عرض مصدر ثقب أسود

{{بطاقة عامة}}
[[ملف:Black hole - Messier 87.jpg|بديل=الثقب الأسود الفائق "Powehi" داخل نواة المجرة الإهليلجية العملاقة أو السديم مسييه 78 التابع لكوكبة الجبار، تعود هذه الصورة لشبكة تلسكوب «ايفينت هوريزون»، وتظهر بقعة مظلمة أمام حلقة تضيء بشكل خافت، وعرضت لأول مرة خلال ستة مؤتمرات صحفية متزامنة تم إصداره في العاشر من أبريل لعام 2019|تصغير|300x300بك|[[ثقب أسود فائق|الثقب الأسود الفائق]] داخل نواة [[مجرة إهليلجية|المجرة الإهليلجية]] [[مجرة نوع-cD|العملاقة]] [[مسييه 87]] التابعة [[العذراء (كوكبة)|لكوكبة العذراء]]. تعدّ هذه الصورة أول صورة حقيقية لثقب أسود، وتعود لشبكة [[مقراب أفق الحدث]]، وتظهر فيها بقعة مظلمة أمام حلقة تضيء بشكل خافت، وعُرضت لأول مرة خلال ستة مؤتمرات صحفية متزامنة تمت في العاشر من أبريل عام 2019.]]
{{النسبية العامة}}

'''الثقب الأسود''' هو منطقة موجودة في ال[[زمكان]] (الفضاء بأبعاده الأربعة، وهي الأبعاد الثلاثة بالإضافة إلى الزمن) تتميز [[جاذبية|بجاذبية]] قوية جداً بحيث لا يمكن لأي شيء - ولا حتى [[جسيم|الجسيمات]] أو موجات [[موجة كهرومغناطيسية|الإشعاع الكهرومغناطيسي]] مثل [[ضوء|الضوء]] - الإفلات منها.<ref name="مولد تلقائيا2">{{استشهاد بهارفارد دون أقواس|Wald|1984}}</ref> تتنبأ النظرية [[النسبية العامة]] بأنه يمكن [[كتلة|لكتلة]] فائقة الضخامة أن تنضغط بقدر معين بحيث تشوه [[زمكان|الزمكان]] وتشكيل '''ثقب أسود'''.<ref name="wald 1997">{{استشهاد بكتاب|مؤلف1=Wald|الأول=R. M.|مؤلف-وصلة=Robert Wald|عنوان=Black Holes, Gravitational Radiation and the Universe|محرر1=Iyer, B. R.|محرر2=Bhawal, B.|الفصل=Gravitational Collapse and Cosmic Censorship|arxiv=gr-qc/9710068|تاريخ=1997|صفحات=69–86|ناشر=Springer|DOI=10.1007/978-94-017-0934-7|ISBN=978-9401709347}}</ref><ref name="NYT-20150608">{{استشهاد بخبر
| الأخير = Overbye
| الأول = Dennis
| مؤلف-وصلة = Dennis Overbye
| عنوان = Black Hole Hunters
| مسار = https://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html
| تاريخ = 8 June 2015
| عمل = [[ناسا]]
| تاريخ الوصول = 8 June 2015
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150609023631/http://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html
| تاريخ أرشيف = 9 June 2015
|حالة المسار=live}}</ref> يُطلق على حدود المنطقة التي لا يُمكن الهروب منها اسم [[أفق الحدث]]. وعلى الرغم من أن عبور حدود أفق الحدث له تأثيرات هائلة على مصير وظروف أي جسم يعبُره، إلا أنه لا تظهر أي خصائص يُمكن مشاهدتها لهذه المنطقة، فالضوء لا يمكن أن يفلت منها.<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.socratease.in/chapters/intro-to-black-holes-1
| عنوان = Introduction to Black Holes
| تاريخ الوصول = 26 September 2017
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200320120448/https://www.socratease.in/chapters/intro-to-black-holes-1 | تاريخ أرشيف = 20 مارس 2020 |حالة المسار=dead}}</ref> يعمل الثقب الأسود [[الجسم الأسود|بصفته جسما أسودا]] مثاليا، لأنه لا يعكس ولا يٌصدر أي ضوء أو اي شيء آخر.<ref>{{استشهاد بكتاب|عنوان=Gravity from the ground up|الأول=Bernard F.|مؤلف1=Schutz|مؤلف-وصلة=Bernard F. Schutz|ناشر=Cambridge University Press|تاريخ=2003|ISBN=978-0-521-45506-0|صفحة=110|مسار=https://books.google.com/books?id=P_T0xxhDcsIC|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20161202222711/https://books.google.com/books?id=P_T0xxhDcsIC|تاريخ أرشيف=2 December 2016|حالة المسار=live}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Davies|الأول=P. C. W.|عنوان=Thermodynamics of Black Holes|مسار=http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf|صحيفة=[[Reports on Progress in Physics]]|المجلد=41|تاريخ=1978|العدد=8|صفحات=1313–1355|DOI=10.1088/0034-4885/41/8/004|bibcode=1978RPPh...41.1313D|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20130510184530/http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf|تاريخ أرشيف=10 May 2013|حالة المسار=dead | issn = 0034-4885}}</ref> علاوة على ذلك، تتنبأ {{Ill-WD2|نظرية المجال الكمي في الزمكان المنحني|id=Q2246697}} بإمكانية إنبعاث [[إشعاع هوكينغ|إشعاع هوكينج]] من أفق الحدث، [[إشعاع حراري|بنفس الطيف]] الذي يتسم به الجسم الأسود لدرجة حرارة تتناسب عكسياً مع كتلته. درجة الحرارة هذه منخفضة جدا جدا فهي في حدود جزء من مليار [[كلفن|الكلفن]] . كما توجد [[ثقب أسود نجمي|ثقوب سوداء ذوي كتلة نجمية]]، ومع ذلك فهي أيضا لا يمكن مشاهدتها. يمكن معرفة وجودها من خلال تأثيراتها على محيطه بيئتها.

أشار كل من [[جون ميتشيل (عالم)|جون ميشيل]] [[بيير لابلاس|وبيير سيمون لابلاس]] إلى وجود أجسام تمتلك [[حقل جاذبية|حقول جاذبية]] قوية بحيث لا يمكن للضوء أن يهرب منها في القرن الثامن عشر.<ref name="origin">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Montgomery|الأول=Colin|مؤلف2-الأخير=Orchiston|مؤلف2-الأول=Wayne|مؤلف3-الأخير=Whittingham|مؤلف3-الأول=Ian|عنوان=Michell, Laplace and the origin of the black hole concept|صحيفة=Journal of Astronomical History and Heritage|المجلد=12|العدد=2|صفحات=90–96|سنة=2009|bibcode=2009JAHH...12...90M}}</ref> عثر [[كارل شفارتسشيلد|كارل شوارزشيلد]] على أول حل رياضي حديث للنسبية العامة التي تُميز الثقب الأسود في عام 1916، إلا أن تفسير الحل الرياضي شَكّل منطقة فضاء لا يمكن أن يفلت منها أي شيء كان قد نشر لأول مرة من قِبل [[ديفيد فنكلشتاين|ديفيد فينكلشتاين]] في عام 1958. كانت الثقوب السوداء تعتبر مجرد خيال وفضول لدى علماء [[رياضيات|الرياضيات]] لفترة طويلة. لكن خلال ستينيات القرن العشرين، أظهر العمل النظري تنبؤ النسبية العامة بالثقوب. أثار اكتشاف [[نجم نيوتروني|نجوم نيوترونية]] بواسطة [[جوسلين بيل بورنيل]] في عام 1967 الاهتمام بالأجسام المدمجة [[انهيار تثاقلي|المنهارة بالجاذبية]] بصفتها حقيقة فيزيائية فلكية ممكنة.

يُعتقد أن الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية تتشكل عند انهيار النجوم الضخمة جدًا في نهاية دورة حياتها. بعد أن يتشكل الثقب الأسود، يمكن أن يستمر في النمو عن طريق امتصاص الكتلة من محيطه. وذلك عن طريق امتصاص النجوم الأخرى والاندماج مع الثقوب السوداء الأخرى، الأمر الذي قد يؤدي إلى تشكل [[ثقب أسود فائق|الثقوب السوداء الهائلة]] والتي تحمل كتلة تعادل ملايين [[كتلة شمسية|الكتل الشمسية]] (M ☉). هناك إجماع عام على وجود ثقوب سوداء هائلة في مراكز معظم [[مجرة|المجرات]].

على الرغم من أن محتواه غير مرئي، يمكن استنتاج وجود ثقب أسود من خلال تأثيره على [[مادة|المواد]] الأخرى [[موجة كهرومغناطيسية|والإشعاع الكهرومغناطيسي]] مثل الضوء المرئي. يمكن للمادة التي تسقط في الثقب الأسود أن تُشكّل [[قرص مزود|قرص تراكم]] خارجي يتم تسخينه عن طريق الاحتكاك، مما يؤدي إلى تشكيل بعضٍ من [[نجم زائف|أشد الأجسام بريقا في الكون]]. إذا كان هناك نجوم أخرى تدور حول ثقب أسود، فيمكن استخدام كل من مداراتها وكتلتها لتحديد كتلة الثقب الأسود وموقعه. يمكن استخدام هذه الملاحظات لاستبعاد البدائل المحتملة مثل النجوم النيوترونية. وبهذه الطريقة، تحقق علماء الفلك من العديد من حالات توقعات وجود الثقب الأسود النجمي ضمن [[نجم ثنائي|الأنظمة الثنائية]]، وأثبتوا أن مصدر الراديو المعروف بٱسم [[الرامي A*|الرامي A]]، في قلب [[درب التبانة|مجرة درب التبانة]]، يحتوي على ثقب أسود هائل يحمل كتلة تقارب 4.3 مليون [[كتلة شمسية]].

في 11 فبراير 2016، أعلن تحالف [[ليغو (مرصد)|مرصد ليغو]] عن [[أول رصد للموجات الثقالية|أول اكتشاف مباشر]] [[موجة ثقالية|لموجات الجاذبية]]، والتي تعكس فكرة العثور على لحظة اندماج الثقوب السوداء.<ref name="PRL-20160211">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Abbott, B.P.|عنوان=Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger|صحيفة=[[Phys. Rev. Lett.]]|المجلد=116|العدد=6|صفحات=061102|سنة=2016|DOI=10.1103/PhysRevLett.116.061102|إظهار المؤلفين=etal|arxiv=1602.03837|bibcode=2016PhRvL.116f1102A|PMID=26918975}}</ref> {{اعتبارا من|2018|December|}}، عُثر على إحدى عشرة [[موجة جاذبية مغناطيسية|موجة من موجات الجاذبية]] التي نشأت من اندماج عشرة ثقوب سوداء وموجة جاذبية واحدة ناتجة عن [[نجم نيوتروني|اندماج نجم نيوتروني]] ثنائي.<ref name="2018Dec">{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/12/04/five-surprising-truths-about-black-holes-from-ligo/
| عنوان = Five Surprising Truths About Black Holes From LIGO
| موقع = Forbes
| تاريخ الوصول = 12 April 2019
| الأخير = Siegel
| الأول = Ethan
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190410201750/https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/12/04/five-surprising-truths-about-black-holes-from-ligo/ | تاريخ أرشيف = 10 أبريل 2019 }}</ref><ref name="ligo list">{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.ligo.org/detections.php
| عنوان = Detection of gravitational waves
| ناشر = [[ليغو (مرصد)]]
| تاريخ الوصول = 9 April 2018
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190322010206/https://www.ligo.org/detections.php | تاريخ أرشيف = 22 مارس 2019 }}</ref> في 10 أبريل 2019، تم نشر أول صورة على الإطلاق لثقب أسود وما في جواره، وذلك في أعقاب القراءات التي حصل عليها [[مقراب أفق الحدث]] في عام 2017 والمتعلقة [[ثقب أسود فائق|بالثقب الأسود الهائل]] في [[مركز المجرة]] [[مسييه 87]].<ref name="APJL-20190410">{{استشهاد بدورية محكمة|الأول=The|الأخير=Event Horizon Telescope|عنوان=First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole|DOI=10.3847/2041-8213/ab0ec7|تاريخ=2019|صحيفة=[[المجلة الفيزيائية الفلكية]]|المجلد=87|العدد=1}}</ref><ref name="BoumanJohnson2016">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Bouman|الأول=Katherine L.|مؤلف2-الأخير=Johnson|مؤلف2-الأول=Michael D.|مؤلف3-الأخير=Zoran|مؤلف3-الأول=Daniel|مؤلف4-الأخير=Fish|مؤلف4-الأول=Vincent L.|مؤلف5-الأخير=Doeleman|مؤلف5-الأول=Sheperd S.|مؤلف6-الأخير=Freeman|مؤلف6-الأول=William T.|عنوان=Computational Imaging for VLBI Image Reconstruction|سنة=2016|صفحات=913–922|DOI=10.1109/CVPR.2016.105|مسار=https://dspace.mit.edu/handle/1721.1/103077|arxiv=1512.01413| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190411082337/https://dspace.mit.edu/handle/1721.1/103077 | تاريخ أرشيف = 11 أبريل 2019 }}</ref>

== التاريخ ==
[[ملف:BH_LMC.png|وصلة=ملف:BH LMC.png|تصغير|عرض محاكاة لثقب أسود أمام [[سحابة ماجلان الكبرى]]. لاحظ تأثير [[عدسة الجاذبية]]، الذي يُنتج [[عدسة الجاذبية|منظرين مكبرين]] ولكن مشوهين للغاية للسحابة. ويظهر شكل قرص [[درب التبانة]]، عبر الجزء العلوي، مشوهًا على شكل قوس.]]
اقترح الفلكي ورجل الدين الإنجليزي [[جون ميتشيل (عالم)|جون ميشيل]] تصوره لوجود جسم ضخم جدا لدرجة أنه لا يسمح للضوء بأن يفلت منه، وذلك في بحث نشره في نوفمبر 1784. افترضت حسابات ميشيل أن مثل هذا الجسم قد يملك نفس كثافة الشمس، وخَلُص إلى أن مثل هذا الجسم سوف يتشكل عندما يتجاوز قطر النجم قطر الشمس بـ 500 مرة، محتسبا أن [[سرعة الإفلات|سرعة الهروب]] من سطحه ستتجاوز سرعة الضوء المعتادة. أشار ميشيل إلى أنه يمكن اكتشاف هذه الأجسام الفائقة الحجم ولكن غير المرئية من خلال آثارها الجاذبية على الأجسام المرئية القريبة.<ref name="origin" /><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Michell|الأول=J.|تاريخ=1784|عنوان=On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose. By the Rev. John Michell, B. D. F. R. S. In a Letter to Henry Cavendish, Esq. F. R. S. and A. S|صحيفة=[[المداولات الفلسفية للجمعية الملكية|المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية]]|المجلد=74|صفحات=35–57|bibcode=1784RSPT...74...35M|DOI=10.1098/rstl.1784.0008|jstor=106576}}</ref><ref name="thorne_123_124">{{استشهاد بهارفارد دون أقواس|Thorne|1994}}</ref> كان الباحثون في ذلك الوقت متحمسين للاقتراح القائل بأن هنالك نجوم عملاقة ولكن غير مرئية أمام أنظارهم، ولكن ذلك الحماس تضاءل عندما أصبحت الطبيعة الموجية للضوء معروفة في أوائل القرن التاسع عشر.<ref>{{استشهاد بكتاب|عنوان=Light and Electron Microscopy|الأول=Elizabeth M.|مؤلف1=Slayter|مؤلف2-الأول=Henry S.|مؤلف2=Slayter|ناشر=Cambridge University Press|سنة=1992|ISBN=978-0-521-33948-3|مسار=https://books.google.com/books?id=LlePVS9oq7MC|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20171130151044/https://books.google.com/books?id=LlePVS9oq7MC|تاريخ أرشيف=30 November 2017|حالة المسار=live}}</ref> فأصبح الطرح وقتها أن الضوء موجة وليس «[[جسم فضائي|جسما]]»، وعليه فتأثير الجاذبية على الموجات لن يقاس بنفس أسلوب القياس المتبع على الجسيمات، هذا إن وُجد تأثير للجاذبية على الأمواج الضوئية.<ref name="origin" /><ref name="thorne_123_124" /> النسبية الحديثة خطأت تصور ميشيل لإمكانية انطلاق شعاع ضوئي، مرتفعا من سطح نجم ضخم، ويبدأ بالتباطؤ بسبب جاذبية النجم، ويتوقف بعدها، ثم يسقط مرة أخرى على سطح النجم وكأنه كرة.<ref>{{استشهاد بخبر
| الأخير = Crass
| الأول = Institute of Astronomy – Design by D.R. Wilkins and S.J.
| عنوان = Light escaping from black holes
| مسار = https://www.ast.cam.ac.uk/public/ask/2633
| تاريخ الوصول = 10 March 2018
| عمل = www.ast.cam.ac.uk
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180701164946/https://www.ast.cam.ac.uk/public/ask/2633 | تاريخ أرشيف = 01 يوليو 2018 }}</ref>

=== النسبية العامة ===
في عام 1915، طور [[ألبرت أينشتاين]] نظريته [[النسبية العامة]]، حيث كان قد أثبت في وقت سابق أن الجاذبية تؤثر على حركة الضوء. بعد ذلك ببضعة أشهر فقط، وجد [[كارل شفارتسشيلد|كارل شوارزشيلد]] [[مصفوفة شوارزشيلد|حلاً]] [[معادلات الحقل لأينشتاين|لمعادلات آينشتاين للمجال]]، والتي تصف [[حقل جاذبية|مجال الجاذبية]] لكل من [[جسيم نقطي|الكتلة النقطية]] والكتلة الكروية.<ref name="Schwarzschild1916">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Schwarzschild|الأول=K.|تاريخ=1916|عنوان=Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie|مسار=https://archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/188/mode/2up|صحيفة=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften|المجلد=7|صفحات=189–196| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190502042248/https://archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch | تاريخ أرشيف = 2 مايو 2019 }}</ref> بعد بضعة أشهر من نتائج شوارزشيلد، قدم يوهانس دروست، وهو من طلبة [[هندريك أنتون لورنتس|هندريك لورنتز]]، الحل نفسه، وبشكل مستقل عن عمل شوارزشيلد، لوصف النقطة ذات الكتلة وكتب متعمقا بتفصيل أفضل وأوسع عن خصائصها.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Droste|الأول=J.|عنوان=On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation, and the motion of a particle in that field|صحيفة=Proceedings Royal Academy Amsterdam|تاريخ=1917|المجلد=19|العدد=1|صفحات=197–215|مسار=https://www.dwc.knaw.nl/DL/publications/PU00012325.pdf|صيغة=pdf|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20130518034708/http://www.dwc.knaw.nl/DL/publications/PU00012325.pdf|تاريخ أرشيف=18 May 2013|حالة المسار=live}}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب|عنوان=Studies in the history of general relativity|محرر1=Eisenstaedt|محرر1-الأول=Jean|محرر2=Kox|محرر2-الأول=A. J.|ISBN=978-0-8176-3479-7|تاريخ=1992|ناشر=Birkhäuser|الفصل=General Relativity in the Netherlands: 1915–1920|مؤلف1=Kox|الأول=A. J.|مسار الفصل=https://books.google.com/books?id=vDHCF_3vIhUC&pg=PA41|صفحة=41}}</ref> ظهر ضمن نتائج وحلول يوهانس نتيجة، تعرف في الوقت الحاضر بٱسم [[نصف قطر شفارتزشيلد|نصف قطر شوارزشيلد]]، حيث تؤول النقطة إلى وضعية [[تفرد (رياضيات)|التفرد]]، مما يعني أن بعض المتغيرات ضمن معادلات آينشتاين أصبحت بقيم لا نهائية. لم تكن طبيعة هذا الأمر مفهومة تمامًا في ذلك الوقت. في عام 1924، أثبت [[آرثر إدينغتون|آرثر إدينجتون]] أن التفرد يختفي بعد تغيير الإحداثيات (انظر {{Ill-WD2|إحداثيات إدينجتون-فينكلشتاين|id=Q5336608}})، إلا أن الأمر استغرق حتى عام 1933 حتى أدرك [[جورج لومتر|جورج ليمايتر]] أن هذا يعني أن التفرد في دائرة نصف قطرها مقدار شوارزشيلد هو {{Ill-WD2|تفرد في الإحداثيات|id=Q5168006}} غير المادية.<ref name="HooftHist">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير='t Hooft|الأول=G.|تاريخ=2009|عنوان=Introduction to the Theory of Black Holes|مسار=http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf|صيغة=pdf|صحيفة=Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute|صفحات=47–48|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20090521082736/http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf|تاريخ أرشيف=21 May 2009|حالة المسار=live}}</ref> كتب آرثر إدينغتون معلقا على احتمال وجود نجم ذي كتلة مضغوطة لحجم نصف قطر شوارزشيلد في كتاب صدر عام 1926، مشيرًا إلى أن نظرية أينشتاين تسمح لنا باستبعاد الكثافات المرتفعة جداً ضمن النجوم المرئية مثل [[منكب الجوزاء]] لأن<blockquote>«نجما يبلغ قطره 250 مليون كيلومتر لا يمكنه أن يملك كثافة مرتفعة مثل تلك الموجودة لدى الشمس. أولاً، ستكون قوة الجاذبية كبيرة لدرجة أن الضوء لن يكون قادرًا على الهروب منه، ستسقط الأشعة إليه ثانية كسقوط الحجر عائدا إلى الأرض. ثانياً، سيكون [[انزياح أحمر|الانزياح نحو الأحمر]] كبيراً لدرجة أنه سيتم إزاحة الطيف خارج الوجود. ثالثًا، ستنتج الكتلة انحناءًا كبيرًا في مقياس الزمان والمكان بحيث يتم إغلاق الفضاء حول النجم، مما سيتركنا في الخارج (أي، في أي مكان)».<ref name="eddington1926">{{استشهاد بكتاب|الأول=Arthur|مؤلف1=Eddington|مؤلف-وصلة=Arthur Eddington|تاريخ=1926|عنوان=The Internal Constitution of the Stars|مسار=https://books.google.com/books?id=RjC9DpnWFbkC&lpg=PP1&pg=PA6|ناشر=Cambridge University Press|صفحة=6|ISBN=9780521337083|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20160811034409/https://books.google.com/books?id=RjC9DpnWFbkC&lpg=PP1&pg=PA6|تاريخ أرشيف=11 August 2016|حالة المسار=live}}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب|مؤلف1=Thorne|الأول=Kip S.|مؤلف2=Hawking|مؤلف2-الأول=Stephen|عنوان=Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy|تاريخ=1994|ناشر=W. W. Norton & Company|ISBN=9780393312768|صفحات=134-135|مسار=https://books.google.com/books?id=GzlrW6kytdoC&lpg=PP1&pg=PA134|تاريخ الوصول=12 April 2019|اقتباس=The first conclusion was the Newtonian version of light not escaping; the second was a semi-accurate, relativistic description; and the third was typical Eddingtonian hyperbole ... when a star is as small as the critical circumference, the curvature is strong but not infinite, and space is definitely not wrapped around the star. Eddington may have known this, but his description made a good story, and it captured in a whimsical way the spirit of Schwarzschild's spacetime curvature."| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200102093608/https://books.google.com/books?id=GzlrW6kytdoC&lpg=PP1&pg=PA134 | تاريخ أرشيف = 2 يناير 2020 }}</ref></blockquote>في عام 1931، توصل [[سابرامانين تشاندراسخار|سوبرامانيان تشاندراسيخار]]، مستخدما النسبية الخاصة، إلى أن جسما لا يدور ومكونا من [[مادة متحللة|المادة المنحلة للإلكترون]] وبكتلة أعلى من قيمة محددة (تسمى الآن [[حد شاندراسيخار|حد تشاندراسيخار]] {{كتلة شمسية|1.4}}) لن يمتلك حلولا مستقرة ضمن النسبية.<ref name="venkataraman92">{{استشهاد بكتاب|الأول=G.|مؤلف1=Venkataraman|عنوان=Chandrasekhar and his limit|صفحة=89|ناشر=Universities Press|تاريخ=1992|مسار=https://books.google.com/books?id=HNSdDFOJ4wkC&pg=PA89|ISBN=978-81-7371-035-3|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20160811035848/https://books.google.com/books?id=HNSdDFOJ4wkC&pg=PA89|تاريخ أرشيف=11 August 2016|حالة المسار=live}}</ref> تم معارضة استنتاجاته من قبل الكثير من معاصريه مثل إدينغتون [[ليف لانداو|وليف لانداو]]، الذين ردوا عليه أنه لا بد من وجود آليات غير معروفة ستوقف انهيار المادة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Detweiler|الأول=S.|تاريخ=1981|عنوان=Resource letter BH-1: Black holes|صحيفة=[[المجلة الأمريكية للفيزياء]]|المجلد=49|العدد=5|صفحات=394–400|DOI=10.1119/1.12686|bibcode=1981AmJPh..49..394D}}</ref> حملت معارضاتهم بعضا من الصحة: [[قزم أبيض|فالقزم الأبيض]] الأكبر قليلاً من حد تشاندراسيخار ينهار ليصبح [[نجم نيوتروني|نجمًا نيوترونيًا]]، <ref>{{استشهاد بكتاب|مؤلف1=Harpaz|الأول=A.|تاريخ=1994|عنوان=Stellar evolution|مسار=https://books.google.com/books?id=kd4VEZv8oo0C&pg=PA105|ناشر={{Ill-WD2|A K Peters|id=Q300444}}|صفحة=105|ISBN=978-1-56881-012-6|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20160811025449/https://books.google.com/books?id=kd4VEZv8oo0C&pg=PA105|تاريخ أرشيف=11 August 2016|حالة المسار=live}}</ref> وهو جسم مستقر بحد ذاته. لكن في عام 1939، توقع [[روبرت أوبنهايمر]] وآخرون أن النجوم النيوترونية فوق حد آخر (حد [[حد كتلة توف|تولمان - أوبنهايمر - فولكوف]]) ستنهار بناء على التعليلات التي قدّمها تشاندراسيخار، وخَلَصوا إلى أنه من غير المحتمل أن يوجد أي قانون فيزيائي يمكنه أن يوقف انهيار بعض النجوم مما يعني تحولها إلى ثقوب سوداء.<ref name="OV1939">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Oppenheimer|الأول=J. R.|مؤلف2-الأخير=Volkoff|مؤلف2-الأول=G. M.|تاريخ=1939|عنوان=On Massive Neutron Cores|صحيفة=[[فيزيكال ريفيو]]|المجلد=55|العدد=4|صفحات=374–381|DOI=10.1103/PhysRev.55.374|bibcode=1939PhRv...55..374O}}</ref> حساباتهم الأصلية، المبنية على [[مبدأ استبعاد باولي]]، حددت قيمة الحد الجديد بـ {{كتلة شمسية|0.7}}؛ الفهم اللاحق للقوة المرتفعة التي تؤثر على تنافر النجوم النيوترونية رفعت التقدير إلى قيم تتراوح ما بين {{كتلة شمسية|1.5}} إلى {{كتلة شمسية|3.0}}.<ref name="Bombaci">{{استشهاد بدورية محكمة|الأول=I.|الأخير=Bombaci|تاريخ=1996|عنوان=The Maximum Mass of a Neutron Star|صحيفة=[[مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية]]|المجلد=305|صفحات=871–877|bibcode=1996A&A...305..871B}}</ref> أدت القراءات التي تم تسجيلها في [[ليغو (مرصد)|مرصد ليغو]] للموجة الثقالية الناتجة عن اندماج النجم النيوتروني [[GW170817]]، والذي يُعتقد أنه أدى إلى ظهور ثقب أسود بعد ذلك بفترة قصيرة، إلى تحسين تقدير حد [[حد كتلة توف|تولمان - أوبنهايمر - فولكوف]] إلى {{كتلة شمسية|2.17}}.<ref name="Cho2018">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Cho|الأول=A.|عنوان=A weight limit emerges for neutron stars|صحيفة=Science|المجلد=359|العدد=6377|صفحات=724–725|تاريخ=16 February 2018|مسار=https://science.sciencemag.org/content/359/6377/724|DOI=10.1126/science.359.6377.724|PMID=29449468|تاريخ الوصول=16 February 2018|bibcode=2018Sci...359..724C| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20191106170025/https://science.sciencemag.org/content/359/6377/724 | تاريخ أرشيف = 6 نوفمبر 2019 }}</ref><ref name="Margalit2017">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Margalit|الأول=B.|مؤلف2-الأخير=Metzger|مؤلف2-الأول=B. D.|عنوان=Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars from Multi-messenger Observations of GW170817|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=850|العدد=2|تاريخ=1 December 2017|صفحة=L19|DOI=10.3847/2041-8213/aa991c|arxiv=1710.05938|bibcode=2017ApJ...850L..19M}}</ref><ref name="Shibata2017">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Shibata|الأول=M.|مؤلف2-الأخير=Fujibayashi|مؤلف2-الأول=S.|مؤلف3-الأخير=Hotokezaka|مؤلف3-الأول=K.|مؤلف4-الأخير=Kiuchi|مؤلف4-الأول=K.|مؤلف5-الأخير=Kyutoku|مؤلف5-الأول=K.|مؤلف6-الأخير=Sekiguchi|مؤلف6-الأول=Y.|مؤلف7-الأخير=Tanaka|مؤلف7-الأول=M.|عنوان=Modeling GW170817 based on numerical relativity and its implications|صحيفة=Physical Review D|المجلد=96|العدد=12|صفحات=123012|تاريخ=22 December 2017|DOI=10.1103/PhysRevD.96.123012|arxiv=1710.07579|bibcode=2017PhRvD..96l3012S}}</ref><ref name="Ruiz2018">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Ruiz|الأول=M.|مؤلف2-الأخير=Shapiro|مؤلف2-الأول=S. L.|مؤلف3-الأخير=Tsokaros|مؤلف3-الأول=A.|عنوان=GW170817, general relativistic magnetohydrodynamic simulations, and the neutron star maximum mass|صحيفة=Physical Review D|المجلد=97|العدد=2|صفحات=021501|تاريخ=11 January 2018|DOI=10.1103/PhysRevD.97.021501|PMID=30003183|pmc=6036631|arxiv=1711.00473|bibcode=2018PhRvD..97b1501R}}</ref><ref name="Rezzolla2018">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Rezzolla|الأول=L.|مؤلف2-الأخير=Most|مؤلف2-الأول=E. R.|مؤلف3-الأخير=Weih|مؤلف3-الأول=L. R.|عنوان=Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars|صحيفة=Astrophysical Journal|المجلد=852|العدد=2|تاريخ=9 January 2018|صفحات=L25|DOI=10.3847/2041-8213/aaa401|arxiv=1711.00314|bibcode=2018ApJ...852L..25R}}</ref>

