نمایش مبدأ برای سیاه‌چاله

[[پرونده:Black hole - Messier 87.jpg|260px|بندانگشتی|[[سیاه‌چالهٔ کلان‌جرم]] در مرکز [[کهکشان بیضوی]] [[فراغول]] (نوع cD) [[مسیه ۸۷]] با جرمی تقریباً ۷ میلیارد برابر [[خورشید]]<ref>{{cite journal |author=Oldham, L. J. |author2=Auger, M. W. |title=Galaxy structure from multiple tracers – II. M87 from parsec to megaparsec scales |date=March 2016 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=457 |issue=1 |pages=421–439 |doi=10.1093/mnras/stv2982 |arxiv=1601.01323 |bibcode=2016MNRAS.457..421O|s2cid=119166670| issn=0035-8711}}</ref> و اولین تصویر واقعی از سیاه چاله (۱۰ آوریل ۲۰۱۹)<ref name="NYT-20190410">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |author-link=Dennis Overbye |title=Black Hole Picture Revealed for the First Time – Astronomers at last have captured an image of the darkest entities in the cosmos – Comments |url=https://www.nytimes.com/2019/04/10/science/black-hole-picture.html?comments#permid=31473598 |date=10 April 2019 |work=[[نیویورک تایمز]] |access-date=10 April 2019}}</ref><ref name="APJL-20190410">{{cite journal |first1= |last1=Event Horizon Telescope |author-link1=تلسکوپ افق رویداد |title=First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole |doi=10.3847/2041-8213/ab0ec7 |arxiv=1906.11238 |date=2019 |journal=[[ژورنال اخترفیزیکی]] |volume=875 |pages=L1 |number=1|bibcode=2019ApJ...875L...1E}}</ref><ref name="NASA-20190410">{{cite news |last=Landau |first=Elizabeth |title=Black Hole Image Makes History |url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7372 |date=10 April 2019 |work=[[ناسا]] |access-date=10 April 2019}}</ref><ref name="bbc">{{cite web |author=<!--staff-->|url=https://www.bbc.com/news/science-environment-47891902 |title=The woman behind first black hole image |date=11 April 2019 |website=bbc.co.uk |publisher=[[بی‌بی‌سی نیوز]]}}</ref> ]]
[[File:Black hole lensing web.gif|thumb|250px|شبیه‌سازی متحرک یک [[متریک شوارتس‌شیلد|سیاه‌چالهٔ شوارتس‌شیلد]] با کهکشانی که از پشت سر آن می‌گذرد. [[همگرایی گرانشی]] شدید [[کهکشان]] در حوالی زمان هم‌ترازی مشاهده می‌شود.]]
'''سیاه‌چاله''' {{به انگلیسی|Blackhole}} ناحیه‌ای در [[فضای مینکوفسکی|فضا-زمان]] با [[گرانش|گرانشی]] بسیار نیرومند است که هیچ چیز حتی [[ذرات بنیادی|ذرات]] و [[تابش الکترومغناطیسی|تابش‌های الکترومغناطیسی]] مانند [[نور]] نمی‌توانند از [[میدان گرانشی|میدان گرانش]] قدرتمند آن بگریزند.<ref>{{یادکرد کتاب | نام خانوادگی = Robert M.| نام = Wald| فصل = Black Holes | عنوان = General Relativity | سال = 1984| ناشر = The University of Chicago Press | شابک = 0226870332 | پیوند = http://books.google.com.my/books/about/General_relativity.html?id=9S-hzg6-moYC | زبان = en}}</ref>
نظریه [[نسبیت عام]] [[آلبرت اینشتین]] بیان می‌کند که یک [[جرم (فیزیک)|جرم]] که به اندازهٔ کافی فشرده شده است، می‌تواند سبب [[تغییر شکل]] و [[انحنا|خمیدگی]] [[فضازمان|فضا-زمان]] و تشکیل سیاه‌چاله شود. مرز این ناحیه از فضا زمان که هیچ چیزی پس از عبور از آن نمی‌تواند به بیرون برگردد را افق رویداد می‌نامند. صفت «سیاه» در نام سیاه‌چاله برگرفته از این واقعیت است که همهٔ نوری را که از [[افق رویداد]] آن می‌گذرد به دام می‌اندازد؛ از این دیدگاه سیاه چاله رفتاری شبیه به [[جسم سیاه]] در [[ترمودینامیک]] دارد.<ref>{{cite journal |last=Davies |first=P. C. W. |author-link1=پائول دیویس |title=Thermodynamics of Black Holes |url=http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf |journal=[[Reports on Progress in Physics]] |volume=41 |date=1978 |issue=8 |pages=1313–1355 |doi=10.1088/0034-4885/41/8/004 |bibcode=1978RPPh...41.1313D|url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20130510184530/http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf |archive-date=10 May 2013}}</ref><ref>{{یادکرد کتاب|نشانی=https://books.google.com.my/books?id=P_T0xxhDcsIC&redir_esc=y|عنوان=Gravity from the Ground Up: An Introductory Guide to Gravity and General Relativity|نام خانوادگی=Schutz|نام=Bernard|تاریخ=2003-12-04|ناشر=Cambridge University Press|شابک=9780521455060|زبان=en}}</ref>
از سوی دیگر نیز، [[مکانیک کوانتومی|نظریه میدانهای کوانتومی در فضازمان خمیده]] پیش‌بینی می‌کند که افق‌های رویداد نیز تابشی به نام [[تابش هاوکینگ]] گسیل می‌کنند که [[طیف الکترومغناطیسی|طیف]] آن همانند طیف [[جسم سیاه|جسم سیاهی]] است که دمای آن با جرمش نسبت وارونه دارد. میزان دما در مورد [[سیاهچاله ستاره‌وار|سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای]] در حد چند میلیاردم [[کلوین]] است و از این رو ردیابی آن دشوار است.

