Вікіпедія

Чорна діра: відмінності між версіями

Інтерактивний перегляд історії
[неперевірена версія][перевірена версія]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Змінив текст
м Відкинуто редагування 176.32.4.204 (обговорення) до зробленого A.sav
Мітка: Відкіт
Рядок 1:
[[Файл:BH LMC.png|300px|right|thumb|Гравітаційні викривлення, спричинені чорною дірою перед [[Велика Магеланова Хмара|Великою Магелановою Хмарою]] (художнє зображення)]]
 
'''Чорна діра''' — [[Астрофізика|астрофізичний]] об'єкт, який створює настільки потужну [[сила тяжіння|силу тяжіння]], що жодні, як завгодно швидкі частинки, не можуть покинути його поверхню, навіть [[світло]].
'''Чорна діра''' —ТО ТАКЕ ДЄЛО.
 
Термін запровадив [[Джон Арчибальд Вілер]] наприкінці [[1967]] року. Він вперше вжив його в публічній лекції «Наш Всесвіт: відоме й невідоме ({{lang-en|Our Universe: the Known and Unknown}})» [[29 грудня]] [[1967]] року<ref>Текст лекції був опублікований в журналі студенського товариства «Phi Beta Kappa» The American Scholar (Vol. 37, no 2, Spring 1968) і товариства «Sigma Xi» American Scientist, 1968, Vol. 56, No. 1, Pp. 1—20. Сторінка з цієї роботи відтворена в книзі V. P. Frolov and I. D. Novikov, Black Hole Physics: Basic Concepts and New Developments, (Kluwer, Dordrecht, 1998), p. 5.</ref>.
 
== Концепція ==
 
Об'єкти, [[гравітаційне поле|поле гравітації]] яких настільки сильне для світла, що воно не здатне вирватися, були вперше розглянуті у 18 столітті [[Джон Мічелл|Джоном Мічеллом]] та [[П'єр-Симон Лаплас|П'єром-Симоном Лапласом]]. [[Карл Шварцшильд]], видатний німецький фізик, був першим, хто запропонував розв'язок рівнянь [[Загальна теорія відносності|загальної теорії відносності]], який може характеризувати чорну діру, у [[1916]] році. Його розв'язок базувався на інтерпретації чорної діри як ділянки простору, з якої ніщо не може втекти. Ця пропозиція настільки випередила свій час, що вона не була повністю оцінена впродовж наступних чотирьох десятиліть. Компактні об'єкти, що утворилися внаслідок [[Гравітаційний колапс|гравітаційного колапсу]], стали нарешті вірогідною астрофізичною реальністю після відкриття [[Нейтронна зоря|нейтронних зір]] у середині 60-х. Маючи математичний інтерес, теоретичні роботи численних відомих астрофізиків впродовж цієї ери показали, що чорні діри є передбаченням загальної теорії відносності, яке з необхідністю випливає з неї.
 
[[Загальна теорія відносності]] передбачає, що достатньо компактна [[маса]] буде деформувати [[простір-час]], утворюючи чорну діру. Навколо чорної діри існує математично визначена поверхня, що називається [[Горизонт подій|горизонтом подій]], яка визначає точку, з якої вже немає повернення. Вона називається «чорною», тому що поглинає все світло, що потрапляє на горизонт, нічого не відбиваючи, подібно до абсолютно [[Чорне тіло|чорного тіла]] в [[Термодинаміка|термодинаміці]]. [[Квантова механіка]] передбачає, що чорні діри [[Випромінювання|випромінюють]] подібно до чорного тіла зі скінченною [[Температура|температурою]]. Ця температура обернено пропорційна до [[маса|маси]] чорної діри, роблячи важкими спостереження цього випромінювання для [[Чорна діра зоряної маси|чорних дір зоряних мас]] та вище.
 
Очікується, що чорні діри зоряних мас утворюються, коли у зорі масою понад 10 мас Сонця закінчуються джерела енергії. В ядрі виникають умови, коли [[нейтрон]] стає стабільною часткою. За таких умов значна частина [[електрон]]ів поєднується з вільними [[протон]]ами. Таким чином, тиск [[вироджений електронний газ|виродженого електронного газу]] не може більше утримувати рівновагу зорі. Ядро зорі колапсує і набуває густини, що близька до густини [[ядро атома|атомного ядра]]. Падіння зовнішніх шарів на ядро призводить до спалаху [[наднова|наднової]] та скидання зовнішніх шарів у навколишній простір. Якщо маса утвореної [[нейтронна зоря|нейтронної зорі]] залишається більшою за [[межа Оппенгеймера—Волкова|межу Опенгеймера—Волкова]], то тиск виродженого нейтронного газу не може підтримувати рівновагу й відбуватиметься подальший колапс. Густина енергії у ядрі при цьому прямує до нескінченності. Після того, як чорна діра утворилася, вона може продовжувати рости, абсорбуючи масу з навколишнього середовища. Абсорбуючи інші зорі та зливаючись з іншими чорними дірами, можуть утворитися [[надмасивна чорна діра|надмасивні чорні діри]] з масами порядку мільйонів [[маса Сонця|мас Сонця]]. {{Джерело?|Загальноприйнято, що надмасивні чорні діри існують в центрах більшості [[Галактика|галактик]]. Зокрема, є беззаперечні докази існування чорної діри масою більше 4 мільйонів [[Маса Сонця|мас Сонця]] у центрі нашої [[Чумацький Шлях|Галактики]] <ref>http://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/black-holes/</ref>}}.
 
