кінга. Спрощено кажучи, гравітаційне поле поляризує вакуум, в результаті чого можливе утворення не тільки віртуальний, але й реальних пар частка-античастинка. Одна з частинок, яка виявилася трохи нижче горизонту подій, падає всередину чорної діри, а інша, яка виявилася трохи вище горизонту, відлітає, несучи енергію (тобто частина маси) чорної діри.
Швидкість випаровування чорної діри тим більше, чим менше її розміри. Випаровуванням чорних дір зоряних (і тим більше галактичних) масштабів можна знехтувати, однак для первинних і особливо для квантових чорних дір процеси випаровування стають центральними.
При цьому інтенсивність випаровування наростає лавиноподібно, і заключний етап еволюції носить характер вибуху, наприклад, чорна діра масою 1000 тонн випарується за час порядку 84 секунди, виділивши енергію, що дорівнює вибуху приблизно десяти мільйонів атомних бомб середньої потужності.
Водночас, великі чорні діри, температура яких нижче температури реліктового випромінювання Всесвіту (2,7 К), на сучасному етапі розвитку Всесвіту можуть тільки зростати, так як испускаемое ними випромінювання має меншу енергію, ніж поглинається. Даний процес триватиме доти, поки фотонний газ реліктового випромінювання не охолоне в результаті розширення Всесвіту.
Без квантової теорії гравітації неможливо описати заключний етап випаровування, коли чорні діри стають мікроскопічними (квантовими). ??
4.1 Чорні діри зоряних мас
Чорні діри зоряних мас утворюються як кінцевий етап життя зірки, після повного вигоряння термоядерного палива та припинення реакції зірка теоретично повинна почати остигати, що призведе до зменшення внутрішнього тиску і стисненню зірки під дією гравітації. Стиснення може зупинитися на певному етапі, а може перейти в стрімкий гравітаційний колапс. Залежно від маси зірки і обертального моменту можливі наступні кінцеві стани:
А) ЗГАСЛИХ дуже щільна зірка, що складається в основному, залежно від маси, з гелію, вуглецю, кисню, неону, магнію, кремнію або заліза (основні елементи перераховані в порядку зростання маси залишку зірки). Такі залишки називають білими карликами, маса їх обмежується зверху межею Чандрасекара.
Б) Нейтронназірка, маса якої обмежена межею Оппенгеймера - Волкова.
В) Чорна діра.
У міру збільшення маси залишку зірки відбувається рух рівноважної конфі?? Урацил вниз по викладеній послідовності. Обертальний момент збільшує граничні маси на кожному ступені, але не якісно, ??а кількісно (максимум в 2-3 рази).
Умови (головним чином, маса), при яких кінцевим станом еволюції зірки є чорна діра, вивчені недостатньо добре, так як для цього необхідно знати поведінку і стану речовини при надзвичайно високих щільності, недоступних експериментальному вивченню. Додаткові труднощі становить моделювання зірок на пізніх етапах їх еволюції через складність виникає хімічного складу і різкого зменшення характерного часу протікання процесів.
Досить згадати, що одні з найбільших космічних катастроф, спалахи наднових, виникають саме на цих етапах еволюції зірок. Різні моделі дають нижню оцінку маси чорної діри, получающейся в результаті гравітаційного колапсу, від 2,5 до 5,6 мас Сонця. Радіус чорної діри п...
