стадии испарения чёрной дыры ====
Испарение чёрной дыры — [[квантовая механика|квантовый]] процесс. Дело в том, что понятие о чёрной дыре как объекте, который ничего не излучает, а может лишь поглощать материю, справедливо до тех пор, пока не учитываются квантовые эффекты. В квантовой же механике, благодаря [[туннельный эффект|туннелированию]], появляется возможность преодолевать [[потенциальный барьер|потенциальные барьеры]], непреодолимые для неквантовой системы. Утверждение, что конечное состояние чёрной дыры стационарно, правильно лишь в рамках обычной, не квантовой теории тяготения. Квантовые эффекты ведут к тому, что на самом деле чёрная дыра должна непрерывно излучать, теряя при этом свою энергию. При этом температура и скорость излучения растут с потерей чёрной дырой своей массы, и финальные стадии процесса должны напоминать взрыв. Что останется от чёрной дыры в финале испарения, точно не известно. Возможно, остаётся планковская чёрная дыра минимальной массы, возможно, дыра испаряется полностью. Ответ на этот вопрос должна дать пока не разработанная [[Квантовая гравитация|квантовая теория гравитации]]<ref name="NovFrol133"/>.

Факт устойчивости вращающихся чёрных дыр (известных также как [[Решение Керра|чёрные дыры Керра]]), накладывает ограничения на массу [[фотон]]ов в некоторых теориях, являющихся расширениями [[Стандартная модель|Стандартной модели]]<ref>[https://lenta.ru/news/2012/10/01/mass/ Чёрные дыры Керра помогли физикам взвесить фотоны] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20121003043828/https://lenta.ru/news/2012/10/01/mass/ |date=2012-10-03 }}</ref>.

==== Спектр масс квантовых чёрных дыр ====
В 1966 году [[Марков, Моисей Александрович|Марковым]] было высказано предположение о существовании элементарной частицы с экстремально большой массой — [[максимон]]а. Более тяжёлые частицы, длина [[волны де Бройля|волны де-Бройля]] которых меньше их [[радиус Шварцшильда|гравитационного радиуса]], возможно, являются квантовыми чёрными дырами. Так как все известные квантовые частицы имеют строго определённые возможные значения массы, то представляется, что и квантовые чёрные дыры тоже должны иметь дискретный спектр вполне определённых масс. Нахождением спектра масс квантовых чёрных дыр занимается [[квантовая гравитация|квантовая теория гравитации]]<ref name="Berezin">{{статья|автор=В. А. Березин |заглавие=О квантовом гравитационном коллапсе и квантовых чёрных дырах. — Раздел 2.4. Квантованный спектр масс |ссылка=http://www1.jinr.ru/Archive/Pepan/2003-v34/v-34-7/pdf_obzory/v34p7_04.pdf |язык=ru |издание=[[Физика элементарных частиц и атомного ядра]] |год=2003 |том=34 |выпуск=7 |страницы=48—111 |issn=1814-7445 |archiveurl=https://www.webcitation.org/686SbyVDH?url=http://www1.jinr.ru/Archive/Pepan/2003-v34/v-34-7/pdf_obzory/v34p7_04.pdf |archivedate=2012-06-01}}</ref>.

==== Взаимодействие планковских чёрных дыр с элементарными частицами ====
Планковская чёрная дыра — [[Гипотеза|гипотетическая]] чёрная дыра с минимально возможной [[Масса|массой]], которая равна [[Планковская масса|планковской массе]]. Такой объект тождественен [[Гипотетическая элементарная частица|гипотетической элементарной частице]] с (предположительно) максимально возможной массой — [[максимон]]у. Возможно, что планковская чёрная дыра является конечным продуктом эволюции обычных чёрных дыр, стабильна и больше не подвержена [[излучение Хокинга|излучению Хокинга]]. Изучение взаимодействий таких объектов с элементарными частицами может пролить свет на различные аспекты квантовой гравитации и квантовой теории поля<ref name="NovFrol133" />{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|1986|loc=§ 13.4. Элементарные чёрные дыры (максимоны). Виртуальные чёрные дыры и пенная структура пространства-времени.}}.

=== Астрофизические аспекты физики чёрных дыр ===

==== Мембранная парадигма ====
{{main|Мембранная парадигма}}
В физике чёрных дыр мембра́нная паради́гма является полезной моделью для визуализации и вычисления эффектов, предсказываемых общей теорией относительности, без прямого рассмотрения области, окружающей горизонт событий чёрной дыры. В этой модели чёрная дыра представляется как классическая излучающая поверхность (или мембрана), достаточно близкая к горизонту событий — растя́нутый горизо́нт. Этот подход к теории чёрных дыр был сформулирован в работах Дамура и независимо Знаека конца 1970-х—начала 1980-х и развит на основе метода 3 + 1-расщепления пространства-времени [[Торн, Кип Стивен|Кипом Торном]], [[Прайс, Ричард (физик)|Ричардом Прайсом]] и Дугласом Макдональдом{{sfn|Чёрные дыры: Мембранный подход|1988|с=5}}{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|1986|с=271}}.