Попри те, що безпосередньо спостерігати чорну діру неможливо, її наявність може бути встановлено через взаємодію з іншою [[Матерія (фізика)|речовиною]], світлом або іншим [[Електромагнітне випромінювання|електромагнітним випромінюванням]]. Із зоряних рухів може бути обчислено масу та положення невидимого компонента. Було відкрито кілька [[Подвійна зоря|подвійних зоряних систем]], в яких одна з зір невидима, але має існувати, тому що вона змушує своєю гравітаційною силою іншу, видиму зорю обертатися навколо їхнього спільного [[центр інерції|центру мас]]. Таким чином, ці невидимі зорі є ймовірними кандидатами в чорні діри. Астрономи ідентифікували численні кандидати у чорні діри зоряних мас у [[Подвійна система|подвійних системах]], вивчаючи рух їхніх компаньйонів таким чином.
 
== Історія ==
 
[[Файл:BlackHole.jpg|thumb|250px|Малюнок художника: [[акреційний диск]] гарячої [[Плазма (агрегатний стан)|плазми]], який обертається навколо чорної діри.]]
 
[[Лаплас П'єр-Симон|Лаплас]] [[1787]] року вперше розрахував розмір тіла з густиною води, на поверхні якого [[друга космічна швидкість]] дорівнює [[швидкість світла|швидкості світла]]. Таке тіло для зовнішнього спостерігача було б абсолютно чорним.
 
Протягом [[19 століття|XIX століття]] ідея тіл, невидимих внаслідок своєї масивності, не викликала великого інтересу у вчених. Це було пов'язано з тим, що в рамках [[Класична фізика|класичної фізики]] швидкість світла не має фундаментального значення. Проте наприкінці XIX&nbsp;— початку XX століття було встановлено, що сформульовані [[Джеймс Клерк Максвелл|Дж. Максвеллом]] закони [[Класична електродинаміка|електродинаміки]], з одного боку, виконуються в усіх [[інерційна система відліку|інерційних системах відліку]], а з іншого боку, не інваріантні щодо [[Перетворення Галілея|перетворень Галілея]]. Це означало, що уявлення про характер переходу від однієї інерційної системи відліку до іншої, які існували в фізиці, потребують значного корегування.
 
Під час подальшої розробки [[Електродинаміка|електродинаміки]] [[Гендрік Антон Лоренц|Г. Лоренцем]] була запропонована нова система перетворень просторово-часових координат (відомих сьогодні як [[перетворення Лоренца]]), щодо яких рівняння Максвелла залишалися інваріантними. Розвиваючи ідеї Лоренца, [[Анрі Пуанкаре|А. Пуанкаре]] припустив, що всі інші фізичні закони також інваріантні щодо цих перетворень.
 
[[1905]] року [[Альберт Ейнштейн]] використав концепції Лоренца й Пуанкаре у своїй [[Спеціальна теорія відносності|спеціальній теорії відносності]] (СТВ), в якій роль закону перетворення інерційних систем відліку остаточно перейшла від перетворень Галілея до перетворень Лоренца. Класична (галілеївсько-інваріантна) механіка була при цьому замінена на нову, [[Лоренц-інваріантність|Лоренц-інваріантну]] [[релятивістська механіка|релятивістську механіку]]. У межах останньої [[швидкість світла]] виявилася граничною швидкістю, яку може розвинути фізичне тіло, що радикально змінило значення чорних дір у теоретичній фізиці.
 
Однак ньютонівська теорія тяжіння (на якій базувалася первісна теорія чорних дір) не є Лоренц-інваріантною. Тому вона не може бути застосована до тіл, які рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла.
 
Позбавлена цього недоліку релятивістська теорія тяжіння була створена, в основному, Ейнштейном (сформулював її остаточно до кінця 1915 року) і отримала назву [[Загальна теорія відносності|загальної теорії відносності]] (ЗТВ). Саме на ній і ґрунтується сучасна теорія чорних дір.
 
