cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Вялікамішкіс
Вялі́камішкіс (Velykamiškis) — вёска ў Ігналінскім раёне Уцянскага павета Літвы. Уваходзіць у склад Цэйкінейскай сянюніі. Размешчана за 2 км ад Цэйкінея. Насельніцтва 9 чал. (2001 г.).
Папская жандармерыя
Corpo della Gendarmeria dello Stato della Città del Vaticano (Корпус Жандараў горада-дзяржавы Ватыкан) — жандармерыя ці паліцыя і сілы бяспекі Ватыкана.
Корпус адказвае за бяспека, грамадскі парадак, памежны кантроль, кантроль дарожнага руху, крымінальны вышук і выконвае іншыя агульныя паліцэйскія абавязкі ў Ватыкане. Некалькі афіцэраў корпуса падарожнічаюць з Папам Рымскім для забеспячэння яго непасрэднай аховы. Корпус мае 130 супрацоўнікаў і частку Дэпартамента службаў бяспекі і грамадзянскай абароны (які таксама ўключае ватыканскую пажарную каманду), орган губернатарства дзяржавы-граду Ватыкана. Бяспека ў Ватыкане таксама забяспечваецца Швейцарскай гвардыяй, вайсковым фарміраваннем Святога Прастола, але не дзяржавы-граду Ватыкан.
На чале корпуса стаіць генеральны інспектар, у наш час Даменіка Джані, які замяніў у чэрвені 2006 г. Каміла Чыбіна.
У 1991—2002 гг. паліцэйскія сілы Ватыкана звалася Corpo di Vigilanza dello Stato della Città del Vaticano, і ў 1970—1991 яны былі вядомыя як Цэнтральная служба бяспекі. Яна замяніла папярэдні Corpo della Gendarmeria, які быў заснаваны Папам Рымскім Піем VII у 1816 і быў вайсковым фарміраваннем Ватыкана, пакуль Папа Рымскі Павел VI не паменшыў узброеныя сілы Святога Прастола толькі да Папскай Швейцарскай гвардыі.
Банжул (значэнні)
Банжул — шэраг геаграфічных назваў. Значэнні:
Венгрыя на летніх Алімпійскіх гульнях 2016
Венгрыя на летніх Алімпійскіх гульнях 2016 года была прадстаўлена ў 21-м відзе спорту. Да гэтага Венгрыя прымала ўдзел ва ўсіх летніх Алімпійскіх гульнях апроч 1920 года і 1984 года.
Калхознае (Карагандзінская вобласць)
Калхознае — сяло ў Асакараўскім раёне Карагандзінскай вобласці Казахстана. Уваходзіць у склад сельскай акругі Ясіль. Знаходзіцца прыкладна за 25 км на паўночны ўсход ад раённага цэнтра, пасёлка Асакараўка. Код КАТА — 355647200.
Насельніцтва
У 1999 годзе насельніцтва сяла складала 515 чалавек (245 мужчын і 270 жанчын). Паводле дадзеных перапісу 2009 года, у сяле пражывалі 447 чалавек (206 мужчын і 241 жанчына).
Мюоній
Мюо́ній (хімічны сімвал Mu) — сістэма, якая складаецца з дадатнага мюона (
μ
) і электрона.
Мае хімічныя ўласцівасці, аналагічныя ўласцівасцям.
Утвараецца ў ортастане са спінам 1 (спіны
і электрона паралельныя) ці ў парастане са спінам 0 (спіны антыпаралельныя), рознасць энергій паміж якімі роўная
3
эВ; паміж імі магчымы пераходы з выпрамяненнем частаты 4463,16 МГц. Актыўна ўступае ў хімічныя рэакцыі, характэрныя для атама вадарода. Скорасць рэакцыі вызначаецца па частаце прэцэсіі спіна ў магнітным полі (гл. мезонная хімія).
Куніка
Куніка (Cunico) — камуна ў Італіі, размяшчаецца ў рэгіёне П’емонт, падпарадкоўваецца адміністрацыйнаму цэнтру Асці.
Насельніцтва складае 520 чалавек (2008 г.), шчыльнасць насельніцтва складае 76 чал./км². Займае плошчу 7 км². Паштовы індэкс — 14020. Тэлефонны код — 0141.
Гайцюнішкі
Гайцюні́шкі (, Гайтюнишки) — вёска ў Воранаўскім раёне Гродзенскай вобласці. Уваходзіць у склад Канвелішскага сельсавета.
Назва
Назва паселішча згаданая ў 1567 г.: "...з ыменья своего Кгойтенишокъ въ повете Лидскомъ". Ранейшая форма аднаўляецца як Gaiteniškės.
Назва адыменная, паходзіць ад аднаасноўнага імя тыпу Gaitenis. У ім вылучаецца аснова Gai- (як у двухасноўным імені Gai-but'as , ад якога тапонім Гайбуты). Яна ўзбагачаная ўтваральнікам -t- (Gait-) і тады пашыраная антрапанімічным пашыральнікам -en-. Падобным чынам утворанае і імя Трайдзень.
Гісторыя
У XVII стагоддзі Гайцюнішкі належаць Нонхартам. Нявядома адкуль гэты род паходзіў і як па сапраўднаму гучала прозвішча. Іх лічылі курляндскай шляхтай, таму што іх прозвішча выглядала як курляндскае. Два родных брата, Пётр і Станіслаў Нонхарты, за вялікія заслугі перад краінай у часе ваенных дзеяняў з Масквой і шведамі, у 1590 годзе атрымалі пацвярджэнне сваяго дваранства, якое яны мелі раней ад імператара Свяшчэннай Рымскай імперыі. Быў таксама падтверджаны іх герб: «Срэбны якар на чырвоным полі».
