cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Каза Ногато (Модена)
Литература
Категори:Эмилия-Романья регионан нах беха меттигаш Категори:Италин нах беха меттигаш
(20567) McQuarrie
(20567) McQuarrie — Мелхан системан коьрта асанан астероид.
Истори
ДӀайиллина 1999 шеран 9 сентябрехь LINEAR проекты цӀе йолу Ӏилманчо Сокорро обсерваторехь. Йуьхьанца дуьйна йолу цӀе - «1999 RS129» саналган.
Эль Манго (Ахучитлан дел Прогресо)
Эль Манго — Мексикин Герреро штатан муниципалитетера нах беха меттиг.
Истори
1849 шеран 27 октябрехь дуьйна Герреро штатан йукъахь йу.
Хьажоргаш
Категори:Мексикин нах беха меттигаш Категори:Герреро штатан нах беха меттигаш
Маджаре
Маджаре — Болгарин Софин областера эвла. Самоков йукъараллин йукъайогӀу.
Географи
Майда —. ХӀордан сизал локхалла.
Хьажоргаш
Категори:Болгарин нах беха меттигаш Категори:Софин областан нах беха меттигаш Категори:Абатца нисйина нах беха меттигаш
NGC 995
NGC 995 — Дохкаллин а, седарчийн гуламийн а керла йукъара каталогехь йагарйина галактикаш.
Истори
И галактика дӀайиллинера шарахь цӀе йолу,  барам болу оптикан телескопан гӀоьнца.
Хьажа кхин а
995 995
Дворчиско (гмина Гиби)
Дворчиско  — Польшин Подлясьен воеводаллин  гминера эвла.
Климат
Кхузахь климат барамехь континенталан йу, аьхка йовха хуьлу, ткъа Ӏа барамехь-шийла хуьлу. Шеран уггаре а бовха бутт бу — июль (мангалан), уггаре а шийла — январь (кхолламан).
Хьажоргаш
Категори:Польшин нах беха меттигаш Категори:Абатца нисйина нах беха меттигаш Категори:Подлясьен воеводаллин нах беха меттигаш
Доброцин (Нижнесилезин воеводалла)
Доброцин  — Польшин Нижнесилезин воеводаллин  гминера эвла.
Климат
Кхузахь климат барамехь континенталан йу, аьхка йовха хуьлу, ткъа Ӏа барамехь-шийла хуьлу. Шеран уггаре а бовха бутт бу — июль (мангалан), уггаре а шийла — январь (кхолламан).
Хьажоргаш
Категори:Польшин нах беха меттигаш Категори:Абатца нисйина нах беха меттигаш Категори:Нижнесилезин воеводаллин нах беха меттигаш
Парлин (Могиленскан повет)
Парлин  — Польшин Куявско-Поморскан воеводаллин  гминера эвла.
Климат
Кхузахь климат барамехь континенталан йу, аьхка йовха хуьлу, ткъа Ӏа барамехь-шийла хуьлу. Шеран уггаре а бовха бутт бу — июль (мангалан), уггаре а шийла — январь (кхолламан).
Хьажоргаш
Категори:Польшин нах беха меттигаш Категори:Абатца нисйина нах беха меттигаш Категори:Куявско-Поморскан воеводаллин нах беха меттигаш
Унчукуру (Нилуьфер)
Унчукуру (Unçukuru) — Туркойчоьнан Мармаран хӀордан регионан Бурса провинцин (ил) Нилуьфернан кӀоштара эвла/микрокӀошт (mahalle).
Хьажоргаш
Категори:Бурса провинцин нах беха меттигаш
Категори:Нилуьфернан микрокӀошташ
Рытиково
Рытиково — Украинин Луганскан областан Довжанскан кӀоштара эвла.
Унчукуру (Нилуьфер)
Хьажоргаш
Категори:Туркойчоьнан микрокӀошташ
Рытиково
Климат
Кхузахь климат барамехь континенталан йу, аьхка йовха хуьлу, ткъа Ӏа барамехь-шийла хуьлу. Шеран уггаре а бовха бутт бу — июль (мангалан), уггаре а шийла — январь (кхолламан).
Cахьтан аса
Кхузахь лела шолгӀачу сахьтан асанан хан (киевн хан) - UTS+2 (аьхкенан мур - UTS+3). Хан лараран низам леладо Украинин правительствон сацамца, хӀора шарахь сахьт хьовзадо мартан тӀаьххьарчу кӀиранбуса 3:00 сахьт долуш цхьаьна сахьтана хьалха, ткъа октябран тӀаьххьарчу кӀиранбуса 4:00 цхьа сахьт юхахьовзадо.
Хьажоргаш
Категори:Довжанскан кӀоштан нах беха меттигаш
ГегӀнанвиль
ГегӀнанвиль — Францин гӀала-коммуна, лаьтта НогӀманди регионехь. Коммунан департамент — ЭгӀ.
Географи
.
Билгалдахарш
Категори:ЭгӀ департаментан коммунаш Категори:Францин гӀаланаш
(20568) Migaki
(20568) Migaki — Мелхан системан коьрта асанан астероид.
Истори
ДӀайиллина 1999 шеран 9 сентябрехь LINEAR проекты цӀе йолу Ӏилманчо Сокорро обсерваторехь. Йуьхьанца дуьйна йолу цӀе - «1999 RC130» саналган.
Хьажа иштта
Категори:Коьрта асанан астероидаш Категори:Астероидаш абатца
Ланчафаме (Перуджа)
Ланчафаме  — Италин Умбрия регионан  коммунера эвла.
Климат
Кхузахь климат йу Лаьттайуккъера хӀордан, барамехь йекъа а, йовха, Ӏа шийла ца хуьйла.
Литература
Категори:Умбрия регионан нах беха меттигаш Категори:Италин нах беха меттигаш
Тисоне (Торино)
Тисоне — Италин Пьемонт регионан  коммунера эвла.
