thumb|250px|Выява, атрыманая з дапамогай тэлескопа «Хабл»: Актыўная галактыка M87. У ядры галактыкі, меркавана, знаходзіцца чорная дзіра. На здымку бачны рэлятывісцкі паток даўжынёй каля 5 тысяч светлавых гадоў.

Чо́рная дзіра́ — вобласць у прасторы-часе, гравітацыйнае прыцягненне якой настолькі вялікае, што пакінуць яе не могуць нават аб’екты, якія рухаюцца са скорасцю святла, у тым ліку кванты самога святла. Мяжа гэтай вобласці называецца гарызонтам падзей, а яе характэрны памер — гравітацыйным радыусам. У найбольш простым выпадку сферычнай сіметрычнай чорнай дзіры ён роўны радыусу Шварцшыльда.

Тэарэтычна магчымасць існавання такіх абласцей прасторы-часу вынікае з некаторых дакладных рашэнняў ураўненняў Эйнштэйна, першае з якіх было атрымана Карлам Шварцшыльдам у 1915 годзе. Дакладны вынаходнік тэрміна невядомы, але само абазначэнне было папулярызавана Джонам Арчыбальдам Уілерам і ўпершыню публічна ўжыта ў папулярнай лекцыі «Наш Сусвет: вядомае і невядомае» () 29 снежня 1967 года. Раней падобныя астрафізічныя аб’екты называлі «скалапсаваўшыя зоркі» або «калапсары» (), а таксама «застылыя зоркі» ().

Пытанне аб рэальным існаванні чорных дзірак цесна звязана з тым, наколькі дакладная тэорыя гравітацыі, з якой вынікае іх існаванне. У сучаснай фізіцы стандартнай тэорыяй гравітацыі, лепш за ўсё пацверджанай эксперыментальна, з’яўляецца агульная тэорыя адноснасці (АТА). Яна ўпэўнена прадказвае магчымасць утварэння чорных дзірак (але іх існаванне магчыма і ў рамках іншых (не ўсіх) мадэлей). Таму назіраныя дадзеныя аналізуюцца і інтэрпрэтуюцца, перш за ўсё, у кантэксце АТА, хоць, строга кажучы, гэтая тэорыя не з’яўляецца эксперыментальна пацверджанай для ўмоў, адпаведных вобласці прасторы-часу ў непасрэднай блізкасці ад чорных дзірак зорных мас (аднак добра пацверджана ва ўмовах, адпаведных звышмасіўным чорным дзірам)http://phys.unn.ru/docs/Invisible%20Universe.pdf . Таму сцвярджэнні аб непасрэдных доказах існавання чорных дзірак, у тым ліку і ў гэтым артыкуле ніжэй, строга кажучы, варта разумець у сэнсе пацвярджэння існавання астранамічных аб’ектаў, такіх шчыльных і масіўных, якія маюць некаторыя іншыя назіраныя ўласцівасці, што іх можна інтэрпрэтаваць як чорныя дзіры агульнай тэорыі адноснасці.

Акрамя таго, чорнымі дзірамі часта называюць аб’екты, не строга адпаведныя дадзенаму вышэй азначэнню, а якія толькі набліжаюцца па сваіх уласцівасцях да такой чорнай дзіры — напрыклад, гэта могуць быць калапсуючыя зоркі на позніх стадыях калапсу. У сучаснай астрафізіцы гэтаму адрозненню не надаецца вялікага значэння, бо назіраныя праявы «амаль скалапсаваўшай» («замарожанай») зоркі і «сапраўднай» («адвечнай») чорнай дзіры практычна аднолькавыя. Гэта адбываецца таму, што адрозненні фізічных палёў вакол калапсара ад такіх для «адвечнай» чорнай дзіры памяншаюцца па ступенных законах з характэрным часам парадку гравітацыйнага радыуса, падзеленага на скорасць святла.