За своїм характером ЗТВ є геометричною теорією. Вона припускає, що гравітаційне поле являє собою прояв викривлення простору-часу (яке, таким чином, виявляється псевдоріманове, а не псевдоевклідове, як у спеціальній теорії відносності). Зв'язок викривлення простору-часу з характером розподілу і руху мас, які він містить, дається основними рівняннями теорії&nbsp;— рівняннями Ейнштейна.
 
[[1916]] року [[Карл Шварцшильд]] знайшов розв'язок рівнянь загальної теорії відносності [[Альберт Ейнштейн|Ейнштейна]] для сферичносиметричного тіла. За [[теорія відносності загальна|ЗТВ]], якщо розмір тіла не перевищує [[гравітаційний радіус|гравітаційного радіуса]] <math>R_g={2GM \over c^2}</math>, тіло своїм тяжінням буде захоплювати світло й будь-яку іншу матерію. Гравітаційний радіус для [[Сонце|Сонця]] становить 3&nbsp;км, а для масивних зір&nbsp;— до 200&nbsp;км.
 
У 1930-х під час побудові теорії [[еволюція зір|еволюції зір]] було доведено, що зорі з [[маса|масою]] понад 3 [[маса Сонця|маси Сонця]] на кінцевій стадії своєї еволюції неодмінно мають колапсувати (стискатися) {{Джерело?|до гравітаційного радіуса}}. [[1967]] року [[Джон Вілер]] назвав такі колапсари «чорними дірами».
 
У 1960-х було відкрито [[активні ядра галактик|галактики з активними ядрами]]&nbsp;— [[квазар]]и, [[радіогалактика|радіогалактики]] та інші. Для пояснення їхнього випромінювання було побудовано модель [[акреція (космос)|акреції]] (падіння) речовини на велетенську (розміром понад мільйон кілометрів) чорну діру в центрі галактики.
 
У 1970-х [[Стівен Хокінг]] теоретично передбачив квантове випромінювання мікроскопічних чорних дір (розміром менших за [[Ядро атома|атомне ядро]]). Такі чорні діри могли утворитися в момент [[Великий вибух|Великого Вибуху]] й залишитися донині. Первинні чорні діри залишаються гіпотетичними.
 
У 2000-х роках встановлено, що в центрі практично кожної галактики розташована надмасивна чорна діра, а також ту особливу роль, яку відіграють чорні діри в утворенні [[галактика|галактик]].
 
== Будова ==
 
[[Файл:Ergosphere.svg|thumb|right|Ергосфера являє собою еліпсоїд поза межами горизонту подій, об'єкти в ньому не можуть перебувати в стані спокою.]]
 
Чорна діра може мати три фізичні параметри: [[маса|масу]], [[електричний заряд]] і [[момент імпульсу]]. Навколо чорної діри можна побудувати уявну поверхню, з-під якої не може виходити випромінювання, така поверхня називається [[горизонт подій|горизонтом подій]].
 
Область простору-часу поблизу чорної діри, розташована між горизонтом подій і межею статичності називається [[Ергосфера|ергосферою]]. Об'єкти, що перебувають у межах ергосфери, неминуче обертаються разом з чорною дірою за рахунок [[Ефект Лензе-Тірринга|ефекту Лензе&nbsp;— Тіррінга]]. Ергосфера має форму сфероїда, менша піввісь якого дорівнює радіусу горизонту подій, більша&nbsp;— подвоєному радіусу.
 
У надрах чорної діри кривизна сили гравітації сягає нескінченності в області, яка називається [[Гравітаційна сингулярність|сингулярністю]]<ref>{{harvnb|Carroll|2004|p=205}}</ref>. Для чорних дір, які не обертаються, сингулярність має форму точки. Сингулярність чорної діри, яка обертається, має форму кільця<ref>{{harvnb|Carroll|2004|pp=264–265}}</ref>.
 
[[Файл:Black hole lensing web.gif|right|frame|alt=Шварцшильдовская чорна діра|Моделювання [[Гравітаційна лінза|гравітаційного лінзування]] чорною дірою, яка викривляє зображення [[Галактика|галактики]] перед якою вона проходить.]]
 
== Спостереження ==
 
Чорні діри зоряних мас спостерігаються у складі тісних подвійних систем. Речовина зорі-супутника перетікає на чорну діру по спіралі. При цьому утворюється [[акреційний диск]], який випромінює в [[рентгенів]]ському й гамма-діапазонах. Перша чорна діра була відкрита в 1967 в сузір'ї Лебедя. До 2004&nbsp;р. рентгенівський космічний [[телескоп]] RXTE вірогідно виявив 15 чорних дір в подвійних зоряних системах в нашій галактиці.
 
Маси велетенських чорних дір у ядрах галактик визначають за швидкостями руху зір. Станом на 2004  так визначено маси центральних чорних дір у 30 галактиках, зокрема і в нашій.
 