Климат
Кхузахь климат йу Лаьттайуккъера хӀордан, барамехь йекъа а, йовха, Ӏа шийла ца хуьйла.
Литература
Категори:Пьемонт регионан нах беха меттигаш Категори:Италин нах беха меттигаш
Белтон (Техас)
Белтон  — Америкин Цхьаьнатоьхна Штатийн Техас штатера гӀала.
Истори
Белтон гӀала йиллина  шарахь.
Географи
ГӀалин майда —. ХӀордан сизал локхалла —.
Хьажоргаш
Категори:Техас штатан гӀаланаш Категори:Абатца нисйина нах беха меттигаш Категори:АЦШ гӀаланаш
БуянкугӀ-ан-СегӀи
БуянкугӀ-ан-СегӀи (Bouillancourt-en-Séry) — Францин гӀала-коммуна, лаьтта О-де-ФгӀанс регионехь. Коммунан департамент — Сомма.
Географи
.
Билгалдахарш
Категори:Сомма департаментан коммунаш Категори:Францин гӀаланаш
Каратузски
Каратузски (Каратузское) — Российн Федерацин эвла, Красноярскан мехкан Каратузскан кӀоштан административан центр.
Климат
Кхузахь климат барамехь континенталан йу, аьхка йовха хуьлу, ткъа Ӏа барамехь-шийла хуьлу. Шеран уггаре а бовха бутт бу — июль (мангалан), уггаре а шийла — январь (кхолламан).
Сахьтан аса
Кхузахь сахьт Красноярскца нийса лелаш ду. Сахьтан аса йу UTC+7.
Хьажоргаш
Категори:Каратузскан кӀоштан нах беха меттигаш
Тересва
Тересва — Украинин Закарпатьен областан Тячевкан кӀоштара эвла.
Климат
Кхузахь климат барамехь континенталан йу, аьхка йовха хуьлу, ткъа Ӏа барамехь-шийла хуьлу. Шеран уггаре а бовха бутт бу — июль (мангалан), уггаре а шийла — январь (кхолламан).
Cахьтан аса
Кхузахь лела шолгӀачу сахьтан асанан хан (киевн хан) - UTS+2 (аьхкенан мур - UTS+3). Хан лараран низам леладо Украинин правительствон сацамца, хӀора шарахь сахьт хьовзадо мартан тӀаьххьарчу кӀиранбуса 3:00 сахьт долуш цхьаьна сахьтана хьалха, ткъа октябран тӀаьххьарчу кӀиранбуса 4:00 цхьа сахьт юхахьовзадо.
Хьажоргаш
Категори:Тячевкан кӀоштан нах беха меттигаш
Денисово (Мяделан кӀошт)
Денисово (Дзянісава) — Белоруссин Минскан областан Мяделан кӀоштара эвла.
Климат
Кхузахь хуьлу барамера континенталан климат сих-сиха Атлантикин циклонашца; кӀеда а, тӀуьна а Ӏа, йовха аьхке, тӀуьна гуьйре. Кхузара климатан хьолаш беркате а, тайна а ду йалташ, хастоьмаш, Малхбален Европера йуккъера асанан стоьмийн дитташ а, коьллаш а лело, кхин а башха ду картол, виета, цхьаьна шеран бецаш, йолан орам-стоьмаш лело.
Хьажоргаш
Категори:Минскан областан нах беха меттигаш Категори:Мяделан кӀоштан нах беха меттигаш Категори:Белоруссин нах беха меттигаш
Медловице (Угерске Градиште)
Медловице  (Medlovice) — Чехин Злин мехкан кӀоштара эвла.
Географи
Майда —. ХӀордан сизал локхалла.
.
Климат
Кхузахь климат барамехь континентан йу, аьхка йовха хуьлу, ткъа Ӏа барамехь-шийла хуьлу. Шаран уггаре а бовха бутт бу — июль (мангалан), уггаре а шийла — январь (кхолламан).
Истори
Хьалха йукъайогӀуш йара цӀе йолу историн регионан.
Демографи
Бахархойн динамика:
Литература
Категори:Злин мехкан нах беха меттигаш Категори:Чехин нах беха меттигаш
Бешоьрен (Токат)
Бешоьрен (Beşören) — Туркойчоьнан Ӏаьржа хӀордан регион регионан Токат провинцин (ил) Токатан кӀоштара эвла.
Хьажоргаш
Категори:Токат провинцин нах беха меттигаш
Категори:Токатан кӀоштан нах беха меттигаш
Категори:Туркойчоьнан нах беха меттигаш
Поцале (Белуно)
Поцале — Италин Венеция регионан  коммунера эвла.
Климат
Кхузахь климат йу Лаьттайуккъера хӀордан, барамехь йекъа а, йовха, Ӏа шийла ца хуьйла.
Литература
Категори:Венеция регионан нах беха меттигаш Категори:Италин нах беха меттигаш
Мечучень
Мечучень — Румынин Вилча жудецан коммунера эвла.
Петриченко
Петриченко (Петриченко) — Российн Федерацин Ленинградан областан Приозерскан кӀоштара эвла.
Климат
Эвла йукъайогӀу хӀордан климатера континенталан дехьайолучу барамерачу климатан зонан. Цигахь барамера кӀеда Ӏа ду, барамехь йовха аьхке а йу. Климатан коьрта башхалла йу хенан хӀоттам цхьаьнаэшшара ца хилар, иза доьзна ду сих-сиха хийцалучу хӀаваан массех, уьш кхоллалучу кӀоште хьаьжжина хуьлу хӀордан, континенталан, арктикан.
Сахьтан аса
Кхузахь сахьт Москохца нийса лелаш ду. Сахьтан аса йу UTC+3.
Хьажоргаш
Категори:Приозерскан кӀоштан нах беха меттигаш
HD114709
BD+11 1075 — бу спектран классан химин пекуляран седа, цуьнан гуш болу седин барам  гергга бу, лаьтта  седарчийн гуламехь.