Пётр Нонхарт, ажаніўшыся з пратэстанткай Падбярэзскай, займеў пасады віленскага гараднічага і будаўнічага. Як высокакваліфікаваны прафесіянал, быў адпаведна ацанёны і атрымаў Гайцюнішкі. Верагодна, што адзіная дачка Пятра, Сузана, выйшла замуж за Юрыя Храптовіча (1586—1650), ваяводу навагародскага, і перадала яму ў пасаг Гайцюнішкі. Пасля Юрыя, Гайцюнішкі атрымаў у спадчыну яго старэйшы сын Адам Храптовіч, жанаты з Альжбетай Ісайкоўскай.
Невядома, якім шляхам пасля Храптовічаў гэтая маёмасць дасталася Шротэрам герба «Любіч», шляхце інфляндскага паходжання, і калі Гайцюнішкі дасталіся Путкамерам. Хутчэй за ўсё гэта быў пасаг Дароты Шротэр, другой жонкі Ваўжынца Путкамера, стольніка інфлянцкага. На пачатку XIX стагоддзя, а можа і раней Гайцюнішкі ўжо былі маёмасцю фон дэр Остэн-Сакенаў. Вераніка Остэн-Сакен, якая выйшла замуж у 1830 годзе за Адама Рымшу герба «Газдава», атрымала маёмасць як свой пасаг. Пасля Веранікі і Адама, усё гэта атрымала ў спадчыну іхняя дачка Алена, жонка Рамуальда Рымшы. Перадапошнім уладальнікам Гайцюнішак быў сын Алены і Рамуальда — Эдвард Рымша (1863—1937), жанаты з Янінай Лавенецкай. Апошнімі ўладальніцамі маёнтка былі яго дзве дачкі: Алена (нарадзілася 19.02.1911 г., была замужам за Янам Гаштаўт-Ажынскім) і Соф'я (нарадзілася 23.06.1913 г., жонка Напалеона Сянкевіча).
Палімір
Гісторыя
3 2000 года — сучасная назва. З 2008 года ААТ «Палімір» уваходзіць у склад вытворчага аб’яднання «Нафтан».
Асноўная прадукцыя: поліэтылен, поліакрыланітрыльныя (ПАН) валокны, палімерныя смолы, воск і эмульсіі, мінеральныя ўгнаенні, прадукты арганічнага сінтэзу (акрыланітрыл, метылакрылат, ацэтонцыян-гідрын), тавары народнага ўжытку (плёнка гаспадарчая, пакеты і сумкі, мэблевае іголкапрабіўное палатно, разнастайная пража і трыкатажныя вырабы са змешаных валокнаў).
На аснове поліэтылену асвоены выпуск унікальных для краін СНД прадуктаў, адзіным вытворцам якіх з’яўляецца «Палімір». Асаблівае значэнне надаецца вытворчасці ПАН-валокнаў, што выкарыстоўваюцца для перапрацоўкі ў пражу, тканіну, трыкатаж, сінтэтычнае футра і таму служаць незаменнай сыравінай для тэкстыльнай прамысловасці. У якасці сыравіны «Палімір» выкарыстоўвае прадукты нафтаперапрацоўкі вытворчага аб’яднання «Нафтан».
Працуе больш за 6 тыс. чалавек (2000). Аб’яднанне мае Палац спорту і культуры, бібліятэку, паліклініку, 4 медпункты, санаторый-прафілакторый, 2 базы адпачынку, 6 дашкольных устаноў, аздараўленчы дзіцячы лагер.
Чорная дзірка
Чо́рная дзі́рка — 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 дзіркі 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» (Our Universe: the Known and Unknown) 29 снежня 1967 года. Раней падобныя астрафізічныя аб’екты называлі «скалапсаваўшыя зоркі» або «калапсары» (Collapsed stars), а таксама «застылыя зоркі» (Frozen stars).
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 дзіркам). 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 дзіркі агульнай тэорыі адноснасці.
Акрамя таго, чорнымі дзіркамі часта называюць аб’екты, не строга адпаведныя дадзенаму вышэй азначэнню, а якія толькі набліжаюцца па сваіх уласцівасцях да такой чорнай дзіркі — 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 дзіркі практычна аднолькавыя. Гэта адбываецца таму, што адрозненні фізічных палёў вакол калапсара ад такіх для «адвечнай» чорнай дзіркі 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 дзіркі); узнікненне ў ядзерных рэакцыях высокіх энергій.
«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 святла. 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 (
M
), момантам імпульсу (
L
) і электрычным зарадам (
Q
G
Рашэнні ўраўненняў Эйнштэйна для чорных дзір з адпаведнымі характарыстыкамі:
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 гіпотэза, якая звязвае з працэсам выбуховай нейтралізацыі зараджаных чорных дзірак шляхам нараджэння з вакууму электрон-пазітронных пар, але яна аспрэчваецца шэрагам навукоўцаў.
Тэарэмы аб «адсутнасці валасоў»
у чорнай дзіркі (No hair theorem) сцвярджаюць, што ў стацыянарнай чорнай дзіркі 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.
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 S=4\pi r^2 і называецца гравітацыйным радыусам або радыусам Шварцшыльда. Усе характарыстыкі рашэння Шварцшыльда адназначна вызначаюцца адным параметрам — масай. Так, гравітацыйны радыус чорнай дзіркі масы M роўны дзе
G
— гравітацыйная пастаянная, а
c
— 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. Можна ўвесці паняцце «сярэдняй шчыльнасці» чорнай дзіры, падзяліўшы яе масу на «аб’ём пад гарызонтам падзей» :
Сярэдняя шчыльнасць падае з ростам масы чорнай дзіры. Так, калі чорная дзірка з масай парадку сонечнай мае шчыльнасць, якая перавышае ядзерную шчыльнасць, то з масай у 109 сонечных мас (існаванне такіх чорных дзір падазраецца ў квазараў) мае сярэднюю шчыльнасць каля 20 кг/м³, што істотна менш шчыльнасці вады. Такім чынам, чорную дзіру можна атрымаць не толькі сцісканнем наяўнага аб’ёму рэчыва, але і экстэнсіўным шляхам, г.зн. назапашваючы велізарную колькасць матэрыялу.
