tomron87/hebrew-wikipedia-sentences-corpus huggingface dataset:
מנגנון זה הופעל פעמיים בממשלה השישית ובממשלה השמינית.
בשנת 1996 הוסף מנגנון דומה, המעניק מושבים נוספים למפלגה שזכתה ברוב יחסי של הקולות אך לא ברוב פרלמנטרי, כאשר רק שתי מפלגות מיוצגות בפרלמנט.
מנגנון זה הופעל לראשונה בבחירות הכלליות של 2008.
חוקת מלטה העצמאית משנת 1964 ביססה את מלטה כדמוקרטיה פרלמנטרית ליברלית.
היא הבטיחה את זכויות האדם הבסיסיות של האזרחים, וקבעה הפרדה בין הרשויות המחוקקת, המבצעת והשופטת, לצד קיום בחירות סדירות על בסיס זכות בחירה כללית.
החוקה הגדירה את הכנסייה הקתולית הרומית כדת המדינה, וקבעה הוראת חובה ללימוד דת במסגרת החינוך.
חוקה זו התפתחה לאורך ההיסטוריה החוקתית של מלטה, ועיצובה הושפע בין היתר מחוקת איטליה.
החוקה המלטזית נחלקת לשלוש קטגוריות עיקריות: החוקה שבהן לבריטים הייתה סמכות מלאה; חוקות הביניים (1921–1947), שבהן ניתנה למלטה אוטונומיה מסוימת; וחוקת העצמאות הנוכחית משנת 1964.
ב־27 ביולי 1960 הודיע שר המושבות לבית הנבחרים הבריטי על רצונה של ממשלת הוד מלכותה להשיב למלטה ממשל ייצוגי.
הוא הצהיר כי הגיעה העת לגבש חוקה חדשה שתאפשר קיום בחירות מיד עם כינונה.
השר, איאן מקלאוד, הודיע גם על מינוי ועדה חוקתית בראשות סר הילרי בלאד, שתפקידה היה להכין הצעות חוקתיות מקיפות לאחר התייעצות עם נציגי העם המלטזי ובעלי העניין המקומיים.
הנציבים הגישו את דוחם ב־5 בדצמבר 1960, והוא פורסם ב־8 במרץ 1961. באותו יום הודיע שר המושבות בפני בית הנבחרים הבריטי כי ממשלת הוד מלכותה קיבלה את ההמלצות, והוועדה החוקתית שימשה בסיס לחוקה העתידית של מלטה.
החוקה משנת 1961, שנודעה גם בשם "חוקת בלאד", נכללה בצו חוקתי של המועצה המלכותית והושלמה ב־24 באוקטובר אותה שנה.
בהצהרה נכתב כי מדובר במסגרת לחוקה חדשה המעניקה למלטה שלטון עצמי, וכך צוין בעמודו האחרון של צו המועצה.
חוקת מלטה משנת 1961 שימשה כבסיס לחוקת העצמאות של 1964. היא נועדה להבטיח את הרציפות המשפטית בין שתי החוקות.
מאפיין מרכזי של החוקה היה ביטול שיטת הדיארכיה, שלא הייתה עוד ישימה, והחלפתה במערכת שלטון אחת.
ממשלת מלטה שלה נמסרו מלוא הסמכויות המחוקקות והמבצעות.
באותה עת נחשבה מלטה עדיין מושבה, והאחריות לענייני חוץ והגנה נותרה בידי ממשלת הוד מלכותה.
עם זאת, ניכר כי הדרך לעצמאות נכנסה לשלב מתקדם, והבריטים הכירו במלטה כמדינה.
חוקת 1961 קבעה גם את רוב העקרונות שהופיעו מאוחר יותר בחוקת 1964, בהם פרק ייחודי שעסק בזכויות האדם וחירויות היסוד.
פרק זה כלל הגנות מהותיות על חירות הפרט.
חופש התנועה הוסף רק בחוקת העצמאות של 1964.
הצהרת זכויות תושבי איי מלטה וגוזו, מ־15 ביוני 1802, העניקה הכרה קולקטיבית של זכויות.
חוקת מלטה מ־1961 הניחה את היסודות למבנה פרלמנטרי במסגרת חוקת העצמאות מ־1964. הקבינט הופקד על הכוונה הכללית וניהול ענייני המדינה, והוא הורכב מראש הממשלה, שהיחיד היה מוסמך לכנסו ולעמוד בראשו.
לצדו כיהנו לא יותר משבעה שרים נוספים, שהיו חברי האספה המחוקקת ונשאו באחריות קולקטיבית כלפיה.
בכך נעשה ניסיון לעגן בחוקה חלק מן הקונבנציות החוקתיות הבריטיות.
במילוי סמכויותיו נדרש המושל לפעול על פי עצת הקבינט, אלא אם נדרש אחרת או על פי המלצה של גורם אחר שאינו הקבינט.
במסגרת חוקת מלטה מ־1961 נערכו שלוש מערכות בחירות.
הרשות המחוקקת הייתה חד-ביתית, ותקופת כהונתה נקבעה לארבע שנים.
האספה הורכבה מחמישים חברים שנבחרו בעשרה מחוזות בחירה, בשיטת הייצוג היחסי באמצעות שיטת הקול הנייד.
חוקת 1961 שימשה בסיס יציב לחוקת העצמאות, וכאשר מלטה קיבלה עצמאות ב־1964 נשמרה הרציפות המשפטית והפרלמנט המשיך לפעול.
קשר זה עם הממלכה המאוחדת אפשר חקיקה בריטית רלוונטית גם לאחר העצמאות.
צו העצמאות של מלטה נחשב להמשך ישיר לחוקת 1961 ואף כלל תיקונים לה.
על אף שמלטה קיבלה את עצמאותה, נשמרה בה רציפות חוקתית.
אחת הדוגמאות לכך היא מוסד המלוכה הבריטית, שהתקיים עד לשנת 1964. צו העצמאות של מלטה משנת 1964 נבע מחוק העצמאות של אותה שנה, והוא היווה את המסמך המרכזי שקבע את החוקה של המדינה.
לאורך ההיסטוריה החוקתית של מלטה גובשו חוקות קודמות שהשפיעו על עיצובה, ובמידה רבה שימשה חוקת העצמאות כהמשך ישיר להן.
עם זאת, היא כללה גם חידושים מהותיים שהבדילו אותה מחוקת 1961. בכך הייתה חוקת 1964 לא רק שיפור של קודמתה, אלא שלב נוסף ומשמעותי בהתפתחות החוקתית של מלטה.
ב־14 באפריל 2014 נוסף לחוקה סעיף האוסר אפליה מחמת נטייה מינית וזהות מגדרית.
בשנת 2020, בעקבות סקירה של ועדת ונציה, תוקנה החוקה כדי להגביל את סמכויות ראש הממשלה ולחזק את האיזונים השלטוניים.
לפני החוקה הנוכחית למלטה היו חוקות קדומות רבות
החוקה הצרפתית של 1791 הייתה החוקה הכתובה הראשונה בצרפת, שנוצרה לאחר קריסת המלוכה האבסולוטית של המשטר הישן.
אחד העקרונות הבסיסיים של המהפכה הצרפתית היה אימוץ עיקרון של כינון הסכמה באמצעות חוקה וכינון ריבונות העם.
בעקבות שבועת מגרש הטניס, האספה הלאומית החלה בניסוח חוקה, תהליך שראתה בו כמטרתה העיקרית.
הצהרת זכויות האדם והאזרח, שאומצה ב-26 באוגוסט 1789, הפכה בסופו של דבר כהקדמה לחוקה שאומצה ב -3 בספטמבר 1791. ההצהרה הציעה הכללות גורפות לגבי זכויות, חירות וריבונות.
ב-14 ביולי 1789 (באותו יום של נפילת הבסטיליה), התכנסה וועדה בת 12 חברים, אשר משימתה הייתה לבצע חלק ניכר מניסוח סעיפי החוקה.
במקור היא כללה שני חברים מהמעמד הראשון (שם דה סיסה, הארכיבישוף של בורדו וטאלייראן, הבישוף של אוטון); שניים מהמעמד השני (רוזן קלרמון-טונר והמרקיז דה לאלי-טולנדל); וארבעה מהמעמד השלישי (ז'אן ז'וזף מונייה, האב סייס, ניקולס ברגאס ואיזק רנה גי לה שאפליה).
הצעות רבות הועלו להגדרתה מחדש של המדינה הצרפתית וצורת השלטון שלה, במיוחד בימים שלאחר ליל ארבעה באוגוסט 1789, שבו האספה הלאומית החליטה על ביטול הפיאודליזם.
כך למשל, המרקיז דה לאפייט הציע שילוב של המערכות האמריקאיות והבריטיות, והנהלת פרלמנט דו-ביתי, כאשר למלך יש זכות וטו על הרשות המחוקקת, בדומה לסמכות שהוקנתה לנשיא ארצות הברית .
המחלוקות העיקריות התמקדו ברמת הסמכות שתוענק למלך צרפת (כלומר: וטו, וטו זמני או מוחלט) ומהי הצורה שתאגד את פעולת הרשות המחוקקת (כלומר: בית אחד או דו-ביתי ).
ועדת החוקה הציעה בית מחוקקים דו-ביתי, אך ההצעה נדחתה ב-10 בספטמבר 1789 (849 נגד –89 בעד) לטובת בית אחד.
למחרת, הם הציעו וטו מוחלט אך נדחו שוב (673–325) לטובת וטו זמני, שניתן לעקוף אותו בשלוש הצבעות רצופות בבית המחוקקים.
בשל חוסר ההסכמות, הוקמה במהירות ועדת חוקה, וכללה את טאלייראן, האב סייס ולה שאפליה מהקבוצה המקורית, וגם חברים חדשים גי-ז'אן-בפטיסט טארגט, ז'אק גיום ת'ורה, ז'אן-ניקולה דמונייה, פרנסואה דניס טרונסה וז'אן-פול ראבו סן-אטיין, כולם בני המעמד השלישי.
כפי שציין סימון שאמה, רבים מחברי הוועדה החוקתית היו בעצמם בני אצולה, שרבים מהם עמדו מאוחר יותר בפני הוצאה להורג.
המחלוקת הגדולה ביותר שעמדה בפני הוועדה החדשה הזו הייתה בנושא האזרחות.
