✖


Jump to content

Черная дыра

Edit links
Это хорошая статья. Нажмите здесь для получения дополнительной информации.
Страница полузащищена
(Перенаправлено из «Черных дыр »)
Чтобы узнать о других значениях, см. Черная дыра (значения) .

Чернота космоса с черным отмеченным центром пончика оранжевого и красного газов.
Прямое радиоизображение сверхмассивной черной дыры в ядре Мессье 87. [1]
Анимированная симуляция черной дыры Шварцшильда с проходящей позади галактикой. Примерно во время выравнивания наблюдается экстремальное гравитационное линзирование галактики.

Черная дыра — это область пространства-времени , где гравитация настолько сильна, что ничто, даже свет и другие электромагнитные волны , не способно обладать достаточной энергией, чтобы покинуть ее. [2] относительности Эйнштейна теория Общая предсказывает, что достаточно компактная масса может деформировать пространство-время, образуя черную дыру. [3] [4] Граница горизонтом неотступности называется событий . Черная дыра оказывает большое влияние на судьбу и обстоятельства пересекающего ее объекта, но согласно общей теории относительности у нее нет локально обнаруживаемых особенностей. [5] Во многих отношениях черная дыра действует как идеальное черное тело , поскольку не отражает свет. [6] [7] Квантовая теория поля в искривленном пространстве-времени предсказывает, что горизонты событий излучают излучение Хокинга с тем же спектром, что и у черного тела, а температура обратно пропорциональна его массе. эта температура составляет порядка миллиардных долей Кельвина Для звездных черных дыр , что делает практически невозможным непосредственное наблюдение.

Объекты, гравитационные поля которых слишком сильны для выхода света, были впервые рассмотрены в 18 веке Джоном Мичеллом и Пьером-Симоном Лапласом . [8] В 1916 году Карл Шварцшильд нашел первое современное решение общей теории относительности, которое могло бы охарактеризовать черную дыру. Дэвид Финкельштейн в 1958 году впервые опубликовал интерпретацию «черной дыры» как области пространства, из которой ничто не может убежать. Черные дыры долгое время считались математической диковинкой; только в 1960-х годах теоретические работы показали, что они представляют собой общее предсказание общей теории относительности. Открытие нейтронных звезд Джоселин Белл Бернелл в 1967 году вызвало интерес к гравитационно-коллапсированным компактным объектам как к возможной астрофизической реальности. Первой известной черной дырой была Лебедь X-1 , обнаруженная несколькими исследователями независимо в 1971 году. [9] [10]

Черные дыры звездной массы образуются, когда массивные звезды коллапсируют в конце своего жизненного цикла. После того, как черная дыра сформировалась, она может расти, поглощая массу из своего окружения. Сверхмассивные черные дыры в миллионы солнечных масс ( M ☉ ) могут образовываться путем поглощения других звезд и слияния с другими черными дырами или путем прямого коллапса газовых облаков . Существует мнение, что сверхмассивные черные дыры существуют в центрах большинства галактик .

О наличии черной дыры можно судить по ее взаимодействию с другой материей и электромагнитным излучением, например видимым светом. Любая материя, падающая в сторону черной дыры, может сформировать внешний аккреционный диск, нагреваемый трением , образуя квазары , одни из самых ярких объектов во Вселенной. Звезды, проходящие слишком близко к сверхмассивной черной дыре, могут быть разорваны на стримеры, которые сияют очень ярко, прежде чем их «проглотят». [11] Если другие звезды вращаются вокруг черной дыры, их орбиты можно использовать для определения массы и местоположения черной дыры. Такие наблюдения можно использовать для исключения возможных альтернатив, таких как нейтронные звезды. Таким образом, астрономы идентифицировали многочисленных звездных кандидатов в черные дыры в двойных системах и установили, что радиоисточник, известный как Стрелец А* , в ядре галактики Млечный Путь , содержит сверхмассивную черную дыру массой около 4,3 миллиона солнечных масс.

История

Идея о теле, настолько большом, что даже свет не может покинуть его, была кратко предложена английским пионером астрономии и священнослужителем Джоном Мичеллом в письме, опубликованном в ноябре 1784 года. Упрощенные расчеты Мичелла предполагали, что такое тело может иметь ту же плотность, что и Солнце, и пришел к выводу, что тело настолько велико, что даже свет не может его покинуть. он образуется, когда диаметр звезды превышает диаметр Солнца в 500 раз, а скорость ее отрыва от поверхности превышает обычную скорость света. Мичелл правильно заметил, что такие сверхмассивные, но неизлучающие тела можно обнаружить по их гравитационному воздействию на близлежащие видимые тела. [8] [12] [13] Ученые того времени поначалу были воодушевлены предположением, что гигантские, но невидимые «темные звезды» могут скрываться на виду, но энтузиазм угас, когда в начале девятнадцатого века стала очевидной волнообразная природа света. [14] как если бы свет был волной, а не частицей, было неясно, какое влияние гравитация окажет на выходящие световые волны, если таковая имеется. [8] [13]

Современная теория гравитации, общая теория относительности, дискредитирует представление Мичелла о луче света, вылетающем прямо с поверхности сверхмассивной звезды, замедляющемся гравитацией звезды, останавливающемся, а затем свободно падающем обратно на поверхность звезды. [15] Вместо этого само пространство-время искривлено так, что геодезическая, по которой распространяется свет, никогда не покидает поверхность «звезды» (черной дыры).

Общая теория относительности

Смотрите также: История общей теории относительности
Общая теория относительности
Схема кривизны пространства-времени
Фундаментальные понятия
Явления
Пространство-время
  • Уравнения
  • Формализмы
Решения
Ученые

В 1915 году Альберт Эйнштейн разработал свою общую теорию относительности , ранее показав, что гравитация действительно влияет на движение света. Всего несколько месяцев спустя Карл Шварцшильд нашел решение уравнений поля Эйнштейна , описывающее гравитационное поле точечной массы и сферической массы. [16] [17] Через несколько месяцев после Шварцшильда Йоханнес Дросте , ученик Хендрика Лоренца , независимо дал такое же решение для точечной массы и более подробно написал о ее свойствах. [18] [19] Это решение имело своеобразное поведение на так называемом радиусе Шварцшильда , где оно стало сингулярным , а это означало, что некоторые члены уравнений Эйнштейна стали бесконечными. Природа этой поверхности в то время еще не была полностью понята.

В 1924 году Артур Эддингтон показал, что сингулярность исчезла после изменения координат. В 1933 году Жорж Лемэтр понял, что это означает, что сингулярность на радиусе Шварцшильда является нефизической координатной сингулярностью . [20] Артур Эддингтон прокомментировал возможность существования звезды с массой, сжатой до радиуса Шварцшильда в книге 1926 года, отметив, что теория Эйнштейна позволяет нам исключить слишком большую плотность для видимых звезд, таких как Бетельгейзе, потому что «звезда радиусом 250 миллионов километров не могла бы иметь такую ​​высокую плотность, как Солнце. Во-первых, сила гравитации была бы настолько велика, что свет не смог бы ускользнуть от нее, и лучи падали бы обратно на звезду, как камень на Землю. Во-вторых, красное смещение. Спектральные линии были бы настолько велики, что спектр исчез бы из существования. В-третьих, масса вызвала бы настолько большую кривизну метрики пространства-времени, что пространство вокруг звезды сомкнулось бы, оставив нас снаружи (т. е. нигде)». [21] [22]

В 1931 году Субраманьян Чандрасекар рассчитал, используя специальную теорию относительности, что невращающееся тело электронно-вырожденной материи выше определенной предельной массы (теперь называемой пределом Чандрасекара при 1,4 M ☉ ) не имеет устойчивых решений. [23] Его аргументам противостояли многие его современники, такие как Эддингтон и Лев Ландау , которые утверждали, что какой-то пока неизвестный механизм остановит коллапс. [24] Отчасти они были правы: белый карлик , масса которого чуть больше предела Чандрасекара, коллапсирует в нейтронную звезду . [25] который сам по себе стабилен.

В 1939 году Роберт Оппенгеймер и другие предсказали, что нейтронные звезды выше другого предела, предела Толмана-Оппенгеймера-Волкова , будут продолжать коллапсировать по причинам, представленным Чандрасекаром, и пришли к выводу, что никакой закон физики вряд ли вмешается и остановит хотя бы некоторые звезды. от коллапса в черные дыры. [26] Их первоначальные расчеты, основанные на принципе исключения Паули , дали значение 0,7 M ☉ . Последующее рассмотрение нейтрон-нейтронного отталкивания, опосредованного сильным взаимодействием, увеличило оценку примерно до 1,5 M ☉ до 3,0 M ☉ . [27] Наблюдения за слиянием нейтронных звезд GW170817 , которое, как полагают, вскоре после этого породило черную дыру, уточнили оценку предела TOV до ~2,17 M ☉ . [28] [29] [30] [31] [32]

Оппенгеймер и его соавторы интерпретировали сингулярность на границе радиуса Шварцшильда как указание на то, что это граница пузыря, в котором время остановилось. Это верная точка зрения для внешних наблюдателей, но не для падающих наблюдателей. Гипотетические коллапсирующие звезды были названы «замороженными звездами», потому что сторонний наблюдатель увидел бы поверхность звезды застывшей во времени в тот момент, когда ее коллапс довел ее до радиуса Шварцшильда. [33]

Также в 1939 году Эйнштейн в своей публикации «О стационарной системе со сферической симметрией, состоящей из множества гравитирующих масс» попытался доказать невозможность черных дыр, используя для защиты своего аргумента свою теорию общей теории относительности. [34] Несколько месяцев спустя Оппенгеймер и его ученик Хартланд Снайдер представили модель Оппенгеймера-Снайдера в своей статье «О продолжающемся гравитационном сокращении». [35] который предсказал существование черных дыр. В статье, в которой не упоминается недавняя публикация Эйнштейна, Оппенгеймер и Снайдер впервые в современной физике использовали собственную теорию относительности Эйнштейна, чтобы показать условия, при которых может развиваться черная дыра. [34]

Золотой век

В 1958 году Дэвид Финкельштейн определил поверхность Шварцшильда как горизонт событий , «идеальную однонаправленную мембрану: причинные влияния могут пересекать ее только в одном направлении». [36] Это не противоречило строго результатам Оппенгеймера, но расширило их, включив в них точку зрения падающих наблюдателей. Решение Финкельштейна расширило решение Шварцшильда на будущее наблюдателей, падающих в черную дыру. Полное расширение уже было найдено Мартином Крускалом , которого призвали опубликовать его. [37]

Эти результаты были получены в начале золотого века общей теории относительности , который был отмечен тем, что общая теория относительности и черные дыры стали основными объектами исследований. Этому процессу способствовало открытие пульсаров Джоселин Белл Бернелл в 1967 году. [38] [39] которые к 1969 году оказались быстро вращающимися нейтронными звездами. [40] До этого времени нейтронные звезды, как и черные дыры, считались всего лишь теоретической диковинкой; но открытие пульсаров показало их физическую значимость и стимулировало дальнейший интерес ко всем типам компактных объектов, которые могли образоваться в результате гравитационного коллапса. [41]

В этот период были найдены более общие решения для черных дыр. В 1963 году Рой Керр нашел точное решение для вращающейся черной дыры . Два года спустя Эзра Ньюман нашел осесимметричное решение для черной дыры, которая одновременно вращается и электрически заряжена . [42] Благодаря работе Вернера Исраэля , [43] Брэндон Картер , [44] [45] и Дэвид Робинсон [46] появилась теорема об отсутствии волос , утверждающая, что стационарное решение черной дыры полностью описывается тремя параметрами метрики Керра-Ньюмана : массой , угловым моментом и электрическим зарядом. [47]

Сначала предполагалось, что странные особенности решений для черных дыр являются патологическими артефактами, возникающими из-за наложенных условий симметрии, и что сингулярности не проявляются в обычных ситуациях. Этой точки зрения придерживались, в частности, Владимир Белинский , Исаак Халатников и Евгений Лифшиц , которые пытались доказать, что в общих решениях не возникает никаких особенностей. Однако в конце 1960-х годов Роджер Пенроуз [48] а Стивен Хокинг использовал глобальные методы, чтобы доказать, что сингулярности возникают в общем виде. [49] За эту работу Пенроуз получил половину Нобелевской премии по физике 2020 года , Хокинг умер в 2018 году. [50] На основе наблюдений в Гринвиче и Торонто в начале 1970-х годов Лебедь X-1 , галактический источник рентгеновского излучения , открытый в 1964 году, стал первым астрономическим объектом, который принято считать черной дырой. [51] [52]

Работы Джеймса Бардина , Джейкоба Бекенштейна , Картера и Хокинга в начале 1970-х годов привели к формулировке термодинамики черной дыры . [53] Эти законы описывают поведение черной дыры в тесной аналогии с законами термодинамики, связывая массу с энергией, площадь с энтропией и поверхностную гравитацию с температурой . Аналогия была завершена, когда Хокинг в 1974 году показал, что квантовая теория поля предполагает, что черные дыры должны излучать как черное тело с температурой, пропорциональной поверхностной гравитации черной дыры, предсказывая эффект, ныне известный как излучение Хокинга . [54]

Наблюдение

11 февраля 2016 года научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo объявили о первом прямом обнаружении гравитационных волн , что представляет собой первое наблюдение слияния черных дыр. [55] 10 апреля 2019 года было опубликовано первое прямое изображение черной дыры и ее окрестностей после наблюдений , сделанных телескопом горизонта событий сверхмассивной черной дыры в 87 Мессье галактическом центре (EHT) в 2017 году . [56] [57] [58] По состоянию на 2023 год Ближайшее известное тело, предположительно являющееся черной дырой, Gaia BH1 , находится на расстоянии около 1560 световых лет (480 парсеков ). [59] обнаружена всего пара десятков черных дыр Хотя на данный момент в Млечном Пути , предполагается, что их сотни миллионов, большинство из которых одиночные и не вызывают излучения. [60] Следовательно, их можно будет обнаружить только с помощью гравитационного линзирования .

Этимология

Джон Мичелл использовал термин «темная звезда» в письме Генри Кавендишу в ноябре 1783 года . [61] а в начале 20 века физики использовали термин «гравитационно-коллапсированный объект». Научный писатель Марсия Бартусяк родила термин «черная дыра» от физика Роберта Х. Дике , который, как сообщается, в начале 1960-х годов сравнил это явление с Черной дырой в Калькутте , печально известной как тюрьма, куда люди входили, но никогда не выходили живыми. [62]

Термин «черная дыра» был использован в печати журналами Life and Science News в 1963 году. [62] и научный журналист Энн Юинг в ее статье « Черные дыры в космосе» от 18 января 1964 года, которая представляла собой отчет о встрече Американской ассоциации содействия развитию науки, состоявшейся в Кливленде, штат Огайо. [63] [64]

Сообщается, что в декабре 1967 года студент предложил фразу «черная дыра» на лекции Джона Уиллера ; [63] Уилер принял этот термин из-за его краткости и «рекламной ценности», и он быстро прижился. [65] что привело некоторых к тому, что Уиллер придумал эту фразу. [66]

Свойства и структура

Теорема об отсутствии волос постулирует, что после достижения стабильного состояния после образования черная дыра имеет только три независимых физических свойства: массу, электрический заряд и угловой момент; в остальном черная дыра безлика. Если гипотеза верна, любые две черные дыры, имеющие одинаковые значения этих свойств или параметров, неотличимы друг от друга. Степень, в которой эта гипотеза верна для реальных черных дыр согласно законам современной физики, в настоящее время является нерешенной проблемой. [47]

Эти свойства особенные, потому что они видны снаружи черной дыры. Например, заряженная черная дыра отталкивает подобные заряды, как и любой другой заряженный объект. Точно так же полную массу внутри сферы, содержащей черную дыру, можно найти, используя гравитационный аналог закона Гаусса (через массу ADM ), вдали от черной дыры. [67] Аналогично, угловой момент (или спин) можно измерить издалека, используя перетаскивание системы координат , гравитомагнитным полем например, с помощью эффекта Лензе-Тирринга . [68]

Художественное изображение черной дыры и ее особенностей.