Оццу спектран классан шеш ма-доллучу седарчех къаьста спектрашкахь йолчу цхьацца хаъал йолчу башхаллашца, ткъа наггахь кхечу хьесапашца а (масала, онда а, хийцалун а магнитийн аренашца). Бахьна — химин хӀоттаман аномалеш, онда магнитийн аренаш хилар и кх. дӀа а. Химин пекуляран седарчий (CP-седарчий) даьржина коьрта рогӀера довха седарчашна йукъахь.
Оцу коьрта рогӀера довха седарчийн тӀехулонан башха хӀоттам, дукха хьолехь лору седа кхоьллинчул тӀаьхьа хилла процессаша бина, масала, седарчийн арахьара чкъоьрнашна йукъара диффузи йа магнитан эффекташ. Оцу процессаша цхьа долу дакъолгаш, масала He, N, O, «нуьйр туьллуьйту» лахара чкъоьрнашкара атмосферехь, ткъа оццу хенахь кхин дакъолгаш, масала Mn, Sr , Y, Zr «левитаци» йо чоьхьара тӀехулоне, цуьнан жамӀехь хаало спектран башхаллаш. Тардолуьйту, седарчийн йаккъийн а, берриг седин коьрта хӀоттамийн а йу алсама химин хӀоттаман нормера маркхалаш, цара йухатуху, шайх кхоллайеллачу газан мархийн хӀоттам. Иштта диффузи а, левитаци а хилийтархьама а, кхолладелла чкъоьрнаш метах даьхна ца хилийта а, седин атмосфера конвекцина дикка цхьанаэшшара хила йеза, тӀаккха конвекцин иэдарш хир дац. Иштта цхьанаэшшаралла йало кховдийна механизм, - иза кхечарех тера йоцу йоккха магнитийн аре йу, иза хаало дукха хьолехь оцу тайпана седарчашкахь.
Хьажа иштта
Категори:Химин пекуляран седарчий Категори:Седарчий абатца
Мозолиха (Ивановн область)
Мозолиха (Мозолиха) — Российн Федерацин Ивановн областан Кинешман кӀоштара эвла.
Сахьтан аса
Кхузахь сахьт Москохца нийса лелаш ду. Сахьтан аса йу UTC+3.
Хьажоргаш
Категори:Кинешман кӀоштан нах беха меттигаш
Смирново (Пскован кӀошт)
Смирново (Смирново) — Российн Федерацин Пскован областан Пскован кӀоштара дӀатесна эвла.
Сахьтан аса
Кхузахь сахьт Москохца нийса лелаш ду. Сахьтан аса йу UTC+3.
Затишье (Залегощан кӀошт)
Сахьтан аса
Кхузахь сахьт Москохца нийса лелаш ду. Сахьтан аса йу UTC+3.
Хьажоргаш
Категори:Залегощан кӀоштан нах беха меттигаш
Эль Оасис (Апасео эль Алто)
Географи
Эль Оасис лаьтташ йу Мексикин йуккъерчу декъехь.
Климат
Кхузахь климат йу кӀаьда йовха, шера-йуккъера температура йу 16 — 22 °C.
Истори
1824 шеран 14 октябрехь дуьйна Гуанахуато штатан йукъахь йу.
Хьажоргаш
Категори:Мексикин нах беха меттигаш Категори:Гуанахуато штатан нах беха меттигаш
Нетекли (Суьрмене)
Нетекли (Petekli) — Туркойчоьнан Ӏаьржа хӀордан регионан Трабзон провинцин (ил) Суьрмененан кӀоштара эвла/микрокӀошт (mahalle).
Хьажоргаш
Категори:Трабзон провинцин нах беха меттигаш
Категори:Трабзон провинцин микрокӀошташ
Категори:Суьрмененан микрокӀошташ
Категори:Суьрмененан кӀоштан нах беха меттигаш
Категори:Туркойчоьнан микрокӀошташ
Категори:Туркойчоьнан нах беха меттигаш
Оваджик (ДивригӀи)
Оваджик (Ovacık) — Туркойчоьнан Йуккъера Анатолин Сивас провинцин (ил) ДивригӀинан кӀоштара эвла.
Хьажоргаш
Категори:Сивас провинцин нах беха меттигаш
Категори:ДивригӀинан кӀоштан нах беха меттигаш
Категори:Туркойчоьнан нах беха меттигаш
Лютоль-Сухи
Лютоль-Сухи — Польшин Лебушанийн воеводаллин  гминера эвла.
Климат
Кхузахь климат барамехь континенталан йу, аьхка йовха хуьлу, ткъа Ӏа барамехь-шийла хуьлу. Шеран уггаре а бовха бутт бу — июль (мангалан), уггаре а шийла — январь (кхолламан).
Хьажоргаш
Категори:Польшин нах беха меттигаш Категори:Абатца нисйина нах беха меттигаш Категори:Лебушанийн воеводаллин нах беха меттигаш
Ранчо Лопико (Исхуатлан дел Суресте)
Географи
Ранчо Лопико лаьтташ йу Мексикин малхбалехьара декъехь.
Климат
Кхузахь климат йу кӀаьда йовха, шера-йуккъера температура йу 22 — 26 °C (72 — 79 °F).
Уггаре дукха йочанаш хьуьлу аьхка 2000-3500 мм (йа 79-138 дюйм), Ӏа декъа хуьлу.
Истори
ХӀара латтанаш XV бӀешарахь а, XVI бӀешо доладалалц а Ацтекийн империн йукъахь дара, 1519 шарахь кхуза баьхкира испанхой, территори цара долайаккхира.
1824 шеран 31 январехь дуьйна Веракрус штатан йукъахь йу.
Хьажоргаш
Категори:Мексикин нах беха меттигаш Категори:Веракрус штатан нах беха меттигаш
Банцоло (Пяченца)
Банцоло  — Италин Эмилия-Романья регионан  коммунера эвла.