فسر أوبنهايمر وزملاؤه التفرد على حدود دائرة نصف قطرها قيمة شوارزشيلد على أنه مؤشر على أن هذه هي حدود الفقاعة التي يتوقف الوقت داخلها. وجهة نظر مناسبة للمراقبين خارج الفقاعة، ولكنها بالتأكيد ليست ما يلاحظه الجسم الساقط داخل الفقاعة. وبسبب هذه الخاصية، كانت النجوم المنهارة تسمى «النجوم المجمدة»، لأن المراقب الخارجي سيرى سطح النجم متجمدًا في اللحظة التي يصل بها حجم الانهيار إلى نصف قطر شوارزشيلد.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Ruffini|الأول=R.|مؤلف2-الأخير=Wheeler|مؤلف2-الأول=J. A.|تاريخ=1971|عنوان=Introducing the black hole|مسار=http://authors.library.caltech.edu/14972/1/Ruffini2009p1645Phys_Today.pdf|صحيفة=[[Physics Today]]|المجلد=24|العدد=1|صفحات=30–41|DOI=10.1063/1.3022513|bibcode=1971PhT....24a..30R|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20110725133758/http://authors.library.caltech.edu/14972/1/Ruffini2009p1645Phys_Today.pdf|تاريخ أرشيف=25 July 2011|حالة المسار=live}}</ref>

=== العصر الذهبي ===
في عام 1958، أقر [[ديفيد فنكلشتاين|ديفيد فينكلشتاين]] بأن سطح شوارزشيلد هو [[أفق الحدث|أفق للحدث]]، «غشاء مثالي أحادي الاتجاه: يمكن للتأثيرات السببية أن تعبره ولكن في اتجاه واحد فقط».<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Finkelstein|الأول=D.|تاريخ=1958|عنوان=Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle|صحيفة=[[فيزيكال ريفيو]]|المجلد=110|العدد=4|صفحات=965–967|DOI=10.1103/PhysRev.110.965|bibcode=1958PhRv..110..965F}}</ref> لم يتعارض هذا بشكل صارخ مع نتائج أوبنهايمر، لكنه وسع مفاهيمها لتشمل وجهة نظر الأجسام التي تجاوزت أفق الحدث. {{Ill-WD2|حل فنكلشتاين|id=Q5336608}} سمح لحل شوارزشيلد بالارتباط بمستقبل الأجسام التي سقطت في ثقب أسود. واستطاع [[مارتن ديفيد كروسكال|مارتن كروسكال]] العثور على {{Ill-WD2|حل كامل|id=Q1478885}} وقام بنشره سريعا.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Kruskal|الأول=M.|تاريخ=1960|عنوان=Maximal Extension of Schwarzschild Metric|صحيفة=[[فيزيكال ريفيو]]|المجلد=119|العدد=5|صفحة=1743|DOI=10.1103/PhysRev.119.1743|bibcode=1960PhRv..119.1743K}}</ref>

جاءت هذه النتائج في بداية [[تاريخ النسبية العامة|العصر الذهبي للنسبية العامة]]، الذي تميز بسيادة قضايا النسبية العامة والثقوب السوداء مواضيعا رئيسة للبحث العلمي. ساعد على ذلك اكتشاف [[نجم نابض|النجوم النابضة]] بواسطة [[جوسلين بيل بورنيل]] في عام 1967، <ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Hewish|الأول=A.|مؤلف2-الأخير=Bell|مؤلف2-الأول=S. J.|مؤلف3-الأخير=Pilkington|مؤلف3-الأول=J. D. H.|مؤلف4-الأخير=Scott|مؤلف4-الأول=P. F.|مؤلف5-الأخير=Collins|مؤلف5-الأول=R. A.|إظهار المؤلفين=1|تاريخ=1968|عنوان=Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source|صحيفة=[[نيتشر (مجلة)]]|المجلد=217|العدد=5130|صفحات=709–713|DOI=10.1038/217709a0|bibcode=1968Natur.217..709H}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Pilkington|الأول=J. D. H.|مؤلف2-الأخير=Hewish|مؤلف2-الأول=A.|مؤلف3-الأخير=Bell|مؤلف3-الأول=S. J.|مؤلف4-الأخير=Cole|مؤلف4-الأول=T. W.|إظهار المؤلفين=1|تاريخ=1968|عنوان=Observations of some further Pulsed Radio Sources|صحيفة=[[نيتشر (مجلة)]]|المجلد=218|العدد=5137|صفحات=126–129|DOI=10.1038/218126a0|bibcode=1968Natur.218..126P}}</ref> والتي، بحلول عام 1969، تبين أنها [[نجم نيوتروني|نجوم نيوترونية]] تدور بسرعات عالية جدا.<ref name="araa8_265">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Hewish|الأول=A.|تاريخ=1970|عنوان=Pulsars|صحيفة=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]|المجلد=8|العدد=1|صفحات=265–296|bibcode=1970ARA&A...8..265H|DOI=10.1146/annurev.aa.08.090170.001405}}</ref> حتى ذلك الوقت، كان ينظر إلى النجوم النيوترونية، مثلها مثل الثقوب السوداء، على أنها مجرد شطحات وترف فكري نظري؛ لكن اكتشاف النجوم النابضة أوضح أهميتها الفيزيائية وأثار اهتمامًا إضافيًا بجميع أنواع الأجسام المنهارة بسبب الجاذبية.

في هذه الفترة تم العثور على حلول رياضية أكثر عمومية للثقوب السوداء. في عام 1963، وجد [[روي كير]] [[مترية كير|الحل الدقيق]] [[ثقب أسود دوار|لمسألة الثقب الأسود الدوار]]. بعد ذلك بعامين، وجد [[عزرا تيودور نيومان|عزرا تي نيومان]] الحل الرياضي لمحاكاة ثقب أسود [[تناظر دوراني|متناظر المحاور]] يدور ومشحون [[شحنة كهربائية|كهربائياً]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Newman|الأول=E. T.|مؤلف2-الأخير=Couch|مؤلف2-الأول=E.|مؤلف3-الأخير=Chinnapared|مؤلف3-الأول=K.|مؤلف4-الأخير=Exton|مؤلف4-الأول=A.|مؤلف5-الأخير=Prakash|مؤلف5-الأول=A.|مؤلف6-الأخير=Torrence|مؤلف6-الأول=R.|إظهار المؤلفين=1|تاريخ=1965|عنوان=Metric of a Rotating, Charged Mass|صحيفة=[[Journal of Mathematical Physics]]|المجلد=6|العدد=6|صفحة=918|DOI=10.1063/1.1704351|bibcode=1965JMP.....6..918N}}</ref> من خلال عمل [[ويرنر إسرائيل|فيرنر إسرائيل]]، <ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Israel|الأول=W.|تاريخ=1967|عنوان=Event Horizons in Static Vacuum Space-Times|صحيفة=[[فيزيكال ريفيو]]|المجلد=164|العدد=5|صفحة=1776|DOI=10.1103/PhysRev.164.1776|bibcode=1967PhRv..164.1776I}}</ref> [[براندون كارتر]]، <ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Carter|الأول=B.|تاريخ=1971|عنوان=Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom|صحيفة=[[Physical Review Letters]]|المجلد=26|العدد=6|صفحة=331|DOI=10.1103/PhysRevLett.26.331|bibcode=1971PhRvL..26..331C}}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب|مؤلف1=Carter|الأول=B.|مؤلف-وصلة=Brandon Carter|تاريخ=1977|الفصل=The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations|عنوان=Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity|صفحات=243–254}}</ref> وديفيد روبنسون <ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Robinson|الأول=D.|تاريخ=1975|عنوان=Uniqueness of the Kerr Black Hole|صحيفة=[[Physical Review Letters]]|المجلد=34|العدد=14|صفحة=905|DOI=10.1103/PhysRevLett.34.905|bibcode=1975PhRvL..34..905R}}</ref> ظهرت {{Ill-WD2|نظرية اللاشعر (No-Hair Theorem)|id=Q1376515}}، والتي تنص على أن الثقب الأسود الثابت يمكن وصفه تماما من خلال ثلاثة خصائص فقط، {{Ill-WD2|قياسات كير-نيومان|id=Q1190600}}: [[كتلة|الكتلة]]، [[زخم زاوي|الزخم الزاوي]]، [[شحنة كهربائية|والشحنة الكهربائية]].<ref name="HeuslerNoHair">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Heusler|الأول=M.|تاريخ=2012|عنوان=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond|صحيفة=Living Reviews in Relativity|المجلد=15|العدد=7|صفحات=7|DOI=10.12942/lrr-2012-7|PMID=28179837|pmc=5255892|arxiv=1205.6112|bibcode=2012LRR....15....7C}}</ref>

في البداية، كان يعتقد أن السمات الغريبة التي تظهر في الحلول الرياضية لنماذج الثقب الأسود كانت عبارة عن نتائج متطرفة بسبب افتراض شرط التناظر ضمن النماذج الرياضية، وعليه فهذه النتائج الفردية لا يجب أن تظهر في الحلول الرياضية التي تشرح النماذج العامة. تم {{Ill-WD2|id=Q23956|نص=تبني}} هذا الرأي بشكل خاص من قِبل {{Ill-WD2|id=Q23956|نص=فلاديمير بيلينسكي}} [[إسحاق خالاتنيكوف|وإسحاق خلاتنيكوف وإفغيني]] [[يفغيني ليفشتز|ليفشيتز]]، الذين حاولوا إثبات انعدام ظهور التفرد في الحلول الرياضية العمومية. إلا أن [[روجر بنروز]] <ref name="penrose1965">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Penrose|الأول=R.|تاريخ=1965|عنوان=Gravitational Collapse and Space-Time Singularities|صحيفة=[[Physical Review Letters]]|المجلد=14|العدد=3|صفحة=57|DOI=10.1103/PhysRevLett.14.57|bibcode=1965PhRvL..14...57P}}</ref> [[ستيفن هوكينج|وستيفن هوكينج]]، في أواخر الستينيات، أثبتا أن الخصائص الفردية تظهر فعلا ضمن الحلول الرياضية العمومية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Ford|الأول=L. H.|تاريخ=2003|عنوان=The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes|صحيفة=[[International Journal of Theoretical Physics]]|المجلد=42|العدد=6|صفحة=1219|DOI=10.1023/A:1025754515197}}</ref>

أدى عمل كل من [[جيمس ماكسويل باردين|جيمس باردين]] [[يعقوب بيكينشتاين|وجاكوب بيكينشتاين]] وكارتر وهوكينج في أوائل سبعينيات القرن الماضي إلى صياغة قوانين [[الديناميكا الحرارية للثقب الأسود]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Bardeen|الأول=J. M.|مؤلف2-الأخير=Carter|مؤلف2-الأول=B.|مؤلف3-الأخير=Hawking|مؤلف3-الأول=S. W.|تاريخ=1973|عنوان=The four laws of black hole mechanics|مسار=https://archive.org/details/sim_communications-in-mathematical-physics_1973_31_2/page/161|صحيفة=[[Communications in Mathematical Physics]]|المجلد=31|العدد=2|صفحات=161–170|DOI=10.1007/BF01645742|mr=0334798|zbl=1125.83309|bibcode=1973CMaPh..31..161B}}</ref> تصف تلك القوانين سلوك الثقب الأسود بشكل متفق مع [[قوانين الديناميكا الحرارية]] وذلك من خلال ربط الكتلة مع الطاقة، والمساحة مع [[إنتروبيا|الانتروبيا]]، [[جاذبية سطحية|والجاذبية السطحية]] مع [[درجة حرارة|درجة الحرارة]]. تكاملت الفكرة عندما توصل هوكينج، في عام 1974، إلى أن [[نظرية الحقل الكمومي|نظرية المجال الكمي]] تتنبؤ بأن الثقوب السوداء يجب أن تشع مثلها مثل [[الجسم الأسود]] عند درجة حرارة تتناسب مع الجاذبية السطحية للثقب الأسود.<ref name="Hawking1974">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Hawking|الأول=S. W.|عنوان=Black hole explosions?|صحيفة=Nature|تاريخ=1974|المجلد=248|العدد=5443|صفحات=30–31|DOI=10.1038/248030a0|bibcode=1974Natur.248...30H}}</ref>

=== أصل المصطلحات المستعملة ===
استخدم جون ميشيل مصطلح «النجم المظلم»، <ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.brainpickings.org/2016/06/27/mapping-the-heavens-natarajan-black-holes/
| عنوان = Mapping the Heavens: How Cosmology Shaped Our Understanding of the Universe and the Strange Story of How the Term “Black Hole” Was Born
| تاريخ = 27 June 2016
| موقع = brainpickings.org
| تاريخ الوصول = 12 April 2019
| الأخير = Popova
| الأول = Maria
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190419101710/https://www.brainpickings.org/2016/06/27/mapping-the-heavens-natarajan-black-holes/ | تاريخ أرشيف = 19 أبريل 2019 }}</ref> وفي أوائل القرن العشرين، استخدم الفيزيائيون مصطلح «الجسم المنهار الثقالي». تتبعت كاتبة العلوم مارسيا بارتوسياك مصطلح «الثقب الأسود» للفيزيائي {{Ill-WD2|روبرت هـ. ديكي|id=Q504473}}، الذي قيل أنه قارن في أوائل الستينيات من القرن الماضي هذه الظاهرة [[الثقب الأسود في كلكتا|بالثقب الأسود في كلكتا]]؛ سجن مشهور يدخله الناس أحياء ويخرجون منه أمواتا.<ref name="Bartusiak">{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.wbur.org/radioboston/2018/10/09/marcia-bartusiak-planet-three
| عنوان = MIT's Marcia Bartusiak On Understanding Our Place In The Universe
| موقع = www.wbur.org
| تاريخ الوصول = 12 April 2019
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190412051525/https://www.wbur.org/radioboston/2018/10/09/marcia-bartusiak-planet-three | تاريخ أرشيف = 12 أبريل 2019 }}</ref>

وقد تم استخدام مصطلح «الثقب الأسود» في المجلات ضمن مجلتي ''[[لايف (مجلة)|الحياة]]'' و''[[ساينس نيوز|أخبار العلوم]]'' عام 1963، <ref name="Bartusiak" /> وأيضا استعملتها الصحافية آن يوينغ في مقالها «الثقوب السوداء في الفضاء»، بتاريخ 18 يناير عام 1964، حيث كتبت تقريرا عن اجتماع [[الجمعية الأمريكية لتقدم العلوم|للرابطة الأمريكية لتقدم العلوم]] في كليفلاند، أوهايو.<ref name="scinewsewing">{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.sciencenews.org/blog/context/50-years-later-it%E2%80%99s-hard-say-who-named-black-holes
| عنوان = 50 years later, it's hard to say who named black holes
| تاريخ = 23 December 2013
| موقع = Science News
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170309220238/https://www.sciencenews.org/blog/context/50-years-later-it%E2%80%99s-hard-say-who-named-black-holes
| تاريخ أرشيف = 9 March 2017
| تاريخ الوصول = 24 September 2017
| اقتباس = It seems that the "black hole" label was also bandied about in January 1964 in Cleveland at a meeting of the American Association for the Advancement of Science. Science News Letter reporter Ann Ewing reported from that meeting, describing how an intense gravitational field could cause a star to collapse in on itself. "Such a star then forms a 'black hole' in the universe," Ewing wrote
| الأخير = Siegfried
| الأول = Tom
|حالة المسار=dead}}</ref><ref>{{استشهاد بخبر
| الأخير = Brown
| الأول = Emma
| عنوان = Ann E. Ewing, journalist first reported black holes
| مسار = http://archive.boston.com/bostonglobe/obituaries/articles/2010/08/03/ann_e_ewing_journalist_first_reported_black_holes/
| عمل = Boston.com
| تاريخ الوصول = 24 September 2017
| تاريخ = 3 August 2010
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170924142130/http://archive.boston.com/bostonglobe/obituaries/articles/2010/08/03/ann_e_ewing_journalist_first_reported_black_holes/
| تاريخ أرشيف = 24 September 2017
|حالة المسار=live}}</ref>

يُقال أن أحد الطلاب أثناء محاضرة [[جون أرتشيبالد ويلر|لجون ويلر]] في ديسمبر 1967 اقترح عبارة «الثقب الأسود»؛ <ref name="scinewsewing" /> تبنى ويلر المصطلح، وسرعان ما انتشر استعماله، <ref>{{استشهاد بخبر
| عنوان = Pioneering Physicist John Wheeler Dies at 96
| مسار = https://www.scientificamerican.com/article/pioneering-physicist-john-wheeler-dies/
| تاريخ الوصول = 27 November 2016
| عمل = [[مجلة العلوم الأمريكية|ساينتفك أمريكان]]
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20161128050759/https://www.scientificamerican.com/article/pioneering-physicist-john-wheeler-dies/
| تاريخ أرشيف = 28 November 2016
|حالة المسار=live}}</ref> مما دفع البعض إلى إعطاء الفضل لويلر على صياغة العبارة.<ref>{{استشهاد بخبر
| الأخير = Overbye
| الأول = Dennis
| عنوان = John A. Wheeler, Physicist Who Coined the Term 'Black Hole,' Is Dead at 96
| مسار = https://www.nytimes.com/2008/04/14/science/14wheeler.html
| تاريخ الوصول = 27 November 2016
| عمل = [[نيويورك تايمز]]
| تاريخ = 14 April 2008
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20161122210005/http://www.nytimes.com/2008/04/14/science/14wheeler.html
| تاريخ أرشيف = 22 November 2016
|حالة المسار=live}}</ref>

== الخصائص والتركيب ==
[[ملف:Black_hole_details.svg|وصلة=ملف:Black hole details.svg|تصغير|رسم توضيحي بسيط لثقب أسود لا يدور]]
تفترض {{Ill-WD2|نظرية اللا شعر|id=Q1376515}}، أنه بمجرد وصول الثقب الأسود لحالة مستقرة بعد تكونه، تصبح له، '''فقط'''، ثلاث خصائص فيزيائية مستقلة: [[كتلة|الكتلة]]، [[شحنة كهربائية|الشحنة]]، [[زخم زاوي|والزخم الزاوي]]. وبخلاف ذلك فالثقب الأسود لا يحمل أي خصائص أخرى. إذا كانت الفرضية سليمة، فهذا سيعني استحالة تمييز أي من الثقوب السوداء التي تشترك بنفس القيم لهذه الخصائص عن بعضها البعض. إن درجة مطابقة النظرية مع الثقوب السوداء على أرض الواقع ووفقًا لقوانين الفيزياء الحديثة، هي مشكلة لم يتم حلها بعد.<ref name="HeuslerNoHair" />

هذه الخصائص خاصة لأنها مرئية من خارج الثقب الأسود. على سبيل المثال، فإن الثقب الأسود المشحون سيتنافر مع الشحنات التي تشبه شحنته مثله مثل أي جسم مشحون آخر. وبالمثل، يمكن العثور على الكتلة الكلية لكرة تحوي ثقبا أسود باستخدام التناظرية الجاذبية [[قانون غاوس|لقانون جاوس]]، {{Ill-WD2|كتلة إي دي إم|id=Q290420}}، وذلك بعيدًا عن الثقب الأسود.<ref name="Carroll5.8">{{استشهاد بهارفارد دون أقواس|Carroll|2004}}</ref> {{بحاجة لتوضيح|date=February 2016}} وبالمثل، يمكن قياس الزخم الزاوي من بعيد باستخدام [[تباطؤ الإطار المرجعي|سحب الإطار]] بواسطة [[مغناطيسية الجاذبية|مجال مغناطيسية الجاذبية]]. {{بحاجة لتوضيح|date=February 2016}}

عندما يسقط جسم في ثقب أسود، يتم توزيع [[Physical information|المعلومات]] المرتبطة «بشكله أو توزيع الشحنة عليه» بالتساوي على طول أفق الثقب الأسود، ويتم فقد أثرها من قبل أي مراقب من الخارج. إن سلوك الأفق في هذه الحالة يمكن تفسيره على أنه {{Ill-WD2|نظام تبديد|id=Q596577}} بسلوك يشابه، إلى حد بعيد، سلوك غشاء قابل للتمدد له مقاومة لكل من الاحتكاك [[المقاومة والمواصلة الكهربائية|وللتوصيل الكهربائي]] - {{Ill-WD2|نموذج الغشاء|id=Q4290083}}.<ref>{{استشهاد بكتاب|عنوان=Black holes: the membrane paradigm|مؤلف1=Thorne|الأول=K. S.|مؤلف-وصلة=Kip Thorne|مؤلف2=Price|مؤلف2-الأول=R. H.|مؤلف2-وصلة=Richard H. Price|ناشر=Yale University Press|تاريخ=1986|ISBN=978-0-300-03770-8}}</ref> هذا يختلف عن [[حقل فيزيائي|نظريات المجال]] الأخرى مثل الكهرومغناطيسية، التي لا تحتوي على أي احتكاك أو مقاومة على المستوى المجهري، لأنها {{Ill-WD2|قابلة للانعكاس ضمن الوقت|id=Q142270}}. ونظرًا لأن الثقب الأسود يصل في النهاية إلى حالة مستقرة مع ثلاثة خصائص فقط، فهذا يعني أنه لا توجد طريقة لتجنب فقدان المعلومات التي وصلته: تُوفر حقول الجاذبية والكهرباء في الثقب الأسود معلومات قليلة جدًا عن الأجسام التي تعبر إلى الداخل. تتضمن المعلومات المفقودة كل كمية لا يمكن قياسها بعيدًا عن أفق الثقب الأسود، بما في ذلك [[عدد كمي|أرقام الكم]] [[قانون حفظ|المحفوظة تقريبًا]] مثل [[رقم باريون|العدد الإجالي لباريون]] و[[رقم لبتون|رقم اللبتون]]. هذا السلوك محير جدا لدرجة أنه أخذ تسميته [[مفارقة معلومات الثقب الأسود|مفارقة فقدان معلومات الثقب الأسود]].<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/info_loss.html
| عنوان = The Black Hole Information Loss Problem
| تاريخ = 1996
| موقع = الولايات المتحدةenet Physics FAQ
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20090122223839/http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/info_loss.html
| تاريخ أرشيف = 22 January 2009
| تاريخ الوصول = 24 March 2009
| الأخير = Anderson
| الأول = Warren G.
|حالة المسار=live}}</ref><ref>{{استشهاد بمنشورات مؤتمر}}</ref>

<nowiki/>[[ملف:Gravitational_time_dilation_around_a_black_hole.gif|وصلة=ملف:Gravitational time dilation around a black hole.gif|تصغير|تمدد وقت الجاذبية حول ثقب أسود]]