اجسامی که به دلیل [[میدان گرانشی]] بسیار قوی اجازهٔ گریز به نور نمی‌دهند برای اولین بار در [[سده ۱۸ (میلادی)]] توسط [[جان میچل]] و [[پیر سیمون لاپلاس]] مورد توجه قرار گرفتند. نخستین راه حل نوین نسبیت عام که در واقع ویژگی‌های یک سیاه‌چاله را توصیف می‌نمود در سال ۱۹۱۶ میلادی توسط [[کارل شوارتزشیلد]] کشف شد.<ref name="Eisenstaedt, 1989">Eisenstaedt, “The Early Interpretation of the Schwarzschild Solution,” in D. Howard and J. Stachel (eds), Einstein and the History of General Relativity: Einstein Studies, Vol. 1, pp. 213-234. Boston: Birkhauser, 1989.</ref><ref>Letter from K Schwarzschild to A Einstein dated 22 December 1915, in "The Collected Papers of Albert Einstein", vol.8a, doc. #169, [http://www.mastersofcinema.org/jan/tt.pdf (Transcript of Schwarzschild's letter to Einstein of 22 Dec. 1915)] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110927152527/http://www.mastersofcinema.org/jan/tt.pdf |date=۲۷ سپتامبر ۲۰۱۱}}.</ref>هر چند تعبیر آن به صورت ناحیه‌ای گریزناپذیر از [[فضا]]، تا چهار دهه بعد به خوبی درک نشد، برای دوره‌ای طولانی این چالش مورد کنجکاوی [[ریاضی‌دان|ریاضیدانان]] بود تا اینکه در میانه دهه ۱۹۶۰، پژوهش‌های نظری نشان داد که سیاه‌چاله‌ها به راستی یکی از پیش‌بینی‌های ژنریک [[نسبیت عام]] هستند. یافتن [[ستاره نوترونی|ستارگان نوترونی]] باعث شد تا وجود اجرام فشرده شده بر اثر [[رمبش|رمبش گرانشی]] به عنوان یک واقعیت امکانپذیر فیزیکی مورد علاقه دانشمندان قرار گیرد.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/encyc_mod3_q1.html|عنوان=What is a black hole?|تاریخ بازدید=9 نوامبر 2011|قالب=|اثر=|archiveurl=https://web.archive.org/web/20111229064126/http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/encyc_mod3_q1.html|archivedate=29 دسامبر 2011|dead-url=no}}</ref> اینگونه برداشت می‌شود که سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای در جریان فروپاشی ستاره‌های بزرگ در یک انفجار [[ابرنواختر|ابرنواختری]] در پایان چرخه زندگیشان به وجود می‌آیند. جرم یک سیاه‌چاله پس از شکل‌گیری می‌تواند با دریافت جرم از پیرامونش افزایش یابد. با جذب [[ستاره|ستارگان]] پیرامون و بهم پیوستن سیاه‌چاله‌های گوناگون، [[سیاه‌چاله کلان‌جرم|سیاه‌چاله‌های کلان جرم]] با جرمی میلیون‌ها برابر [[خورشید]] تشکیل می‌شوند.<ref>{{یادکرد وب
| نشانی = http://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/stories/what-is-a-black-hole-k4.html
| عنوان = supermassive black holes
| تاریخ بازدید = ۱۶ نوامبر ۲۰۱۱
| نویسنده =
| تاریخ =
| ناشر = www.nasa.gov
| زبان = انگلیسی
| نشانی بایگانی = https://web.archive.org/web/20111119033812/http://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/stories/what-is-a-black-hole-k4.html
| تاریخ بایگانی = 19 نوامبر 2011
| dead-url = no
}}</ref>

