Черная дыра


Черная дыра представляет собой область пространства - времени , где гравитация настолько сильна , что ничто, не частицы или даже электромагнитное излучение , такие как светло - -Может побега из него. [1] Общая теория относительности предсказывает, что достаточно компактная масса может деформировать пространство-время, образуя черную дыру. [2] [3] Граница невозврата называется горизонтом событий . Хотя он имеет огромное влияние на судьбу и обстоятельства пересечения объекта, согласно общей теории относительности, у него нет локально обнаруживаемых особенностей. [4]Во многих отношениях черная дыра действует как идеальное черное тело , поскольку не отражает света. [5] [6] Более того, квантовая теория поля в искривленном пространстве-времени предсказывает, что горизонты событий испускают излучение Хокинга с тем же спектром, что и черное тело, температура которого обратно пропорциональна его массе. Эта температура составляет порядка миллиардных долей кельвина для черных дыр звездной массы , что делает невозможным прямое наблюдение.

Объекты, гравитационные поля которых слишком сильны для выхода света, были впервые рассмотрены в 18 веке Джоном Мичеллом и Пьером-Симоном Лапласом . [7] Первое современное решение общей теории относительности, которое характеризовало бы черную дыру, было найдено Карлом Шварцшильдом в 1916 году, а его интерпретация как область пространства, из которой ничто не может сбежать, была впервые опубликована Дэвидом Финкельштейном в 1958 году. считается математическим любопытством; только в 1960-х годах теоретические работы показали, что они являются общим предсказанием общей теории относительности. Открытие нейтронных звезд по Джоселин Белл Бернелл в 1967 году вызвало интерес в гравитационно разрушились компактными объекты в качестве возможной астрофизической реальности. Первой известной черной дырой был Лебедь X-1 , идентифицированный несколькими исследователями независимо в 1971 году. [8] [9]

Черные дыры звездной массы образуются, когда очень массивные звезды коллапсируют в конце своего жизненного цикла. После того, как черная дыра сформировалась, она может продолжать расти, поглощая массу из своего окружения. Поглощая другие звезды и слияния с другими черных дыр, сверхмассивных черных дыр миллионов солнечных масс ( M ) могут образовывать. Все согласны с тем, что сверхмассивные черные дыры существуют в центрах большинства галактик .

О присутствии черной дыры можно судить по ее взаимодействию с другим веществом и с электромагнитным излучением, например, видимым светом. Материя, падающая на черную дыру, может образовывать внешний аккреционный диск, нагретый трением, образуя квазары , одни из самых ярких объектов во Вселенной. Звезды, проходящие слишком близко к сверхмассивной черной дыре, могут быть разорваны на полосы, которые светятся очень ярко, прежде чем их «проглотят». [10] Если вокруг черной дыры вращаются другие звезды, 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 определили множество звездных кандидатов в черные дыры в двойных системах и установили, что радиоисточник, известный как Стрелец A * , в центре галактики Млечный Путь , содержит сверхмассивную черную дыру около 4,3 миллиона солнечных масс.

На 11 февраля 2016 года LIGO Научного сотрудничество и сотрудничество Virgo объявили первое прямое обнаружение в гравитационных волнах , которые также представляли первое наблюдение черной дыры слияния. [11] По состоянию на декабрь 2018 года наблюдались одиннадцать гравитационно-волновых событий , которые произошли от десяти слияний черных дыр (вместе с одним слиянием двойной нейтронной звезды ). [12] [13] На 10 апреля 2019 года первый прямой образ черной дыры и его окрестности были опубликованы следующие замечания , сделанные Event Horizon Telescope (EHT) в 2017 году сверхмассивной черной дыры в Messier 87 «s галактический центр . [14] [15] [16] В марте 2021 года коллаборация EHT впервые представила поляризованное изображение черной дыры, которое может помочь лучше выявить силы, порождающие квазары . [17]

Сверхмассивная черная дыра в ядре сверхгигант эллиптической галактика Messier 87 , с массой около 7 миллиардов раз больше , чем Солнца, [18] , как показано в первом неправильного цвета изображения в радиоволнах , опубликованной Horizon Telescope Event (10 апреля 2019). [19] [14] [20] [21] Видны серповидное эмиссионное кольцо и центральная тень [22], которые представляют собой увеличенные гравитацией изображения фотонного кольца черной дыры и зоны захвата фотонов на ее горизонте событий . Форма полумесяца возникает из-за вращения черной дыры и релятивистского излучения ; тень примерно в 2,6 раза больше диаметра горизонта событий. [14]
Черная дыра Шварцшильда
Моделирование гравитационного линзирования черной дырой, искажающей изображение галактики на заднем плане
Газовое облако разрывается черной дырой в центре Млечного Пути (наблюдения 2006, 2010 и 2013 годов показаны синим, зеленым и красным цветом соответственно). [23]

По состоянию на 2021 год ближайшее известное тело, которое считается черной дырой, находится на расстоянии около 1500 световых лет (см. Список ближайших черных дыр ). Хотя до сих пор в Млечном Пути было обнаружено всего пара десятков черных дыр , считается, что их сотни миллионов, большинство из которых являются одиночными и не вызывают испускания излучения [24], поэтому их можно будет обнаружить только с помощью гравитационного линзирования. .

Смоделированный вид черной дыры перед Большим Магеллановым Облаком . Обратите внимание на эффект гравитационного линзирования , который дает два увеличенных, но сильно искаженных вида Облака. Вверху диск Млечного Пути выглядит искаженным в виде дуги.

Идея тела настолько массивного, что даже свет не может выйти из него, была кратко предложена пионером астрономии и английским священником Джоном Мичеллом в письме, опубликованном в ноябре 1784 года. Упрощенные вычисления Мичелла предполагали, что такое тело может иметь такую ​​же плотность, как Солнце, и пришел к выводу. что такое тело образуется, когда диаметр звезды превышает диаметр Солнца в 500 раз, а скорость убегания с поверхности превышает обычную скорость света. Мичелл правильно заметил, что такие сверхмассивные, но неизлучающие тела можно обнаружить по их гравитационному воздействию на близлежащие видимые тела. [7] [25] [26] Ученые того времени первоначально были взволнованы предположением, что гигантские, но невидимые звезды могут прятаться на виду, но энтузиазм угас, когда волнообразная природа света стала очевидной в начале девятнадцатого века. [27]

Если бы свет был волной, а не « корпускулой », неясно, какое влияние гравитация оказала бы на уходящие от нее световые волны, если таковая имела место. [7] [26] Современная физика дискредитирует представление Мичелла о том, что световой луч, падающий прямо с поверхности сверхмассивной звезды, замедляется гравитацией звезды, останавливается, а затем свободно падает обратно на поверхность звезды. [28]

Общая теория относительности

В 1915 году Альберт Эйнштейн разработал свою общую теорию относительности , ранее показав, что гравитация действительно влияет на движение света. Только несколько месяцев спустя, Шварцшильд нашел решение к полевым уравнениям Эйнштейна , описывающее гравитационное поле в виде точечной массы и сферической массы. [29] 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. [30] [31] Это решение имело своеобразное поведение на так называемом радиусе Шварцшильда , где оно стало сингулярным , что означает, что некоторые члены в уравнениях Эйнштейна стали бесконечными. В то время природа этой поверхности была не совсем понятна. В 1924 году Артур Эддингтон показал, что сингулярность исчезает после изменения координат (см. Координаты Эддингтона – Финкельштейна ), хотя только в 1933 году Жорж Леметр осознал, что это означает, что сингулярность на радиусе Шварцшильда является нефизической координатной сингулярностью . [32] Артур Эддингтон, однако, прокомментировал возможность звезды с массой, сжатой до радиуса Шварцшильда в книге 1926 года, отметив, что теория Эйнштейна позволяет нам исключить чрезмерно большие плотности для видимых звезд, таких как Бетельгейзе, потому что «звезда с 250 миллионами км не может иметь такую ​​высокую плотность, как Солнце. Во-первых, сила гравитации была бы настолько велика, что свет не мог бы выйти из нее, лучи падали бы обратно на звезду, как камень на землю. Во-вторых, красный сдвиг спектральных линий будет настолько велик, что спектр перестанет существовать. В-третьих, масса создаст такую ​​кривизну метрики пространства-времени, что пространство вокруг звезды сузится, оставив нас снаружи (т. е. нигде ). " [33] [34]

В 1931 году Субраманьян Чандрасекхар вычисляется, используя специальную теорию относительности, что не вращающийся корпус электронно-вырожденной материи выше некоторой предельной массы (теперь называемый предел Чандрасекара в 1,4  М ) не имеет устойчивых решений. [35] Его аргументам противостояли многие из его современников, такие как Эддингтон и Лев Ландау , которые утверждали, что какой-то еще неизвестный механизм остановит коллапс. [36] Они были частично правильно: а белый карлик чуть более массивной , чем предел чандрасекаровского разрушится в нейтронную звезду , [37] , который сам по себе стабильной. Но в 1939 году Роберт Оппенгеймер и другие предсказали, что нейтронные звезды выше другого предела (предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова ) будут коллапсировать дальше по причинам, представленным Чандрасекхаром, и пришли к выводу, что никакой закон физики вряд ли вмешается и остановит хотя бы некоторые из них. звезды от коллапса до черных дыр. [38] Их первоначальные расчеты, основанные на принципе исключения Паули , дали 0,7  M ; Последующее рассмотрение сильной силы опосредованного нейтрон-нейтронного отталкивания повысил оценку до приблизительно 1,5  М до 3,0  М . [39] Наблюдения за слиянием нейтронных звезд GW170817 , которое, как считается, вскоре после этого привело к образованию черной дыры, улучшили оценку предела TOV до ~ 2,17  M . [40] [41] [42] [43] [44]

Оппенгеймер и его соавторы интерпретировали сингулярность на границе радиуса Шварцшильда как указание на то, что это была граница пузыря, в котором время остановилось. Это верная точка зрения для внешних наблюдателей, но не для наблюдателей, падающих на землю. Из-за этого свойства коллапсирующие звезды были названы «замороженными звездами», потому что сторонний наблюдатель мог бы видеть поверхность звезды, застывшую во времени в тот момент, когда коллапс переносит ее на радиус Шварцшильда. [45]

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». [46] Это не противоречило строго результатам Оппенгеймера, но расширило их, чтобы включить точку зрения падающих наблюдателей. Решение Финкельштейна расширило решение Шварцшильда на будущее наблюдателей, падающих в черную дыру. Полное расширение уже найдено Мартин Крускал , который призвал его опубликовать. [47]

Эти результаты появились в начале золотого века общей теории относительности , когда общая теория относительности и черные дыры стали основными объектами исследований. Этот процесс помог открытию пульсаров по Jocelyn Bell Burnell в 1967 году, [48] [49] , который, к 1969 году, было показано, что быстро вращающиеся нейтронные звезды. [50] До этого времени нейтронные звезды, как и черные дыры, считались просто теоретической диковинкой; но открытие пульсаров показало их физическую значимость и подстегнуло дальнейший интерес ко всем типам компактных объектов, которые могут образоваться в результате гравитационного коллапса. [ необходима цитата ]

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 . [51] Благодаря работам Вернера Исраэля , [52] Брэндона Картера , [53] [54] и Дэвида Робинсона [55] появилась теорема об отсутствии волос , в которой говорится, что стационарное решение для черной дыры полностью описывается тремя параметрами: Керра-Ньюмена метрики : масса , угловой момент , и электрический заряд. [56]

Сначала предполагалось, что странные особенности решений для черных дыр являются патологическими артефактами из наложенных условий симметрии, и что сингулярности не появятся в обычных ситуациях. Этой точки зрения придерживались, в частности, Владимир Белинский , Исаак Халатников и Евгений Лифшиц , которые пытались доказать, что в решениях общего положения не возникают особенности. Однако в конце 1960-х Роджер Пенроуз [57] и Стивен Хокинг использовали глобальные методы, чтобы доказать, что сингулярности возникают в общем случае. [58] За эту работу Пенроуз получил половину Нобелевской премии по физике 2020 года , Хокинг умер в 2018 году. [59] На основании 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 называть черной дырой. [60] [61]

Работа Джеймса Бардина , Джейкоба Бекенштейна , Картера и Хокинга в начале 1970-х годов привела к формулировке термодинамики черной дыры . [62] Эти законы описывают поведение черной дыры в близкой 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 подразумевает, что черные дыры должны излучать как черное тело с температурой, пропорциональной поверхностной гравитации черной дыры, предсказав эффект, теперь известный как излучение Хокинга . [63]

Этимология

Джон Мичелл использовал термин «темная звезда» [64], а в начале 20 века физики использовали термин «гравитационно коллапсированный объект». Научный писатель Марсия Бартусяк проследила 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, в которую люди входят, но никогда не выходят из нее живыми. [65]

Термин «черная дыра» использовался в печати журналами Life and Science News в 1963 году [65] и научным журналистом Энн Юинг в ее статье « Черные дыры в космосе» от 18 января 1964 года, которая представляла собой отчет о встреча Американской ассоциации содействия развитию науки в Кливленде, штат Огайо. [66] [67]

Сообщается, что в декабре 1967 года один студент предложил фразу «черная дыра» на лекции Джона Уиллера ; [66] Уиллер использовал термин из-за его краткости и «рекламной ценности», и он быстро прижился, [68] заставляя некоторых доверять Уиллеру за создание этой фразы. [69]

Простая иллюстрация невращающейся черной дыры

Теорема « без волос» постулирует, что как только черная дыра достигает стабильного состояния после образования, она обладает только тремя независимыми физическими свойствами: массой, электрическим зарядом и угловым моментом; в остальном черная дыра ничем не примечательна. Если гипотеза верна, любые две черные дыры, которые имеют одинаковые значения этих свойств или параметров, неотличимы друг от друга. Степень, в которой гипотеза верна для реальных черных дыр в соответствии с законами современной физики, в настоящее время остается нерешенной проблемой. [56]

Эти свойства особенные, потому что они видны снаружи черной дыры. Например, заряженная черная дыра отталкивает другие 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. [70] Аналогично, угловой момент (или спина) может быть измерена издалека , используя кадр перетаскивания на gravitomagnetic поля , через, например, эффект Ленза-Тирринг . [71]

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, которая очень похожа на поведение проводящей эластичной мембраны с трением и электрическим сопротивлением - мембранная парадигма . [72] Это отличается от других теорий поля, таких как электромагнетизм, которые не имеют никакого трения или сопротивления на микроскопическом уровне, потому что они обратимы во времени . Поскольку черная дыра в конечном итоге достигает стабильного состояния всего с тремя параметрами, невозможно избежать потери информации о начальных условиях: гравитационное и электрическое поля черной дыры дают очень мало информации о том, что произошло. Информация, которая теряется включает в себя все величины, которые нельзя измерить далеко от горизонта черной дыры, включая приблизительно сохраняющиеся квантовые числа, такие как полное барионное число и лептонное число . Такое поведение настолько загадочно, что его назвали парадоксом потери информации черной дырой . [73] [74]