=== الخصائص الفيزيائية ===
أبسط الثقوب السوداء الساكنة هي ثقوب بكتلة ولكنها لا تحمل شحنة كهربائية ولا زخم زاوي لها. غالباً ما يشار إلى هذه الثقوب السوداء باسم [[مصفوفة شوارزشيلد|ثقوب شوارزشيلد السوداء]] وذلك تقديراً لكارل شوارزشيلد الذي اكتشف هذا {{Ill-WD2|الحل الرياضي|id=Q4394061}} عام 1916.<ref name="Schwarzschild1916" /> وفقًا {{Ill-WD2|لنظرية بيرخوف|id=Q865665}}، فذلك هو [[حل النسبية العامة للفراغ|الحل الفراغي]] الوحيد {{Ill-WD2|المتناظر كرويًا|id=Q7576722}}.<ref name="مولد تلقائيا1">{{استشهاد بهارفارد دون أقواس|Hawking|Ellis|1973}}</ref> هذا يعني أنه لا يوجد فرق ملحوظ بين مجال الجاذبية لهذا الثقب الأسود وأي مجال كروي آخر يحمل نفس الكتلة. وبالتالي فإن الفكرة الشائعة عن «امتصاص الثقب الأسود لكل شيء» هي فقط صحيحة ضمن محيط الثقب الأسود بالقرب من أفقه؛ أما بعيدًا، فإن حقل الجاذبية الخارجي مطابق لحقل أي جسم آخر، له نفس الكتلة.<ref>{{استشهاد بكتاب|الأول=Michael A.|مؤلف1=Seeds|مؤلف2-الأول=Dana E.|مؤلف2=Backman|عنوان=Perspectives on Astronomy|صفحة=167|ناشر=Cengage Learning|تاريخ=2007|ISBN=978-0-495-11352-2|مسار=https://books.google.com/books?id=CXom04KGIL8C&pg=PA167|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20160810211808/https://books.google.com/books?id=CXom04KGIL8C&pg=PA167|تاريخ أرشيف=10 August 2016|حالة المسار=live}}</ref>

توجد حلول تصف الثقوب السوداء العامة. يتم وصف [[ثقب أسود مشحون|الثقوب السوداء المشحونة]] غير الدوارة بواسطة [[مترية رايسنر-نوردستروم|مقياس رايسنر-نوردستروم]]، في المقابل يصف [[مترية كير|مقياس كير]] [[ثقب أسود دوار|الثقب الأسود الدوار]] وغير المشحون. الحل المعروف للثقب الأسود [[Stationary spacetime|الثابت]] هو {{Ill-WD2|مقياس كير-نيومان|id=Q1190600}}، والذي يصف ثقباً أسود يحمل شحنة وزخماً زاوياً.<ref name="shapiro_teukolsky1983">{{استشهاد بكتاب|مؤلف1=Shapiro|الأول=S. L.|مؤلف2=Teukolsky|مؤلف2-الأول=S. A.|مؤلف2-وصلة=Saul Teukolsky|عنوان=Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects|مسار=https://archive.org/details/blackholeswhited00shap_081|صفحة=[https://archive.org/details/blackholeswhited00shap_081/page/n372 357]|ناشر=John Wiley and Sons|تاريخ=1983|ISBN=978-0-471-87316-7}}</ref>

وفي حين أن كتلة الثقب الأسود يمكن أن تأخذ أي قيمة موجبة، فإن الشحنة والزخم الزاوي مقيدان بالكتلة. في [[وحدات بلانك]]، الشحنة الكهربائية الكلية ''Q'' والزخم الزاوي الكلي ''J'' عليهما أن يتبعا ''القاعدة''

<math>Q^2+\left ( \tfrac{J}{M} \right )^2\le M^2\, </math>

وذلك ضمن ثقب أسود له كتلة بمقدار ''M.'' وتسمى الثقوب السوداء التي تملك الحد الأدنى من الكتلة اللازمة لتلبية هذا التباين {{Ill-WD2|بالثقوب السوداء المتطرفة|id=Q2601295}}. توجد حلول لمعادلات آينشتاين، تنتهك معادلة عدم المساواة هذه، لكنها لا تقدم أفقًا للحدث. تقدم هذه الحلول الرياضية ما يسمى ''[[تفرد مجرد|بنقاط التفرد ا]]''[[تفرد مجرد|لمجردة]]، وهي نقاط تفرد يمكن للمراقب من الخارج رؤيتها لإنعدام الأفق حولها، وعليه فقد اعتبرت حلولا رياضية غير ملائمة للواقع الفيزيائي للكون. تستبعد [[فرضية الرقابة الكونية]] تشكيل مثل هذه التفردات، من خلال الانهيار الجاذبي {{Ill-WD2|للمادة الحقيقية|id=Q986455}}.<ref name="wald 1997" /> تم دعم هذا الادعاء من خلال المحاكاة العددية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Berger|الأول=B. K.|تاريخ=2002|عنوان=Numerical Approaches to Spacetime Singularities|صحيفة=Living Reviews in Relativity|المجلد=5|العدد=1|صفحات=2002–1|bibcode=2002LRR.....5....1B|DOI=10.12942/lrr-2002-1|PMID=28179859|pmc=5256073|arxiv=gr-qc/0201056}}</ref>

بسبب القوة الكبيرة نسبيا للقوة [[كهرومغناطيسية|الكهرومغناطيسية]]، فمن المتوقع احتفاظ الثقوب السوداء المتكونة من انهيار النجوم بكامل الشحنة المحايدة (تقريبًا) للنجم. الدوران، في المقابل، هو ميزة متوقعة للأجسام الفلكية الفيزيائية المنضغطة. الثقب الأسود (المرشح) [[نجم ثنائي GRS 1915 + 105|GRS 1915 + 105]] <ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأول=J. E.|الأخير=McClintock|مؤلف2-الأول=R.|مؤلف2-الأخير=Shafee|مؤلف3-الأول=R.|مؤلف3-الأخير=Narayan|مؤلف4-الأول=R. A.|مؤلف4-الأخير=Remillard|مؤلف5-الأول=S. W.|مؤلف5-الأخير=Davis|مؤلف6-الأول=L.-X.|مؤلف6-الأخير=Li|عنوان=The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105|صحيفة=Astrophysical Journal|المجلد=652|العدد=1|تاريخ=2006|صفحات=518–539|arxiv=astro-ph/0606076|DOI=10.1086/508457|bibcode=2006ApJ...652..518M}}</ref> لديه قوة دفع زاوي قريبة من الحد الأقصى للقيمة المسموحة. هذا الحد غير المشحون هو <ref name="50SMBH">{{استشهاد بدورية محكمة|DOI=10.1103/PhysRevLett.118.221101|PMID=28621973|عنوان=GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2|صحيفة=[[Physical Review Letters]]|تاريخ=1 June 2017|الأول=B. P.|الأخير=Abbott|المجلد=118|العدد=22|صفحات=221101|arxiv=1706.01812|bibcode=2017PhRvL.118v1101A}}</ref>

<math>J \le \frac{GM^{2}}{c},</math>

مما يسمح بتعريف [[كمية لا بعدية|معامل]] الدوران بدون [[كمية لا بعدية|أبعاد]] على الشكل:<ref name="50SMBH" />

<math> 0 \le \frac{cJ}{GM^{2}}\le 1.</math><ref name="50SMBH3">{{استشهاد بدورية محكمة|doi=10.1103/PhysRevLett.118.221101|pmid=28621973|عنوان=GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2|صحيفة=[[Physical Review Letters]]|تاريخ=1 June 2017|الأول=B. P.|الأخير=Abbott|collaboration=[[LIGO Scientific Collaboration]] and [[مقياس التداخل فيرجو]]|المجلد=118|العدد=22|صفحات=221101|arxiv=1706.01812|bibcode=2017PhRvL.118v1101A}}</ref>{{refn|The value of ''cJ/GM{{sup|2}}'' can exceed 1 for objects other than black holes. The largest value known for a neutron star is ≤ 0.4, and commonly used equations of state would limit that value to < 0.7.<ref name="PRL-171016">{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير=Abbott |مؤلف1-الأول=B. P. |إظهار المؤلفين=et al |collaboration=[[LIGO Scientific Collaboration]] & [[مقياس التداخل فيرجو]] |عنوان=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral |صحيفة=Physical Review Letters |تاريخ=16 October 2017 |المجلد=119 |العدد=16 |صفحات=161101 |doi=10.1103/PhysRevLett.119.161101 |pmid=29099225 |arxiv=1710.05832 |bibcode=2017PhRvL.119p1101A}}</ref>|group=Note}}

{| class="wikitable" style="float:left; margin:0 0 0.5em 1em;"
|+ تصنيف الثقوب السوداء
|-
!صنف
!الكتلة التقديرة
!نصف القطر القديري
|-
|[[ثقب أسود فائق|ثقب أسود عملاق]]
|10 {{Sup|5}} -10 {{Sup|10}} [[كتلة شمسية|''M''{{Sub|Sun}}]]
|0.001–400 [[وحدة فلكية|AU]]
|-
|[[ثقب أسود متوسط الكتلة]]
|10 {{Sup|3}} ''م'' {{Sub|Sun}}
|10 {{Sup|3}} كم ≈ [[نصف قطر الأرض|''R'' {{Sub|Earth}}]]
|-
|[[ثقب أسود نجمي]]
|10 ''م'' {{Sub|Sun}}
|30 &nbsp; كم
|-
|[[ثقب أسود دقيق|الثقب الأسود الصغير]]
|حتى ''M''{{Sub|[[القمر]]}}
|حتى 0.1 &nbsp; مم
|} تصنف الثقوب السوداء عادة حسب كتلتها، بدون الإعتماد على زخمها الزاوي، ''J.'' يتناسب حجم الثقب الأسود، كما يحدده نصف قطر أفق الحدث، أو [[نصف قطر شفارتزشيلد|نصف قطر شوارزشيلد]]، مع الكتلة، ''M'' ، من خلال المعادلة

<math>r_\mathrm{s}=\frac{2GM}{c^2} \approx 2.95\, \frac{M}{M_\mathrm{Sun}}~\mathrm{km,}</math>

حيث ''r''{{Sub|s}} هي نصف قطر شفارتزشيلد و ''M''{{Sub|Sun}} هي [[كتلة شمسية|كتلة الشمس]].<ref name="مولد تلقائيا2" /> بالنسبة إلى الثقب الأسود الذي يحمل قيم لا صفرية لكل من الدوران والشحنة، يكون نصف القطر أصغر،{{refn|The (outer) event horizon radius scales as: <math>M + \sqrt{M^2 - {{(J/M)}}^2 - Q^2}.</math>|group=Note}} بحيث يتمكن {{Ill-WD2|الثقب الأسود المتطرف|id=Q2601295}} من الحصول على أفق حدث قريب جدا.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Saa|الأول=Alberto|مؤلف2-الأخير=Santarelli|مؤلف2-الأول=Raphael|عنوان=Destroying a near-extremal Kerr–Newman black hole|صحيفة=Physical Review D|تاريخ=18 July 2011|المجلد=84|العدد=2|صفحات=027501|DOI=10.1103/PhysRevD.84.027501|arxiv=1105.3950|bibcode=2011PhRvD..84b7501S}}</ref>

=== أفق الحدث ===
{{عدة صور|align=left|direction=vertical|width=300|image1=BH-no-escape-1.svg|caption1=بعيدا عن الثقب الأسود ، يمكن للجسيم أن يتحرك في أي اتجاه ، كما يتضح من مجموعة الأسهم. لكن حركته تقتصر على حدود سرعة الضوء.|image2=BH-no-escape-2.svg|caption2=مع الأقتراب أكثر إلى الثقب الأسود، يبدأ الزمكان بالتشوه. و تصبح هناك المسارات متجهة نحو الثقب الأسود أكثر من نلك المسارات التي تتحرك بعيدًا.{{refn|The set of possible paths, or more accurately the future [[مخروط ضوئي]] containing all possible [[خط العالم]]s (in this diagram the light cone is represented by the V-shaped region bounded by arrows representing light ray world lines), is tilted in this way in [[Eddington–Finkelstein coordinates]] (the diagram is a "cartoon" version of an Eddington–Finkelstein coordinate diagram), but in other coordinates the light cones are not tilted in this way, for example in [[Schwarzschild coordinates]] they simply narrow without tilting as one approaches the event horizon, and in [[Kruskal–Szekeres coordinates]] the light cones do not change shape or orientation at all.<ref>{{استشهاد بهارفارد دون أقواس|Thorne|Misner|Wheeler|1973|p=848}}</ref>|group="Note"}}|image3=BH-no-escape-3.svg|caption3=داخل أفق الحدث ، جميع المسارات تنقل الجسيم قريبا إلى مركز الثقب الأسود. تنعدم إمكانية هروب الجسيم.}}السمة المميزة للثقب الأسود هي ظهور أفق الحدث - وهو الحدود ضمن [[زمكان|الزمكان]] والتي من خلالها يمكن للمادة والضوء المرور فقط إلى الداخل نحو كتلة الثقب الأسود. لا شيء، ولا حتى الضوء، يمكنه الإفلات من داخل أفق الحدث. يشار إلى استعمال عبارة «أفق الحدث» على هذا النحو لأنه وفي حالة حدوث حدث ما داخل حدوده، فإنه من المستحيل للمعلومات الناتجة عن هذا الحدث أن تصل إلى مراقب خارج تلك الحدود، مما يجعل من المستحيل التعرف على حدوث حدث من ذاك القبيل.<ref name="مولد تلقائيا6">{{استشهاد بهارفارد دون أقواس|Wheeler|2007}}</ref>

كما تنبأت النسبية العامة، فإن وجود جسم بكتلة يحدث تشوهاً بالزمكان بحيث تنحرف المسارات التي تتخذها الجزيئات نحو الكتلة.<ref name="Carroll5.8" /> في أفق الحدث لثقب أسود، يصبح هذا التشوه قويًا جدًا بحيث لا توجد مسارات تؤدي بعديا عن الثقب الأسود.<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://plato.stanford.edu/entries/spacetime-singularities/lightcone.html
| عنوان = Singularities and Black Holes > Lightcones and Causal Structure
| موقع = plato.stanford.edu
| ناشر = [[موسوعة ستانفورد للفلسفة]]
| تاريخ الوصول = 11 March 2018
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190517122738/https://plato.stanford.edu/entries/spacetime-singularities/lightcone.html | تاريخ أرشيف = 17 مايو 2019 }}</ref>

بالنسبة للمراقب البعيد، ستظهر نبضات الساعات القريبة من الثقب الأسود أكثر بطئاً من الساعات البعيدة عن الثقب الأسود.<ref name="Carroll5.8" /> نتيجة لهذا التأثير، والمعروف باسم [[تمدد الزمن الثقالي|تمدد وقت الجاذبي]]، سيبدو أن الجسم الذي يسقط في ثقب أسود يتباطأ كلما اقترب من أفق الحدث، وسيستغرق وقتًا لا نهائيا للوصول إليه.<ref name="Carroll5.8" /> في الوقت نفسه، تتباطأ جميع العمليات على هذا الجسم، من وجهة نظر مراقب خارجي ثابت، مما يؤدي إلى ظهور أي ضوء منبعث من الجسم بشكل أغمق وأكثر احمراراً، وهو تأثير يُعرف باسم [[انزياح أحمر جذبوي|الانزياح نحو الأحمر التثاقلي]].<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = http://nrumiano.free.fr/Estars/int_bh.html
| عنوان = Inside a black hole
| موقع = Knowing the universe and its secrets
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20090423053437/http://nrumiano.free.fr/Estars/int_bh.html
| تاريخ أرشيف = 23 April 2009
| تاريخ الوصول = 26 March 2009
|حالة المسار=live}}</ref> في النهاية، يتلاشى الجسم الساقط حتى لا يعود بالإمكان رؤيته. عادةً ما تحدث هذه العملية بسرعة كبيرة عند اختفاء الجسم وخلال أقل من ثانية.<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/fall_in.html
| عنوان = What happens to you if you fall into a black holes
| موقع = math.ucr.edu
| ناشر = [[جون سي بايز]]
| تاريخ الوصول = 11 March 2018
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190213124648/http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/fall_in.html | تاريخ أرشيف = 13 فبراير 2019 }}</ref>

من ناحية أخرى، لا يلاحظ المراقب، الغير قابل للتدمير، أثناء عبوره لأفق الحدث إلى داخل الثقب الأسود أيًا من هذه الآثار. فوفقًا لساعاته الخاصة، والتي تبدو له أنها تعمل بشكل طبيعي، هو سيعبر أفق الحدث بعد فترة زمنية محدودة دون ملاحظة إلى أي معالم دالة على وجود تفرد، في النسبية العامة الكلاسيكية، من المستحيل تحديد موقع أفق الحدث اعتمادا على الملاحظات المحلية، بسبب [[مبدأ التكافؤ]] لآينشتاين.<ref name="Carroll5.8" /><ref>{{استشهاد بخبر
| عنوان = Watch: Three Ways an Astronaut Could Fall Into a Black Hole
| مسار = https://www.nationalgeographic.com/news/2014/2/140130-black-holes-stephen-hawking-work-space-astronomy/
| تاريخ الوصول = 13 March 2018
| تاريخ = 1 February 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190415101947/https://news.nationalgeographic.com/news/2014/01/140130-black-holes-stephen-hawking-work-space-astronomy/ | تاريخ أرشيف = 15 أبريل 2019 }}</ref>

شكل أفق الحدث حول الثقب الأسود قريب جداً من الكروية.{{refn|This is true only for 4-dimensional spacetimes. In higher dimensions more complicated horizon topologies like a {{Ill-WD2|black ring|id=Q4330160}} are possible.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأول=R. |مؤلف1-الأخير=Emparan |مؤلف2-الأول=H. S. |مؤلف2-الأخير=Reall |عنوان=Black Holes in Higher Dimensions |صحيفة=Living Reviews in Relativity |المجلد=11 |العدد=6 |صفحات=6 |تاريخ=2008 |arxiv=0801.3471 |bibcode=2008LRR....11....6E |doi=10.12942/lrr-2008-6 |pmid=28163607 |pmc=5253845 }}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب|مؤلف1-الأخير=Obers |مؤلف1-الأول=N. A. |محرر1-الأخير=Papantonopoulos |محرر1-الأول=Eleftherios |عنوان=Black Holes in Higher-Dimensional Gravity |صحيفة=Physics of Black Holes |المجلد=769 |صفحات=211–258 |تاريخ=2009 |doi=10.1007/978-3-540-88460-6 |arxiv=0802.0519 |سلسلة=Lecture Notes in Physics |isbn=978-3-540-88459-0  |bibcode=2009LNP...769.....P |مسار=http://cds.cern.ch/record/1164174/files/978-3-540-88460-6_BookTOC.pdf| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180726103141/http://cds.cern.ch/record/1164174/files/978-3-540-88460-6_BookTOC.pdf | تاريخ أرشيف = 26 يوليو 2018 }}</ref>|group="Note"}}<ref>{{استشهاد بهارفارد دون أقواس|hawking|ellis|1973}}</ref> بالنسبة للثقوب السوداء التي لا تدور (الثابتة)، يكون أفق الحدث كرويا تمامًا، بينما بالنسبة لأفق الثقوب السوداء التي تدور، يكون أفق الحدث ملتزمًا بالشكل الكروي.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Shapiro|الأول=Stuart|عنوان=Toroidal black holes and topological censorship|صحيفة=Physical Review D|تاريخ=1995|المجلد=52|العدد=12}}</ref>

=== التفرد ===
في وسط الثقب الأسود، كما هو مطروح في النسبية العامة، يقبع [[تفرد جذبوي]]، وهي المنطقة التي يصبح ضمنها انحناء الزمكان لانهائياً.<ref name="Carroll5.8" /> بالنسبة لثقب أسود غير دوراني، تتخذ هذه المنطقة شكل نقطة واحدة، أما بالنسبة [[ثقب أسود دوار|لثقب أسود دوار]]، فيتم تشويه المنطقة لتشكل [[تفرد حلقي]] يقع في مستوى الدوران.<ref name="Carroll5.8" /> في كلتا الحالتين، سيكون لمنطقة التفرد حجم صفري. يمكن أيضًا إثبات أن منطقة التفرد تحتوي على كامل كتلة الثقب الأسود.<ref name="Carroll5.8" /> وبالتالي يمكن اعتبار منطقة التفرد مجرد نقطة لكنها ذات [[كثافة]] لا حصر لها.<ref>{{استشهاد بخبر
| عنوان = Sizes of Black Holes? How Big is a Black Hole?
| مسار = https://skyandtelescope.org/astronomy-resources/how-big-is-a-black-hole/
| تاريخ الوصول = 9 October 2018
| عمل = [[Sky & Telescope]]
| تاريخ = 22 July 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190403035741/https://www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/how-big-is-a-black-hole/ | تاريخ أرشيف = 03 أبريل 2019 }}</ref>

لا يمكن للمراقب الذي يسقط في ثقب شوارزشيلد الأسود ( غير متناوب وغير مشحون) أن يتجنب وصوله إلى نقطة التفرد بمجرد عبوره لأفق الحدث. يمكنه إطالة وجوده من خلال تسارعه بعيداً عن نقطة التفرد لإبطاء سرعة نزوله، ولكن فقط إلى حد معين.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Lewis|الأول=G. F.|مؤلف2-الأخير=Kwan|مؤلف2-الأول=J.|عنوان=No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon|صحيفة=Publications of the Astronomical Society of Australia|المجلد=24|العدد=2|صفحات=46–52|تاريخ=2007|DOI=10.1071/AS07012|arxiv=0705.1029|bibcode=2007PASA...24...46L}}</ref> عندما يصل إلى نقطة التفرد، سيتم سحقه إلى كثافة لا حصر لها وتضاف كتلته إلى إجمالي كتلة الثقب الأسود. ولكن قبل أن يحدث ذلك، سيكون جسمه قد تمزق بسبب [[قوة المد والجزر|قوى المد والجزر]] المتنامية في عملية يشار إليها باسم [[تأثيرات معكرونية|تأثير المعكرونة]].<ref name="مولد تلقائيا4" />

في حالة وجود ثقب أسود مشحون (ثقب رايسنر-نوردستروم) أو ثقب كبير أسود، يمكن تجنب التفرد. دفع قيم الحلول الرياضية إلى حدها الأقصى يكشف عن إمكانية افتراضية للخروج من الثقب الأسود ولكن إلى زمكانٍ مختلف، حيث يعمل الثقب الأسود [[ثقب دودي|كثقب دودي]].<ref name="Carroll5.8" /> طبعاً تبقى إمكانية السفر إلى كون آخر مجرد خيال علمي كون الاضطراب الحادث ضمن الثقب سيدمر احتمال حدوث ذلك.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Black holes: the inside story|الأول=S.|الأخير=Droz|مؤلف2-الأول=W.|مؤلف2-الأخير=Israel|مؤلف3-الأول=S. M.|مؤلف3-الأخير=Morsink|صحيفة=Physics World|المجلد=9|العدد=1|صفحات=34–37|تاريخ=1996|مسار=http://physicsworldarchive.iop.org/index.cfm?action=summary&doc=9%2F1%2Fphwv9i1a26%40pwa-xml&qt=%28Black%20holes\%3A%20the%20inside%20story%20%3Cin%3E%20%28chtitle%29%29|bibcode=1996PhyW....9...34D|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20140817015721/http://physicsworldarchive.iop.org/index.cfm?action=summary&doc=9%2F1%2Fphwv9i1a26%40pwa-xml&qt=%28Black%20holes%5C%3A%20the%20inside%20story%20%3Cin%3E%20%28chtitle%29%29|تاريخ أرشيف=17 August 2014|حالة المسار=live}}</ref> الحلول الرياضية المختلفة تعطي انطباعا بإمكانية اتباع {{Ill-WD2|منحنيات توقيت مغلقة|id=Q1876815}} حول نقطة تفرد كير، مما قد يُفسر على أنه عودة إلى ماضي الشخص، مما سيؤدي إلى مشاكل ومفارقات مع مبدأ [[سببية (فيزياء)|السببية]] مثل [[مفارقة الجد]].<ref name="Carroll5.8" /> من المتوقع ألا تنجو المادة التي تُشكل الإجسام التي تسقط في الثقوب من الإضرابات الكيمومية الغريبة ضمن هذه الثقوب السوداء الدوارة والمشحونة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Poisson|الأول=E.|مؤلف2-الأخير=Israel|مؤلف2-الأول=W.|عنوان=Internal structure of black holes|صحيفة=Physical Review D|المجلد=41|العدد=6|صفحة=1796|تاريخ=1990|DOI=10.1103/PhysRevD.41.1796|bibcode=1990PhRvD..41.1796P}}</ref>

عادة ما يُنظر إلى ظهور التفرد في النسبية العامة على أنه إشارة إلى انهيار النظرية.<ref name="مولد تلقائيا2" /> إلا أن هذا الانهيار أمر متوقع عندما تؤدي [[ميكانيكا الكم|التأثيرات الكمية]] إلى حدوث هذا الإنهيار بسبب الكثافة العالية للغاية وبالتالي تفاعل الجسيمات الكمية. حتى الآن، لم يكن من الممكن الجمع بين الآثار الكمومية والجاذبية في نظرية واحدة، على الرغم من وجود محاولات مضنية لصياغة مثل هذه النظرية [[جاذبية كمية|للجاذبية الكمية]]. بشكل عام، من المتوقع ألا تتضمن هذه النظرية وجود أي تفرد.<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = http://www.damtp.cam.ac.uk/research/gr/
| عنوان = Black Holes and Quantum Gravity
| تاريخ = 1996
| موقع = Cambridge Relativity and Cosmology
| ناشر = University of Cambridge
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20090407043337/http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bh_hawk.html
| تاريخ أرشيف = 7 April 2009
| تاريخ الوصول = 26 March 2009
| الأخير = Hamade
| الأول = R.
|حالة المسار=live}}</ref><ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/index.html
| عنوان = Ask an Astrophysicist: Quantum Gravity and Black Holes
| ناشر = NASA
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20090328064842/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980420b.html
| تاريخ أرشيف = 28 March 2009
| تاريخ الوصول = 26 March 2009
| الأخير = Palmer
| الأول = D.
|حالة المسار=live}}</ref>

=== محيط الفوتون ===
محيط الفوتون أو كرة الفوتون هي حدود كروية بسماكة صفرية يتم ضمنها التقاط وحبس [[فوتون|الفوتونات]] التي تتحرك بشكل [[مماس|ملامس لمماسها]]  ضمن مدار دائري حول الثقب الأسود. بالنسبة إلى الثقوب السوداء غير الدوارة، فإن كرة الفوتون لها دائرة نصف قطرها 1.5 مرة نصف قطر شوارزشيلد. مدارات الفوتونات {{Ill-WD2|غير مستقرة ديناميكيًا|id=Q405372}}، وبالتالي فإن أي اضطراب صغير يتسبب به أي جسيم مادي من شأنه أن يتسبب في عدم استقرار ينمو مع الوقت، و بالتالي ينتقل الفوتون إلى مسار خارجي يؤدي إلى هربه من الثقب الأسود، أو مسار للداخل حيث سيعبر أفق الحدث.<ref name="prd84_6">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Nitta|الأول=Daisuke|مؤلف2-الأخير=Chiba|مؤلف2-الأول=Takeshi|مؤلف3-الأخير=Sugiyama|مؤلف3-الأول=Naoshi|عنوان=Shadows of colliding black holes|صحيفة=Physical Review D|المجلد=84|العدد=6|صفحات=063008|تاريخ=September 2011|DOI=10.1103/PhysRevD.84.063008|bibcode=2011PhRvD..84f3008N|arxiv=1106.2425}}</ref>

وبينما لا يزال بالإمكان للضوء الإفلات من كرة الفوتون، فإن الثقب الأسود سوف يلتقط أي ضوء يعبر كرة الفوتون ضمن مسار له اتجاه داخلي. وأي إضاءة تصل إلى مراقب خارج كرة الفوتون هي إضاءة صادرة عن أجسام تقع بين كرة الفوتون وأفق الحدث.<ref name="prd84_6" />

=== إرغوسفير ===
[[ملف:Ergosphere_and_event_horizon_of_a_rotating_black_hole_(no_animation).gif|وصلة=ملف:Ergosphere and event horizon of a rotating black hole (no animation).gif|تصغير|إيرجوسفير هي منطقة على شكل قرعة، تقع خارج أفق الحدث. لا يمكن أن تبقى الأجسام ثابتة ضمنها.<ref name="viss">{{استشهاد بأرخايف|arxiv=0706.0622|last1=Visser|title=The Kerr spacetime: A brief introduction}}, page [https://arxiv.org/pdf/0706.0622v3.pdf#35 35], Fig. 3 {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20191018163423/https://arxiv.org/pdf/0706.0622v3.pdf |date=18 أكتوبر 2019}}</ref>]]
يحيط بالثقوب السوداء الدوارة منطقة زمكان يستحيل الوقوف بثبات ضمنها ، تُسمى إرغوسفير أو منطقة العمل (أرغو كلمة إغريقية تعني العمل). وهي ناتجة عن آلية تعرف باسم [[تباطؤ الإطار المرجعي|جر الإطار أو تباطؤ الإطار]]، تتنبأ النسبية العامة بأن أي كتلة دوارة تميل إلى جر الزمكان المحيط بها بشكل مباشر. سوف يميل أي كائن بالقرب من الكتلة الدوارة إلى التحرك في نفس اتجاه الدوران. بالنسبة إلى الثقب الأسود الدوار، يكون هذا التأثير قويًا جدًا بالقرب من أفق الحدث ، بحيث يتحتم على الجسم أن يتحرك بسرعة أكبر من سرعة الضوء في الاتجاه المعاكس حتى يظل ثابتًا.<ref name="Carroll5.8" />

إرغوسفير الثقب الأسود هو حجم يشكل سطحه الداخلي أفق الحدث [[كرواني|الكروي والمفلطح]] للثقب الأسود وتكون الحدود الخارجية على شكل القرع، وتكون متزامنة مع أفق الحدث عند القطبين ولكنها أوسع بشكل ملحوظ حول [[خط الاستواء]]. في بعض الأحيان تسمى الحدود الخارجية سطح إرغو ''ergosurface'' .<ref name="viss" />

الأجسام والإشعاعات يمكن أن تفلت من [[الإرغوسفير]]. فمن خلال [[آلية بنروز]]، يمكن أن تخرج الأجسام من الإرغوسفير حاملة طاقة أكثر مما دخلت بها. هذه الطاقة مأخوذة من الطاقة الدورانية للثقب الأسود مما يتسبب في إبطاء دوران الثقب الأسود.<ref name="Carroll5.8" /> تعد عملية {{Ill-WD2|آلية بلاندفورد-زينديك|id=Q4925027}} هي الآلية المحتملة لحدوث اللمعان الهائل والنفاثات النسبية [[نجم زائف|للكوازارات]] وغيرها من [[نواة مجرية نشطة|النوى المجرية النشطة]]، و ذلك كأحد تفسيرات آلية بنزور أثناء وجود حقول مغناطيسية قوية.