Климат
Кхузахь климат йу Лаьттайуккъера хӀордан, барамехь йекъа а, йовха, Ӏа шийла ца хуьйла.
Литература
Категори:Эмилия-Романья регионан нах беха меттигаш Категори:Италин нах беха меттигаш
Мансурово (Домодедован гӀалин гуо)
Мансурово (Мансурово) — Российн Федерацин Москохан областан Домодедован гӀалин гуонан йукъайогӀу эвла.
Климат
Кхузахь климат барамера континенталан йу, шеран заманаш дика къаьста; аьхке йовха, Ӏа барамехь шийла.
Сахьтан аса
Кхузахь сахьт Москохца нийса лелаш ду. Сахьтан аса йу UTC+3.
Хьажоргаш
Категори:Домодедован гӀалин гуонан нах беха меттигаш
Козловка (Пермийн мохк)
Козловка (Козловка) — Российн Федерацин Пермийн мехкан Уинскан кӀоштара дӀатесна эвла.
Климат
Кхузахь климат барамера континенталан йу. Малхбузера догӀучу хӀаваийн массийн новкъахь долчу Басеги дукъо, массо Урало санна, лекха дацахь а, дикка сацадо Атлантикин хӀаваъ малхбалехьа даржарах. Мехкан климататан амалехь континенталла йу, цуьнан бахьна дукха хьолахь бӀаьста догӀу арктикин хӀаваъ ду. Каран хӀордан шийла мох къаьста кӀезиг тӀаналлийца, Атлантикин хӀаваан массаш, бӀостанехьа, тӀуналла дукха йолуш ду (700—800 мм шарахь гергга). Махкахь дикка йовха аьхке йу, цхьадолчу шерашкахь уггар шийла бутт февраль хуьлу. Ах йочанаш ло кепара хуьлу. ДогӀанаш дукхахдерг сентябрехь а, июнехь а хуьлу, малхбузен басешкахь алсама дакъа — августехь хуьлу. Минимум йочанаш йогӀу февралехь а, декабрехь а. Аьхка лаьмнашкахь стигал къекъаш догӀанаш оьху. Мехкан амалехь йу сих-сиха хуьлу аьхкенан дохк, уьш наггахь масех дийнахь лаьтта.
Сахьтан аса
Кхузахь сахьт Екатеринбургца нийса лелаш ду. Сахьтан аса йу UTC+5.
Хьажоргаш
Категори:Уинскан кӀоштан нах беха меттигаш
МонгӀон (Лакха Альпаш)
МонгӀон — Францин гӀала-коммуна, лаьтта ПгӀованс — Альпаш — Сирла-сийна Йист регионехь. Коммунан департамент — Лакха Альпаш.
Географи
.
Билгалдахарш
Категори:Францин гӀаланаш Категори:Лакха Альпаш департаментан коммунаш
Каса де Бернабе Гарсия (Пенхамо)
Каса де Бернабе Гарсия — Мексикин Гуанахуато штатан муниципалитетера нах беха меттиг.
Истори
1824 шеран 14 октябрехь дуьйна Гуанахуато штатан йукъахь йу.
Хьажоргаш
Категори:Мексикин нах беха меттигаш Категори:Гуанахуато штатан нах беха меттигаш
Хородиште (Резинан кӀошт)
Хородиште (, Horodiște) — Молдавин Резинан кӀоштара эвла.
Литература
Категори:Резинан кӀошт кӀоштан нах беха меттигаш Категори:Молдавин нах беха меттигаш
Камерано
Камерано — Италин Марке регионера коммуна. Лаьтташ йу Анкона провинцехь.
Географи
Коммунан майда —. ХӀордан сизал локхалла. коммунаш.
Хьажоргаш
Категори:Абатца нисйина нах беха меттигаш Категори:Италин коммунаш Категори:Марке йукъара гӀаланаш
Кариши
Кариши (ყარიში) — Гуьржийчоьнан Рача-Лечхуми а, Лаха Сванети а Лентехин муниципалитетан эвла. Бахархойн дукхалла 37 стаг (2014 шо).
Билгалдахарш
Категори:Лентехин муниципалитетан нах беха меттигаш
Ӏаьржа Ӏуьрг
Ӏаьржа Ӏуьрг — Ӏаламехь меттиг тӀеозар дукха йоккха хиларна серло а цигар дӀа ца яхалуш. Оцу меттиган дозанех олу «хилларгийн ана», цуьна барам цӀе ю гравитацин радиус.
<!-- Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Точный изобретатель термина неизвестен, но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное» (Our Universe: the Known and Unknown) 29 декабря 1967 года. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (frozen stars).
Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр (но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей, см.: Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от чёрных дыр звёздных масс (однако хорошо подтверждена в условиях, соответствующих сверхмассивным чёрным дырам). Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.
Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения, так как наблюдательные проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света.
Различают 4 сценария образования чёрных дыр, два реалистичных: гравитационный коллапс (сжатие) достаточно массивной звезды; коллапс центральной части галактики или протогалактического газа; и два гипотетических: формирование чёрных дыр сразу после Большого Взрыва (первичные чёрные дыры); возникновение в ядерных реакциях высоких энергий.
История представлений о чёрных дырах
В истории представлений о чёрных дырах условно можно выделить три периода:
«Чёрная звезда» Мичелла (1784—1796)
Концепция массивного тела, гравитационное притяжение которого настолько велико, что скорость, необходимая для преодоления этого притяжения (вторая космическая скорость), равна или превышает скорость света, впервые была высказана в 1784 году Джоном Мичеллом в письме, которое он послал в Королевское общество. Письмо содержало расчёт, из которого следовало, что для тела с радиусом в 500 солнечных радиусов и с плотностью Солнца вторая космическая скорость на его поверхности будет равна скорости света. Таким образом, свет не сможет покинуть это тело, и оно будет невидимым. Мичелл предположил, что в космосе может существовать множество таких недоступных наблюдению объектов. В 1796 году Лаплас включил обсуждение этой идеи в свой труд «Exposition du Systeme du Monde», однако в последующих изданиях этот раздел был опущен. Тем не менее, именно благодаря Лапласу эта мысль получила некоторую известность.