Когда объект падает в черную дыру, любая информация о форме объекта или распределении заряда на нем равномерно распределяется по горизонту черной дыры и теряется для сторонних наблюдателей. Поведение горизонта в этой ситуации представляет собой диссипативную систему , во многом аналогичную поведению проводящей эластичной мембраны с трением и электрическим сопротивлением — мембранной парадигмы . [69] Это отличается от других теорий поля , таких как электромагнетизм, которые не имеют никакого трения или удельного сопротивления на микроскопическом уровне, поскольку они обратимы во времени . [70] [71]

Поскольку черная дыра в конечном итоге достигает стабильного состояния всего с тремя параметрами, невозможно избежать потери информации о начальных условиях: гравитационные и электрические поля черной дыры дают очень мало информации о том, что вошло в нее. Информация, которая теряется включает в себя все величины, которые невозможно измерить вдали от горизонта черной дыры, включая приблизительно сохраняющиеся квантовые числа, такие как полное барионное и лептонное число . Такое поведение настолько загадочно, что его назвали парадоксом потери информации черной дыры . [72] [73]

Физические свойства

Анимация того, как лучи света могут изгибаться под действием гравитации.

Простейшие статические черные дыры имеют массу, но не имеют ни электрического заряда, ни углового момента. Эти черные дыры часто называют черными дырами Шварцшильда в честь Карла Шварцшильда, открывшего это решение в 1916 году. [17] Согласно теореме Биркгофа , это единственное вакуумное решение , которое является сферически симметричным . [74] Это означает, что нет наблюдаемой разницы на расстоянии между гравитационным полем такой черной дыры и любым другим сферическим объектом той же массы. Поэтому популярное представление о черной дыре, «всасывающей все» из своего окружения, верно только вблизи горизонта черной дыры; на большом расстоянии внешнее гравитационное поле идентично полю любого другого тела той же массы. [75]

Существуют также решения, описывающие более общие черные дыры. Невращающиеся заряженные черные дыры описываются метрикой Рейсснера-Нордстрема , а метрика Керра описывает незаряженную вращающуюся черную дыру. Наиболее общим известным решением для стационарной черной дыры является метрика Керра – Ньюмана, которая описывает черную дыру как с зарядом, так и с угловым моментом. [76]

Хотя масса черной дыры может принимать любое положительное значение, заряд и угловой момент ограничиваются массой. Ожидается, что полный электрический заряд Q и полный угловой момент J удовлетворяют неравенству

массы М. для черной дыры Черные дыры с минимально возможной массой, удовлетворяющие этому неравенству, называются экстремальными . Решения уравнений Эйнштейна, нарушающие это неравенство, существуют, но не обладают горизонтом событий. Эти решения имеют так называемые голые особенности , которые можно наблюдать снаружи, и поэтому они считаются нефизическими . Гипотеза космической цензуры исключает образование таких сингулярностей, когда они создаются в результате гравитационного коллапса реалистической материи . [3] Это подтверждается численным моделированием. [77]

Ожидается , что из-за относительно большой силы электромагнитного взаимодействия черные дыры, образующиеся в результате коллапса звезд, сохранят почти нейтральный заряд звезды. Однако ожидается, что вращение станет универсальной особенностью компактных астрофизических объектов. Бинарный источник рентгеновского излучения-кандидат в чёрную дыру GRS 1915+105. [78] похоже, имеет угловой момент, близкий к максимально допустимому значению. Этот неоплаченный лимит [79]

позволяющий определить безразмерный параметр вращения такой, что [79]

[79] [Примечание 1]
Классификации черных дыр
Сорт Прибл.
масса 		Прибл.
радиус
Ультрамассивная черная дыра 10 9 –10 11  M ☉ >1000 а.е.
Сверхмассивная черная дыра 10 6 –10 9  M ☉ 0,001–400 а.е.
Черная дыра промежуточной массы 10 2 –10 5  M ☉ 10 3 км ≈ R Земли
Звездная черная дыра 2-150  M ☉ 30 км
Микрочерная дыра до М Луны до 0,1 мм

Черные дыры обычно классифицируются по их массе, независимо от углового момента J . Размер черной дыры, определяемый радиусом горизонта событий или радиусом Шварцшильда, пропорционален массе M через

где r s — радиус Шварцшильда, а M ☉ — масса Солнца . [81] У черной дыры с ненулевым спином и/или электрическим зарядом радиус меньше, [Примечание 2] до тех пор, пока экстремальная черная дыра не сможет иметь горизонт событий, близкий к [82]

Горизонт событий

Основная статья: Горизонт событий
Вдали от черной дыры частица может двигаться в любом направлении, как показано набором стрелок. Оно ограничено только скоростью света.
Ближе к черной дыре пространство-время начинает деформироваться. К черной дыре ведет больше путей, чем от нее. [Примечание 3]
Внутри горизонта событий все пути приближают частицу к центру черной дыры. Частица больше не может ускользнуть.

Определяющей особенностью черной дыры является появление горизонта событий — границы пространства-времени, через которую материя и свет могут проходить только внутрь, к массе черной дыры. Ничто, даже свет, не может вырваться из горизонта событий. [84] [85] Горизонт событий называется таковым, потому что, если событие происходит внутри границы, информация об этом событии не может достичь внешнего наблюдателя, что делает невозможным определить, произошло ли такое событие. [86]

Как предсказывает общая теория относительности, наличие массы деформирует пространство-время таким образом, что пути, по которым проходят частицы, изгибаются в сторону массы. [87] На горизонте событий черной дыры эта деформация становится настолько сильной, что не остается путей, ведущих от черной дыры. [88]

Для удаленного наблюдателя часы вблизи черной дыры могут показаться более медленными, чем часы, расположенные дальше от черной дыры. [89] Из-за этого эффекта, известного как гравитационное замедление времени , объект, падающий в черную дыру, кажется замедляющимся по мере приближения к горизонту событий, и чтобы достичь его, требуется бесконечное время. [90] В то же время все процессы на этом объекте замедляются с точки зрения неподвижного внешнего наблюдателя, в результате чего любой свет, излучаемый объектом, кажется более красным и тусклым — эффект, известный как гравитационное красное смещение . [91] В конце концов, падающий объект исчезает, пока его больше нельзя увидеть. Обычно этот процесс происходит очень быстро: объект исчезает из поля зрения менее чем за секунду. [92]

С другой стороны, неразрушимые наблюдатели, падающие в черную дыру, не замечают ни одного из этих эффектов, пересекая горизонт событий. Согласно их собственным часам, которые, как им кажется, тикают нормально, они пересекают горизонт событий через конечное время, не замечая какого-либо необычного поведения; В классической общей теории относительности невозможно определить местоположение горизонта событий на основе локальных наблюдений из-за принципа эквивалентности Эйнштейна . [93] [94]

Топология . горизонта событий черной дыры в равновесии всегда сферическая [Примечание 4] [97] Для невращающихся (статических) черных дыр геометрия горизонта событий точно сферическая, а для вращающихся черных дыр горизонт событий сплющен. [98] [99] [100]

Сингулярность

Основная статья: Гравитационная сингулярность

В центре черной дыры, как ее описывает общая теория относительности, может находиться гравитационная сингулярность — область, где кривизна пространства-времени становится бесконечной. [101] Для невращающейся черной дыры эта область принимает форму одной точки; у вращающейся черной дыры она размывается, образуя кольцевую сингулярность , лежащую в плоскости вращения. [102] В обоих случаях особая область имеет нулевой объем. Можно также показать, что особая область содержит всю массу решения черной дыры. [103] Таким образом, сингулярную область можно рассматривать как имеющую бесконечную плотность . [104]

Наблюдатели, попадающие в черную дыру Шварцшильда (т.е. невращающуюся и не заряженную), не смогут избежать попадания в сингулярность, как только они пересекут горизонт событий. Они могут продлить ощущения, ускоряясь, чтобы замедлить спуск, но только до определенного предела. [105] Когда они достигают сингулярности, они сжимаются до бесконечной плотности, и их масса добавляется к общей массе черной дыры. Прежде чем это произойдет, они будут разорваны на части растущими приливными силами в процессе, который иногда называют спагеттификацией или «эффектом лапши». [106]

В случае заряженной (Райснера-Нордстрема) или вращающейся (Керра) черной дыры сингулярности можно избежать. Расширение этих решений, насколько это возможно, открывает гипотетическую возможность выхода черной дыры в другое пространство-время, где черная дыра будет действовать как червоточина . [107] Однако возможность путешествия в другую вселенную является лишь теоретической, поскольку любое возмущение уничтожит эту возможность. [108] Также кажется возможным следовать замкнутым времяподобным кривым (возвращаясь к собственному прошлому) вокруг сингулярности Керра, что приводит к проблемам с причинностью, таким как парадокс дедушки . [109] Ожидается, что ни один из этих своеобразных эффектов не сохранится при правильном квантовом рассмотрении вращающихся и заряженных черных дыр. [110]

Появление сингулярностей в общей теории относительности обычно воспринимается как сигнал о крахе теории. [111] Однако этот сбой является ожидаемым; это происходит в ситуации, когда эти действия должны описывать квантовые эффекты из-за чрезвычайно высокой плотности и, следовательно, взаимодействия частиц. На сегодняшний день не удалось объединить квантовые и гравитационные эффекты в единую теорию, хотя существуют попытки сформулировать такую ​​теорию квантовой гравитации . Обычно ожидается, что такая теория не будет содержать никаких особенностей. [112] [113]

Фотонная сфера

Основная статья: Фотонная сфера

Фотонная сфера представляет собой сферическую границу, где фотоны, движущиеся по касательной к этой сфере, будут пойманы на нестабильной, но круговой орбите вокруг черной дыры. [114] Для невращающихся черных дыр радиус фотонной сферы в 1,5 раза превышает радиус Шварцшильда. Их орбиты будут динамически нестабильными , поэтому любое небольшое возмущение, например, падение частицы материи, вызовет нестабильность, которая будет расти с течением времени, либо направляя фотон на внешнюю траекторию, заставляя его покинуть черную дыру, либо на внутреннюю. спираль, где она в конечном итоге пересечет горизонт событий. [115]

Хотя свет все еще может выйти из фотонной сферы, любой свет, пересекающий фотонную сферу по приближающейся траектории, будет захвачен черной дырой. Следовательно, любой свет, который достигает внешнего наблюдателя из фотонной сферы, должен быть испущен объектами между фотонной сферой и горизонтом событий. [115] Для черной дыры Керра радиус фотонной сферы зависит от параметра спина и деталей орбиты фотона, которая может быть прогрессивной (фотон вращается в том же направлении, что и спин черной дыры) или ретроградной. [116] [117]

Эргосфера

Основная статья: Эргосфера
Эргосфера — это область за пределами горизонта событий, где объекты не могут оставаться на месте. [118]

Вращающиеся черные дыры окружены областью пространства-времени, в которой невозможно стоять на месте, называемой эргосферой. Это результат процесса, известного как перетаскивание рамки ; Общая теория относительности предсказывает, что любая вращающаяся масса будет иметь тенденцию слегка «волочиться» по пространству-времени, непосредственно окружающему ее. Любой объект рядом с вращающейся массой будет стремиться начать движение в направлении вращения. Для вращающейся черной дыры этот эффект настолько силен вблизи горизонта событий, что объекту придется двигаться быстрее скорости света в противоположном направлении, чтобы просто стоять на месте. [119]

Эргосфера черной дыры — это объем, ограниченный горизонтом событий черной дыры и эргоповерхностью , которая совпадает с горизонтом событий на полюсах, но находится на гораздо большем расстоянии вокруг экватора. [118]

Объекты и радиация могут естественным образом покинуть эргосферу. Благодаря процессу Пенроуза объекты могут выйти из эргосферы с большей энергией, чем они вошли. Дополнительная энергия берется из энергии вращения черной дыры. Тем самым вращение черной дыры замедляется. [120] Разновидность процесса Пенроуза в присутствии сильных магнитных полей, процесс Бландфорда-Знаека считается вероятным механизмом огромной светимости и релятивистских струй квазаров и других активных галактических ядер .

Самая внутренняя стабильная круговая орбита (ISCO)

Основная статья: Самая внутренняя стабильная круговая орбита

В ньютоновской гравитации пробные частицы могут стабильно вращаться на произвольных расстояниях от центрального объекта. Однако в общей теории относительности существует самая внутренняя стабильная круговая орбита (часто называемая ISCO), для которой любые бесконечно малые внутренние возмущения круговой орбиты приведут к спирали в черную дыру, а любые внешние возмущения, в зависимости от энергии, приведут к спирали в черную дыру. приводят к спирали, стабильному вращению по орбите между апастроном и периастром или уходу в бесконечность. [121] Расположение ISCO зависит от спина черной дыры, в случае черной дыры Шварцшильда (спин нулевой) это:

и уменьшается с увеличением спина черной дыры для частиц, вращающихся в том же направлении, что и спин. [122]

Погружающийся регион

Последняя наблюдаемая область пространства-времени вокруг черной дыры называется областью погружения. В этой области материя больше не может двигаться по круговым орбитам или остановить окончательный спуск в черную дыру. Вместо этого он стремительно устремится к черной дыре со скоростью, близкой к скорости света. [123] [124]

Формирование и эволюция

Учитывая причудливый характер черных дыр, долгое время возник вопрос, могут ли такие объекты действительно существовать в природе или они являются просто патологическими решениями уравнений Эйнштейна. Сам Эйнштейн ошибочно полагал, что черные дыры не могут образоваться, поскольку считал, что угловой момент коллапсирующих частиц стабилизирует их движение на некотором радиусе. [125] Это привело к тому, что сообщество общей теории относительности на протяжении многих лет отвергало все противоположные результаты. Однако меньшинство релятивистов продолжало утверждать, что черные дыры являются физическими объектами. [126] и к концу 1960-х годов они убедили большинство исследователей в этой области, что нет никаких препятствий для формирования горизонта событий. [127]

Пенроуз продемонстрировал, что как только формируется горизонт событий, общая теория относительности без квантовой механики требует, чтобы внутри образовалась сингулярность. [48] Вскоре после этого Хокинг показал, что многие космологические решения, описывающие Большой взрыв, имеют сингулярности без скалярных полей или другой экзотической материи . [ нужны разъяснения ] Решение Керра , теорема об отсутствии волос и законы термодинамики черных дыр показали, что физические свойства черных дыр просты и понятны, что делает их достойными объектами исследований. [128] Обычные черные дыры образуются в результате гравитационного коллапса тяжелых объектов, таких как звезды, но теоретически они могут образовываться и в результате других процессов. [129] [130]

Гравитационный коллапс

Основная статья: Гравитационный коллапс
Газовое облако разрывается черной дырой в центре Млечного Пути (наблюдения 2006, 2010 и 2013 годов показаны синим, зеленым и красным цветом соответственно). [131]

объекта Гравитационный коллапс происходит, когда внутреннего давления недостаточно, чтобы противостоять собственной гравитации объекта. Для звезд это обычно происходит либо потому, что у звезды осталось слишком мало «топлива» для поддержания своей температуры посредством звездного нуклеосинтеза , либо потому, что звезда, которая была бы стабильной, получает дополнительное вещество таким образом, чтобы не повышать температуру ее ядра. В любом случае температура звезды уже недостаточно высока, чтобы предотвратить ее коллапс под собственным весом. [132]

Коллапс может быть остановлен давлением вырождения компонентов звезды, что позволит конденсировать материю в экзотическое более плотное состояние . В результате получается один из различных типов компактной звезды . Какой тип образуется, зависит от массы остатка исходной звезды, оставшегося после того, как внешние слои были сдуты (например, в сверхновой типа II ). Масса остатка, коллапсирующего объекта, пережившего взрыв, может быть существенно меньше массы исходной звезды. Остатки, превышающие 5 M ☉, производятся звездами, размер которых превышал 20 M ☉ . до коллапса [132]

Если масса остатка превышает примерно 3–4 M ☉ (предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова [26] ), либо потому, что первоначальная звезда была очень тяжелой, либо потому, что остаток собрал дополнительную массу за счет аккреции материи, даже давления вырождения нейтронов недостаточно, чтобы остановить коллапс. Ни один из известных механизмов (за исключением, возможно, давления вырождения кварков) не является достаточно мощным, чтобы остановить взрыв, и объект неизбежно коллапсирует, образуя черную дыру. [132]