=== أقصى مدار دائري داخلي مستقر (ISCO) ===
ضمن [[قانون الجذب العام لنيوتن|الجاذبية النيوتونية]]، يمكن [[شحنة اختبار|لجسيمات الاختبار]] أن تدور بثبات ضمن أي مدارات وبأي بعد عن جسم مركزي. لكن في [[النسبية العامة]]، يوجد مدار دائري مستقر (يُطلق عليه عادة ISCO)، بحيث يؤدي حدوث أي اضطرابات متناهية الصغر في المدار الدائري ضمنه إلى الدوران بسقوط داخل الثقب الأسود.<ref>{{استشهاد بهارفارد دون أقواس|Thorne|Misner|Wheeler|1973}}</ref> يعتمد موقع ISCO على دوران الثقب الأسود، في حالة وجود ثقب شوارزشيلد أسود (بدون دوران) يكون موقعه محددا بالمعادلة:

<math>r_{isco}=3 \, r_s=\frac{6 \, GM}{c^2}, </math>

ويتناقص مع زيادة تدوير الثقب الأسود للجسيمات التي تدور في نفس اتجاه الدوران.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Bardeen|الأول=J. M.|عنوان=Rotating black holes: locally nonrotating frames, energy extraction, and scalar synchrotron radiation|صحيفة=The Astrophysical Journal|تاريخ=1972|المجلد=178|صفحات=347–370|bibcode=1972ApJ...178..347B|DOI=10.1086/151796}}</ref>

== التكوين والتطور ==
بالنظر إلى الطابع الغريب للثقوب السوداء، كان هناك تساؤل طويل حول ما إذا كانت هذه الأشياء يمكن أن توجد بالفعل في الطبيعة أو ما إذا كانت مجرد حلول خيالية لمعادلات آينشتاين. اعتقد آينشتاين نفسه خطأً أن الثقوب السوداء لن تتشكل، لأنه رأى أن الزخم الزاوي للجزيئات المنهارة من شأنه أن يثبّت حركتها عند بعض دائرة بنصف قطر معين.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Einstein|الأول=A.|عنوان=On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses|مسار=https://archive.org/details/sim_annals-of-mathematics_1939-10_40_4/page/922|صحيفة=Annals of Mathematics|المجلد=40|العدد=4|صفحات=922–936|تاريخ=1939|DOI=10.2307/1968902|jstor=1968902| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20220410211908/https://archive.org/details/sim_annals-of-mathematics_1939-10_40_4/page/922 | تاريخ أرشيف = 10 أبريل 2022 }}</ref> وقد أدى ذلك إلى رفض مجتمع النسبية العام جميعَ النتائج التي تصر على عكس رأي آينشتاين لسنوات عديدة. ومع ذلك ، استمرت أقلية من الباحثين في الادعاء بأن الثقوب السوداء هي أجسام مادية حقيقية،<ref>{{استشهاد بكتاب|الفصل=The Kerr and Kerr-Schild metrics|الأول=R. P.|مؤلف1=Kerr|عنوان=The Kerr Spacetime|محرر1-الأول=D. L.|محرر1=Wiltshire|محرر2-الأول=M.|محرر2=Visser|محرر3-الأول=S. M.|محرر3-الأخير=Scott|ناشر=Cambridge University Press|تاريخ=2009|ISBN=978-0-521-88512-6|arxiv=0706.1109|bibcode=2007arXiv0706.1109K}}</ref> ومع نهاية الستينيات، أقنعوا غالبية الباحثين في هذا المجال بعدم وجود عقبة أمام تشكيل أفق الحدث.

أظهر بينروز أنه بمجرد تشكل أفق الحدث، تتطلب النسبية العامة بدون ميكانيكا الكم أن تتكون نقطة التفرد.<ref name="penrose1965" /> بعد ذلك بوقت قصير، أظهر هوكينج أن العديد من الحلول الكونية التي تصف [[الانفجار العظيم|الانفجار الكبير]] تحتوي تفردات بدون [[حقل سلمي|حقول سلمية]] أو غيرها من [[مادة غريبة|المواد الغريبة]] (انظر «[[نظريات التفرد (بينروز-هوكينج)|نظريات تفرد بينروز - هوكينج]]»). {{بحاجة لتوضيح|date=February 2016}}  أظهر [[مترية كير|حل كير]] {{Ill-WD2|ونظرية انعدام الشعر|id=Q1376515}} وقوانين [[الديناميكا الحرارية للثقب الأسود]] أن الخصائص الفيزيائية للثقوب السوداء كانت بسيطة ومفهومة، مما جعلها مواضيع محترمة للبحث.<ref name="HawkingPenrose1970">{{استشهاد بدورية محكمة|الأول=S. W.|الأخير=Hawking|مؤلف2-الأول=R.|مؤلف2-الأخير=Penrose|عنوان=The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology|صحيفة=[[وقائع الجمعية الملكية]]|المجلد=314|العدد=1519|صفحات=529–548|تاريخ=January 1970|DOI=10.1098/rspa.1970.0021|jstor=2416467|bibcode=1970RSPSA.314..529H}}</ref> تتشكل الثقوب السوداء التقليدية عن طريق [[انهيار تثاقلي|الانهيار التثاقلي]] للأجسام الثقيلة مثل النجوم، ولكن من الناحية النظرية، يمكن أيضًا تشكيلها بواسطة عمليات أخرى.<ref name="pacucci2016">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Pacucci|الأول=F.|مؤلف2-الأخير=Ferrara|مؤلف2-الأول=A.|مؤلف3-الأخير=Grazian|مؤلف3-الأول=A.|مؤلف4-الأخير=Fiore|مؤلف4-الأول=F.|مؤلف5-الأخير=Giallongo|مؤلف5-الأول=E.|عنوان=First Identification of Direct Collapse Black Hole Candidates in the Early Universe in CANDELS/GOODS-S|صحيفة=Mon. Not. R. Astron. Soc.|المجلد=459|العدد=2|سنة=2016|صفحات=1432|DOI=10.1093/mnras/stw725|arxiv=1603.08522|bibcode=2016MNRAS.459.1432P}}</ref><ref name="carr primordial">{{استشهاد بكتاب|مؤلف1=Carr|الأول=B. J.|الفصل=Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?|محرر1-الأول=H.|محرر1=Suzuki|محرر2-الأول=J.|محرر2=Yokoyama|محرر3-الأول=Y.|محرر3-الأخير=Suto|محرر4-الأول=K.|محرر4-الأخير=Sato|عنوان=Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology|صفحات=astro–ph/0511743|ناشر=Universal Academy Press|تاريخ=2005|ISBN=978-4-946443-94-7|arxiv=astro-ph/0511743|bibcode=2005astro.ph.11743C}}</ref>

=== الانهيار الجاذبي ===
يحدث انهيار الجاذبية عندما يكون [[ضغط|الضغط]] الداخلي للكائن غير كافٍ لمقاومة جاذبية الجسم. يحدث هذا للنجوم عادة إما لأن النجم لديه القليل من «الوقود» المتبقي للحفاظ على درجة حرارته من خلال [[تفاعلات الانصهار النجمي|التخليق النووي النجمي]]، أو لأن النجم الذي كان مستقراً تلقى مادة إضافية بطريقة لم ترفع درجة حرارته الأساسية. في كلتا الحالتين لا تعتبر درجة حرارة النجم مرتفعة بما فيه الكفاية لمنعه من الانهيار تحت وطئ وزنه.<ref name="Carroll5.8" /> قد يتوقف الانهيار [[مادة متحللة|بضغط تنكس]] مكونات النجم، مما يسمح بتكثيف المادة إلى [[مادة متحللة|حالة غريبة أكثر كثافة]]. والنتيجة هي واحدة من الأنواع المختلفة من [[بقايا نجمية متراصة|النجوم المتراصة]]. يعتمد الشكل النهائي على كتلة بقايا النجمة الأصلية التي بقيت بعد أن تم تفجير الطبقات الخارجية. مثل هذه الانفجارات والنبضات تؤدي إلى تكوين [[سديم كوكبي|السديم الكوكبي]] .<ref>{{استشهاد بكتاب|عنوان=Planetary Nebulae and How to Observe Them|طبعة=illustrated|الأول=Martin|مؤلف1=Griffiths|ناشر=Springer Science & Business Media|سنة=2012|ISBN=978-1-4614-1781-1|صفحة=11|مسار=https://books.google.com/books?id=Q2aURFWBI8EC|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20161203011053/https://books.google.com/books?id=Q2aURFWBI8EC|تاريخ أرشيف=3 December 2016|حالة المسار=live}} [https://books.google.com/books?id=Q2aURFWBI8EC&pg=PA11 Extract of page 11]</ref> هذه الكتلة يمكن أن تكون أقل بكثير من النجم الأصلي. البقايا التي تتجاوز {{كتلة شمسية|5}}  تنتج من النجوم التي كانت أضخم من {{كتلة شمسية|20}} قبل حدوث الانهيار.<ref name="Carroll5.8" />

إذا تجاوزت الكتلة المتبقية حوالي {{كتلة شمسية|3–4}}    ( [[حد كتلة توف|حد تولمان - أوبنهايمر- فولكوف]]<ref name="OV1939" />) ، إما لأن النجم الأصلي كان ثقيلًا جدًا أو لأن البقايا جمعت كتلاً إضافية من خلال تراكم المواد من حولها، فوقتها لن يكون ضغط تنكس [[نيوترون|النيوترونات]] كافٍ لوقف الانهيار. لا توجد آلية معروفة (باستثناء ضغط تنكس الكواركات ، راجع [[نجم كواركي|نجم الكوارك]]) لها القوة بما يكفي لإيقاف الانهيار وسيؤدي إنهيار النجم لتشكيل حتمي لثقب أسود.<ref name="Carroll5.8" />
[[ملف:Artist’s_impression_of_supermassive_black_hole_seed.jpg|تصغير|رسم تخيلي لبذرة ثقب أسود هائل <ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://esahubble.org/images/heic1610a/
| عنوان = Artist's impression of supermassive black hole seed
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160530104735/http://www.spacetelescope.org/images/heic1610a/
| تاريخ أرشيف = 30 May 2016
| تاريخ الوصول = 27 May 2016
|حالة المسار=live}}</ref>]]
يفترض أن الانهيار الثقيل للنجوم الثقيلة هو المسؤول عن تشكيل [[ثقب أسود نجمي|الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية]] . قد يكون [[تكون النجوم|تكوين النجوم]] في بداية الكون قد أدى إلى نجوم ضخمة للغاية ، والتي عند انهيارها كانت ستنتج ثقوبًا سوداء تصل إلى {{كتلة شمسية|10{{sup|3}}}}. يمكن أن تكون هذه الثقوب السوداء هي ما شكل الثقوب السوداء الهائلة الموجودة في مراكز معظم المجرات.<ref name="ReesVolonteri">{{استشهاد بكتاب|الأول=M. J.|مؤلف1=Rees|مؤلف2-الأول=M.|مؤلف2=Volonteri|الفصل=Massive black holes: formation and evolution|عنوان=Black Holes from Stars to Galaxies – Across the Range of Masses|عمل=Black Holes from Stars to Galaxies – Across the Range of Masses|المجلد=238|محرر1-الأول=V.|محرر1=Karas|محرر2-الأول=G.|محرر2=Matt|صفحات=51–58|تاريخ=2007|ISBN=978-0-521-86347-6|arxiv=astro-ph/0701512|bibcode=2007IAUS..238...51R|DOI=10.1017/S1743921307004681}}</ref> وقد اُقترح كذلك أن الثقوب السوداء الهائلة ذات الكتل ~ {{كتلة شمسية|10{{sup|5}}}}   يمكن أن يكون قد تكونت بسبب الانهيار المباشر لسحب الغاز بداية تكون الكون.<ref name="pacucci2016" /> تم العثور على بعض الثقوب المرشحة خلال عمليات رصد الكون الحديث.<ref name="pacucci2016" />

معظم الطاقة المنبعثة خلال انهيار الجاذبية تنبعث بسرعة كبيرة  لكن المراقب الخارجي لا يرى فعليًا نهاية هذه العملية. فعلى الرغم من أن الانهيار يستغرق وقتًا محدودًا من [[إطار مرجعي|الإطار المرجعي]] للمواد المنهارة، فإن المراقب البعيد سيرى أن المادة المنهارة بطيئة وتتوقف فوق أفق الحدث مباشرةً، بسبب [[تمدد الزمن الثقالي|الإبطاء الزمني الثقالي]]. يستغرق ضوء المادة المنهارة وقتًا أطول للوصول إلى المراقب، والضوء الذي انبعث لحظة تشكل أفق الحدث سيأخذ وقتا لا نهائيا ليصل. وبالتالي فإن المراقب الخارجي لن يرى أبداً لحظة تشكل أفق الحدث ؛ بدلاً من ذلك، سيبدو أن المواد المنهارة أصبحت أكثر خفوتًا وتحولت بشكل متزايد إلى اللون الأحمر، ثم تلاشت في النهاية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Penrose|الأول=R.|عنوان=Gravitational Collapse: The Role of General Relativity|صحيفة=General Relativity and Gravitation|المجلد=34|العدد=7|صفحة=1141|تاريخ=2002|DOI=10.1023/A:1016578408204|مسار=http://www.imamu.edu.sa/Scientific_selections/abstracts/Physics/Gravitational%20Collapse%20The%20Role%20of%20General.pdf|bibcode=2002GReGr..34.1141P|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20130526224126/http://www.imamu.edu.sa/Scientific_selections/abstracts/Physics/Gravitational%20Collapse%20The%20Role%20of%20General.pdf|تاريخ أرشيف=26 May 2013|حالة المسار=dead}}</ref>

=== الثقوب السوداء البدائية والانفجار الكبير ===
يتطلب حدوث انهيار الجاذبية كثافة كبيرة. في العصر الحالي للكون توجد هذه الكثافة العالية فقط ضمن النجوم، ولكن في الكون المبكر بعد فترة وجيزة من [[الانفجار العظيم|الانفجار الكبير]] كانت الكثافات أكبر بكثير، مما سمحَ بإحداث ثقوب سوداء. الكثافة العالية وحدها لا تكفي للسماح بتكوين الثقب الأسود لأن توزيع الكتلة بشكل متوازن لم يكن ليسمح للكتلة بالتجمع. لكي تتشكل [[ثقب أسود بدائي|الثقوب السوداء البدائية]] في مثل هذه الوسيلة الكثيفة، كان يجب أن يكون هناك اضطرابات في الكثافة الأولية يمكن لها أن تنمو بعد ذلك تحت ثقلها. تختلف النماذج المختلفة للكون المبكر اختلافًا كبيرًا في تنبؤاتها بحجم التقلبات. تتنبأ نماذج مختلفة بتكوين ثقوب سوداء بدائية تتراوح في الحجم من [[كتلة بلانك]] إلى مئات الآلاف من الكتل الشمسية.<ref name="carr primordial" />

على الرغم من كون الكون في وقت مبكر [[كثافة|كثيفًا]] للغاية - [[كثافة|كثيف]] جدًا أكثر مما هو مطلوب عادة لتشكيل ثقب أسود - إلا أنه لم يتحول إلى ثقب أسود خلال الانفجار الكبير. لا تطبق نماذج [[انهيار تثاقلي|الانهيار التثاقلي]] للأجسام ذات الحجم الثابت نسبيًا، مثل [[نجم|النجوم]]، على التوسع السريع في الفضاء مثل الانفجار الكبير.<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/universe.html
| عنوان = Is the Big Bang a black hole?
| ناشر = [[جون سي بايز]]
| تاريخ الوصول = 16 March 2018
| الأخير = Philip Gibbs
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181231021714/http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/universe.html | تاريخ أرشيف = 31 ديسمبر 2018 }}</ref>

=== اصطدامات عالية الطاقة ===
[[ملف:CMS_Higgs-event.jpg|وصلة=ملف:CMS Higgs-event.jpg|تصغير|حدث محاكاة في كاشف CMS: تصادم يمكن فيه إنشاء ثقب أسود متناهي الصغر]]
انهيار الجاذبية ليس هو العملية الوحيدة التي يمكن أن تخلق ثقوبًا سوداء. فمن حيث المبدأ، يمكن تشكيل الثقوب السوداء بسبب تصادمات [[فيزياء الجسيمات|عالية الطاقة]] تحقق كثافة كافية. لكن ومنذ عام 2002، لم يتم الكشف عن مثل هذه الأحداث، سواء بشكل مباشر أو غير مباشر بسبب نقص في توازن الكتلة في تجارب [[مسرع جسيمات|مسرّع الجسيمات]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Giddings|الأول=S. B.|مؤلف2-الأخير=Thomas|مؤلف2-الأول=S.|عنوان=High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics|تاريخ=2002|صحيفة=Physical Review D|المجلد=65|العدد=5|صفحة=056010|DOI=10.1103/PhysRevD.65.056010|arxiv=hep-ph/0106219|bibcode=2002PhRvD..65e6010G}}</ref> هذا يعني أنه يجب أن يكون هناك حد أدنى لكتلة الثقوب السوداء. من الناحية النظرية، من المتوقع أن تقع هذه الحدود حول [[كتلة بلانك]] ( ''m'' {{Sub|P}} = {{جذر|''[[ثابت بلانك]] [[سرعة الضوء|c]]''/''[[ثابت الجاذبية|G]]''}} ≈ {{Val|1.2}} ≈ {{Val|2.2}} ) ، حيث من المحتمل أن تبطل التأثيرات الكمومية تنبؤات النسبية العامة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Harada|الأول=T.|عنوان=Is there a black hole minimum mass?|صحيفة=Physical Review D|المجلد=74|العدد=8|صفحة=084004|تاريخ=2006|DOI=10.1103/PhysRevD.74.084004|arxiv=gr-qc/0609055|bibcode=2006PhRvD..74h4004H}}</ref> هذا من شأنه أن يجعل من فكرة تصنيع ثقوب سوداء غير محتمل على الكرة الأرضية أو بالقرب منها. ومع ذلك، تشير بعض التطورات في دراسات الجاذبية الكمية إلى أن كتلة بلانك يمكن أن تكون أقل من ذلك بكثير: على سبيل المثال، تضع بعض سيناريوهات [[علم الكون الغشائي|عالم الطبيعة]] الحدود الدنيا عند {{val|1|u=TeV/c2}}.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Arkani–Hamed|الأول=N.|مؤلف2-الأخير=Dimopoulos|مؤلف2-الأول=S.|مؤلف3-الأخير=Dvali|مؤلف3-الأول=G.|عنوان=The hierarchy problem and new dimensions at a millimeter|صحيفة=Physics Letters B|المجلد=429|العدد=3–4|صفحات=263–272|تاريخ=1998|arxiv=hep-ph/9803315|DOI=10.1016/S0370-2693(98)00466-3|bibcode=1998PhLB..429..263A}}</ref> هذا من شأنه أن يسمح بإمكانية إنشاء [[ثقب أسود دقيق|ثقوب سوداء دقيقة]] في تصادمات الطاقة العالية التي تحدث عندما تضرب [[أشعة كونية|الأشعة الكونية]] الغلاف الجوي للأرض، أو ربما ضمن [[مصادم الهدرونات الكبير|مصادم الهادرون الكبير]] في [[سيرن]]. هذه النظريات هي تخمينية للغاية، ونشوء الثقوب السوداء في العديد من هذه العمليات مُستبعد جداً.<ref name="LHCsafety">{{استشهاد بويب
| مسار = https://lsag.web.cern.ch/LSAG-Report.pdf
| عنوان = Review of the Safety of LHC Collisions
| ناشر = CERN
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20100414160742/http://lsag.web.cern.ch/lsag/LSAG-Report.pdf
| تاريخ أرشيف = 14 April 2010
| الأخير = LHC Safety Assessment Group
|حالة المسار=live}}</ref> حتى لو تم تشكيل ثقوب سوداء صغيرة، فمن المتوقع أن [[إشعاع هوكينغ|تتبخر]] خلال حوالي {{Sup|−25}} ثانية، بدون أن تشكل أي تهديد للأرض.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Cavaglià|الأول=M.|عنوان=Particle accelerators as black hole factories?|صحيفة=Einstein-Online|المجلد=4|صفحة=1010|تاريخ=2010|مسار=https://www.einstein-online.info/en/spotlight/accelerators_bh/|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20130508085759/http://www.einstein-online.info/spotlights/accelerators_bh|تاريخ أرشيف=8 May 2013|حالة المسار=live}}</ref>

=== النمو ===
بمجرد تشكيل ثقب أسود، يمكن أن يستمر في النمو عن طريق امتصاص [[مادة]] إضافية. أي ثقب أسود سوف يقوم بامتصاص [[غبار كوني|الغبار والغبار بين النجوم]] من المناطق المحيطة به. هذه هي العملية الأساسية التي من خلالها يبدو أن الثقوب السوداء الهائلة قد نمت إلى احجامها الحالية.<ref name="ReesVolonteri" /> تم اقتراح عملية مماثلة لتكوين [[ثقب أسود متوسط الكتلة|ثقوب سوداء متوسطة الكتلة]] تم العثور عليها في بعض [[عنقود مغلق|المجموعات الكروية]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأول=E.|الأخير=Vesperini|مؤلف2-الأول=S. L. W.|مؤلف2-الأخير=McMillan|مؤلف3-الأول=A.|مؤلف3-الأخير=d'Ercole|مؤلف4-الأول=F.|مؤلف4-الأخير=d'Antona|إظهار المؤلفين=3|عنوان=Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters|صحيفة=The Astrophysical Journal Letters|المجلد=713|العدد=1|صفحات=L41–L44|تاريخ=2010|DOI=10.1088/2041-8205/713/1/L41|arxiv=1003.3470|bibcode=2010ApJ...713L..41V}}</ref> يمكن أيضًا أن تندمج الثقوب السوداء مع اجسام أخرى مثل النجوم أو حتى الثقوب السوداء الأخرى. يُعتقد أن هذا الأمر كان مهمًا، لا سيما في مرحلة النمو المبكر للثقوب السوداء الفائقة الكتلة، والتي يمكن أن تتشكل من تجميع العديد من الأجسام الأصغر.<ref name="ReesVolonteri" /> وقد اقترح أيضاً أن هذه العملية كانت سبباً لنشوء بعض [[ثقب أسود متوسط الكتلة|الثقوب السوداء المتوسطة الكتلة]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Zwart|الأول=S. F. P.|مؤلف2-الأخير=Baumgardt|مؤلف2-الأول=H.|مؤلف3-الأخير=Hut|مؤلف3-الأول=P.|مؤلف4-الأخير=Makino|مؤلف4-الأول=J.|مؤلف5-الأخير=McMillan|مؤلف5-الأول=S. L. W.|إظهار المؤلفين=3|عنوان=Formation of massive black holes through runaway collisions in dense young star clusters|صحيفة=Nature|المجلد=428|العدد=6984|تاريخ=2004|DOI=10.1038/nature02448|PMID=15085124|arxiv=astro-ph/0402622|bibcode=2004Natur.428..724P|صفحات=724–726}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=O'Leary|الأول=R. M.|مؤلف2-الأخير=Rasio|مؤلف2-الأول=F. A.|مؤلف3-الأخير=Fregeau|مؤلف3-الأول=J. M.|مؤلف4-الأخير=Ivanova|مؤلف4-الأول=N.|مؤلف5-الأخير=o'Shaughnessy|مؤلف5-الأول=R.|إظهار المؤلفين=3|عنوان=Binary Mergers and Growth of Black Holes in Dense Star Clusters|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=637|العدد=2|صفحات=937–951|تاريخ=2006|DOI=10.1086/498446|arxiv=astro-ph/0508224|bibcode=2006ApJ...637..937O}}</ref>