Також чорні діри можуть бути виявлені завдяки явищу [[гравітаційне лінзування|гравітаційного лінзування]] (при проходженні чорної діри між звичайною зорею і спостерігачем, відбувається візуальне збільшення яскравості зорі, оскільки гравітаційне поле чорної діри викривляє світлові промені). Це явище також називають кільцями Ейнштейна.
 
Наймасивніша з відомих чорних дір має масу 6,6&nbsp;млрд сонячних мас. Вона є центральною чорною діркою у галактиці [[Мессьє 87]].&nbsp;<ref>{{cite web |url=http://elementy.ru/news?theme=125784&newsid=431507#n431507 |назва=Галактичні новини |автор=Алєксєй Лєвін |дата=2011-02-03|видавець=Сайт [[elementy.ru]] | дата-доступу=2011-07-22| мова={{ref-ru}}|archiveurl=http://www.webcitation.org/6HcjrO177|archivedate=2013-06-25}}</ref>
 
У [[2017]] р. повідомлено, що [[NASA]] має намір запустити нову місію [[IXPE]] (від англ. The Imaging X-ray Polarimetry Explorer — «зонд для візуалізації методом рентгенівської поляриметрії») для вивчення високоенергетичного випромінювання чорних дір, пульсарів і нейтронних зірок. Місія стартує у 2020 році, вартість проекту оцінюється в $188 млн. <ref>[http://tehnot.com/ua/nasa-gotovit-missiyu-po-izucheniyu-chyornyh-dyr/ NASA готує місію з вивчення чорних дір]</ref>
 
== Чорні діри проміжних мас ==
{{main|Чорна діра середньої маси}}
Оскільки спостерігаються чорні діри зоряних мас до 20 мас сонця й надмасивні чорні діри у ядрах галактик (з масою понад 2 мільйони [[Маса Сонця|мас Сонця]]), постає питання, чи є у Всесвіті чорні діри проміжних мас, з масою кілька тисяч мас сонця? Найкращим спостережним свідченням про існування таких чорних дір є ультралюмінесцентні рентгенівські джерела, що спостерігаються в багатьох галактиках, як близьких до нас так і віддалених. Якщо пояснювати ці джерела акрецією речовини на чорну діру, то з характеру акреції можна зробити припущення про масу чорної діри.
 
Чорні діри проміжних мас можуть утворюватись у центрі [[кулясте скупчення|кулястих скупчень]], крім того вони можуть існувати в [[Галактичне гало|гало галактик]]. Такі об'єкти можуть спостерігатися завдяки гравітаційному мікролінзуванню: якщо чорна діра проміжної маси з гало опиниться на промені зору до якоїсь зорі, то буде спостерігатися спалах зорі, за характером якого можна визначити масу чорної діри. Зараз проводять такі спостереження, але чорних дір проміжної маси до останнього часу не було виявлено.
 
У 2015 р. астрофізики виявили в галактиці [[NGC 2276]] незвичайну чорну діру, імовірно є рідкісним представником так званих чорних дір проміжної маси, які сьогодні вважаються втраченою ланкою в еволюції їх надмасивних побратимів в центрах галактик
«Ми виявили, що [[NGC2276-3c]] одночасно має риси, які характерні як для звичайних чорних дір, так і для їх надмасивних побратимів», - розповів Андрій Лобанов з Інституту радіоастрономії Товариства Макса Планка в Бонні (Німеччина)<ref>[http://comments.ua/ht/508853-uchenie-podoshli-evolyutsionnim-svyazyam.html Ученые подошли к эволюционным связям между разными типами черных дыр]</ref>
 
Імовірні чорні діри проміжних мас - чорна діра X-1 в галактиці [[M82]], відкрита ще в 2006 році, два рентгенівських джерела - HLX-1 в сузір'ї Фенікса, що «катапультувався» з галактики [[ESO 243-49]], а також [[GCIRS 13E]] в нашій галактиці.
 
'''Механізми утворення чорних дір проміжних мас:'''
# Утворення чорної діри під час Великого вибуху в ранньому всесвіті. Під час Великого вибуху могли утворитися первинні чорні діри будь-яких мас, зокрема й масою кілька тисяч мас сонця.
# Залишки зір третього типу населення. Зорі третього типу населення&nbsp;— це перші зорі у всесвіті, які виникли у перші сотні мільйонів років його існування. Вони мали великі маси, що могло призвести до утворення досить масивних чорних дір.
# [[Зіткнення зір]] і чорних дір у кулястих зоряних скупченнях. Також чорні діри проміжних мас можуть існувати в ядрах галактик. Під час утворення галактики речовина колапсує, і в центрі галактики можуть утворюватися чорні діри проміжних мас, з яких із часом утворюється надмасивна чорна діра. Втрачені ланки в еволюції надмасивних чорних дір народжуються в ході злиття великих «звичайних» чорних дір під час зіткнень галактик.
 