Предполагается, что гравитационный коллапс тяжелых звезд ответственен за образование черных дыр звездной массы . Звездообразование в ранней Вселенной могло привести к образованию очень массивных звезд, которые при коллапсе образовали бы черные дыры размером до 10 3  М ☉ . Эти черные дыры могут быть зародышами сверхмассивных черных дыр, обнаруженных в центрах большинства галактик. [133] Далее было высказано предположение, что массивные черные дыры с типичной массой ~10 5  M ☉ могла образоваться в результате прямого коллапса газовых облаков молодой Вселенной. [129] Эти массивные объекты были предложены как зародыши, которые в конечном итоге сформировали самые ранние квазары, наблюдаемые уже на красном смещении. . [134] Некоторые кандидаты на роль таких объектов были найдены при наблюдениях за молодой Вселенной. [129]

Хотя большая часть энергии, высвобождаемой во время гравитационного коллапса, испускается очень быстро, внешний наблюдатель фактически не видит конца этого процесса. Несмотря на то, что коллапс занимает конечное количество времени в системе отсчета падающего вещества, удаленный наблюдатель увидит, как падающее вещество замедляется и останавливается прямо над горизонтом событий из-за гравитационного замедления времени. Свету от коллапсирующего материала требуется все больше и больше времени, чтобы достичь наблюдателя, причем свет, излучаемый непосредственно перед формированием горизонта событий, задерживается на бесконечное количество времени. Таким образом, внешний наблюдатель никогда не видит формирования горизонта событий; вместо этого коллапсирующий материал, кажется, становится более тусклым и все больше смещается в красную сторону, а в конечном итоге исчезает. [135]

Первичные черные дыры и Большой взрыв

Гравитационный коллапс требует большой плотности. В нынешнюю эпоху существования Вселенной такие высокие плотности встречаются только у звезд, но в ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва плотности были намного выше, что, возможно, позволило создать черные дыры. Одной только высокой плотности недостаточно для образования черных дыр, поскольку равномерное распределение массы не позволяет массе скапливаться. Чтобы первичные черные дыры образовались в такой плотной среде, должны были существовать первоначальные возмущения плотности, которые затем могли расти под действием собственной гравитации. Различные модели ранней Вселенной сильно различаются в своих предсказаниях масштаба этих флуктуаций. Различные модели предсказывают создание первичных черных дыр размером от планковской массы ( ≈ 1.2 × 10 19  ГэВ/ с 2 ≈ 2.2 × 10 −8 кг ) до сотен тысяч солнечных масс. [130]

Несмотря на то, что ранняя Вселенная была чрезвычайно плотной , она не схлопнулась повторно в черную дыру во время Большого взрыва, поскольку скорость расширения превышала притяжение. Согласно теории инфляции, от начала до конца инфляции существовала чистая отталкивающая гравитация. С тех пор поток Хаббла замедлился из-за плотности энергии Вселенной.

Модели гравитационного коллапса объектов относительно постоянного размера, таких как звезды , не обязательно применимы таким же образом к быстро расширяющемуся пространству, такому как Большой взрыв. [136]

Столкновения высоких энергий

Гравитационный коллапс — не единственный процесс, который может создать черные дыры. В принципе, черные дыры могут образовываться в результате высокоэнергетических столкновений, достигающих достаточной плотности. По состоянию на 2002 год подобных событий не обнаружено ни прямо, ни косвенно как нарушение баланса массы в экспериментах на ускорителях частиц . [137] Это предполагает, что должен существовать нижний предел массы черных дыр. Теоретически ожидается, что эта граница будет проходить вокруг массы Планка, где квантовые эффекты, как ожидается, сведут на нет предсказания общей теории относительности. [138]

Это сделало бы образование черных дыр недоступным для любого высокоэнергетического процесса, происходящего на Земле или вблизи нее. Однако некоторые достижения в области квантовой гравитации предполагают, что минимальная масса черной дыры может быть намного ниже: например, в некоторых сценариях мира на бранах граница составляет всего 1 ТэВ/ с. 2 . [139] Это сделало бы возможным создание микрочерных дыр в результате высокоэнергетических столкновений, которые происходят, когда космические лучи попадают в атмосферу Земли, или, возможно, в Большом адронном коллайдере в ЦЕРНе . Эти теории весьма умозрительны, и многие специалисты считают создание черных дыр в этих процессах маловероятным. [140] Даже если бы могли образоваться микрочерные дыры, ожидается, что они испарится примерно через 10 лет. −25 секунд, не представляя никакой угрозы для Земли. [141]

Рост

Как только черная дыра сформировалась, она может продолжать расти, поглощая дополнительную материю . Любая черная дыра будет постоянно поглощать газ и межзвездную пыль из своего окружения. Этот процесс роста является одним из возможных способов образования некоторых сверхмассивных черных дыр, хотя образование сверхмассивных черных дыр все еще остается открытой областью исследований. [133] Подобный процесс был предложен для образования черных дыр промежуточной массы, обнаруженных в шаровых скоплениях . [142] Черные дыры также могут сливаться с другими объектами, такими как звезды или даже другие черные дыры. Считается, что это было важно, особенно на раннем этапе роста сверхмассивных черных дыр, которые могли образоваться в результате скопления множества более мелких объектов. [133] Этот процесс также был предложен как источник возникновения некоторых черных дыр промежуточной массы. [143] [144]

Испарение

Основная статья: Излучение Хокинга

В 1974 году Хокинг предсказал, что черные дыры не совсем черные, но испускают небольшое количество теплового излучения при температуре ℏ c 3 /(8π GM k B ); [54] этот эффект стал известен как излучение Хокинга. Применив квантовую теорию поля к фону статической черной дыры, он определил, что черная дыра должна испускать частицы, которые отображают спектр идеального черного тела . После публикации Хокинга многие другие проверяли результат с помощью различных подходов. [145] Если теория Хокинга об излучении черных дыр верна, то ожидается, что черные дыры будут сжиматься и испаряться со временем, поскольку они теряют массу за счет испускания фотонов и других частиц. [54] Температура этого теплового спектра ( температура Хокинга ) пропорциональна поверхностной гравитации черной дыры, которая для черной дыры Шварцшильда обратно пропорциональна массе. Следовательно, большие черные дыры излучают меньше радиации, чем маленькие черные дыры. [146]

Звездная черная дыра размером 1 M ☉ имеет температуру Хокинга 62 нанокельвина . [147] Это намного меньше температуры космического микроволнового фонового излучения 2,7 К. Черные дыры звездной массы или более крупные получают больше массы от космического микроволнового фона, чем они излучают через излучение Хокинга, и поэтому будут расти, а не сжиматься. [148] Чтобы иметь температуру Хокинга выше 2,7 К (и иметь возможность испаряться), черной дыре потребуется масса меньше, чем у Луны . Такая черная дыра имела бы диаметр менее одной десятой миллиметра. [149]

Если черная дыра очень мала, ожидается, что эффекты излучения станут очень сильными. Черная дыра с массой автомобиля имела бы диаметр около 10 −24 м, а для испарения потребуется наносекунда, в течение этого времени его светимость на короткое время будет более чем в 200 раз больше солнечной. Ожидается, что черные дыры с меньшей массой будут испаряться еще быстрее; например, черная дыра массой 1 ТэВ/ c 2 потребуется меньше 10 −88 секунд, чтобы полностью испариться. Ожидается, что для такой маленькой черной дыры эффекты квантовой гравитации будут играть важную роль и гипотетически могут сделать такую ​​маленькую черную дыру стабильной, хотя текущие разработки в области квантовой гравитации не указывают на то, что это так. [150] [151]

По прогнозам, излучение Хокинга астрофизической черной дыры будет очень слабым, и поэтому его будет чрезвычайно трудно обнаружить с Земли. Возможным исключением, однако, является всплеск гамма-лучей, испускаемых на последней стадии испарения первичных черных дыр. Поиски таких вспышек оказались безуспешными и установили строгие ограничения на возможность существования первичных черных дыр малой массы. [152] НАСА Космический гамма-телескоп «Ферми» , запущенный в 2008 году, продолжит поиск этих вспышек. [153]

Если черные дыры испаряются из-за излучения Хокинга, черная дыра солнечной массы испаряется (начиная с того, что температура космического микроволнового фона падает ниже температуры черной дыры) в течение 10 секунд. 64 годы. [154] Сверхмассивная черная дыра с массой 10 11  M ☉ испарится примерно за 2×10 100 годы. [155] По прогнозам, некоторые чудовищные черные дыры во Вселенной будут продолжать расти, возможно, до 10 14  M ☉ при коллапсе сверхскоплений галактик. Даже они испарились бы в течение периода времени до 10 106 годы. [154]

Наблюдательные данные

По своей природе черные дыры сами по себе не излучают никакого электромагнитного излучения, кроме гипотетического излучения Хокинга , поэтому астрофизикам, ищущим черные дыры, обычно приходится полагаться на косвенные наблюдения. Например, о существовании черной дыры иногда можно сделать вывод, наблюдая ее гравитационное влияние на окружающую среду. [156]

Прямая интерферометрия

Вид на черную дыру M87* в поляризованном свете.
Стрелец А* , черная дыра в центре Млечного Пути.

Телескоп горизонта событий (EHT) — это активная программа, которая непосредственно наблюдает за ближайшим окружением горизонтов событий черных дыр, таких как черная дыра в центре Млечного Пути. В апреле 2017 года EHT начал наблюдения за черной дырой в центре Мессье 87 . [157] [158] «В целом восемь радиообсерваторий на шести горах и четырех континентах наблюдали галактику в Деве в течение 10 дней в апреле 2017 года», чтобы предоставить данные, дающие изображение в апреле 2019 года. [159]

После двух лет обработки данных EHT опубликовала первое прямое изображение черной дыры. В частности, сверхмассивная черная дыра, лежащая в центре вышеупомянутой галактики. [160] [161] То, что видно, — это не черная дыра, которая выглядит черной из-за потери всего света в этой темной области. Вместо этого именно газы на краю горизонта событий, отображаемые оранжевым или красным цветом, определяют черную дыру. [162]

12 мая 2022 года EHT опубликовала первое изображение Стрельца А* , сверхмассивной черной дыры в центре галактики Млечный Путь . Опубликованное изображение демонстрирует ту же кольцеобразную структуру и круглую тень , что и черная дыра M87* , и изображение было создано с использованием тех же методов, что и для черной дыры M87. Процесс получения изображений Стрельца А*, который более чем в тысячу раз меньше и менее массивен, чем M87*, был значительно сложнее из-за нестабильности его окружения. [163] Изображение Стрельца А* было частично размыто турбулентной плазмой на пути к центру галактики, и этот эффект препятствует разрешению изображения на более длинных волнах. [164]

Считается, что осветление этого материала в «нижней» половине обработанного EHT-изображения вызвано доплеровским излучением , при котором материал, приближающийся к зрителю на релятивистских скоростях, воспринимается как более яркий, чем удаляющийся материал. В случае черной дыры это явление означает, что видимый материал вращается с релятивистской скоростью (>1000 км/с [2200000 миль в час]), единственной скоростью, на которой можно центробежно уравновесить огромное гравитационное притяжение сингулярности. и тем самым оставаться на орбите над горизонтом событий. Такая конфигурация яркого материала подразумевает, что EHT наблюдал M87* с точки зрения, захватывая аккреционный диск черной дыры почти с ребра, поскольку вся система вращалась по часовой стрелке. [165] [166]

Чрезвычайное гравитационное линзирование, связанное с черными дырами, создает иллюзию перспективы, позволяющей увидеть аккреционный диск сверху. На самом деле большая часть кольца на изображении EHT была создана, когда свет, излучаемый дальней стороной аккреционного диска, огибал гравитационный колодец черной дыры и уходил, а это означает, что большинство возможных перспектив на M87 * могут видеть весь диск. , даже то, что прямо за "тенью".

В 2015 году EHT обнаружил магнитные поля недалеко от горизонта событий Стрельца А* и даже распознал некоторые их свойства. Линии поля, проходящие через аккреционный диск, представляли собой сложную смесь упорядоченных и запутанных. Теоретические исследования черных дыр предсказали существование магнитных полей. [167] [168]

В апреле 2023 года было представлено изображение тени черной дыры Мессье 87 и связанного с ней высокоэнергетического джета, впервые наблюдаемое вместе. [169] [170]

Обнаружение гравитационных волн от сливающихся черных дыр

Измерение гравитационных волн с помощью LIGO на детекторах Ливингстона (справа) и Хэнфорда (слева) в сравнении с теоретически предсказанными значениями.

14 сентября 2015 года обсерватория гравитационных волн LIGO провела первое в истории успешное прямое наблюдение гравитационных волн . [55] [171] Сигнал соответствовал теоретическим предсказаниям гравитационных волн, возникающих в результате слияния двух черных дыр: одна с массой около 36 солнечных, а другая с массой около 29 солнечных. [55] [172] Это наблюдение предоставляет наиболее конкретные доказательства существования черных дыр на сегодняшний день. Например, сигнал гравитационной волны предполагает, что расстояние между двумя объектами до слияния составляло всего 350 км, что примерно в четыре раза превышает радиус Шварцшильда, соответствующий предполагаемым массам. Следовательно, объекты должны были быть чрезвычайно компактными, поэтому наиболее правдоподобной интерпретацией остаются черные дыры. [55]

Что еще более важно, сигнал, наблюдаемый LIGO, также включал в себя начало звонка после слияния — сигнала, возникающего, когда вновь сформированный компактный объект переходит в стационарное состояние. Возможно, звонок — это самый прямой способ наблюдения за черной дырой. [173] Из сигнала LIGO можно извлечь частоту и время затухания доминирующего режима звонка. Из них можно сделать вывод о массе и угловом моменте конечного объекта, которые соответствуют независимым предсказаниям численного моделирования слияния. [174] Частота и время затухания доминирующей моды определяются геометрией фотонной сферы. Следовательно, наблюдение этого режима подтверждает наличие фотонной сферы; однако он не может исключить возможные экзотические альтернативы черным дырам, которые достаточно компактны, чтобы иметь фотонную сферу. [173] [175]

Это наблюдение также предоставляет первые наблюдательные доказательства существования двойных черных дыр звездной массы. Кроме того, это первое наблюдательное свидетельство существования черных дыр звездной массы, весящих 25 солнечных масс и более. [176]

еще много гравитационно-волновых событий . С тех пор наблюдалось [177]

Звезды, вращающиеся вокруг Стрельца А*

Основная статья: скопление Стрельца A*
Звезды, движущиеся вокруг Стрельца А*, вид в 2021 году

Собственные движения звезд вблизи центра нашего Млечного Пути предоставляют убедительные наблюдательные доказательства того, что эти звезды вращаются вокруг сверхмассивной черной дыры. [178] С 1995 года астрономы отслеживают движения 90 звезд, вращающихся вокруг невидимого объекта, совпадающего с радиоисточником Стрелец А*. Подгоняя свои движения к кеплеровским орбитам , астрономы в 1998 году смогли сделать вывод, что 2,6 × 10 6  Объект M ☉ должен содержаться в объеме радиусом 0,02 светового года, чтобы вызывать движение этих звезд. [179]

С тех пор одна из звезд, называемая S2 , совершила полный оборот. По орбитальным данным астрономы смогли уточнить расчеты массы до 4,3 × 10 6  M ☉ и радиусом менее 0,002 светового года для объекта, вызывающего орбитальное движение этих звезд. [178] Верхний предел размера объекта все еще слишком велик, чтобы проверить, меньше ли он радиуса Шварцшильда. Тем не менее, эти наблюдения убедительно свидетельствуют о том, что центральным объектом является сверхмассивная черная дыра, поскольку не существует других правдоподобных сценариев удержания такого большого количества невидимой массы в таком маленьком объеме. [179] Кроме того, есть некоторые наблюдательные свидетельства того, что этот объект может обладать горизонтом событий — особенностью, уникальной для черных дыр. [180]

Аккреция материи

См. Также: Аккреционный диск.
Размытие рентгеновских лучей вблизи черной дыры ( NuSTAR ; 12 августа 2014 г.) [181]

Ввиду сохранения углового момента , [182] Газ, попадающий в гравитационную яму, созданную массивным объектом, обычно образует дискообразную структуру вокруг объекта. Впечатления художников, такие как сопутствующее изображение черной дыры с короной, обычно изображают черную дыру так, как если бы это было плоское космическое тело, скрывающее часть диска сразу за ним, но в действительности гравитационное линзирование сильно исказило бы изображение аккреционный диск. [183]

Внутри такого диска трение приведет к переносу углового момента наружу, позволяя веществу упасть дальше внутрь, тем самым высвобождая потенциальную энергию и повышая температуру газа. [184]

Когда аккрецирующим объектом является нейтронная звезда или черная дыра, газ во внутреннем аккреционном диске вращается на очень высоких скоростях из-за его близости к компактному объекту . Возникающее в результате трение настолько велико, что нагревает внутренний диск до температур, при которых он испускает огромное количество электромагнитного излучения (в основном рентгеновских лучей). Эти яркие источники рентгеновского излучения могут быть обнаружены телескопами. Этот процесс аккреции является одним из наиболее эффективных известных процессов производства энергии. До 40% остальной массы аккрецированного материала может излучаться в виде радиации. [184] При ядерном синтезе только около 0,7% остальной массы будет выделено в виде энергии. Во многих случаях аккреционные диски сопровождаются релятивистскими струями , испускающимися вдоль полюсов и уносящими большую часть энергии. Механизм создания этих струй в настоящее время недостаточно изучен, отчасти из-за недостаточности данных. [185]

Таким образом, многие из наиболее энергетических явлений во Вселенной объясняются аккрецией материи на черных дырах. В частности, активные ядра галактик и квазары считаются аккреционными дисками сверхмассивных черных дыр. [186] Аналогичным образом, рентгеновские двойные системы обычно считаются двойными звездными системами, в которых одна из двух звезд представляет собой компактный объект, аккрецирующий вещество от своего компаньона. [186] Было также высказано предположение, что некоторые сверхяркие источники рентгеновского излучения могут быть аккреционными дисками черных дыр промежуточной массы. [187]

Было замечено, что звезды разрываются приливными силами в непосредственной близости от сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик, что известно как событие приливного разрушения (TDE) . Часть материала разрушенной звезды образует аккреционный диск вокруг черной дыры, который излучает наблюдаемое электромагнитное излучение.