Гравитационное замедление времени вокруг черной дыры

Физические свойства

У простейших статических черных дыр есть масса, но нет ни электрического заряда, ни момента количества движения. Эти черные дыры часто называют черными дырами Шварцшильда в честь Карла Шварцшильда, который открыл это решение в 1916 году. [29] Согласно теореме Биркгофа , это единственное вакуумное решение, которое является сферически-симметричным . [75] Это означает, что на расстоянии нет наблюдаемой разницы между гравитационным полем такой черной дыры и любым другим сферическим объектом той же массы. Таким образом, популярное представление о черной дыре, «всасывающей все» в своем окружении, верно только вблизи горизонта черной дыры; на большом расстоянии внешнее гравитационное поле идентично полю любого другого тела такой же массы. [76]

Также существуют решения, описывающие более общие черные дыры. Невращающиеся заряженные черные дыры описываются метрикой Рейсснера – Нордстрема , а метрика Керра описывает незаряженную вращающуюся черную дыру. Наиболее общим из известных стационарных решений для черных дыр является метрика Керра – Ньюмана, которая описывает черную дыру как с зарядом, так и с угловым моментом. [77]

В то время как масса черной дыры может принимать любое положительное значение, заряд и угловой момент ограничиваются массой. В единицах Планка , суммарный электрический заряд  Q и полный угловой момент  J , как ожидается , чтобы удовлетворить

для черной дыры массы M . Черные дыры с минимально возможной массой, удовлетворяющие этому неравенству, называются экстремальными . Решения уравнений Эйнштейна, нарушающие это неравенство, существуют, но у них нет горизонта событий. Эти решения имеют так называемые голые особенности, которые можно наблюдать извне, и поэтому они считаются нефизическими . Гипотеза космической цензуры исключает образование таких сингулярностей, когда они создаются в результате гравитационного коллапса реальной материи . [2] Это подтверждается численным моделированием. [78]

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 будет универсальной особенностью компактных астрофизических объектов. Двойной рентгеновский источник - кандидат в черные дыры GRS 1915 + 105 [79], по- видимому, имеет угловой момент, близкий к максимально допустимому. Это неоплаченный лимит составляет [80]

позволяющий определить безразмерный параметр спина такой, что [80]

[80] [Примечание 1]

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

где r s - радиус Шварцшильда, M - масса Солнца . [82] Для черной дыры с ненулевым спином и / или электрическим зарядом радиус будет меньше [Примечание 2] до тех пор, пока экстремальная черная дыра не сможет иметь горизонт событий, близкий к [83]

Горизонт событий

Ближе к черной дыре пространство-время начинает деформироваться. К черной дыре ведет больше путей, чем удаляющихся. [Заметка 3]
Внутри горизонта событий все пути приближают частицу к центру черной дыры. Частица больше не может убежать.

Определяющей чертой черной дыры является появление горизонта событий - границы в пространстве-времени, через которую материя и свет могут проходить только внутрь, к массе черной дыры. Ничто, даже свет, не может ускользнуть из-за горизонта событий. [85] [86] Горизонт событий называется таковым, потому что, если событие происходит в пределах границы, информация от этого события не может достигнуть внешнего наблюдателя, что делает невозможным определение того, произошло ли такое событие. [87]

Как предсказывает общая теория относительности, наличие массы деформирует пространство-время таким образом, что пути, по которым движутся частицы, изгибаются к массе. [88] На горизонте событий черной дыры эта деформация становится настолько сильной, что нет путей, ведущих от черной дыры. [89]

Удаленному наблюдателю кажется, что часы возле черной дыры идут медленнее, чем часы, расположенные дальше от черной дыры. [90] Из-за этого эффекта, известного как гравитационное замедление времени , объект, падающий в черную дыру, кажется, замедляется по мере приближения к горизонту событий, требуя бесконечного времени, чтобы достичь его. [91] В то же время все процессы на этом объекте замедляются с точки зрения фиксированного внешнего наблюдателя, в результате чего любой свет, излучаемый объектом, становится более красным и тусклым, эффект, известный как гравитационное красное смещение . [92] В конце концов, падающий объект исчезает и становится невидимым. Обычно этот процесс происходит очень быстро, когда объект исчезает из поля зрения менее чем за секунду. [93]

С другой стороны, нерушимые наблюдатели, падающие в черную дыру, не замечают ни одного из этих эффектов, пересекая горизонт событий. Согласно их собственным часам, которые кажутся им нормально тикающими, они пересекают горизонт событий через конечное время, не замечая какого-либо особенного поведения; в классической общей теории относительности невозможно определить местоположение горизонта событий из локальных наблюдений из-за принципа эквивалентности Эйнштейна . [94] [95]

Топология горизонта событий черной дыры в равновесии всегда сферическая. [Примечание 4] [98] Для невращающихся (статических) черных дыр геометрия горизонта событий точно сферическая, в то время как для вращающихся черных дыр горизонт событий сжат. [99] [100] [101]

Сингулярность

В центре черной дыры, как описано в общей теории относительности, может находиться гравитационная сингулярность , область, где кривизна пространства-времени становится бесконечной. [102] Для невращающейся черной дыры эта область принимает форму единственной точки, а для вращающейся черной дыры она размазывается, образуя кольцевую сингулярность , лежащую в плоскости вращения. [103] В обоих случаях особая область имеет нулевой объем. Также можно показать, что особая область содержит всю массу раствора черной дыры. [104] Таким образом, можно представить, что особая область имеет бесконечную плотность . [105]

Наблюдатели, попадающие в черную дыру Шварцшильда (т. Е. Невращающуюся и не заряженную), не могут избежать попадания в сингулярность, как только они пересекают горизонт событий. Они могут продлить опыт, ускоряясь, чтобы замедлить спуск, но только до предела. [106] Когда они достигают сингулярности, они раздавливаются до бесконечной плотности, и их масса добавляется к общей массе черной дыры. Прежде чем это произойдет, они будут разорваны растущими приливными силами в процессе, который иногда называют спагеттификацией или «эффектом лапши». [107]

В случае заряженной (Рейсснера – Нордстрема) или вращающейся (Керра) черной дыры можно избежать сингулярности. Расширение этих решений, насколько это возможно, открывает гипотетическую возможность выхода черной дыры в другое пространство-время, когда черная дыра действует как кротовая нора . [108] Возможность путешествия в другую вселенную, однако, является только теоретической, поскольку любое возмущение разрушило бы эту возможность. [109] Также представляется возможным проследить замкнутые временноподобные кривые (возвращение в собственное прошлое) вокруг сингулярности Керра, что приводит к проблемам с причинностью, подобным парадоксу дедушки . [110] Ожидается, что ни один из этих специфических эффектов не выжил бы при правильном квантовом рассмотрении вращающихся и заряженных черных дыр. [111]

Появление сингулярностей в общей теории относительности обычно воспринимается как сигнал о крахе теории. [112] Эта поломка, однако, ожидаема; это происходит в ситуации, когда квантовые эффекты должны описывать эти действия из-за чрезвычайно высокой плотности и, следовательно, взаимодействий 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 иметь особенностей. [113] [114]

Фотонная сфера

Фотонная сфера - это сферическая граница нулевой толщины, в которой фотоны , движущиеся по касательным к этой сфере, будут захвачены на круговой орбите вокруг черной дыры. Для невращающихся черных дыр фотонная сфера имеет радиус в 1,5 раза больше радиуса Шварцшильда. Их орбиты будут динамически нестабильны , поэтому любое небольшое возмущение, такое как падающая частица материи, вызовет нестабильность, которая будет расти с течением времени, либо установив фотон на внешнюю траекторию, заставляя его покинуть черную дыру, либо на внутреннюю спираль, где он в конечном итоге пересечет горизонт событий. [115]

Хотя свет все еще может выходить из фотонной сферы, любой свет, который пересекает фотонную сферу по входящей 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 керровской черной дыры 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 ретроградным. [116] [117]

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 кадра ; общая теория относительности предсказывает, что любая вращающаяся масса будет иметь тенденцию слегка «тянуться» в пространстве-времени, непосредственно окружающем 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 пришлось бы двигаться в противоположном направлении со скоростью, превышающей скорость света, чтобы просто остановиться. [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]

Предметы и излучение могут нормально выходить из эргосферы. Благодаря процессу Пенроуза объекты могут выходить из эргосферы с большей энергией, чем вошли. Дополнительная энергия берется из вращательной энергии черной дыры. Тем самым замедляется вращение черной дыры. [120] Вариант процесса Пенроуза в присутствии сильных магнитных полей, процесс Бландфорда-Знаека считается вероятным механизмом огромной светимости и релятивистских джетов квазаров и других активных ядер галактик .

Внутренняя стабильная круговая орбита (ISCO)

В ньютоновской гравитации , пробные частицы могут стабильно орбиту при произвольных расстояниях от центрального объекта. В общей теории относительности, однако, существует самая внутренняя стабильная круговая орбита (часто называемая ISCO), внутри которой любые бесконечно малые возмущения круговой орбиты приведут к спиральному проникновению в черную дыру. [121] Расположение ISCO зависит от спина черной дыры, в случае черной дыры Шварцшильда (нулевой спин):

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

Учитывая странный характер черных дыр, долгое время возникал вопрос, могут ли такие объекты действительно существовать в природе или они были просто патологическими решениями уравнений Эйнштейна. Сам Эйнштейн ошибочно полагал, что черные дыры не образуются, поскольку считал, что угловой момент коллапсирующих частиц стабилизирует их движение на некотором радиусе. [123] Это привело к тому, что сообщество общей теории относительности отвергло все результаты об обратном в течение многих лет. Однако меньшинство релятивистов продолжало утверждать, что черные дыры являются физическими объектами [124], и к концу 1960-х годов они убедили большинство исследователей в этой области, что нет никаких препятствий для формирования горизонта событий. [ необходима цитата ]

"> Воспроизвести медиа
Моделирование столкновения двух черных дыр

Пенроуз продемонстрировал, что как только формируется горизонт событий, общая теория относительности без квантовой механики требует, чтобы внутри образовалась сингулярность. [57] Вскоре после этого Хокинг показал, что многие космологические решения, описывающие Большой взрыв, имеют сингулярности без скалярных полей или другой экзотической материи (см. « Теоремы о сингулярностях Пенроуза – Хокинга »). [ требуется пояснение ] Решение Керра , теорема об отсутствии волос и законы термодинамики черных дыр показали, что физические свойства черных дыр просты и понятны, что делает их респектабельными объектами для исследований. [125] Обычные черные дыры образуются в результате гравитационного коллапса тяжелых объектов, таких как звезды, но теоретически они могут быть образованы и другими процессами. [126] [127]

Гравитационный коллапс

Гравитационный коллапс происходит, когда внутреннее давление объекта недостаточно, чтобы противостоять собственной гравитации объекта. Для звезд это обычно происходит либо потому, что у звезды осталось слишком мало «топлива», чтобы поддерживать свою температуру 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. [128] Коллапс может быть остановлен давлением вырождения составляющих звезды, что приводит к конденсации вещества в экзотическое более плотное состояние . В результате получается один из различных типов компактной звезды . Какой тип формируется, зависит от массы остатка исходной звезды, оставшейся, если внешние слои были сдуты (например, в сверхновой типа II ). Масса остатка, разрушившегося объекта, пережившего взрыв, может быть существенно меньше массы исходной звезды. Остатки , превышающие 5  M производятся звездами , которые были более чем на 20  М до распада. [128]

Если масса остатка превышает примерно 3–4  M (предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова [38] ), либо потому, что исходная звезда была очень тяжелой, либо потому, что остаток набрал дополнительную массу за счет аккреции вещества, даже давление вырождения из нейтронов недостаточно , чтобы остановить коллапс. Ни один из известных механизмов (кроме, возможно, давления вырождения кварков, см. Кварковая звезда ) не является достаточно мощным, чтобы остановить сжатие, и объект неизбежно схлопнется, образуя черную дыру. [128]

Впечатление художника от сверхмассивного семени черной дыры [129]

Предполагается, что гравитационный коллапс тяжелых звезд является причиной образования 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  M . Эти черные дыры могут быть семенами сверхмассивных черных дыр, обнаруженных в центрах большинства галактик. [130] Кроме того , было предложено , что массивные черные дыры с типичными массами ~ 10 5  М могла образоваться из прямого коллапса газовых облаков в молодой Вселенной. [126] Эти массивные объекты были предложены как зародыши, которые в конечном итоге сформировали самые ранние квазары, наблюдаемые уже на красном смещении.. [131] Некоторые кандидаты в такие объекты были найдены при наблюдениях молодой Вселенной. [126]

Хотя большая часть энергии, выделяющейся во время гравитационного коллапса, испускается очень быстро, сторонний наблюдатель на самом деле не видит конца этого процесса. Несмотря на то, что коллапс занимает конечное количество времени от системы отсчета падающей материи, удаленный наблюдатель мог бы видеть, как падающий материал медленно и останавливается прямо над горизонтом событий из-за гравитационного замедления времени. Свету от схлопывающегося материала требуется все больше и больше времени, чтобы достичь наблюдателя, при этом свет, излучаемый непосредственно перед формированием горизонта событий, задерживается на бесконечное количество времени. Таким образом, внешний наблюдатель никогда не видит формирования горизонта событий; вместо этого схлопывающийся материал, кажется, становится более тусклым и все больше смещается в красный цвет, в конечном итоге исчезает. [132]

Первозданные черные дыры и Большой взрыв

Гравитационный коллапс требует большой плотности. В нынешнюю эпоху Вселенной такие высокие плотности обнаруживаются только в звездах, 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 черной дыры, поскольку равномерное распределение массы не позволяет массе сгущаться. Для того чтобы первичные черные дыры образовались в такой плотной среде, должны были существовать начальные 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 массы Планка ( m P = ħ c / G1,2 × 10 19  ГэВ / c 22,2 × 10 −8  кг ) до сотен тысяч солнечных масс. [127]

Несмотря на то, что ранняя Вселенная была чрезвычайно плотной - намного более плотной, чем обычно требуется для образования черной дыры, - во время Большого взрыва она не превратилась в черную дыру. Модели гравитационного коллапса объектов относительно постоянного размера, таких как звезды , не обязательно одинаково применимы к быстро расширяющемуся пространству, например Большому взрыву. [133]

Столкновения с высокой энергией

Смоделированное событие в детекторе CMS: столкновение, при котором может образоваться черная дыра.