האם לכל נתין בכתר הצרפתי יינתנו זכויות שוות, כפי שהבטיחה הצהרת זכויות האדם והאזרח, או שמא יהיו הגבלות כלשהן?
ימי אוקטובר (5-6 באוקטובר) התערבו והפכו את השאלה לסבוכה הרבה יותר.
בסופו של דבר, נערכה הבחנה בין אזרחים פעילים (מעל גיל 25, ששילמו מיסים ישירים השווים לשלושה ימי עבודה) שהיו להם זכויות פוליטיות, לבין אזרחים פסיביים, שהיו להם רק זכויות אזרח.
החלטה זו לא הייתה מקובלת עבור צירים רדיקליים כמו מקסימיליאן רובספייר.
בספטמבר 1790 הוקמה ועדת התיקונים, כאשר מטרתה הייתה לפתור את תפקידה הכפול של האספה הלאומית, אשר שימשה גם כבית מחוקקים וגם כגוף שעסק בגיבוש חקיקה וחוקה.
בשל כך לא היה ברור לציבור מתי מתי הצווים שניתנו על ידי האספה היו קשורים לסעיפי חקיקה של עניינים דיומא ומהם הצווים אשר עוסקים בסעיפי חוקה.
הרכבה של ועדת התיקונים כלל את אנטואן ברנב, אדריאן דופורט ושארל דה למת.
הוועדה הפכה לחשובה מאוד בימים שלאחר טבח שאן דה מארס, כאשר גל של סלידה מתנועות עממיות שטף את צרפת והביא למאמץ מחודש לשמר את סמכויות הכתר.
התוצאה היא עלייתם של הפייאנטים, סיעה פוליטית חדשה בראשות ברנב, שניצלה את מעמדה בוועדה כדי לשמר מספר סמכויות לכתר, כגון מינוי שגרירים, מנהיגים צבאיים ושרים.
בספטמבר 1791, ולאחר משא ומתן ארוך מאוד, החוקה התקבלה בחוסר רצון על ידי המלך לואי ה-16. האספה הלאומית הגדירה מחדש את ארגון הממשלה הצרפתית, את האזרחות ואת גבולות סמכויות הממשלה, ופעלה לייצג את האינטרסים של הרצון הכללי.
כמו כן האספה ביטלה "מוסדות רבים שפגעו בחירות ובשוויון זכויות".
האספה הלאומית ביססה את כינונה החוקי בממשל הצרפתי על ידי ביסוס קביעותה בחוקה ויצירת מערכת לבחירות חוזרות.
אמונתה של האספה במדינה ריבונית ובייצוג שווה באה לידי ביטוי בהפרדת הרשויות החוקתית.
האספה הלאומית הייתה הגוף המחוקק, המלך ושרים מלכותיים היוו את הרשות המבצעת והרשות השופטת הייתה עצמאית משתי הרשויות האחרות.
ברמה המקומית, החלוקות הגאוגרפיות הפיאודליות בוטלו רשמית, ושטח המדינה הצרפתית חולק למספר יחידות מנהליות, מחלקות ( Départements ), אך עם עקרון הריכוזיות של מערכת הממשל.
האספה, כמנסחי החוקה, חששה שאם רק נציגים ישלטו בצרפת, היא צפויה להיות נשלטת על ידי האינטרס האישי של הנציגים; לכן, למלך ניתנה זכות וטו זמנית כדי לאזן את האינטרסים של העם.
באותו אופן, הדמוקרטיה הייצוגית החלישה את סמכותו המבצעת של המלך.
החוקה לא הייתה שוויונית בסטנדרטים של ימינו.
היא הבחינה בין אזרחים פעילים בעלי רכוש לבין אזרחים פסיביים עניים יותר.
בייקר כותב במאמרו "חוקה" כי האספה הלאומית התלבטה בין שתי אפשרויות בעת ניסוח החוקה: היא יכלה לשנות את החוקה הקיימת והבלתי כתובה, שבמרכזה שלושת המעמדות של הפרלמנט הכללי, או שהיא יכלה להתחיל מחדש ולכתוב אותה מחדש לחלוטין.
האספה הלאומית רצתה לארגן מחדש את המבנה החברתי ולהכשיר את עצמה: בעוד שנולדה מאספת המעמדות של 1789, היא ביטלה את המבנה התלת-ביתי של גוף זה.
עם פרוץ המלחמה ואיום קריסת המהפכה, תפיסות יעקוביניות רדיקליות (ובסופו של דבר רפובליקניות) צברו פופולריות עצומה, מה שהגביר את השפעתם של רובספייר, דנטון, מאראט והקומונה הפריזאית.
כאשר המלך השתמש בסמכות הווטו שלו כדי להגן על כמרים שאינם חברי יורה וסירב להקים מיליציות להגנת הממשלה המהפכנית, המלוכה החוקתית הוכחה כבלתי ניתנת לקיום וסופה הגיע למעשה בהפיכת 10 באוגוסט.
לאחר ההפיכה כונסה ועידה לאומית, שבחרה את רובספייר לסגנה הראשון; זו הייתה האספה הראשונה בצרפת שנבחרה בזכות בחירה אוניברסלית לגברים.
הוועידה הכריזה על צרפת כרפובליקה ב-22 בספטמבר 1792.
נאומו הארוך ביותר של דה טרייסי בפני האספה המכוננת עסק במצב בסן-דומינג, אשר נקטע שוב ושוב במחיאות כפיים ופורסם בחוברת נפרדת.
חוקת חבר העמים הפולני-ליטאי משנת 1791
חוקת הרפובליקה הבוליברית של ונצואלה (בספרדית: Constitución de la República Bolivariana de Venezuela (CRBV)) היא החוקה הנוכחית וה-26 של ונצואלה.
החוקה נוסחה במהלך שנת 1999 על ידי אספה מכוננת שהוקמה במשאל עם ואומצה בדצמבר 1999, כשהיא מחליפה את החוקה מ-1961, הארוכה ביותר בתולדות ונצואלה.
החוקה קודמה בעיקר על ידי נשיא ונצואלה דאז, הוגו צ'אבס.
צ'אבס ותומכיו מתייחסים לחוקה כ"Constitution Bolivariana" ("החוקה הבוליברית") משום שהם טוענים שהיא ממשיכה אידאולוגית את הפילוסופיה הפוליטית של סימון בוליבר.
חוקת 1999 הייתה החוקה הראשונה שאושרה במשאל עם בהיסטוריה של ונצואלה, היא ערכה שינוי רשמי בשם של ונצואלה מהרפובליקה של ונצואלה לרפובליקה הבוליברית של ונצואלה.
בוצעו גם שינויים משמעותיים במבנה של ממשלת ונצואלה ותחומי אחריותה, והיא כוללת מספר רב של זכויות אדם – כולל חינוך חינם, טיפול רפואי חינם, גישה לסביבה נקייה, זכויות למיעוטים (במיוחד ביחס לעמים הילידים) ועוד.
חוקת 1999, עם 350 סעיפים, היא בין החוקות הארוכות, המורכבות והמקיפות ביותר בעולם.
אחד ההבדלים הבולטים בין החוקה הוונצואלית לרוב החוקות האחרות של אמריקה הוא היעדר האפשרות להדיח את הנשיא על ידי האספה הלאומית.
במקום זאת, ניתן להדיח את הנשיא מתפקידו באמצעות Recall election או בהחלטת .
הנשיא הוגו צ'אבס נבחר לראשונה בבחירות לנשיאות ב-6 בדצמבר 1998. צ'אבס שקל לקדם שינוי חוקתי כאמצעי להביא במהירות לשינוי חברתי מקיף ורדיקלי בוונצואלה, החל מערב ניסיון ההפיכה שלו ב-1992. לאחר מאסרו ושחרורו, לקראת הבחירות לנשיאות 1998, אחת ההבטחות של צ'אבס הייתה לארגן משאל עם על כינוס אספה מכוננת לאומית.
הצו הראשון שלו כנשיא היה להורות על משאל עם, שהתקיים ב-19 באפריל.
הבוחרים נשאלו שתי שאלות – האם יש לכנס אספה מכוננת, והאם עליה לפעול לפי המנגנונים שהציע הנשיא.
92% מהבוחרים תמכו בכינוס אספה מכוננת ו-86% תמכו בשיטת הבחירות שהציע צ'אבס.
ב-25 ביולי, נערכו בחירות ל-131 נציגי האספה המכוננת, שהתכנסה ודנה בהצעות לשינויים במהלך שארית שנת 1999. צ'אבס ושותפיו הפוליטיים הקימו את ברית המפלגות 'הציר הפטריוטי', שזכתה ב-121 מתוך 131 מושבים באספה המכוננת.
באמצע אוגוסט 1999, האספה המכוננת פעלה לארגון מחדש של מערכת המשפט הלאומית, כולל הסמכות לפטר שופטים, במטרה לזרז את חקירות השחיתות הפתוחות נגד מה שהניו יורק טיימס העריך שהם כמעט מחצית מ-4700 השופטים, הפקידים והסדרנים במדינה.
ב-23 באוגוסט, בית המשפט העליון קבע ברוב של 8–6 כי האספה אינה פועלת באופן בלתי חוקתי.
למחרת, התפטרה נשיאת בית המשפט ססיליה סוסה גומז.
למעלה מ-190 שופטים הושעו בסופו של דבר באשמת שחיתות.
ב-25 באוגוסט, האספה המכוננת הכריזה על "מצב חירום חקיקתי", והצביעה להגביל את עבודת הקונגרס לנושאים כמו פיקוח על התקציב ותקשורת.
בתגובה, הקונגרס, שביולי החליט לצאת לפגרה עד אוקטובר כדי להימנע מעימות עם האספה המכוננת, הכריז על סיום הפגרה.
בשלב מסוים אסרה האספה המכוננת על הקונגרס לקיים פגישות מכל סוג שהוא.
עם זאת, ב-10 בספטמבר, שני הגופים הגיעו להסכם שיאפשר קיום משותף עד כניסת החוקה החדשה לתוקף.
לאחר מכן, במשך 60 יום, האספה המכוננת ניסחה מסמך שקבע כחוקה את רוב השינויים המבניים שצ'אבס רצה.
החוקה החדשה הוצגה לבוחרים ב-15 בדצמבר 1999 ואושרה ברוב של 72% קולות שהצביעו "כן".
היא נכנסה לתוקף ב-20 בדצמבר.