В ноябре 2011 года было сообщено о первом прямом наблюдении аккреционного диска квазара вокруг сверхмассивной черной дыры. [188] [189]

Рентгеновские двойные системы

Смотрите также: рентгеновский бинарный файл
. рентгеновской обсерваторией Чандра Изображение Лебедя X-1 , первого обнаруженного кандидата в сильные черные дыры, полученное

Рентгеновские двойные системы — это двойные звездные системы, излучающие большую часть своего излучения в рентгеновской части спектра. Обычно считается, что это рентгеновское излучение возникает, когда одна из звезд (компактный объект) аккумулирует вещество другой (обычной) звезды. Наличие в такой системе обычной звезды дает возможность изучить центральный объект и определить, может ли он быть черной дырой. [186]

Если такая система излучает сигналы, которые можно напрямую отследить до компактного объекта, она не может быть черной дырой. Однако отсутствие такого сигнала не исключает возможности того, что компактный объект является нейтронной звездой. Изучая звезду-компаньон, часто можно получить параметры орбиты системы и оценить массу компактного объекта. Если это намного больше предела Толмана-Оппенгеймера-Волкова (максимальная масса, которую звезда может иметь без коллапса), то объект не может быть нейтронной звездой и обычно считается черной дырой. [186]

Первый сильный кандидат на роль черной дыры, Лебедь X-1 , был открыт таким образом Чарльзом Томасом Болтоном . [190] Луиза Вебстер и Пол Мёрдин [191] в 1972 году. [192] [193] Некоторые сомнения оставались из-за неопределенностей, возникающих из-за того, что звезда-компаньон намного тяжелее кандидата в черную дыру. В настоящее время лучшие кандидаты на роль черных дыр находятся в классе рентгеновских двойных систем, называемых мягкими рентгеновскими транзиентами. В этом классе систем звезда-компаньон имеет относительно небольшую массу, что позволяет более точно оценить массу черной дыры. Эти системы активно излучают рентгеновские лучи всего несколько месяцев один раз в 10–50 лет. В период низкого рентгеновского излучения, называемого спокойствием, аккреционный диск чрезвычайно тусклый, что позволяет детально наблюдать звезду-компаньон в этот период. Одним из лучших таких кандидатов является V404 Cygni . [186]

Квазипериодические колебания
Основная статья: Квазипериодические колебания

Рентгеновское излучение аккреционных дисков иногда мерцает на определенных частотах. Эти сигналы называются квазипериодическими колебаниями и, как полагают, вызваны движением материала вдоль внутреннего края аккреционного диска (самая внутренняя стабильная круговая орбита). Таким образом, их частота связана с массой компактного объекта. Таким образом, их можно использовать в качестве альтернативного способа определения массы кандидатов в черные дыры. [194]

Галактические ядра

Смотрите также: Активное ядро ​​галактики.
Обнаружение необычно яркой рентгеновской вспышки от Стрельца А*, черной дыры в центре галактики Млечный Путь , 5   января 2015 г. [195]

Астрономы используют термин «активная галактика» для описания галактик с необычными характеристиками, такими как необычное излучение спектральных линий и очень сильное радиоизлучение. Теоретические и наблюдательные исследования показали, что активность в этих активных ядрах галактик (АЯГ) можно объяснить наличием сверхмассивных черных дыр, которые могут быть в миллионы раз массивнее звездных. Модели этих АЯГ состоят из центральной черной дыры, которая может быть в миллионы или миллиарды раз массивнее Солнца ; диск межзвездного газа и пыли, называемый аккреционным диском; и две струи, перпендикулярные аккреционному диску. [196] [197]

Хотя ожидается, что сверхмассивные черные дыры будут обнаружены в большинстве АЯГ, только ядра некоторых галактик были более тщательно изучены в попытках как идентифицировать, так и измерить фактические массы центральных кандидатов в сверхмассивные черные дыры. Некоторые из наиболее заметных галактик со сверхмассивными кандидатами в черные дыры включают Галактику Андромеды , M32 , M87 , NGC 3115 , NGC 3377 , NGC 4258 , NGC 4889 , NGC 1277 , OJ 287 , APM 08279+5255 и галактику Сомбреро . [198]

Сейчас широко признано, что в центре почти каждой галактики, не только активной, находится сверхмассивная черная дыра. [199] родительской галактики Тесная наблюдательная корреляция между массой этой дыры и дисперсией скоростей балджа , известная как соотношение M-сигма , убедительно свидетельствует о связи между образованием черной дыры и образованием самой галактики. [200]

Микролинзирование

Другой способ проверить природу объекта как черной дыры — это наблюдение эффектов, вызванных сильным гравитационным полем в его окрестностях. Одним из таких эффектов является гравитационное линзирование: деформация пространства-времени вокруг массивного объекта приводит к отклонению световых лучей, например, света, проходящего через оптическую линзу . Были проведены наблюдения за слабой гравитационной линзой, при которой световые лучи отклоняются всего на несколько угловых секунд . Микролинзирование происходит, когда источники неразрешены и наблюдатель видит небольшое просветление. В январе 2022 года астрономы сообщили о первом возможном обнаружении события микролинзирования изолированной черной дыры. [201]

Другой возможностью наблюдения гравитационного линзирования черной дыры было бы наблюдение за звездами, вращающимися вокруг черной дыры. Есть несколько кандидатов на такое наблюдение на орбите Стрельца А* . [202]

Альтернативы

См. также: Экзотическая звезда

Доказательства существования звездных черных дыр во многом основаны на существовании верхнего предела массы нейтронной звезды. Размер этого предела сильно зависит от предположений, сделанных о свойствах плотной материи. Новые экзотические фазы материи могут расширить эту границу. [186] Фаза свободных кварков с высокой плотностью может позволить существование плотных кварковых звезд. [203] а некоторые суперсимметричные модели предсказывают существование Q-звезд . [204] Некоторые расширения стандартной модели постулируют существование преонов как фундаментальных строительных блоков кварков и лептонов , которые гипотетически могут образовывать преонные звезды . [205] Эти гипотетические модели потенциально могли бы объяснить ряд наблюдений звездных кандидатов в черные дыры. Однако из аргументов общей теории относительности можно показать, что любой такой объект будет иметь максимальную массу. [186]

Поскольку средняя плотность черной дыры внутри ее радиуса Шварцшильда обратно пропорциональна квадрату ее массы, сверхмассивные черные дыры гораздо менее плотны, чем звездные черные дыры. Средняя плотность 10 8  Черная дыра M ☉ сравнима с водой. [186] Следовательно, физика материи, образующей сверхмассивную черную дыру, гораздо лучше понята, а возможные альтернативные объяснения наблюдений сверхмассивной черной дыры гораздо более приземлены. Например, сверхмассивную черную дыру можно смоделировать большим скоплением очень темных объектов. Однако такие альтернативы обычно недостаточно стабильны, чтобы объяснить кандидатов в сверхмассивные черные дыры. [186]

Доказательства существования звездных и сверхмассивных черных дыр подразумевают, что для того, чтобы черные дыры не образовались, общая теория относительности должна потерпеть неудачу как теория гравитации, возможно, из-за появления квантово-механических поправок. Долгожданная особенность теории квантовой гравитации заключается в том, что в ней не будет сингулярностей или горизонтов событий, и, следовательно, черные дыры не будут настоящими артефактами. [206] Например, в нечеткого шара модели [207] Согласно теории струн , отдельные состояния решения черной дыры обычно не имеют горизонта событий или сингулярности, но для классического/полуклассического наблюдателя статистическое среднее таких состояний выглядит так же, как обычная черная дыра, как это следует из общей теории относительности. [208]

Было высказано предположение, что несколько теоретических объектов совпадают с наблюдениями за астрономическими кандидатами в черные дыры идентично или почти идентично. [175] но которые функционируют через другой механизм. К ним относятся гравастар , [209] звезда черная , [210] связанный нестар [211] и звезда темной энергии . [212]

Открытые вопросы

Энтропия и термодинамика

Дополнительная информация: Термодинамика черной дыры и граница Бекенштейна.
С = 1 / 4 с 3 к / Для А
Формула энтропии Бекенштейна-Хокинга ( S ) черной дыры, которая зависит от площади черной дыры ( A ). Константы — это скорость света ( c ), постоянная Больцмана ( k ), постоянная Ньютона ( G ) и приведенная постоянная Планка ( ħ ). В планковских единицах это сводится к S = А / 4 .

В 1971 году Хокинг показал в общих условиях [Примечание 5] что общая площадь горизонтов событий любой группы классических черных дыр никогда не может уменьшиться, даже если они столкнутся и слиться. [213] Этот результат, ныне известный как второй закон механики черных дыр , удивительно похож на второй закон термодинамики , который утверждает, что полная энтропия изолированной системы никогда не может уменьшаться. Как и в случае с классическими объектами при абсолютной нулевой температуре, предполагалось, что черные дыры имеют нулевую энтропию. Если бы это было так, второй закон термодинамики был бы нарушен из-за попадания насыщенной энтропией материи в черную дыру, что привело бы к уменьшению общей энтропии Вселенной. Поэтому Бекенштейн предположил, что энтропия черной дыры должна быть пропорциональна площади ее горизонта. [214]

Связь с законами термодинамики еще больше усилилась после открытия Хокингом в 1974 году того, что квантовая теория поля предсказывает, что черная дыра излучает излучение черного тела при постоянной температуре. По-видимому, это приводит к нарушению второго закона механики черной дыры, поскольку излучение уносит энергию из черной дыры, заставляя ее сжиматься. Излучение уносит также энтропию, и при общих предположениях можно доказать, что сумма энтропии материи, окружающей черную дыру, и четверти площади горизонта, измеренная в планковских единицах, на самом деле всегда увеличивается. Это позволяет сформулировать первый закон механики черных дыр как аналог первого закона термодинамики , где масса действует как энергия, поверхностная гравитация — как температура, а площадь — как энтропия. [214]

Одна загадочная особенность заключается в том, что энтропия черной дыры зависит от ее площади, а не от ее объема, поскольку энтропия обычно представляет собой обширную величину , которая линейно масштабируется с объемом системы. Это странное свойство побудило Джерарда 'т Хоофта и Леонарда Зюскинда предложить голографический принцип , который предполагает, что все, что происходит в пространстве-времени, может быть описано с помощью данных на границе этого объема. [215]

Хотя общую теорию относительности можно использовать для полуклассического расчета энтропии черной дыры, такая ситуация теоретически неудовлетворительна. В статистической механике под энтропией понимают подсчет числа микроскопических конфигураций системы, обладающих одинаковыми макроскопическими качествами, такими как масса, заряд, давление и т. д. Без удовлетворительной теории квантовой гравитации невозможно выполнить такое вычисление для черного цвета. отверстия. Некоторый прогресс был достигнут в различных подходах к квантовой гравитации. В 1995 году Эндрю Стромингер и Камран Вафа показали, что подсчет микросостояний конкретной суперсимметричной черной дыры в теории струн воспроизводит энтропию Бекенштейна – Хокинга. [216] С тех пор аналогичные результаты были получены для различных черных дыр как в теории струн, так и в других подходах к квантовой гравитации, таких как петлевая квантовая гравитация . [217]

Парадокс потери информации

Основная статья: Информационный парадокс черной дыры
Нерешенная задача по физике :

Теряется ли физическая информация в черных дырах?

(еще нерешенные задачи по физике)

Поскольку черная дыра имеет лишь несколько внутренних параметров, большая часть информации о материи, из которой образовалась черная дыра, теряется. Независимо от типа материи, попадающей в черную дыру, оказывается, что сохраняется только информация, касающаяся полной массы, заряда и углового момента. Пока считалось, что черные дыры существуют вечно, эта потеря информации не так уж проблематична, поскольку информацию можно рассматривать как существующую внутри черной дыры, недоступную извне, но представленную на горизонте событий в соответствии с голографическим принципом. Однако черные дыры медленно испаряются, испуская излучение Хокинга. Похоже, что это излучение не несет никакой дополнительной информации о материи, из которой образовалась черная дыра, а это означает, что эта информация, похоже, исчезла навсегда. [218]

Вопрос о том, действительно ли информация теряется в черных дырах ( информационный парадокс черной дыры ), разделил сообщество теоретической физики. В квантовой механике потеря информации соответствует нарушению свойства, называемого унитарностью , и утверждалось, что потеря унитарности также будет означать нарушение закона сохранения энергии. [219] хотя это также оспаривается. [220] За последние годы появились доказательства того, что информация и унитарность действительно сохраняются при полной квантово-гравитационной трактовке проблемы. [221]

Одна из попыток разрешить информационный парадокс черной дыры известна как дополнительность черной дыры . В 2012 году был введен « парадокс межсетевого экрана » с целью продемонстрировать, что дополнительность черных дыр не может решить информационный парадокс. Согласно квантовой теории поля в искривленном пространстве-времени , в одном излучении Хокинга участвуют две взаимно запутанные частицы. Исходящая частица ускользает и испускается как квант излучения Хокинга; падающая частица поглощается черной дырой. Предположим, что черная дыра образовалась в течение конечного времени в прошлом и полностью испарится через какое-то конечное время в будущем. Тогда он будет излучать лишь ограниченное количество информации, закодированной в его излучении Хокинга. Согласно исследованиям таких физиков, как Дон Пейдж [222] [223] и Леонарда Сасскинда, в конечном итоге наступит момент, когда улетающая частица должна будет запутаться со всем излучением Хокинга, которое ранее излучала черная дыра.

По-видимому, это создает парадокс: принцип, называемый « моногамия запутанности », требует, чтобы, как и в любой квантовой системе, выходящая частица не могла быть полностью запутана с двумя другими системами одновременно; однако здесь вылетающая частица кажется запутанной как с падающей частицей, так и независимо с прошлым излучением Хокинга. [224] Чтобы разрешить это противоречие, физики в конечном итоге могут быть вынуждены отказаться от одного из трех проверенных временем принципов: принципа эквивалентности Эйнштейна, унитарности или локальной квантовой теории поля. Одно из возможных решений, которое нарушает принцип эквивалентности, состоит в том, что «брандмауэр» уничтожает входящие частицы на горизонте событий. [225] В целом, от какого из этих предположений следует отказаться (если таковые имеются) остается предметом споров. [220]

См. также

Примечания

  1. ^ Значение сДж/GM 2 может превышать   1 для объектов, отличных от черных дыр. Наибольшее известное значение для нейтронной звезды составляет ≤ 0,4, и обычно используемые уравнения состояния ограничивают это значение до <0,7. [80]
  2. ^ (Внешний) радиус горизонта событий масштабируется как:
  3. ^ Множество возможных путей, или, точнее, будущий световой конус , содержащий все возможные мировые линии (на этой диаграмме световой конус представлен V-образной областью, ограниченной стрелками, обозначающими мировые линии световых лучей), наклоняется таким образом в Координаты Эддингтона – Финкельштейна (диаграмма представляет собой «мультяшную» версию координатной диаграммы Эддингтона – Финкельштейна), но в других координатах световые конусы не наклонены таким образом, например, в координатах Шварцшильда они сужаются без наклона по мере приближения к событию. горизонте, а в координатах Крускала–Секереша световые конусы вообще не меняют форму и ориентацию. [83]
  4. ^ Это верно только для четырехмерного пространства-времени. В более высоких измерениях более сложные топологии горизонта, такие как черное кольцо . возможны [95] [96]
  5. ^ В частности, он предположил, что вся материя удовлетворяет условию слабой энергии .