После Мичелла, до Шварцшильда (1796—1915)
На протяжении XIX века идея тел, невидимых вследствие своей массивности, не вызывала большого интереса у учёных. Это было связано с тем, что в рамках классической физики скорость света не имеет фундаментального значения. Однако в конце XIX — начале XX века было установлено, что сформулированные Дж. Максвеллом законы электродинамики, с одной стороны, выполняются во всех инерциальных системах отсчёта, а с другой стороны, не обладают инвариантностью относительно преобразований Галилея. Это означало, что сложившиеся в физике представления о характере перехода от одной инерциальной системы отсчёта к другой нуждаются в значительной корректировке.
Наливки
Наливки (Наліўкі) — Белоруссин Брестан областан Ивацевичин кӀоштара эвла.
Ӏаьржа Ӏуьрг
После Мичелла, до Шварцшильда (1796—1915)
В 1905 году А. Эйнштейн использовал концепции Лоренца и Пуанкаре в своей специальной теории относительности (СТО), в которой роль закона преобразования инерциальных систем отсчёта окончательно перешла от преобразований Галилея к преобразованиям Лоренца. Классическая (галилеевски-инвариантная) механика была при этом заменена на новую, лоренц-инвариантную релятивистскую механику. В рамках последней скорость света оказалась предельной скоростью, которую может развить физическое тело, что радикально изменило значение чёрных дыр в теоретической физике.
Наливки
Климат
Кхузахь хуьлу барамера континенталан климат сих-сиха Атлантикин циклонашца; кӀеда а, тӀуьна а Ӏа, йовха аьхке, тӀуьна гуьйре. Кхузара климатан хьолаш беркате а, тайна а ду йалташ, хастоьмаш, Малхбален Европера йуккъера асанан стоьмийн дитташ а, коьллаш а лело, кхин а башха ду картол, виета, цхьаьна шеран бецаш, йолан орам-стоьмаш лело.
Ӏаьржа Ӏуьрг
После Мичелла, до Шварцшильда (1796—1915)
Однако ньютоновская теория тяготения (на которой базировалась первоначальная теория чёрных дыр) не является лоренц-инвариантной. Поэтому она не может быть применена к телам, движущимся с околосветовыми и световыми скоростями. Лишённая этого недостатка релятивистская теория тяготения была создана, в основном, Эйнштейном (сформулировавшим её окончательно к концу 1915 года) и получила название общей теории относительности (ОТО). Именно на ней и основывается современная теория астрофизических чёрных дыр.
По своему характеру ОТО является геометрической теорией. Она предполагает, что гравитационное поле представляет собой проявление искривления пространства-времени (которое, таким образом, оказывается псевдоримановым, а не псевдоевклидовым, как в специальной теории относительности). Связь искривления пространства-времени с характером распределения и движения заключающихся в нём масс даётся основными уравнениями теории — уравнениями Эйнштейна.
Наливки
Хьажоргаш
Категори:Брестан областан нах беха меттигаш Категори:Ивацевичин кӀоштан нах беха меттигаш Категори:Белоруссин нах беха меттигаш
Ӏаьржа Ӏуьрг
Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр
Так как чёрные дыры являются локальными и относительно компактными образованиями, то при построении их теории обычно пренебрегают наличием космологической постоянной, так как её эффекты для таких характерных размеров задачи неизмеримо малы. Тогда стационарные решения для чёрных дыр в рамках ОТО, дополненной известными материальными полями, характеризуются только тремя параметрами: массой (
M
), моментом импульса (
L
) и электрическим зарядом (
Q
), которые складываются из соответствующих характеристик вошедших в чёрную дыру при коллапсе и упавших в неё позднее тел и излучений (если в природе существуют магнитные монополи, то чёрные дыры могут иметь также магнитный заряд (
G
Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр с соответствующими характеристиками:
Решение для вращающейся чёрной дыры чрезвычайно сложно. Его вывод был описан Керром в 1963 году очень кратко, и лишь спустя год детали были опубликованы Керром и Шильдом в малоизвестных трудах конференции. Подробное изложение вывода решений Керра и Керра — Ньюмена было опубликовано в 1969 году в известной работе Дебнея, Керра и Шильда. Последовательный вывод решения Керра был также проделан Чандрасекаром более чем на пятнадцать лет позже.
Считается, что наибольшее значение для астрофизики имеет решение Керра, так как заряженные чёрные дыры должны быстро терять заряд, притягивая и поглощая противоположно заряженные ионы и пыль из космического пространства. Существует также гипотеза, связывающая гамма-всплески с процессом взрывной нейтрализации заряженных чёрных дыр путём рождения из вакуума электрон-позитронных пар (Р. Руффини с сотрудниками), но она оспаривается рядом учёных.
Основные свойства
Согласно теореме Биркгофа, гравитационное поле любого сферически симметричного распределения материи вне её даётся решением Шварцшильда. Поэтому слабо вращающиеся чёрные дыры, как и пространство-время вблизи Солнца и Земли, в первом приближении тоже описываются этим решением.
Две важнейшие черты, присущие чёрным дырам в модели Шварцшильда — это наличие горизонта событий (он по определению есть у любой чёрной дыры) и сингулярности, которая отделена этим горизонтом от остальной Вселенной.
Решением Шварцшильда точно описывается изолированная невращающаяся, незаряженная и не испаряющаяся чёрная дыра (это сферически симметричное решение уравнений гравитационного поля (уравнений Эйнштейна) в вакууме). Её горизонт событий — это сфера, радиус которой, определённый из её площади по формуле S=4\pi r^2, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда.