טקסט החוקה הוא שילוב של נורמות משפטיות ופוליטיות שנלקחו ממקורות רחבים כמו כתביו של סימון בוליבר על חוקתיות וריבונות עממית, כתבי חוסה מארטי, חוסה קרלוס מריאטגי ו.
היא מכילה אלמנטים של דמוקרטיה ישירה, אחריות חברתית, זכות למהפכה במצב של הפרת המערכת החוקתית (סעיפים 333 ו-350) ועצמאות של הרפובליקה משליטה זרה.
מלבד אלמנטים אלו, הפרדת הרשויות (בתוספת שתי רשויות ממשלתיות חדשות) וזכויות כמו זכות הקניין, חופש הביטוי והזכות לשבות נשמרו כפי שהיו בחוקה הקודמת.
האספה המכוננת ניסחה את החוקה החדשה עם 350 סעיפים, מה שיוצר את אחת החוקות הארוכות בעולם.
החוקה שינתה את שמה הרשמי של המדינה מ"רפובליקת ונצואלה" ל"הרפובליקה הבוליברית של ונצואלה".
בוצעו שינויים משמעותיים בהפרדת הרשויות.
במקום שלוש הרשויות הרגילות, נוצרו חמש (סעיף 136):
הסניף האלקטורלי (או "כוח הבחירות").
הסניף האלקטורלי מנוהל על ידי המועצה הלאומית לבחירות (CNE) ואחראי על פיקוח עצמאי על כל מערכות הבחירות במדינה, העירוניות, המדינתיות והפדרליות.
הענף האזרחי מורכב מנציב קבילות הציבור או "מגן העם", התובע הציבורי הראשי והמבקר הכללי.
הרשות הזו אחראית לייצוג והגנה על האזרחים בהתנהלות מול המדינה הוונצואלית.
הרשות המחוקקת שונתה ממערכת דו-ביתית למערכת חד-ביתית.
החוקה האריכה את תקופת כהונתו של הנשיא מחמש לשש שנים, בכפוף להגבלת שתי כהונות.
החוקה גם פירטה את האפשרות לקיום משאל עם להדחת הנשיא לפני תום תקופת כהונתו.
משאל עם כזה נערך ב-2004, אך לא הושגה תמיכת הרוב בהדחה.
הנשיאות גם קיבלה חיזוק נוסף בחוקה, עם הסמכות לפזר את האספה הלאומית בתנאים מסוימים, והאפשרות להוציא צווים עם תוקף של חוק, באישור האספה הלאומית.
בשנת 2009, הגבלת הכהונה בוטלה במשאל עם.
תפקיד סגן הנשיא נוסד בחוקה מחדש כדי לנהל את הפעילות היומיומית של הממשלה ולמלא תפקידים וסמכויות שהנשיא יאציל לסגנו, כאשר סגן הנשיא יכול להיות מודח גם על ידי האספה הלאומית.
במצב של העדר נשיא בעקבות מוות, הדחה, או התפטרות, סגן הנשיא מקבל את התפקיד והתואר של הנשיא.
זה קרה במרץ 2013, כאשר ניקולאס מדורו, שהתמנה לתפקיד סגן הנשיא שנה קודם לכן, קיבל את תפקיד הנשיא לאחר מותו של הוגו צ'אבס.
החוקה החדשה הפכה את הקונגרס שהיה דו-ביתי לרשות מחוקקת חד-ביתית, ושללה ממנו רבות מסמכויותיו.
סמכויות הרשות המחוקקת צומצמו משמעותית והועברו לנשיא ונצואלה.
בהמשך, הוגדל מספר חברי הפרלמנט על ידי מדורו.
נקבע גם תפקיד חדש, הסנגור הציבורי, שהיה אמור להיות משרד נציב קבילות הציבור עם סמכות לפקח על פעילות הנשיאות, האספה הלאומית והחוקה.
מערכת המשפט הוונצואלית עברה רפורמה.
שופטים, לפי החוקה החדשה, ימונו רק לאחר שעברו בחינות ציבוריות ולא על ידי האספה הלאומית, כפי שהיה נהוג בעבר.
סעיף 308 של החוקה הציג שינוי בגישה כלפי עסקים.
הסעיף ביקש לתמוך בניהול חלופי של עסקים.
במאמר מוזכרים וריאציות של שיתופי פעולה, עסקים משפחתיים, עסקים קטנים וקרנות חיסכון, כחלופות שנועדו להחליף את השליטה האוליגופוליסטית בכלכלה.
הנשיא צ'אבס והפרלמנט הציעו פעמיים תיקונים לחוקה שהוכרעו במשאלי עם:
– תיקונים רחבים נדחו בהפרש קטן.
משאל העם החוקתי בוונצואלה (2009) – ביטול מגבלות כהונה לתפקידים ציבוריים שונים אושר בהפרש קטן.
חוקת סלובניה (בסלובנית: Ustava Republike Slovenije) היא החוקה של רפובליקת סלובניה.
ההכנות לכתיבת החוקה התחילו באוגוסט 1987 באגודת הסופרים הסלובנים.
האגודה פרסמה טיוטה ראשונית ובאפריל 1990, לאחר שהקואליציה DEMOS קיבלה רוב בבחירות, הכתיבה של החוקה המשיכה.
חלק גדול מהחוקה נכתב בטירת פודבין ליד רדובליצ'ה באוגוסט 1990 תחת הנהגתו של עורך הדין פיטר יאמברק.
האספה הלאומית של סלובניה אימצה את החוקה ב-23 בדצמבר 1991.
מאז שאומצה, החוקה נערכה שבע פעמים, ונוספו לה ארבע סעיפים:
ביולי 1997, "הפשרה הספרדית" (Spanish compromise) התירה בחוק מכירת מקרקעין לזרים, כחלק מתהליך ההשתלבות באיחוד האירופי.
ביולי 2000, עוגנה שיטת הבחירות היחסית ישירות בחוקה.
צעד זה נעשה כדי למנוע חלל חוקי שאיים להיווצר לאחר שהאספה הלאומית לא אישרה את החוק בנושא.
במרץ 2003, עבר תיקון לחוקה שאיפשר העברת סמכויות משפטיות מסוימות לארגונים בינלאומיים.
תיקון זה נועד לאפשר לסלובניה להצטרף לאיחוד האירופי ולנאט"ו.
ביוני 2006, שלושה סעיפים תוקנו בחוקה במטרה להבהיר את הגדרת "הרשות הציבורית", לחדד את נושא העברת תפקידי המדינה לרשויות המקומיות, ולהסדיר את אופן הקמתם והסמכתם של מחוזות בנושא תפקידים מדיניים.
חוקת סלובניה מחולקת לעשרה חלקים:
חור שחור הוא גרם שמיים הנוצר מכוכב גדול מאוד עם כבידה חזקה מאוד, שקרס לתוך עצמו.
שדה הכבידה של חור שחור הוא כה חזק, ששום עצם או קרינה הקרובים אליו יתר על המידה אינם יכולים להימלט ממנו, והם נבלעים לתוכו.
כל מסלול תנועה אפשרי בתוך תחומי חור שחור מוליך לנקודה אחת ויחידה - המרכז (סינגולריות).
קרוב לחור שחור (כלומר מעבר לאופק האירועים) בכל כיוון שנתקדם, נגיע לבסוף אל המרכז.
מהירות המילוט ממנו גבוהה יותר מאשר מהירות האור.
לו ניתן היה לראות את הסינגולריות, היא הייתה נראית בכל כיוון שהוא.
כל מסה הנדחסת לכדור בעל רדיוס קטן או שווה לרדיוס שוורצשילד, מהווה למעשה חור שחור.
חור שחור יכול להיווצר כתוצאה מקריסה כבידתית בשלבים אחרונים של התפתחות כוכב כבד מאוד.
אף על פי שחור שחור עצמו אינו קורן (ומכאן שמו), תהליך קוונטי המכונה קרינת הוקינג גורם לפליטת קרינה וחלקיקים מסיביים מהגבול החיצוני של החור השחור, הקרוי אופק אירועים.
מסתו של החור השחור גדלה כאשר גוף חוצה את אופק האירועים מבחוץ פנימה, ומאידך, מסתו קטנה בעקבות קרינת הוקינג.
ב־10 באפריל 2019 צולמה תמונה (מעובדת) של שחור שחור בגלקסיה האליפטית M87 באמצעות הטלסקופ .
ב־12 במאי 2022 צולמה התמונה הראשונה של קשת A*, חור שחור בלב גלקסיית שביל החלב.
הרעיון כי עשוי להתקיים ביקום גוף כה מסיבי עד שאפילו אור לא יוכל לברוח ממנו הועלה לראשונה על ידי הגאולוג הבריטי , ששימש בתקופה זו ככומר.
הוא רשם את הרעיון במכתב שנשלח בשנת 1783 לידידו הנרי קוונדיש, והלה פרסם אותו בכתבי החברה המלכותית של לונדון.
באותו זמן התאוריה הניוטונית של הכבידה והמושג של מהירות מילוט היו כבר ידועים היטב, וכמו כן מהירות האור הייתה ידועה בקירוב.
מישל שהאמין בהיפותזה נוספת של אייזק ניוטון, לפיה האור עשוי מחלקיקים, הסיק ששדה הכבידה של כוכב מאט את האור שעוזב את פניו, ועל פי חישוביו, בגוף בעל רדיוס הגדול פי 500 מזה של השמש וצפיפות השווה לזו של השמש תהיה מהירות המילוט מפני השטח גדולה ממהירות האור.
אף על פי שלא ייחס לכך סבירות גבוהה, מישל הביא בחשבון את האפשרות שישנם עצמים רבים כאלה ברחבי היקום ללא ידיעתנו.
הוא גם הציע דרך למצוא אותם במערכת כוכבים זוגית - שיטה המשמשת גם כיום.
בשנת 1796 הגיע המתמטיקאי הצרפתי פייר-סימון לפלס למסקנות דומות, כנראה מבלי להכיר את עבודתו של מישל, ופרסם את חישוביו בשתי המהדורות הראשונות של ספרו חשיפת מערכת העולם (Exposition du Système du Monde).
למעשה, עד שנות ה־70 של המאה ה־20 הוענקה זכות הבכורה על גילוי החורים השחורים ללפלס, ורק אז התגלה מחדש מכתבו של מישל בין פרסומי החברה המלכותית.