==== Аккреция вещества в дыру ====
[[Аккреция|Аккрецией]] называют процесс падения вещества на космическое тело из окружающего пространства. При аккреции на чёрные дыры сверхгорячий [[аккреционный диск]] наблюдается как рентгеновский источник<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1172354 |title=Аккреция |work=«Физическая Энциклопедия» / Phys.Web.Ru |publisher=[[Астронет]] |lang=ru |accessdate=2012-06-01 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20101206023048/http://astronet.ru/db/msg/1172354 |archivedate=2010-12-06 }}</ref><ref>{{публикация |1=книга |часть=Аккреция |часть ответственный=[[Бисноватый-Коган, Геннадий Семёнович|Бисноватый-Коган Г. С.]] |заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия |год=1986 |ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (Гл. ред.) и др |издание=2-е изд |место=М. |издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]] |тираж=70000 |страницы=115—117 |страниц=783 |ссылка=http://www.astronet.ru/db/FK86/ |ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1186362 |архив дата=2022-04-01 |архив=https://web.archive.org/web/20220401053637/http://www.astronet.ru/db/FK86/ }}</ref>{{rp|116}}.

== Нерешённые проблемы физики чёрных дыр ==
* Неизвестно доказательство [[Принцип космической цензуры|принципа космической цензуры]], а также точная формулировка условий, при которых он выполняется{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|с=99|1986}}.
* Неизвестно доказательство в общем случае «[[Теорема об отсутствии волос|теоремы об отсутствии волос]]» у чёрной дыры{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|с=132|1986}}.
* Отсутствует полная и законченная теория магнитосферы чёрных дыр{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|с=151|1986}}.
* Неизвестна точная формула для вычисления числа различных состояний системы, коллапс которой приводит к возникновению чёрной дыры с заданными массой, моментом количества движения и зарядом{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|с=267|1986}}.
* Неизвестно, что остаётся после завершения процесса квантового распада чёрной дыры{{sfn|И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр|с=291|1986}}.
* Неизвестно доказательство [[Гипотеза обруча|гипотезы обруча]]<ref>{{cite journal |author1=Eardley, D. M.|author2=Giddings, S. B. | journal=Physical Review D | title=Classical black hole production in high-energy collisions | volume=66 | issue=4 | pages=044011 |date=2002-08-20 | url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.66.044011 | doi=10.1103/PhysRevD.66.044011 |arxiv=gr-qc/0201034|access-date=2023-07-16}}</ref><ref>{{cite journal | author1=Falls, K. | author2=Litim, D. F. | author3=Raghuraman, A. | journal=International Journal of Modern Physics A | title=Black holes and asymptotically safe gravity | volume=27 | issue=05 | pages=1250019 |date=2012-02-20 | url=https://www.worldscientific.com/doi/abs/10.1142/S0217751X12500194 | doi=10.1142/S0217751X12500194 | arxiv=1002.0260 |access-date=2023-07-16 | archive-date=2023-07-16 | archive-url=https://web.archive.org/web/20230716105213/https://www.worldscientific.com/doi/abs/10.1142/S0217751X12500194 | url-status=live }}</ref>.