Для больш дакладнага апісання рэальных чорных дзір неабходны ўлік наяўнасці моманту імпульсу. Акрамя таго, малыя, але канцэптуальна важныя дабаўкі для чорных дзір астрафізічных мас — выпраменьванне Старабінскага і Зяльдовіча і выпраменьванне Хокінга — вынікаюць з квантавых паправак. Тэорыю, якая ўлічвае гэта, (гэта значыць АТА, у якой правая частка ўраўненняў Эйнштэйна сярэдняя па квантавым стане ад ) звычайна называюць «паўкласічнай гравітацыяй». Уяўляецца, што для вельмі малых чорных дзірак гэтыя квантавыя папраўкі павінны стаць вызначальнымі, аднак гэта дакладна не вядома, бо адсутнічае несупярэчлівая мадэль квантавай гравітацыі.
Метрычнае апісанне і аналітычны працяг
У 1915 годзе Шварцшыльд выпісаў рашэнні ўраўненняў Эйнштэйна без касмалагічнага члена для пустой прасторы ў сферычным сіметрычным статычным выпадку (пазней Біркхоф паказаў, што дапушчэнне статычнасці залішняе ). Гэта рашэнне аказалася прасторай-часам \mathcal M з тапалогіяй і інтэрвалам, які прыводзіцца да выгляду дзе
t
— часавая каардыната, у секундах,
r
— радыяльная каардыната, у метрах,
θ
— палярная вуглавая каардыната, у радыянах,
— азімутальная вуглавая каардыната, у радыянах,
rs
— радыус Шварцшыльда цела з масай
M
, у метрах.
Часавая каардыната адпавядае часападобнаму \partial_t, які адказвае за статычнасць прасторы-часу, пры гэтым яе маштаб выбраны так, што t — гэта час, які вымяраецца бесканечна аддаленым гадзіннікам. Гадзіннік, замацаваны на радыяльнай каардынаце r без кручэння, будзе ісці павольней за гэты аддалены ў разоў за кошт гравітацыйнага запаволення часу.
Геаметрычны сэнс
заключаецца ў тым, што плошча паверхні сферы ёсць  Важна, што каардыната
прымае толькі значэнні, большыя r_s, а значэнне параметра
, у адрозненне ад лапласаўскага выпадку, не з’яўляецца «адлегласцю да цэнтра», бо цэнтра як пункта (падзеі на сапраўднай сусветнай лініі якога-небудзь цела) у шварцшыльдаўскай прасторы \mathcal M наогул няма.
і
адпавядаюць сферычнай сіметрыі задачы і звязаныя з яе трыма вектарамі Кілінга.
З асноўных прынцыпаў АТА вынікае, што такую метрыку створыць (звонку ад сябе) любое сферычнае сіметрычнае цела з радыусам ~>r_s і масай Выдатна, хоць і ў некаторай ступені выпадкова, што велічыня гравітацыйнага радыуса — радыус Шварцшыльда r_s — супадае з гравітацыйным радыусам \,r_g, вылічаным раней Лапласам для цела масы M.
Як відаць з прыведзенай формы метрыкі, каэфіцыенты пры
паводзяць сябе паталагічна пры r\to r_s, дзе і размяшчаецца гарызонт падзей чорнай дзіркі Шварцшыльда — у такім запісе рашэння Шварцшыльда там маецца. Гэтыя паталогіі з’яўляюцца, аднак, толькі эфектам выбару каардынат (падобна таму, як у сферычнай сістэме каардынат пры
любое значэнне
φ
апісвае адзін і той жа пункт). Прастору Шварцшыльда \mathcal M можна, як кажуць, «працягнуць за гарызонт», і калі там таксама лічыць прастору ўсюды пустой, то пры гэтым узнікае большая прастора-час, якая называецца звычайна максімальна працягнутай прасторай Шварцшыльда або (радзей) прасторай Крускала.
назіральніка, падаючага пад гаpызонт, памяншаецца і імкнецца да нуля, калі яго ўласны час
τ
імкнецца да некаторага канечнага значэння ~\tau_0. Аднак яго сусветную лінію нельга працягнуць у вобласць бо пунктаў з ~r=0 у гэтай прасторы няма. Такім чынам, лёс назіральніка нам вядомы толькі да некаторага моманту яго (уласнага) часу.
Каб прадставіць сабе структуру 4-мернай прасторы-часу яе зручна ўмоўна разглядаць як эвалюцыю 3-мернай прасторы. Для гэтага можна ўвесці «часавую» каардынату ~T=(u+v)/2 і сячэнні (гэта прастора-падобныя паверхні, або «паверхні адначасовасці») ўспрымаць як  «у дадзены момант часу».
Рашэнне Райснера — Нордстрама
Гэта статычнае рашэнне (незалежнае ад часавай каардынаты) ураўненняў Эйнштэйна для сферычна-сіметрычнай чорнай дзіры з зарадам, але без кручэння. Метрыка чорнай дзіры Райснера — Нордстрама:
дзе
— скорасць святла, м/с,
t
— часавая каардыната (час, які вымяраецца на бесканечна аддаленым нерухомым гадзінніку), у секундах,
r
— радыяльная каардыната (даўжыня «экватара» ізаметрычнай сферы, падзеленая на 2\pi), у метрах,
θ
— палярная вуглавая каардыната, у радыянах,
φ
M
,
Q
(аналаг радыуса Шварцшыльда, толькі не для масы, а для зарада) вызначаны як дзе  —.
Параметры чорнай дзіры не могуць быць адвольнымі. Максімальны зарад, які можа мець ЧД Райснера — Нордстрама, роўны дзе
e
Playing with Fire
Playing with Fire (Гуляючы з агнём), румынская песня, напісаная Авідзью Чэрнаўцьяну і выкананая ім разам з Паўлай Селінг на конкурсе Еўрабачанне 2010 (выніковае 3-е месца). Песня напісаная ў жанры поп (еўрапоп) атрымала пераважна добры прыём як ад шырокай аўдыторыі, так і ад прафесійнага журы.