سیاه‌چاله به دلیل اینکه نوری از آن خارج نمی‌گردد نامرئی است، اما می‌تواند بودن خود را از راه کنش و واکنش با [[ماده (فیزیک)|ماده]] پیرامون خود نشان دهد. از راه بررسی برهمکنش میان [[ستاره دوگانه]] با همدم نامرئیشان، [[اخترشناسی|اخترشناسان]] نامزدهای احتمالی بسیاری برای سیاه‌چاله بودن در این منظومه‌ها شناسایی کرده‌اند. این باور جمعی در میان دانشمندان رو به گسترش است که در مرکز بیشتر [[کهکشان]]‌ها یک سیاه‌چاله کلان‌جرم وجود دارد. برای نمونه، دستاوردهای ارزشمندی بازگوی این واقعیت است که در مرکز [[راه شیری|کهکشان راه شیری]] ما نیز یک سیاه‌چاله کلان جرم با جرمی بیش از چهار میلیون برابر [[جرم خورشیدی|جرم خورشید]] وجود دارد.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/stories/what-is-a-black-hole-k4.html|عنوان=How Big Are Black Holes?|تاریخ بازدید=9 نوامبر 2011|قالب=|اثر=|archiveurl=https://web.archive.org/web/20111119033812/http://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/stories/what-is-a-black-hole-k4.html|archivedate=19 نوامبر 2011|dead-url=no}}</ref>

در دهم ماه آوریل سال ۲۰۱۹ برای اولین بار عکسی از یک سیاه‌چاله ثبت شد و انتشار یافت.<ref>{{یادکرد وب |نشانی=http://www.bbc.com/persian/science-47881690 |عنوان=اولین عکس از یک سیاهچاله منتشر شد |تاریخ بازدید=۱۰ آوریل ۲۰۱۹ |قالب= |اثر= |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190410175339/http://www.bbc.com/persian/science-47881690 |archivedate=10 آوریل 2019 |dead-url=no}}</ref>

== تاریخچه ==
[[پرونده:BlackHole.jpg|بندانگشتی|260px|یک [[انگاشت هنری]] از صفحه تجمع پلاسمای داغ بر گِرد یک سیاه‌چاله (برگرفته از ناسا).]]
ابداع واژه «[[کرم‌چاله]]»<ref>{{یادکرد
|کتاب=Lifting the scientific veil: science appreciation for the nonscientist
|نویسنده = Paul Sukys. Rowman & Littlefield
|زبان=انگلیسی
|صفحه=227
|سال=1999
|شابک=0-8476-9600-6
}}</ref>
و «سیاه‌چاله فضایی»<ref>{{یادکرد وب|عنوان=John Wheeler: 1911-2008 - physicsworld.com|نشانی=http://physicsworld.com/cws/article/news/33768|بازبینی=2011-12-12|تاریخ=Apr 14, 2008|کد زبان=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20100113084835/http://physicsworld.com/cws/article/news/33768|archivedate=13 ژانویه 2010|dead-url=no}}</ref>
به [[جان ویلر]] نسبت داده شده است. با این‌حال، این مفهوم از مدت‌ها قبل به صورت‌های متفاوتی مطرح بوده است.