במאה ה־19 זכה הרעיון לתשומת לב מעטה מאוד כיוון שבאותה התקופה הפרדיגמה הרווחת הייתה שהאור הוא גל חסר מסה, ולפיכך הכבידה אינה משפיעה עליו.
גם ההכרה בתכונות החלקיקיות של האור (פוטונים) בתחילת המאה ה־20 לא שינתה את הגישה, היות שהפוטון הוא חלקיק חסר מסה ולא היה מצופה ממנו להיות מושפע מכבידה.
בשנת 2020 התגלה חור שחור במרחק של כ־1,000 שנות אור מכדור הארץ, מה שהוביל מדענים למסקנה כי ייתכן שמדובר בתופעה נרחבת משהעריכו בעבר.
הסבר ניוטוני לתופעת החור השחור
לפי הפיזיקה הניוטונית יכולתו של גוף חסר כוח הנעה עצמית להשתחרר משדה הכבידה של אחר מותנית בכך שמהירותו תהיה גבוהה ממהירות המילוט.
מהירות המילוט היא פונקציה של המסה והרדיוס של הגוף ממנו מנסים להימלט ואינה תלויה במסתו של הגוף הנמלט:
כאשר היא מהירות המילוט; הוא מרחק הגוף הנמלט ממרכז הגרם השמימי; היא מסת הגרם השמימי; ו־ הוא קבוע הכבידה.
לפי הנחתו של ג'ון מישל, חור שחור הוא גוף שאינו מאפשר הימלטות של אור, כלומר מהירות המילוט ממנו גבוהה ממהירות האור ולכן האור לא יכול להימלט ממנו, לפיכך כאשר מהירות המילוט היא מהירות האור כאשר היא מהירות האור - מטר לשנייה, בחור שחור
כאשר הוא רדיוס שוורצשילד - הרדיוס המקסימלי לקיומו של חור שחור.
מן המשוואה ניתן להסיק שגוף יהפוך לחור שחור רק אם מסתו תהא גדולה מספיק ורדיוסו קטן מספיק על מנת לעמוד ברדיוס שוורצשילד.
הסבר מודרני לקיומם של חורים שחורים
בשנת 1915 פיתח אלברט איינשטיין את תורת היחסות הכללית.
עוד לפני כן הוא חזה שהכבידה משפיעה על מסלול האור.
מספר חודשים מאוחר יותר מצא קרל שוורצשילד, על מיטת חוליו, את הפתרונות הראשונים למשוואת השדה של איינשטיין, ושלח את מאמריו לאיינשטיין.
הפתרונות שלו תיארו את שדה הכבידה הנובע ממסה נקודתית ומכוכב כדורי, ותוך כדי כך הוא הראה שהגוף אותו מכנים כיום חור שחור אכן יכול להתקיים.
שוורצשילד עצמו, וגם איינשטיין ששלח את מאמריו לפרסום, לא האמינו בקיומם של חורים שחורים ביקום, והתייחסו לחור שחור כאל מושג "לא פיזיקלי".
על פי רדיוס שוורצשילד כוכב בעל מסה של השמש יצטרך להתכווץ לרדיוס של שלושה קילומטרים על מנת להפוך לחור שחור.
כיווץ שכזה אינו אפשרי כיוון שכוכבים, על פי הידוע בעת ההיא, מסיימים את חייהם כננסים לבנים, שהם גופים שאינם מגיעים לצפיפות כזאת (צפיפות ננס לבן היא בערך טון לסמ"ק, פי מיליון מצפיפותם של מים).
ב־1930, מצא סוברהמניאן צ'נדראסקאר כי תורת היחסות הפרטית מדגימה למעשה שגוף מעל מסה מסוימת, הנקראת כיום גבול צ'נדראסקאר, לא יסיים את חייו כננס לבן, אלא יקרוס לכוכב נייטרונים.
כך, כוכבים שמסתם לאחר הקריסה היא פי 1.44 ממסת השמש קורסים לכוכב נייטרונים - גוף שבו הפרוטונים מאוחים לאלקטרונים והופכים לנייטרונים.
צפיפות כוכב הנייטרונים היא בערך אלף טון למילימטר מעוקב.
לכוכב נייטרונים בעל מסה גדולה מפי 3 ממסת השמש יש רדיוס קטן מרדיוס שוורצשילד, ולכן הוא חור שחור.
מאחר שכוכבים מאבדים מסה במשך מחזור החיים שלהם, כוכב בעל מסה גדולה פי 30 מן השמש יסיים את חייו ככוכב נייטרונים בעל מסה גדולה פי 3 ממסת השמש, ויהפוך לחור שחור.
את טיעוניו של צ'נדראסקאר ניסה לסתור ארתור אדינגטון, המנחה שלו בלימודי הדוקטורט.
היום ידוע שצ'נדראסקאר צדק, ומוכר גם גבול נוסף (גבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף), שגוף בעל מסה גדולה ממנו יקרוס באופן מלא, ולא יהיה דבר שיעצור את הפיכתו לחור שחור.
את מנגנון הקריסה המלאה הבינו בשנת 1939 רוברט אופנהיימר והארטלנד סניידר.
תוצאה, שקמו לה מסתייגים רבים בזמנו, ועל אף שהיא התייחסה רק לכוכב שהוא כדור מושלם, הראתה לראשונה את מנגנון ההיווצרות של חורים שחורים.
עצמים שכאלה נקראו למשך תקופה מסוימת כוכבים שעברו קריסה כבידתית מלאה או כוכבים קפואים, מכיוון שצופה חיצוני לא יראה את המשך הקריסה מעבר לרדיוס שוורצשילד ולגביו הכוכב "יקפא" במצב זה.
עצמים אלו לא זכו להתעניינות משמעותית בפיזיקה התאורטית עד לשנות ה־60 המאוחרות.
העניין בכוכבים קורסים עלה שוב בשנת 1967 עם גילוים של הפולסרים, שאז עדיין לא ידעו כי אלו כוכבי נייטרונים, והיו השערות שונות באשר לזהותם.
ג'ון ארצ'יבלד וילר טבע בשנה זו את המונח "חור שחור", כאופציה לא מקובלת לזהותם של הפולסרים, והחל להשתמש בשם זה מבלי להסביר את כוונתו.
השם הקליט התפשט בקרב הפיזיקאים תוך זמן קצר ותורגם לרוב השפות.
אפילו בצרפתית וברוסית, בהן הייתה לביטוי זה משמעות אחרת קודם לכן, הצירוף מוכר כיום רק במשמעותו האסטרונומית.
ניתן גם להזכיר כי בינואר 1967, עת רווחו עדיין שמות אחרים לחורים שחורים, המונח כוכב שחור הופיע בפרק "מחר הוא אתמול" בעונה הראשונה של מסע בין כוכבים.
Cygnus X-1 הוא החור השחור הראשון שהתגלה ואומת ב־1973. ב־1971 נערך סקר של קרינת רנטגן בקבוצת כוכבים ברבור שם הופיע אזור הפולט קרינת רנטגן חזקה.
מהסתכלות על הכוכב HDE 226868 נתגלה שהוא משנה את צבעו כל 5.6 ימים, מאדום לכחול עקב אפקט דופלר, אך לא הובן מה הוא מקיף.
ההשערה הייתה שזה חור שחור.
לצורך כך היה צורך בחישוב מסתו, שבהתחלה חושבה לפי 3 לפחות ממסת השמש, אך רק כעבור 40 שנה התגלתה שהמסה היא פי 14–16 פעמים מסת השמש, והמרחק עומד על 6000 שנות אור.
המרחק הקצר בין הכוכב HDE 226868 לחור גורם לכך שהאחרון סופח ממנו חומר, היוצר דיסקת ספיחה, וכן שני סילונים ניצבים לדיסקה, המשגרים חומר לחלל במהירות הקרובה למהירות האור.
החומר הנופל לחור השחור מתחמם עד למיליון מעלות צלזיוס, מה שגורם לו לפלוט קרינת רנטגן.
קיימות שתי שאלות פתוחות מפורסמות בנוגע לחורים שחורים.
ידוע כי מאחורי כל אופק אירועים נמצאת סינגולריות כבידתית - נקודה (או טבעת שעובייה אפס) במרחב בה הצפיפות היא אינסופית, כיוון שהמסה מרוכזת בנקודה קוונטית אחת.
השאלה הראשונה היא שאלת נכונותה של השערת הצנזורה הקוסמית, שלפיה כל סינגולריות מוסתרת מאיתנו על ידי אופק אירועים.
השאלה השנייה קשורה למציאת פתרון לפרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שחורים שחורים "מתאדים", ובכך לכאורה מושמד עמם המידע הקוונטי של כל מה שספחו לתוכם - מה שסותר את חוקי הפיזיקה.
"שטח הפנים" של חור שחור נקרא "אופק אירועים".
זהו משטח דמיוני המקיף את המסה של החור השחור.
כל מה שנמצא בתוך אופק האירועים, ובכלל זה גם פוטונים, לא רק שאינו יכול להגיע לאופק האירועים אלא גם שכל מסלול שלו מסתיים בהכרח בסינגולריות שבלב החור השחור.
חלקיקים הנמצאים מחוץ לאזור זה יכולים ליפול פנימה ולחצות את אופק האירועים, אך לעולם לא יוכלו לחזור החוצה ויסיימו את דרכם במרכז החור השחור.
על פי תורת היחסות הכללית, אופק האירועים הוא אזור שבו המרחב־זמן נמתח עד אינסוף, כלומר ביחס לצופה מן החוץ תנועה באזור הזה היא איטית עד אינסוף, ולכן לא ניתן לעבור אותו לעולם (גם פנימה וגם החוצה).
בניסוח מתמטי, ביחס לקואורדינטות מרחב־זמן של צופה מן החוץ, המטריקה של המרחב נמתחת לאינסוף, וכל עצם (בפרט פוטון) סביב אופק האירועים נראה איטי ומוסח לאדום עד אינסוף.
מכיוון שאין חלקיקים היכולים לצאת מתוך חור שחור, אין דרך בה צופה מן החוץ יוכל לקבל מידע מחלקו הפנימי של החור השחור.
לחורים שחורים אין מאפיינים חיצוניים שבהם ניתן להשתמש כדי להעריך את תוכנם.
משפט האין־שיער קובע כי על פי תורת היחסות הכללית, מחוץ לאופק האירועים ניתן למדוד רק שלושה פרמטרים של חורים שחורים: מסה, תנע זוויתי ומטען חשמלי.