Чорная дзірка
Рашэнне Райснера — Нордстрама
— зарад электрона. Гэта асобны выпадак абмежавання Кера — Ньюмена для ЧД з нулявым вуглавым момантам (J=0,, гэта значыць без кручэння). Пры перавышэнні крытычнага зараду фармальна рашэнне ўраўненняў Эйнштэйна існуе, але «сабраць» такое рашэнне з вонкавага зараджанага рэчыва не атрымаецца: гравітацыйнае прыцягненне не зможа кампенсаваць ўласнае электрычнае адштурхванне матэрыі. Акрамя таго, трэба заўважыць, што ў рэалістычных сітуацыях чорныя дзіры не павінны быць значна зараджанымі. Гэта рашэнне, пры працягу за гарызонт, аналагічна шварцшыльдаўскаму, спараджае дзіўную геаметрыю прасторы-часу, у якой праз чорныя дзіры злучаецца бясконцая колькасць «сусветаў», у якія можна трапляць паслядоўна праз пагружэнні ў чорную дзіру.
Рашэнне Кера
Чорная дзіра Кера мае шэраг выдатных уласцівасцей. Вакол гарызонту падзей існуе вобласць — эргасфера, усярэдзіне якой целам немагчыма пакоіцца адносна аддаленых назіральнікаў. Яны могуць толькі круціцца вакол чорнай дзіры ў кірунку яе кручэння. Гэты эфект называецца (frame-dragging) і назіраецца вакол любога масіўнага цела, якое верціцца, напрыклад, вакол Зямлі або Сонца, але ў значна меншай ступені. Аднак саму эргасферу яшчэ можна пакінуць, гэтая вобласць не з’яўляецца захапляючай. Памеры эргасферы залежаць ад вуглавога моманту кручэння.
Параметры чорнай дзіры не могуць быць адвольнымі. Вуглавы момант ЧД не павінен перавышаць, што таксама ўяўляе сабой асобны выпадак абмежавання Кера — Ньюмена, на гэты раз для чорнай дзіры з нулявым зарадам (Q = 0, гл. ніжэй). У гранічным выпадку J=J_{max} метрыка называецца гранічным рашэннем Кера.
Гэта рашэнне таксама спараджае дзіўную геаметрыю прасторы-часу пры яе працягу за гарызонт. Аднак патрабуецца аналіз устойлівасці адпаведнай канфігурацыі, якая можа быць парушана за кошт узаемадзеяння з квантавымі палямі і іншых эфектаў. Для прасторы-часу Кера аналіз быў праведзены Субраманьянам Чандрасекарам і іншымі фізікамі. Было выяўлена, што кераўская чорная дзірка — а дакладней яе знешняя вобласць — з’яўляецца ўстойлівай. Аналагічна, як асобныя выпадкі, аказаліся ўстойлівымі шварцшыльдаўскія дзіры, а мадыфікацыя алгарытму дазволіла даказаць ўстойлівасць і райснер-нордстромаўскіх чорных дзірак.
Рашэнне Кера — Ньюмена
Трохпараметрычнае сямейства Кера — Ньюмена — найбольш агульнае рашэнне, адпаведнае канчатковаму стану раўнавагі чорнай дзіры, якая не ўзбураецца знешнімі палямі (паводле для вядомых фізічных палёў). У каардынатах Боера — Ліндквіста (Boyer — Lindquist) і геаметрычных адзінках G = c = 1 метрыка Кера — Ньюмена даецца выразам:
дзе ; і, дзе J — момант імпульсу.
З гэтай формулы лёгка выцякае, што гарызонт падзей знаходзіцца на радыусе і, такім чынам, параметры чорнай дзіркі не могуць быць адвольнымі: электрычны зарад і вуглавы момант не могуць быць большыя за значэнні, адпаведныя знікненню гарызонту падзей. Павінны выконвацца наступныя абмежаванні:
Калі гэтыя абмежаванні парушацца, гарызонт падзей знікне, і рашэнне замест чорнай дзіркі будзе апісваць так званую, але такія аб’екты, згодна з распаўсюджанымі перакананнямі, у рэальным Сусвеце існаваць не павінны (паводле пакуль не даказанага, але праўдападобнага прынцыпа касмічнай цэнзуры). Альтэрнатыўна, пад гарызонтам можа знаходзіцца крыніца скалапсаваўшай матэрыі, якая закрывае сінгулярнасць, і таму знешняе рашэнне Кера або Кера — Ньюмена павінна быць неперарыўна састыкавана з унутраным рашэннем ураўненняў Эйнштэйна з гэтай матэрыі. Як заўважыў Б. Картэр (1968), рашэнне Кера — Ньюмена мае двайную гірамагнітную адносіну g=2, такую ж, як у электрона згодна з ураўненнем Дзірака.
Метрыку Кера — Ньюмена (і проста Кера і Райснера — Нордстрама, але не Шварцшыльда) можна аналітычна працягнуць таксама праз гарызонт такім чынам, каб злучыць у чорнай дзірцы бясконца шмат «незалежных» прастор. Гэта могуць быць як «іншыя» сусветы, так і аддаленыя часткі нашага Сусвету. У такім чынам атрыманых прасторах ёсць : падарожнік можа, у прынцыпе, патрапіць у сваё мінулае, г. зн. сустрэцца з самім сабой. Вакол гарызонту падзей зараджанай чорнай дзіркі, якая верціцца, таксама існуе вобласць, якая называецца эргасферай і практычна эквівалентная эргасферы з рашэння Кера; стацыянарны назіральнік, які знаходзіцца там, абавязаны круціцца з дадатнай вуглавой скорасцю (у бок кручэння чорнай дзіркі).