=== التبخر ===
في عام 1974، تنبئ هوكينج أن الثقوب السوداء ليست سوداء تمامًا وإنما ينبعث منها كميات صغيرة من الإشعاع الحراري عند درجة حرارة  ℏ&nbsp;''c''{{sup|3}}/(8&nbsp;π&nbsp;''G''&nbsp;''M''&nbsp;[./https://en.wikipedia.org/wiki/Bolzmann_constant ''k''{{sub|B}}])،<ref name="Hawking1974" /> أصبح هذا التأثير معروفًا [[إشعاع هوكينغ|بإشعاع هوكينج]]. من خلال تطبيق [[نظرية الحقل الكمومي|نظرية المجال الكمومي]] على خلفية ثقب أسود ثابت، راى هوكينج أن الثقب الأسود يجب أن يصدر جزيئات تعكس  [[إشعاع الجسم الأسود|طيف جسم أسود]] مثالي. ومنذ نشر هوكينج لتنبؤاته، تحقق الكثيرون الآخرون من تلك النتائج وذلك من خلال أساليب مختلفة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Page|الأول=D. N.|عنوان=Hawking radiation and black hole thermodynamics|صحيفة=New Journal of Physics|المجلد=7|العدد=1|صفحة=203|تاريخ=2005|arxiv=hep-th/0409024|DOI=10.1088/1367-2630/7/1/203|bibcode=2005NJPh....7..203P}}</ref> إذا كانت نظرية هوكينج لإشعاع الثقب الأسود صحيحة، فهذا يعني  أن الثقوب السوداء ستتقلص وتتبخر بمرور الوقت لأنها تفقد الكتلة بسبب انبعاث الفوتونات والجزيئات الأخرى.<ref name="Hawking1974" /> تتناسب درجة حرارة هذا الطيف الحراري ([[إشعاع هوكينغ|درجة حرارة هوكينج]]) مع [[جاذبية سطحية|الجاذبية السطحية]] للثقب الأسود، والتي تتناسب عكسياً مع الكتلة (في ثقب شوارزشيلد الأسود). وبالتالي، فإن الثقوب السوداء الكبيرة تنبعث منها إشعاعات أقل من تلك المنبعثة من الثقوب السوداء الصغيرة.<ref name="Carroll5.8" />

ثقب أسود نجمي من {{كتلة شمسية|1}}    لديه درجة حرارة هوكينج 62 &nbsp; [[Nanokelvin|نانوكيلفين]].<ref>{{استشهاد بخبر
| الأخير = Siegel
| الأول = Ethan
| مؤلف-وصلة = Ethan Siegel
| عنوان = Ask Ethan: Do Black Holes Grow Faster Than They Evaporate?
| مسار = https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2017/08/19/ask-ethan-do-black-holes-grow-faster-than-they-evaporate/
| تاريخ الوصول = 17 March 2018
| عمل = Forbes ("Starts With A Bang" blog)
| تاريخ = 2017
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181122031830/https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2017/08/19/ask-ethan-do-black-holes-grow-faster-than-they-evaporate/ | تاريخ أرشيف = 22 نوفمبر 2018 }}</ref> هذا أقل بكثير من قيمة 2.7 كيلفين لإشعاع [[إشعاع الخلفية الكونية الميكروي|الخلفية الميكروويفية للكون]]. تكتسب الثقوب ذات الكتلة النجمية أو الثقوب السوداء الأكبر حجمًا من خلفية الميكروويف الكونية أكثر مما تخسر من خلال إشعاع هوكينج، وبالتالي ستنمو بدلاً من أن تنكمش.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Sivaram|الأول=C.|عنوان=Black hole Hawking radiation may never be observed!|صحيفة=General Relativity and Gravitation|تاريخ=2001|المجلد=33|العدد=2|صفحات=175–181|bibcode=2001GReGr..33..175S|DOI=10.1023/A:1002753400430}}</ref> للحصول على درجة حرارة هوكينج أكبر من 2.7 &nbsp; K (وليكون قادرًا على التبخر)، سيحتاج الثقب الأسود إلى كتلة أقل من كتلة [[القمر]] وسيكون بقطر أقل من عُشر المليمتر.<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.einstein-online.info/en/category/elementary/relativity-and-the-quantum-elementary/?set_language=en
| عنوان = Evaporating black holes?
| تاريخ = 2010
| موقع = Einstein online
| ناشر = Max Planck Institute for Gravitational Physics
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20110722055345/http://www.einstein-online.info/elementary/quantum/evaporating_bh/?set_language=en
| تاريخ أرشيف = 22 July 2011
| تاريخ الوصول = 12 December 2010
}}</ref>

إذا كان الثقب الأسود صغيرًا جدًا، فمن المتوقع أن يصبح تأثير الإشعاع قويا جدًا. ثقب أسود بوزن يقارب وزن الإنسان سوف يتبخر في لحظة. يبلغ قطر الثقب الأسود بكتلة السيارة حوالي 10{{sup|−24}} م ويحتاج نانو ثانية ليتبخر، وخلال هذه الفترة سيملك لمعان أكثر من 200 مرة من لمعان الشمس. من المُعتقد أن تبخر الثقوب السوداء المنخفضة الكتلة يحدث بشكل أسرع. على سبيل المثال، ثقب أسود بكتلة 1  TeV/''c'' سيستغرق أقل من  10{{sup|−88}} ثانية ليتبخر تمامًا. بالنسبة لمثل هذا الثقب الأسود الصغير، من المتوقع أن تلعب تأثيرات [[جاذبية كمية|الجاذبية الكمية]] دورًا مهمًا ومن الممكن افتراضيًا أن تجعل من هذه الثغرة السوداء الصغيرة مستقرة، على الرغم من أن الدراسات الحالية في الجاذبية الكمية لا تشير إلى ذلك.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Giddings|الأول=S. B.|مؤلف2-الأخير=Mangano|مؤلف2-الأول=M. L.|عنوان=Astrophysical implications of hypothetical stable TeV-scale black holes|صحيفة=Physical Review D|المجلد=78|العدد=3|صفحة=035009|تاريخ=2008|DOI=10.1103/PhysRevD.78.035009|arxiv=0806.3381|bibcode=2008PhRvD..78c5009G}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Peskin|الأول=M. E.|عنوان=The end of the world at the Large Hadron Collider?|مسار=https://archive.org/details/sim_canadian-journal-of-physics_2008-01_86_1/page/14|صحيفة=Physics|المجلد=1|صفحة=14|تاريخ=2008|DOI=10.1103/Physics.1.14|bibcode=2008PhyOJ...1...14P}}</ref>

من المتوقع أن يكون إشعاع هوكينج لثقب أسود فلكي ضعيفًا جدًا وبالتالي سيكون من الصعب للغاية اكتشافه من الأرض. الاستثناء المحتمل هو هبّات أشعة غاما المنبعثة في المرحلة الأخيرة من تبخر الثقوب السوداء البدائية. أثبتت عمليات البحث عن هذه الهبّات نجاحها وأعطت حدودا ً ارمة لإمكانية وجود ثقوب سوداء بدائية منخفضة الكتلة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Fichtel|الأول=C. E.|مؤلف2-الأخير=Bertsch|مؤلف2-الأول=D. L.|مؤلف3-الأخير=Dingus|مؤلف3-الأول=B. L.|مؤلف4-الأخير=Esposito|مؤلف4-الأول=J. A.|مؤلف5-الأخير=Hartman|مؤلف5-الأول=R. C.|مؤلف6-الأخير=Hunter|مؤلف6-الأول=S. D.|مؤلف7-الأخير=Kanbach|مؤلف7-الأول=G.|مؤلف8-الأخير=Kniffen|مؤلف8-الأول=D. A.|مؤلف9-الأخير=Lin|مؤلف9-الأول=Y. C.|إظهار المؤلفين=3|عنوان=Search of the energetic gamma-ray experiment telescope (EGRET) data for high-energy gamma-ray microsecond bursts|صحيفة=Astrophysical Journal|المجلد=434|العدد=2|صفحات=557–559|تاريخ=1994|DOI=10.1086/174758|bibcode=1994ApJ...434..557F}}</ref> يواصل  [[مرصد فيرمي الفضائي لأشعة غاما]] والذي أطلقته [[مرصد فيرمي الفضائي لأشعة غاما|ناسا]] عام 2008 البحث عن هذه الهبات.<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/testing_fundamental_physics.html
| عنوان = Testing Fundamental Physics
| ناشر = NASA
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20080831045232/http://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/testing_fundamental_physics.html
| تاريخ أرشيف = 31 August 2008
| تاريخ الوصول = 16 September 2008
| الأخير = Naeye
| الأول = R.
|حالة المسار=live}}</ref>

إذا تبخرت الثقوب السوداء عبر [[إشعاع هوكينغ|إشعاع هوكينج]] ، فإن ثقباً أسوداً بكتلة الشمس سوف يتبخر (يبدأ بمجرد أن تنخفض درجة حرارة خلفية الميكروويف الكونية دون درجة حرارة الثقب الأسود) على مدى 10{{sup|64}} سنة.<ref name="Frautschi1982">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Frautschi|الأول=S.|عنوان=Entropy in an Expanding Universe|صحيفة=Science|المجلد=217|العدد=4560|سنة=1982|صفحات=593–599|DOI=10.1126/science.217.4560.593|PMID=17817517|bibcode=1982Sci...217..593F}} See page 596: table 1 and section "black hole decay" and previous sentence on that page.</ref> ثقب أسود هائل بكتلة من 10 {{Sup|11}} (100 مليار) {{كتلة شمسية|}}  سيتبخر في حوالي 2 × 10 {{Sup|100}} سنة.<ref name="page">Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole, Don N. Page, ''Physical Review D'' '''13''' (1976), pp. 198–206. {{دوي|10.1103/PhysRevD.13.198}}. See in particular equation (27).</ref> وتوقع لبعض الثقوب السوداء العملاقة في الكون أن تستمر في النمو حتى تصل إلى 10 {{Sup|14}} {{كتلة شمسية}}  إلى فترة انهيار العناقيد المجرية الهائلة. وحتى هذه سوف تتبخر على مدى زمني يصل إلى 10 {{Sup|106}} سنة.<ref name="Frautschi1982" /><br />

== الأدلة الرصدية ==
بحكم طبيعتها، لا ينبعث من الثقوب السوداء مباشرة أي إشعاع كهرمغنطيسي بخلاف [[إشعاع هوكينغ|إشعاع هوكينج]] الافتراضي، لذلك يتوجب على علماء الفيزياء الفلكية الذين يبحثون عن الثقوب السوداء الاعتماد عمومًا على الملاحظات غير المباشرة. على سبيل المثال، يمكن في بعض الأحيان الاستدلال على وجود ثقب أسود من خلال مراقبة تفاعلاتها الجاذبية مع محيطها.<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/black-holes
| عنوان = Black Holes {{!}} Science Mission Directorate
| ناشر = NASA
| تاريخ الوصول = 17 March 2018
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190518045654/https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/black-holes | تاريخ أرشيف = 18 مايو 2019 }}</ref>

في 10 أبريل 2019، تم نشر أول صورة لثقب أسود تم رؤيته بصورة مكبرة لأن مسارات الضوء بالقرب من أفق الحدث شديدة الانحناء. ينتج الظل الداكن في الوسط عن مسارات الضوء التي يمتصها الثقب الأسود. محتوى الصورة من اللون كان مضافا، فهالة الضوء المكتشفة في هذه الصورة ليست في الطيف المرئي، ولكن ضمن موجات الراديو اللامرئية.
[[ملف:20190410l.tif|وصلة=ملف:20190410l.tif|تصغير|يصور انطباع هذا الفنان مسارات الفوتونات بالقرب من الثقب الأسود. إن ثني الجاذبية والتقاط الضوء من أفق الحدث هو سبب الظل الذي تم التقاطه بواسطة [[مقراب أفق الحدث|تلسكوب أفق الحدث]]]]
يعد [[مقراب أفق الحدث|تلسكوب أفق الحدث]] (EHT)  الذي يديره {{Ill-WD2|مرصد هايستاك|id=Q5687260}} في [[معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا]]، برنامجًا نشطًا يلاحظ بشكل مباشر البيئة المباشرة لأفق أحداث الثقوب السوداء، مثل الثقب الأسود في وسط درب التبانة. في أبريل 2017، بدأ التلسكوب بمراقبة الثقب الأسود في وسط [[ميسيه 87]].<ref name="eht">{{استشهاد بويب
| مسار = https://eventhorizontelescope.org/galleries/2017-observations
| عنوان = April 2017 Observations
| موقع = Event Horizon Telescope
| تاريخ الوصول = 11 April 2019
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190410223148/https://eventhorizontelescope.org/galleries/2017-observations | تاريخ أرشيف = 10 أبريل 2019 }}</ref> "في المجمل، راقبت ثمانية مراصد راديوية تقع على ستة جبال ضمن أربع قارات المجرة في برج العذراء بشكل متقطع لمدة 10 أيام في أبريل 2017" موفرة البيانات التي أدت لتوليد الصورة، بعد عامين، في أبريل 2019.<ref name="OverbyeApril2019">{{استشهاد بخبر
| مسار = https://www.nytimes.com/2019/04/10/science/black-hole-picture.html
| عنوان = Darkness Visible, Finally: Astronomers Capture First Ever Image of a Black Hole
| الأخير = Overbye
| الأول = Dennis
| تاريخ = 10 April 2019
| تاريخ الوصول = 11 April 2019
| عمل = The New York Times
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190521104622/https://www.nytimes.com/2019/04/10/science/black-hole-picture.html | تاريخ أرشيف = 21 مايو 2019 }}</ref> فبعد عامين من معالجة البيانات، أصدرت EHT أول صورة مباشرة لثقب أسود، وتحديداً الثقب الأسود الهائل الذي يقع في وسط مجرة مسييه 87.<ref>{{استشهاد بخبر
| مسار = https://www.nytimes.com/video/science/space/100000006453594/first-image-black-hole.html
| النوع = video
| تاريخ = 10 April 2019
| الأخير = AP
| عمل = The New York Times
| عنوان = Astronomers Reveal the First Picture of a Black Hole
| تاريخ الوصول = 11 April 2019
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190522052307/https://www.nytimes.com/video/science/space/100000006453594/first-image-black-hole.html | تاريخ أرشيف = 22 مايو 2019 }}</ref><ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.youtube.com/watch?v=_yGSgUUYDQ8&t=46m50s
| عنوان = The Event Horizon Telescope: Imaging and Time-Resolving a Black Hole
| تاريخ = 4 April 2016
| موقع = Physics @ Berkeley
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20161201115303/https://www.youtube.com/watch?v=_yGSgUUYDQ8&t=46m50s
| تاريخ أرشيف = 1 December 2016
| تاريخ الوصول = 8 July 2016
| الأخير = Doeleman
| الأول = Shep
|حالة المسار=live}}</ref> ما هو مرئي ليس الثقب الأسود الذي يظهر باللون الأسود، بل الغازات على حافة أفق الحدث، والتي تظهر باللون البرتقالي أو الأحمر، وبالتالي تحدد مكان الثقب الأسود.<ref name="GrossmanApril2019">{{استشهاد بخبر
| مسار = https://www.sciencenews.org/article/black-hole-first-picture-event-horizon-telescope
| عنوان = The first picture of a black hole opens a new era of astrophysics
| تاريخ = 10 April 2019
| الأخير = Grossman
| الأول = Lisa
| مؤلف2-الأخير = Conover
| مؤلف2-الأول = Emily
| عمل = Science News
| تاريخ الوصول = 11 April 2019
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190427192956/https://www.sciencenews.org/article/black-hole-first-picture-event-horizon-telescope | تاريخ أرشيف = 27 أبريل 2019 }}</ref> علقت عالمة الفيزياء الفلكية فريال أوزيل، عضو الفريق، على هذه الصورة ونظرية النسبية العامة: لمجرد أن هذه الصورة الأولى تدعم النسبية العامة "لا تعني أن النسبية العامة جيدة تمامًا“.<ref name="GrossmanApril2019" />

قبل ذلك، في عام 2015، اكتشفت EHT حقولًا مغناطيسية خارج أفق حدث [[الرامي A*]]، بل وكانت قادرة على تمييز بعض خصائصها. تم التنبؤ بوجود مجالات مغناطيسية من خلال الدراسات النظرية للثقوب السوداء.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Resolved magnetic-field structure and variability near the event horizon of Sagittarius A*|مسار=https://science.sciencemag.org/content/350/6265/1242|صحيفة=Science|تاريخ=4 December 2015|صفحات=1242–1245|المجلد=350|العدد=6265|DOI=10.1126/science.aac7087|الأول=M. D.|الأخير=Johnson|مؤلف2-الأول=V. L.|مؤلف2-الأخير=Fish|مؤلف3-الأول=S. S.|مؤلف3-الأخير=Doeleman|مؤلف4-الأول=D. P.|مؤلف4-الأخير=Marrone|مؤلف5-الأول=R. L.|مؤلف5-الأخير=Plambeck|مؤلف6-الأول=J. F. C.|مؤلف6-الأخير=Wardle|مؤلف7-الأول=K.|مؤلف7-الأخير=Akiyama|مؤلف8-الأول=K.|مؤلف8-الأخير=Asada|مؤلف9-الأول=C.|مؤلف9-الأخير=Beaudoin|arxiv=1512.01220|bibcode=2015Sci...350.1242J|PMID=26785487|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20151206183057/http://www.sciencemag.org/content/350/6265/1242|تاريخ أرشيف=6 December 2015|حالة المسار=live}}</ref><ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.cfa.harvard.edu/news/2015-28
| عنوان = Event Horizon Telescope Reveals Magnetic Fields at Milky Way's Central Black Hole
| تاريخ = 3 December 2015
| موقع = cfa.harvard.edu
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20151231211408/https://www.cfa.harvard.edu/news/2015-28
| تاريخ أرشيف = 31 December 2015
| تاريخ الوصول = 12 January 2016
|حالة المسار=live}}</ref>
[[ملف:IonringBlackhole.jpeg|وصلة=ملف:IonringBlackhole.jpeg|تصغير|منظر متوقع لثقب أسود لا يدور مع منطقة حلقية من المادة المتأينة، وهو ما تم اقتراحه <ref>O. Straub ، FH Vincent ، MA Abramowicz ، E. Gourgoulhon ، T. Paumard ، "نمذجة صورة ظلية ثقب أسود في Sgr A * مع ion tori" ، Astron Astroph 543 (2012) A8</ref> كنموذج لـ [[الرامي A*|القوس القوس A *]] . يرجع عدم التماثل إلى [[تأثير دوبلر]] الناتج عن السرعة المدارية الهائلة اللازمة لتحقيق التوازن في الطرد المركزي لجاذبية الثقوب القوية للغاية.]]

=== الكشف عن موجات الجاذبية من دمج الثقوب السوداء ===
في 14 سبتمبر 2015، تمكن مرصد [[ليغو (مرصد)|ليجو]] للموجات الجاذبية من رصد أول [[أول رصد للموجات الثقالية|ملاحظة مباشرة]] تشير إلى [[أول رصد للموجات الثقالية|موجات الجاذبية]] .<ref name="PRL-20160211" /><ref name="NYT-20160211-db">{{استشهاد بخبر
| الأخير = Overbye
| الأول = Dennis
| مؤلف-وصلة = Dennis Overbye
| عنوان = Physicists Detect Gravitational Waves, Proving Einstein Right
| مسار = https://www.nytimes.com/2016/02/12/science/ligo-gravitational-waves-black-holes-einstein.html
| تاريخ = 11 February 2016
| عمل = [[نيويورك تايمز]]
| تاريخ الوصول = 11 February 2016
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160211165128/http://www.nytimes.com/2016/02/12/science/ligo-gravitational-waves-black-holes-einstein.html
| تاريخ أرشيف = 11 February 2016
|حالة المسار=live}}</ref> كانت الإشارة متسقة مع التنبؤات النظرية للموجات التثاقلية الناتجة عن اندماج ثقبين أسودين: ثقب بكتلة تقارب 36 [[كتلة شمسية]] والأخر بكتلة تقارب 29 كتلة شمسية.<ref name="PRL-20160211" /><ref name="Properties">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Abbott|الأول=Benjamin P.|arxiv=1602.03840|عنوان=Properties of the binary black hole merger GW150914|صحيفة=Physical Review Letters|المجلد=116|العدد=24|صفحات=241102|تاريخ=11 February 2016|bibcode=2016PhRvL.116x1102A|DOI=10.1103/PhysRevLett.116.241102|PMID=27367378}}</ref> وفر ذلك الرصد أفضل الأدلة الأكثر إثباتًا على وجود ثقوب سوداء حتى تاريخه. فعلى سبيل المثال، تشير إشارة موجة الجاذبية إلى أن المسافة الفاصلة بين الثقبين قبل الاندماج كان 350 كم (أو ما يقرب من 4 أضعاف نصف قطر شوارزشيلد المقابلة للكتل المُحتسبة). لذلك وجب أن تكون تلك الأجسام مضغوطة للغاية، مما يترك الثقوب السوداء كالتفسير المنطقي الوحيد لتلك الكتل.<ref name="PRL-20160211" />

والأهم من ذلك هو أن الإشارة التي لاحظها مرصد ليجو تضمنت أيضًا بداية [[ثقب أسود ثنائي|رنين]] ما بعد الدمج، وهي الإشارة التي يتم إنتاجها عندما يستقر الجسم المضغوط (الحديث المنشأ) ضمن حالة ثابتة. يمكن القول إن طريقة الرنين هي الطريقة الأكثر مباشرة لمراقبة الثقوب السوداء.<ref name="Cardoso2016">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Cardoso, V.|مؤلف2-الأخير=Franzin, E.|مؤلف3-الأخير=Pani, P.|عنوان=Is the gravitational-wave ringdown a probe of the event horizon?|DOI=10.1103/PhysRevLett.116.171101|PMID=27176511|صحيفة=[[Physical Review Letters]]|arxiv=1602.07309|سنة=2016|المجلد=116|العدد=17|صفحات=171101|bibcode=2016PhRvL.116q1101C}}</ref> من إشارة ليغو، كان من الممكن استخراج التردد ووقت التخميد للوضع السائد في الرنين. ومن هذه تم استنتاج الزخم الشامل والزاوي للكائن النهائي، والذي يطابق التنبؤات المستقلة من المحاكاة العددية للاندماج.<ref name="tests">{{استشهاد بويب
| مسار = https://dcc.ligo.org/P1500213/public
| عنوان = Tests of general relativity with GW150914
| تاريخ = 11 February 2016
| ناشر = [[ليغو (مرصد)]]
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160215165039/https://dcc.ligo.org/P1500213/public
| تاريخ أرشيف = 15 February 2016
| تاريخ الوصول = 12 February 2016
| الأخير = Abbott
| الأول = Benjamin P.
|حالة المسار=live}}</ref> يتم تحديد وقت تكرار وتسود الوضع المهيمن بواسطة هندسة كرة الفوتون. وبالتالي، فإن مراقبة هذا الوضع المهيمن أكد وجود كرة الفوتون. ومع ذلك لا يمكن أن تُستبعد البدائل الغريبة المحتملة للثقوب السوداء التي تكون مضغوطة بدرجة كافية للحصول على كرة فوتون.<ref name="Cardoso2016" />

توفر الملاحظة أيضًا أول دليل مُلاحظي لوجود ثنائيات الثقب الأسود ذات الكتل النجمية. علاوة على ذلك، يُعد ذلك كأول دليل على وجود ثقوب سوداء ذات كتلة نجمية تصل إلى 25 كتلة شمسية أو أكثر.<ref name="implications">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Astrophysical Implications of the Binary Black Hole Merger GW150914|DOI=10.3847/2041-8205/818/2/L22|صحيفة=Astrophys. J. Lett.|المجلد=818|العدد=2|صفحات=L22|مسار=https://dcc.ligo.org/P1500262/public|arxiv=1602.03846|bibcode=2016ApJ...818L..22A|سنة=2016|الأخير=Abbott|الأول=B. P.|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20160316053938/https://dcc.ligo.org/P1500262/public|تاريخ أرشيف=16 March 2016|حالة المسار=live}}</ref>

في 15 يونيو 2016، تم الإعلان عن اكتشاف ثان لحدث موجة الجاذبية من تصادم الثقوب السوداء،<ref name="NYT-20160615">{{استشهاد بخبر
| الأخير = Overbye
| الأول = Dennis
| مؤلف-وصلة = Dennis Overbye
| عنوان = Scientists Hear a Second Chirp From Colliding Black Holes
| مسار = https://www.nytimes.com/2016/06/16/science/ligo-gravitational-waves-einstein.html
| تاريخ = 15 June 2016
| عمل = [[نيويورك تايمز]]
| تاريخ الوصول = 15 June 2016
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160615181825/http://www.nytimes.com/2016/06/16/science/ligo-gravitational-waves-einstein.html
| تاريخ أرشيف = 15 June 2016
|حالة المسار=live}}</ref> ومنذ ذلك الحين تم التقاط  {{Ill-WD2|موجات جاذبية أخرى|id=Q24717009}} .<ref name="ligo list" />