Все характеристики решения Шварцшильда однозначно определяются одним параметром — массой. Так, гравитационный радиус чёрной дыры массы M равен
G
— гравитационная постоянная, а
c
— скорость света. Чёрная дыра с массой, равной массе Земли, обладала бы радиусом Шварцшильда около 9 мм (то есть Земля могла бы стать чёрной дырой, если бы кто-либо смог сжать её до такого размера). Для Солнца радиус Шварцшильда составляет примерно 3 км.
Объекты, размер которых наиболее близок к своему радиусу Шварцшильда, но которые ещё не являются чёрными дырами, — это нейтронные звёзды.
Можно ввести понятие «средней плотности» чёрной дыры, поделив её массу на «объём, заключённый под горизонтом событий» :
Средняя плотность падает с ростом массы чёрной дыры. Так, если чёрная дыра с массой порядка солнечной обладает плотностью, превышающей ядерную плотность, то сверхмассивная чёрная дыра с массой в 109 солнечных масс (существование таких чёрных дыр подозревается в квазарах) обладает средней плотностью порядка 20 кг/м³, что существенно меньше плотности воды. Таким образом, чёрную дыру можно получить не только сжатием имеющегося объёма вещества, но и экстенсивным путём, накоплением огромного количества материала.
Для более точного описания реальных чёрных дыр необходим учёт наличия момента импульса. Кроме того, малые, но концептуально важные добавки для чёрных дыр астрофизических масс — излучение Старобинского и Зельдовича и излучение Хокинга — следуют из квантовых поправок. Учитывающую это теорию (то есть ОТО, в которой правая часть уравнений Эйнштейна есть среднее по квантовому состоянию от тензора энергии-импульса) обычно называют «полуклассической гравитацией». Представляется, что для очень малых чёрных дыр эти квантовые поправки должны стать определяющими, однако это точно не известно, так как отсутствует непротиворечивая модель квантовой гравитации.
Метрическое описание и аналитическое продолжение
В 1915 году К. Шварцшильд выписал решения уравнений Эйнштейна без космологического члена для пустого пространства в сферически симметричном статическом случае (позднее Биркхоф показал, что предположение статичности излишне ). Это решение оказалось пространством-временем \mathcal M с топологией и интервалом, приводимым к виду где
t
— временная координата, в секундах,
θ
— полярная угловая координата, в радианах,
φ
— азимутальная угловая координата, в радианах,
M
, в метрах.
Временная координата соответствует времениподобному вектору Киллинга \partial_t, который отвечает за статичность пространства-времени, при этом её масштаб выбран так, что t — это время, измеряемое бесконечно удалёнными покоящимися часами. Часы, закреплённые на радиальной координате r без вращения, будут идти медленнее этих удалённых в раз за счёт гравитационного замедления времени.
Геометрический смысл
r
принимает только значения, бо́льшие ~r_s, а значение параметра
, в отличие от лапласовского случая, не является «расстоянием до центра», так как центра как точки (события на действительной мировой линии какого-либо тела) в шварцшильдовском пространстве \mathcal M вообще нет.
Наконец, угловые координаты
и
Из основных принципов ОТО следует, что такую метрику создаст (снаружи от себя) любое сферически симметричное тело с радиусом ~>r_s и массой Замечательно, хотя и в некоторой степени случайно, что величина гравитационного радиуса — радиус Шварцшильда \,r_s — совпадает с гравитационным радиусом \,r_g, вычисленным ранее Лапласом для тела массы ~M.
Как видно из приведённой формы метрики, коэффициенты при
ведут себя патологически при, где и располагается горизонт событий чёрной дыры Шварцшильда — в такой записи решения Шварцшильда там имеется координатная сингулярность. Эти патологии являются, однако, лишь эффектом выбора координат (подобно тому, как в сферической системе координат при
любое значение
описывает одну и ту же точку). Пространство Шварцшильда \mathcal M можно, как говорят, «продолжить за горизонт», и если там тоже считать пространство везде пустым, то при этом возникает бо́льшее пространство-время, которое называется обычно максимально продолженным пространством Шварцшильда или (реже) пространством Крускала.
Чтобы покрыть это большее пространство единой координатной картой, можно ввести на нём, например, координаты Крускала — Шекерса. Интервал в этих координатах имеет вид где а функция ~r(u,v) определяется (неявно) уравнением  Пространство  максимально, то есть его уже нельзя изометрически вложить в большее пространство-время (его нельзя «продолжить»). Исходное пространство \mathcal M является всего лишь частью при v>0,\ r>r_s — область I на рисунке. Тело, движущееся медленнее света — мировая линия такого тела будет кривой с углом наклона к вертикали меньше 45°, см. кривую
γ
на рисунке — может покинуть \mathcal M. При этом оно попадает в область II, где ~r<r_s. Покинуть эту область и вернуться к ~r>r_s оно, как видно из рисунка, уже не сможет (для этого пришлось бы отклониться более, чем на 45° от вертикали, то есть превысить скорость света). Область II, таким образом, представляет собой чёрную дыру. Её граница (ломаная, ) соответственно является горизонтом событий.
Отметим несколько замечательных свойств максимально продолженного Шварцшильдовского пространства
наблюдателя, падающего под гоpизонт, уменьшается и стремится к нулю, когда его собственное время
τ
стремится к некоторому конечному значению ~\tau_0. Однако его мировую линию нельзя продолжить в область так как точек с ~r=0 в этом пространстве нет. Таким образом, судьба наблюдателя нам известна только до некоторого момента его (собственного) времени.