Тэрмадынаміка і выпарэнне чорных дзір
Уяўленні аб чорных дзірах як абсалютна паглынаючых аб’ектах былі скарэкціраваны і Зяльдовічам у 1974 годзе — для заверчаных чорных дзір, а затым, у агульным выпадку, Хокінгам у 1975 годзе. Вывучаючы паводзіны квантавых палёў паблізу чорнай дзіры, Хокінг выказаў здагадку, што чорная дзіра абавязкова выпраменьвае часціцы ў знешнюю прастору і тым самым губляе масу. Гэты эфект называецца выпраменьваннем (выпарэннем) Хокінга. Спрошчана кажучы, гравітацыйнае поле палярызуе вакуум, у выніку чаго магчыма ўтварэнне не толькі віртуальных, але і рэальных пар часціца-антычасціца. Адна з часціц, якая апынулася ледзь ніжэй гарызонту падзей, падае ўнутр чорнай дзіркі, а другая, якая апынулася ледзь вышэй гарызонту, ляціць, выносячы энергію (гэта значыць частку масы) чорнай дзіркі. Магутнасць выпраменьвання чорнай дзіры роўная
а страта масы
Як мяркуецца, састаў выпраменьвання залежыць ад памеру чорнай дзіры: для вялікіх чорных дзір гэта ў асноўным бязмасавыя фатоны і лёгкія нейтрына, а ў спектры лёгкіх чорных дзір пачынаюць прысутнічаць і цяжкія часціцы. Спектр хокінгаўскага выпраменьвання для бязмасавых палёў аказаўся строга адпаведным выпраменьванню абсалютна чорнага цела, што дазволіла прыпісаць чорнай дзіры тэмпературу
дзе \hbar — прыведзеная пастаянная Планка, c — скорасць святла, k — пастаянная Больцмана, G — гравітацыйная пастаянная, M — маса чорнай дзіры.
На гэтай аснове была пабудавана тэрмадынаміка чорных дзір, у тым ліку ўведзена ключавое паняцце энтрапіі чорнай дзіры, якая аказалася прапарцыянальная плошчы яе гарызонту падзей:
дзе A — плошча гарызонту падзей.
Скорасць выпарэння чорнай дзіры тым большая, чым меншыя яе памеры. Выпарэнне чорных дзір зорных (і тым больш галактычных) маштабаў можна не ўлічваць, аднак для і асабліва для  працэсы выпарэння становяцца цэнтральнымі.
Пры гэтым інтэнсіўнасць выпарэння нарастае лавінападобна, і заключны этап эвалюцыі носіць характар выбуху, напрыклад, чорная дзірка масай 1000 тон выпарыцца за час парадку 84 секунд, вылучыўшы энергію, роўную выбуху прыкладна дзесяці мільёнаў атамных бомб сярэдняй магутнасці.
У той жа час, вялікія чорныя дзіры, тэмпература якіх ніжэй тэмпературы рэліктавага выпраменьвання Сусвету (2,7 К), на сучасным этапе развіцця Сусвету могуць толькі расці, бо іх выпраменьванне мае меншую энергію, чым яны паглынаюць.
Без квантавай тэорыі гравітацыі немагчыма апісаць заключны этап выпарэння, калі чорныя дзіркі становяцца мікраскапічнымі (квантавымі).
Падзенне ў астрафізічную чорную дзірку
Цела, якое свабодна падае пад дзеяннем сіл гравітацыі, знаходзіцца ў стане бязважкасці і адчувае дзеянне толькі, якія пры падзенні ў чорную дзіру расцягваюць цела ў радыяльным кірунку і сціскаюць — у тангенцыяльным. Велічыня гэтых сіл расце і імкнецца да бесканечнасці пры ~r\to 0 (дзе r — адлегласць да цэнтра дзіры).
У некаторы момант цела перасячэ гарызонт падзей. З пункту гледжання назіральніка, які падае разам з целам, гэты момант нічым не вылучаны, аднак вяртання цяпер няма. Цела аказваецца ў гарлавіне (яе радыус у пункце, дзе знаходзіцца цела, і ёсць r), якая сціскаецца так хутка, што вылецець з яе да моманту канчатковага схлопвання (гэта і ёсць сінгулярнасць) ужо нельга, нават рухаючыся са скорасцю святла.
З пункту гледжання аддаленага назіральніка, падзенне ў чорную дзіру будзе выглядаць інакш. Хай, напрыклад, цела будзе свяціцца і, акрамя таго, будзе пасылаць сігналы назад з пэўнай частатой. Спачатку аддалены назіральнік будзе бачыць, што цела, знаходзячыся ў працэсе свабоднага падзення, паступова разганяецца пад дзеяннем сіл цяжару ў напрамку да цэнтра. Колер цела не змяняецца, частата дэтэктаваных сігналаў практычна нязменная. Аднак, калі цела пачне набліжацца да гарызонту падзей, фатоны, якія ідуць ад цела, будуць адчуваць усё большае і большае чырвонае зрушэнне, выкліканае дзвюма прычынамі: эфектам Доплера і гравітацыйным запаволеннем часу — з-за гравітацыйнага поля ўсе фізічныя працэсы з пункту гледжання аддаленага назіральніка будуць ісці ўсё павольней і павольней, напрыклад, гадзіннік, замацаваны ў на радыяльнай каардынаце r без кручэння, будзе ісці павольней, чым бясконца аддалены, у  разоў. Адлегласці таксама будуць успрымацца па-рознаму. Аддаленаму назіральніку будзе здавацца, што цела — у надзвычай сплюшчаным выглядзе — будзе запавольвацца, набліжаючыся да гарызонту падзей і, у рэшце рэшт, практычна спыніцца. Частата сігналу будзе рэзка падаць. Даўжыня хвалі выпушчанага целам святла будзе імкліва расці, так што святло хутка ператворыцца ў радыёхвалі і далей у нізкачастотныя электрамагнітныя ваганні, зафіксаваць якія ўжо будзе немагчыма. Перасячэння целам гарызонту падзей назіральнік не ўбачыць ніколі, і ў гэтым сэнсе падзенне ў чорную дзірку будзе доўжыцца бясконца доўга.