Адрозніваюць 4 сцэнарыі ўтварэння чорных дзірак, два рэалістычныя: гравітацыйны калапс (сцісканне) досыць масіўнай зоркі; калапс цэнтральнай часткі галактыкі або протагалактычнага газу; і два гіпатэтычныя: фарміраванне чорных дзірак адразу пасля Вялікага Выбуху (першасныя чорныя дзіры); узнікненне ў ядзерных рэакцыях высокіх энергій.

Гісторыя ўяўленняў аб чорных дзірах

«Чорная зорка» Мічэла (1784-1796)

Канцэпцыя масіўнага цела, гравітацыйнае прыцягненне якога настолькі вялікае, што скорасць, неабходная для пераадолення гэтага прыцягнення (другая касмічная скорасць), роўная або перавышае скорасць святла, упершыню была выказана ў 1784 годзе у пісьме, якое ён паслаў у Каралеўскае таварыства. Пісьмо ўтрымлівала разлік, з якога вынікала, што для цела з радыусам у 500 сонечных радыусаў і са шчыльнасцю Сонца другая касмічная скорасць на яго паверхні будзе роўная скорасці святлаAlan Ellis. Black holes — Part 1 — History // The Astronomical Society of Edinburgh Journal, № 39 (лето 1999).. Такім чынам, святло не зможа пакінуць гэтае цела, і яно будзе нябачным. Мічэл выказаў здагадку, што ў космасе можа існаваць мноства такіх недаступных назіранню аб'ектаў. У 1796 годзе Лаплас уключыў абмеркаванне гэтай ідэі ў сваю працу «Exposition du Systeme du Monde», аднак у наступных выданнях гэты раздзел быў апушчаны. Тым не менш, менавіта дзякуючы Лапласу гэтая думка атрымала некаторую вядомасць.

Пасля Мічэла, да Шварцшыльда (1796-1915)

На працягу XIX стагоддзя ідэя цел, нябачных з прычыны сваёй масіўнасці, не выклікала вялікай цікавасці ў навукоўцаў. Гэта было звязана з тым, што ў рамках класічнай фізікі скорасць святла не мае фундаментальнага значэння. Аднак у канцы XIX — пачатку XX стагоддзя было ўстаноўлена, што сфармуляваныя Максвелам законы электрадынамікі, з аднаго боку, выконваюцца ва ўсіх інерцыяльных сістэмах адліку, а з другога боку, не маюць інварыянтнасці адносна пераўтварэнняў Галілея. Гэта азначала, што ўяўленні аб характары пераходу ад адной інерцыяльнай сістэмы адліку да іншай, якія склаліся ў фізіцы, маюць патрэбу ў значнай карэкціроўцы. У ходзе далейшай распрацоўкі электрадынамікі Лорэнцам была прапанавана новая сістэма пераўтварэнняў прасторава-часавых каардынат (вядомых сёння як пераўтварэнні Лорэнца), адносна якіх ураўненні Максвела заставаліся інварыянтнымі. Развіваючы ідэі Лорэнца, Пуанкарэ выказаў здагадку, што ўсе іншыя фізічныя законы таксама інварыянтныя адносна гэтых пераўтварэнняў.

У 1905 годзе Эйнштэйн выкарыстаў канцэпцыі Лорэнца і Пуанкарэ ў сваёй спецыяльнай тэорыі адноснасці (СТА), у якой ролю закона пераўтварэння інерцыйных сістэм адліку канчаткова перайшла ад пераўтварэнняў Галілея да пераўтварэнняў Лорэнца. Класічная (галілееўска-інварыянтная) механіка была пры гэтым заменена на новую, лорэнц-інварыянтную рэлятывісцкую механіку. У рамках апошняй скорасць святла аказалася крайняй скорасцю, якую можа развіць фізічнае цела, што радыкальна змяніла значэнне чорных дзір у тэарэтычнай фізіцы.