Ссылки

  1. ^ Олдхэм, LJ; Оже, МВт (март 2016 г.). «Структура галактики по множественным трассерам - II. M87 от масштабов парсека до мегапарсека». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 457 (1): 421–439. arXiv : 1601.01323 . Бибкод : 2016MNRAS.457..421O . дои : 10.1093/mnras/stv2982 . S2CID   119166670 .
  2. ^ Уолд 1984 , стр. 299–300.
  3. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Уолд, Р.М. (1997). «Гравитационный коллапс и космическая цензура». Ин Айер, БР; Бхавал, Б. (ред.). Черные дыры, гравитационное излучение и Вселенная . Дордрехт: Спрингер. стр. 69–86. arXiv : gr-qc/9710068 . дои : 10.1007/978-94-017-0934-7 . ISBN  978-9401709347 .
  4. ^ До свидания, Деннис (8 июня 2015 г.). «Охотники за черными дырами» . НАСА . Архивировано из оригинала 9 июня 2015 года . Проверено 8 июня 2015 г.
  5. ^ Гамильтон, А. «Путешествие в черную дыру Шварцшильда» . jila.colorado.edu . Архивировано из оригинала 3 сентября 2019 года . Проверено 28 июня 2020 г.
  6. ^ Шютц, Бернард Ф. (2003). Гравитация с нуля . Издательство Кембриджского университета. п. 110. ИСБН  978-0-521-45506-0 . Архивировано из оригинала 2 декабря 2016 года.
  7. ^ Дэвис, PCW (1978). «Термодинамика черных дыр» (PDF) . Отчеты о прогрессе в физике . 41 (8): 1313–1355. Бибкод : 1978RPPh...41.1313D . дои : 10.1088/0034-4885/41/8/004 . S2CID   250916407 . Архивировано из оригинала (PDF) 10 мая 2013 года.
  8. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Монтгомери, Колин; Орчистон, Уэйн; Уиттингем, Ян (2009). «Мичелл, Лаплас и происхождение концепции черной дыры» (PDF) . Журнал астрономической истории и наследия . 12 (2): 90–96. Бибкод : 2009JAHH...12...90M . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2009.02.01 . S2CID   55890996 .
  9. ^ Вебстер, Б. Луиза; Мердин, Пол (1972), «Лебедь X-1 — спектроскопическая двойная система с тяжелым спутником?», Nature , 235 (5332): 37–38, Бибкод : 1972Natur.235...37W , doi : 10.1038/235037a0 , S2CID   4195462
  10. ^ Болтон, Коннектикут (1972), «Идентификация Cygnus X-1 с HDE 226868», Nature , 235 (5336): 271–273, Bibcode : 1972Natur.235..271B , doi : 10.1038/235271b0 , S2CID   4222070
  11. ^ Клери Д. (2020). «Черные дыры, захваченные в процессе поглощения звезд». Наука . 367 (6477): 495. Бибкод : 2020Sci...367..495C . дои : 10.1126/science.367.6477.495 . ПМИД   32001633 . S2CID   210984462 .
  12. ^ Мичелл, Дж. (1784). «О способах обнаружения расстояния, величины и т. д. неподвижных звезд вследствие уменьшения скорости их света в случае, если такое уменьшение должно иметь место в любой из них, и о других подобных данных» Должны быть получены из наблюдений, поскольку это будет в дальнейшем необходимо для этой цели» . Философские труды Королевского общества . 74 : 35–57. Бибкод : 1784RSPT...74...35M . дои : 10.1098/rstl.1784.0008 . JSTOR   106576 .
  13. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Торн 1994 , стр. 123–124.
  14. ^ Слейтер, Элизабет М.; Слейтер, Генри С. (1992). Световая и электронная микроскопия . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-33948-3 . Архивировано из оригинала 30 ноября 2017 года.
  15. ^ Красс, Институт астрономии – проект Д. Р. Уилкинса и С. Дж. «Свет, выходящий из черных дыр» . www.ast.cam.ac.uk. ​ Архивировано из оригинала 6 июля 2019 года . Проверено 10 марта 2018 г.
  16. ^ Леви, Адам (11 января 2021 г.). «Как черные дыры превратились из теории в реальность» . Знающий журнал . doi : 10.1146/knowable-010921-1 . Проверено 25 марта 2022 г.
  17. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Шварцшильд, К. (1916). «О гравитационном поле точки массы по теории Эйнштейна» . Труды Королевской прусской академии наук . 7 : 189-196. Бибкод : 1916SPAW.......189S .
  18. ^ Дросте, Дж. (1917). «О поле одного центра в теории гравитации Эйнштейна и движении частицы в этом поле» (PDF) . Труды Королевской академии Амстердама . 19 (1): 197–215. Архивировано из оригинала (PDF) 18 мая 2013 года . Проверено 16 сентября 2012 г.
  19. ^ Кокс, Эй Джей (1992). «Общая теория относительности в Нидерландах: 1915–1920» . В Эйзенштадте, Жан; Кокс, Эй Джей (ред.). Исследования по истории общей теории относительности . Биркхойзер. п. 41. ИСБН  978-0-8176-3479-7 . Архивировано из оригинала 10 августа 2016 года . Проверено 23 февраля 2016 г.
  20. ^ 'т Хоофт, Г. (2009). «Введение в теорию черных дыр» (PDF) . Институт теоретической физики/Институт Спинозы. стр. 47–48. Архивировано из оригинала (PDF) 21 мая 2009 года . Проверено 24 июня 2010 г.
  21. ^ Эддингтон, Артур (1926). Внутренняя конституция звезд . Наука. Том. 52. Издательство Кембриджского университета. стр. 233–40. Бибкод : 1920Sci....52..233E . дои : 10.1126/science.52.1341.233 . ISBN  978-0-521-33708-3 . ПМИД   17747682 . Архивировано из оригинала 11 августа 2016 года.
  22. ^ Торн, Кип С.; Хокинг, Стивен (1994). Черные дыры и деформации времени: возмутительное наследие Эйнштейна . WW Нортон и компания. стр. 134–135 . ISBN  978-0-393-31276-8 . Проверено 12 апреля 2019 г. Первым выводом была ньютоновская версия света, не ускользающего; второе было полуточным, релятивистским описанием; а третья была типичной гиперболой Эддингтона   ... когда звезда размером с критическую окружность, кривизна сильная, но не бесконечная, и пространство определенно не обертывается вокруг звезды. Эддингтон, возможно, знал об этом, но его описание составило хорошую историю и причудливым образом передало дух шварцшильдовской кривизны пространства-времени».
  23. ^ Венкатараман, Г. (1992). Чандрасекар и его предел . Университетская пресса. п. 89. ИСБН  978-81-7371-035-3 . Архивировано из оригинала 11 августа 2016 года.
  24. ^ Детвейлер, С. (1981). «Ресурсное письмо BH-1: Черные дыры». Американский журнал физики . 49 (5): 394–400. Бибкод : 1981AmJPh..49..394D . дои : 10.1119/1.12686 .
  25. ^ Харпас, А. (1994). Звездная эволюция . АК Петерс . п. 105. ИСБН  978-1-56881-012-6 . Архивировано из оригинала 11 августа 2016 года.
  26. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Оппенгеймер-младший ; Волков, Г.М. (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Физический обзор . 55 (4): 374–381. Бибкод : 1939PhRv...55..374O . дои : 10.1103/PhysRev.55.374 .
  27. ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Бибкод : 1996A&A...305..871B .
  28. ^ Чо, А. (16 февраля 2018 г.). «Для нейтронных звезд возникает предел веса». Наука . 359 (6377): 724–725. Бибкод : 2018Sci...359..724C . дои : 10.1126/science.359.6377.724 . ПМИД   29449468 .
  29. ^ Маргалит, Б.; Мецгер, Б.Д. (1 декабря 2017 г.). «Ограничение максимальной массы нейтронных звезд по результатам наблюдений GW170817 с несколькими мессенджерами» . Астрофизический журнал . 850 (2): Л19. arXiv : 1710.05938 . Бибкод : 2017ApJ...850L..19M . дои : 10.3847/2041-8213/aa991c . S2CID   119342447 .
  30. ^ Сибата, М.; Фудзибаяси, С.; Хотокезака, К.; Киучи, К.; Кютоку, К.; Секигути, Ю.; Танака, М. (22 декабря 2017 г.). «Моделирование GW170817 на основе численной теории относительности и ее последствий». Физический обзор D . 96 (12): 123012. arXiv : 1710.07579 . Бибкод : 2017PhRvD..96l3012S . дои : 10.1103/PhysRevD.96.123012 . S2CID   119206732 .
  31. ^ Руис, М.; Шапиро, СЛ; Цокарос, А. (11 января 2018 г.). «GW170817, общерелятивистское магнитогидродинамическое моделирование и максимальная масса нейтронной звезды» . Физический обзор D . 97 (2): 021501. arXiv : 1711.00473 . Бибкод : 2018PhRvD..97b1501R . doi : 10.1103/PhysRevD.97.021501 . ПМК   6036631 . ПМИД   30003183 .
  32. ^ Резцолла, Л.; Мост, скорая помощь; Вей, ЛР (9 января 2018 г.). «Использование гравитационно-волновых наблюдений и квазиуниверсальных соотношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд» . Астрофизический журнал . 852 (2): Л25. arXiv : 1711.00314 . Бибкод : 2018ApJ...852L..25R . дои : 10.3847/2041-8213/aaa401 . S2CID   119359694 .
  33. ^ Руффини, Р .; Уилер, Дж. А. (1971). «Представляем черную дыру» (PDF) . Физика сегодня . 24 (1): 30–41. Бибкод : 1971PhT....24a..30R . дои : 10.1063/1.3022513 . Архивировано из оригинала (PDF) 25 июля 2011 года . Проверено 5 декабря 2009 г.
  34. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Бернштейн, Джереми (2007). «Неохотный отец черных дыр» . Научный американец . 17 : 4–11. doi : 10.1038/scientificamerican0407-4sp . Проверено 3 августа 2023 г.
  35. ^ Оппенгеймер-младший; Снайдер, Х. (1939). «О продолжающемся гравитационном сжатии» . Физический обзор . 56 (5): 455–459. Бибкод : 1939PhRv...56..455O . дои : 10.1103/PhysRev.56.455 .
  36. ^ Финкельштейн, Д. (1958). «Асимметрия прошлого-будущего гравитационного поля точечной частицы». Физический обзор . 110 (4): 965–967. Бибкод : 1958PhRv..110..965F . дои : 10.1103/PhysRev.110.965 .
  37. ^ Краскал, М. (1960). «Максимальное расширение метрики Шварцшильда». Физический обзор . 119 (5): 1743. Бибкод : 1960PhRv..119.1743K . дои : 10.1103/PhysRev.119.1743 .
  38. ^ Хьюиш, А .; и др. (1968). «Наблюдение быстро пульсирующего радиоисточника». Природа . 217 (5130): 709–713. Бибкод : 1968Natur.217..709H . дои : 10.1038/217709a0 . S2CID   4277613 .
  39. ^ Пилкингтон, JDH; и др. (1968). «Наблюдения за некоторыми другими источниками импульсного радио». Природа . 218 (5137): 126–129. Бибкод : 1968Natur.218..126P . дои : 10.1038/218126a0 . S2CID   4253103 .
  40. ^ Хьюиш, А. (1970). «Пульсары». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 8 (1): 265–296. Бибкод : 1970ARA&A...8..265H . дои : 10.1146/annurev.aa.08.090170.001405 .
  41. ^ Буассоно, Лотарингия (28 февраля 2018 г.). «Пятьдесят лет назад открытие аспиранта изменило курс астрофизики» . Смитсоновский журнал . Проверено 22 декабря 2023 г.
  42. ^ Ньюман, ET ; и др. (1965). «Метрика вращающейся заряженной массы». Журнал математической физики . 6 (6): 918. Бибкод : 1965JMP.....6..918N . дои : 10.1063/1.1704351 .
  43. ^ Израиль, В. (1967). «Горизонты событий в статическом вакуумном пространстве-времени». Физический обзор . 164 (5): 1776. Бибкод : 1967PhRv..164.1776I . дои : 10.1103/PhysRev.164.1776 .
  44. ^ Картер, Б. (1971). «Осесимметричная черная дыра имеет только две степени свободы». Письма о физических отзывах . 26 (6): 331. Бибкод : 1971PhRvL..26..331C . doi : 10.1103/PhysRevLett.26.331 .
  45. ^ Картер, Б. (1977). «Теорема единственности вакуумной черной дыры и ее возможные обобщения». Материалы 1-го совещания Марселя Гроссмана по общей теории относительности . стр. 243–254.
  46. ^ Робинсон, Д. (1975). «Уникальность черной дыры Керра». Письма о физических отзывах . 34 (14): 905. Бибкод : 1975PhRvL..34..905R . doi : 10.1103/PhysRevLett.34.905 .
  47. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Хойслер, М. (2012). «Стационарные черные дыры: уникальность и не только» . Живые обзоры в теории относительности . 15 (7): 7. arXiv : 1205.6112 . Бибкод : 2012LRR....15....7C . дои : 10.12942/lrr-2012-7 . ПМЦ   5255892 . ПМИД   28179837 .
  48. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Пенроуз, Р. (1965). «Гравитационный коллапс и особенности пространства-времени» (PDF) . Письма о физических отзывах . 14 (3): 57. Бибкод : 1965PhRvL..14...57P . doi : 10.1103/PhysRevLett.14.57 . S2CID   116755736 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 октября 2020 года.
  49. ^ Форд, Л.Х. (2003). «Классические теоремы о сингулярности и их квантовые лазейки». Международный журнал теоретической физики . 42 (6): 1219–1227. arXiv : gr-qc/0301045 . Бибкод : 2003gr.qc.....1045F . дои : 10.1023/A:1025754515197 . S2CID   14404560 .
  50. ^ «Нобелевская премия по физике 2020» . NobelPrize.org . Архивировано из оригинала 24 апреля 2021 года . Проверено 8 октября 2020 г.
  51. ^ Ролстон, Брюс (10 ноября 1997 г.), Первая черная дыра , Университет Торонто, заархивировано из оригинала 7 марта 2008 г. , получено 11 марта 2008 г.
  52. ^ Шипман, Х.Л.; Ю, З; Ду, Ю.В. (1975), «Неправдоподобная история моделей тройных звезд Лебедя X-1. Доказательства существования черной дыры», Astrophysical Letters , 16 (1): 9–12, Бибкод : 1975ApL....16... .9S , doi : 10.1016/S0304-8853(99)00384-4
  53. ^ Бардин, Дж. М. ; Картер, Б .; Хокинг, Юго-Запад (1973). «Четыре закона механики черных дыр» . Связь в математической физике . 31 (2): 161–170. Бибкод : 1973CMaPh..31..161B . дои : 10.1007/BF01645742 . МР   0334798 . S2CID   54690354 . Збл   1125.83309 . Архивировано из оригинала 16 мая 2020 года . Проверено 4 июня 2021 г.
  54. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Хокинг, Юго-Запад (1974). «Взрывы черных дыр?». Природа . 248 (5443): 30–31. Бибкод : 1974Natur.248...30H . дои : 10.1038/248030a0 . S2CID   4290107 .
  55. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Эбботт, BP; и др. (2016). «Наблюдение гравитационных волн в результате слияния двойных черных дыр». Физ. Преподобный Летт. 116 (6): 061102.arXiv : 1602.03837 . Бибкод : 2016PhRvL.116f1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102 . ПМИД   26918975 . S2CID   124959784 .
  56. ^ Телескоп горизонта событий, (2019). «Первые результаты телескопа горизонта событий M87. I. Тень сверхмассивной черной дыры» . Астрофизический журнал . 875 (1): Л1. arXiv : 1906.11238 . Бибкод : 2019ApJ...875L...1E . дои : 10.3847/2041-8213/ab0ec7 . S2CID   145906806 .