Мадэль на базе тэорыі струн
Тэорыя струн дапускае выбудоўванне выключна шчыльных і дробнамаштабных структур з саміх струн і іншых апісваных тэорыяй аб’ектаў — бран, частка з якіх маюць больш за тры вымярэнні. Пры гэтым чорная дзірка можа быць складзена са струн і бран вельмі вялікім лікам спосабаў, а самай дзіўнай з’яўляецца тая акалічнасць, што гэты лік мікрастанаў роўна адпавядае энтрапіі чорнай дзіркі, прадказанай Хокінгам і яго калегам Бекенштэйнам у 1970-я гады. Гэта адзін з найбольш вядомых вынікаў тэорыі струн, атрыманых у 1990-я гады.
У 1996 годзе струнныя тэарэтыкі і, абапіраючыся на больш раннія вынікі  і , апублікавалі працу «Мікраскапічная прырода энтрапіі Бекенштэйна і Хокінга». У гэтай працы Стромінджэру і Вафе ўдалося выкарыстаць тэорыю струн для канструявання з мікраскапічных кампанентаў вызначанага класа чорных дзірак, так званых экстрэмальна зараджаных дзірак Райснера — Нордстрама, а таксама для дакладнага вылічэння ўкладаў гэтых кампанентаў у энтрапію. Праца была заснавана на прымяненні новага метаду, які часткова выходзіць за рамкі, якую выкарыстоўвалі ў 1980-х і ў пачатку 1990-х гадоў. Вынік працы ў дакладнасці супадаў з прадказаннямі Бекенштэйна і Хокінга, зробленымі больш чым за дваццаць гадоў да гэтага.
Стромінджэр і Вафа змаглі вылічыць лік перастановак мікраскапічных кампанентаў чорнай дзіркі, пры якіх агульныя назіраныя характарыстыкі, напрыклад маса і зарад, застаюцца нязменнымі. Тады энтрапія гэтага стану па азначэнні роўная лагарыфму атрыманага ліку — колькасці магчымых мікрастанаў. Затым яны параўналі вынік з плошчай гарызонту падзей чорнай дзіркі — гэтая плошча прапарцыянальная энтрапіі чорнай дзіркі, як прадказана Бекенштэйнам і Хокінгам на аснове класічнага разумення , — і атрымалі ідэальную згоду Па меншай меры, для класа экстрэмальных чорных дзірак Стромінджэру і Вафе ўдалося знайсці прыкладанне тэорыі струн для аналізу мікраскапічных кампанентаў і дакладнага вылічэння адпаведнай энтрапіі. Практычна адначасова, з розніцаю ў некалькі тыдняў, да такой жа энтрапіі для амаль экстрэмальных чорных дзірак прыйшлі і Курт Калан і з Прынстана.
Вынікі гэтай групы, аднак, распасціраліся далей. Так як яны змаглі сканструяваць не зусім экстрэмальную чорную дзірку, яны змаглі разлічыць таксама і скорасць выпарэння дадзенага аб’екта, якая супала з вынікамі Хокінга. Гэты вынік быў пацверджаны ў тым жа годзе працамі дзвюх пар індыйскіх фізікаў: Саміт Дас і Самір Матуру, і Гаўтам Мандал і Спента Вадзья атрымалі тую ж скорасць выпарэння. Гэты поспех паслужыў адным з доказаў адсутнасці пры ўтварэнні і выпарэнні чорных дзірак.
У 2004 годзе каманда Саміра Матуру з універсітэта Агая занялася пытаннем аб унутранай будове струннай чорнай дзіркі. У выніку яны паказалі, што амаль заўсёды замест масы асобных струн ўзнікае адна — вельмі доўгая струна, кавалачкі якой будуць увесь час «вытыркаюць» за гарызонт падзей за кошт квантавых флуктуацый, і адпаведна адрывацца, забяспечваючы выпарэнне чорнай дзіркі. Сінгулярнасці ўнутры такога клубка не ўтворыцца, а яго памер у дакладнасці супадае з памерам класічнага гарызонту. У іншай мадэлі, якую развілі Гэры Горавіц з Універсітэта Каліфорніі ў Санта-Барбары і Хуан Малдасена з, сінгулярнасць прысутнічае, але інфармацыя ў яе не трапляе, бо за кошт квантавай тэлепартацыі выходзіць з чорнай дзіркі, змяняючы характарыстыкі выпраменьвання Хокінга, якое цяпер становіцца не зусім цеплавым — гэтыя пабудовы грунтуюцца на гіпотэзе. Усе такія мадэлі, аднак, дагэтуль носяць папярэдні характар.
Белыя дзіркі
Белая дзірка з’яўляецца часавай супрацьлегласцю чорнай дзіркі  — калі з чорнай дзіркі немагчыма выбрацца, то ў белую дзірку немагчыма патрапіць. Белай дзіркай з’яўляецца вобласць IV у пашыранай  — у яе немагчыма патрапіць з абласцей I і III, а вось з яе трапіць у вобласці I і III можна. Паколькі агульная тэорыя адноснасці і большасць іншых тэорый гравітацыі абарачальныя ў часе, то можна развярнуць рашэнне гравітацыйнага калапсу ў часе і атрымаць аб’ект, які не схлопваецца, фарміруючы вакол сябе гарызонт падзей будучыні і сінгулярнасць пад ім, а наадварот, аб’ект, які нараджаецца з нябачнай сінгулярнасці пад гарызонтам падзей мінулага і затым разлятаецца, знішчаючы гарызонт — гэта і будзе белая дзірка.