Аднак ньютанаўская тэорыя прыцягнення (на якой грунтавалася першапачатковая тэорыя чорных дзір) не з’яўляецца лорэнц-інварыянтнай. Таму яна не можа быць прыменена да цел, якія рухаюцца з калясветлавымі і светлавой скарасцямі. Пазбаўленая гэтага недахопу рэлятывісцкая тэорыя прыцягнення была створана, у асноўным, Эйнштэйнам (які сфармуляваў яе канчаткова да канца 1915 года) і атрымала назву агульнай тэорыі адноснасці (АТА). Менавіта на ёй і грунтуецца сучасная тэорыя астрафізічных чорных дзір.

Па сваім характары АТА з’яўляецца геаметрычнай тэорыяй. Паводле гэтай тэорыі, гравітацыйнае поле ўяўляе сабой праяву скрыўлення прасторы-часу (якая, такім чынам, аказваецца псеўдарыманавым, а не псеўдаэўклідавым, як у спецыяльнай тэорыі адноснасці). Сувязь скрыўлення прасторы-часу з характарам размеркавання і руху мас, якія заключаюцца ў ёй, даецца асноўнымі ўраўненнямі тэорыі — ураўненнямі Эйнштэйна.

Рашэнні ўраўненняў Эйнштэйна для чорных дзір

Паколькі чорныя дзіры з’яўляюцца лакальнымі і адносна кампактнымі ўтварэннямі, то пры пабудове іх тэорыі звычайна не ўлічваюць наяўнасць касмалагічнай пастаяннай, бо яе эфекты для такіх характэрных памераў задачы невымерна малыя. Тады стацыянарныя рашэнні для чорных дзір у рамках АТА, дапоўненай вядомымі матэрыяльнымі палямі, характарызуюцца толькі трыма параметрамі: масай (), момантам імпульсу () і электрычным зарадам (), якія складаюцца з адпаведных характарыстык цел і выпраменьванняў, якія ўвайшлі ў чорную дзіру пры калапсе ці зваліліся ў яе пазней (калі ў прыродзе існуюць магнітныя манаполі, то чорныя дзіры могуць мець таксама магнітны зарад , але пакуль падобныя часціцы не выяўлены). Любая чорная дзіра імкнецца пры адсутнасці знешніх уздзеянняў стаць стацыянарнай, што было даказана намаганнямі многіх фізікаў-тэарэтыкаў, з якіх асабліва трэба адзначыць уклад нобелеўскага лаўрэата Субраманьяна Чандрасекара, пяру якога належыць фундаментальная для гэтага кірунку манаграфія «Матэматычная тэорыя чорных дзір». Больш таго, уяўляецца, што ніякіх іншых характарыстык, акрамя гэтых трох, у чорнай дзіры, якая не ўзбуралася звонку, быць не можа, што фармулюецца ў вобразнай фразе Уілерам: «Чорныя дзіры не маюць валасоў».

Рашэнні ўраўненняў Эйнштэйна для чорных дзір з адпаведнымі характарыстыкамі:

Характарыстыка ЧД Без кручэння Круціцца Без зарада Рашэнне Шварцшыльда Рашэнне Кера Зараджаная Рашэнне Райснера — Нордстрама Рашэнне Кера — Ньюмена

Рашэнне Шварцшыльда (1916 год, Карл Шварцшыльд) — статычнае рашэнне для сферычна-сіметрычнай чорнай дзіры без кручэння і без электрычнага зарада. Рашэнне Райснера — Нордстрама (1916 год, Ханс Райснер і 1918 год, Гунар Нордстрам) — статычнае рашэнне сферычна-сіметрычнай чорнай дзіры з зарадам, але без кручэння. Рашэнне Кера (1963 год, Рой Кер) — стацыянарнае, восевасіметрычнае рашэнне для чорнай дзіры, якая верціцца, але без зарада. Рашэнне Кера — Ньюмена (1965 год, Э. Т. Ньюмен, Э. Кауч, К. Чынапарэд, Э. Экстан, Э. Пракаш і Р. Торэнс) — найбольш поўнае на дадзены момант рашэнне: стацыянарнае і восесіметрычнае, залежыць ад усіх трох параметраў.