;Альтернативні пояснення ультраяскравих рентгенівських джерел.
Замість чорних дір проміжних мас ультраяскраві рентгенівські джерела можуть пояснюватись за допомогою явища мікроблазара. Мікроблазар&nbsp;— це подвійна система з чорною дірою зоряної маси, в якій є акреаційний диск і джет (струмінь речовини вздовж осі обертання чорної діри), причому цей джет спрямований на спостерігача (на нашу галактику, на сонячну систему). Також ультраяскраві рентгенівські джерела можуть пояснюватись супер-Едингтонівським випромінюванням, в результаті акреції речовини на чорну діру зоряної маси, але ці моделі недостатньо розвинені.
 
'''Місце чорних дір проміжних мас:'''
# Утворення надмасивних чорних дір у ядрах галактик.
# Чорні діри проміжних мас можуть бути джерелами гравітаційних хвиль. Якщо будуть зареєстровані гравітаційні хвилі, то за допомогою них можна буде безпосередньо відкрити чорні діри проміжних мас.
 
== Падіння в чорну діру ==
 
Тіло, яке вільно падає під дією сил гравітації, перебуває в стані невагомості. Воно відчуватиме дію припливних сил, котрі його розтягують у напрямку руху і стискають&nbsp;— у поперечному. Величина цих сил зростає і прямує до нескінченності при <math>~r\to 0</math>. У певний момент власного часу тіло перетне [[горизонт подій]]. З погляду спостерігача, котрий падає разом із тілом, цей момент нічим не відзначено, однак повернення назад відтоді вже немає. Тіло опиняється в горловині (її радіус у точці, де перебуває тіло, і є <math>~r</math>), де стискається настільки швидко, що вилетіти з неї до моменту остаточного стягування (це і є [[Гравітаційна сингулярність|сингулярність]]) вже не можна, навіть рухаючись зі швидкістю світла.
 
З погляду віддаленого спостерігача, падіння в чорну діру буде виглядати інакше. Нехай, наприклад, тіло світитиметься і, крім того, посилатиме сигнали назад з певною частотою. Спочатку віддалений спостерігач бачитиме, що тіло, перебуваючи в процесі вільного падіння, поступово розганяється під дією сил тяжіння у напрямку до центру. Колір тіла не змінюється, частота фіксованих сигналів практично постійна. Однак, коли тіло почне наближатися до [[горизонт подій|горизонту подій]], [[фотон]]и, що йдуть від тіла, будуть зазнавати все більшого і більшого [[гравітаційний червоний зсув|гравітаційного червоного зміщення]].
 
Крім того, через дію гравітаційного поля всі фізичні процеси з погляду віддаленого спостерігача сповільнюватимуться через [[гравітаційне уповільнення часу]]: годинник, закріплений на радіальній координаті <math>r</math> без обертання (<math> r=\text{const}, \theta=\text{const}, \varphi=\text{const} </math>) йтиме повільніше, ніж нескінченно віддалений, в <math> 1/\sqrt{1-r_s/r} </math> разів. Здаватиметься, що тіло&nbsp;— в надзвичайно сплющеному вигляді&nbsp;— буде сповільнюватися, наближаючись до горизонту подій, і, врешті-решт, практично зупиниться. Частота сигналу різко зменшуватиметься. Довжина хвиль, що їх випромінюватиме тіло, стрімко зростатиме, так, що світло швидко перетвориться на радіохвилі, і далі&nbsp;— на низькочастотні електромагнітні коливання, зафіксувати які буде вже неможливо. Перетинання тілом горизонту подій спостерігач не побачить ніколи, і в цьому сенсі падіння в чорну діру триватиме нескінченно довго. Є, однак, момент, починаючи з якого вплинути на тіло, що падає, віддалений спостерігач уже не зможе. Промінь світла, посланий слідом за цим тілом, його або взагалі ніколи не наздожене, або наздожене вже за горизонтом подій. Крім того, відстань між тілом і горизонтом подій, а також «товщина» сплющеного (з точки зору стороннього спостерігача) тіла досить швидко досягнуть планківської довжини і (з математичного погляду) зменшуватимуться й далі. Для реального фізичного спостерігача (який здійснює вимірювання з планківською похибкою) це рівнозначно тому, що маса чорної діри збільшиться на масу тіла, що на неї падає, а, значить, радіус горизонту подій зросте, і тіло, що падає, виявиться «всередині» горизонту подій за скінченний час.
 