Гравитационный коллапс - не единственный процесс, который может создавать черные дыры. В принципе, черные дыры могут образоваться в столкновениях с высокой энергией, которые достигают достаточной плотности. По состоянию на 2002 год таких событий не было обнаружено ни прямо, ни косвенно как нарушение баланса массы в экспериментах с ускорителями частиц . [134] Это говорит о том, что должен существовать нижний предел массы черных дыр. Теоретически ожидается, что эта граница будет лежать вокруг массы Планка, где квантовые эффекты, как ожидается, сделают недействительными предсказания общей теории относительности. [135] Это сделало бы создание черных дыр вне досягаемости для любых высокоэнергетических процессов, происходящих на Земле или вблизи нее. Однако некоторые разработки в области квантовой гравитации предполагают, что минимальная масса черной дыры может быть намного ниже: в некоторых сценариях мира на бране, например, граница составляет всего1 ТэВ / c 2 . [136] Это сделало бы возможным создание микрочерных дыр в результате столкновений высоких энергий, которые происходят, когда космические лучи попадают в атмосферу Земли, или, возможно, в Большом адронном коллайдере в ЦЕРНе . Эти теории очень умозрительны, и создание черных дыр в этих процессах многие специалисты считают маловероятным. [137] Даже если бы могли образоваться микрочерные дыры, ожидается, что они испарятся примерно за 10-25 секунд, не представляя угрозы для Земли. [138]

Рост

После того, как черная дыра сформировалась, она может продолжать расти, поглощая дополнительное количество вещества . Любая черная дыра будет постоянно поглощать газ и межзвездную пыль из своего окружения. Этот процесс роста является одним из возможных путей образования некоторых сверхмассивных черных дыр, хотя образование сверхмассивных черных дыр все еще остается открытой областью исследований. [130] Аналогичный процесс был предложен для образования черных дыр промежуточной массы, обнаруженных в шаровых скоплениях . [139] 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 из скопления множества более мелких объектов. [130] Этот процесс также был предложен как источник некоторых черных дыр промежуточной массы. [140] [141]

Испарение

В 1974 году Хокинг предсказал, что черные дыры не совсем черные, но испускают небольшое количество теплового излучения с температурой ℏ  c 3 / (8 π  G  M  k B ); [63] этот эффект получил название излучения Хокинга. Применив квантовую теорию поля к статическому фону черной дыры, он определил, что черная дыра должна испускать частицы, которые отображают идеальный спектр черного тела . После публикации Хокинга многие другие подтвердили результат с помощью различных подходов. [142] Если теория излучения черной дыры Хокинга верна, то ожидается, что черные дыры со временем сжимаются и испаряются, поскольку они теряют массу из-за испускания фотонов и других частиц. [63] Температура этого теплового спектра ( температура Хокинга ) пропорциональна силе тяжести на поверхности черной дыры, которая для черной дыры Шварцшильда обратно пропорциональна массе. Следовательно, большие черные дыры излучают меньше излучения, чем маленькие черные дыры. [143]

Звездная черная дыра размером 1  M имеет температуру Хокинга 62  нанокельвина . [144] Это намного меньше температуры 2,7 К фонового космического микроволнового излучения. Звездные или более крупные черные дыры получают больше массы от космического микроволнового фона, чем они испускают через излучение Хокинга, и, таким образом, будут расти, а не сокращаться. [145] Чтобы иметь температуру Хокинга выше 2,7 К (и иметь возможность испаряться), черной дыре потребуется масса меньше Луны . Такая черная дыра имела бы диаметр менее десятой миллиметра. [146]

Если черная дыра очень мала, ожидается, что радиационные эффекты станут очень сильными. Черная дыра массой автомобиля имела бы диаметр около 10 -24  м и испарилась бы за наносекунду, за это время она на короткое время имела бы светимость более чем в 200 раз больше, чем Солнце. Ожидается, что черные дыры меньшей массы будут испаряться еще быстрее; например, черной дыре с массой 1 ТэВ / c 2 потребуется менее 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 это. [147] [148]

Предполагается, что излучение Хокинга астрофизической черной дыры будет очень слабым, и поэтому его будет чрезвычайно трудно обнаружить с Земли. Однако возможным исключением является вспышка гамма-излучения, испускаемая на последней стадии испарения первичных черных дыр. Поиски таких вспышек оказались безуспешными и строго ограничивают возможность существования первичных черных дыр малой массы. [149] Космический гамма-телескоп Ферми НАСА, запущенный в 2008 году, продолжит поиск этих вспышек. [150]

Если черные дыры испаряются из-за излучения Хокинга, черная дыра солнечной массы испарится (начиная с того момента, когда температура космического микроволнового фона упадет ниже температуры черной дыры) в течение 10 64 лет. [151] Сверхмассивная черная дыра с массой 10 11  M испарится примерно за 2 × 10 100 лет. [152] Некоторые чудовищные черные дыры во Вселенной, по прогнозам, продолжат расти, возможно, до 10 14  M во время коллапса сверхскоплений галактик. Даже они испарились бы за время до 10 106 лет. [151]

Галактика Мессье 87 - первая изображенная черная дыра
контекст
крупный план
сверхмассивная черная дыра

По своей природе черные дыры сами по себе не испускают никакого другого электромагнитного излучения, кроме гипотетического излучения Хокинга, поэтому астрофизики, ищущие черные дыры, обычно должны полагаться на косвенные наблюдения. Например, о существовании черной дыры иногда можно судить по ее гравитационному влиянию на окружающую среду. [153]

10 апреля 2019 года было выпущено изображение черной дыры, которое видно в увеличенном виде, потому что световые пути около горизонта событий сильно изогнуты. Темная тень посередине образована световыми путями, поглощаемыми черной дырой. [22] Изображение имеет ложный цвет , так как обнаруженный световой ореол на этом изображении находится не в видимом спектре, а в радиоволнах.

Оттиск художника изображает пути фотонов в окрестности черной дыры. Гравитационное изгибание и захват света горизонтом событий являются причиной тени, захваченной телескопом горизонта событий.

Event Horizon Telescope (EHT), является активной программой , которая непосредственно наблюдает непосредственное окружение горизонта событий черных дыр, такие , как черная дыра в центре Млечного Пути. В апреле 2017 года EHT начал наблюдение черной дыры в центре Мессье 87. [154] «Всего восемь радиообсерваторий на шести горах и четырех континентах наблюдали за галактикой в ​​Деве в течение 10 дней в апреле 2017 года», чтобы предоставить данные, дающие изображение два года спустя, в апреле 2019 года. [155] После двух лет обработки данных EHT опубликовал первое прямое изображение черной дыры, в частности сверхмассивной черной дыры, которая находится в центре вышеупомянутой галактики. [156] [157] Видна не черная дыра, которая отображается черной из-за потери всего света в этой темной области, а газы на краю горизонта событий, которые отображаются оранжевым или оранжевым цветом. красный, которые определяют черную дыру. [158]

Считается, что увеличение яркости этого материала в «нижней» половине обработанного EHT-изображения вызвано доплеровским излучением , в результате чего материал, приближающийся к зрителю с релятивистскими скоростями, воспринимается ярче, чем удаляемый материал. В случае черной дыры это явление означает, что видимый материал вращается с релятивистскими скоростями (> 1000 км / с), единственными скоростями, на которых можно центробежно уравновесить огромное гравитационное притяжение сингулярности и, таким образом, оставаться на орбите над горизонтом событий. Такая конфигурация яркого материала подразумевает, что EHT наблюдал M87 * с точки зрения захвата аккреционного диска черной дыры почти с ребра, поскольку вся система вращалась по часовой стрелке. [159] [160] Однако чрезмерное гравитационное линзирование, связанное с черными дырами, создает иллюзию перспективы, при которой аккреционный диск виден сверху. В действительности, большая часть кольца на изображении EHT была создана, когда свет, излучаемый обратной стороной аккреционного диска, огибал гравитационный колодец черной дыры и уходил; это означает, что большинство возможных перспектив на M87 * позволяют видеть весь диск, даже если он находится непосредственно за «тенью».

До этого, в 2015 году, EHT обнаружил магнитные поля сразу за горизонтом событий Стрельца A * и даже определил некоторые их свойства. Силовые линии, проходящие через аккреционный диск, оказались сложной смесью упорядоченного и запутанного. Существование магнитных полей было предсказано теоретическими исследованиями черных дыр. [161] [162]

Предсказанное появление невращающейся черной дыры с тороидальным кольцом из ионизированной материи, такое как было предложено [163] в качестве модели для Стрельца A * . Асимметрия возникает из-за эффекта Доплера, возникающего из-за огромной орбитальной скорости, необходимой для центробежного баланса очень сильного гравитационного притяжения дыры.

Обнаружение гравитационных волн от сливающихся черных дыр

14 сентября 2015 года обсерватория гравитационных волн LIGO провела первое успешное прямое наблюдение гравитационных волн . [11] [164] Сигнал соответствовал теоретическим предсказаниям для гравитационных волн, созданных слиянием двух черных дыр: одна с массой около 36 солнечных масс, а другая около 29 масс Солнца. [11] [165] Это наблюдение является наиболее конкретным доказательством существования черных дыр на сегодняшний день. Например, сигнал гравитационной волны предполагает, что расстояние между двумя объектами до слияния составляло всего 350 км (или примерно в четыре раза больше радиуса Шварцшильда, соответствующего предполагаемым массам). Следовательно, объекты должны были быть чрезвычайно компактными, поэтому наиболее правдоподобная интерпретация оставила черные дыры. [11]

Что еще более важно, сигнал , наблюдаемый с помощью LIGO также включено начала после слияния конечной стадии , сигнал , производимый в новообразованном компактном объекте располагается в стационарное состояние. Можно утверждать, что это самый прямой способ наблюдения за черной дырой. [166] Из сигнала LIGO можно извлечь частоту и время затухания доминирующего режима сигнала вызова. Из них можно сделать вывод о массе и угловом моменте конечного объекта, которые соответствуют независимым предсказаниям численного моделирования слияния. [167] Частота и время затухания доминирующей моды определяются геометрией фотонной сферы. Следовательно, наблюдение этой моды подтверждает наличие фотонной сферы; однако он не может исключить возможные экзотические альтернативы черным дырам, которые достаточно компактны, чтобы иметь фотонную сферу. [166]

Это наблюдение также является первым наблюдательным свидетельством существования двойных звездных черных дыр. Кроме того, это первое наблюдательное свидетельство наличия черных дыр звездных масс весом 25 и более солнечных масс. [168]

С тех пор наблюдалось еще много событий , связанных с гравитационными волнами . [13]

Собственные движения звезд, вращающихся вокруг Стрельца A *

В собственные движения звезд вблизи центра нашей Галактики обеспечивают сильное наблюдательное доказательство того, что эти звезды вращаются вокруг сверхмассивных черных дыр. [169] С 1995 года астрономы отслеживали движение 90 звезд, вращающихся вокруг невидимого объекта, совпадающего с радиоисточником Стрелец A *. Подгоняя свои движения к кеплеровским орбитам , астрономы смогли в 1998 году сделать вывод, что Объект 2,6 × 10 6 M должен содержаться в объеме с радиусом 0,02 светового года, чтобы вызвать движение этих звезд. [170] С тех пор одна из звезд - S2 - завершила полный оборот. По орбитальным данным астрономы смогли уточнить расчеты массы до4,3 × 10 6  M и радиус менее 0,002 светового года для объекта, вызывающего орбитальное движение этих звезд. [169] Верхний предел размера объекта все еще слишком велик, чтобы проверить, меньше ли он, чем его радиус Шварцшильда; тем не менее, эти наблюдения убедительно свидетельствуют о том, что центральный объект является сверхмассивной черной дырой, поскольку нет других вероятных сценариев удержания такой большой невидимой массы в таком небольшом объеме. [170] Кроме того, есть некоторые данные наблюдений, свидетельствующие о том, что этот объект может обладать горизонтом событий - особенностью, уникальной для черных дыр. [171]

Аккреция материи

Черная дыра с короной, источник рентгеновского излучения (концепция художника) [172]

Из - за сохранения углового момента , [173] газа падает в гравитационную и создаваемом массивном объекте, как правило , образует диск-подобную структуре вокруг объекта. Впечатления художников, такие как сопутствующее изображение черной дыры с короной, обычно изображают черную дыру, как если бы это было тело в плоском пространстве, скрывающее часть диска сразу за ним, но в действительности гравитационное линзирование сильно исказило бы изображение аккреционный диск. [174]

НАСА смоделировало вид из-за горизонта черной дыры Шварцшильда, освещенной тонким аккреционным диском.

Внутри такого диска трение вызовет перенос углового момента наружу, позволяя материи опускаться дальше внутрь, высвобождая таким образом потенциальную энергию и повышая температуру газа. [175]

Размытие рентгеновских лучей около черной дыры ( NuSTAR ; 12 августа 2014 г.) [172]

Когда аккрецирующим объектом является нейтронная звезда или черная дыра, газ во внутреннем аккреционном диске вращается с очень высокой скоростью из-за его близости к компактному объекту . Возникающее трение настолько велико, что нагревает внутренний диск до температур, при которых он испускает огромное количество электромагнитного излучения (в основном рентгеновских лучей). Эти яркие рентгеновские источники могут быть обнаружены телескопами. Этот процесс аккреции - один из наиболее эффективных известных процессов производства энергии; до 40% остальной массы сросшегося материала может испускаться в виде излучения. [175] (При ядерном синтезе только около 0,7% массы покоя будет выделяться в виде энергии.) Во многих случаях аккреционные диски сопровождаются релятивистскими струями , которые испускаются вдоль полюсов и уносят большую часть энергии. Механизм создания этих самолетов в настоящее время не совсем понятен, отчасти из-за недостатка данных. [176]

Таким образом, многие из наиболее энергичных явлений во Вселенной были приписаны аккреции вещества на черные дыры. В частности, активные ядра галактик и квазары считаются аккреционными дисками сверхмассивных черных дыр. [177] Точно так же рентгеновские двойные системы обычно считаются двойными звездными системами, в которых одна из двух звезд представляет собой компактный объект, аккрецирующий материю от своего компаньона. [177] Также было высказано предположение, что некоторые сверхъестественные источники рентгеновского излучения могут быть аккреционными дисками черных дыр промежуточных масс. [178]

В ноябре 2011 года было сообщено о первом прямом наблюдении аккреционного диска квазара вокруг сверхмассивной черной дыры. [179] [180]

Рентгеновские двойные системы

"> Воспроизвести медиа
Компьютерное моделирование звезды, поглощаемой черной дырой. Синяя точка указывает местоположение черной дыры.
"> Воспроизвести медиа
В этой анимации сравниваются рентгеновские "биения" двух черных дыр GRS 1915 и IGR J17091, которые поглощают газ от звезд-компаньонов.
Chandra X-Ray Observatory изображение Cygnus X-1 , который был первым сильным кандидатом в черные дыры обнаружены

Рентгеновские двойные системы - это двойные звездные системы, которые излучают большую часть своего излучения в рентгеновской части спектра. Обычно считается, что это рентгеновское излучение возникает, когда одна из звезд (компактный объект) аккрецирует материю от другой (обычной) звезды. Присутствие обычной звезды в такой системе дает возможность изучить центральный объект и определить, может ли это быть черная дыра. [177]

Если такая система излучает сигналы, которые можно напрямую проследить до компактного объекта, это не может быть черная дыра. Однако отсутствие такого сигнала не исключает возможности того, что компактный объект является нейтронной звездой. Изучая звезду-компаньон, часто можно получить параметры орбиты системы и получить оценку массы компактного объекта. Если это намного больше, чем предел Толмена – Оппенгеймера – Волкова (максимальная масса, которую звезда может иметь без коллапса), то объект не может быть нейтронной звездой и обычно считается черной дырой. [177]

Первый сильный кандидат в черную дыру, Лебедь X-1 , был открыт таким образом Чарльзом Томасом Болтоном , [181] Луизой Вебстер и Полом Мурдином [182] в 1972 году. [183] [184] Однако есть некоторые сомнения. осталась из-за неопределенностей, связанных с тем, что звезда-компаньон намного тяжелее черной дыры-кандидата. В настоящее время лучшие кандидаты в черные дыры находятся в классе рентгеновских двойных систем, называемых транзиентами мягкого рентгеновского излучения. В этом классе систем звезда-компаньон имеет относительно небольшую массу, что позволяет более точно оценить массу черной дыры. Более того, эти системы активно излучают рентгеновское излучение всего несколько месяцев раз в 10–50 лет. В период слабого рентгеновского излучения (так называемого покоя) аккреционный диск чрезвычайно тусклый, что позволяет детально наблюдать за звездой-компаньоном в этот период. Одним из лучших таких кандидатов является V404 Cygni . [177]

Квазипериодические колебания

Рентгеновское излучение аккреционных дисков иногда мерцает на определенных частотах. Эти сигналы называются квазипериодическими колебаниями. Считается, что они вызваны движением материала по внутреннему краю аккреционного диска (самая внутренняя стабильная круговая орбита). Таким образом, их частота связана с массой компактного объекта. Таким образом, их можно использовать как альтернативный способ определения массы кандидатов в черные дыры. [185]

Галактические ядра

Магнитные волны, называемые альфвеновскими S-волнами , исходят от основания струй черных дыр.