== Примечания ==
'''Комментарии'''
{{примечания|group=Комм}}
 
'''Источники'''
{{примечания|2}}

== Литература ==
{{refbegin|2}}
* {{книга |автор=Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. |заглавие=Гравитация |издательство=Мир |год=1977 |страниц=512 |том=3 |ref=Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3}}
* {{книга |автор=И. Д. Новиков, В. П. Фролов. |заглавие=Физика чёрных дыр |место=М. |издательство=Наука |год=1986 |страниц=328 |ref=И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр}}
* {{книга |заглавие=Чёрные дыры: Мембранный подход |оригинал=Black Holes: The membrane paradigm |ссылка= |ответственный=Под ред. [[Торн, Кип Стивен|К. Торна]], Р. Прайса и Д. Макдональда |издание=Пер. с англ |место=М. |издательство=Мир |год=1988 |страниц=428 |isbn=5030010513 |ref=Чёрные дыры: Мембранный подход}}
* {{книга |автор=[[Уолд, Роберт|Robert M. Wald]]. |заглавие=General Relativity |ссылка=https://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC |издательство=University of Chicago Press |год=1984 |isbn=978-0-226-87033-5 |ref=Wald}}
* {{книга |автор=А. М. Черепащук. |заглавие=Чёрные дыры во Вселенной |издательство=Век 2 |год=2005 |страниц=64 |серия=Наука сегодня |isbn=5-85099-149-2 |тираж=2500}}
* {{книга |автор=[[Торн, Кип Стивен|К. Торн]]. |заглавие=Чёрные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна |издательство=М.: Государственное издательство физико-математической литературы |год=2009 |страниц= |isbn= |тираж= |ref=К. Торн. Чёрные дыры и складки времени}}
* {{статья |автор=И. Д. Новиков, В. П. Фролов. |заглавие=Чёрные дыры во Вселенной |ссылка=http://data.ufn.ru//ufn01/ufn01_3/Russian/r013d.pdf |издание=[[Успехи физических наук]] |год=2001 |том=131 |номер=3 |страницы=307—324 |язык=ru |издательство=[[Физический институт имени П. Н. Лебедева РАН|Российская академия наук]] |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070331073437/http://data.ufn.ru/ufn01/ufn01_3/Russian/r013d.pdf |archivedate=2007-03-31}}
* {{книга |автор=Уильям Дж. Кауфман. |заглавие=Космические рубежи теории относительности |ссылка=http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/index.html |место=М. |издательство=Мир |год=1981 |страниц=352 |ref=Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности}}
* {{книга |автор=Ю. И. Коптев и С. А. Никитин. |заглавие=Космос: Сборник. Научно - популярная литература |ссылка= |место=М. |издательство=Дет. лит |год=1976 |страниц=223}}
* {{книга |автор=[[Киржниц, Давид Абрамович|Д. А. Киржниц]], В. П. Фролов |заглавие=Прошлое и будущее Вселенной |ссылка= |место=М. |издательство=Наука |год=1986 |страниц=61}}
* {{книга |автор=Л. Бриллюен |заглавие=Наука и теория информации |ссылка= |место=М. |издательство=[[ГИФМЛ]] |год=1960 |страниц=}}
* {{книга |автор=С. Х. Карпенков |заглавие=Концепции современного естествознания |ссылка= |место=М. |издательство=Высшая школа |год=2003 |страниц=}}
* ''[[Шкловский, Иосиф Самуилович|Шкловский И. С.]]'' [http://nuclphys.sinp.msu.ru/books/pop/%D0%A8%D0%BA%D0%BB%D0%BE%D0%B2%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B9.pdf Вселенная, жизнь, разум.] — 6-е изд., доп.— М.: Наука, 1987. — 320 с.
* {{книга |автор=Leonard Susskind. |заглавие=The black hole war: my battle with Stephen Hawking to make the world safe for quantum mechanics |ссылка=https://archive.org/details/blackholewarmyba0000suss_d1a3 |издательство=Back Bay Books |год=2008 |allpages=VIII + 472 |ref=Susskind}}
* {{книга|автор= Брайан Грин |заглавие= До конца времён. Сознание, материя и поиски смысла в меняющейся Вселенной |оригинал= Brian Greene. Until the End of Time: Mind, Matter, and Our Search for Meaning in an Evolving Universe.|Ответственный=пер. с англ. Наталия Лисова|место=М.|издательство=Альпина нон-фикшн|год=2021|страниц=548|isbn= 978-5-00139-343-6|ref=  Грин}}
{{refend}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Портал = Астрономия
|Викисловарь = Чёрная дыра
}}
* [http://www.femto.com.ua/articles/part_2/4552.html Чёрные дыры] {{Wayback|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_2/4552.html |date=20090427161912 }} // Физическая энциклопедия
* ''У. Дж. Кауфман''. [http://www.astronet.ru/db/msg/1174703 Космические рубежи теории относительности] {{Wayback|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1174703 |date=20050403151353 }}
* {{статья|doi=10.4249/scholarpedia.4277|bibcode=2008SchpJ...3.4277C|заглавие=Black holes|издание=[[Scholarpedia]]|том=3|номер=1|страницы=4277|автор=Price, Richard; Creighton, Teviet|год=2008}}
* {{статья |doi=10.1119/1.3056569 |заглавие=Resource Letter BH-2: Black Holes |номер=4 |страницы=294—307 |том=77 |издание=[[American Journal of Physics]] |arxiv=0806.2316 |bibcode=2009AmJPh..77..294G |ref=Gallo |язык=en |автор=Gallo, Elena; Marolf, Donald |год=2009 |тип=journal}}

{{Внешние ссылки}}
{{Чёрные дыры}}
{{Звёзды}}
{{Хорошая статья|Физика|Астрономия}}

[[Категория:Релятивистские и гравитационные явления]]
[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Чёрные дыры| ]]
[[Категория:Метафоры]]
[[Категория:Типы астрономических объектов]]