Аналогічно буде виглядати для віддаленого спостерігача і процес гравітаційного колапсу. Спочатку речовина падатиме до центру, але поблизу горизонту подій вона стане різко сповільнюватися, її випромінювання піде в радіодіапазон, і в результаті віддалений спостерігач побачить, що зірка згасла<ref>http://www.o8ode.ru/article/timy/coza/black/vnutri_4ernoi_dyry.htm</ref>.
 
== Модель на базі теорії струн ==
 
[[Теорія струн]] дозволяє вибудовування виключно щільних і дрібномасштабних структур з самих струн та інших описуваних теорією об'єктів, частина з яких мають більше ніж три виміри.
Кількість способів організації струн усередині чорних дір величезна. І, що характерно, ця величина збігається з величиною ентропії чорної діри, яку Гокінг і його колега Бекенштейн прогнозували в 1970-і роки.
 
1996 року струнні теоретики Ендрю Стромінджер і Кумрун Вафа, спираючись на більш ранні результати Сасскінда і Сена, опублікували роботу «Мікроскопічна природа ентропії Бекенштейна і Гокінга». У цій роботі Стромінджеру і Вафе вдалося використати теорію струн для знаходження мікроскопічних компонентів певного класу чорних дір, а також для точного обчислення вкладів цих компонентів в ентропію. Робота була заснована на застосуванні нового методу, частково виходить за рамки [[Теорія збурень|теорії збурень]], яку використовували в 1980-х і на початку 1990-х рр.. Результат роботи в точності збігався з прогнозами Бекенштейна і Гокінга, зробленими більш ніж за двадцять років до цього.
 
Реальним процесам утворення чорних дір Стромінджер і Вафа протиставили конструктивний підхід. Суть у тому, що вони змінили точку зору на утворення чорних дір, показавши, що їх можна конструювати шляхом копіткої збірки в один механізм точного набору бран, відкритих під час ''другої суперструнної революції''<ref>http://elementy.ru/lib/430177</ref>.
 
Стромінджер і Вафа змогли обчислити число перестановок мікроскопічних компонентів чорної діри, при яких загальні спостережувані характеристики, наприклад маса і заряд, залишаються незмінними. Тоді ентропія цього стану за визначенням дорівнює логарифму отриманого числа&nbsp;— числа можливих мікростанів [[Термодинамічна система|термодинамічної системи]]. Потім вони порівняли результат з площею горизонту подій чорної діри&nbsp;— ця площа пропорційна ентропії чорної діри, як передбачено Бекенштейном і Гокінгом на основі класичного розуміння,&nbsp;— і отримали ідеальну згоду. Принаймні для класу екстремальних чорних дір Стромінджеру і Вафі вдалося знайти застосування теорії струн для аналізу мікроскопічних компонентів і точного обчислення відповідної ентропії.
 
У 2004 році команда [[Самір Матур|Саміра Матура]] з [[університет Огайо|університету Огайо]] взялася за прояснення питання можливого розташування струн всередині чорної діри<ref>http://www.computerra.ru/xterra/37506/</ref>. З'ясувалося, що майже завжди струни з'єднуються так, що утворюють єдину&nbsp;— велику і дуже гнучку&nbsp;— струну, але набагато більшого розміру, ніж точкова сингулярність.
 
Група Саміра Матура розрахувала розміри декількох моделей чорних дір за своєю методикою. Отримані результати збігалися з розмірами «горизонту подій» у традиційній теорії.
 
У зв'язку з цим Матур припустив, що [[горизонт подій]] насправді є мінливою масою струн, а не жорстко окресленою межею.
Отже, відповідно до цієї моделі, чорна діра насправді не знищує інформацію, тому що ніякої сингулярності в чорних дірах немає. Маса струн розподіляється по всьому об'єму до горизонту подій, і інформація може зберігатися в струнах і передаватися виходить випромінюванням Гокінга (а отже виходити за горизонт подій).
 
Проте, автори визнають, що ця картина носить досить попередній характер. Їм ще належить перевірити, як модель підходить до великих чорних дірок, або зрозуміти, як чорні діри еволюціонують.
 
Ще один варіант запропонували [[Гері Горовиць]] з [[Каліфорнійський університет в Санта-Барбарі|Університету Каліфорнії в Санта-Барбарі]] і [[Хуан Малдасена]] з [[Принстонський Інститут передових досліджень|Принстонського Інституту передових досліджень]]. На думку цих дослідників, сингулярність в центрі чорної діри існує, проте інформація в неї просто не потрапляє: матерія йде в сингулярність, а інформація&nbsp;— шляхом [[Квантова телепортація|квантової телепортації]]&nbsp;— друкується на [[випромінювання Гокінга|випромінюванні Гокінга]].
 