עצמים בשדה כבידה יחושו התארכות זמן.
תופעה זו נבדקה בניסויים בלוויינים ועל־פני כדור הארץ.
קרוב לחור שחור, התארכות הזמן היא משמעותית מאוד.
מנקודת ראותו של צופה נייח מן החוץ, נראה שנדרש לגוף זמן אינסופי כדי להגיע אל אופק האירועים, שממנו ואילך האור מוסח לאדום בצורה אינסופית.
לצופה מרחוק נדמה שהעצם, הנופל יותר ויותר לאט, מתקרב, אך לעולם לא מגיע לאופק האירועים (כלומר, לוקח לו זמן אינסופי כדי להגיע אליו).
מנקודת ראותו של הגוף הנופל עצמו, הזמן הנדרש כדי לחצות את אופק האירועים ולהגיע לסינגולריות יהיה סופי.
כשנמצאים במרחק גדול מהחור השחור, אין הבדל בין הכבידה שלו ובין זו של כוכב רגיל.
אילו היו מחליפים את השמש שלנו בחור שחור בעל מסה זהה, כדור הארץ היה ממשיך במסלולו ללא הפרעה.
את החורים השחורים ניתן לסווג לחמש קבוצות על־פי גודלם (מהקטן לגדול): חור שחור זעיר, חור שחור קדמון (שנוצר בתקופת המפץ הגדול), חור שחור כוכבי, וחור שחור על־מסיבי.
כיום ישנן ראיות אסטרונומיות לקיומם של חורים שחורים כוכביים ועל-מסיביים, ואילו השלושה האחרים (זעירים, קדמונים ובינוניים) עדיין היפותטיים.
למרות ראיות לקיומם של חורים שחורים, קיים מיעוט בקרב הפיזיקאים, שלא מסכימים כי חורים שחורים מסוג כלשהו אכן קיימים.
גודלו של חור שחור נחשב לגודל של אופק האירועים, מכיוון שלא ניתן לקבל מידע מאזורים הנמצאים בתוך האופק.
על פי פתרון פרטי במשוואת רדיוס שוורצשילד:
עבור עצם עם מסה הדומה לזו של כדור הארץ ( ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 9 מילימטרים.
עבור עצם עם מסה כמו של השמש ( ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 3 קילומטרים (הרדיוס הנוכחי של השמש הוא בערך 700,000 קילומטרים).
הצפיפות הממוצעת בתוך רדיוס שוורצשילד קטנה ככל שמסת החור השחור גדלה.
לחור שחור שמסתו שווה למסת כדור הארץ תהיה צפיפות של kg/m3, ואילו לחור שחור על־מסיבי עם מסה של מסות שמש תהיה צפיפות של בערך 20 kg/m3. ניתן לחשב את הצפיפות הממוצעת על־פי:
מכיוון שלכדור הארץ יש רדיוס ממוצע של 6371 קילומטרים, יהיה עליו להידחס פעמים כדי לקרוס ולהפוך לחור שחור.
בשנת 2022 פורסמה הערכה לכמות החורים השחורים בעלי מסת שמש.
ההערכה היא של 40 קווינטיליון חורים שחורים ביקום
במרכזו של אופק האירועים נמצאת "סינגולריות", שם צופה תורת היחסות הכללית את עיקומו האינסופי של המרחב.
המרחב־זמן בתוך אופק האירועים הוא יוצא דופן בכך שהסינגולריות היא העתיד האפשרי היחיד, כך שכל החלקיקים בתוך אופק האירועים חייבים לנוע לעברה.
במילים אחרות, עצם שנמצא פנימה לאופק האירועים - נגזר גורלו לא רק להישאר בתוך החור השחור, אלא אף להגיע אל הסינגולריות עצמה, שבה הזמן עבורו ייעצר.
הרחבות או חלופות עתידיות לתורת היחסות הכללית (ובמיוחד הכבידה קוונטית) יצטרכו להתמודד עם סוגיות כדוגמת השערת הצנזורה הקוסמית ולהגדיר את אשר מתרחש בסינגולריות ובסביבתה.
ישנם פיזיקאים שמפרשים את קיומה של סינגולריות מתמטית בתוך חור שחור כראייה לכך שהתאוריה הנוכחית אינה שלמה.
טעות נפוצה היא לחשוב שלא ניתן להמלט מחור שחור מאחר שמהירות ההימלטות ממנו גבוהה ממהירות האור.
למעשה עצם יכול להמלט מגוף שמימי גם אם מהירותו נמוכה ממהירות המילוט, אם יפעיל כוח רציף הגדול ממשיכת הגוף השמימי.
בתוך אופק האירועים של חור שחור הדבר בלתי אפשרי - משום שהמרחב והזמן מכופפים כך שכל מסלול אפשרי, בכל כיוון שהוא, מוליך לסינגולריות שבמרכז.
לשון אחרת, בתוך אופק האירועים בכל כיוון שנביט נראה דבר אחד ויחיד - את הסינגולריות.
בגלל אפקט התארכות הזמן, אסטרונאוט שנופל לעבר החור השחור ייראה בעיני צופה מרוחק כאילו הוא מאט את תנועתו, והסחה כבידתית לאדום תגרום לפנס שנמצא בידיו להראות אדום יותר בעיני אותו צופה מרוחק.
למעשה, צופה חיצוני לעולם לא יראה את האסטרונאוט חוצה את אופק האירועים, ובשלב מסוים לא ניתן יהיה להבדיל בין האור שעוזב את הפנס ובין קרינת הוקינג של החור השחור.
אולם, במערכת הייחוס שלו, יחצה האסטרונאוט את אופק האירועים ויגיע לסינגולריות בזמן סופי.
מרגע שחצה את אופק האירועים, בלתי אפשרי לצפות באסטרונאוט מן החוץ.
ככל שהוא יתקרב לסינגולריות, כך הפרשי הכבידה בין חלק גופו הקרוב לסינגולריות ובין חלק הגוף הרחוק יותר (כוחות גאות ושפל) יהפכו למוחשיים יותר, והוא יימתח ולבסוף ייקרע, בתהליך הידוע בשם ספגטיפיקציה.
בקרבת הסינגולריות, הפרשי הכוחות נעשים חזקים מספיק כדי שהגוף יתפרק לאטומים, ואחר־כך אפילו לחלקיקים יסודיים.
הנקודה בה הפרשי הכוחות הללו הופכים משמעותיים תלויה בגודלו של החור השחור.
בחורים שחורים על־מסיביים, אשר נמצאים במרכזי גלקסיות, נקודה זו נמצאת הרחק בתוך אופק האירועים, כך שהאסטרונאוט עשוי לחצות את אופק האירועים ללא פגע.
לעומת זאת, בחור שחור כוכבי, הפרשים אלו הופכים למשמעותיים עוד לפני ההגעה לאופק האירועים.
אופק האירועים של חור שחור שאינו מסתובב, הקרוי חור שחור מטיפוס שוורצשילד, הוא כדורי, והסינגולריות שלו נקודתית.
אם לחור השחור יש תנע זוויתי, הנרכש בדרך כלל מהכוכב המקורי ממנו נוצר החור השחור, אז הוא מתחיל "לסחוב" איתו את המרחב־זמן שנמצא סביב אופק האירועים.
חור שחור מסתובב נקרא חור שחור מטיפוס קר (Kerr).
האזור המסתובב שנמצא סביב אופק האירועים נקרא בשם ארגוספירה.
כיוון שהארגוספירה נמצאת מחוץ לאופק האירועים, עצמים יכולים לשרוד בה בלי ליפול לחור השחור, אולם תנועתו של המרחב־זמן בתוך הארגוספירה מונעת מעצמים המצויים בה להישאר במקום.
חללית שנכנסת לתוך הארגוספירה מבחוץ מסוגלת לצאת ממנה עם אנרגיה גדולה מהאנרגיה ההתחלתית שלה, בעזרת תהליך הקרוי .
בתהליך זה, החללית, בעודה נמצאת בארגוספירה, משליכה קפסולה אל עבר החור השחור, והיא עצמה בורחת אל מחוץ לארגוספירה.
אמנם מסת החור השחור גדלה, אבל האנרגיה הסיבובית שלו פוחתת ומכאן המקור לעודף האנרגיה של החללית.
הבדל נוסף בין חור שחור נייח לחור שחור מסתובב הוא צורת הסינגולריות.
בחור שחור מסתובב צורתה טבעת, לעומת נקודה בחור שחור נייח.
כמו כן, בחור שחור מסתובב, ניתן להגדיר שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים.
בתוך אופק האירועים הפנימי אין היפוך של זמן ומרחב, ועל־כן גוף שנמצא שם לא בהכרח יגיע לסינגולריות.
חור שחור טעון, הקרוי גם חור שחור מטיפוס רייסנר־נורדסטרום (Reissner-Nordström) מכיל שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים (בדומה לחור שחור מסתובב), אולם אין מסביבו ארגוספירה, והסינגולריות שלו נקודתית.
חורים שחורים שהם גם טעונים וגם מסתובבים קרויים חורים שחורים מטיפוס קר־ניומן (Kerr-Newman).
בשנת 1971 הוכיח סטיבן הוקינג שהשטח הכולל של אופק האירועים של כל חור שחור קלאסי (בלי לקחת בחשבון את תורת הקוונטים) לעולם לא יכול לקטון.
הדבר נשמע דומה למדי לחוק השני של התרמודינמיקה ומכיוון שכך, הציע יעקב בקנשטיין את האפשרות ולפיה האנטרופיה של החור השחור תלויה בשטח אופק האירועים.
בשנת 1974 מצא הוקינג שחישובי תורת השדות הקוונטית באזור של מרחב־זמן מעוקם מאוד, כלומר בקרבת חורים שחורים, צופים קרינת גוף שחור, הידועה כיום בשם קרינת הוקינג.
קרינה זו נפלטת מהאזור הסמוך לאופק האירועים והיא מובילה להפחתת מסת החור השחור.
הניתוח של חור שחור כגוף בעל טמפרטורה הפולט קרינה אפשר לו לחשב את האנטרופיה ולמצוא את היחס בינה ובין שטח אופק האירועים, ובכך הוא חיזק את השערתו של בקנשטיין.