=== الحركة الصحيحة لنجوم تدور حول القوس A * ===
توفر [[حركة خاصة|الحركات المناسبة]] للنجوم القريبة من مركز [[درب التبانة]] دليلًا قويًا على أن هذه النجوم تدور حول ثقب أسود هائل.<ref name="Gillessen">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Gillessen|الأول=S.|مؤلف2-الأخير=Eisenhauer|مؤلف2-الأول=F.|مؤلف3-الأخير=Trippe|مؤلف3-الأول=S.|مؤلف4-الأخير=Alexander|مؤلف4-الأول=T.|مؤلف5-الأخير=Genzel|مؤلف5-الأول=R.|مؤلف6-الأخير=Martins|مؤلف6-الأول=F.|مؤلف7-الأخير=Ott|مؤلف7-الأول=T.|إظهار المؤلفين=3|عنوان=Monitoring Stellar Orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=692|العدد=2|صفحات=1075–1109|تاريخ=2009|DOI=10.1088/0004-637X/692/2/1075|arxiv=0810.4674|bibcode=2009ApJ...692.1075G}}</ref> منذ عام 1995، قام علماء الفلك بتتبع حركات 90 نجمًا تدور حول جسم غير مرئي يتزامن مع مصدر الراديو [[الرامي A*]] . من خلال تطبيق حركاتها على معادلات [[مدار كيبلر|الامدارات الكبلرية]]، استنتج علماء الفلك، في عام 1998، وجود جسم بكتلة تصل إلى 2.6 مليون M ☉ وبجم يصل نصف قطره إلى 0.02 [[سنة ضوئية]]، وذلك لتفسير حركة تلك النجوم.<ref name="Ghez1998">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Ghez|الأول=A. M.|مؤلف2-الأخير=Klein|مؤلف2-الأول=B. L.|مؤلف3-الأخير=Morris|مؤلف3-الأول=M.|مؤلف4-الأخير=Becklin|مؤلف4-الأول=E. E.|إظهار المؤلفين=3|عنوان=High Proper‐Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=509|العدد=2|صفحات=678–686|تاريخ=1998|DOI=10.1086/306528|arxiv=astro-ph/9807210|bibcode=1998ApJ...509..678G}}</ref> ومنذ ذلك الوقت، أكمل أحد النجوم - يسمى [[S2 (نجم)|S2]] - مدارا كامل حول الجسم المتوقع. من البيانات المدارية، كان العلماء قادرين على تصحيح حساب الكتلة إلى 4.3 مليون {{كتلة شمسية}}  وتصحيح قيمة نصف قطرها إلى أقل من 0.002 سنة ضوئية ليصبح ذلك الجسم المخفي قادرا على فرض تلك الحركة المدارية على النجوم التي تتبع حركة.<ref name="Gillessen" /> لا يزال الحد الأعلى لحجم الكائن أكبر من لإمكانية اختبار ما إذا كان أصغر من نصف قطر شفارتزشيلد الخاص به؛ ومع ذلك ، فإن هذه الملاحظات تشير بقوة إلى أن الجسم المركزي هو ثقب أسود هائل، حيث لا توجد سيناريوهات أخرى معقولة لحصر الكثير من الكتلة غير المرئية ضمن هذا الحجم الصغير.<ref name="Ghez1998" /> بالإضافة إلى ذلك، هناك بعض الأدلة التي تم ملاحظتها و التي تشير إلى أن هذا الجسم قد يمتلك أفق الحدث، الميزة الفريدة للثقوب السوداء.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=The Event Horizon of Sagittarius A*|الأخير=Broderick|الأول=Avery|تاريخ=August 2009|صحيفة=The Astrophysical Journal|DOI=10.1088/0004-637X/701/2/1357|مؤلف2-الأخير=Loeb|مؤلف2-الأول=Abraham|مؤلف3-الأخير=Narayan|مؤلف3-الأول=Ramesh|المجلد=701|العدد=2|صفحات=1357–1366|arxiv=0903.1105|bibcode=2009ApJ...701.1357B}}</ref>

=== تراكم المادة ===
[[ملف:Black_Holes_-_Monsters_in_Space.jpg|يمين|تصغير|ثقب أسود مع الهالة، ومصدر لأشعة سينية (تخيل للرسام).<ref name="NASA-20140812">{{استشهاد بويب
| مسار = https://www.jpl.nasa.gov/news/nasas-nustar-sees-rare-blurring-of-black-hole-light/
| عنوان = NASA's NuSTAR Sees Rare Blurring of Black Hole Light
| تاريخ = 12 August 2014
| موقع = [[ناسا]]
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140813072002/http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-273
| تاريخ أرشيف = 13 August 2014
| تاريخ الوصول = 12 August 2014
| الأخير = <!--Staff writer(s); no by-line.-->
|حالة المسار=live}}</ref>]]
بسبب [[زخم زاوي|مبدأ الحفاظ على الزخم الزاوي]]، <ref>{{استشهاد بخبر
| مسار = https://phys.org/news/2018-02-dynamics-black-hole-rotational-energy.html
| عنوان = Researchers clarify dynamics of black hole rotational energy
| تاريخ الوصول = 17 September 2018
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180917105330/https://phys.org/news/2018-02-dynamics-black-hole-rotational-energy.html | تاريخ أرشيف = 17 سبتمبر 2018 }}</ref> لإإن الغاز الذي يسقط في [[جهد الجاذبية|البئر التثاقلي]] الناتج عن جسم ضخم سوف يشكل بنية تشبه القرص حول ذلك الجسم. إن تخيلات الفنانين لشكل ذلك القرص حول الثقب الأسود، عادةً ما يتم ترجمتها كما لو كان جسمًا مسطحًا يخفي جزءًا من القرص خلفه مباشرةً ، ولكن الواقع مختلف، فالعدسات الجاذبية ستشوه إلى حد كبير صورة قرص التراكم.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Marck|الأول=Jean-Alain|عنوان=Short-cut method of solution of geodesic equations for Schwarzchild black hole|صحيفة=Classical and Quantum Gravity|المجلد=13|العدد=3|تاريخ=1 March 1996|issn=0264-9381|DOI=10.1088/0264-9381/13/3/007|صفحات=393–402|arxiv=gr-qc/9505010}}</ref>
[[ملف:CNRSblackhole.jpg|وصلة=ملف:CNRSblackhole.jpg|تصغير|منظر متوقع من خارج أفق ثقب أسود في شفارتزشيلد مضاء بواسطة قرص تراكم رفيع]]
قد يتسبب الاحتكاك، داخل هذا القرص،  بنقل الزخم الزاوي للخارج، مما يسمح بتراجع المادة إلى الداخل ، وبالتالي إطلاق [[طاقة وضع|طاقة الوضع]] وزيادة درجة حرارة الغاز.<ref name="McClintockRemillard2006">{{استشهاد بكتاب|مؤلف1=McClintock|الأول=J. E.|مؤلف2=Remillard|مؤلف2-الأول=R. A.|الفصل=Black Hole Binaries|محرر1-الأول=W.|محرر1=Lewin|محرر2-الأول=M.|محرر2=van der Klis|عنوان=Compact Stellar X-ray Sources|وصلة=https://archive.org/details/compactstellarxr0000unse|صفحة=[https://archive.org/details/compactstellarxr0000unse/page/157 157]|تاريخ=2006|ISBN=978-0-521-82659-4|arxiv=astro-ph/0306213|bibcode=2006csxs.book..157M}} section 4.1.5.</ref>
[[ملف:PIA18467-NuSTAR-Plot-BlackHole-BlursLight-20140812.png|وصلة=ملف:PIA18467-NuSTAR-Plot-BlackHole-BlursLight-20140812.png|يمين|تصغير|عدم وضوح الأشعة السينية بالقرب من الثقب الأسود ( [[نوستار]] ، 12 أغسطس 2014).<ref name="NASA-20140812" />]]
عندما يكون الجسم التراكم [[نجم نيوتروني|نجمًا نيوترونيًا]] أو ثقبًا أسود، فإن الغاز الموجود في قرص التراكم الداخلي يدور بسرعات عالية جدًا نظرًا لقربه من [[بقايا نجمية متراصة|الجسم المضغوط]]. الاحتكاك الناتج مؤثر للغاية لدرجة أنه يرفع حرارة القرص الداخلي إلى درجات حرارة تنبعث منها كميات هائلة من الإشعاع الكهرومغناطيسي (الأشعة السينية بشكل رئيسي). يمكن الكشف عن مصادر الأشعة السينية الساطعة هذه بواسطة التلسكوبات. عملية التراكم هذه هي واحدة من أكثر العمليات المعروفة كفاءة في إنتاج الطاقة؛ حيث يمكن أن ينبعث ما يصل إلى 40٪ من كتلة المواد المتراكمة كإشعاع.<ref name="McClintockRemillard2006" /> (في الانصهار النووي، يتم تحويل حوالي 0.7٪ فقط من الكتلة إلى طاقة ). في الكثير من الحالات، تترافق أقراص التراكم مع [[تدفق مادي فلكي|نفاثات نسبية]] تنبعث على طول الأقطاب، حاملة الكثير من الطاقة. آلية إنشاء هذه النفاثات غير مفهومة بشكل جيد في الوقت الحالي ، ويعزى ذلك جزئيًا إلى عدم كفاية البيانات.<ref>{{استشهاد بخبر
| عنوان = What powers a black hole's mighty jets?
| مسار = https://www.sciencemag.org/news/2014/11/what-powers-black-holes-mighty-jets
| تاريخ الوصول = 19 March 2018
| عمل = Science {{!}} AAAS
| تاريخ = 19 November 2014
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190505171217/https://www.sciencemag.org/news/2014/11/what-powers-black-holes-mighty-jets | تاريخ أرشيف = 05 مايو 2019 }}</ref>

وعليه، فإن العديد من ظواهر الكون الأكثر حيوية تنسب إلى آلية تراكم المادة على الثقوب السوداء. على وجه الخصوص، يُعتقد أن [[نواة مجرية نشطة|النوى المجرية]] [[نجم زائف|والكوازارات]] [[نواة مجرية نشطة|النشطة]] هي أقراص تراكم الثقوب السوداء الفائقة الكتلة.<ref name="CMS1999">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Celotti|الأول=A.|مؤلف2-الأخير=Miller|مؤلف2-الأول=J. C.|مؤلف3-الأخير=Sciama|مؤلف3-الأول=D. W.|عنوان=Astrophysical evidence for the existence of black holes|صحيفة=Classical and Quantum Gravity|المجلد=16|العدد=12A|صفحات=A3–A21|تاريخ=1999|arxiv=astro-ph/9912186|DOI=10.1088/0264-9381/16/12A/301|مسار=http://cds.cern.ch/record/411555/files/9912186.pdf| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180727052939/http://cds.cern.ch/record/411555/files/9912186.pdf | تاريخ أرشيف = 27 يوليو 2018 }}</ref> وبالمثل ، من المقبول عمومًا أن تكون ثنائيات الأشعة السينية أنظمة [[نجم ثنائي|نجوم ثنائية]] يكون فيها أحد النجومين عبارة عن جسم مضغوط يتراكم من رفيقه.<ref name="CMS1999" /> وقد اُقترح أن بعض [[مصدر أشعة إكس فائق التألق|مصادر الأشعة السينية فائقة السطوع]] قد تكون  ناتجة عن أقراص تراكم [[ثقب أسود متوسط الكتلة|الثقوب السوداء المتوسطة الكتلة]] .<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Winter|الأول=L. M.|مؤلف2-الأخير=Mushotzky|مؤلف2-الأول=R. F.|مؤلف3-الأخير=Reynolds|مؤلف3-الأول=C. S.|عنوان=XMM‐Newton Archival Study of the Ultraluminous X‐Ray Population in Nearby Galaxies|تاريخ=2006|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=649|العدد=2|صفحات=730–752|arxiv=astro-ph/0512480|DOI=10.1086/506579|bibcode=2006ApJ...649..730W}}</ref>

في نوفمبر 2011، تم تسجيل أول ملاحظة مباشرة لقرص تراكم النجوم حول ثقب أسود هائل.<ref>{{استشهاد بويب
| مسار = https://esahubble.org/news/heic1116/
| عنوان = Hubble directly observes the disc around a black hole
| موقع = www.spacetelescope.org -GB
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160308001224/http://spacetelescope.org/news/heic1116/
| تاريخ أرشيف = 8 March 2016
| تاريخ الوصول = 7 March 2016
| الأخير = [[المرصد الأوروبي الجنوبي]]
|حالة المسار=live}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Muñoz|الأول=José A.|مؤلف2-الأخير=Mediavilla|مؤلف2-الأول=Evencio|مؤلف3-الأخير=Kochanek|مؤلف3-الأول=Christopher S.|مؤلف4-الأخير=Falco|مؤلف4-الأول=Emilio|مؤلف5-الأخير=Mosquera|مؤلف5-الأول=Ana María|تاريخ=1 December 2011|عنوان=A Study of Gravitational Lens Chromaticity with the Hubble Space Telescope|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=742|العدد=2|صفحات=67|DOI=10.1088/0004-637X/742/2/67|arxiv=1107.5932|bibcode=2011ApJ...742...67M}}</ref>
<br />

== تاريخ مفهوم الثقوب السوداء ==

[[ملف:Black hole (NASA).jpg|تصغير|صورة خيالية لثقب أسود.]]

كان طرح فرضية إمكانية وجود مثل هذه الظاهرة هو اكتشاف [[أوول رومر|رومر]] أن [[ضوء|للضوء]] [[سرعة]] محددة، وطرح هذا الاكتشاف تساؤلاً وهو لماذا لا تزيد [[سرعة الضوء]] إلى سرعة أكبر؟ وفُسِّر ذلك على أنه قد يكون [[جاذبية|للجاذبية]] تأثير على [[ضوء|الضوء]]، وكتب ''[[جون مينشل]]'' من هذا الاكتشاف مقالاً عام 1783 م أشار فيه إلى أنه قد يكون [[نجم|للنجم]] الكثيف المتراص جاذبية شديدة جدًا حتى أن [[ضوء|الضوء]] لا يمكنهُ الإفلات منها فأي [[ضوء]] ينبعث من سطح [[نجم|النجم]] تعيده هذه الجاذبية.<ref name="Michell1784">{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف=Michell, J. |سنة=1784 |عنوان=On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose |صحيفة=Phil. Trans. R. Soc. (London) |المجلد=74 |صفحات=35–57|مسار=https://www.jstor.org/stable/106576 |ناشر=Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. 74 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200320120430/https://www.jstor.org/stable/106576 | تاريخ أرشيف = 20 مارس 2020 }}</ref> 
 
وهناك فرضية تقول أيضًا أنه يوجد نجوم عديدة من هذه [[نجم|النجوم]] لا يمكننا أن نرى ضوءها؛ لأنها لا تبعثه لكننا نستطيع أن نتحسس جاذبيتها، وهذه النجوم هي ما نسميها بـ ''الثقوب السوداء'' أي الفجوات في الفضاء، وقد أهملت هذه الأفكار؛ لأن [[ضوء|النظرية الموجية للضوء]] كانت سائدة في ذلك الوقت، وأعاد العالم الفرنسي [[بيير لابلاس|بيير سيمون لابلاس]] هذه الفكرة إلى الواجهة في 1796 م في [[كتاب]]ه Exposition du Système du Monde (مقدمة عن النظام [[الكون]]ي)<ref>{{استشهاد بويب|مسار=https://library.thinkquest.org/25715/discovery/conceiving.htm#darkstars |عنوان=Dark Stars (1783) |تاريخ الوصول=2008-05-28 |سنة = 1999 |ناشر=Thinkquest| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20121017061233/http://library.thinkquest.org/25715/discovery/conceiving.htm | تاريخ أرشيف = 17 أكتوبر 2012 }}</ref><ref>Laplace; see Israel, Werner (1987), "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W. & Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, Sec. 7.4</ref> ولكن معاصريه شككوا في صحة الفكرة لهشاشتها النظرية<ref>Thorne (1994:123–124).</ref> إلى أن جاءت [[النسبية العامة|نظرية النسبية العامة]] ل[[ألبرت أينشتاين]] التي برهنت على إمكانية وجود الثقوب السوداء.<ref name="مولد تلقائيا3">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Schwarzschild|الأول=Karl|مؤلف-وصلة=Karl Schwarzschild|عنوان=Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie|صحيفة=Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.|سنة=1916|صفحات=189–196}} and {{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Schwarzschild|الأول=Karl|مؤلف-وصلة=Karl Schwarzschild|عنوان=Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie|صحيفة=Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.|صفحات=424–434|سنة=1916}}</ref>

وبعد ذلك بدأ [[عالم (مهنة)|علماء]] [[علم الفلك|الفلك]] في البحث عن آثارها باستخدام التلسكوبات الأرضية والفضائية حيث تم اكتشاف أن [[الدجاجة X-1|نجم الدجاجة إكس-1]] يرجح أن يكون ثقب أسود محتمل سنة 1971 م،<ref>{{استشهاد بويب|مسار= https://blackholes.stardate.org/history/|عنوان=Timeline of black holes through history, Newton to the present - Black Holes Encyclopedia<!-- عنوان مولد بالبوت -->|تاريخ الوصول=2019-12-31|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20161022211633/http://blackholes.stardate.org:80/history/|تاريخ أرشيف=2016-10-22|عنوان أجنبي=en}}</ref> وتحولت الآراء حول الثقب الأسود إلى حقائق مشاهدة عبر [[مقراب|المقراب]] الفلكي الراديوي الذي يتيح للراصدين مشاهدة [[الكون]] بشكل أوضح، وجعل [[نظرية النسبية]] حقيقة علمية مقبولة عند معظم دارسي علوم ال[[فيزياء]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة| عنوان = On Massive Neutron Cores|مسار = https://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p374_1|مؤلف = Oppenheimer, J. R. and Volkoff, G. M.|صحيفة = Physical Review|المجلد = 55|العدد = 4|صفحات = 374–381|تاريخ = 1939-01-03|doi = 10.1103/PhysRev.55.374| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20111120184631/http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p374_1 | تاريخ أرشيف = 20 نوفمبر 2011 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 |عنوان=Introducing the black hole|مؤلف=Ruffini, Remo and Wheeler, John A.
 |صفحات=30–41
 |صحيفة=Physics Today
 |مسار=https://authors.library.caltech.edu/14972/1/Ruffini2009p1645Phys_Today.pdf
 |تاريخ=January 1971
 
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181211040737/https://authors.library.caltech.edu/14972/1/Ruffini2009p1645Phys_Today.pdf | تاريخ أرشيف = 11 ديسمبر 2018 }}</ref>

== ثقوب سوداء عظيمة الكتلة ==

[[ملف:SgrA-IRS13.jpg|تصغير|[[الرامي A*|الرامي أ*]] و[[IRS 13]] في [[مركز المجرة]].]]
[[ملف:A Black Hole’s Dinner is Fast Approaching - Part 2.ogv|تصغير|سحابة غازية في طريقها إلى ثقب أسود في مركز المجرة (Video).]]

تبلغ كتلة ثقوب سوداء عظيمة الكتلة بين ملايين [[كتلة شمسية]] إلى مليارات كتلة شمسية، ويبدو أنها تتواجد في معظم الحالات في مراكز المجرات، وكيفية تكون تلك الثقوب السوداء وعلاقتها بتكوّن مجرة حولها لا يزال تحت بحث علماء الفلك.

يوجد [[مصدر راديو فلكي|مصدر راديوي]] شديد في مركز مجرتنا مجرة [[درب التبانة]] يشع [[موجة راديو|أشعة راديوية]] غزيرة وهو يسمى [[الرامي A*|الرامي أ*]] (أو مختصرا Sgr&nbsp;A* أو بالعربية: «<nowiki/>[[الرامي A*|الرامي أ*]]») وتبلغ كتلته نحو 4.3 مليون [[كتلة شمسية]]،<ref>{{Internetquelle|werk=wissenschaft.de |url=https://www.wissenschaft.de/wissenschaft/news/298253.html |titel=Ein Monster im Visier. Astronomen vermessen das Schwarze Loch im Milchstraßenzentrum |datum= 10.&nbsp;Dezember 2008 |zugriff=1.&nbsp;Oktober 2009}}</ref> وكان تقدير كتلته قبل سنوات معتمدًا على مشاهدات سحب غازات بالقرب منه (مثل ما يسمى ''ذراع حلزوني صغير'') أدت إلى أن تبلغ كتلته 2.7 مليون [[كتلة شمسية]] ولكن استخدام تلسكوبات ذات [[تباين (توضيح)|تباين]] أعلى وحساسية أشد استطاع العلماء استنتاج كتلته في مركز المجرة عن طريق مشاهدة مدارات نجوم قريبة منه وسرعاتها في مداراته حوله مثل [[S0-102]] و[[s2 (نجم)|نجم إس 2]]، وقد بينت المشاهدات الحديثة إلى أن كتلته أكبر بكثير؛ فهي تبلغ 4.3 مليون كتلة شمسية.

تشير المشاهدات إلى أن الثقوب السوداء قد تكونت مع تكون المجرات في وقت واحد وأنها قد ساعدت على تكون مجرة حولها، وهذا موضوع هام يهتم به العلماء لتفسيره.

إن [[مصدر راديو فلكي|مصدر راديوي]] [[الرامي A*]] ( للاختصار Sgr  *A  ) في وسط مجرة درب التبانة هو ثقب أسود هائل كتلته 4.3 مليون كتلة شمسية.<ref>{{مصدر الإنترنت | werk = wissenschaft. de | url = http: //www.wissenschaft.de/wissenschaft/news/298253.html | titel = وحش في الأفق. يقيس علماء الفلك الثقب الأسود في مركز درب التبانة | المرجع = 2008-12-10 | استرجاع = 2009-10-01 | archiv-url = https: //web.archive.org/web/20090729081859/http: / /www.wissenschaft. de / wissenschaft / news / 298253.html | archiv-datum = 2009-07-29}}</ref> قبل بضع سنوات ، يعتمد تقدير الكتلة على مراقبة سحب الغاز (على سبيل المثال ، يسمى mini-spiral) ، لا يزال عند حوالي 2.7 مليون من   الكتل الشمسية. بفضل الدقة المحسّنة وحساسية التلسكوبات ، يمكن تحديد كتلة الثقب الأسود في مركز المجرة بشكل أكثر دقة من خلال تحليل مسارات ، على سبيل المثال النجوم  [[S0-102]] أو [[S2 (نجم)|S2]] التي تدور حول الثقب الأسود .

طور الباحثان ناتارجان و تريستر <ref>ناتارجان و تريستر : "هل هناك حد أعلى لكتل الثقوب السوداء؟" 2008. {{bibcode | 2009MNRAS.393..838N}}.</ref> نموذجًا للكتلة العليا حد في الترتيب من حيث الحجم  10 مليار [[كتلة شمسية]]. والسبب هو - بناء على   شرح وصفي  - أن المادة المتساقطة تتسارع من خلال قوة الجاذبية لمثل هذا الثقب الأسود الهائل بطريقة تؤدي إلى ظهور قطر  مستقر خارج [[نصف قطر شفارتزشيلد]]. بالإضافة إلى ذلك ، يعمل الإشعاع الكهرومغناطيسي و «رياح المادة» المنبعثة من المادة في [[قرص التراكم]] كمقاومة لمزيد من المادة المتساقطة ، وفي النهاية ينشأ توازنًا بين المادة المتراكنة  والمطرودة (انظر [[حد إدنجتون]] ).

الغموض الذي لم يتم حله هو تكوين الثقوب السوداء الهائلة في بدايات الكون. من المعروف أنه بعد 700 مليون سنة من حدوث الانفجار العظيم ، وجدت ثقوب عملاقة تبلغ حوالي 2 مليار كتلة شمسية ، مثل ([[ULAS J1120+0641]]).<ref>د. Mortlock وآخرون: '' كوازار مضيء عند انزياح أحمر لـ z = 7085. '' Nature، Volume 474، 2011، pp.616-619.</ref> وهو أيضًا أبعد جسم معروف اعتبارًا من ديسمبر 2017 ([[ULAS J1342+0928]] ) ، بعد أقل من 690 مليون سنة من الانفجار العظيم ، هو بالفعل ثقب أسود هائل.<ref name = "NAT-20171206">{{استشهاد بدورية محكمة | مؤلف = Eduardo Bañados et al. | عنوان = ثقب أسود كتلته 800 مليون شمسي في كون محايد بدرجة كبيرة عند انزياح أحمر يبلغ 7.5 | مسار = https: //www.nature.com/articles/nature25180 | تاريخ = 2017-12-06 | صحيفة = [[طبيعة]] | doi = 10.1038 / nature25180 | تاريخ الوصول = 2018-08-18 | arxiv = 1712.01860 | bibcode = 2018Natur.553..473B}}</ref> يتفق معظم العلماء على أنها مكونة من ثقوب سوداء أصغر حجمًا تم إنشاؤها ، حيث يرى بعض العلماء  هذه «كبذور»  للثقوب السوداء، بحد أقصى بضع مئات من الكتل الشمسية ، والآخر في تلك التي تتكون من آلاف إلى عشرات الآلاف من الكتل الشمسية.<ref>ياسمين سابلاكوغو: حول كيفية تشكل الثقوب السوداء فائقة الكتلة. . في الحالة الثانية ، تبدأ الثقوب السوداء بكتلة أولية أكبر ويمكنها امتصاص كتلة أكبر من سحب الغازات المحيطة قبل أن تصل إلى حد إدينجتون ، ولكن هناك حاجة إلى نظرية لتفسير وجودها بالطبع. نشر ن. يوشيدا وزملاؤه في عام 2017 محاكاة للكون المبكر ، حيث تتشكل النجوم فائقة الكتلة من حوالي 34.000 كتلة شمسية عن طريق تفاعل الرياح الغازية الأسرع من الصوت وديناميكيات كتل المادة المظلمة ، والتي تنهار بعد ذلك إلى ثقب أسود.<ref>Shingo Hirano، Takashi Hosokawa، Naoki Yoshida، Rolf Kuiper: "تدفقات الغاز الأسرع من الصوت تعزز تكوين الثقوب السوداء الهائلة في بدايات الكون." In: "Science." Volume 357، 2017، pp. 1375-1378. [https://arxiv.org/abs/1709.09863 Arxiv.]  {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20200813011956/https://arxiv.org/abs/1709.09863|date=2020-08-13}}</ref> في سيناريوهات أخرى ، يمنع الضوء فوق البنفسجي المكثف من النجوم الشابة من المجرات المجاورة تكون النجوم في سحابة من الغاز حتى تنهار مباشرة في ثقب أسود من حوالي 100.000 [[كتلة شمسية]].<ref>John Regan و John H. Wise و Greg Bryan وآخرون: "التكوين السريع للثقوب السوداء الضخمة على مقربة من المجرات الأولية الجنينية." في: "علم الفلك الطبيعي." مارس 2017 ، [https: //arxiv.org/abs/1703.03805 Arxiv.]</ref> من المتوقع أن يوفر [[مقراب جيمس ويب الفضائي]] مزيدًا من المعلومات حول النجوم وسحب الغاز في بدايات الكون.

في عام 2008 ، اكتشفت مجموعة علماء  سويسريين من [[مدرسة لوزان الاتحادية للعلوم التطبيقية]] (EPFL) بقيادة ألكسندر إيجنبرود بنية حلقة عالية الطاقة حول [[نجم زائف|كوازار]] على بعد 10 مليار سنة ضوئية ، [[تقاطع أينشتاين|صليب أينشتاين]] في الكوكبة [[بيغاسوس (كوكبة)|بيغاسوس]] ، تم  رصده من  [[مرصد بارانال|VLT]] وبالتالي يؤكد جيدًا نظرية الثقوب فائقة الكتلة.<ref>{{مصدر الإنترنت | titel = تأكيد النظرية حول الحلقات حول الثقوب السوداء | werk = Welt.de | datum = 2008-12-15 | abruf = 2009-10-01 | url = https: //www.welt.de/wissenschaft/weltraum/article2882492 / Theorie-ueber-Ringe-um-Schwarze- hole -irmed.html}}</ref>

أكبر ثقب أسود معروف (اعتبارًا من يناير 2021) هو [[تي أو إن 618|TON 618]] عبارة عن ([[نجم زائف]]) ذو كتلة  تقدر بنحو 66 إلى 70 مليار [[كتلة شمسية]] ، يليه الثقب الأسود المركزي للمجرة [[IC 1101]] بحوالي 40 مليار كتلة شمسية.<ref name = "sci-news-2021-01-22">[http://www.sci-news.com/astronomy/stupendously-large-black-holes-09278.html قد تكون الثقوب السوداء الضخمة الهائلة مختبئة في الكون] ، في: أخبار 22 يناير 2021  {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20210322134631/http://www.sci-news.com/astronomy/stupendously-large-black-holes-09278.html|date=2021-03-22}}</ref> يوجد مثال آخر لحوالي 21 مليار كتلة شمسية في مركز المجرة [[NGC 4889]] (2011) .  مع وجود ثقب أسود فائق الكتلة يبلغ حوالي 20 مليار كتلة شمسية <ref>[http://www.virtualtelescope.eu/2013/04/09/quasar-apm-082795255-a-low -res- ] بعيدًا) إلى حيث تم اكتشاف كميات هائلة من بخار الماء في عام 2011 ، <ref>"[ 12 مليار سنة ضوئية. يكتشف باحثون أمريكيون خزانًا ضخمًا للمياه في الفضاء.] ". بخار الماء في APM 08279 + 5255 يحدد الكمية والمسافة. في: '' Spiegel.de. " {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20230220211422/https://www.virtualtelescope.eu/2013/04/09/quasar-apm-082795255-a-low-res-spectrum-and-redshift/|date=2023-02-20}}</ref> أيضًا أحد أكثر المرشحين شهرة حتى الآن.