== Чорні діри у Всесвіті ==
 
З часу теоретичного передбачення чорних дір залишалося відкритим питання про їхнє існування, тому що існування розв'язку типу «чорна діра» ще не гарантує, що існують механізми утворення подібних об'єктів у [[Всесвіт]]і. З математичної точки зору відомо, що принаймні колапс [[Гравітаційні хвилі|гравітаційних хвиль]] в загальній теорії відносності стійко веде до формування пасткових поверхонь, а отже, і чорної діри, як доведено [[Деметріосом Крістодулу]] в 2000-х роках (Премія Шоу за 2011 рік).
 
З фізичної точки зору відомі механізми, які можуть призводити до того, що деяка область простору-часу буде мати ті ж властивості (ту ж геометрію), що і відповідна область чорної діри.
 
Насправді через акрецію речовини, з одного боку, і (можливо) [[випромінювання Хокінга|випромінювання Гокінга]], з іншого, простір-час навколо [[колапсар]]а відхиляється від наведених вище точних розв'язків рівнянь Ейнштейна. І хоча в будь-якій невеликій області (крім околиць сингулярності) метрика спотворена не надто сильно, глобальна причинна структура простору-часу може відрізнятися кардинально. Зокрема, даний простір-час може, за деякими теоріями, вже й не мати горизонту подій. Це пов'язано з тим, що наявність або відсутність горизонту подій визначається, серед іншого, і подіями, що відбуваються в нескінченно віддаленому майбутньому спостерігача<ref>http://ufn.ru/ufn01/ufn01_3/Russian/r013d.pdf</ref>.
 
=== Чорні діри зоряних мас ===
{{main|Чорна діра зоряної маси}}
Чорні діри зоряних мас утворюються як кінцевий етап життя зірки, після повного вигоряння термоядерного палива та припинення реакції зірка теоретично повинна почати охолоджуватися, що призведе до зменшення внутрішнього тиску і стиснення зірки під дією гравітації. Стиснення може зупинитися на певному етапі, а може перейти в стрімкий гравітаційний колапс.
 
Залежно від маси зірки і обертального моменту можливі наступні кінцеві стани:
* Згасла дуже щільна зірка, що складається в основному, залежно від маси, з гелію, вуглецю, кисню, неону, магнію, кремнію або заліза (основні елементи перераховані в порядку зростання маси залишку зірки). Такі залишки називають [[білий карлик|білими карликами]], маса їх обмежується зверху [[Межа Чандрасекара|межею Чандрасекара]].
* [[Нейтронна зоря|Нейтронна зірка]], маса якої обмежена [[Межа Оппенгеймера — Волкова|межею Оппенгеймера&nbsp;— Волкова]].
* Чорна діра.
 
У міру збільшення маси залишку зірки відбувається рух рівноважної конфігурації вниз по викладеній послідовності. Обертальний момент збільшує граничні маси на кожному ступені, але не якісно, ​​а кількісно (максимум в 2-3 рази).
 
Умови (головним чином, маса), при яких кінцевим станом еволюції зірки є чорна діра, вивчені недостатньо добре, оскільки для цього необхідно знати поведінку і стан речовини при надзвичайно високій густині, недоступній експериментальному вивченню. Додаткові труднощі становить моделювання зірок на пізніх етапах їхньої еволюції через складність хімічного складу і різке зменшення характерного часу протікання процесів. Одні з найбільших космічних катастроф, спалахи найновіших, виникають саме на цих етапах еволюції зірок. Різні моделі дають нижню оцінку маси чорної діри, що виходить у результаті гравітаційного колапсу, від 2,5 до 5,6 [[Маса Сонця|мас Сонця]]. Радіус чорної діри при цьому дуже малий&nbsp;— кілька десятків кілометрів.
 
Згодом чорна діра може розростися за рахунок поглинання речовини&nbsp;— як правило, це газ сусідньої зірки в подвійних зоряних системах (зіткнення чорної діри з будь-яким іншим астрономічним об'єктом дуже малоймовірне через її малий діаметр). Процес падіння газу на компактний астрофізичний об'єкт, у тому числі і на чорну діру, називається [[Акреція (космос)|акрецією]]. При цьому через обертання газу формується [[акреційний диск]], в якому речовина розганяється до релятивістських швидкостей, нагрівається і в результаті сильно випромінює, в тому числі і в рентгенівському діапазоні, що дає принципову можливість виявляти такі акреційні диски (а отже, чорні діри) за допомогою ультрафіолетових і рентгенівських телескопів. Основною проблемою є мала величина і труднощі реєстрації відмінностей акреційних дисків нейтронних зірок і чорних дір, що призводить до невпевненості в ідентифікації астрономічних об'єктів з чорними дірами. Основна відмінність полягає в тому, що газ, що падає на всі об'єкти, рано чи пізно зустрічає тверду поверхню, що призводить до інтенсивного випромінювання при гальмуванні, але хмара газу, що падає на чорну діру, через необмежено висхідне гравітаційне уповільнення часу (червоний зсув) просто швидко гасне при наближенні до [[горизонт подій|горизонту подій]], що спостерігалося [[Габбл (телескоп)|телескопом Габбла]] в джерелі [[Лебідь X-1]].
 