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 (AGN) можно объяснить наличием сверхмассивных черных дыр, которые могут быть в миллионы раз массивнее звездных. Модели этого АЯГ состоят из центральной черной дыры, которая может быть в миллионы или миллиарды раз массивнее Солнца ; диск из межзвездного газа и пыли, называемый аккреционным диском; и две струи, перпендикулярные аккреционному диску. [186] [187]

Обнаружение необычно яркой рентгеновской вспышки от Стрельца A *, черной дыры в центре галактики Млечный Путь 5  января 2015 г. [188]

Хотя ожидается, что сверхмассивные черные дыры будут обнаружены в большинстве АЯГ, только ядра некоторых галактик были более тщательно изучены в попытках идентифицировать и измерить фактические массы центральных кандидатов в сверхмассивные черные дыры. Некоторые из наиболее известных галактик с кандидатами в сверхмассивные 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 . [189]

Сейчас широко признано, что центр почти каждой галактики, не только активной, содержит сверхмассивную черную дыру. [190] Тесная корреляция между массой этой дыры и дисперсией скоростей балджа родительской галактики , известная как соотношение M – сигма , убедительно указывает на связь между образованием черной дыры и образованием самой галактики. [191]

Моделирование газового облака после сближения с черной дырой в центре Млечного Пути. [192]

Микролинзирование (предлагается)

Другой способ проверки природы объекта как черной дыры - это наблюдение за эффектами, вызванными сильным гравитационным полем в непосредственной близости от объекта. Одним из таких эффектов является гравитационное линзирование : деформация пространства-времени вокруг массивного объекта заставляет световые лучи отклоняться так же, как свет, проходящий через оптическую линзу . Были сделаны наблюдения за слабым гравитационным линзированием, при котором световые лучи отклоняются всего на несколько угловых секунд . Однако для черной дыры это никогда не наблюдалось напрямую. [193] Одной из возможностей наблюдения гравитационного линзирования черной дыры было бы наблюдение звезд на орбите вокруг черной дыры. Есть несколько кандидатов на такое наблюдение на орбите Стрельца A *. [193]

Доказательства наличия звездных черных дыр сильно зависят от существования верхнего предела массы нейтронной звезды. Размер этого предела сильно зависит от предположений о свойствах плотной материи. Новые экзотические фазы материи могут подтолкнуть к этому пределу. [177] Фаза свободных кварков с высокой плотностью может допускать существование плотных кварковых звезд [194], а некоторые суперсимметричные модели предсказывают существование Q-звезд . [195] Некоторые расширения стандартной модели постулируют существование преонов как фундаментальных строительных блоков кварков и лептонов , которые гипотетически могут образовывать преонные звезды . [196] Эти гипотетические модели могут потенциально объяснить ряд наблюдений звездных кандидатов в черные дыры. Однако из аргументов общей теории относительности можно показать, что любой такой объект будет иметь максимальную массу. [177]

Так как средняя плотность черной дыры внутри его радиуса Шварцшильда обратно пропорциональна квадрату ее масс, черные дыры гораздо менее плотным , чем звездные черные дыры (средняя плотность в 10 8  M черной дыры сравнима с таковым вода). [177] Следовательно, физика вещества, образующего 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. [177]

Свидетельства существования звездных и сверхмассивных черных дыр подразумевают, что для того, чтобы черные дыры не образовывались, общая теория относительности должна потерпеть неудачу как теория гравитации, возможно, из-за начала квантово-механических поправок. Очень ожидаемая особенность теории квантовой гравитации заключается в том, что в ней не будет сингулярностей или горизонтов событий, и, следовательно, черные дыры не будут настоящими артефактами. [197] Например, в модели пушистика, основанной на теории струн , отдельные состояния решения для черной дыры обычно не имеют горизонта событий или сингулярности, но для классического / полуклассического наблюдателя статистическое среднее таких состояний представляется просто как обычная черная дыра согласно общей теории относительности. [198]

Было высказано предположение, что несколько теоретических объектов идентично или почти идентично совпадают с наблюдениями астрономических кандидатов в черные дыры, но функционируют посредством другого механизма. К ним относятся гравастар , на черную звезду , [199] и темной энергии звезды . [200]

Энтропия и термодинамика

S =1/4в 3 к/ А
Формула для энтропии Бекенштейна – Хокинга ( S ) черной дыры, которая зависит от площади черной дыры ( A ). Константы являются скорость света ( с ), то постоянная Больцмана ( к ), постоянная Ньютона ( G ), и приведенная постоянная Планка ( ħ ). В единицах Планка это сводится к S = А/4.

В 1971 году Хокинг показал при общих условиях [Примечание 5], что общая площадь горизонтов событий любого набора классических черных дыр никогда не может уменьшиться, даже если они сталкиваются и сливаются. [201] Этот результат, теперь известный как второй закон механики черной дыры , удивительно похож на второй закон термодинамики , который гласит, что полная энтропия изолированной системы никогда не может уменьшиться. 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, если бы насыщенная энтропией материя попала в черную дыру, что привело бы к уменьшению общей энтропии Вселенной. Поэтому Бекенштейн предположил, что у черной дыры должна быть энтропия, и что она должна быть пропорциональна площади ее горизонта. [202]

Связь с законами термодинамики была дополнительно усилена открытием Хокинга, согласно которому квантовая теория поля предсказывает, что черная дыра излучает излучение черного тела при постоянной температуре. Это, по-видимому, вызывает нарушение второго закона механики черной дыры, поскольку излучение уносит энергию из черной дыры, вызывая ее сжатие. Однако излучение также уносит энтропию, и при общих предположениях можно доказать, что сумма энтропии вещества, окружающей черную дыру, и четверть площади горизонта, измеренная в единицах Планка, на самом деле всегда увеличивается. Это позволяет сформулировать первый закон механики черной дыры как аналог первого закона термодинамики , в котором масса действует как энергия, поверхностная гравитация - как температура, а площадь - как энтропия. [202]

Одна загадочная особенность заключается в том, что энтропия черной дыры зависит от ее площади, а не от ее объема, поскольку энтропия обычно является большой величиной, которая линейно масштабируется с объемом системы. Это странное свойство привело Джерарда Хофта и Леонарда Сасскинда к предложению голографического принципа , который предполагает, что все, что происходит в объеме пространства-времени, можно описать данными на границе этого объема. [203]

Хотя общую теорию относительности можно использовать для выполнения полуклассических вычислений энтропии черной дыры, эта ситуация теоретически неудовлетворительна. В статистической механике энтропия понимается как подсчет количества микроскопических конфигураций системы, которые обладают одинаковыми макроскопическими качествами (такими как масса, заряд, давление и т. Д.). Без удовлетворительной теории квантовой гравитации невозможно выполнить такие вычисления для черных дыр. Некоторый прогресс был достигнут в различных подходах к квантовой гравитации. В 1995 году Эндрю Строминджер и Кумран Вафа показали, что подсчет микросостояний конкретной суперсимметричной черной дыры в теории струн воспроизводит энтропию Бекенштейна – Хокинга. [204] 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 . [205]

Парадокс потери информации

Нерешенная проблема в физике :

Теряется ли физическая информация в черных дырах?

(больше нерешенных задач по физике)

Поскольку черная дыра имеет лишь несколько внутренних параметров, большая часть информации о материи, которая сформировала черную дыру, теряется. Независимо от типа вещества, попадающего в черную дыру, оказывается, что сохраняется только информация о полной массе, заряде и угловом моменте. Пока считалось, что черные дыры сохраняются вечно, потеря информации не является такой проблемой, поскольку информация может рассматриваться как существующая внутри черной дыры, недоступная извне, но представленная на горизонте событий в соответствии с голографическим принципом. Однако черные дыры медленно испаряются, испуская излучение Хокинга. Это излучение, похоже, не несет никакой дополнительной информации о материи, которая сформировала черную дыру, а это означает, что эта информация, похоже, исчезла навсегда. [206]

Вопрос о том, действительно ли информация теряется в черных дырах ( парадокс информации о черной дыре ), разделил сообщество теоретиков-физиков (см. Пари Торна – Хокинга – Прескилла ). В квантовой механике потеря информации соответствует нарушению свойства, называемого унитарностью , и утверждалось, что потеря унитарности также будет означать нарушение сохранения энергии [207], хотя это также оспаривается. [208] В последние годы появились свидетельства того, что действительно информация и унитарность сохраняются при полном квантово-гравитационном рассмотрении проблемы. [209]

Одна попытка разрешить информационный парадокс черной дыры известна как комплементарность черной дыры . В 2012 году был введен « парадокс межсетевого экрана » с целью продемонстрировать, что комплементарность черных дыр не решает информационный парадокс. Согласно квантовой теории поля в искривленном пространстве-времени , в одном испускании излучения Хокинга участвуют две взаимно запутанные частицы. Уходящая частица улетает и испускается как квант излучения Хокинга; падающая частица поглощается черной дырой. Предположим, что черная дыра образовалась за конечное время в прошлом и полностью испарится через какое-то конечное время в будущем. Тогда он будет излучать только конечное количество информации, закодированной в его излучении Хокинга. Согласно исследованиям таких физиков, как Дон Пейдж [210] [211] и Леонард Сасскинд, в конечном итоге наступит время, когда исходящая частица должна быть запутана всем излучением Хокинга, которое ранее испускала черная дыра. Это, по-видимому, создает парадокс: принцип, называемый « моногамия запутанности », требует, чтобы, как и любая квантовая система, исходящая частица не могла быть полностью запутана одновременно с двумя другими системами; однако здесь исходящая частица кажется запутанной как с падающей частицей, так и, независимо, с прошлым излучением Хокинга. [212] Чтобы разрешить это противоречие, физики 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. [213] В целом, от какого из этих допущений - если таковые вообще следует отказаться - все еще ведутся споры. [208]

  • Двоичная черная дыра
  • Черная брана
  • Инициатива черной дыры
  • Звездолет черной дыры
  • Черные дыры в художественной литературе
  • Черная строка
  • Blanet
  • БТЗ черная дыра
  • Черная дыра с прямым коллапсом
  • Кугельблиц (астрофизика)
  • Список черных дыр
  • Список ближайших черных дыр
  • Очертание черных дыр
  • Звуковая черная дыра
  • Сасскинд-Хокинг битва
  • Хронология физики черной дыры
  • Белая дыра

  1. ^ Значение cJ / 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. [81]
  2. ^ (Внешний) радиус горизонта событий масштабируется как:
  3. ^ Набор возможных путей или, точнее, будущий световой конус, содержащий все возможные мировые линии (на этой диаграмме световой конус представлен V-образной областью, ограниченной стрелками, представляющими 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 наклоняются таким образом, например, в координатах Шварцшильда они просто сужаются без наклона по мере приближения к горизонт событий, а в координатах Крускала – Секереса световые конусы вообще не меняют форму или ориентацию. [84]
  4. ^ Это верно только для четырехмерного пространства-времени. В более высоких измерениях возможны более сложные топологии горизонта, такие как черное кольцо . [96] [97]
  5. ^ В частности, он предположил, что вся материя удовлетворяет условию слабой энергии .