Рашэнне для чорнай дзіры, якая верціцца, надзвычай складанае. Яго вывад быў апісаны Керам у 1963 годзе вельмі коратка, і толькі праз год дэталі былі апублікаваныя Керам і Шыльдам у малавядомых працах канферэнцыі. Падрабязны выклад вываду рашэнняў Кера і Кера — Ньюмена быў апублікаваны ў 1969 годзе ў вядомай працы Дэбнея, Кера і Шыльда. Паслядоўны вывад рашэння Кера быў таксама праведзены Чандрасекарам больш чым на пятнаццаць гадоў пазней.

Лічыцца, што найбольшае значэнне для астрафізікі мае рашэнне Кера, бо зараджаныя чорныя дзіры павінны хутка губляць зарад, прыцягваючы і паглынаючы процілегла зараджаныя іоны і пыл з касмічнай прасторы. Існуе таксама гіпотэзаАгляд тэорыі гл., напрыклад, у:, якая звязвае з працэсам выбуховай нейтралізацыі зараджаных чорных дзірак шляхам нараджэння з вакууму электрон-пазітронных пар, але яна аспрэчваецца шэрагам навукоўцаўГл.: і спасылкі далей..

Тэарэмы аб «адсутнасці валасоў»

у чорнай дзіры () сцвярджаюць, што ў стацыянарнай чорнай дзіры знешніх характарыстык, акрамя масы, моманту імпульсу і вызначаных зарадаў (спецыфічных для розных матэрыяльных палёў), быць не можа (у тым ліку і радыуса), і дэталёвая інфармацыя аб матэрыі будзе страчана (і часткова будзе выпраменьвацца ў прастору) пры калапсе. Вялікі ўклад у доказ падобных тэарэм для розных сістэм фізічных палёў ўнеслі Брэндан Картэр, Вернер Ізраэль, Роджэр Пенроўз, Пётр Крушэль (Chruściel), Маркус Хойслер. Зараз уяўляецца, што дадзеная тэарэма верная для вядомых у цяперашні час палёў, хоць у некаторых экзатычных выпадках, аналагаў якіх у прыродзе не выяўлена, яна парушаецца.

Рашэнне Шварцшыльда

Асноўныя ўласцівасці

Згодна з , гравітацыйнае поле любога сферычна сіметрычнага размеркавання матэрыі за яе межамі даецца . Таму слаба заверчаныя чорныя дзіры, як і прастора-час паблізу Сонца і Зямлі, у першым прыбліжэнні таксама апісваюцца гэтым рашэннем. Дзве важнейшыя рысы, уласцівыя чорным дзірам у мадэлі Шварцшыльда — гэта наяўнасць гарызонту падзей (ён па азначэнні ёсць у любой чорнай дзіры) і сінгулярнасці, якая аддзелена гэтым гарызонтам ад астатняга Сусвету. Рашэннем Шварцшыльда дакладна апісваецца ізаляваная незараджаная чорная дзіра, якая не выпараецца і не круціцца (гэта сферычна сіметрычнае рашэнне ўраўненняў гравітацыйнага поля (ураўненняў Эйнштэйна) у вакууме). Яе гарызонт падзей — гэта сфера, радыус якой вызначаецца з яе плошчы па формуле і называецца гравітацыйным радыусам або радыусам Шварцшыльда. Усе характарыстыкі рашэння Шварцшыльда адназначна вызначаюцца адным параметрам — масай. Так, гравітацыйны радыус чорнай дзіры масы роўны

дзе  — гравітацыйная пастаянная, а  — скорасць святла. Чорная дзіра з масай, роўнай масе Зямлі, мела б радыус Шварцшыльда каля 9 мм (гэта значыць Зямля магла б стаць чорнай дзірой, калі б хто-небудзь змог сціснуць яе да такога памеру). Для Сонца радыус Шварцшыльда складае прыкладна 3 км.

Аб’екты, памер якіх найбольш блізкі да свайго радыуса Шварцшыльда, але якія яшчэ не з’яўляюцца чорнымі дзірамі, — гэта нейтронныя зоркі.