  57. ^ Бауман, Кэтрин Л .; Джонсон, Майкл Д.; Зоран, Дэниел; Фиш, Винсент Л.; Долеман, Шеперд С.; Фриман, Уильям Т. (2016). «Вычислительная визуализация для реконструкции РСДБ-изображений». Конференция IEEE 2016 по компьютерному зрению и распознаванию образов (CVPR) . стр. 913–922. arXiv : 1512.01413 . дои : 10.1109/CVPR.2016.105 . hdl : 1721.1/103077 . ISBN  978-1-4673-8851-1 . S2CID   9085016 .
  58. ^ Гардинер, Эйдан (12 апреля 2018 г.). «Когда черная дыра, наконец, обнаруживает себя, нам поможет наш собственный космический репортер – в среду астрономы объявили, что они сделали первое изображение черной дыры. Деннис Овербай из «Таймс» отвечает на вопросы читателей» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 15 апреля 2019 г.
  59. ^ Эль-Бадри, Карим; Рикс, Ханс-Вальтер; Куаерт, Элиот; Ховард, Эндрю В.; Исааксон, Ховард; Фуллер, Джим; Хокинс, Кейт; Брейвик, Кейтлин; Вонг, Казе В.К.; Родригес, Антонио К.; Конрой, Чарли; Шахаф, Сахар; Мазе, Цеви; Ареноу, Фредерик; Бердж, Кевин Б.; Баши, Долев; Файглер, Симхон; Вайс, Дэниел Р.; Сибургер, Рис; Монтер, Сильвия Алмада; Войно, Дженнифер (2023). «Звезда, подобная Солнцу, вращающаяся вокруг черной дыры». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 518 : 1057–1085. arXiv : 2209.06833 . дои : 10.1093/mnras/stac3140 .
  60. ^ «Инструмент ESO обнаружил ближайшую к Земле черную дыру» . Европейская южная обсерватория . 6 мая 2020 года. Архивировано из оригинала 6 мая 2020 года . Проверено 2 апреля 2021 г.
  61. ^ Миллс, Вирджиния (4 июня 2019 г.). «Черные дыры: кто их не увидел первым?» . Королевское общество . Проверено 21 июля 2022 г.
  62. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б «Марсия Бартусяк из MIT о понимании нашего места во Вселенной» . www.wbur.org . 9 октября 2018 года. Архивировано из оригинала 12 апреля 2019 года . Проверено 12 апреля 2019 г.
  63. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Зигфрид, Том (23 декабря 2013 г.). «50 лет спустя трудно сказать, кто дал имя черным дырам» . Новости науки . Архивировано из оригинала 9 марта 2017 года . Проверено 24 сентября 2017 г. Похоже, что ярлык «черная дыра» также обсуждался в январе 1964 года в Кливленде на собрании Американской ассоциации содействия развитию науки. Репортер Science News Letter Энн Юинг сообщила об этой встрече, описывая, как интенсивное гравитационное поле может заставить звезду коллапсировать сама на себя. «Такая звезда затем образует «черную дыру» во Вселенной», — написал Юинг.
  64. ^ Браун, Эмма (3 августа 2010 г.). «Энн Э. Юинг, журналистка, впервые сообщила о черных дырах» . Бостон.com . Архивировано из оригинала 24 сентября 2017 года . Проверено 24 сентября 2017 г.
  65. ^ «Физик-новатор Джон Уилер умер в возрасте 96 лет» . Научный американец . Архивировано из оригинала 28 ноября 2016 года . Проверено 27 ноября 2016 г.
  66. ^ Прощай, Деннис (14 апреля 2008 г.). «Джон А. Уилер, физик, придумавший термин «черная дыра», умер в возрасте 96 лет» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 22 ноября 2016 года . Проверено 27 ноября 2016 г.
  67. ^ Кэрролл 2004 , с. 253
  68. ^ Рейнольдс, Кристофер С. (январь 2019 г.). «Наблюдение вращения черных дыр» . Природная астрономия . 3 (1): 41–47. arXiv : 1903.11704 . Бибкод : 2019НатАс...3...41Р . дои : 10.1038/s41550-018-0665-z . ISSN   2397-3366 . S2CID   85543351 . Архивировано из оригинала 18 ноября 2020 года . Проверено 21 августа 2020 г.
  69. ^ Торн, Канзас ; Прайс, Р.Х. (1986). Черные дыры: мембранная парадигма . Издательство Йельского университета. ISBN  978-0-300-03770-8 .
  70. ^ Андерсон, Уоррен Г. (1996). «Проблема потери информации о черной дыре» . Usenet Часто задаваемые вопросы по физике . Архивировано из оригинала 22 января 2009 года . Проверено 24 марта 2009 г.
  71. ^ Прескилл, Дж. (21 октября 1994 г.). Черные дыры и информация: кризис квантовой физики (PDF) . Теоретический семинар Калифорнийского технологического института. Архивировано из оригинала (PDF) 18 мая 2008 года . Проверено 17 мая 2009 г.
  72. ^ Андерсон, Уоррен Г. (1996). «Проблема потери информации о черной дыре» . Usenet Часто задаваемые вопросы по физике . Архивировано из оригинала 22 января 2009 года . Проверено 24 марта 2009 г.
  73. ^ Прескилл, Дж. (21 октября 1994 г.). Черные дыры и информация: кризис квантовой физики (PDF) . Теоретический семинар Калифорнийского технологического института. Архивировано из оригинала (PDF) 18 мая 2008 года . Проверено 17 мая 2009 г.
  74. ^ Хокинг и Эллис, 1973 , Приложение B.
  75. ^ Сидс, Майкл А.; Бэкман, Дана Э. (2007). Перспективы астрономии . Cengage Обучение. п. 167. ИСБН  978-0-495-11352-2 . Архивировано из оригинала 10 августа 2016 года.
  76. ^ Шапиро, СЛ; Теукольский С.А. (1983). Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов . Джон Уайли и сыновья. п. 357. ИСБН  978-0-471-87316-7 .
  77. ^ Бергер, Б.К. (2002). «Численные подходы к особенностям пространства-времени» . Живые обзоры в теории относительности . 5 (1): 2002–1. arXiv : gr-qc/0201056 . Бибкод : 2002LRR.....5....1B . дои : 10.12942/lrr-2002-1 . ПМК   5256073 . ПМИД   28179859 .
  78. ^ МакКлинток, Дж. Э.; Шафи, Р.; Нараян, Р.; Ремиллард, РА; Дэвис, Юго-Запад; Ли, Л.-Х. (2006). «Вращение почти экстремальной черной дыры Керра GRS 1915+105». Астрофизический журнал . 652 (1): 518–539. arXiv : astro-ph/0606076 . Бибкод : 2006ApJ...652..518M . дои : 10.1086/508457 . S2CID   1762307 .
  79. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Эбботт, BP; и др. ( Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo ) (1 июня 2017 г.). «GW170104: Наблюдение слияния двойных черных дыр с массой 50 солнечных при красном смещении 0,2». Письма о физических отзывах . 118 (22): 221101. arXiv : 1706.01812 . Бибкод : 2017PhRvL.118v1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.118.221101 . ПМИД   28621973 . S2CID   206291714 .
  80. ^ Эбботт, BP; и др. ( Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo ) (16 октября 2017 г.). «GW170817: Наблюдение гравитационных волн от спирали двойной нейтронной звезды». Письма о физических отзывах . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Бибкод : 2017PhRvL.119p1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.119.161101 . ПМИД   29099225 . S2CID   217163611 .
  81. ^ Уолд 1984 , стр. 124–125.
  82. ^ Саа, Альберто; Сантарелли, Рафаэль (18 июля 2011 г.). «Уничтожение почти экстремальной черной дыры Керра – Ньюмана». Физический обзор D . 84 (2): 027501. arXiv : 1105.3950 . Бибкод : 2011PhRvD..84b7501S . doi : 10.1103/PhysRevD.84.027501 . S2CID   118487989 .
  83. ^ Миснер, Торн и Уиллер 1973 , с. 848
  84. ^ Дэвис, Пол (1992). Новая физика (иллюстрированное издание). Издательство Кембриджского университета. п. 26. ISBN  978-0-521-43831-5 . Архивировано из оригинала 17 августа 2021 года . Проверено 25 сентября 2020 г. Отрывок из страницы 26. Архивировано 15 августа 2021 г. в Wayback Machine.
  85. ^ Флейш, Дэниел; Крегенов, Юлия (2013). Руководство для студентов по математике астрономии (иллюстрированное издание). Издательство Кембриджского университета. п. 168. ИСБН  978-1-107-03494-5 . Архивировано из оригинала 17 августа 2021 года . Проверено 25 сентября 2020 г. Отрывок страницы 168. Архивировано 17 августа 2021 г. в Wayback Machine.
  86. ^ Уиллер 2007 , с. 179
  87. ^ Кэрролл 2004 , гл. 5.4 и 7.3
  88. ^ «Сингулярности и черные дыры > Световые конусы и причинная структура» . plato.stanford.edu . Стэнфордская энциклопедия философии . Архивировано из оригинала 17 мая 2019 года . Проверено 11 марта 2018 г.
  89. ^ Кэрролл 2004 , с. 217
  90. ^ Кэрролл 2004 , с. 218
  91. ^ «Внутри черной дыры» . Познание Вселенной и ее тайн . Архивировано из оригинала 23 апреля 2009 года . Проверено 26 марта 2009 г.
  92. ^ «Что с тобой произойдет, если ты упадешь в черную дыру» . math.ucr.edu . Джон Баэз . Архивировано из оригинала 13 февраля 2019 года . Проверено 11 марта 2018 г.
  93. ^ Кэрролл 2004 , с. 222
  94. ^ «Смотреть: Три способа, которыми астронавт может упасть в черную дыру» . 1 февраля 2014 г. Архивировано из оригинала 15 апреля 2019 г. . Проверено 13 марта 2018 г.
  95. ^ Эмпаран, Р.; Реалл, HS (2008). «Черные дыры в высших измерениях» . Живые обзоры в теории относительности . 11 (6): 6. arXiv : 0801.3471 . Бибкод : 2008LRR....11....6E . дои : 10.12942/lrr-2008-6 . ПМК   5253845 . ПМИД   28163607 .
  96. ^ Оберс, Н.А. (2009). Папантонопулос, Элефтериос (ред.). Физика черных дыр (PDF) . Конспект лекций по физике. Том. 769. Берлин, Гейдельберг. стр. 211–258. arXiv : 0802.0519 . Бибкод : 2009ЛНП...769.....П . дои : 10.1007/978-3-540-88460-6 . ISBN  978-3-540-88459-0 . Архивировано (PDF) из оригинала 26 июля 2018 года . Проверено 27 июля 2018 г. {{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  97. ^ Хокинг и Эллис 1973 , гл. 9.3
  98. ^ Смарр, Л. (1973). «Поверхностная геометрия заряженных вращающихся черных дыр». Физический обзор D . 7 (2): 289–295. Бибкод : 1973PhRvD...7..289S . дои : 10.1103/PhysRevD.7.289 .
  99. ^ Виссер, М. (22 января 2009 г.). «Пространство-время Керра: краткое введение». В Уилтшире, ДЛ; Виссер, М.; Скотт, С.М. (ред.). Пространство-время Керра: вращающиеся черные дыры в общей теории относительности . Издательство Кембриджского университета. arXiv : 0706.0622 . ISBN  978-052188512-6 . Архивировано из оригинала 20 мая 2020 года . Проверено 12 января 2020 г.
  100. ^ Дельгадо, JFM; Эрдейро, ЦАР; Раду, Э. (2018). «Геометрия горизонта для черных дыр Керра с синхронизированными волосами». Физический обзор D . 97 (12): 124012. arXiv : 1804.04910 . Бибкод : 2018PhRvD..97l4012D . дои : 10.1103/PhysRevD.97.124012 . hdl : 10773/24121 . S2CID   55732213 .
  101. ^ Кэрролл 2004 , с. 205
  102. ^ Кэрролл 2004 , стр. 264–265.
  103. ^ Кэрролл 2004 , с. 252
  104. ^ «Размеры черных дыр? Насколько велика черная дыра?» . Небо и телескоп . 22 июля 2014 г. Архивировано из оригинала 3 апреля 2019 г. . Проверено 9 октября 2018 г.
  105. ^ Льюис, ГФ; Кван, Дж. (2007). «Обратного пути нет: максимальное увеличение времени выживания за горизонтом событий Шварцшильда». Публикации Астрономического общества Австралии . 24 (2): 46–52. arXiv : 0705.1029 . Бибкод : 2007PASA...24...46L . дои : 10.1071/AS07012 . S2CID   17261076 .
  106. ^ Уилер 2007 , с. 182
  107. ^ Кэрролл 2004 , стр. 257–259 и 265–266.
  108. ^ Дроз, С.; Израиль, В.; Морсинк, С.М. (1996). «Черные дыры: внутренняя история». Мир физики . 9 (1): 34–37. Бибкод : 1996PhyW....9...34D . дои : 10.1088/2058-7058/9/1/26 .
  109. ^ Кэрролл 2004 , с. 266
  110. ^ Пуассон, Э.; Израиль, В. (1990). «Внутреннее строение черных дыр». Физический обзор D . 41 (6): 1796–1809. Бибкод : 1990PhRvD..41.1796P . дои : 10.1103/PhysRevD.41.1796 . ПМИД   10012548 .
  111. ^ Лес 1984 , с. 212
  112. ^ Хамаде, Р. (1996). «Черные дыры и квантовая гравитация» . Кембриджская теория относительности и космология . Кембриджский университет. Архивировано из оригинала 7 апреля 2009 года . Проверено 26 марта 2009 г.
  113. ^ Палмер Д. «Спросите астрофизика: квантовая гравитация и черные дыры» . НАСА. Архивировано из оригинала 28 марта 2009 года . Проверено 26 марта 2009 г.
  114. ^ Крамер, Клаас Р. (1997). «Использование незаряженной черной дыры Керра в качестве гравитационного зеркала». Общая теория относительности и гравитация . 29 (4): 445–454. arXiv : gr-qc/9510053 . Бибкод : 1997GReGr..29..445C . дои : 10.1023/А:1018878515046 . S2CID   9517046 .
  115. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Нитта, Дайсуке; Чиба, Такеши; Сугияма, Наоши (сентябрь 2011 г.). «Тени сталкивающихся черных дыр». Физический обзор D . 84 (6): 063008.arXiv : 1106.2425 . Бибкод : 2011PhRvD..84f3008N . дои : 10.1103/PhysRevD.84.063008 . S2CID   119264596 .
  116. ^ Бардин, Джеймс М.; Пресс, Уильям Х.; Теукольский, Саул А. (1 декабря 1972 г.). «Вращающиеся черные дыры: локально невращающиеся системы отсчета, извлечение энергии и скалярное синхротронное излучение». Астрофизический журнал . 178 : 347–370. Бибкод : 1972ApJ...178..347B . дои : 10.1086/151796 .
  117. ^ «Калькулятор черной дыры» . Фабио Пачуччи . Архивировано из оригинала 21 октября 2020 года . Проверено 29 сентября 2020 г.
  118. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Виссер, Мэтт (2007). «Пространство-время Керра: краткое введение». стр. 35, рис. 3. arXiv : 0706.0622 [ gr-qc ].
  119. ^ Кэрролл 2004 , гл. 6.6
  120. ^ Кэрролл 2004 , гл. 6.7
  121. ↑ Миснер, Торн и Уиллер, 1973 , вставка 25.6.
  122. ^ Бардин, Дж. М. (1972). «Вращающиеся черные дыры: локально невращающиеся системы отсчета, извлечение энергии и скалярное синхротронное излучение». Астрофизический журнал . 178 : 347–370. Бибкод : 1972ApJ...178..347B . дои : 10.1086/151796 .
  123. ^ «Первое доказательство существования «погружающихся областей» черной дыры » . Кафедра физики. Оксфордский университет . 16 мая 2024 г.
  124. ^ Маммери, Эндрю; Ингрэм, Адам; Дэвис, Шейн; Фабиан, Эндрю (июнь 2024 г.). «Непрерывное излучение изнутри погружающейся области дисков черных дыр». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 531 (1): 366–386. arXiv : 2405.09175 . дои : 10.1093/mnras/stae1160 .