מאוחר יותר, נתגלה כי חורים שחורים הם בעלי אנטרופיה מקסימלית, כלומר האנטרופיה המקסימלית לאזור בחלל היא האנטרופיה של החור השחור הגדול ביותר שהוא יכול להכיל.
קביעה זו הובילה להצעת העיקרון ההולוגרפי.
קרינת הוקינג מורכבת משלל החלקיקים היסודיים, ומשום שהיא מכילה גם פוטונים, ניתן להסיק כי חורים שחורים אינם שחורים לחלוטין.
מעבר לכך, התופעה מראה שהמסה של החור השחור קטנה ככל שעובר הזמן.
על אף שתופעות אלו הן זניחות בעצמים בקנה מידה אסטרונומי, הן נעשות משמעותיות עבור חורים שחורים זעירים, מפני שטמפרטורת החור השחור (טמפרטורת הוקינג) גדולה יותר ככל שמסת החור השחור קטנה יותר.
חורים שחורים זעירים צפויים "להתאדות", ולבסוף להיעלם בפרץ של אנרגיה.
מכיוון שכך, כל חור שחור שאינו מגדיל את מסתו צפוי להיעלם תוך זמן סופי.
בהקשר זה ראוי להזכיר גם את פרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שקרינת הוקינג הנוצרת על יד אופק האירועים, אינה מכילה מידע על תוכנו של החור השחור, ככל הנראה.
כוכבים צפויים לעבור קריסה כבידתית לאחר שאוזל מלאי הדלק הגרעיני שלהם והם מפסיקים להפיק אנרגיה באמצעות היתוך גרעיני.
במהלך הקריסה, הכוכב משיל מעליו את המעטפת החיצונית, שהופכת במקרים רבים לערפילית פלנטרית, והגלעין שלו הופך לגוף קטן ודחוס.
כוכב שמסתו המקורית קטנה מ־8 מסות שמש צפוי להפוך לננס לבן, ולאחר השלת המעטפת החיצונית, מסתו לא תעלה על גבול צ'נדראסקאר, שגודלו 1.44 מסות שמש.
כוכב מסיבי יותר, בעל מסה גדולה מ־8 מסות שמש וקטנה מ־20 מסות שמש יקרוס לכוכב נייטרונים תוך כדי פיצוץ סופרנובה.
מסתו הסופית תהיה קטנה מגבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף, שגודלו כ־3 מסות שמש.
לעומת זאת, כוכב מסיבי מאוד, בעל מסה של 20 מסות שמש ומעלה, יקרוס בסוף חייו באירוע סופרנובה לחור שחור.
גם קריסה זו תתרחש תוך כדי השלת המעטפת החיצונית ויצירת ערפילית פלנטרית.
מסתו הסופית של חור שחור כזה, הקרוי חור שחור כוכבי, צפויה להיות גדולה מ־3 מסות שמש.
באופן מעשי, הוא הופך לחור שחור רק כאשר המסה שלו מתרכזת בתוך כדור שרדיוסו קטן מרדיוס שוורצשילד המתאים לה, והדבר צפוי להתרחש במהלך הקריסה.
במילים אחרות, החור השחור נוצר יחד עם היווצרות אופק אירועים סביבו.
מרגע זה, אור שעוזב את פני הכוכב לא יכול לצאת מחוץ לאופק האירועים.
משפט מתמטי קובע שפנימה לאופק האירועים החומר חייב, בסופו של התהליך, להתרכז בנקודה אחת, וליצור סינגולריות.
קריסה שכזו צפויה ליצור רק חורים שחורים שמסתם 3 מסות שמש או יותר.
חורים שחורים הקטנים מגבול זה יכולים להיווצר רק באזור בעל צפיפות חומר גבוהה מאוד.
כיום, תנאים כאלה קרוב לוודאי לא קיימים, אבל ייתכן שהתנאים ביקום הצעיר מאוד, רגעים ספורים לאחר המפץ הגדול, איפשרו את היווצרותם של חורים שחורים קטנים.
חורים שחורים היפותטיים אלו מכונים חורים שחורים קדמונים.
התהליך שמתאר היווצרות של חורים שחורים על־מסיביים אינו ברור די צרכו.
על פי אחת ההשערות חורים שחורים אלו, שמסתם גדולה פי מיליונים עד מיליארדים ממסת השמש, נוצרו תוך כדי קריסה כבידתית של כוכבי ענק היפותטיים קדומים.
אפשרויות אחרות הן קריסה של חומר רב שנמצא באזור קטן יחסית, נפילת כמויות גדולות של חומר לתוך חור שחור קיים, או התמזגות של חורים שחורים קיימים.
כיום, חורים שחורים אלו, שמצויים במרכזי הגלקסיות המהווים אזור צפוף בדרך כלל, מספחים אליהם באופן קבוע חומר שנמצא שם.
תהליך נוסף שמתרחש הוא מיזוג חורים שחורים, תהליך שאומת ב־2016 בעזרת LIGO וזיכה את המדענים בפרס נובל לפיזיקה ב-2020.
לא ניתן לצפות בחורים שחורים בעזרת פליטת אור ישירה כמו מכוכבים, משום שעוצמתה של קרינת הוקינג חלשה מכדי להתגלות עבור חורים שחורים כוכביים.
אולם, ניתן לגלות אותם בעזרת בחינת תופעות הנובעות מנוכחותם, כגון עידוש כבידתי או כוכבים החגים סביב אזור בו אין חומר נראה.
בנוסף, דיסקת ספיחה סביב החור השחור יכולה להגיע לטמפרטורות גבוהות למדי, כך שכן ניתן לאתר את הפליטה ממנה.
במערכת כוכבים זוגית שאחד ממרכיביה הוא חור שחור, ייתכן כי חומר מבן־הזוג יילכד בשדה הכבידה של החור השחור, ינוע לעברו, וייאסף בדיסקת ספיחה (Accretion disc) לוהטת המסתחררת במהירות אדירה סביב החור השחור.
התנגשויות בין אטומי הגז בדיסקת הספיחה גורמות לו לאבד אנרגיה ולנוע במסלול לולייני אל עבר החור השחור עצמו.
תוך כדי כך מתלהט הגז לטמפרטורות של מיליוני מעלות וכתוצאה מכך, הוא מקרין קרינת רנטגן .
התחממות זו היא יעילה מאוד, ויכולה להפוך עד מספר אחוזים מהמסה של הגז לקרינה, בתהליך יעיל הרבה יותר מאשר היתוך גרעיני, למשל.
תופעה נוספת הצפויה להתרחש, היא היווצרות שני סילוני חלקיקים במהירויות קרובות למהירות האור הנפלטים בכיוון הניצב לדיסקת הספיחה.
למעשה, דסקות ספיחה, סילוני חלקיקים ועצמים מסתובבים ניתן למצוא לא רק בקרבת חורים שחורים אלא גם סביב עצמים אחרים, כוכבי נייטרונים למשל.
הדינמיקה של גופים אלו בקרבת עצמים שאינם חורים שחורים יכולה להיות זהה לזו שבקרבת חורים שחורים.
הערכה של מסת הגוף הדחוס וצפיפותו יכולה להכריע אם מדובר בחור שחור או בעצם קומפקטי אחר.
אם יש ראיות לכך שמסה מסוימת מרוכזת בתוך אזור המוגבל על ידי רדיוס שוורצשילד המתאים למסה זו, אז על־פי תורת היחסות הכללית לפנינו חור שחור.
גילוי חורים שחורים בגדלים שונים
כיום, קיימת כמות גדולה של עדויות לכך שחורים שחורים אכן קיימים, בשני טווחים עיקריים:
חור שחור כוכבי - בעל מסה של כוכב מהסדרה הראשית, וליתר דיוק: 3 עד עשרות מסות שמש.
חור שחור על־מסיבי - נמצאים במרכזי גלקסיות, ומסתם שווה ל־0.1% ממסת החלק הכדורי של הגלקסיה.
מסתם של אלה מגיעה לסדר גודל של 1010 מסות שמש.
בנוסף, קיימות מספר טענות לקיומם של חורים שחורים בינוניים (IMBH), שלהם מסה של כמה מאות מסות שמש, אם כי עדיין לא ידוע בוודאות על חור שחור כזה.
חורים שחורים אלה עשויים להיות שלב מוקדם בהיווצרות חורים שחורים על מסיביים.
חורים שחורים כוכביים מאותרים בדרך כלל כאשר סביב גופים בלתי נראים בעלי מסה גדולה מ־3 מסות שמש נמצאת דיסקת ספיחה הפולטת קרינת רנטגן בקצב משתנה.
חורים שחורים כוכביים בודדים, שלא כחלק ממערכת כוכבים כפולה, יכולים להתגלות על ידי אפקט העידוש הכבידתי שרואים כאשר הם נמצאים בקו אחד עם כדור הארץ ועם כוכב מרוחק, המצוי מאחוריהם יחסית לכדור הארץ.
ההשערה בדבר קיומם של חורים שחורים על־מסיביים הופיעה לראשונה עם גילוי קוואזרים וגלקסיות אקטיביות בשנות ה־60 של המאה ה־20. המרת מסה לאנרגיה בעקבות התנגשויות בדיסקת הספיחה של חור שחור היא ככל הנראה ההסבר לכמויות האנרגיה העצומות הנוצרות בעצמים כאלו.
כיום מקובל לראות בקוואזרים חורים שחורים על־מסיביים שנמצאים במרכזן של גלקסיות רחוקות.
עצמת הקרינה מקוואזר יכולה להיות חזקה יותר מעצמת הקרינה של הגלקסיה שמקיפה אותו.
מקובל כיום להניח, בעקבות תצפיות רבות, שחורים שחורים על־מסיביים נמצאים במרכזיהן של כל הגלקסיות, או לפחות ברובן.
חורים שחורים קדמונים הם חורים שחורים היפותטיים בעלי מסה של מספר טונות, שייתכן כי נוצרו זמן קצר לאחר המפץ הגדול, כאשר צפיפות המסה ביקום הייתה גדולה.
בגיל הנוכחי של היקום הם צפויים לסיים את חייהם כתוצאה מקרינת הוקינג שהקטינה את מסתם במשך מיליארדי שנה.
חורים שחורים זעירים הם חורים שחורים היפותטיים בעלי גודל תת־פרוטוני, שעל פי התאוריה הדנה בממדי מרחב נוספים יכולים להיווצר במאיצי חלקיקים
משוער שחורים שחורים אלו נוצרים באופן ספונטני גם בתהליכים טבעיים, אך לא נמצאו עדויות לקיומם.