Чтобы представить себе структуру 4-мерного пространства-времени его удобно условно рассматривать как эволюцию 3-мерного пространства. Для этого можно ввести «временнýю» координату ~T=(u+v)/2 и сечения ~T=const (это пространственно-подобные поверхности, или «поверхности одновременности») воспринимать как «в данный момент времени». На рис. 2 показаны такие сечения для разных моментов
. Мы видим, что вначале имеются два несвязанных 3-мерных пространства. Каждое из них сферически симметрично и асимптотически плоско. Точка ~r=0 отсутствует и при ~r\to 0 кривизна неограниченно растёт (сингулярность). В момент времени ~T=-1 обе сингулярности исчезают и между ранее не связанными пространствами возникает «перемычка» (в современной терминологии кротовая нора). Радиус её горловины возрастает до ~r_s при ~T=0, затем начинает уменьшаться и при ~T=1 перемычка снова разрывается, оставляя два пространства несвязанными.
Решение Райсснера — Нордстрёма
Это статичное решение (не зависящее от временной координаты) уравнений Эйнштейна для сферически-симметричной чёрной дыры с зарядом, но без вращения.
Метрика чёрной дыры Райсснера — Нордстрёма:
где
c
— скорость света, м/с,
t
r
— радиальная координата (длина «экватора» изометрической сферы, делённая на 2\pi), в метрах,
θ
— полярная угловая координата, в радианах,
φ
— азимутальная угловая координата, в радианах,
M
Q
(аналог радиуса Шварцшильда, только не для массы, а для заряда) определяемый как
где  — постоянная Кулона.
Параметры чёрной дыры не могут быть произвольными. Максимальный заряд, который может иметь ЧД Райсснера — Нордстрёма, равен где
e
— заряд электрона. Это частный случай ограничения Керра — Ньюмена для ЧД с нулевым угловым моментом (J=0, то есть без вращения). При превышении этого критического заряда формально решение уравнений Эйнштейна существует, но «собрать» такое решение из внешнего заряженного вещества не получится: гравитационное притяжение не сможет компенсировать собственное электрическое отталкивание материи (см.: Принцип космической цензуры). Кроме того, надо заметить, что в реалистичных ситуациях чёрные дыры не должны быть сколь-либо значительно заряжены.
Это решение, при продолжении за горизонт, аналогично шварцшильдовскому, порождает удивительную геометрию пространства-времени, в которой через чёрные дыры соединяется бесконечное количество «вселенных», в которые можно попадать последовательно через погружения в чёрную дыру.
Решение Керра
Чёрная дыра Керра обладает рядом замечательных свойств. Вокруг горизонта событий существует область, называемая эргосферой, внутри которой телам невозможно покоиться относительно удалённых наблюдателей. Они могут только вращаться вокруг чёрной дыры по направлению её вращения. Этот эффект называется «увлечением инерциальной системы отсчёта» (frame-dragging) и наблюдается вокруг любого вращающегося массивного тела, например, вокруг Земли или Солнца, но в гораздо меньшей степени. Однако саму эргосферу ещё можно покинуть, эта область не является захватывающей. Размеры эргосферы зависят от углового момента вращения.
Параметры чёрной дыры не могут быть произвольными. Угловой момент ЧД не должен превышать, что тоже представляет собой частный случай ограничения Керра — Ньюмена, на этот раз для чёрной дыры с нулевым зарядом (Q = 0, см. ниже). В предельном случае J=J_{max} метрика называется предельным решением Керра.
Решение Керра — Ньюмена
Трёхпараметрическое семейство Керра — Ньюмена — наиболее общее решение, соответствующее конечному состоянию равновесия не возмущаемой внешними полями чёрной дыры (согласно теоремам об «отсутствии волос» для известных физических полей). В координатах Бойера — Линдквиста (Boyer — Lindquist) и геометрических единицах G = c = 1 метрика Керра — Ньюмена даётся выражением: где ; и.
Из этой формулы легко вытекает, что горизонт событий находится на радиусе и, следовательно, параметры чёрной дыры не могут быть произвольными: электрический заряд и угловой момент не могут быть больше значений, соответствующих исчезновению горизонта событий. Должны выполняться следующие ограничения:
Если эти ограничения нарушатся, горизонт событий исчезнет, и решение вместо чёрной дыры будет описывать так называемую «голую» сингулярность, но такие объекты, согласно распространённым убеждениям, в реальной Вселенной существовать не должны (согласно пока не доказанному, но правдоподобному принципу космической цензуры). Альтернативно, под горизонтом может находиться источник сколлапсировавшей материи, которая закрывает сингулярность, и поэтому внешнее решение Керра или Керра-Ньюмена должно быть непрерывно состыковано с внутренним решением уравнений Эйнштейна с тензором энергии-импульса этой материи. Как заметил Б. Картер (1968), решение Керра — Ньюмена обладает двойным гиромагнитным отношением g=2, таким же, как у электрона согласно уравнению Дирака.
Термодинамика и испарение чёрных дыр
Представления о чёрной дыре как об абсолютно поглощающем объекте были скорректированы Старобинским и Зельдовичем в 1974 году — для вращающихся чёрных дыр, а затем, в общем случае, С. Хокингом в 1975 году. Изучая поведение квантовых полей вблизи чёрной дыры, Хокинг предсказал, что чёрная дыра обязательно излучает частицы во внешнее пространство и тем самым теряет массу. Этот эффект называется излучением (испарением) Хокинга. Упрощённо говоря, гравитационное поле поляризует вакуум, в результате чего возможно образование не только виртуальных, но и реальных пар частица-античастица. Одна из частиц, оказавшаяся чуть ниже горизонта событий, падает внутрь чёрной дыры, а другая, оказавшаяся чуть выше горизонта, улетает, унося энергию (то есть часть массы) чёрной дыры. Мощность излучения чёрной дыры равна
а потеря массы
Состав излучения зависит от размера чёрной дыры: для больших чёрных дыр это в основном безмассовые фотоны и лёгкие нейтрино, а в спектре лёгких чёрных дыр начинают присутствовать и тяжёлые частицы. Спектр хокинговского излучения для безмассовых полей оказался строго совпадающим с излучением абсолютно чёрного тела, что позволило приписать чёрной дыре температуру
где \hbar — редуцированная постоянная Планка, c — скорость света, k — постоянная Больцмана, G — гравитационная постоянная, M — масса чёрной дыры.