تم اكتشاف ثقب أسود كتلته 6.6 مليار كتلة شمسية في مركز المجرة القريبة نسبيًا [[مسييه 87|M87]] (حوالي 55 مليون سنة ضوئية).<ref>{{Internet source | url = http: //www.mpe.mpg.de/News/20090608/text-d.html | titel = اكتشف عالم فلك MPE أكبر ثقب أسود في المجرة M87 | hrsg = [[معهد ماكس بلانك لفيزياء خارج الأرض]] (MPE) | datum = 2009-06-08 | archive-url = https: //web.archive.org/web/20100102072425/http: //www.mpe.mpg.de/News/20090608/text-e.html | أرشيف -datum = 2010-01-02 | abruf = 2019-04-20}}</ref><ref>{{مصدر الإنترنت | url = https: //www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/masse-record- das -heaviest-object-in-the-universe-a-739792.html | العنوان = سجل جماعي. أثقل جسم في الكون | werk = [[صحيفة شبيغل الإلكترونية]] | datum = 2011-01-17 | abruf = 2019-04-20 | comment = تحديد كتلة الثقب الأسود في M87}}</ref>

تم العثور أيضًا على ثقوب سوداء فائقة الكتلة في  [[المجرة القزمة]] فائقة الصغر (لأول مرة في عام 2014 في [[مسييه 60|M60]]؛ - UCD 1) ، <ref>Harald Zaun: '[https: / /www.welt. de / wissenschaft / weltraum / article132372201 / Im-Zentrum-einer-Zwerggalaxie-pulsiert-ein-Monster.html ينبض فائق الكتلة  في مركز مجرة قزمة.] "In:" Welt.de . '' 18 سبتمبر 2014.</ref><ref>أنيل سيث ، ماتياس فرانك ، نادين نيوماير وآخرون: {{أرشيف الويب | url = https: //www.nature.com/nature/journal/v513/n7518 /full/nature13762.html | wayback = 20141002164414 | text = `` ثقب أسود هائل في مجرة قزمة فائقة الصغر. ''}}. In: 'Nature.' Vol. 513، 2014، pp. 398-400، [https://www.nature.com/nature/journal/v513/n7518/full/nature13762.html Abstract.] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20221222143314/https://www.nature.com/nature/journal/v513/n7518/full/nature13762.html|date=2022-12-22}}</ref> مما يشير إلى أن هذه تشكلت على أنها مجرات "طبيعية" ، حيث انفصل جزء كبير من النجوم منها عن طريق الاصطدام بمجرات أكبر.

في سبتمبر 2017 ، تم نشر اكتشاف ثقب أسود فائق الكتلة ، والذي يمكن مشاهدته  باستخدام [[قياس التداخل الأساسي الطويل جدًا]] (VLBI). هذان ثقبان أسودان يدوران حول بعضهما البعض تفصل بينهما مسافة 1.1 سنة ضوئية ، لهما كتلة إجمالية تبلغ 36 مليون [[كتلة شمسية]]  في المجرة الحلزونية [[7674 NGC]].<ref>Rainer Kayser: 380 مليون سنة ضوئية بعيدًا. '' [http://www.weltderphysik.de/gebiet/astro/news/2017/doppeltes-schwarzes-loch-bewachtet/ لاحظ وجود ثقب أسود مزدوج.] 20 سبتمبر 2017.  {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150901183954/http://www.nature.com/nature/journal/v513/n7518/full/nature13762.html|date=2015-09-01}}</ref>

في عام 2015 ، وبالتعاون مع [[مصفوفة التلسكوب الطيفي النووي|نوستار]] و[[XMM نيوتن]] ، تم اكتشاف أن الثقوب السوداء الهائلة تنبعث منها «رياح بلازما» (غازات من ذرات عالية الطاقة ومتأينة للغاية) في شكل متناظر  كرويًا وأن هذه كافية بقوة لمنع تشكل نجوم على مساحات كبيرة من المجرة المضيفة. [38]

بسبب التناظر الكري  ، فإنها تختلف اختلافًا كبيرًا عن الطائرات . وفي عام 2017 ، تم إثبات ذلك بواسطة [[مرصد كيك]]  فقد تيبن  أن رياح الثقوب السوداء (في هذه الحالة في كوازار  Quasar 3C 298  على بٌعد   9.3 مليار سنة  لديها القدرة على تشكيل مجرة المضيف بأكملها.<ref>Michelle Starr: ''[https://www.sciencealert.com/black-hole-observed-actively-shaping-galaxy-quasar-winds We Finally Have Evidence That Black Holes Drive Winds Shaping Their Entire Galaxy.]'' In: ''ScienceAlert.com.'' 28.&nbsp;Dezember 2017. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20211226072907/https://www.sciencealert.com/black-hole-observed-actively-shaping-galaxy-quasar-winds|date=2021-12-26}}</ref><ref>A. Vayner, Shelley Wright u.&nbsp;a.: ''Galactic-scale Feedback Observed in the 3C&nbsp;298 Quasar Host Galaxy.'' In: ''Astroph. J.'' Band 851, 2017, Nr.&nbsp;2, [http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa9c42 Abstract.] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20220705033102/https://validate.perfdrive.com/?ssa=52f79d4d-9030-4229-a809-9542b70a6c1e&ssb=92320207811&ssc=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa9c42&ssi=24d31dd3-8427-4b99-9a81-5e3d15ab9965&ssk=support@shieldsquare.com&ssm=98109720220042935101133536548940&ssn=70a9808dcec8d6569e70f1159301819d13d98b53aa3f-1a99-4d67-a98863&sso=55da1a0f-0e1ee1e82e7ab7a48a521612070a78a77a2bfa2230e99d52&ssp=47556962191656963255165698729926149&ssq=48348869186230306817491862096399538647342&ssr=OTMuMTU4LjIwMS4xODY=&sst=Mozilla/5.0%20(Macintosh;%20Intel%20Mac%20OS%20X%2010.12;%20rv:53.0)%20Gecko/20100101%20Firefox/53.0&ssv=&ssw=&ssx=W10= |date=5 يوليو 2022}}</ref><ref>''[http://www.keckobservatory.org/recent/entry/quasar_galaxy Astronomers Shed Light on Formation of Black Holes and Galaxies.]'' In: ''KeckObservatory.org.'' 20.&nbsp;Dezember 2017. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20180613053146/http://www.keckobservatory.org/recent/entry/quasar_galaxy|date=2018-06-13}}</ref> تحتوي المجرة على مائة فقط من الكتلة التي يمكن توقعها من العلاقة الطبيعية بين كتلة الثقوب السوداء الفائقة ومجراتها المضيفة.

== تطور نجم ==

{{مفصلة|ولادة النجوم|مستعر أعظم}}

يتكون [[نجم|النجم]] من سحابة من غاز [[هيدروجين|الهيدروجين]] (والقليل من الهيليوم) تبدأ بالتجمع والتكدس على بعضها ثم بالدوران حول نفسها. ومع هذا التكثف يَزداد الضغط على نواتها بشكل كبير، فيَسخن الغاز في النواة حتى يصبح حاراً جداً إلى درجة أن [[اندماج نووي|تندمج]] ذرات [[هيدروجين|الهيدروجين]] لتكونّ عنصر [[هيليوم|الهيليوم]]،<ref name="]ناسا - النجوم">[https://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html النجوم: الاندماج النووي في النجوم - تجميع النواة]. من '''[[ناسا|وكالة الفضاء ناسا]]'''. تاريخ الولوج 29-12-2010. {{وصلة مكسورة|date= يوليو 2017 |bot=JarBot}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130706045942/http://www.nasa.gov:80/worldbook/star_worldbook.html |date=06 يوليو 2013}}</ref> وبهذه العملية يَستطيع النجم توليد ضغط باتجاه الخارج في نواته يَمنعها من الانهيار على نفسها.<ref name="ناشيونال جيوغرافيك">[https://science.nationalgeographic.com/science/space/universe/supernovae-article.html معلومات المستعرات العظيمة: النجوم المتفجرة]. من '''[[منظمة ناشيونال جيوغرافيك|ناشيونال جيوغرافيك]]'''. تاريخ الولوج 29-12-2010. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20161225065146/http://science.nationalgeographic.com/science/space/universe/supernovae-article.html |date=25 ديسمبر 2016}}</ref> لكن عندما يَنفذ وقود النجم من الهيدروجين يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه نتيجة لضغط كتلته، فترتفع درجة حرارة قلب النجم إلى درجة يَبدأ فيها النجم تفاعلات اندماج تنتج [[ليثيوم|الليثيوم]] ثم [[كربون|الكربون]] و[[نيتروجين|النتروجين]] و[[أكسجين|الأكسجين]] وصولاً إلى [[حديد|الحديد]]. فحينها لا يَعود النجم قادراً على دمجه إلى عناصر أثقل لأن الطاقة التي يُولدها الاندماج النووي لا تعود كافية لمنعه من الانهيار، فيَنهار على نفسه في انفجار [[مستعر أعظم|المستعر الأعظم]] مطلقاً طاقة هائلة.<ref name="المستعرات العظيمة">[https://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/Fusion.html الاندماج النووي في النجوم]. تاريخ الولوج 29-12-2010. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170827065844/http://www.astrophysicsspectator.com:80/topics/stars/Fusion.html |date=08 2يناير7 }}</ref>

لكن ما يُحدد مصير النجم بعد انفجاره هو ما يُسمى «<nowiki/>[[حد شاندراسيخار|حد تشاندراسيخار]]»، هذا الحد هو مقدار الكتلة (1.4 [[كتلة شمسية]]) الذي إن لم يَتجاوزه النجم فسيَتحول إلى [[قزم أبيض]]، وإن تجاوزه فيَتحول إما إلى [[نجم نيوتروني]] أو إلى '''ثقب أسود''' (ما يُحدد أيهما هو [[حد كتلة توف|حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف]]).<ref name="الحد">[https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/ChanLimit.html حد تشاندراسيكار]. "the internet Encyclopedia of science" (''موسوعة العلم الإلكترونية''). تاريخ الولوج 29-12-2010. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20171003044353/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/ChanLimit.html |date=03 أكتوبر 2017}} {{وصلة مكسورة|تاريخ=2020-08-02|bot=JarBot}}</ref> إذا ما كانت كتلة النجم عالية، فسيَعني هذا أنه سيَكون أكثر كثافة، ولذلك فإن النجوم الكثيفة تصبح نجوماً نيوترونية أو ثقوباً سوداء. النجوم النيوترونية هي أجسام عالية الكثافة جداً، ولذا فعندما تتكون تندمج [[إلكترون|الإلكترونات]] و[[بروتون|البروتونات]] لتصبح [[نيوترون]]ات تستطيع تحمل الضغط الهائل في النواة (فقطر هذه النجوم لا يَتجاوز الـ20 كم)، أما عندما تكون الكثافة أعلى من ذلك، فإن حتى النيوترونات لا تعود قادرة على تحمل الضغط الهائل، فيَنهار النجم متحولاً إلى ثقب أسود هائل الكثافة.<ref name="التكون">[https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/ChanLimit.html كيف تتكون الثقوب السوداء؟] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20171003044353/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/ChanLimit.html |date=3 أكتوبر 2017 }}. ''اسأل فيزيائياً فلكياً'' - '''[[ناسا|وكالة الفضاء ناسا]]'''. تاريخ الولوج 29-12-2010. {{استشهاد بويب |مسار=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/ChanLimit.html |عنوان=نسخة مؤرشفة |تاريخ الوصول=29 ديسمبر 2010 |تاريخ أرشيف=3 أكتوبر 2017 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20171003044353/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/ChanLimit.html |حالة المسار=bot: unknown }}{{وصلة مكسورة|تاريخ=2020-08-02 |bot=JarBot }}</ref><ref name="الولادة">[https://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/990210b.html ولادة الثقب الأسود]. تاريخ الولوج 29-12-2010. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20131212161529/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/990210b.html |date=12 ديسمبر 2013}}</ref>
تكثر النجوم في أذرعة مجرة حيث تشتد فيها كثافة سحب الغازات التي تتكون منها النجوم. وتدور النجوم في مدارات حول مركز مجرة، مثلما تدور الكواكب حول الشمس. وتبلغ دورة واحدة لمجرتنا حول مركزها نحو 250 مليون سنة.

== الثقوب السوداء والنظرية النسبية ==

[[ملف:BH LMC.png|تصغير| التشوهات الناتجة عن الجاذبية الهائلة للثقب الأسود أمام [[سحابة ماجلان الكبرى]] (تفسير تصوري)]]

أفق الحدث هو (حدود منطقة من الزمان والمكان التي لا يمكن للضوء الإفلات منها) وبما أنه لا شيء يمكنه السير بأسرع من الضوء، فإن أي شي يقع في هذه المنطقة سوف يبلغ بسرعة منطقة ذات كثافة عالية ونهاية الزمان.

وتتنبأ [[النسبية العامة]] بأن الأجسام الثقيلة المتحركة سوف تتسبب ببث موجات جاذبية وهي تموجات نتيجة إنحناء الفضاء (هذه التموجات هي ليست مثل موجات الراديو بل هي إنحناء وتقوس في بنية [[زمكان|الزمكان]] تخيل أنك تمشي في بركة ماء سوف تتكون موجات من [[ماء|الماء]] بسبب حركة في البركة وهذه الموجات الناشئة هي مكانية ذات ثلاث أبعاد وموجة مثلها معها زمانية لتكون موجات من بعد رابع هي التي يقصد بها إنحناءات ال[[فضاء (توضيح)|فضاء]]) تنتقل ب[[سرعة الضوء]] وتشبه موجات [[ضوء|الضوء]] التي هي تموجات المجال الكهرمغناطيسي إلا أنها يصعب اكتشافها وهي كال[[ضوء]] تأخذ [[طاقة|الطاقة]] من الأجسام التي تبثها وبالتالي يتوقع أن ينهار نظام من الأجسام الضخمة ويعود في النهاية إلى وضع مستقر لأن الطاقة في أي حركة سوف تحمل بعيداً.

على سبيل المثال دوران [[بر|الأرض]] حول [[الشمس]] يولد [[موجة ثقالية|موجات جاذبية]] ويكون تأثير [[مسارات الطاقة]] في تغير مدار [[بر|الأرض]] حول [[الشمس]] الذي يؤدي في آخر المطاف إلى أن الأرض تقترب من الشمس حتى تستقر داخلها ومعدل ضياع الطاقة ضئيل جداً.

وشوهد هذا التأثير في نظام [[نجم نابض|النجم النابض]] وهو نوع خاص من النجوم النيوترونية تبث نبضات منتظمة من موجات الراديو، ويضم هذا النظام نجمين نيترونيين يدوران حول بعضهما البعض فيما يعرف ب[[نجم مزدوج|النجوم المزدوجة]].

== شكل النجوم التي تكون منها الثقب الأسود ==

أحدث «ورنر إزرائيل» Werner Israel - وهو باحث [[كندا|كندي]] ولد في [[برلين]] – ثورة في دراسة الثقوب السوداء عام 1967 م عندما بيَّن أن الثقوب السوداء ليست دوارة، فوفقا للنظرية النسبية العامة إن كانت دوارة فلابد أن تكون كروية تماماً. ولا يتوقف حجمها إلا على كتلتها، وأي ثقبين سوداوين، بكتلة متساوية هما متساويان بالحجم. وقد أمكن وضعهما عن طريق حل خاص لمعادلات [[ألبرت أينشتاين|أينشتاين]] قبل النسبية العامة بقليل. وكان من المعتقد أن الثقب الأسود لا يتكون إلا عند انسحاق جسم كروي تماما. وأن النجوم ليست كروية تماما، ولا يمكن بالتالي أن يسحق إلا بشكل [[تفرد جذبوي|تفرد ثقاليا]] عاريا، لكن هناك تفسيرات مختلفة لنتيجة «إزرائيل» تبناها [[روجر بنروز]] و«<nowiki/>[[جون أرتشيبالد ويلر|جون ويلر]]» فقد أبديا أن الحركات السريعة في انسحاق [[نجم|النجم]] يعني أن موجات الجاذبية المنبعثة منه تجعله أكثر كروية إلى أن يستقر في وضع ثابت ويصبح كروياً بشكل دقيق. ووفق هذه النظرية فأن أي [[نجم]] دوار يصبح كرويا مهما كان شكله وبنيته الداخلية معقدتين، وسوف ينتهي بعد انسحاقه بالجاذبية إلى ثقب أسود كروي تماما يتوقف حجمه على [[كتلة|كتلته]] فقط.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 |الأخير=Finkelstein |الأول=David
 |عنوان=Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle
 |وصلة=https://archive.org/details/sim_physical-review_1958-05-15_110_4/page/n173 |صحيفة=Phys. Rev.
 |سنة=1958
 |المجلد=110
 |صفحات=965–967
 |doi=10.1103/PhysRev.110.965
 
}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير=Kruskal|مؤلف1-الأول=M.|عنوان=Maximal Extension of Schwarzschild Metric|وصلة=https://archive.org/details/sim_physical-review_1960-09-01_119_5/page/n301|صحيفة=Physical Review|المجلد=119|صفحات=1743|سنة=1960|doi=10.1103/PhysRev.119.1743}}</ref>
واكتشف أول [[نجم نابض|نباض]] عام 1967 مؤيدا للنظرية النسبية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
|الأخير=Hewish|الأول=Antony
|عنوان=Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source
|صحيفة=Nature|سنة=1968
|المجلد=217|صفحات=709–713
|مسار=https://www.nature.com/articles/235037a0
|تاريخ الوصول=2007-07-06|doi=10.1038/217709a0
|مؤلف2-الأخير=Bell
|مؤلف2-الأول=S. J.
|مؤلف3-الأخير=Pilkington
|مؤلف3-الأول=J. D. H.
|مؤلف4-الأخير=Scott
|مؤلف4-الأول=P. F.
|مؤلف5-الأخير=Collins
|مؤلف5-الأول=R. A.
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170226051558/http://www.nature.com/nature/journal/v235/n5332/abs/235037a0.html | تاريخ أرشيف = 26 فبراير 2017 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
|الأخير=Pilkington|الأول=J D H
|عنوان=Observations of some further Pulsed Radio Sources
|صحيفة=Nature|سنة=1968
|المجلد=218|صفحات=126–129
|مسار=https://www.nature.com/articles/218126a0
|تاريخ الوصول=2007-07-06|doi=10.1038/218126a0
|مؤلف2-الأخير=Hewish
|مؤلف2-الأول=A.
|مؤلف3-الأخير=Bell
|مؤلف3-الأول=S. J.
|مؤلف4-الأخير=Cole
|مؤلف4-الأول=T. W.
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20110525042247/http://www.nature.com/nature/journal/v218/n5137/pdf/218126a0.pdf | تاريخ أرشيف = 25 مايو 2011 }}</ref>
وتبين ان تلك النباضات ما هي إلا [[نجم نيوتروني|نجوم نيوترونية]]. حتى ذلك الحين كانت النجوم النيوترونية والثقوب السوداء ترى على أنها أجسام نظرية ولا وجود لها في الطبيعة.

وخلال تلك الفترة كثرت حسابات النظرية النسبية التي تؤدي إلى امكانية نشأة ثقب أسود.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير=Newman|مؤلف1-الأول=E. T.|مؤلف2-الأخير=Couch|مؤلف2-الأول=E.|مؤلف3-الأخير=Chinnapared|مؤلف3-الأول=K.|مؤلف4-الأخير=Exton|مؤلف4-الأول=A.|مؤلف5-الأخير=Prakash|مؤلف5-الأول=A.|مؤلف6-الأخير=Torrence|مؤلف6-الأول=R.|عنوان=Metric of a Rotating, Charged Mass|صحيفة=Journal of Mathematical Physics|المجلد=6|صفحات=918|سنة=1965|doi=10.1063/1.1704351}}</ref>
من خلال عمل ورنر إزرائيل وبراندون كارتر<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير=Israel|مؤلف1-الأول=Werner|عنوان=Event Horizons in Static Vacuum Space-Times|صحيفة=Physical Review|المجلد=164|صفحات=1776|سنة=1967|doi=10.1103/PhysRev.164.1776}}</ref>
,<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير=Carter|مؤلف1-الأول=B.|عنوان=Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom|صحيفة=Physical Review Letters|المجلد=26|صفحات=331|سنة=1971|doi=10.1103/PhysRevLett.26.331}}</ref><ref>{{استشهاد بمنشورات مؤتمر
 |عنوان=The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations.
 |الأخير=Carter
 |الأول=B.
 |عنوان الكتاب=Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity
 |صفحات=243–254
 |سنة=1977
}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير=Robinson|مؤلف1-الأول=D.|عنوان=Uniqueness of the Kerr Black Hole|صحيفة=Physical Review Letters|المجلد=34|صفحات=905|سنة=1975|doi=10.1103/PhysRevLett.34.905}}</ref>
نشأت «نظرية لا شعر» والتي تشير إلى أن حل الثقب الأسود الثابت يمكن وصفه بثلاثة إحداثيات طبقا لمقياسية [[كتلة]]، و[[زخم زاوي|العزم الزاوي]] و[[الشحنة (توضيح)|الشحنة]] الكهربائية.<ref name="مولد تلقائيا4">{{استشهاد بدورية محكمة
 |الأخير=Heusler |الأول=M.
 |تاريخ=2012
 |عنوان=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond
 |صحيفة=Living Reviews in Relativity
 |المجلد=15 |العدد=7
 |صفحات=7
 
 |doi=10.12942/lrr-2012-7|arxiv=1205.6112 |bibcode=2012LRR....15....7C }}</ref>

وكانت ظواهر الثقب الأسود المحسوبة بواسطة النظرية النسبية لا تزال تعتبر نظرية بحتة وناشئة عن شروط [[تناظر]] مفترضة في حل المعادلات. كان من العلماء الذين اعتنقوا تلك الفكرة فلاديمير بلينسكي وأيزاك خالاتنيكوف وافيجني ليفشيتز الذي حاول إثبات ظهور تلك الحلول في الحال العام أيضا. ولكن في الستينيات من القرن الماضي قام روجر بنروز<ref name="مولد تلقائيا5">{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير=Penrose|مؤلف1-الأول=Roger|عنوان=Gravitational Collapse and Space-Time Singularities|صحيفة=Physical Review Letters|المجلد=14|صفحات=57|سنة=1965|doi=10.1103/PhysRevLett.14.57}}</ref>
و[[ستيفن هوكينج|ستيفن هوكينغ]] باستخدام طريقة شاملة لإثبات أن حالة [[تفرد جذبوي|التفرد الثقالي]] تظهر أيضا في الحلول العامة لمعادلات النظرية النسبية العامة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير=Ford|مؤلف1-الأول=L. H.|صحيفة=International Journal of Theoretical Physics|المجلد=42|صفحات=1219|سنة=2003|doi=10.1023/A:1025754515197}}</ref>

وفي عام 1963 م، وجد «<nowiki/>[[دوي كير]]» مجموعة من الحلول لمعادلات النسبية العامة تصف الثقوب السوداء الدوارة التي أغفلها «إزرائيل «. فإذا كانت الدورات صفر يكون الثقب الأسود كروي تماما ويصبح الحل مماثلاً لحل «شفارزشيلد».
أما إذا كان الدوران ليس صفرا ينتفخ الثقب الأسود نحو الخارج قرب مستوى خط استوائه تماما مثل [[بر|الأرض]] منبعجة من تأثير دورانها.
لقد افترض إزرائيل أن أي جسم ينسحق ليكون ثقبا أسود سوف ينتهي إلى وضع مستقر كما يصف حل كير.

== حجم الثقوب السوداء وأدلة وجودها ==

في عام 1970م بين «[[براندون كارتر]]» أن حجم وشكل أي ثقب أسود ثابت الدوران يتوقف فقط على كتلة ومعدل دورانه بشرط أن يكون له محور تناظر، وبعد فترة أثبت [[ستيفن هوكينج|ستيفن هوكينغ]] أن أي ثقب أسود ذي دوران ثابت سوف يكون له محور تناظر. واستخدم «[[رو بنسون]]» هذه النتائج ليثبت أنه بعد انسحاق الجاذبية بان الثقب الأسود من الاستقرار على وضع يكون دواراً ولكن ليس نابضاً، وأيضا حجمه وشكله يتوقفان على كتلته ومعدل دورانه دون الجسم الذي انسحق ليكونه.

ولكن في وقتنا هذا تم رصد أحجام للثقوب السوداء بعد إكتشاف أكبر خمسة ثقوب سوداء في الفضاء الخارجي.

وهم كالترتيب التالي:

(1) [[NGC 1277]]

يُعد من أصغر الثقوب المستكشفة لوقتنا هذا حيت تبلغ الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 5000,000,000 [[كتلة شمسية]]، بالإضافة إلى أنه يقع في كتلة 50% من كتلة المجرة التي يوجد بها ولكن يوجد ثقوب سوداء أكبر من ذلك.

(2) Holmberg 158

حيث تصل الكتلة الشمسية فيه إلى 10,000,000,000 كتلة شمسية وهو ثاني أكبر ثقب أسود مكتشف.

(3) OJ 278

تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 18,000,000,000 كتلة شمسية وهو ثالث أكبر ثقب أسود مكتشف.

(4) H1821+643

تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 30,000,000,000 كتلة شمسية وهو أكبر رابع ثقب أسود مكتشف.

(5) S50014+81

حيث تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 40,000,000,000 كتلة شمسية وهو أكبر ثقب أسود مكتشف.