На сённяшні дзень невядомыя фізічныя аб’екты, якія можна дакладна лічыць белымі дзіркамі. Больш таго, не вядомыя і тэарэтычныя механізмы іх утварэння акрамя рэліктавага — адразу пасля Вялікага выбуху, а таксама вельмі спекуляцыйнай ідэі, якую немагчыма пацвердзіць разлікамі, што белыя дзіркі могуць утварацца пры выхадзе з-за гарызонту падзей рэчыва чорнай дзіркі, якая знаходзіцца ў іншым часе. Няма і перадумоў па метадах пошуку белых дзірак. Зыходзячы з гэтага, белыя дзіркі лічацца зараз абсалютна гіпатэтычнымі аб’ектамі, дапушчальнымі тэарэтычна агульнай тэорыяй адноснасці, але наўрад ці існуючымі ў Сусвеце, у адрозненне ад чорных дзірак.
Ізраільскія астраномы Алон Рэтер і Шлома Хелер мяркуюць, што анамальны, які адбыўся ў 2006 годзе, быў «белай дзіркай».
Чорныя дзіркі ў Сусвеце
З часу тэарэтычнага прадказання чорных дзірак заставалася адкрытым пытанне аб іх існаванні, бо наяўнасць рашэння тыпу «чорная дзірка» яшчэ не гарантуе, што існуюць механізмы ўтварэння падобных аб’ектаў у Сусвеце. З матэматычнага пункту гледжання вядома, што як мінімум калапс гравітацыйных хваль у агульнай тэорыі адноснасці ўстойліва вядзе да фарміравання пасткавых паверхняў, а такім чынам, і чорнай дзіркі, як даказана ў 2000-х гадах ( за 2011 год).
Намаляваная цёмным колерам вобласць запоўнена рэчывам зоркі, і яе метрыка вызначаецца ўласцівасцямі гэтага рэчыва. А вось светла-шэрая вобласць супадае з адпаведнай вобласцю прасторы Шварцшыльда. Менавіта аб такіх сітуацыях у астрафізіцы кажуць як аб утварэнні чорных дзірак, што з фармальнага пункту гледжання з’яўляецца некаторай вольнасцю мовы. Звонку, тым не менш, ужо вельмі хутка гэты аб’ект стане практычна неадрозны ад чорнай дзіркі па ўсіх сваіх уласцівасцях, таму дадзены тэрмін выкарыстоўваецца і ў дачыненні да канфігурацыі, якая атрымліваецца, з вельмі вялікай ступенню дакладнасці.
У рэчаіснасці з-за акрэцыі рэчыва, з аднаго боку, і (магчыма) хокінгаўскага выпраменьвання, з другога, прастора-час вакол калапсара адхіляецца ад прыведзеных вышэй дакладных рашэнняў ураўненняў Эйнштэйна. І хоць у любой невялікай вобласці (акрамя наваколляў сінгулярнасці) метрыка скажона нязначна, глабальная прычынная структура прасторы-часу можа адрознівацца кардынальна. У прыватнасці, сапраўдная прастора-час можа, паводле некаторых тэорый, ужо і не мець гарызонту падзей. Гэта звязана з тым, што наяўнасць або адсутнасць гарызонту падзей вызначаецца, сярод іншага, і падзеямі, якія адбываюцца ў бясконца аддаленай будучыні назіральніка
Паводле сучасных уяўленняў, ёсць чатыры сцэнарыі ўтварэння чорнай дзіркі :
Чорныя дзіркі зорных мас
утвараюцца як канечны этап жыцця зоркі, пасля поўнага выгарання тэрмаядзернага паліва і спынення рэакцыі зорка тэарэтычна павінна пачаць астываць, што прывядзе да памяншэння ўнутранага ціску і сціскання зоркі пад дзеяннем гравітацыі. Сцісканне можа спыніцца на пэўным этапе, а можа перайсці ў імклівы гравітацыйны калапс. У залежнасці ад масы зоркі і вярчальнага моманту магчымыя наступныя канечныя станы:
Па меры павелічэння масы астатку зоркі адбываецца рух раўнаважнай канфігурацыі ўніз па вышэйпрыведзенай паслядоўнасці. Круцільны момант павялічвае гранічныя масы на кожнай ступені, але не якасна, а колькасна (максімум у 2-3 разы).
Умовы (галоўным чынам, маса), пры якіх канчатковым станам эвалюцыі зоркі з’яўляецца чорная дзірка, вывучаны недастаткова добра, бо для гэтага неабходна ведаць паводзіны і станы рэчыва пры надзвычай высокіх шчыльнасцях, недаступных эксперыментальнаму вывучэнню. Дадатковыя складанасці ўяўляе мадэляванне зорак на пазнейшых этапах іх эвалюцыі з-за складанасці ўзнікаючага хімічнага саставу і рэзкага памяншэння характэрнага часу праходжання працэсаў. Дастаткова згадаць, што адны з найбуйнейшых касмічных катастроф, успышкі звышновых, узнікаюць менавіта на гэтых этапах эвалюцыі зорак. Розныя мадэлі даюць ніжнюю ацэнку масы чорнай дзіркі, якая атрымліваецца ў выніку гравітацыйнага калапсу, ад 2,5 да 5,6 мас Сонца. Радыус чорнай дзіркі пры гэтым вельмі малы — некалькі дзясяткаў кіламетраў.