  1. Перейти ↑ Wald 1984 , pp. 299–300
  2. ^ а б Вальд, RM (1997). «Гравитационный коллапс и космическая цензура». In Iyer, BR; Бхавал Б. (ред.). Черные дыры, гравитационное излучение и Вселенная . Springer. С. 69–86. arXiv : gr-qc / 9710068 . DOI : 10.1007 / 978-94-017-0934-7 . ISBN 978-9401709347.
  3. ^ Овербай, Деннис (8 июня 2015 г.). «Охотники за черной дырой» . НАСА . Архивировано 9 июня 2015 года . Проверено 8 июня 2015 года .
  4. ^ Гамильтон А. «Путешествие в черную дыру Шварцшильда» . jila.colorado.edu . Проверено 28 июня 2020 .
  5. ^ Шутц, Бернард Ф. (2003). Гравитация с земли . Издательство Кембриджского университета. п. 110. ISBN 978-0-521-45506-0. Архивировано 2 декабря 2016 года.
  6. ^ Дэвис, PCW (1978). «Термодинамика черных дыр» (PDF) . Отчеты о достижениях физики . 41 (8): 1313–1355. Bibcode : 1978RPPh ... 41.1313D . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 41/8/004 . Архивировано из оригинального (PDF) 10 мая 2013 года.
  7. ^ а б в Монтгомери, Колин; Орчистон, Уэйн; Уиттингем, Ян (2009). «Мичелл, Лаплас и происхождение концепции черной дыры». Журнал астрономической истории и наследия . 12 (2): 90–96. Bibcode : 2009JAHH ... 12 ... 90М .
  8. ^ Вебстер, Б. Луиза; Мурдин, Пол (1972), «Лебедь X-1 - спектроскопическая двойная система с тяжелым компаньоном?», Nature , 235 (5332): 37–38, Bibcode : 1972Natur.235 ... 37W , doi : 10.1038 / 235037a0 , S2CID  4195462
  9. ^ Болтон, CT (1972), «Идентификация Cygnus X-1 с HDE 226868», Nature , 235 (5336): 271–273, Bibcode : 1972Natur.235..271B , doi : 10.1038 / 235271b0 , S2CID  4222070
  10. ^ Клери Д. (2020). «Черные дыры, застигнутые в процессе проглатывания звезд». Наука . 367 (6477): 495. Bibcode : 2020Sci ... 367..495C . DOI : 10.1126 / science.367.6477.495 . PMID  32001633 .
  11. ^ а б в г Abbott, BP; и другие. (2016). "Наблюдение за гравитационными волнами от двойного слияния черных дыр". Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode : 2016PhRvL.116f1102A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102 . PMID  26918975 . S2CID  124959784 .
  12. ^ Сигел, Итан. «Пять удивительных истин о черных дырах от LIGO» . Forbes . Проверено 12 апреля 2019 .
  13. ^ а б «Обнаружение гравитационных волн» . LIGO . Проверено 9 апреля 2018 .
  14. ^ а б в Телескоп горизонта событий, The (2019). "Результаты первого телескопа горизонта событий M87. I. Тень сверхмассивной черной дыры". Астрофизический журнал . 875 (1): L1. arXiv : 1906.11238 . Bibcode : 2019ApJ ... 875L ... 1E . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / ab0ec7 .
  15. ^ Боуман, Кэтрин Л .; Джонсон, Майкл Д .; Зоран, Даниил; Рыба, Винсент Л .; Doeleman, Sheperd S .; Фриман, Уильям Т. (2016). "Вычислительная визуализация для реконструкции изображений VLBI". Конференция IEEE 2016 года по компьютерному зрению и распознаванию образов (CVPR) . С. 913–922. arXiv : 1512.01413 . DOI : 10.1109 / CVPR.2016.105 . ЛВП : 1721,1 / 103077 . ISBN 978-1-4673-8851-1. S2CID  9085016 .
  16. ^ Гардинер, Эйдан (12 апреля 2018 г.). «Когда черная дыра наконец раскрывается, это помогает иметь нашего собственного космического репортера - в среду астрономы объявили, что они сделали первое изображение черной дыры. Деннис Овербай из Times отвечает на вопросы читателей» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 15 апреля 2019 .
  17. ^ Овербай, Деннис (24 марта 2021 г.). «Самый интимный портрет черной дыры - два года анализа поляризованного света от гигантской черной дыры галактики дали ученым представление о том, как могут возникать квазары» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 25 марта 2021 года .
  18. ^ Oldham, LJ; Оже, МВт (март 2016 г.). «Структура галактики по множеству трассеров - II. M87 от парсековых до мегапарсековых масштабов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 457 (1): 421–439. arXiv : 1601.01323 . Bibcode : 2016MNRAS.457..421O . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2982 . S2CID  119166670 .
  19. ^ Овербай, Деннис (10 апреля 2019 г.). «Впервые открыта фотография черной дыры - астрономы наконец-то сделали снимок самых темных существ в космосе - Комментарии» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 10 апреля 2019 .
  20. ^ Ландау, Элизабет (10 апреля 2019 г.). «Изображение черной дыры делает историю» . НАСА . Проверено 10 апреля 2019 .
  21. ^ «Женщина за первым изображением черной дыры» . bbc.co.uk . BBC News . 11 апреля 2019.
  22. ^ а б Фальке, Хейно; Мелия, Фульвио; Агол, Эрик (1 января 2000 г.). «Просмотр тени черной дыры в центре Галактики» . Астрофизический журнал . 528 (1): L13 – L16. arXiv : astro-ph / 9912263 . Bibcode : 2000ApJ ... 528L..13F . DOI : 10.1086 / 312423 . PMID  10587484 . S2CID  119433133 .
  23. ^ «Разорванная черной дырой» . Пресс-релиз ESO . Архивировано из оригинального 21 июля 2013 года . Проверено 19 июля 2013 года .
  24. ^ «Инструмент ESO находит ближайшую к Земле черную дыру» . Европейская южная обсерватория . 6 мая 2020.
  25. ^ Мичелл, Дж. (1784). «О средствах обнаружения расстояния, величины и т. Д. Неподвижных звезд вследствие уменьшения скорости их света, в случае, если такое уменьшение должно иметь место в какой-либо из них, и таких других данных. Должен быть получен из наблюдений, поскольку это может быть более необходимым для этой цели. Преподобный Джон Мичелл, BDFRS, в письме Генри Кавендишу, эсквайру FRS и A.S " . Философские труды Королевского общества . 74 : 35–57. Bibcode : 1784RSPT ... 74 ... 35М . DOI : 10,1098 / rstl.1784.0008 . JSTOR  106576 .
  26. ^ a b Торн 1994 , стр. 123–124
  27. ^ Slayter, Элизабет М .; Слейтер, Генри С. (1992). Световая и электронная микроскопия . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-33948-3. Архивировано 30 ноября 2017 года.
  28. ^ Красс, Институт астрономии - Дизайн DR Wilkins и SJ «Свет, убегающий из черных дыр» . www.ast.cam.ac.uk . Проверено 10 марта 2018 .
  29. ^ а б Шварцшильд, К. (1916). "Uber das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie" . Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften . 7 : 189–196. Bibcode : 1916SPAW ....... 189S .
    • Перевод: Antoci, S .; Loinger, A. (1999). «О гравитационном поле материальной точки по теории Эйнштейна». arXiv : физика / 9905030 . а также Шварцшильд, К. (1916). "Uber das Gravitationsfeld einer Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie" . Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften . 18 : 424–434. Bibcode : 1916skpa.conf..424S .
    • Перевод: Антоци, С. (1999). «О гравитационном поле сферы несжимаемой жидкости по теории Эйнштейна». arXiv : физика / 9912033 .
  30. ^ Дросте, Дж. (1917). «О поле единственного центра в теории гравитации Эйнштейна и движении частицы в этом поле» (PDF) . Труды Королевской академии Амстердама . 19 (1): 197–215. Архивировано из оригинального (PDF) 18 мая 2013 года . Проверено 16 сентября 2012 года .
  31. ^ Кокс, AJ (1992). «Общая теория относительности в Нидерландах: 1915–1920» . В Айзенштадте, Жан; Кокс, AJ (ред.). Исследования по истории общей теории относительности . Birkhäuser. п. 41. ISBN 978-0-8176-3479-7.
  32. ^ 'т Хоофт, Г. (2009). «Введение в теорию черных дыр» (PDF) . Институт теоретической физики / Институт Спинозы. С. 47–48. Архивировано 21 мая 2009 года из оригинального (PDF) . Проверено 24 июня 2010 года .
  33. ^ Эддингтон, Артур (1926). Внутреннее строение звезд . Наука . 52 . Издательство Кембриджского университета. С. 233–40. DOI : 10.1126 / science.52.1341.233 . ISBN 978-0-521-33708-3. PMID  17747682 . Архивировано 11 августа 2016 года.
  34. ^ Thorne, Kip S .; Хокинг, Стивен (1994). Черные дыры и искажения времени: возмутительное наследие Эйнштейна . WW Norton & Company. стр.  134 -135. ISBN 978-0-393-31276-8. Проверено 12 апреля 2019 . Первым выводом была ньютоновская версия о том, что свет не ускользает; второй был полуточным релятивистским описанием; и третья была типичной гиперболой Эддингтона  ... когда звезда мала, как критическая окружность, кривизна сильная, но не бесконечная, и пространство определенно не охватывает звезды. Эддингтон, возможно, знал об этом, но его описание было хорошей историей и причудливым образом передало дух искривления пространства-времени Шварцшильда ».
  35. ^ Венкатараман, Г. (1992). Чандрасекар и его предел . Университеты Press. п. 89. ISBN 978-81-7371-035-3. Архивировано 11 августа 2016 года.
  36. ^ Детвейлер, С. (1981). «Информационное письмо BH-1: Черные дыры». Американский журнал физики . 49 (5): 394–400. Bibcode : 1981AmJPh..49..394D . DOI : 10.1119 / 1.12686 .
  37. ^ Харпаз, А. (1994). Звездная эволюция . А.К. Петерс . п. 105. ISBN 978-1-56881-012-6. Архивировано 11 августа 2016 года.
  38. ^ а б Оппенгеймер-младший ; Волков, GM (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Физический обзор . 55 (4): 374–381. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..374O . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.374 .
  39. ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Bibcode : 1996a & A ... 305..871B .
  40. ^ Чо, А. (16 февраля 2018 г.). «Для нейтронных звезд появляется ограничение по весу». Наука . 359 (6377): 724–725. Bibcode : 2018Sci ... 359..724C . DOI : 10.1126 / science.359.6377.724 . PMID  29449468 .
  41. ^ Маргалит, Б .; Метцгер, Б.Д. (1 декабря 2017 г.). «Ограничение максимальной массы нейтронных звезд из наблюдений за спутником GW170817». Астрофизический журнал . 850 (2): L19. arXiv : 1710.05938 . Bibcode : 2017ApJ ... 850L..19M . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aa991c . S2CID  119342447 .
  42. ^ Shibata, M .; Fujibayashi, S .; Hotokezaka, K .; Kiuchi, K .; Кютоку, К .; Sekiguchi, Y .; Танака, М. (22 декабря 2017 г.). «Моделирование GW170817 на основе численной теории относительности и ее последствий». Physical Review D . 96 (12): 123012. arXiv : 1710.07579 . Bibcode : 2017PhRvD..96l3012S . DOI : 10.1103 / PhysRevD.96.123012 . S2CID  119206732 .
  43. ^ Руис, М .; Шапиро, С.Л .; Цокарос, А. (11 января 2018 г.). «GW170817, общие релятивистские магнитогидродинамические модели и максимальная масса нейтронной звезды» . Physical Review D . 97 (2): 021501. arXiv : 1711.00473 . Bibcode : 2018PhRvD..97b1501R . DOI : 10.1103 / PhysRevD.97.021501 . PMC  6036631 . PMID  30003183 .
  44. ^ Rezzolla, L .; Большинство, ER; Вей, Л.Р. (9 января 2018 г.). «Использование гравитационно-волновых наблюдений и квазиуниверсальных отношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 852 (2): L25. arXiv : 1711.00314 . Bibcode : 2018ApJ ... 852L..25R . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aaa401 . S2CID  119359694 .
  45. ^ Руффини, Р .; Уилер, Дж. А. (1971). «Знакомство с черной дырой» (PDF) . Физика сегодня . 24 (1): 30–41. Bibcode : 1971PhT .... 24a..30R . DOI : 10.1063 / 1.3022513 . Архивировано из оригинального (PDF) 25 июля 2011 года . Проверено 5 декабря 2009 года .
  46. ^ Финкельштейн, Д. (1958). «Асимметрия прошлого и будущего гравитационного поля точечной частицы». Физический обзор . 110 (4): 965–967. Bibcode : 1958PhRv..110..965F . DOI : 10.1103 / PhysRev.110.965 .
  47. ^ Крускал, М. (1960). «Максимальное расширение метрики Шварцшильда». Физический обзор . 119 (5): 1743. Bibcode : 1960PhRv..119.1743K . DOI : 10.1103 / PhysRev.119.1743 .
  48. ^ Хьюиш, А .; и другие. (1968). «Наблюдение за быстро пульсирующим радиоисточником». Природа . 217 (5130): 709–713. Bibcode : 1968Natur.217..709H . DOI : 10.1038 / 217709a0 . S2CID  4277613 .
  49. ^ Пилкингтон, JDH; и другие. (1968). «Наблюдения за некоторыми другими импульсными радиоисточниками». Природа . 218 (5137): 126–129. Bibcode : 1968Natur.218..126P . DOI : 10.1038 / 218126a0 . S2CID  4253103 .
  50. ^ Хьюиш, А. (1970). «Пульсары». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 8 (1): 265–296. Bibcode : 1970ARA & A ... 8..265H . DOI : 10.1146 / annurev.aa.08.090170.001405 .
  51. ^ Ньюман, ET ; и другие. (1965). «Метрика вращающейся заряженной массы». Журнал математической физики . 6 (6): 918. Bibcode : 1965JMP ..... 6..918N . DOI : 10.1063 / 1.1704351 .
  52. ^ Израиль, W. (1967). «Горизонты событий в пространстве-времени статического вакуума». Физический обзор . 164 (5): 1776. Bibcode : 1967PhRv..164.1776I . DOI : 10.1103 / PhysRev.164.1776 .
  53. ^ Картер, Б. (1971). «Осесимметричная черная дыра имеет только две степени свободы». Письма с физическим обзором . 26 (6): 331. Bibcode : 1971PhRvL..26..331C . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.26.331 .
  54. ^ Картер, Б. (1977). «Теорема единственности вакуумной черной дыры и ее мыслимые обобщения». Труды 1-го собрания Марселя Гроссмана по общей теории относительности . С. 243–254.
  55. ^ Робинсон, Д. (1975). «Уникальность черной дыры Керра». Письма с физическим обзором . 34 (14): 905. Полномочный код : 1975PhRvL..34..905R . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.34.905 .
  56. ^ а б Хейслер, М. (2012). «Стационарные черные дыры: уникальность и не только» . Живые обзоры в теории относительности . 15 (7): 7. arXiv : 1205.6112 . Bibcode : 2012LRR .... 15 .... 7C . DOI : 10.12942 / LRR-2012-7 . PMC  5255892 . PMID  28179837 .
  57. ^ а б Пенроуз, Р. (1965). "Гравитационный коллапс и пространственно-временные сингулярности" (PDF) . Письма с физическим обзором . 14 (3): 57. Полномочный код : 1965PhRvL..14 ... 57P . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.14.57 . S2CID  116755736 . Архивировано из оригинального (PDF) 11 октября 2020 года.
  58. ^ Форд, LH (2003). «Классические теоремы сингулярности и их квантовые лазейки». Международный журнал теоретической физики . 42 (6): 1219–1227. arXiv : gr-qc / 0301045 . Bibcode : 2003gr.qc ..... 1045F . DOI : 10,1023 / A: 1025754515197 . S2CID  14404560 .
  59. ^ «Нобелевская премия по физике 2020» . NobelPrize.org . Проверено 8 октября 2020 .
  60. ^ Ролстон, Брюс (10 ноября 1997 г.), The First Black Hole , University of Toronto, заархивировано из оригинала 7 марта 2008 г. , извлечено 11 марта 2008 г.
  61. ^ Шипман, HL; Ю, З; Du, YW (1975), «Невероятная история моделей тройных звезд для Лебедя X-1. Свидетельства черной дыры», Astrophysical Letters , 16 (1): 9–12, Bibcode : 1975ApL .... 16 ... .9S , DOI : 10.1016 / S0304-8853 (99) 00384-4
  62. ^ Bardeen, JM ; Картер, Б .; Хокинг, SW (1973). «Четыре закона механики черных дыр». Сообщения по математической физике . 31 (2): 161–170. Bibcode : 1973CMaPh..31..161B . DOI : 10.1007 / BF01645742 . Руководство по ремонту  0334798 . S2CID  54690354 . Zbl  1125.83309 .
  63. ^ а б в Хокинг, SW (1974). «Взрывы черных дыр?». Природа . 248 (5443): 30–31. Bibcode : 1974Natur.248 ... 30H . DOI : 10.1038 / 248030a0 . S2CID  4290107 .
  64. ^ Попова, Мария (27 июня 2016 г.). «Картографирование небес: как космология повлияла на наше понимание Вселенной и странная история появления термина« черная дыра »» . brainpickings.org . Проверено 12 апреля 2019 .
  65. ^ а б «Марсия Бартусяк из Массачусетского технологического института о понимании нашего места во Вселенной» . www.wbur.org . Проверено 12 апреля 2019 .
  66. ^ а б Зигфрид, Том (23 декабря 2013 г.). «50 лет спустя трудно сказать, кто назвал черные дыры» . Новости науки . Архивировано 9 марта 2017 года . Проверено 24 сентября 2017 года . 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 с этой встречи, описав, как сильное гравитационное поле может заставить звезду схлопнуться сама по себе. «Такая звезда затем образует« черную дыру »во Вселенной, - писал Юинг.