Зіткнення чорних дір з іншими зірками, а також зіткнення [[Нейтронна зоря|нейтронних зір]], що викликає утворення чорної діри, призводить до наймогутнішого гравітаційного випромінювання, яке, як очікується, можна буде виявляти в найближчі роки за допомогою гравітаційних телескопів. В даний час є повідомлення про спостереження зіткнень в рентгенівському діапазоні. [[25 серпня]] [[2011]] з'явилося повідомлення про те, що вперше в історії науки група японських і американських фахівців змогла в березні 2011 року зафіксувати момент загибелі зірки, яку поглинає чорна діра.
 
=== Надмасивні чорні діри ===
 
За сучасними уявленнями дуже великі чорні діри, що розрослися, утворюють ядра більшості галактик. До них належить і масивна чорна діра в ядрі нашої Галактики&nbsp;— [[Стрілець A*]].
 
Наразі існування чорних дір зоряних і галактичних масштабів вважається надійно доведеним астрономічними спостереженнями.
 
Американські астрономи встановили, що маси надмасивних чорних дір можуть бути значно недооцінені. Для того, щоб зорі в галактиці [[Мессьє 87|М87]] (яка розташована на відстані 50 мільйонів світлових років від Землі) рухалися так, як це спостерігається, маса центральної чорної діри має бути принаймні 6,4 мільярда сонячних мас, тобто, удвічі більше від нинішніх оцінок ядра [[Мессьє 87|М87]], які становлять 3&nbsp;млрд сонячних мас.
 
Для чорної діри в ядрі галактики гравітаційний радіус дорівнює 3•10<sup>15</sup> см = 200 а.о., що вп'ятеро більше відстані від Сонця до Плутона. Її густина при цьому дорівнює 0,2•10<sup>−3</sup> г/см³, що в кілька разів менше від густини повітря.
 
=== Первинні чорні діри ===
Первинні чорні діри наразі є гіпотетичними. Якщо в початкові моменти існування Всесвіту існували досить великі відхилення від однорідності гравітаційного поля й густини матерії, то з них шляхом колапсу могли утворюватися чорні діри. Їх маса не обмежена знизу, як у разі гравітаційного колапсу зір&nbsp;— імовірно, вона могла б бути досить малою. Виявлення первинних чорних дір являє особливий інтерес у зв'язку з явищем випаровування чорних дір.
 
=== Квантові чорні діри ===
Передбачається, що в результаті ядерних реакцій можуть утворюватися досить стійкі мікроскопічні чорні діри, так звані ''квантові чорні діри''. Для математичного опису таких об'єктів необхідна квантова теорія гравітації. Однак із загальних міркувань досить імовірно, що [[спектр мас]] чорних дір дискретний й існує мінімальна чорна діра&nbsp;— [[Планківська чорна діра]]. Її маса&nbsp;— близько 10<sup>−5</sup> г, радіус&nbsp;— 10<sup>−35</sup> м. [[Комптонівська довжина хвилі]] планківської чорної діри за порядком величини дорівнює її гравітаційному радіусу.
 
Таким чином, усі «елементарні об'єкти» можна розділити на [[елементарні частинки]] (їх довжина хвилі більша гравітаційного радіуса) і чорні діри (довжина хвилі менша гравітаційного радіуса). [[Планківська чорна діра]] є перехідним об'єктом, для неї вживається назва [[максимон]] (іноді — [[Максимон|планкеон]]), яка вказує на те, що це найважча з можливих елементарних частинок.
 
Навіть якщо квантові чорні діри існують, час їх існування вкрай малий, що робить їх безпосереднє виявлення дуже проблематичним.
Останнім часом запропоновано експерименти з метою виявлення ознак появи чорних дір у ядерних реакціях. Однак для безпосереднього синтезу чорної діри в прискорювачі необхідна недосяжна на сьогодні енергія 10<sup>26</sup> еВ. Можливо, у реакціях високих енергій можуть утворюватися віртуальні (проміжні) чорні діри.
 
Експерименти з протон-протонних зіткнень із повною енергією 7 ТеВ на [[Великий адронний колайдер|Великому адронному колайдері]] довели, що такої енергії недостатньо для утворення мікроскопічних чорних дір. На підставі цих даних робиться висновок, що мікроскопічні чорні діри мають бути важчими 3,5-4,5 ТеВ залежно від конкретної реалізації.
 
== Див. також ==
Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/Чорна_діра