Пазней чорная дзірка можа разрасціся за кошт паглынання рэчыва — як правіла, гэта газ суседняй зоркі ў падвойных зорных сістэмах (сутыкненне чорнай дзіркі з любым іншым астранамічным аб’ектам вельмі малаверагодна з-за яе малога дыяметра). Працэс падзення газу на любы кампактны астрафізічны аб’ект, у тым ліку і на чорную дзірку, называецца акрэцыяй. Пры гэтым з-за кручэння газу фарміруецца акрэцыйны дыск, у якім рэчыва разганяецца да рэлятывісцкіх скарасцей, награваецца і ў выніку моцна выпраменьвае, у тым ліку і ў рэнтгенаўскім дыяпазоне, што дае прынцыповую магчымасць выяўляць такія акрэцыйныя дыскі (і, такім чынам, чорныя дзіркі) пры дапамозе ультрафіялетавых і. Асноўнай праблемай з’яўляецца малая велічыня і цяжкасць рэгістрацыі адрозненняў акрэцыйных дыскаў нейтронных зорак і чорных дзірак, што прыводзіць да няўпэўненасці ў ідэнтыфікацыі астранамічных аб’ектаў з чорнымі дзіркамі. Асноўнае адрозненне заключаецца ў тым, што газ, які падае на ўсе аб’екты, рана ці позна сустракае цвёрдую паверхню, што прыводзіць да інтэнсіўнага выпраменьвання пры тармажэнні, але воблака газу, якое падае на чорную дзірку, з-за неабмежавана росту гравітацыйнага запаволення часу (чырвонага зрушэння) проста хутка цьмянее пры набліжэнні да гарызонту падзей, што назіралася тэлескопам Хабл у выпадку крыніцы.
Сутыкненне чорных дзірак з іншымі зоркамі, а таксама сутыкненне нейтронных зорак, якое выклікае ўтварэнне чорнай дзіркі, прыводзіць да магутнага гравітацыйнага выпраменьвання, якое можна выяўляць пры дапамозе. Так 11 лютага 2016 года супрацоўнікі LIGO аб'явілі аб, узніклых пры зліцці дзвюх чорных дзір з масамі каля 30 сонечных мас на адлегласці каля 1,3 млрд светлавых гадоў ад Зямлі.
Найбліжэйшым кандыдатам у чорныя дзіры з'яўляецца адзін з кампанентаў падвойнай сістэмы (V616 Аднарога), які знаходзіцца на адлегласці 3000 св. гадоў ад Сонца. Лебедзь X-1 знаходзіцца на адлегласці 6070 св. гадоў, VLA J213002.08 + 120904 — на адлегласці 7200 св. гадоў.
Звышмасіўныя чорныя дзіркі
Разрослыя вельмі вялікія чорныя дзіркі, паводле сучасных уяўленняў, утвараюць большасці галактык. У іх лік уваходзіць і масіўная чорная дзірка ў ядры нашай Галактыкі — Стралец A*.
У цяперашні час існаванне чорных дзірак зорных і галактычных маштабаў лічыцца большасцю навукоўцаў надзейна даказаным астранамічнымі назіраннямі.
Амерыканскія астраномы ўстанавілі, што масы звышмасіўных чорных дзірак могуць быць значна недаацэненыя. Даследчыкі ўстанавілі, што для таго, каб зоркі рухаліся ў галактыцы М87 (якая размешчана на адлегласці 50 мільёнаў светлавых гадоў ад Зямлі) так, як гэта назіраецца цяпер, маса цэнтральнай чорнай дзіры павінна быць як мінімум 6,4 мільярда сонечных мас, гэта значыць у два разы больш цяперашніх ацэнак ядра М87, якія складаюць 3 млрд сонечных мас.
Першасныя чорныя дзіркі
Першасныя чорныя дзіркі ў цяперашні час носяць статус гіпотэзы. Калі ў пачатковыя моманты жыцця Сусвету існавалі дастатковай велічыні адхіленні ад аднароднасці гравітацыйнага поля і шчыльнасці матэрыі, то з іх шляхам калапсу маглі ўтварацца чорныя дзіркі. Пры гэтым іх маса не абмежаваная знізу, як пры зорным калапсе — іх маса, верагодна, магла б быць дастаткова малой. Выяўленне першасных чорных дзірак уяўляе асаблівую цікавасць у сувязі з магчымасцямі вывучэння з’явы (гл. вышэй).
Квантавыя чорныя дзіркі
Мяркуецца, што ў выніку ядзерных рэакцый могуць узнікаць ўстойлівыя мікраскапічныя чорныя дзіркі, так званыя квантавыя чорныя дзіркі. Для матэматычнага апісання такіх аб’ектаў неабходна квантавая тэорыя гравітацыі. Аднак з агульных меркаванняў вельмі верагодна, што спектр мас чорных дзірак дыскрэтны і існуе мінімальная чорная дзірка — планкаўская чорная дзірка. Яе маса — каля 10−5 г, радыус — 10−35 м. Комптанаўская даўжыня хвалі планкаўскай чорнай дзіркі па парадку велічыні роўная яе гравітацыйнаму радыусу.
Свіслацка-Гродзенская монакліналь
Свіслацка-Гродзенская монакліналь — тэктанічная структура ў Гродзенскім, Мастоўскім і Бераставіцкім раёнах Беларусі, на захадзе Беларускай антэклізы, у межах Мазурскага пахаванага выступу.
Чорная дзірка
Квантавыя чорныя дзіркі
У апошні час прапанаваны эксперыменты з мэтай выяўлення сведчанняў з’яўлення чорных дзірак у ядзерных рэакцыях. Аднак для непасрэднага сінтэзу чорнай дзіркі ў паскаральніку неабходная недасяжная на сёння энергія 1026 эВ. Відаць, у рэакцыях звышвысокіх энергій могуць узнікаць віртуальныя прамежкавыя чорныя дзіркі.
Эксперыменты па пратон-пратонных сутыкненнях з поўнай энергіяй 7 ТэВ на Вялікім адронным калайдары паказалі, што гэтай энергіі недастаткова для ўтварэння мікраскапічных чорных дзірак. На падставе гэтых дадзеных робіцца выснова, што мікраскапічныя чорныя дзіркі павінны быць цяжэй 3,5-4,5 ТэВ у залежнасці ад канкрэтнай рэалізацыі.
Свіслацка-Гродзенская монакліналь
Паверхня крышталічнага фундамента падае на захад, паўночны захад і паўднёвы захад на глыбіні ад -160 — -170 м да -400 м. Распасціранне монакліналі пераважна паўднёва-заходняе. Даўжыня каля 185 км, шырыня ад 15 да 85 км.