  67. ^ Браун, Эмма (3 августа 2010 г.). «Журналист Энн Э. Юинг впервые сообщила о черных дырах» . Boston.com . Архивировано 24 сентября 2017 года . Проверено 24 сентября 2017 года .
  68. ^ «Физик-пионер Джон Уиллер умер в возрасте 96 лет» . Scientific American . Архивировано 28 ноября 2016 года . Проверено 27 ноября 2016 года .
  69. ^ Овербай, Деннис (14 апреля 2008 г.). «Джон А. Уиллер, физик, придумавший термин« черная дыра », умер в возрасте 96 лет» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано 22 ноября 2016 года . Проверено 27 ноября 2016 года .
  70. ^ Кэрролл 2004 , стр. 253
  71. ^ Рейнольдс, Кристофер С. (январь 2019 г.). «Наблюдение за вращением черных дыр» . Природа Астрономия . 3 (1): 41–47. arXiv : 1903.11704 . Bibcode : 2019NatAs ... 3 ... 41R . DOI : 10.1038 / s41550-018-0665-Z . ISSN  2397-3366 . S2CID  85543351 .
  72. ^ Торн, Канзас ; Прайс, Р.Х. (1986). Черные дыры: мембранная парадигма . Издательство Йельского университета. ISBN 978-0-300-03770-8.
  73. ^ Андерсон, Уоррен Г. (1996). «Проблема потери информации в черной дыре» . Часто задаваемые вопросы по Usenet Physics . Архивировано из оригинала 22 января 2009 года . Проверено 24 марта 2009 года .
  74. ^ Прескилл, Дж. (21 октября 1994 г.). Черные дыры и информация: кризис в квантовой физике (PDF) . Теоретический семинар Калифорнийского технологического института. Архивировано из оригинального (PDF) 18 мая 2008 года . Проверено 17 мая 2009 года .
  75. Хокинг и Эллис 1973 , Приложение B
  76. ^ Seeds, Michael A .; Бакман, Дана Э. (2007). Перспективы астрономии . Cengage Learning. п. 167. ISBN. 978-0-495-11352-2. Архивировано 10 августа 2016 года.
  77. ^ Шапиро, С.Л .; Теукольский, С.А. (1983). Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов . Джон Уайли и сыновья. п. 357. ISBN. 978-0-471-87316-7.
  78. ^ Бергер, Б.К. (2002). "Численные подходы к сингулярностям пространства-времени" . Живые обзоры в теории относительности . 5 (1): 2002–1. arXiv : gr-qc / 0201056 . Bibcode : 2002LRR ..... 5 .... 1B . DOI : 10.12942 / LRR-2002-1 . PMC  5256073 . PMID  28179859 .
  79. ^ Макклинток, Дж. Э .; Shafee, R .; Narayan, R .; Ремиллар, РА; Дэвис, ЮАР; Ли, Л.-Х. (2006). "Спин почти экстремальной черной дыры Керра GRS 1915 + 105". Астрофизический журнал . 652 (1): 518–539. arXiv : astro-ph / 0606076 . Bibcode : 2006ApJ ... 652..518M . DOI : 10.1086 / 508457 . S2CID  1762307 .
  80. ^ а б в Abbott, BP; и другие. ( Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo ) (1 июня 2017 г.). "GW170104: Наблюдение слияния двойной черной дыры массой 50 солнечных масс при красном смещении 0,2". Письма с физическим обзором . 118 (22): 221101. arXiv : 1706.01812 . Bibcode : 2017PhRvL.118v1101A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.118.221101 . PMID  28621973 . S2CID  206291714 .
  81. ^ Abbott, BP; и другие. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (16 октября 2017). "GW170817: Наблюдение гравитационных волн от двойной нейтронной звезды в спирали". Письма с физическим обзором . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.119.161101 . PMID  29099225 .
  82. Перейти ↑ Wald 1984 , pp. 124–125
  83. ^ Саа, Альберто; Сантарелли, Рафаэль (18 июля 2011 г.). «Уничтожение почти экстремальной черной дыры Керра – Ньюмана». Physical Review D . 84 (2): 027501. arXiv : 1105.3950 . Bibcode : 2011PhRvD..84b7501S . DOI : 10.1103 / PhysRevD.84.027501 . S2CID  118487989 .
  84. Misner, Thorne & Wheeler 1973 , стр. 848
  85. ^ Дэвис, Пол (1992). Новая физика (иллюстрировано ред.). Издательство Кембриджского университета. п. 26. ISBN 978-0-521-43831-5. Отрывок страницы 26
  86. ^ Флейш, Даниэль; Крегенов, Юлия (2013). Пособие для студентов по математике астрономии (иллюстрированное изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 168. ISBN 978-1-107-03494-5. Выдержка страницы 168
  87. Перейти ↑ Wheeler 2007 , p. 179
  88. ^ Кэрролл 2004 , гл. 5.4 и 7.3
  89. ^ «Сингулярности и черные дыры> Световые конусы и причинная структура» . plato.stanford.edu . Стэнфордская энциклопедия философии . Проверено 11 марта 2018 .
  90. ^ Кэрролл 2004 , стр. 217
  91. ^ Кэрролл 2004 , стр. 218
  92. ^ «Внутри черной дыры» . Знать вселенную и ее секреты . Архивировано из оригинального 23 апреля 2009 года . Проверено 26 марта 2009 года .
  93. ^ «Что с тобой произойдет, если ты упадешь в черную дыру» . math.ucr.edu . Джон Баэз . Проверено 11 марта 2018 .
  94. ^ Кэрролл 2004 , стр. 222
  95. ^ "Смотреть: три способа падения космонавта в черную дыру" . 1 февраля 2014 . Проверено 13 марта 2018 .
  96. ^ Emparan, R .; Reall, HS (2008). «Черные дыры в высших измерениях» . Живые обзоры в теории относительности . 11 (6): 6. arXiv : 0801.3471 . Bibcode : 2008LRR .... 11 .... 6E . DOI : 10.12942 / lrr-2008-6 . PMC  5253845 . PMID  28163607 .
  97. ^ Оберс, Н. А. (2009). Папантонопулос, Элефтериос (ред.). Черные дыры в многомерной гравитации (PDF) . Физика черных дыр . Конспект лекций по физике. 769 . С. 211–258. arXiv : 0802.0519 . Bibcode : 2009LNP ... 769 ..... P . DOI : 10.1007 / 978-3-540-88460-6 . ISBN 978-3-540-88459-0.
  98. Хокинг и Эллис 1973 , гл. 9,3
  99. ^ Смарр, Л. (1973). «Геометрия поверхности заряженных вращающихся черных дыр». Physical Review D . 7 (2): 289–295. Полномочный код : 1973PhRvD ... 7..289S . DOI : 10.1103 / PhysRevD.7.289 .
  100. ^ Виссер, М. (22 января 2009 г.). «Пространство-время Керра: краткое введение». В Уилтшире, DL; Visser, M .; Скотт, С.М. (ред.). Пространство-время Керра: вращающиеся черные дыры в общей теории относительности . Издательство Кембриджского университета. arXiv : 0706.0622 . ISBN 978-052188512-6.
  101. ^ Дельгадо, JFM; Хердейро, ЦАР; Раду, Э. (2018). «Геометрия горизонта для черных дыр Керра с синхронизированными волосами». Physical Review D . 97 (12): 124012. arXiv : 1804.04910 . Bibcode : 2018PhRvD..97l4012D . DOI : 10.1103 / PhysRevD.97.124012 . hdl : 10773/24121 . S2CID  55732213 .
  102. ^ Кэрролл 2004 , стр. 205
  103. Перейти ↑ Carroll 2004 , pp. 264–265
  104. ^ Кэрролл 2004 , стр. 252
  105. ^ «Размеры черных дыр? Насколько велики черные дыры?» . Небо и телескоп . 22 июля 2014 . Проверено 9 октября 2018 .
  106. ^ Льюис, Г. Ф.; Кван, Дж. (2007). «Назад дороги нет: максимальное время выживания ниже горизонта событий Шварцшильда». Публикации Астрономического общества Австралии . 24 (2): 46–52. arXiv : 0705.1029 . Bibcode : 2007PASA ... 24 ... 46L . DOI : 10.1071 / AS07012 . S2CID  17261076 .
  107. Перейти ↑ Wheeler 2007 , p. 182
  108. ^ Carroll 2004 , стр. 257-259 и 265-266
  109. ^ Дроз, С .; Израиль, Вт .; Морсинк, С.М. (1996). «Черные дыры: внутренняя история». Мир физики . 9 (1): 34–37. Bibcode : 1996PhyW .... 9 ... 34D . DOI : 10.1088 / 2058-7058 / 9/1/26 .
  110. ^ Кэрролл 2004 , стр. 266
  111. ^ Пуассон, Э .; Израиль, W. (1990). «Внутреннее строение черных дыр». Physical Review D . 41 (6): 1796–1809. Bibcode : 1990PhRvD..41.1796P . DOI : 10.1103 / PhysRevD.41.1796 . PMID  10012548 .
  112. Перейти ↑ Wald 1984 , p. 212
  113. ^ Хамаде, Р. (1996). «Черные дыры и квантовая гравитация» . Кембриджская теория относительности и космология . Кембриджский университет. Архивировано из оригинального 7 -го апреля 2009 года . Проверено 26 марта 2009 года .
  114. ^ Палмер, Д. «Спросите астрофизика: квантовая гравитация и черные дыры» . НАСА. Архивировано из оригинального 28 марта 2009 года . Проверено 26 марта 2009 года .
  115. ^ а б Нитта, Дайсуке; Чиба, Такеши; Сугияма, Наоши (сентябрь 2011 г.). «Тени сталкивающихся черных дыр». Physical Review D . 84 (6): 063008. arXiv : 1106.2425 . Bibcode : 2011PhRvD..84f3008N . DOI : 10.1103 / PhysRevD.84.063008 . S2CID  119264596 .
  116. ^ Бардин, Джеймс М .; Press, William H .; Теукольский, Саул А. (1 декабря 1972 г.). «Вращающиеся черные дыры: локально невращающиеся кадры, извлечение энергии и скалярное синхротронное излучение». Астрофизический журнал . 178 : 347–370. Bibcode : 1972ApJ ... 178..347B . DOI : 10.1086 / 151796 .
  117. ^ «Калькулятор черной дыры» . Фабио Пачуччи . Проверено 29 сентября 2020 года .
  118. ^ 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. Перейти ↑ Misner, Thorne & Wheeler 1973
  122. ^ Бардин, Дж. М. (1972). «Вращающиеся черные дыры: локально невращающиеся системы отсчета, извлечение энергии и скалярное синхротронное излучение». Астрофизический журнал . 178 : 347–370. Bibcode : 1972ApJ ... 178..347B . DOI : 10.1086 / 151796 .
  123. ^ Эйнштейн, А. (1939). «О стационарной системе со сферической симметрией, состоящей из многих гравитирующих масс» (PDF) . Анналы математики . 40 (4): 922–936. Bibcode : 1939AnMat..40..922E . DOI : 10.2307 / 1968902 . JSTOR  1968902 . S2CID  55495712 . Архивировано из оригинального (PDF) 28 февраля 2019 года.
  124. ^ Керр, Р.П. (2009). «Метрики Керра и Керра-Шильда». В Уилтшире, DL; Visser, M .; Скотт, С.М. (ред.). Пространство-время Керра . Издательство Кембриджского университета. arXiv : 0706.1109 . Bibcode : 2007arXiv0706.1109K . ISBN 978-0-521-88512-6.
  125. ^ Хокинг, Юго-Западный ; Пенроуз Р. (январь 1970 г.). «Особенности гравитационного коллапса и космологии» . Труды Королевского общества А . 314 (1519): 529–548. Bibcode : 1970RSPSA.314..529H . DOI : 10,1098 / rspa.1970.0021 . JSTOR  2416467 .
  126. ^ а б в Pacucci, F .; Феррара, А .; Grazian, A .; Fiore, F .; Джаллонго, Э. (2016). "Первая идентификация кандидатов в черные дыры прямого коллапса в ранней Вселенной в CANDELS / GOODS-S". Пн. Нет. R. Astron. Soc . 459 (2): 1432. arXiv : 1603.08522 . Bibcode : 2016MNRAS.459.1432P . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw725 . S2CID  118578313 .
  127. ^ а б Карр, Б.Дж. (2005). «Изначальные черные дыры: существуют ли они и полезны ли они?». В Suzuki, H .; Yokoyama, J .; Suto, Y .; Сато, К. (ред.). Раздувание горизонта астрофизики и космологии элементарных частиц . Универсальная Академия Пресс. стр. astro – ph / 0511743. arXiv : astro-ph / 0511743 . Bibcode : 2005astro.ph.11743C . ISBN 978-4-946443-94-7.
  128. ^ a b c Кэрролл 2004 , Раздел 5.8
  129. ^ «Художественное впечатление от сверхмассивного семени черной дыры» . Архивировано 30 мая 2016 года . Проверено 27 мая +2016 .
  130. ^ а б в Рис, MJ; Волонтери, М. (2007). Карась, В .; Мэтт, Г. (ред.). Массивные черные дыры: образование и эволюция . Труды Международного астрономического союза . 238 . С. 51–58. arXiv : astro-ph / 0701512 . Bibcode : 2007IAUS..238 ... 51R . DOI : 10.1017 / S1743921307004681 . ISBN 978-0-521-86347-6. S2CID  14844338 .
  131. ^ Банядос, Эдуардо; Venemans, Bram P .; Маццучелли, Кьяра; Farina, Emanuele P .; Уолтер, Фабиан; Ван, Файги; Декарли, Роберто; Стерн, Дэниел; Фань, Сяохуэй; Дэвис, Фредерик Б .; Хеннави, Джозеф Ф. (1 января 2018 г.). «Черная дыра с массой 800 миллионов солнечных в существенно нейтральной Вселенной с красным смещением 7,5». Природа . 553 (7689): 473–476. arXiv : 1712.01860 . Bibcode : 2018Natur.553..473B . DOI : 10.1038 / nature25180 . PMID  29211709 . S2CID  205263326 .
  132. ^ Пенроуз, Р. (2002). «Гравитационный коллапс: роль общей теории относительности» (PDF) . Общая теория относительности и гравитации . 34 (7): 1141. Bibcode : 2002GReGr..34.1141P . DOI : 10,1023 / A: 1016578408204 . S2CID  117459073 . Архивировано из оригинального (PDF) 26 мая 2013 года.
  133. ^ Филип Гиббс. "Является ли Большой взрыв черной дырой?" . Джон Баэз . Проверено 16 марта 2018 .
  134. ^ Гиддингс, С.Б .; Томас, С. (2002). «Коллайдеры высоких энергий как фабрики черных дыр: конец физики малых расстояний». Physical Review D . 65 (5): 056010. arXiv : hep-ph / 0106219 . Bibcode : 2002PhRvD..65e6010G . DOI : 10.1103 / PhysRevD.65.056010 . S2CID  1203487 .
  135. ^ Харада, Т. (2006). «Есть ли минимальная масса черной дыры?». Physical Review D . 74 (8): 084004. arXiv : gr-qc / 0609055 . Bibcode : 2006PhRvD..74h4004H . DOI : 10.1103 / PhysRevD.74.084004 . S2CID  119375284 .
  136. ^ Аркани – Хамед, Н .; Dimopoulos, S .; Двали, Г. (1998). «Проблема иерархии и новые измерения на миллиметр». Физика Письма Б . 429 (3–4): 263–272. arXiv : hep-ph / 9803315 . Bibcode : 1998PhLB..429..263A . DOI : 10.1016 / S0370-2693 (98) 00466-3 . S2CID  15903444 .
  137. ^ Группа оценки безопасности LHC (2008). "Обзор безопасности столкновений LHC" (PDF) . Журнал физики G: Ядерная физика . 35 (11): 115004. arXiv : 0806.3414 . Bibcode : 2008JPhG ... 35k5004E . DOI : 10.1088 / 0954-3899 / 35/11/115004 . S2CID  53370175 . Архивировано 14 апреля 2010 года (PDF) .
  138. ^ Кавалья, М. (2010). "Ускорители элементарных частиц как фабрики черных дыр?" . Эйнштейн-Онлайн . 4 : 1010. Архивировано из оригинала 8 мая 2013 года . Проверено 8 мая 2013 года .
  139. ^ Vesperini, E .; Макмиллан, SLW; d'Ercole, A .; и другие. (2010). «Черные дыры средней массы в ранних шаровых скоплениях». Письма в астрофизический журнал . 713 (1): L41 – L44. arXiv : 1003.3470 . Bibcode : 2010ApJ ... 713L..41V . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 713/1 / L41 . S2CID  119120429 .
  140. ^ Zwart, SFP; Baumgardt, H .; Хижина, П .; и другие. (2004). «Образование массивных черных дыр в результате убегающих столкновений в плотных молодых скоплениях звезд». Природа . 428 (6984): 724–726. arXiv : astro-ph / 0402622 . Bibcode : 2004Natur.428..724P . DOI : 10,1038 / природа02448 . PMID  15085124 . S2CID  4408378 .
  141. ^ О'Лири, РМ; Расио, ФА; Fregeau, JM; и другие. (2006). «Бинарные слияния и рост черных дыр в плотных звездных скоплениях». Астрофизический журнал . 637 (2): 937–951. arXiv : astro-ph / 0508224 . Bibcode : 2006ApJ ... 637..937O . DOI : 10.1086 / 498446 . S2CID  1509957 .
  142. ^ Пейдж, DN (2005). «Излучение Хокинга и термодинамика черных дыр». Новый журнал физики . 7 (1): 203. arXiv : hep-th / 0409024 . Bibcode : 2005NJPh .... 7..203P . DOI : 10.1088 / 1367-2630 / 7/1/203 . S2CID  119047329 .
  143. ^ Кэрролл 2004 , гл. 9,6
  144. ^ Сигел, Итан (2017). «Спросите Итана: черные дыры растут быстрее, чем испаряются?» . Forbes (блог "Начинается с взрыва") . Проверено 17 марта 2018 года .
  145. ^ Сиварам, К. (2001). «Излучение Хокинга в черной дыре никогда не будет наблюдаться!». Общая теория относительности и гравитации . 33 (2): 175–181. Bibcode : 2001GReGr..33..175S . DOI : 10,1023 / A: 1002753400430 . S2CID  118913634 .
  146. ^ "Испаряющиеся черные дыры?" . Эйнштейн онлайн . Институт Макса Планка гравитационной физики. 2010. Архивировано из оригинального 22 июля 2011 года . Проверено 12 декабря 2010 года .
  147. ^ Гиддингс, С.Б .; Мангано, ML (2008). «Астрофизические последствия гипотетических стабильных черных дыр ТэВ-масштаба». Physical Review D . 78 (3): 035009. arXiv : 0806.3381 . Bibcode : 2008PhRvD..78c5009G . DOI : 10.1103 / PhysRevD.78.035009 . S2CID  17240525 .
  148. ^ Пескин, ME (2008). «Конец света на Большом адронном коллайдере?» . Физика . 1 : 14. Bibcode : 2008PhyOJ ... 1 ... 14P . DOI : 10.1103 / Physics.1.14 .
  149. ^ Фихтель, CE; Bertsch, DL; Дингус, BL ; и другие. (1994). «Поиск данных телескопа энергетического гамма-эксперимента (EGRET) для высокоэнергетических микросекундных всплесков гамма-излучения». Астрофизический журнал . 434 (2): 557–559. Bibcode : 1994ApJ ... 434..557F . DOI : 10.1086 / 174758 .