  125. ^ Эйнштейн, А. (1939). «О стационарной системе со сферической симметрией, состоящей из множества гравитирующих масс» (PDF) . Анналы математики . 40 (4): 922–936. Бибкод : 1939АнМат..40..922Е . дои : 10.2307/1968902 . JSTOR   1968902 . S2CID   55495712 . Архивировано из оригинала (PDF) 28 февраля 2019 года.
  126. ^ Керр, Р.П. (2009). «Метрики Керра и Керра-Шилда». В Уилтшире, ДЛ; Виссер, М.; Скотт, С.М. (ред.). Пространство-время Керра . Издательство Кембриджского университета. arXiv : 0706.1109 . Бибкод : 2007arXiv0706.1109K . ISBN  978-0-521-88512-6 .
  127. ^ Финдли, Кейт (27 декабря 2019 г.). «Открытие черных дыр: от теории к реальности» . Вондриум Дейли . Проверено 29 июня 2022 г.
  128. ^ Хокинг, Юго-Запад ; Пенроуз, Р. (январь 1970 г.). «Особенности гравитационного коллапса и космологии» . Труды Королевского общества А. 314 (1519): 529–548. Бибкод : 1970RSPSA.314..529H . дои : 10.1098/rspa.1970.0021 . JSTOR   2416467 .
  129. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Пауччи, Ф.; Феррара, А.; Грациан, А.; Фиоре, Ф.; Джаллонго, Э. (2016). «Первое идентификация кандидатов в черные дыры с прямым коллапсом в ранней Вселенной в CANDELS/GOODS-S». Пн. Нет. Р. Астрон. Соц . 459 (2): 1432. arXiv : 1603.08522 . Бибкод : 2016MNRAS.459.1432P . дои : 10.1093/mnras/stw725 . S2CID   118578313 .
  130. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Карр, Би Джей (2005). «Первичные черные дыры: существуют ли они и полезны ли они?». В Сузуки, Х.; Ёкояма, Дж.; Суто, Ю.; Сато, К. (ред.). Расширение горизонтов астрофизики элементарных частиц и космологии . Универсальная Академия Пресс. стр. astro–ph/0511743. arXiv : astro-ph/0511743 . Бибкод : 2005astro.ph.11743C . ISBN  978-4-946443-94-7 .
  131. ^ «Разорванный черной дырой» . Пресс-релиз ESO . Архивировано из оригинала 21 июля 2013 года . Проверено 19 июля 2013 г.
  132. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Кэрролл, 2004 г. , раздел 5.8.
  133. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Рис, MJ; Волонтери, М. (2007). Карась, В.; Мэтт, Дж. (ред.). Массивные черные дыры: формирование и эволюция . Труды Международного астрономического союза. Том. 238. стр. 51–58. arXiv : astro-ph/0701512 . Бибкод : 2007IAUS..238...51R . дои : 10.1017/S1743921307004681 . ISBN  978-0-521-86347-6 . S2CID   14844338 .
  134. ^ Баньядос, Эдуардо; Венеманс, Брэм П.; Маццучелли, Кьяра; Фарина, Эмануэле П.; Уолтер, Фабиан; Ван, Файги; Декарли, Роберто; Стерн, Дэниел; Фань, Сяохуэй; Дэвис, Фредерик Б.; Хеннави, Джозеф Ф. (1 января 2018 г.). «Черная дыра массой 800 миллионов солнечных в существенно нейтральной Вселенной с красным смещением 7,5». Природа . 553 (7689): 473–476. arXiv : 1712.01860 . Бибкод : 2018Natur.553..473B . дои : 10.1038/nature25180 . ПМИД   29211709 . S2CID   205263326 .
  135. ^ Пенроуз, Р. (2002). «Гравитационный коллапс: роль общей теории относительности» (PDF) . Общая теория относительности и гравитация . 34 (7): 1141. Бибкод : 2002GReGr..34.1141P . дои : 10.1023/А:1016578408204 . S2CID   117459073 . Архивировано из оригинала (PDF) 26 мая 2013 года.
  136. ^ Филип Гиббс. «Является ли Большой взрыв черной дырой?» . Джон Баэз . Архивировано из оригинала 31 декабря 2018 года . Проверено 16 марта 2018 г.
  137. ^ Гиддингс, С.Б.; Томас, С. (2002). «Коллайдеры высоких энергий как фабрики черных дыр: конец физики малых расстояний». Физический обзор D . 65 (5): 056010. arXiv : hep-ph/0106219 . Бибкод : 2002PhRvD..65e6010G . дои : 10.1103/PhysRevD.65.056010 . S2CID   1203487 .
  138. ^ Харада, Т. (2006). «Существует ли минимальная масса черной дыры?». Физический обзор D . 74 (8): 084004. arXiv : gr-qc/0609055 . Бибкод : 2006PhRvD..74h4004H . дои : 10.1103/PhysRevD.74.084004 . S2CID   119375284 .
  139. ^ Аркани-Хамед, Н.; Димопулос, С.; Двали, Г. (1998). «Проблема иерархии и новые измерения на миллиметре». Буквы по физике Б. 429 (3–4): 263–272. arXiv : hep-ph/9803315 . Бибкод : 1998PhLB..429..263A . дои : 10.1016/S0370-2693(98)00466-3 . S2CID   15903444 .
  140. ^ Группа оценки безопасности БАК (2008). «Обзор безопасности столкновений LHC» (PDF) . Физический журнал G: Ядерная физика . 35 (11): 115004. arXiv : 0806.3414 . Бибкод : 2008JPhG...35k5004E . дои : 10.1088/0954-3899/35/11/115004 . S2CID   53370175 . Архивировано (PDF) из оригинала 14 апреля 2010 г.
  141. ^ Кавалья, М. (2010). «Ускорители частиц как фабрики черных дыр?» . Эйнштейн-Онлайн . 4 : 1010. Архивировано из оригинала 8 мая 2013 года . Проверено 8 мая 2013 г.
  142. ^ Весперини, Э.; Макмиллан, SLW; д'Эрколь, А.; и др. (2010). «Черные дыры промежуточной массы в ранних шаровых скоплениях». Письма астрофизического журнала . 713 (1): Л41–Л44. arXiv : 1003.3470 . Бибкод : 2010ApJ...713L..41V . дои : 10.1088/2041-8205/713/1/L41 . S2CID   119120429 .
  143. ^ Зварт, SFP; Баумгардт, Х.; Хат, П.; и др. (2004). «Образование массивных черных дыр в результате неконтролируемых столкновений в плотных молодых звездных скоплениях». Природа . 428 (6984): 724–726. arXiv : astro-ph/0402622 . Бибкод : 2004Natur.428..724P . дои : 10.1038/nature02448 . ПМИД   15085124 . S2CID   4408378 .
  144. ^ О'Лири, РМ; Расио, ФА; Фрежо, Ж.М.; и др. (2006). «Двойные слияния и рост черных дыр в плотных звездных скоплениях». Астрофизический журнал . 637 (2): 937–951. arXiv : astro-ph/0508224 . Бибкод : 2006ApJ...637..937O . дои : 10.1086/498446 . S2CID   1509957 .
  145. ^ Пейдж, Д.Н. (2005). «Излучение Хокинга и термодинамика черных дыр». Новый журнал физики . 7 (1): 203. arXiv : hep-th/0409024 . Бибкод : 2005NJPh....7..203P . дои : 10.1088/1367-2630/01.07.203 . S2CID   119047329 .
  146. ^ Кэрролл 2004 , гл. 9,6
  147. ^ Сигел, Итан (2017). «Спросите Итана: черные дыры растут быстрее, чем испаряются?» . Forbes (блог «Начинается с взрыва») . Архивировано из оригинала 22 ноября 2018 года . Проверено 17 марта 2018 г.
  148. ^ Шиварам, К. (2001). «Излучение Хокинга черной дыры, возможно, никогда не будет наблюдаться!». Общая теория относительности и гравитация . 33 (2): 175–181. Бибкод : 2001GReGr..33..175S . дои : 10.1023/A:1002753400430 . S2CID   118913634 .
  149. ^ «Испаряющиеся черные дыры?» . Эйнштейн онлайн . Институт гравитационной физики Макса Планка. 2010. Архивировано из оригинала 22 июля 2011 года . Проверено 12 декабря 2010 г.
  150. ^ Гиддингс, С.Б.; Мангано, МЛ (2008). «Астрофизические последствия гипотетических стабильных черных дыр ТэВного масштаба». Физический обзор D . 78 (3): 035009. arXiv : 0806.3381 . Бибкод : 2008PhRvD..78c5009G . дои : 10.1103/PhysRevD.78.035009 . S2CID   17240525 .
  151. ^ Пескин, МЭ (2008). «Конец света на Большом адронном коллайдере?» . Физика . 1 : 14. Бибкод : 2008PhyOJ...1...14P . дои : 10.1103/Физика.1.14 .
  152. ^ Фихтель, CE; Берч, Д.Л.; Дингус, Британская Колумбия ; и др. (1994). «Поиск данных экспериментального гамма-телескопа (EGRET) для микросекундных всплесков высокоэнергетического гамма-излучения». Астрофизический журнал . 434 (2): 557–559. Бибкод : 1994ApJ...434..557F . дои : 10.1086/174758 .
  153. ^ Найе, Р. «Тестирование фундаментальной физики» . НАСА. Архивировано из оригинала 31 августа 2008 года . Проверено 16 сентября 2008 г.
  154. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Фраучи, С. (1982). «Энтропия в расширяющейся Вселенной». Наука . 217 (4560): 593–599. Бибкод : 1982Sci...217..593F . дои : 10.1126/science.217.4560.593 . ПМИД   17817517 . S2CID   27717447 . См. страницу 596: таблицу   1, раздел «Распад черной дыры» и предыдущее предложение на этой странице.
  155. ^ Пейдж, Дон Н. (1976). «Скорость выбросов частиц из черной дыры: безмассовые частицы из незаряженной невращающейся дыры». Физический обзор D . 13 (2): 198–206. Бибкод : 1976PhRvD..13..198P . дои : 10.1103/PhysRevD.13.198 . . См., в частности, уравнение (27).
  156. ^ «Черные дыры | Управление научной миссии» . НАСА. Архивировано из оригинала 17 ноября 2017 года . Проверено 17 марта 2018 г.
  157. ^ «Апрельские наблюдения 2017 года» . Телескоп горизонта событий . Архивировано из оригинала 10 апреля 2019 года . Проверено 11 апреля 2019 г.
  158. ^ До свидания, Деннис (24 января 2024 г.). «Эта знаменитая черная дыра получает второй взгляд. Неоднократные исследования сверхмассивной черной дыры в галактике Мессье 87 подтверждают, что она продолжает действовать так, как предсказывала теория Эйнштейна» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 24 января 2024 года . Проверено 25 января 2024 г.
  159. ^ До свидания, Деннис (10 апреля 2019 г.). «Наконец-то тьма стала видимой: астрономы сделали первое в истории изображение черной дыры» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 21 мая 2019 года . Проверено 11 апреля 2019 г.
  160. ^ АП (10 апреля 2019 г.). «Астрономы представили первое изображение черной дыры» . Нью-Йорк Таймс (видео). Архивировано из оригинала 22 мая 2019 года . Проверено 11 апреля 2019 г.
  161. ^ Долеман, Шеп (4 апреля 2016 г.). «Телескоп горизонта событий: изображение и временное разрешение черной дыры» . Физика @ Беркли . Событие происходит в 46:50. Архивировано из оригинала 1 декабря 2016 года . Проверено 8 июля 2016 г.
  162. ^ Гроссман, Лиза; Коновер, Эмили (10 апреля 2019 г.). «Первая фотография черной дыры открывает новую эру астрофизики» . Новости науки . Архивировано из оригинала 27 апреля 2019 года . Проверено 11 апреля 2019 г.
  163. ^ В эту статью включен текст, доступный по лицензии CC BY 4.0 . «Астрономы представили первое изображение черной дыры в центре нашей Галактики» . eventhorizontelescope.org . 12 мая 2022 г. Проверено 22 июня 2022 г.
  164. ^ К. Бауэр, Джеффри (май 2022 г.). «Сосредоточьтесь на первых результатах Sgr A *, полученных с помощью телескопа горизонта событий» . Письма Астрофизического журнала (2041–8205).
  165. ^ Сотрудничество с телескопами горизонта событий (2021 г.). «Первые результаты телескопа горизонта событий M87. VII. Поляризация кольца» . Астрофизический журнал . 910 (1): Л12. arXiv : 2105.01169 . Бибкод : 2021ApJ...910L..12E . дои : 10.3847/2041-8213/abe71d . S2CID   233851995 .
  166. ^ «Первая фотография черной дыры открывает новую эру астрофизики» . Новости науки . 10 апреля 2019 года. Архивировано из оригинала 27 апреля 2019 года . Проверено 30 сентября 2019 г.
  167. ^ Джонсон, доктор медицины; Фиш, ВЛ; Дулман, СС; Марроне, ДП; Пламбек, РЛ; Уордл, JFC; Акияма, К.; Асада, К.; Бодуан, К. (4 декабря 2015 г.). «Разрешенная структура и изменчивость магнитного поля вблизи горизонта событий Стрельца А *». Наука . 350 (6265): 1242–1245. arXiv : 1512.01220 . Бибкод : 2015Sci...350.1242J . дои : 10.1126/science.aac7087 . ПМИД   26785487 . S2CID   21730194 .
  168. ^ «Телескоп Event Horizon обнаруживает магнитные поля в центральной черной дыре Млечного Пути» . cfa.harvard.edu . 3 декабря 2015 года. Архивировано из оригинала 31 декабря 2015 года . Проверено 12 января 2016 г.
  169. ^ До свидания, Деннис (26 апреля 2023 г.). «Свежий взгляд на все более знакомую черную дыру. Радиоастрономы сделали широкоугольное изображение одного из самых жестоких мест в космосе» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 26 апреля 2023 года . Проверено 26 апреля 2023 г.
  170. ^ Лу, Ру-Сен; и др. (26 апреля 2023 г.). «Кольцевая аккреционная структура в M87, соединяющая черную дыру и джет» . Природа . 616 (7958): 686–690. arXiv : 2304.13252 . Бибкод : 2023Natur.616..686L . дои : 10.1038/s41586-023-05843-w . ПМЦ   10132962 . ПМИД   37100940 .
  171. ^ Прощай, Деннис (11 февраля 2016 г.). «Физики обнаружили гравитационные волны, доказывая правоту Эйнштейна» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 11 февраля 2016 года . Проверено 11 февраля 2016 г.
  172. ^ Эбботт, Бенджамин П.; и др. ( Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo ) (11 февраля 2016 г.). «Свойства слияния бинарных черных дыр GW150914». Письма о физических отзывах . 116 (24): 241102. arXiv : 1602.03840 . Бибкод : 2016PhRvL.116x1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.241102 . ПМИД   27367378 . S2CID   217406416 .
  173. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Кардозо, В.; Франзин, Э.; Пани, П. (2016). «Является ли гравитационно-волновое кольцо зондом горизонта событий?». Письма о физических отзывах . 116 (17): 171101. arXiv : 1602.07309 . Бибкод : 2016PhRvL.116q1101C . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.171101 . ПМИД   27176511 . S2CID   206273829 .
  174. ^ Эбботт, Бенджамин П.; и др. ( Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo ) (11 февраля 2016 г.). «Испытания общей теории относительности с GW150914» . Письма о физических отзывах . 116 (22): 221101. arXiv : 1602.03841 . Бибкод : 2016PhRvL.116v1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.221101 . ПМИД   27314708 . S2CID   217275338 . Архивировано из оригинала 15 февраля 2016 года . Проверено 12 февраля 2016 г.
  175. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Мурк, Себастьян (2023). «Nomen non est omen: почему еще слишком рано идентифицировать сверхкомпактные объекты как черные дыры». Международный журнал современной физики Д. 32 (14): 2342012–2342235. arXiv : 2210.03750 . Бибкод : 2023IJMPD..3242012M . дои : 10.1142/S0218271823420129 . S2CID   252781040 .