На этой основе была построена термодинамика чёрных дыр, в том числе введено ключевое понятие энтропии чёрной дыры, которая оказалась пропорциональна площади её горизонта событий:
где A — площадь горизонта событий.
Скорость испарения чёрной дыры тем больше, чем меньше её размеры. Испарением чёрных дыр звёздных (и тем более галактических) масштабов можно пренебречь, однако для первичных и в особенности для квантовых чёрных дыр процессы испарения становятся центральными.
За счёт испарения все чёрные дыры теряют массу и время их жизни оказывается конечным:
При этом интенсивность испарения нарастает лавинообразно, и заключительный этап эволюции носит характер взрыва, например, чёрная дыра массой 1000 тонн испарится за время порядка 84 секунды, выделив энергию, равную взрыву примерно десяти миллионов атомных бомб средней мощности.
В то же время, большие чёрные дыры, температура которых ниже температуры реликтового излучения Вселенной (2,7 К), на современном этапе развития Вселенной могут только расти, так как испускаемое ими излучение имеет меньшую энергию, чем поглощаемое. Данный процесс продлится до тех пор, пока фотонный газ реликтового излучения не остынет в результате расширения Вселенной.
Без квантовой теории гравитации невозможно описать заключительный этап испарения, когда чёрные дыры становятся микроскопическими (квантовыми).
Падение в астрофизическую чёрную дыру
Тело, свободно падающее под действием сил гравитации, находится в состоянии невесомости и испытывает действие только приливных сил, которые при падении в чёрную дыру растягивают тело в радиальном направлении и сжимают — в тангенциальном. Величина этих сил растёт и стремится к бесконечности при ~r\to 0. В некоторый момент собственного времени тело пересечёт горизонт событий. С точки зрения наблюдателя, падающего вместе с телом, этот момент ничем не выделен, однако возврата теперь нет. Тело оказывается в горловине (её радиус в точке, где находится тело и есть ~r), сжимающейся столь быстро, что улететь из неё до момента окончательного схлопывания (это и есть сингулярность) уже нельзя, даже двигаясь со скоростью света.
С точки зрения удалённого наблюдателя, падение в чёрную дыру будет выглядеть иначе. Пусть, например, тело будет светящимся и, кроме того, будет посылать сигналы назад с определённой частотой. Вначале удалённый наблюдатель будет видеть, что тело, находясь в процессе свободного падения, постепенно разгоняется под действием сил тяжести по направлению к центру. Цвет тела не изменяется, частота детектируемых сигналов практически постоянна. Однако, когда тело начнёт приближаться к горизонту событий, фотоны, идущие от тела, будут испытывать всё большее и большее красное смещение, вызванное двумя причинами: эффектом Доплера и гравитационным замедлением времени — из-за гравитационного поля все физические процессы с точки зрения удалённого наблюдателя будут идти всё медленнее и медленнее, например, часы, закреплённые в Шварцшильдовском пространстве-времени на радиальной координате r без вращения, будут идти медленнее бесконечно удалённых в раз. Будет казаться, что тело — в чрезвычайно сплющенном виде — будет замедляться, приближаясь к горизонту событий и, в конце концов, практически остановится. Частота сигнала будет резко падать. Длина волны испускаемого телом света будет стремительно расти, так что свет быстро превратится в радиоволны и далее в низкочастотные электромагнитные колебания, зафиксировать которые уже будет невозможно. Пересечения телом горизонта событий наблюдатель не увидит никогда и в этом смысле падение в чёрную дыру будет длиться бесконечно долго. Есть, однако, момент, начиная с которого повлиять на падающее тело удалённый наблюдатель уже не сможет. Луч света, посланный вслед этому телу, его либо вообще никогда не догонит, либо догонит уже за горизонтом. Кроме того, расстояние между телом и горизонтом событий, а также «толщина» сплющенного (с точки зрения стороннего наблюдателя) тела довольно быстро достигнут планковской длины и (с математической точки зрения) будут уменьшаться и далее. Для реального физического наблюдателя (ведущего измерения с планковской погрешностью) это равносильно тому, что масса чёрной дыры увеличится на массу падающего тела, а значит радиус горизонта событий возрастёт и падающее тело окажется «внутри» горизонта событий за конечное время. Аналогично будет выглядеть для удалённого наблюдателя и процесс гравитационного коллапса. Вначале вещество ринется к центру, но вблизи горизонта событий оно станет резко замедляться, его излучение уйдёт в радиодиапазон, и в результате удалённый наблюдатель увидит, что звезда погасла.
Модель на базе теории струн
Теория струн позволяет выстраивание исключительно плотных и мелкомасштабных структур из самих струн и других описываемых теорией объектов — бран, часть из которых имеют более трёх измерений. При этом чёрная дыра может быть составлена из струн и бран очень большим числом способов, а самым удивительным является то обстоятельство, что это число микросостояний ровно соответствует энтропии чёрной дыры, предсказанной Хокингом и его коллегой Бекенштейном в 1970-е годы. Это один из наиболее известных результатов теории струн, полученных в 1990-е годы.
В 1996 г. струнные теоретики Эндрю Строминджер и Кумрун Вафа, опираясь на более ранние результаты Сасскинда и Сена, опубликовали работу «Микроскопическая природа энтропии Бекенштейна и Хокинга». В этой работе Строминджеру и Вафе удалось использовать теорию струн для конструирования из микроскопических компонентов определённого класса чёрных дыр, так называемых экстремально заряженных дыр Райсснера — Нордстрёма, а также для точного вычисления вкладов этих компонентов в энтропию. Работа была основана на применении нового метода, частично выходящего за рамки теории возмущений, которую использовали в 1980-х и в начале 1990-х гг. Результат работы в точности совпадал с предсказаниями Бекенштейна и Хокинга, сделанными более чем за двадцать лет до этого.