  150. ^ Naeye, R. "Проверка фундаментальной физики" . НАСА. Архивировано 31 августа 2008 года . Проверено 16 сентября 2008 года .
  151. ^ а б Фраучи, С. (1982). «Энтропия в расширяющейся Вселенной». Наука . 217 (4560): 593–599. Bibcode : 1982Sci ... 217..593F . DOI : 10.1126 / science.217.4560.593 . PMID  17817517 . S2CID  27717447 .См. Стр. 596: таблица  1 и раздел «Распад черной дыры» и предыдущее предложение на этой странице.
  152. ^ Пейдж, Дон Н. (1976). «Скорость излучения частиц из черной дыры: безмассовые частицы из незаряженной невращающейся дыры». Physical Review D . 13 (2): 198–206. Bibcode : 1976PhRvD..13..198P . DOI : 10.1103 / PhysRevD.13.198 .. См., В частности, уравнение (27).
  153. ^ "Черные дыры | Управление научной миссии" . НАСА . Проверено 17 марта 2018 года .
  154. ^ «Наблюдения за апрель 2017 года» . Телескоп горизонта событий . Проверено 11 апреля 2019 .
  155. ^ Овербай, Деннис (10 апреля 2019 г.). "Видимая тьма, наконец: астрономы впервые сделали снимок черной дыры" . Нью-Йорк Таймс . Проверено 11 апреля 2019 .
  156. ^ AP (10 апреля 2019 г.). «Астрономы открывают первое изображение черной дыры» . The New York Times (видео) . Проверено 11 апреля 2019 .
  157. ^ Доулман, Шеп (4 апреля 2016 г.). «Телескоп« Горизонт событий »: отображение и разрешение по времени черной дыры» . Физика @ Беркли . Событие происходит в 46:50. Архивировано 1 декабря 2016 года . Проверено 8 июля +2016 .
  158. ^ Гроссман, Лиза; Коновер, Эмили (10 апреля 2019 г.). «Первый снимок черной дыры открывает новую эру астрофизики» . Новости науки . Проверено 11 апреля 2019 .
  159. ^ Сотрудничество с телескопом горизонта событий (2021 г.). "Результаты первого телескопа горизонта событий M87. VII. Поляризация кольца" . Астрофизический журнал . 910 (1): L12. arXiv : 2105.01169 . Bibcode : 2021ApJ ... 910L..12E . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / abe71d . Проверено 18 апреля 2021 года .
  160. ^ «Первый снимок черной дыры открывает новую эру астрофизики» . Новости науки . 10 апреля 2019 . Проверено 30 сентября 2019 .
  161. ^ Джонсон, доктор медицины; Рыба, ВЛ; Доэльман, СС; Марроне, Д.П .; Plambeck, RL; Уордл, JFC; Akiyama, K .; Asada, K .; Бодуан, К. (4 декабря 2015 г.). «Разрешенная структура и изменчивость магнитного поля вблизи горизонта событий Стрельца A *». Наука . 350 (6265): 1242–1245. arXiv : 1512.01220 . Bibcode : 2015Sci ... 350.1242J . DOI : 10.1126 / science.aac7087 . PMID  26785487 . S2CID  21730194 .
  162. ^ «Телескоп горизонта событий обнаруживает магнитные поля в центральной черной дыре Млечного Пути» . cfa.harvard.edu . 3 декабря 2015. Архивировано 31 декабря 2015 года . Проверено 12 января +2016 .
  163. ^ О. ШТРАУБ, Ф. Винсент, М. А. Abramowicz, Е. Gourgoulhon, Т. Paumard, «Моделирование черной дыры силуэт в Sgr A * с ионноторы», Астрон. Astroph 543 (2012) A8
  164. ^ Овербай, Деннис (11 февраля 2016 г.). «Физики обнаруживают гравитационные волны, доказывая правоту Эйнштейна» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано 11 февраля 2016 года . Проверено 11 февраля +2016 .
  165. ^ Abbott, Benjamin P .; и другие. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (11 февраля 2016). "Свойства двойного слияния черных дыр GW150914". Письма с физическим обзором . 116 (24): 241102. arXiv : 1602.03840 . Bibcode : 2016PhRvL.116x1102A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.241102 . PMID  27367378 . S2CID  217406416 .
  166. ^ а б Cardoso, V .; Франзин, Э .; Пани, П. (2016). «Является ли кольцо гравитационной волны зондом горизонта событий?». Письма с физическим обзором . 116 (17): 171101. arXiv : 1602.07309 . Bibcode : 2016PhRvL.116q1101C . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.171101 . PMID  27176511 . S2CID  206273829 .
  167. ^ Abbott, Benjamin P .; и другие. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (11 февраля 2016). «Тесты ОТО с GW150914» . Письма с физическим обзором . 116 (22): 221101. arXiv : 1602.03841 . Bibcode : 2016PhRvL.116v1101A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.221101 . PMID  27314708 . S2CID  217275338 . Архивировано из оригинального 15 февраля 2016 года . Проверено 12 февраля +2016 .
  168. ^ Abbott, BP; и другие. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (2016). "Астрофизические последствия двойного слияния черных дыр GW150914" . Astrophys. J. Lett . 818 (2): L22. arXiv : 1602.03846 . Bibcode : 2016ApJ ... 818L..22A . DOI : 10.3847 / 2041-8205 / 818/2 / L22 . hdl : 1826/11732 . Архивировано 16 марта 2016 года.
  169. ^ а б Gillessen, S .; Eisenhauer, F .; Trippe, S .; и другие. (2009). «Наблюдение за орбитами звезд вокруг массивной черной дыры в центре Галактики». Астрофизический журнал . 692 (2): 1075–1109. arXiv : 0810.4674 . Bibcode : 2009ApJ ... 692.1075G . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 692/2/1075 . S2CID  1431308 .
  170. ^ а б Ghez, AM; Klein, BL; Morris, M .; и другие. (1998). «Высокие звезды с правильным движением в окрестностях Стрельца A *: свидетельство существования сверхмассивной черной дыры в центре нашей Галактики». Астрофизический журнал . 509 (2): 678–686. arXiv : astro-ph / 9807210 . Bibcode : 1998ApJ ... 509..678G . DOI : 10.1086 / 306528 . S2CID  18243528 .
  171. ^ Бродерик, Эйвери; Лоеб, Авраам; Нараян, Рамеш (август 2009 г.). "Горизонт событий Стрельца А *". Астрофизический журнал . 701 (2): 1357–1366. arXiv : 0903.1105 . Bibcode : 2009ApJ ... 701.1357B . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 701/2/1357 . S2CID  12991878 .
  172. ^ а б «NuSTAR НАСА видит редкое размытие света черной дыры» . НАСА . 12 августа 2014. Архивировано из оригинала 13 августа 2014 года . Проверено 12 августа 2014 .
  173. ^ «Исследователи выясняют динамику вращательной энергии черной дыры» . Проверено 17 сентября 2018 года .
  174. ^ Марк, Жан-Ален (1 марта 1996 г.). «Ускоренный метод решения уравнений геодезических для черной дыры Шварцшильда». Классическая и квантовая гравитация . 13 (3): 393–402. arXiv : gr-qc / 9505010 . Bibcode : 1996CQGra..13..393M . DOI : 10.1088 / 0264-9381 / 13/3/007 . ISSN  0264-9381 . S2CID  119508131 .
  175. ^ а б Макклинток, Дж. Э .; Ремиллар, РА (2006). "Бинарные файлы черных дыр". В Lewin, W .; ван дер Клис, М. (ред.). Компактные звездные рентгеновские источники . п. 157. arXiv : astro-ph / 0306213 . Bibcode : 2006csxs.book..157M . ISBN 978-0-521-82659-4. раздел 4.1.5.
  176. ^ "Что приводит в движение мощные струи черной дыры?" . Наука | AAAS . 19 ноября 2014 . Проверено 19 марта 2018 .
  177. ^ Б с д е е г ч I Celotti, A .; Миллер, JC; Sciama, DW (1999). «Астрофизические доказательства существования черных дыр» (PDF) . Классическая и квантовая гравитация . 16 (12A): A3 – A21. arXiv : astro-ph / 9912186 . Bibcode : 1999CQGra..16A ... 3C . DOI : 10.1088 / 0264-9381 / 16 / 12A / 301 . S2CID  17677758 .
  178. ^ Зима, LM; Мушоцкий, РФ; Рейнольдс, CS (2006). «Архивное исследование XMM ‐ Newton сверхъестественного рентгеновского населения в близлежащих галактиках». Астрофизический журнал . 649 (2): 730–752. arXiv : astro-ph / 0512480 . Bibcode : 2006ApJ ... 649..730W . DOI : 10.1086 / 506579 . S2CID  118445260 .
  179. ^ [email protected]. «Хаббл непосредственно наблюдает за диском вокруг черной дыры» . www.spacetelescope.org . Архивировано 8 марта 2016 года . Проверено 7 марта +2016 .
  180. ^ Муньос, Хосе А .; Медиавилла, Эвенцио; Кочанек, Кристофер С .; Фалько, Эмилио; Москера, Ана Мария (1 декабря 2011 г.). "Исследование цветности гравитационных линз с помощью космического телескопа Хаббла". Астрофизический журнал . 742 (2): 67. arXiv : 1107.5932 . Bibcode : 2011ApJ ... 742 ... 67M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 742/2/67 . S2CID  119119359 .
  181. ^ Болтон, Коннектикут (1972). «Отождествление Cygnus X-1 с HDE 226868». Природа . 235 (5336): 271–273. Bibcode : 1972Natur.235..271B . DOI : 10.1038 / 235271b0 . S2CID  4222070 .
  182. ^ Вебстер, Б.Л .; Мурдин, П. (1972). «Лебедь X-1 - спектроскопическая двойная система с тяжелым компаньоном?». Природа . 235 (5332): 37–38. Bibcode : 1972Natur.235 ... 37W . DOI : 10.1038 / 235037a0 . S2CID  4195462 .
  183. ^ Ролстон, Б. (10 ноября 1997 г.). «Первая черная дыра» . Бюллетень . Университет Торонто. Архивировано из оригинала 2 мая 2008 года . Проверено 11 марта 2008 года .
  184. ^ Шипман, HL (1 января 1975 г.). «Невероятная история моделей тройных звезд для Cygnus X-1. Свидетельства черной дыры». Астрофизические письма . 16 (1): 9–12. Bibcode : 1975ApL .... 16 .... 9S .
  185. ^ «Ученые НАСА идентифицируют самую маленькую из известных черных дыр» (пресс-релиз). Центр космических полетов Годдарда . 1 апреля 2008 года Архивировано из оригинала 27 декабря 2008 . Проверено 14 марта 2009 года .
  186. ^ Кролик, JH (1999). Активные ядра галактик . Издательство Принстонского университета. Гл. 1.2. ISBN 978-0-691-01151-6.
  187. ^ Sparke, LS ; Галлахер, Дж.С. (2000). Галактики во Вселенной: Введение . Издательство Кембриджского университета. Гл. 9.1. ISBN 978-0-521-59740-1.
  188. ^ Чоу, Фелиция; Андерсон, Джанет; Вацке, Меган (5 января 2015 г.). «ВЫПУСК 15-001 - Чандра НАСА обнаружила рекордную вспышку из черной дыры Млечного Пути» . НАСА . Архивировано 6 января 2015 года . Проверено 6 января 2015 .
  189. ^ Kormendy, J .; Ричстон, Д. (1995). «Внутренняя граница - поиск сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 (1): 581–624. Bibcode : 1995ARA & A..33..581K . DOI : 10.1146 / annurev.aa.33.090195.003053 .
  190. ^ Кинг, А. (2003). «Черные дыры, образование галактик и связь MBH-σ». Письма в астрофизический журнал . 596 (1): 27–29. arXiv : astro-ph / 0308342 . Bibcode : 2003ApJ ... 596L..27K . DOI : 10.1086 / 379143 . S2CID  9507887 .
  191. ^ Ferrarese, L .; Мерритт, Д. (2000). «Фундаментальная связь между сверхмассивными черными дырами и их родительскими галактиками». Письма в астрофизический журнал . 539 (1): 9–12. arXiv : astro-ph / 0006053 . Bibcode : 2000ApJ ... 539L ... 9F . DOI : 10.1086 / 312838 . S2CID  6508110 .
  192. ^ "Ужин черной дыры приближается" . Пресс-релиз ESO . Архивировано 13 февраля 2012 года . Проверено 6 февраля 2012 года .
  193. ^ а б Бозза, В. (2010). «Гравитационное линзирование черными дырами». Общая теория относительности и гравитации . 42 (9): 2269–2300. arXiv : 0911.2187 . Bibcode : 2010GReGr..42.2269B . DOI : 10.1007 / s10714-010-0988-2 . S2CID  118635353 .
  194. ^ Ковач, З .; Cheng, KS; Харко, Т. (2009). «Могут ли черные дыры звездной массы быть кварковыми звездами?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 400 (3): 1632–1642. arXiv : 0908.2672 . Bibcode : 2009MNRAS.400.1632K . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15571.x . S2CID  18263809 .
  195. ^ Кусенко, А. (2006). «Свойства и сигнатуры суперсимметричных Q-шаров». arXiv : hep-ph / 0612159 .
  196. ^ Hansson, J .; Сандин, Ф. (2005). «Преонные звезды: новый класс космических компактных объектов». Физика Письма Б . 616 (1–2): 1–7. arXiv : astro-ph / 0410417 . Bibcode : 2005PhLB..616 .... 1H . DOI : 10.1016 / j.physletb.2005.04.034 . S2CID  119063004 .
  197. ^ Кифер, К. (2006). «Квантовая гравитация: общее введение и последние разработки». Annalen der Physik . 15 (1–2): 129–148. arXiv : gr-qc / 0508120 . Bibcode : 2006AnP ... 518..129K . DOI : 10.1002 / andp.200510175 . S2CID  12984346 .
  198. ^ Скендерис, К .; Тейлор, М. (2008). «Предложение пушистого шарика для черных дыр». Отчеты по физике . 467 (4–5): 117. arXiv : 0804.0552 . Bibcode : 2008PhR ... 467..117S . DOI : 10.1016 / j.physrep.2008.08.001 . S2CID  118403957 .
  199. ^ Чой, Чарльз К. (2018). «Претенденты на черные дыры действительно могли быть причудливыми квантовыми звездами» . Scientific American . Проверено 17 марта 2018 года .
  200. ^ Болл, Филипп (31 марта 2005 г.). «Чёрных дыр« не существует » ». Природа . DOI : 10.1038 / news050328-8 .
  201. ^ Хокинг, SW (1971). «Гравитационное излучение от сталкивающихся черных дыр». Письма с физическим обзором . 26 (21): 1344–1346. Bibcode : 1971PhRvL..26.1344H . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.26.1344 .
  202. ^ а б Вальд, RM (2001). «Термодинамика черных дыр» . Живые обзоры в теории относительности . 4 (1): 6. arXiv : gr-qc / 9912119 . Bibcode : 2001LRR ..... 4 .... 6W . DOI : 10.12942 / LRR-2001-6 . PMC  5253844 . PMID  28163633 .
  203. ^ 'т Хоофт, Г. (2001). «Голографический принцип». В Зичичи, А. (ред.). Основы и основные моменты фундаментальной физики . Основы и основные моменты фундаментальной физики . Субъядерный сериал. 37 . С. 72–100. arXiv : hep-th / 0003004 . Bibcode : 2001bhfp.conf ... 72T . DOI : 10.1142 / 9789812811585_0005 . ISBN 978-981-02-4536-8. S2CID  119383028 .
  204. ^ Strominger, A .; Вафа, К. (1996). «Микроскопическое происхождение энтропии Бекенштейна-Хокинга». Физика Письма Б . 379 (1–4): 99–104. arXiv : hep-th / 9601029 . Bibcode : 1996PhLB..379 ... 99S . DOI : 10.1016 / 0370-2693 (96) 00345-0 . S2CID  1041890 .
  205. ^ Карлип, С. (2009). «Термодинамика черных дыр и статистическая механика». Физика черных дыр . Физика черных дыр . Конспект лекций по физике. 769 . С. 89–123. arXiv : 0807.4520 . Bibcode : 2009LNP ... 769 ... 89C . DOI : 10.1007 / 978-3-540-88460-6_3 . ISBN 978-3-540-88459-0. S2CID  15877702 .
  206. ^ Хокинг, SW "Играет ли Бог в кости?" . www.hawking.org.uk . Архивировано из оригинального 11 января 2012 года . Проверено 14 марта 2009 года .
  207. ^ Гиддингс, С.Б. (1995). «Информационный парадокс черной дыры». Частицы, струны и космология . Семинар Джона Хопкинса по актуальным проблемам теории частиц 19 и междисциплинарный симпозиум PASCOS 5. arXiv : hep-th / 9508151 . Bibcode : 1995hep.th .... 8151G .
  208. ^ а б Унру, Уильям Г .; Вальд, Роберт М. (2017). «Потеря информации». Отчеты о достижениях физики . 80 (9): 092002. arXiv : 1703.02140 . Bibcode : 2017RPPh ... 80i2002U . DOI : 10.1088 / 1361-6633 / aa778e . PMID  28585922 . S2CID  39957660 .
  209. ^ Матур, SD (2011). Информационный парадокс: конфликты и разрешения . XXV Международный симпозиум по взаимодействию лептонных фотонов при высоких энергиях. arXiv : 1201.2079 . Bibcode : 2012Prama..79.1059M . DOI : 10.1007 / s12043-012-0417-Z .
  210. ^ Пейдж, Дон Н. (1993). «Информация в излучении черной дыры». Phys. Rev. Lett. 71 (23): 3743–3746. arXiv : hep-th / 9306083 . Bibcode : 1993PhRvL..71.3743P . CiteSeerX  10.1.1.267.174 . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.71.3743 . PMID  10055062 . S2CID  9363821 .
  211. ^ Пейдж, Дон Н. (1993). «Средняя энтропия подсистемы». Phys. Rev. Lett. 71 (9): 1291–1294. arXiv : gr-qc / 9305007 . Bibcode : 1993PhRvL..71.1291P . CiteSeerX  10.1.1.339.7694 . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.71.1291 . PMID  10055503 . S2CID  17058654 .
  212. ^ Мерали, Зея (3 апреля 2013 г.). «Астрофизика: огонь в дыре!» . Природа . 496 (7443): 20–23. Bibcode : 2013Natur.496 ... 20M . DOI : 10.1038 / 496020a . PMID  23552926 .
  213. ^ Амхейри, Ахмед; Марольф, Дональд; Полчинский, Джозеф; Салли, Джеймс (2013). «Черные дыры: дополнительность или брандмауэры?». Журнал физики высоких энергий . 2013 (2): 62. arXiv : 1207.3123 . Bibcode : 2013JHEP ... 02..062A . DOI : 10.1007 / JHEP02 (2013) 062 . S2CID  55581818 .