مفهوم جسمی که آن قدر پرجرم است که حتی نور هم نمی‌تواند از آن بگریزد، نخستین باراز سوی [[زمین‌شناسی]] به نام [[جان میچل]] در سال ۱۷۸۳ در نامه‌ای که برای [[هنری کاوندیش]] از [[انجمن سلطنتی]] نوشته بود، مطرح شد. در آن زمان مفهوم [[قانون جهانی گرانش نیوتن|قانون گرانش]] نیوتن و مفهوم [[سرعت گریز]] شناخته شده بودند. طبق محاسبات میشل جسمی با [[شعاع خورشیدی]] و چگالی ۵۰۰ برابر آن در سطح خود سرعت گریزی بیش از سرعت نور خواهد داشت و بنابراین غیرقابل مشاهده خواهد بود. به بیان او:

{{نقل قول|اگر شعاع کره‌ای مشابه خورشید بوده ولی چگالی آن ۵۰۰ بار از آن بزرگ‌تر باشد، جسمی که از ارتفاع بینهایت به سمت آن سقوط می‌کند در سطح آن سرعتی بیش ازسرعت نور به دست می‌آورد، و اگر فرض کنیم نور با نیروی مشابهی به سمت ستاره کشیده شود، آنگاه همه نوری که از چنین جسمی ساطع می‌شود به ناچار به وسیله گرانش آن به سمت خود ستاره بازمی‌گردد.|جان میچل}}<ref name="Michell1784">{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی=Michell|نام=J|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|ژورنال=Philosophical Transactions of the Royal Society|دوره=74|شماره=0|سال=1784|صفحه=35-37|jstor=106576|bibcode=1784RSPT...74...35M|تاریخ بازبینی=2011-12-20|doi=10.1098/rstl.1784.0008|زبان=en}}</ref>

در سال ۱۷۹۶ [[پیر سیمون لاپلاس]]، [[ریاضی‌دان]] فرانسوی همان ایده را در ویرایش اول و دوم کتاب خود به نام آشکارسازی نظام جهان مطرح کرد. این مطالب در ویرایش‌های بعدی کتاب حذف شد.<ref>{{یادکرد کتاب
 | نام خانوادگی = Gillispie
 | نام = C. C
 | سری = Princeton paperbacks
 | عنوان = Pierre-Simon Laplace, 1749-1827: a life in exact science
 | ناشر = [[انتشارات دانشگاه پرینستون|Princeton University Press]]
 | صفحه = 175
 | پیوند = http://books.google.com/books?id=iohJomX0IWgC&pg=PA175
 | سال = 2000
 | شابک = 0691050279
 | زبان = en
}}</ref><ref>{{یادکرد کتاب
 | نام خانوادگی = Israel
 | نام = W
 | فصل = Dark stars: the evolution of an idea
 | عنوان = Three Hundred Years of Gravitation
 | ناشر = [[انتشارات دانشگاه کمبریج]]
 | نام ویراستار۱ = S. W
 | نام خانوادگی ویراستار۱ = Hawking
 | نام ویراستار۲ = W
 | نام خانوادگی ویراستار۲ = Israel
 | پیوند = http://books.google.com/books?id=Vq787qC5PWQC&lpg=PP1&pg=PA199#v=onepage&q&f=false
 | سال = 1989
 | شابک = 9780521379762
 | زبان = en
}}</ref>
مفهوم این [[ستاره تاریک|ستاره‌های تاریک]] در [[سده ۱۹ (میلادی)]] توجه چندانی را به خود جلب نکرد زیرا فیزیک‌دانان نمی‌توانستند درک کنند که نور که یک [[موج]] و بدون [[جرم (فیزیک)|جرم]] است چگونه ممکن است تحت تأثیر [[گرانش|نیروی گرانش]] قرار گیرد.