== ما الأدلة على وجود هذه الثقوب؟ ==

لم يتوفر دليل على وجود الثقوب السوداء سوى حسابات مبنية على [[نظرية النسبية|النسبية]] لذلك كان هناك من لم يُصدق بها. وفي عام 1963م، رصد «مارتن سميدت» وهو عالم فلكي [[الولايات المتحدة|أمريكي]] الانزياح نحو الأحمر في طيف جسم باهت يشبه [[نجم|النجم]] في اتجاه مصدر موجات ال[[مذياع|راديو]] فوجد أنه أكبر من كونه ناتج عن حقل جاذبية؛ فلو كان انزياحه بالجاذبية نحو الأحمر لكان الجسم كبير الكتلة وقريباً منا بحيث تنزاح مدرات الكواكب في [[المجموعة الشمسية|النظام الشمسي]]. وهذا الانزياح نحو الأحمر ناتج عن توسع [[الكون]] وهذا يعني بدوره أن الجسم بعيدٌ جداً عنا ولكي يُرى على هذه المسافة الكبيرة لابد وأنه يَبث مقدار هائلاً من الطاقة، والتفسير الوحيد لهذا ناتج انسحاق بالجاذبية ليس لنجم واحد بل لمنطقة مركزية من إحدى المجرات بكاملها وتسمى [[نجم زائف|أشباه النجوم]].

في [[10 أبريل|العاشر من أبريل]] لعام [[2019]] تم نشر أول صورة حقيقية لثقب أسود داخل نواة المجرة الأهليليجية العملاقة 87, حيث تم الإعلان عنها في مؤتمر بواسطة شبكة مقراب أفق الحدث.

== الكوازارات ==

{{مفصلة| نجم زائف}}

في عام [[1967]]م اكتشفت «[[جوسلين بيل بورنيل|جوسلين بل]]» أجسام في [[فضاء (توضيح)|الفضاء]] تبث نبضات منتظمة من موجات [[مذياع|الراديو]] وكانت تعتقد أنها اتصلت مع [[حضارة|حضارات]] غريبة في [[مجرة|المجرة]] ولكنها توصلت إلى أن هذه النبضات ناتجة عن نجم [[نجم نابض|نباض]] هو في الواقع [[نجم نيوتروني|نجوم نيترونية]] دوارة تبث هذه النبضات هي بسبب تداخل معقد بين حقولها الجاذبة وبين المادة المحيطة بها وهذه النبضات هي الدليل الأول على وجود الثقوب السوداء ولكن كيف يمكن لنا اكتشاف أو استشعار الثقب الأسود مع أنه لا يبعث الضوء؟ ذلك عن طريق دراسة القوة التي يمارسها الثقب الأسود على الأجسام المجاورة فقد شاهدوا نجماً يدور حول آخر غير مرئي ولكن ليس هذا شرطًا أن يكون [[نجم|النجم]] غير المرئي ثقباً أسوداً فقد يكون [[نجم|نجماً باهتاً]].

ومع هذه الجاذبية العالية و[[طاقة|الطاقة]] الهائلة التي يبثها الثقب الأسود فإنه قد تتولد جسيمات ذات طاقة عالية جداً قرب الثقب الأسود ويكون الحقل المغناطيسي شديداً بحيث تتجمع الجسيمات في نفاثتين متضادتين تنطلقان خارجاً على طول محور الدوران، ونشاهد مثل هذه الجسيمات في عدد من ال[[نجم زائف|كوازار]]<nowiki/>ات.

== إشعاع الثقب الأسود ==

من فكرة تعريف الثقب الأسود كمجموعة من الأحداث التي لا يمكن الإفلات منها بعيداً، ويعني أن الثقب الأسود أي أفق الحدث مكون من مسارات [[الأشعة|أشعة]] [[ضوء|الضوء]] في الزمكان وبالتالي لا يستطيع [[ضوء|الضوء]] الابتعاد عن الثقب الأسود بل يحوم عند أطرافه إلى الأبد. إن هذه المسارات لا يمكن أن تقترب من بعضها البعض فإذا اقتربت فلابد أن تندمج لتصبح واحدة، وفي هذه الحالة تقع في ثقب أسود، ولكن إذا ابتلع الثقبُ الأسود هذه [[الأشعة]] فهذا يعني أنها لم تكن على حدوده، وهذا يعني أنه يجب أن تكون [[الأشعة]] متوازية أو متباعدة، وإذا كانت [[الأشعة]] التي يتألف منها أفق الحدث لا يمكنها أن تتقارب فإن مساحة أفق الحدث تبقى كما هي أو تتسع مع الزمان، وفي الواقع تتسع المساحة كلما وقع في الثقب الأسود مادة أو إشعاع وإذا تصادم ثقبان أسودان واندمجا معا في ثقب واحد فإن مساحة أفق حدث للثقب الجديد تساوي مجموع مساحتي الثقبين الأوليين أو أكبر، وبناءً على هذا التعريف وهذه الفكرة فسوف تكون حدود الثقب الأسود هي للثقب الأسود وأيضا مساحتهما بشرط أن يكون الثقب الأسود قد صار إلى وضع مستقر لا يتغير مع [[زمن|الزمن]]، كان هذا السلوك لمساحة الثقب الأسود مستوحى إلى حد بعيد من سلوك مقدار مادي يدعى «أنتروبيا» - وهو مقياس درجة خلل أو اضطراب نظام ما - ويعرف تقدير أو وصف هذه الفكرة الدقيقة بالقانون الثاني للديناميكا الحرارية فهو ينص على أن «الأنتروبيا» لنظام معزول تتزايد باطراد وعندما يندمج نظامان معا، تكون «أنتروبيا» النظام الموحد، أكبر من مجموع الأثنين في كل منهما، واقترح طالبُ أبحاث اسمه «جاكوب بكنشتاين» أن مساحة أفق الحدث هي مقياس أنتروبيا للثقب الأسود؛ فكلما سقطت فيه مادة تحمل أنتروبيا كلما أتسعت مساحة أفق الحدث ’بحيث أن مجموع أنتروبيا المادة خارج الثقوب السوداء ومساحة الآفاق لا تنقص أبدا، فإذا كان للثقب الأسود أنتروبيا فلابد أن تكون له [[حرارة|حرارة،]] كذلك كل جسم ذي [[حرارة]] معينة لابد أن يبث إشعاع بمعدل ما وهذا الإشعاع ضروري لتفادي خرق القانون الثاني للديناميكا. أي أنه يجب أن تبث الثقوب السوداء إشعاعاً ولكن الثقوب السوداء بحكم تعريفها بالذات أجسام يفترض أن لا تبث شيئاً.

وفي الحقيقة الثقوب السوداء الدوارة تبث جسيمات ذرية، ولكن عندما أجرى [[ستيفن هوكينج|ستيفن هوكينغ]] حساباته ظهرت له نتيجة مزعجة وهي أنه حتى الثقوب السوداء غير الدوارة تبث جسيمات ذرية وهذه النتيجة كان يعتقد ستيفن أنها ناتجة عن اعتماده تقديراً خاطئاً وأخيراً أكد له طيف هذه الجسيمات هو بالضبط ما قد يصدر عن جسم حار.

كيف يبدو أن الثقب الأسود يمكنه بث جسيمات ما دمنا نعرف أن لا شي يمكنه الإفلات من أفق الحدث؟ الجواب كما تفيد نظرية الكم هو إن الجسيمات لا تصدر من داخل الثقب الأسود بل من (الفراغ) الفضاء الفارغ خارج أفق الحدث للثقب الأسود مباشرة، وكي تتضح الصورة لابد من إعادة فكرة إن ما نخاله فضاءاً فارغاً، لا يمكن أن يكون فراغاً تماماً لأن ذلك يعني إن جميع الحقول من الجاذبية [[كهرومغناطيسية|والكهرومغناطيسية]] ستكون صفراً بالضبط إلا أن قيمة الحقل ومعدل تغيره مع الزمن يشبهان موقع وسرعة الجسم: [[مبدأ الريبة|فمبدأ عدم التأكد]] يحتم أنه كلما قمنا بقياس واحدة من هاتين الكميتين بدقة عالية كلما تناقصت دقة قياس الكمية الأخرى. ففي فضاء فارغ لا يمكن تحديد الحقل صفراً بدقة لأنه تكون له قيمة صفر ومعدل تغير صفر، وهذا مخالف لمبدأ عدم التأكد. إذاً لابد أن تكون هناك [[جسيم أولي|جسيمات أولية]] في الفضاء تظهر تارة وتختفي تارة، وهي حينما تفعل ذلك فهي تظهر على هيئة زوجٍ من الجسيمات أحدهما الجسيم والآخر نقيضه. ولا يلبثان طويلاً بل يُفني كل منهما الآخر ثانيا (من هنا ظهرت فكرة طاقة الصفر حاول البحث عن أعمال وحياة العالم نيكول تسلى).
 
ولا يمكن رؤية هذه الجسيمات أو اكتشافها بالكشافّات لان تأثيراتها غير مباشرة ويتنبأ مبدأ الارتياب بوجود أزواج افتراضية متشابهة من جسيمات المادة بحيث يكون أحد الزوجين من المادة والأخر من المادة المضادة. وتخيل هذه الجسيمات على حدود الثقب الأسود أي على حدود أفق الحدث من الممكن جدا أن يسقط الجسم الافتراضي الذي يحمل [[طاقة|الطاقة]] السالبة وينجو الجسم ذو [[طاقة|الطاقة]] الموجبة.

بالنسبة لراصد من بعيد يبدو وكأن الجسيم صادر عن الثقب الأسود ومع دفق [[الطاقة السالبة]] إلى داخل الثقب الأسود سوف تنخفض كتلة الثقب الأسود ولفقد الثقب الأسود لبعض كتلته تتضاءل مساحة أفق حدثه فكلما صغرت كتلة الثقب الأسود ارتفعت درجة الحرارة ومع ارتفاع درجة الحرارة يزداد معدل بثه للإشعاع فيتسارع نقصان كتلته أكثر فأكثر ولكن لا أحد يعلم ماذا يحدث للثقب الأسود إذا تقلصت أو انكمشت كتلته إلى درجه كبيرة ولكن الاعتقاد الأقرب أنه سوف ينتهي إلى انفجار نهائي هائل من الإشعاع يعادل انفجار ملايين من القنابل الهيدورجينية. فالثقب الأسود الأولى ذو الكتلة البدائية من ألف مليون طن يكون عمره مقارباً لعمر الكون. أما الثقوب السوداء البدائية ذات الكتلة دون هذه [[ذي نمبرز (موقع)|الأرقام]] فتكون قد تبخرت كليا. وتلك التي لها كتلة أكبر بقليل تستمر في بث إشعاعات على شكل أشعة سينية أشعة غاما وهذه الإشعاعات من سينية وغاما تشبه الموجات الضوئية ولكن بطول موجي أقصر وتكاد هذه الثقوب لا تستحق صفة سوداء فهي حارة في الواقع إلى درجة (الاحمرار - الإبيضاض) وتبث [[طاقة]] بمعدل يقارب عشرة آلاف ميغا [[واط|الواط]].

== إشعاع هوكينغ ==

{{مفصلة|إشعاع هوكينغ}}

طبق عالم [[فيزياء نظرية|الفيزياء النظرية]] [[ستيفن هوكينج|ستيفن هوكينغ]] نظريات الترموديناميكا و[[النسبية العامة|النظرية النسبية العامة]] و[[ميكانيكا الكم]] وتوصل إلى أن الثقب الأسود يمكن أن يصدر أشعة. وافترض حدوث [[إنتاج زوجي]] عند [[أفق الحدث]] للثقب الأسود ينتج عنه إشعاع سُمي «إشعاع هوكينغ». كما استطاع استنتاج أن كتلة الثقب الأسود تتبخر مع الوقت، وقدر عمر تبخر الثقب الأسود بنحو <sup>67</sup>10 سنة.

== رصد الثقب الأسود ==

[[ملف:Black hole lensing web.gif|تصغير|يسار| 350px|ثقب أسود يمر بين المشاهد و[[مجرة]] تقع خلفه، ويرى تشوه ضوء المجرة القادم إلينا (محاكاة تشبيهية)]]

قد نفتش عن [[أشعة غاما]] التي تبثها الثقوب السوداء الأولية طوال حياتها مع إن إشعاعات معظمها سوف تكون ضعيفة بسبب بعدها عنا بعداً كبيراً، ولكن اكتشافها من الممكن. ومن خلال النظر إلي خلفية أشعة غاما لا نجد أي دليل على ثقوب سوداء أولية ولكنها تفيد بأنه لا يمكن تواجد أكثر من 300 منها في كل سنه ضوئية مكعبة من الكون. فلو كان تواجدها مثلاً أكثر بمليون مرة من هذا العدد فإن أقرب ثقب أسود إلينا يبعد ألف مليون [[كيلومتر]]، وكي نشاهد ثقبا أسودا أوليا علينا أن نكشف عدة كمات من أشعة غاما صادرة في اتجاه واحد خلال مدى معقول من الزمن كأسبوع مثلا، ولكن نحتاج إلى جهاز استشعار كبير لأشعة غاما وأيضا يجب أن يكون في الفضاء الخارجي لأن الغلاف الجوي للأرض يمتص قدراً كبيراً من أشعة غاما الآتية من خارج الأرض.. إن أكبر مكشاف لأشعة غاما يمكنه التقاطها وتحديد نقطة الثقوب السوداء موجود لدينا هو الطبقة الهوائية للأرض بكاملها. فعندما يصطدم كمٌ عالٍ من الطاقة من أشعة غاما بذرات جو الأرض يـُولد أزواجاً من [[إلكترون|الإلكترونات]] و[[بوزيترون|البوزيترونات]] (نقيض الإلكترون) ونحصل على وابل من الإلكترونات السريعة التي تـُشع ضوءاً يدعى [[إشعاع تشيرنكوف|إشعاع شيرنكوف]]. إن فكرة إشعاع الثقوب السوداء هي من أمثلة التنبؤ الفيزيائي المبني على النظريتين الكبيرتين المـُكتشفتان في هذا القرن : [[النسبية العامة|النظرية النسبية العامة]] و[[ميكانيكا الكم]]. وهذه أول إشارة إلى أن [[ميكانيكا الكم]] قادرة على حل بعض [[تفرد جذبوي|التفردات الثقالية]] التي تنبأت بها النسبية العامة.

وقد استطاع العلماء الألمان في السنوات القليلة الماضية اكتشاف حقيقة تواجد أحد تلك الثقوب السوداء في مركز [[مجرة|المجرة]]. بالطبع لم يروه رؤية مباشرة، ولكنهم دئبوا على مراقبة حركة نجم كبير قريب من مركز المجرة لمدة سنوات عديدة، ويدور هذا النجم في مدار حول مركز خفي.

وعلى أساس معرفة كتلة [[نجم|النجم]] ونصف قطر فلكه، استطاع العلماء استنتاج وجود الثقب الأسود في مجرتنا وحساب كتلته التي تبلغ نحو 2 مليون ضعف لكتلة [[الشمس]].

== الثقوب السوداء والنظريات الفيزيائية ==

من المعروف أن قوانين ال[[فيزياء]] مبنية على النظريات وعلى هذا الأساس بما أنه توجد أجسام تسمى ثقوب سوداء، يمكن للأشياء السقوط فيها بلا عودة فإنه يجب أن تكون هناك أجسام تخرج منها الأشياء تسمى [[ثقب أبيض|الثقوب البيضاء]] ومن هنا يمكن للمرء افتراض إمكانية القفز في ثقب أسود في مكان ما ليخرج من [[ثقب أبيض]] في مكان آخر. فهذا النوع من [[سفر فضائي|السفر الفضائي]] ممكن نظريا، فهناك حلول ل[[النسبية العامة|نظرية النسبية العامة]] يمكن فيها السقوط في ثقب أسود ومن ثم الخروج من [[ثقب أبيض]] أيضا لكن الأعمال التالية بينت أن هذه الحلول جميعها غير مستقرة : فالاضطراب الضئيل قد يدمر أخدود الدودة أو المعبر الذي يصل بين الثقب الأسود والثقب الأبيض (أو بين كوننا وكون موازي له)، إن كل هذا الكلام الذي ذُكر يستند إلى حسابات باستخدام ال[[النسبية العامة|نظرية النسبية العامة]] ل[[ألبرت أينشتاين|أينشتاين]] وتعتبر هذه الحسابات تقريبية وغير صحيحة تماما لأنها لا تاخذ مبدأ [[مبدأ الريبة|عدم التأكد]] في الحسبان. اعتبر في الماضي أن الثقب الأسود لا يفقد مادة فهو لا يسمح حتى للضوء بمغادرته، ولكن أعاد ستيفن هوكنغ التفكير ويميل إلى أن بعض الجسيمات يمكنها الانطلاق منه. ولو افترضنا أنه كانت هنالك [[مركبة]] [[فضاء (توضيح)|فضاء]] قفزت إلى هذا الثقب ماذا يحدث؟ فيقول [[ستيفن هوكينج|ستيفن هوكينغ]] بناءً على عمل أخير له إن المركبة سوف تذهب إلى [[الكون|كون]] (طفل) صغير خاص بها [[الكون|كون]] صغير مكتفٍ ذاتياً يتفرع عن منطقتنا من [[الكون]] (الكون الطفل يمكن توضيحه وذلك بأن تتخيل كمية من الزيت في حوض ماء وهي متجمعة حرك هذه الكمية بقلم سوف تنفصل كرة صغيرة من الزيت عن [[كرة|الكرة]] الكبيرة هذه [[كرة|الكرة]] الصغيرة هي [[الكون]] الطفل و[[كرة|الكرة]] الكبيرة هي عبارة عن كوننا ولاحظ أن [[كرة|الكرة]] الصغيرة قد ترجع وتتصل مع الكرة الكبيرة) وقد يعود هذا الكون الطفل إلى الانضمام ثانية إلى منطقتنا من عالم الزمكان فإن فعل سيبدو لنا كثقب أسود آخر قد تشكل ثم تبخر والجسيمات التي سقطت في ثقب أسود تبدو كجسيمات مشعة من ثقب آخر. ويبدو هذا وكأنه المطلوب للسماح بالسفر الفضائي عبر الثقوب السوداء لكن هناك عيوباً في هذا المخطط لهذا السفر الكوني أولها أنك لن تستطيع تحديد مكان توجهك أي لا تعلم إلى أين سوف تذهب وأيضا الأكوان الطفلة التي تأخذ الجسيمات التي وقعت في الثقب الأسود تحصل فيما يدعى ب[[زمن|الزمن]] التخيلي يصل رجل ال[[فضاء (توضيح)|فضاء]] الذي سقط في الثقب الأسود إلى نهاية بغيضة مؤلمة فهو يستطيل مثل «المعكرونة الاسباجتي» ثم يتمزق بسبب الفرق بين القوى المطبقة على رأسه وقدميه. حتى [[جسيم (توضيح)|الجسيمات]] التي يتكون منها جسمه سوف تنسحق تواريخها في [[زمن|الزمن]] الحقيقي وستنتهي في [[تفرد جذبوي|متفرد ثقالي]]. ولكن تواريخها في [[زمن|الزمن]] التخيلي سوف تستمر حيث تعبر إلى [[الكون|كون]] طفل ثم تعود للظهور كجسيمات يشعها [[ثقب أبيض]]، إن على من يسقط في ثقب أسود أن يتخذ الشعار : (فكر تخيليا). وما نعنيه هو إن الذهاب عبر ثقب أسود ليس مرشحاً ليكون طريقة مرضية وموثوق بها للسفر الكوني لأنها ما زالت في طور [[فلسفة|الفلسفة]] النظرية ولربما نتمكن بعد سنوات من الدراسات من دخول الثقب الأسود فبعض العلماء قالو ان الثقب الأسود بوابة لمجرة بعيدة أو عالم آخر

== هل يمكن رؤية الثقب الأسود؟ ==

[[ملف:Accretion disk.jpg|تصغير|يسار|300px|ثقب أسود يجذب إليه المادة من نجم مجاور.]]

ينشأ الثقب الأسود عندما ينتهي عمر أحد النجوم البالغة الأكبر (حجما) وينتهي وقوده، فينفجر وينهار على نفسه. ويتحول النجم من سحابة كبيرة عظيمة إلى تجمع صغير محدود جداً للمادة المكثفة. ويعمل ذلك التجمع المادي المركز على جذب كل ما حوله من [[جسيم أولي|جسيمات]] أو أي مادة أخرى. وحتى فوتونات الضوء لا تفلت منه بسبب جاذبيته الخارقة، فالثقب الأسود لا ينبعث منه ضوء.

ولكن كل ما ينجذب وينهار على الثقب الأسود يكتسب سرعات عالية جدا وترتفع درجة حرارتها. وتستطيع التلسكوبات الكبيرة على الأرض رؤية تلك الدوامات الشديدة الحرارة. أي أن الثقب الأسود يفصح عن نفسه بواسطة شهيته وجشعه لالتقاط كل مادة حوله. ولا يتعين علينا أن نخاف لأن الفلكيين لم يجدوا أي ثقب أسود بالقرب من [[المجموعة الشمسية]].

== أنواع الثقوب السوداء ==

الثقب الأسود هو المرحلة الأخيرة من عمر نجم عظيم الكتلة. وفي الواقع فهو ليس نجما حيث أنه لا يولّد طاقة عن طريق [[اندماج نووي|الاندماج النووي]] (يتوقف الاندماج النووي في النجم كبير الكتلة بعد استهلاكه لوقوده من [[هيدروجين|الهيدروجين]] و[[هيليوم|الهيليوم]] ويصبح ثقبا أسودا لا يشع ضوءا).

ويمكن تكوّن ثقب أسود بعدة طرق:
* [[ثقب أسود دقيق|ثقب أسود صغري]] : طريقة افتراضية، ويمكن من الوجهة النظرية أن يتكون في [[مسرع جسيمات|معجل جسيمات]]
* [[ثقب أسود نجمي]]: وهي أجرام تبلغ كتلتها بين 4 - 15 [[كتلة شمسية]]
* [[ثقب أسود متوسط الكتلة]] : ويتميز بكتلة بين 100-10000 [[كتلة شمسية]].
* [[ثقب أسود فائق|ثقب أسود فائق الضخامة]] : وتبلغ كتلته عدة ملايين أو عدة بلايين [[كتلة شمسية]].

== انظر أيضًا ==

{{بداية-عمو}}
{{فاصل-عمو}}
*[[ثقب أسود متوسط الكتلة]]
* [[NGC 6240|إن جي سي 6240]]
* [[إشعاع هوكينغ]]
* [[علم فلك الأشعة السينية|علم الفلك للأشعة السينية]]
* [[مجرة راديوية]]
* [[نجم نيوتروني]]
* [[عملاق أحمر]]
* [[قزم أبيض]]
* [[مجرة]]
* [[نجم وولف-رايت|نجم ولف-رايت]]
* [[GRO J1655-40|ثقب أسود 1655-40]]
* [[مصدر أشعة إكس فائق التألق]]
* [[ما وراء برنامج أينشتاين]]
{{فاصل-عمو}}
*[[ثقب أسود مارق]]
* [[v404 الدجاجة|في 404 الدجاجة]]
* [[تخليق العناصر]]
* [[الانفجار العظيم]]
* [[تسلسل زمني للانفجار العظيم|خط زمني للانفجار العظيم]]
* [[انفجار أشعة غاما 090423]]
* [[انفجار أشعة غاما 080319B|انفجار أشعة غاما 080319ب]]
* [[انفجار أشعة غاما 971214]]
* [[انفجار أشعة غاما 080916C]]
* [[انفجار أشعة غاما 060218]]
* [[فهرس المجرات وعناقيد المجرات|فهرس المجرات وتجمعات المجرات]]
*[[ثقب أسود A0620-00]]
{{فاصل-عمو}}
* [[مستعر أعظم نوع 2|مستعر أعظم II]]
* [[مستعر أعظم نوع Ia]]
* [[مستعر أعظم]]
* [[عملاق فائق|عملاق عظيم فائق]]
* [[مستعر أعظم 2005ap|مستعر أعظم SN 2005ap]]
* [[قائمة انفجارات أشعة غاما]]
* [[قائمة أكبر النجوم]]
* [[قائمة أكثر النجوم ضخامة|قائمة أكبر النجوم كتلة]]
* [[قائمة أشد النجوم لمعانا|قائمة أشد النجوم سطوعا]]
* [[كتلة نجمية]]
* [[تفرد حلقي]]
* [[تفرد مجرد]]
{{نهاية-عمو}}

== ملاحظات ==
{{مراجع|group="Note"}}
== المراجع ==

<div class="ltr">{{مراجع|محاذاة=نعم}}

== مصادر ==

* [https://web.archive.org/web/20140202155432/https://docs.google.com/file/d/0B3XFfJisZUeqZG5yOWZXUkhxbWs/edit?pli=1 الكون والثقوب السوداء]، [[رؤوف وصفي]]، سلسلة عالم المعرفة، [[الكويت]]، 1979 م.
* ماهي [[نظرية النسبية]] - لانداو ورومر - دار مير - [[موسكو]] - 1974 م.
* [[مجرة|المجرات]] والكوازرات - تأليف [[وليام.ج. كاوفمان]] - [[بغداد]] - 1989 م.
* [[الكون]] - تأليف [[دافيد برجاميني]] - مكتبة لايف العلمية - [[بيروت]] - 1971 م.
* النسبية بين [[نيوتن (توضيح)|نيوتن]] و[[ألبرت أينشتاين|أنشتاين]] - تأليف د. [[طالب ناهي الخفاجي]] - 1978 م.
* [[الكون]] - تأليف [[كولين رونان]] - الأهلية للنشر والتوزيع - [[بيروت]] - 1980 م.
* [[الكون الأحدب]] - تأليف د. [[عبد الرحيم بدر]] - [[بيروت]] - [[لبنان]] - 1980 م.
* [[ألبرت أينشتاين|آينشتين]] و[[نظرية النسبية|النظرية النسبية]] - د. [[محمد عبد الرحمن مرحبا]] - دارالقلم - [[بيروت]] - الطبعة الثامنة - شباط - 1981 م.
* [[الكون]] الراديوي - تاليف [[جي. أس. هي]] - ترجمة [[عبد الكريم علي]] - [[بغداد]] -1991 م.
* [https://www.alkoon.alnomrosi.net/galaxy.html موقع الكون]

== وصلات خارجية ==

* «[https://plato.stanford.edu/entries/spacetime-singularities/ المتفردات والثقوب السوداء]» - [[موسوعة ستانفورد للفلسفة]] {{أيقونة إنجليزية}}
* [https://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/ الثقوب السوداء: سحب الجاذبية بلا هوادة]—موقع وسائط متعددة تفاعلية حول فلك وفيزياء الثقوب السوداء {{أيقونة إنجليزية}}

{{روابط شقيقة}}
{{ثقوب سوداء}}
{{مواضيع النسبية}}
{{فلك}}
{{ضبط استنادي}}
{{شريط بوابات|الفيزياء|تاريخ العلوم|تلفاز|خيال علمي|رياضيات|علم الفلك|علم الكون|نجوم}}

[[تصنيف:ثقوب سوداء|*]]
[[تصنيف:مجرات]]
[[تصنيف:نظرية النسبية]]
[[تصنيف:WIKISCI-JO]]