Популярное чтение

  • Фергюсон, Китти (1991). Черные дыры в пространстве-времени . Уоттс Франклин. ISBN 978-0-531-12524-3.
  • Хокинг, Стивен (1988). Краткая история времени . ISBN Bantam Books, Inc. 978-0-553-38016-3.
  • Хокинг, Стивен ; Пенроуз, Роджер (1996). Природа пространства и времени . Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-03791-2.
  • Мелия, Фульвио (2003). Черная дыра в центре нашей галактики . Princeton U Press. ISBN 978-0-691-09505-9.
  • Мелия, Фульвио (2003). Край бесконечности. Сверхмассивные черные дыры во Вселенной . Cambridge U Press. ISBN 978-0-521-81405-8.
  • Пиковер, Клиффорд (1998). Черные дыры: Путеводитель . ISBN Wiley, John & Sons, Inc. 978-0-471-19704-1.
  • Торн, Кип С. (1994). Черные дыры и искажения времени . Norton, WW & Company, Inc. ISBN 978-0-393-31276-8.
  • Сасскинд, Леонард (2008). Война в черной дыре: Моя битва со Стивеном Хокингом за то, чтобы сделать мир безопасным для квантовой механики . Литтл, Браун и компания. ISBN 978-0316016407.
  • Уиллер, Дж. Крейг (2007). Космические катастрофы (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-85714-7.

Учебники и монографии вузов

  • Кэрролл, Шон М. (2004). Пространство-время и геометрия . Эддисон Уэсли. ISBN 978-0-8053-8732-2., конспекты лекций, на которых основана книга, доступны бесплатно на веб-сайте Шона Кэрролла .
  • Картер, Б. (1973). «Состояния равновесия черной дыры». В DeWitt, BS ; ДеВитт, К. (ред.). Черные дыры .
  • Чандрасекар, Субраманян (1999). Математическая теория черных дыр . Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-850370-5.
  • Физика черной дыры . Фундаментальные теории физики. 96 . 1998. DOI : 10.1007 / 978-94-011-5139-9 . ISBN 978-0-7923-5146-7.
  • Фролов, Валерий П .; Зельников, Андрей (2011). Введение в физику черных дыр . Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-969229-3. Zbl  1234.83001 .
  • Хокинг, Юго-Западный ; Эллис, GFR (1973). Крупномасштабная структура пространства-времени . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-09906-6.
  • Мелия, Фульвио (2007). Галактическая сверхмассивная черная дыра . Princeton U Press. ISBN 978-0-691-13129-0.
  • Миснер, Чарльз ; Торн, Кип С .; Уиллер, Джон (1973). Гравитация . WH Freeman and Company. ISBN 978-0-7167-0344-0.
  • Тейлор, Эдвин Ф .; Уилер, Джон Арчибальд (2000). Изучение черных дыр . Эддисон Уэсли Лонгман. ISBN 978-0-201-38423-9.
  • Вальд, Роберт М. (1984). Общая теория относительности . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-87033-5.
  • Вальд, Роберт М. (1992). Пространство, время и гравитация: теория большого взрыва и черных дыр . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-87029-8.
  • Прайс, Ричард; Крейтон, Тевиет (2008). «Черные дыры» . Scholarpedia . 3 (1): 4277. Bibcode : 2008SchpJ ... 3.4277C . DOI : 10,4249 / scholarpedia.4277 .

Обзорные статьи

  • Галло, Елена; Марольф, Дональд (2009). «Информационное письмо BH-2: Черные дыры». Американский журнал физики . 77 (4): 294–307. arXiv : 0806.2316 . Bibcode : 2009AmJPh..77..294G . DOI : 10.1119 / 1.3056569 . S2CID  118494056 .
  • Хьюз, Скотт А. (2005). «Доверяй, но проверяй: случай астрофизических черных дыр». arXiv : hep-ph / 0511217 .Конспект лекций Летнего института SLAC 2005 г.

  • Черные дыры в наше время на BBC
  • Стэнфордская энциклопедия философии : « Сингулярности и черные дыры » Эрика Куриела и Питера Бокулича.
  • Черные дыры: неумолимое притяжение гравитации - интерактивный мультимедийный веб-сайт, посвященный физике и астрономии черных дыр от Научного института космического телескопа
  • ESA «s Black Hole Визуализация
  • Часто задаваемые вопросы о черных дырах
  • « Геометрия Шварцшильда »
  • Сайт Хаббла
  • Черные дыры - базовый (NYT; апрель 2021 г.)

Видео

  • 16-летнее исследование отслеживает звезды, вращающиеся вокруг черной дыры Млечного Пути
  • Фильм кандидата в черные дыры из Института Макса Планка
  • Коуэн, Рон (20 апреля 2015 г.). «Трехмерное моделирование сталкивающихся черных дыр признано наиболее реалистичным» . Природа . DOI : 10.1038 / nature.2015.17360 .
  • Компьютерная визуализация сигнала, обнаруженного LIGO
  • Две черные дыры сливаются в одну (по сигналу GW150914)