=== نسبیت عام ===
{{نسبیت عام}}
در سال ۱۹۱۵ [[آلبرت اینشتین]] که پیش تر نشان داده بود [[گرانش]] نور را تحت تأثیر قرار می‌دهد، نظریهٔ گرانش خود به نام [[نسبیت عام]] را مطرح کرد. چند ماه بعد [[کارل شوارتزشیلد]] با معرفی [[متریک شوارتس‌شیلد]] پاسخی برای [[معادلات میدان اینشتین]] ارائه نمود که میدان گرانشی [[ذره نقطه‌ای|ذرات نقطه‌ای]] و کروی را توصیف می‌کرد.<ref name="Schwarzschild1916">{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی=Schwarzschild|نام=K|سال=1916|عنوان=Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie|ژورنال=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften|دوره=7|صفحه=196-189|زبان=آلمانی|تاریخ بازبینی=2011-12-20|پیوند=http://www.archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/188/mode/2up|ref=harv}}
{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی=Schwarzschild|نام=K|سال=1916|عنوان=Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie|ژورنال=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften|دوره=18|صفحه=424–434|زبان=آلمانی|تاریخ بازبینی=2011-12-20|پیوند=http://www.archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/424/mode/2up|ref=harv}}</ref> چند ماه پس از شوارتزشیلد، ژوهانس دروست - که از شاگردان [[هندریک لورنتز]] بود - به صورت جداگانه همان پاسخ را برای ذرات نقطه‌ای به دست آورد و بحث مفصل تری در مورد ویژگی‌های آن نمود.<ref>{{یادکرد ژورنال
| نام خانوادگی = Droste
| نام = J
| سال =1915
| عنوان = On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation
| ژورنال = Koninklijke Nederlandsche Akademie van Wetenschappen Proceedings
| دوره = 17
| شماره = 3
| صفحه = 1011-998
| زبان = آلمانی
| تاریخ بازبینی = 20/12/2011
| ref = harv
}}</ref>
این پاسخ در شعاعی که امروزه [[شعاع شوارتزشیلد]] نامیده می‌شود رفتاری غیرعادی نمایش می‌داد؛ زیرا در این شعاع، معادله [[نقطه تکین|تکینه]] می‌شود و برخی از اجزای آن مقدار [[بی‌نهایت]] خواهند داشت. در آن زمان ماهیت این سطح به درستی فهمیده نشده بود. در سال ۱۹۲۴ [[آرتور استنلی ادینگتون]] نشان داد که با تغییر مختصات می‌توان [[تکینگی]] را بر طرف نمود؛ هر چند که تا سال ۱۹۳۳ طول کشید تا [[ژرژ لومتر]] متوجه شد که مقدار بی‌نهایت این معادله در شعاع شوارتزشیلد در واقع یک [[نقطه تکین|تکینگی ریاضی]] است و جنبه فیزیکی ندارد.<ref name="HooftHist">{{یادکرد ژورنال
| نام خانوادگی = 't Hooft
| نام = G
| سال =2009
| عنوان = Introduction to the Theory of Black Holes
| ترجمه عنوان = درآمدی بر نظریه سیاهچاله‌ها
| ناشر = Institute for Theoretical Physics / Spinoza Insitute
| صفحه = 48-47
| پیوند = http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf
| زبان = انگلیسی
| تاریخ بازبینی = 20/12/2011
}}</ref> این شعاع امروزه به عنوان شعاع [[افق رویداد]] یک سیاه‌چاله غیرچرخشی شناخته می‌شود.

در سال ۱۹۳۰ [[سوبرامانیان چاندراسخار]]، [[اخترشناسی|اختر فیزیک]] دان [[مردم هند|هندی]] محاسبه نمود که یک جسم الکترون [[ماده تباهیده|تباهیده]] غیر چرخنده که جرم آن از حدی (که بعدها به نام [[حد چاندراسخار]] نامیده شد و ۱٫۴ برابر جرم خورشید است) بیشتر باشد هیچ جواب پایداری ندارد.<ref name="venkataraman92">{{یادکرد کتاب
| نام خانوادگی = Venkataraman
| نام = G.
| عنوان = Chandrasekhar and his limit
| ترجمه عنوان = چاندراسخار و حد او
| ناشر = Universities Press
| شماره =
| صفحه = 89
| پیوند = http://books.google.com/books?id=HNSdDFOJ4wkC&pg=PA89
| شابک = 817371035X
| doi = 10.1119/1.12686
| ref = harv
}}</ref> ادعای وی از سوی هم دوره‌ای‌های وی همچون ادینگتون و [[لو لانداو]] مورد مخالفت قرار گرفت. آن‌ها ادعا می‌کردند که مکانیزمی ناشناخته وجود دارد که از فروپاشی این اجرام جلوگیری می‌کند.<ref>{{یادکرد ژورنال
| نام خانوادگی = Detweiler
| نام = S
| سال =1981
| عنوان = Resource letter BH-1: Black holes
| ژورنال = American Journal of Physics
| دوره =49
| شماره = 5
| صفحه = 394–400
| پیوند = http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf
| زبان = انگلیسی
| doi = 10.1119/1.12686
| ref = harv
| تاریخ بازبینی = 20/12/2011
| bibcode = 1981AmJPh..49..394D
}}</ref> ادعای آن‌ها تا حدودی درست بود زیرا یک [[کوتوله سفید]] که جرم آن اندکی از حد چاندراسخار بزرگتر باشد پس از فروپاشی به یک [[ستاره نوترونی]] تبدیل می‌شود<ref>{{یادکرد کتاب
| نام خانوادگی = Harpaz
| نام = A
| عنوان = Stellar evolution
| ترجمه عنوان = تکامل ستاره‌ای
| ناشر = A K Peters, Ltd.|A K Peters
| سال = 1994
| صفحه = 105
| پیوند = http://books.google.com/books?id=kd4VEZv8oo0C&pg=PA105
| شابک = 1-568-81012-1
}}</ref> که بنا بر [[اصل طرد پاولی]]، وضعیتی پایدار دارد، اما در سال ۱۹۳۹ [[رابرت اوپنهایمر]] و دیگران پیش‌بینی کردند که ستاره‌های نوترونی که جرمی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند به [[معادله تولمن-اوپنهایمر-ولکوف|دلایلی]] که توسط چاندراسخار ارائه شد، به سیاه‌چاله فروپاشی می‌شوند و نتیجه‌گیری کردند که هیچ [[سازوکار]] فیزیکی نمی‌تواند از فروپاشی برخی ستارگان به سیاه‌چاله جلوگیری نماید.<ref name="OV1939">{{یادکرد ژورنال
| نام خانوادگی = Oppenheimer
| نام = J. R
| سال =1939
| عنوان = On Massive Neutron Cores
| ژورنال = Physical Review
| دوره =55
| شماره = 4
| صفحه = 374–381
| زبان = انگلیسی
| doi = 10.1103/PhysRev.55.374
| ref = harv
| تاریخ بازبینی = 20/12/2011
| bibcode = 1939PhRv...55..374O
}}</ref>