  176. ^ Эбботт, BP; и др. ( Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo ) (2016). «Астрофизические последствия слияния двойных черных дыр GW150914» . Астрофиз. Дж. Летт . 818 (2): Л22. arXiv : 1602.03846 . Бибкод : 2016ApJ...818L..22A . дои : 10.3847/2041-8205/818/2/L22 . hdl : 1826/11732 . S2CID   209315965 . Архивировано из оригинала 16 марта 2016 года.
  177. ^ «Обнаружение гравитационных волн» . ЛИГО . Архивировано из оригинала 20 мая 2020 года . Проверено 9 апреля 2018 г.
  178. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Гиллессен, С.; Эйзенхауэр, Ф.; Триппе, С.; и др. (2009). «Мониторинг звездных орбит вокруг массивной черной дыры в галактическом центре». Астрофизический журнал . 692 (2): 1075–1109. arXiv : 0810.4674 . Бибкод : 2009ApJ...692.1075G . дои : 10.1088/0004-637X/692/2/1075 . S2CID   1431308 .
  179. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Гез, AM; Кляйн, БЛ; Моррис, М.; и др. (1998). «Звезды с высоким собственным движением в окрестностях Стрельца А *: свидетельства существования сверхмассивной черной дыры в центре нашей Галактики». Астрофизический журнал . 509 (2): 678–686. arXiv : astro-ph/9807210 . Бибкод : 1998ApJ...509..678G . дои : 10.1086/306528 . S2CID   18243528 .
  180. ^ Бродерик, Эйвери; Леб, Авраам; Нараян, Рамеш (август 2009 г.). «Горизонт событий Стрельца А*». Астрофизический журнал . 701 (2): 1357–1366. arXiv : 0903.1105 . Бибкод : 2009ApJ...701.1357B . дои : 10.1088/0004-637X/701/2/1357 . S2CID   12991878 .
  181. ^ «NuSTAR НАСА наблюдает редкое размытие света черной дыры» . НАСА . 12 августа 2014 года. Архивировано из оригинала 13 августа 2014 года . Проверено 12 августа 2014 г.
  182. ^ «Исследователи выясняют динамику энергии вращения черной дыры» . Архивировано из оригинала 17 сентября 2018 года . Проверено 17 сентября 2018 г.
  183. ^ Марк, Жан-Ален (1 марта 1996 г.). «Укороченный метод решения уравнений геодезии черной дыры Шварцшильда». Классическая и квантовая гравитация . 13 (3): 393–402. arXiv : gr-qc/9505010 . Бибкод : 1996CQGra..13..393M . дои : 10.1088/0264-9381/13/3/007 . ISSN   0264-9381 . S2CID   119508131 .
  184. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б МакКлинток, Дж. Э.; Ремиллард, РА (2006). «Двойные черные дыры». В Левине, В.; ван дер Клис, М. (ред.). Компактные звездные источники рентгеновского излучения . п. 157. arXiv : astro-ph/0306213 . Бибкод : 2006csxs.book..157M . ISBN  978-0-521-82659-4 . раздел 4.1.5.
  185. ^ «Что приводит в действие могучие струи черной дыры?» . Наука | АААС . 19 ноября 2014 года. Архивировано из оригинала 5 мая 2019 года . Проверено 19 марта 2018 г.
  186. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж г час я Челотти, А.; Миллер, Дж. К.; Скиама, Д.В. (1999). «Астрофизические доказательства существования черных дыр» (PDF) . Классическая и квантовая гравитация . 16 (12А): А3–А21. arXiv : astro-ph/9912186 . Бибкод : 1999CQGra..16A...3C . дои : 10.1088/0264-9381/16/12A/301 . S2CID   17677758 . Архивировано (PDF) из оригинала 27 июля 2018 года . Проверено 27 июля 2018 г.
  187. ^ Зима, ЛМ; Мушоцкий, РФ; Рейнольдс, CS (2006). «Архивное исследование XMM-Newton сверхяркой рентгеновской популяции в соседних галактиках». Астрофизический журнал . 649 (2): 730–752. arXiv : astro-ph/0512480 . Бибкод : 2006ApJ...649..730W . дои : 10.1086/506579 . S2CID   118445260 .
  188. ^ [электронная почта защищена] . «Хаббл напрямую наблюдает диск вокруг черной дыры» . www.spacetelescope.org . Архивировано из оригинала 8 марта 2016 года . Проверено 7 марта 2016 г.
  189. ^ Муньос, Хосе А.; Медиавилла, Эвенсио; Кочанек, Кристофер С.; Фалько, Эмилио; Москера, Ана Мария (1 декабря 2011 г.). «Исследование цветности гравитационных линз с помощью космического телескопа Хаббл». Астрофизический журнал . 742 (2): 67. arXiv : 1107.5932 . Бибкод : 2011ApJ...742...67M . дои : 10.1088/0004-637X/742/2/67 . S2CID   119119359 .
  190. ^ Болтон, Коннектикут (1972). «Идентификация Cygnus X-1 с HDE 226868». Природа . 235 (5336): 271–273. Бибкод : 1972Natur.235..271B . дои : 10.1038/235271b0 . S2CID   4222070 .
  191. ^ Вебстер, БЛ; Мурдин, П. (1972). «Лебедь X-1 – спектроскопическая двойная система с тяжелым спутником?». Природа . 235 (5332): 37–38. Бибкод : 1972Natur.235...37W . дои : 10.1038/235037a0 . S2CID   4195462 .
  192. ^ Ролстон, Б. (10 ноября 1997 г.). «Первая черная дыра» . Бюллетень . Университет Торонто. Архивировано из оригинала 2 мая 2008 года . Проверено 11 марта 2008 г.
  193. ^ Шипман, Х.Л. (1 января 1975 г.). «Неправдоподобная история моделей тройных звезд Лебедя X-1. Доказательства наличия черной дыры». Астрофизические письма . 16 (1): 9–12. Бибкод : 1975АпЛ....16....9С .
  194. ^ «Ученые НАСА определили наименьшую из известных черных дыр» (Пресс-релиз). Центр космических полетов Годдарда . 1 апреля 2008 г. Архивировано из оригинала 27 декабря 2008 г. Проверено 14 марта 2009 г.
  195. ^ Чоу, Фелисия; Андерсон, Джанет; Вацке, Меган (5 января 2015 г.). «РЕЛИЗ 15-001 – «Чандра» НАСА обнаружила рекордную вспышку из черной дыры Млечного Пути» . НАСА . Архивировано из оригинала 6 января 2015 года . Проверено 6 января 2015 г.
  196. ^ Кролик, Дж. Х. (1999). Активные ядра галактик . Издательство Принстонского университета. Ч. 1.2. ISBN  978-0-691-01151-6 . Архивировано из оригинала 14 августа 2021 года . Проверено 16 октября 2020 г.
  197. ^ Спарк, Лос-Анджелес ; Галлахер, Дж. С. (2000). Галактики во Вселенной: Введение . Издательство Кембриджского университета. Ч. 9.1. ISBN  978-0-521-59740-1 . Архивировано из оригинала 22 марта 2022 года . Проверено 16 октября 2020 г.
  198. ^ Корменди, Дж.; Ричстон, Д. (1995). «Внутренняя граница - поиск сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 (1): 581–624. Бибкод : 1995ARA&A..33..581K . дои : 10.1146/annurev.aa.33.090195.003053 .
  199. ^ Кинг, А. (2003). «Черные дыры, формирование галактик и соотношение MBH-σ». Письма астрофизического журнала . 596 (1): 27–29. arXiv : astro-ph/0308342 . Бибкод : 2003ApJ...596L..27K . дои : 10.1086/379143 . S2CID   9507887 .
  200. ^ Феррарезе, Л.; Мерритт, Д. (2000). «Фундаментальная связь между сверхмассивными черными дырами и их родительскими галактиками». Письма астрофизического журнала . 539 (1): 9–12. arXiv : astro-ph/0006053 . Бибкод : 2000ApJ...539L...9F . дои : 10.1086/312838 . S2CID   6508110 .
  201. ^ Саху, КК (2022). «Изолированная черная дыра звездной массы, обнаруженная с помощью астрометрического микролинзирования» . Астрофизический журнал . 933 (1): 83. arXiv : 2201.13296 . Бибкод : 2022ApJ...933...83S . дои : 10.3847/1538-4357/ac739e . S2CID   246430448 .
  202. ^ Бозза, В. (2010). «Гравитационное линзирование черными дырами». Общая теория относительности и гравитация . 42 (9): 2269–2300. arXiv : 0911.2187 . Бибкод : 2010GReGr..42.2269B . дои : 10.1007/s10714-010-0988-2 . S2CID   118635353 .
  203. ^ Ковач, З.; Ченг, Канзас; Харко, Т. (2009). «Могут ли черные дыры звездной массы быть кварковыми звездами?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 400 (3): 1632–1642. arXiv : 0908.2672 . Бибкод : 2009MNRAS.400.1632K . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15571.x . S2CID   18263809 .
  204. ^ Кусенко, А. (2006). «Свойства и признаки суперсимметричных Q-шаров». arXiv : hep-ph/0612159 .
  205. ^ Ханссон, Дж.; Сандин, Ф. (2005). «Преоновые звезды: новый класс космических компактных объектов». Буквы по физике Б. 616 (1–2): 1–7. arXiv : astro-ph/0410417 . Бибкод : 2005PhLB..616....1H . дои : 10.1016/j.physletb.2005.04.034 . S2CID   119063004 .
  206. ^ Кифер, К. (2006). «Квантовая гравитация: общее введение и последние разработки». Аннален дер Физик . 15 (1–2): 129–148. arXiv : gr-qc/0508120 . Бибкод : 2006АнП...518..129К . дои : 10.1002/andp.200510175 . S2CID   12984346 .
  207. ^ Матур, Самир Д. (2005). «Предложение о черных дырах: элементарный обзор». Fortschritte der Physik . 53 (7–8): 793. arXiv : hep-th/0502050 . Бибкод : 2005ФорФ..53..793М . дои : 10.1002/prop.200410203 . S2CID   15083147 .
  208. ^ Скендерис, К.; Тейлор, М. (2008). «Предложение о черных дырах». Отчеты по физике . 467 (4–5): 117. arXiv : 0804.0552 . Бибкод : 2008PhR...467..117S . doi : 10.1016/j.physrep.2008.08.001 . S2CID   118403957 .
  209. ^ Мазур, Павел О.; Моттола, Эмиль (2004). «Гравитационно-вакуумные конденсатные звезды» . Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки . 101 (26): 9545–9550. arXiv : gr-qc/0407075 . Бибкод : 2004PNAS..101.9545M . дои : 10.1073/pnas.0402717101 . ПМК   470711 . ПМИД   15210982 . S2CID   2607263 .
  210. ^ Чой, Чарльз К. (2018). «Претенденты на черные дыры на самом деле могут быть причудливыми квантовыми звездами» . Научный американец . Архивировано из оригинала 17 июня 2019 года . Проверено 17 марта 2018 г.
  211. ^ Макрей, Майк (20 февраля 2024 г.). «Подобные пузырям «звезды внутри звезд» могут объяснить странность черной дыры» . НаукаАлерт . Архивировано из оригинала 20 февраля 2024 года . Проверено 20 февраля 2024 г.
  212. ^ Болл, Филип (31 марта 2005 г.). «Черных дыр «не существует» ». Природа . дои : 10.1038/news050328-8 .
  213. ^ Хокинг, Юго-Запад (1971). «Гравитационное излучение сталкивающихся черных дыр». Письма о физических отзывах . 26 (21): 1344–1346. Бибкод : 1971PhRvL..26.1344H . дои : 10.1103/PhysRevLett.26.1344 .
  214. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Вальд, Р.М. (2001). «Термодинамика черных дыр» . Живые обзоры в теории относительности . 4 (1): 6. arXiv : gr-qc/9912119 . Бибкод : 2001LRR.....4....6W . дои : 10.12942/lrr-2001-6 . ПМЦ   5253844 . ПМИД   28163633 .
  215. ^ 'т Хофт, Г. (2001). «Голографический принцип». В Зичичи, А. (ред.). Основы и основные моменты фундаментальной физики . Субъядерный сериал. Том. 37. Мировое научное издательство . стр. 72–100. arXiv : hep-th/0003004 . Бибкод : 2001bhfp.conf...72T . дои : 10.1142/9789812811585_0005 . ISBN  978-981-02-4536-8 . S2CID   119383028 .
  216. ^ Строминджер, А.; Вафа, К. (1996). «Микроскопическое происхождение энтропии Бекенштейна-Хокинга». Буквы по физике Б. 379 (1–4): 99–104. arXiv : hep-th/9601029 . Бибкод : 1996PhLB..379...99S . дои : 10.1016/0370-2693(96)00345-0 . S2CID   1041890 .
  217. ^ Карлип, С. (2009). «Термодинамика черной дыры и статистическая механика». Физика черных дыр . Конспект лекций по физике. Том. 769. Берлин, Гейдельберг. стр. 89–123. arXiv : 0807.4520 . Бибкод : 2009ЛНП...769...89С . дои : 10.1007/978-3-540-88460-6_3 . ISBN  978-3-540-88459-0 . S2CID   15877702 . {{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  218. ^ Хокинг, SW «Играет ли Бог в кости?» . www.hawking.org.uk . Архивировано из оригинала 11 января 2012 года . Проверено 14 марта 2009 г.
  219. ^ Гиддингс, С.Б. (1995). «Информационный парадокс черной дыры». Частицы, струны и космология . Семинар Джона Хопкинса по текущим проблемам теории частиц 19 и Междисциплинарный симпозиум PASCOS 5. arXiv : hep-th/9508151 . Бибкод : 1995hep.th....8151G .
  220. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Унру, Уильям Г .; Уолд, Роберт М. (2017). «Потеря информации». Отчеты о прогрессе в физике . 80 (9): 092002. arXiv : 1703.02140 . Бибкод : 2017РПФ...80и2002У . дои : 10.1088/1361-6633/aa778e . ПМИД   28585922 . S2CID   39957660 .
  221. ^ Матур, SD (2011). Информационный парадокс: конфликты и разрешения . XXV Международный симпозиум по взаимодействиям лептон-фотонов при высоких энергиях. Прамана . Том. 79, нет. 5. С. 1059–1073. arXiv : 1201.2079 . Бибкод : 2012Прама..79.1059М . дои : 10.1007/s12043-012-0417-z .
  222. ^ Пейдж, Дон Н. (1993). «Информация в излучении черной дыры». Физ. Преподобный Летт. 71 (23): 3743–3746. arXiv : hep-th/9306083 . Бибкод : 1993PhRvL..71.3743P . CiteSeerX   10.1.1.267.174 . дои : 10.1103/PhysRevLett.71.3743 . ПМИД   10055062 . S2CID   9363821 .
  223. ^ Пейдж, Дон Н. (1993). «Средняя энтропия подсистемы». Физ. Преподобный Летт. 71 (9): 1291–1294. arXiv : gr-qc/9305007 . Бибкод : 1993PhRvL..71.1291P . CiteSeerX   10.1.1.339.7694 . дои : 10.1103/PhysRevLett.71.1291 . ПМИД   10055503 . S2CID   17058654 .
  224. ^ Мерали, Зия (3 апреля 2013 г.). «Астрофизика: Огонь в дыре!» . Природа . 496 (7443): 20–23. Бибкод : 2013Natur.496...20M . дои : 10.1038/496020a . ПМИД   23552926 .
  225. ^ Амхейри, Ахмед; Марольф, Дональд; Полчинский, Джозеф; Салли, Джеймс (2013). «Черные дыры: дополнительность или брандмауэры?». Журнал физики высоких энергий . 2013 (2): 62. arXiv : 1207.3123 . Бибкод : 2013JHEP...02..062A . дои : 10.1007/JHEP02(2013)062 . S2CID   55581818 .

Дальнейшее чтение

Популярное чтение

Университетские учебники и монографии

Обзорные статьи

Внешние ссылки

У Схолии есть профиль черной дыры (Q589) .

Видео

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Black_hole&oldid=1227751401"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 88cb2700203109670dbc8dcabea50098__1717766220
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/88/98/88cb2700203109670dbc8dcabea50098.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Black hole - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)