בגלקסיה SAGE0536AGN התגלה חור שחור גדול במיוחד שהמדע לא יכול להסביר את גודלו.
ב־10 באפריל 2019 הודיעה קבוצת מדענים.
בהם קייטי באומן, כי הצליחה לייצר תמונה של החור השחור שבגלקסיה M87, באמצעות שימוש בטלסקופים הפזורים במספר מקומות על פני כדור הארץ ותזמון ביניהם באמצעות שעון אטומי.
Sagittarius A - מרכז גלקסיית שביל החלב
מדענים ערכו תצפיות על תנועת כוכבים סביב מרכז גלקסיית שביל החלב, שמהווה מקור של קרינת רדיו וקרינת רנטגן, הקרוי *Sgr A, והתמקדו בקבוצה של 28 כוכבים.
כאשר נעזרו ברדיו-טלסקופ בתחום גלי המיקרו המסוגל לצפות דרך האבק הבין־כוכבי, גילו כי הכוכבים האלו מקיפים עצם בלתי נראה.
על פי חישובים שערכו, הכוכבים, שאחד מהם הספיק לסיים הקפה מלאה, מקיפים עצם דחוס במרכז הגלקסיה.
על פי הערכה זו, מסתו קרובה ל־4 מיליון מסות השמש, והוא מהווה דוגמה לחור שחור על־מסיבי.
תמונה של החור השחור פורסמה לראשונה ב־12 במאי 2022.
חורים שחורים נפוצים במדע בדיוני בתפקיד חור תולעת המוליך את הנכנס למקום אחר או יקום אחר.
רעיון זה מתעלם, אולי בשל בורות, מכך שכל עצם בגודל שאינו אפסי מושמד בספגטיפיקציה עם היבלעותו בליבת החור השחור.
רק עצם שגודלו לכל היותר אפס (על פי יחסות כללית) או אורך פלאנק או (על פי רעיונות המבוססים במכניקת הקוונטים) נבלע בליבה.
רעיון של חורים שחורים שמעוותים את הזמן והמרחב סביבם מופיע לעיתים בספרי וסרטי מדע בדיוני.
לדוגמה, בספר המדע הבדיוני של רוג'ר זילאזני "" (Creatures of Light and Darkness) מופיעה דמות המכילה בתוכה חור שחור.
הסרט בין כוכבים מכיל סימולציית מחשב המדמה (בצורה דמיונית) חור שחור.
בנוסף, הסרט מתמקד בעיוות זמן.
חור לבן הוא אובייקט קוסמי היפותטי באסטרופיזיקה וקוסמולוגיה, המהווה את ההיפוך המדויק בזמן של חור שחור.
בעוד שחור שחור פועל כ"בולע" אולטימטיבי של חומר ואור שממנו דבר אינו יכול להימלט, חור לבן הוא אזור במרחב-זמן הפולט חומר ואנרגיה באופן רציף או מיידי, כאשר חדירה אליו מבחוץ נחשבת לבלתי אפשרית מבחינה פיזיקלית.
על פי תורת היחסות הכללית, חורים לבנים מופיעים כפתרונות מתמטיים לגיטימיים של משוואות השדה של איינשטיין, בפרט במסגרת ההרחבה המקסימלית של מטריקת שוורצשילד (דרך קואורדינטות קרוסקל-סקרש).
למרות קיומם התאורטי, עד כה לא זוהה בוודאות אף עצם אסטרונומי כחור לבן, והקהילה המדעית חלוקה בשאלה האם אובייקטים אלו יכולים להתקיים בטבע או שהם תוצרי לוואי מתמטיים בלבד.
המושג התאורטי של חורים לבנים צמח מתוך הפיתוח המתמטי של פיזיקת החורים השחורים.
בעוד שחורים שחורים זכו לביסוס תצפיתי נרחב דרך מערכות כפולות וזיהוי חורים שחורים על-מסיביים במרכזי גלקסיות, החורים הלבנים נותרו במישור התאורטי.
בשנת 1965, הפיזיקאים איגור נוביקוב ויובל נאמן הציעו באופן בלתי תלוי כי חורים לבנים עשויים להיות "ליבות מאחרות" (Lagging cores), כלומר חלקים של ההמפץ הגדול הראשוני שקצב התפשטותם התעכב במיליארדי שנים.
בתחילה, הם הוצעו כהסבר אפשרי לאובייקטים הבהירים ביותר ביקום, כגון קוואזרים וגרעינים גלקטיים פעילים, בשל האנרגיה העצומה שהם פולטים.
עם זאת, בשנות ה-70 של המאה ה-20, מחקרים הראו כי חורים לבנים הפולטים חומר באופן רציף הם אינם יציבים.
הפיזיקאי דאגלס ארדלי (Eardley) הוכיח כי חומר המצטבר סמוך לאופק האירועים של חור לבן יוצר עקב כבידתו הסחה לכחול אינסופית (blue sheet) של אנרגיה מרוכזת, מה שמוביל לקריסה מהירה של החור הלבן והפיכתו לחור שחור.
תופעה זו כונתה "מותם של החורים הלבנים".
המבנה המתמטי של חור לבן
מבחינה גאומטרית, חור לבן מתואר כהיפוך זמן של חור שחור.
אם נתבונן בקואורדינטות קרוסקל-סקרש הממפות את המרחב-זמן סביב מסה נקודתית, נמצא ארבעה אזורים נפרדים:
האזור החיצוני הסטנדרטי (היקום שלנו).
פנים החור השחור (אזור שממנו אי אפשר לצאת).
יקום מקביל (אזור המחובר דרך גשר איינשטיין-רוזן).
פנים החור הלבן (אזור שאי אפשר להיכנס אליו).
בחור לבן, הסינגולריות נמצאת בעבר של כל חלקיק הנפלט ממנו, בניגוד לחור שחור שבו הסינגולריות (או הרינגולריות) נמצאת בעתיד של כל חלקיק שנכנס אליו.
האופק של חור לבן נקרא "אופק אירועים בעבר".
תחיית החורים הלבנים: "מפצים קטנים" וכוכבי פלאנק
בעשור השני של המאה ה-21, החל עניין מחודש בחורים לבנים, הפעם לא כאובייקטים סטטיים אלא כאירועים קוונטיים חולפים.
מודל "המפץ הקטן" (Small Bang)
אלון רטר ושלמה הלר הציעו כי חורים לבנים אינם פולטים חומר באופן מתמשך (מה שגורם לאי-יציבות), אלא מופיעים כהתפרצות ספונטנית וחד-פעמית של חומר ואנרגיה, בדומה למפץ הגדול אך בקנה מידה קטן בהרבה.
הם כינו אירוע זה בשם "Small Bang".
על פי גישה זו, החור הלבן מופיע בנקודה חסרת קואורדינטות מוגדרות מראש במרחב-זמן, פולט את כל מסתו בבת אחת, ונעלם.
הפיזיקאים קרלו רובלי ופרנצ'סקה וידוטו הציעו כי חורים שחורים עשויים לעבור מנהור קוונטי ולהפוך לחורים לבנים בתום חייהם.
על פי מודל זה, כאשר כוכב קורס, הוא אינו מגיע לסינגולריות בעלת צפיפות אינסופית.
במקום זאת, כאשר צפיפות האנרגיה מגיעה לצפיפות פלאנק, נוצר לחץ קוונטי הדוחף את החומר החוצה (החזר – Bounce).
עקב ההתרחבות הזמנית העצומה (gravitational time dilation) סביב חור שחור, התהליך שנמשך זמן קצר מאוד עבור החומר הקורס, נראה לצופה חיצוני כמיליארדי שנים.
לפיכך, חור שחור הוא למעשה "כוכב קופץ" (bouncing star) הנראה בהילוך איטי מאוד, שבסופו הוא יתפוצץ כחור לבן.
הקושי המרכזי בזיהוי חורים לבנים הוא העובדה שהם אינם קיימים לאורך זמן כפי שחורים שחורים קיימים.
ניתן לזהותם רק סביב רגע פליטת האנרגיה.
רטר והלר הציעו לזהות את האירוע האסטרונומי GRB 060614 כחור לבן.
התפרצות זו, שנצפתה בשנת 2006, הייתה חריגה מאוד: היא נמשכה 102 שניות (בדומה להתפרצויות ארוכות המקושרות לסופרנובה), אך לא הראתה שום סימן לפליטת סופרנובה למרות מרחקה הקרוב יחסית לכדור הארץ.
חור לבן עשוי להוות הסבר טבעי להתפרצות אנרגטית עצומה במרחב ריק שאינה קשורה למוות של כוכב מסיבי.
הצעה נוספת מקשרת בין חורים לבנים קטנים (שמקורם בחורים שחורים ראשוניים מימי היקום הקדום) לבין התפרצויות רדיו מהירות (Fast Radio Bursts).
אותות אלו נמשכים מילי-שניות בודדות ונושאים אנרגיה רבה.
אורך הגל הנצפה של FRBs תואם במידה מסוימת את התחזיות התאורטיות לרדיוס שוורצשילד של חורים שחורים קטנים המתפוצצים כחורים לבנים בימינו.
חורים לבנים מהווים מוקד למחקר בתחום של התנגשויות חלקיקים באנרגיות גבוהות מאוד.
זסלבסקי חקר את האפשרות של הפקת אנרגיה בלתי מוגבלת מהתנגשויות חלקיקים סמוך לאופק של חור לבן טעון או מסתובב.
נמצא כי בעוד שבחורים שחורים קיימות מגבלות מסוימות על פליטת האנרגיה לאינסוף, חורים לבנים יכולים תאורטית לשמש כמאיצי חלקיקים טבעיים המייצרים חלקיקים באנרגיות עצומות ("סופר-פנרוז"), אשר יכולים להיפלט ליקום שלנו או ליקומים מקבילים.
קשר לתאוריה מאוחדת גדולה (GUT)
ישנן תיאוריות המציעות כי קריסה של כוכבי ענק לחור שחור (ובסופו של דבר הפיכה לחור לבן) עוברת דרך סקאלות האנרגיה של GUT.
בתהליך זה, חומר (באריון) עשוי להתפרק לחלקיקים יסודיים יותר, מה שמאפשר המרה של כמעט 100% מהמסה לאנרגיה טהורה, תופעה המאפיינת חורים לבנים.
היבטים קוסמולוגיים: היקום כחור לבן
אחת ההשערות המרתקות היא שהיקום כולו הוא למעשה פנים של חור לבן.
המפץ הגדול כחור לבן: המפץ הגדול מתאים להגדרה של חור לבן בכך שהוא התפרצות של חומר וקרינה מתוך סינגולריות בעבר, שאינה ניתנת לחדירה מבחוץ.
אינפלציה קוסמית: מודלים המשתמשים בקואורדינטות איזוטרופיות (גשר איינשטיין-רוזן) מראים כי צופה בתוך האזור הפנימי של חור כזה יחווה התפשטות מואצת הדומה לאינפלציה קוסמית.
במובן זה, היקום שלנו עשוי להיות אזור פנימי של חור שחור שנוצר ביקום "אם" אחר, ומופיע עבורנו כחור לבן מתפשט.
בעיית איבוד המידע בחורים שחורים (פרדוקס השמדת המידע) היא אחת השאלות הפתוחות הגדולות בפיזיקה.
מודל המעבר מחור שחור לחור לבן מציע פתרון אפשרי: המידע שנפל לחור השחור אינו נעלם לנצח בסינגולריות, אלא נשמר בתוך "כוכב פלאנק" ומשתחרר בחזרה ליקום כאשר החור השחור הופך לחור לבן.
בדרך זו, התהליך כולו הוא יוניטרי (משמר מידע), ואין צורך בתיאוריות שנויות במחלוקת כמו "חומות אש" (firewalls) באופק האירועים.
בתנ"ך, חוּר הוא בן שבט יהודה, המוזכר בין מנהיגי העם לאחר היציאה ממצרים.
חור מוזכר בשני הקשרים בספר שמות.
הוא מוזכר כמי שביחד עם אהרן תמך בידיו של משה במלחמת עמלק וכן כמי שהושאר על ידי משה ביחד עם אהרן בהנהגת העם, בעת עליית משה להר סיני: "והנה אהרן וחור עמכם מי בעל דברים יגש עליהם".
מקובל לזהות את חור זה עם חור המוזכר במלחמת עמלק, ובהתאם לכך חור היה בנם של כלב בן חצרון ואפרת, וסבו של בצלאל בן אורי, בונה המשכן.
חור מופיע עוד פעמיים בתחילת ספר דברי הימים.
המדרש מזהה את כלב בן חצרון עם כלב בן יפונה ואת אפרת עם מרים הנביאה, ובהתאם חור היה בנם של מרים הנביאה וכלב בן יפונה.
מדרש זה מובא על ידי פירוש רש"י לתורה.
לפי יוסף בן מתתיהו, חור היה בעלה של מרים, אחות משה.
חור לא מוזכר בחטא העגל למרות שהוא מוזכר עם אהרן בעת שמשה עולה להר סיני.
לפי המדרש חור נהרג כאשר סירב להכין לעם את עגל הזהב.
לעומת זאת, היו שטענו שחור דווקא היה בראשי החוטאים של חטא העגל, ובעקבות זאת שמו נמחק מהתורה, בהתאם לפסוק: "מי אשר חטא לי אמחנו מספרי".
חור שחור זעיר הוא עצם היפותטי בעל נפח תת-פרוטוני.
תאוריה פיזיקלית של ממדים נוספים צופה את האפשרות שחורים שחורים אלו ייווצרו במאיצי חלקיקים, דוגמת מאיץ LHC.
ייתכן כי חורים שחורים זעירים נוצרים כל העת באטמוספירה, כתוצאה מפגיעתן של קרניים קוסמיות, מבלי שהתגלו עד כה.
תאוריה של ממדים נוספים גדולים
כוח הכבידה חלש מכוחות היסוד האחרים ב-30 עד 40 סדרי גודל.
בניסיון להסביר הבדל זה, אשר מכונה בעיית ההיררכיה, הוצעה תאוריה מקורית בשנת 1998, המוכרת גם בתור מודל ADD על-שם מחבריה.
על-פי מודל זה, קיימים ממדי מרחב נוספים מלבד שלושת הממדים המוכרים מחיי היום-יום.
הממדים הנוספים הם קומפקטיים וגודלם יכול להגיע עד לסדר-גודל של עשירית מילימטר, ועל-כן הם קרויים גם ממדים נוספים גדולים, כדי להבדילם מממדים נוספים קטנים הרבה יותר במודלים אחרים.
במודל ADD הכוח היחיד שמושפע מקיומם של הממדים הנוספים הוא כוח הכבידה, כלומר רק גרביטונים יכולים לנוע דרך הממדים הנוספים.
ממדים נוספים אלו מאפשרים כבידה חזקה בטווחים קצרים, אשר נחלשת בצורה משמעותית עבור טווחים גדולים מגודלם של הממדים הנוספים.
למעשה, מודל ADD צופה סטייה מחוק הכבידה של ניוטון: , עבור: , כאשר הוא הטווח בו נמדד כוח הכבידה, ו- הוא הגודל המקסימלי של הממדים הנוספים.
על-פי מדידות שנועדו לאשש את חוק הכבידה של ניוטון בטווחים קצרים, החסם העליון, נכון להיום (2006), לממדים נוספים על-פי מודל ADD, הוא 0.15 מילימטר.
דרך נוספת להבין את השפעת הממדים הנוספים במודל ADD, היא בעזרת גודל הקרוי מסת פלאנק.
אם נסמן את מסת פלאנק בעולם ארבע-ממדי בתור , אזי בעולם ממדי, שבו גודלם של הממדים הנוספים הוא , מסת פלאנק תהיה מסדר גודל של:
אם הממדים הנוספים גדולים מספיק, אז ייתכן מצב שבו מסת פלאנק החדשה () קטנה באופן משמעותי ממסת פלאנק המקורית (), וגודלה יכול להיות קטן עד כדי .
מסת פלאנק קובעת את סדר הגודל למסה המינימלית של חור שחור, ומכאן נובע שמודל ADD מאפשר את יצירתם של חורים שחורים זעירים במאיצי חלקיקים עתידיים.
רדיוס שוורצשילד של חורים שחורים זעירים אלו יהיה מסדר גודל של , כלומר מהרדיוס האופייני של פרוטון.
שני תנאים צריכים להתקיים על מנת שחורים שחורים ייווצרו במאיצי חלקיקים או בעת פגיעת קרניים קוסמיות באטמוספירה:
האנרגיה הזמינה בהתנגשות צריכה להיות גדולה מאנרגיית פלאנק החדשה שמוגדרת בתור: .
פרמטר הפגיעה (impact parameter), שמאפיין את המרחק המינימלי בין הגופים המתנגשים, צריך להיות קטן מרדיוס שוורצשילד של החור השחור.
מאיץ LHC שהחל את פעולתו בשנת 2008 הוא המועמד הראשון לייצר חורים שחורים זעירים על-פני כדור הארץ.
אם סדר הגודל של מסת פלאנק החדשה הוא אכן , אזי חורים שחורים זעירים ייווצרו בניסוי זה, וקצב יצירתם יכול להגיע עד כדי חור שחור זעיר אחד בשנייה.
משפט האין-שיער קובע שאם המרחב-זמן יציב, אז החור השחור יאופיין על ידי מסה, תנע זוויתי ומטען חשמלי בלבד.
בעת היווצרותו, החור השחור עדיין לא נמצא במרחב-זמן יציב והוא עובר שלב "התקרחות" מהיר, שבו הוא מאבד את המידע העודף (לגבי סוגיית המידע המצוי בחור שחור ראו: פרדוקס המידע).
חלק מהקרינה בשלב ההתקרחות אמורה להתבטא בצורת גרביטונים שנפלטים הן לממדים הרגילים הן לממדים הנוספים.
לאחר שלב הדעיכה הראשון נותר חור שחור טעון ומסתובב, שמתחיל לאבד מסה באמצעות קרינת הוקינג (שלב קרינת הוקינג).
חור שחור כזה מאופיין על ידי טמפרטורת הוקינג גבוהה, שנתונה בנוסחה הבאה:
כאשר הוא מספר הממדים הנוספים, הוא רדיוס שוורצשילד, הוא קבוע פלאנק המצומצם, היא מהירות האור ו- הוא קבוע בולצמן.
הטמפרטורה האופיינית של חור שחור זעיר היא מסדר גודל של .
קרינת הוקינג הנפלטת מחור שחור היא בעצם קרינת גוף שחור, והחור השחור הזעיר צפוי לפלוט את כל החלקיקים האלמנטריים בהסתברות שווה (פליטה "דמוקרטית").
האנרגיה של החלקיקים הנפלטים תהיה גבוהה עקב הטמפרטורה הגבוהה של החור השחור הזעיר.
השלב האחרון בחיי החור השחור הזעיר, הקרוי גם שלב פלאנק, מובן פחות מהשלבים הקודמים, משום שתיאור מדויק שלו דורש תאוריה של כבידה קוונטית.
שלב זה יחל כאשר מסת החור השחור תקטן עד כדי מסת פלאנק, ובסיומו החור השחור הזעיר "יתאדה" לחלוטין וייעלם.
אורך החיים הכולל של חור שחור זעיר צפוי להיות כ-.
אורך החיים של החור השחור הזעיר קצר מכדי לגלות אותו באופן ישיר בגלאי חלקיקים.
הגילוי שלו אפשרי באופן עקיף על ידי מדידת תוצרי ההתפרקות שלו.
אירועים שבהם נוצר חור שחור זעיר במאיץ חלקיקים יכילו מספר מאפיינים בולטים:
כמות גדולה של חלקיקים אנרגטיים שמקורם בדעיכת החור השחור הזעיר.
האופי ה"דמוקרטי" של הדעיכה יוביל להופעת כל סוגי החלקיקים האלמנטריים בהסתברות שווה.
מסת החור השחור הזעיר, אשר ניתנת לשחזור ממדידת תוצרי ההתפרקות שלו, צפויה להיות גבוהה.
ההסתברות ליצירת החור השחור הזעיר תעלה עם עלייה באנרגיה הזמינה בהתנגשות.
מאפיינים אלו ייחודיים לאירועי חור שחור זעיר, ועל כן המשימה לגלות אותם בניסויי מאיצי חלקיקים, אם הם אכן ייווצרו בניסויים אלו, צפויה להיות פשוטה יחסית.