=== عصر طلایی ===
{{همچنین ببینید|عصر طلایی نسبیت عام}}

در سال ۱۹۵۸، [[دیوید فینکلشتین]] سطح شوارتز شیلد را به عنوان یک [[افق رویداد]] معرفی نمود، «یک غشای کاملاً یک جهته که تأثیرات سببی تنها از یک سو از آن عبور می‌کنند.»<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Finkelstein
 |نام =D.
 |سال =1958
 |عنوان =Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle
 |ترجمه عنوان = عدم تقارن گذشته-آینده میدان گرانشی یک ذره نقطه‌ای
 |ژورنال =Physical Review
 |دوره =110
 |شماره=4
 |صفحه =965–967
 |doi=10.1103/PhysRev.110.965
 |ref=harv
|bibcode = 1958PhRv..110..965F}}</ref> این مطلب تناقض صریحی با نتایج [[جی. رابرت اوپنهایمر|اوپنهایمر]] ندارد بلکه آن را گسترش می‌دهد تا ناظرین در حال سقوط به سیاه‌چاله را نیز شامل شود.<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Kruskal |نام=M.
 |سال=1960
 |عنوان=Maximal Extension of Schwarzschild Metric
 |ترجمه عنوان = گسترش ماکسیمال متریک شوارتزشیلد
 |ژورنال=Physical Review
 |دوره=119
 |شماره=5 |صفحه=1743
 |doi=10.1103/PhysRev.119.1743
|bibcode = 1960PhRv..119.1743K}}</ref>

این نتایج مقارن بود با آغاز [[عصر طلایی نسبیت عام]] که در آن تحقیقات دربارهٔ نسبیت عام و سیاه‌چاله‌ها رونق فراوان یافت همچون کشف [[تپ‌اختر|تپ اخترها]] در سال ۱۹۶۷ که در سال ۱۹۶۹ نشان داده شد که ستاره‌های نوترونی چرخنده با سرعت چرخش بالا هستند،<ref name="araa8_265">{{یادکرد ژورنال
 | نام خانوادگی=Hewish | نام=A.
 | سال=1970
 | عنوان=Pulsars
 | ترجمه عنوان = تپ اخترها
 | ژورنال=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | دوره=8
 | شماره=1 | صفحه=265–296
 | bibcode=1970ARA&A...8..265H
 | doi=10.1146/annurev.aa.08.090170.001405
}}</ref> به این فرایند کمک کرد.<ref>{{یادکرد ژورنال
 | display-authors=1 | نام خانوادگی=Hewish | نام=A.
 | نام خانوادگی۲=Bell | نام۲=S. J. | نام خانوادگی۳=Pilkington | نام۳=J. D. H.
 | نام خانوادگی۴=Scott | نام۴=P. F. | نام خانوادگی۵=Collins | نام۵=R. A.
 |سال=1968
 |عنوان=Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source
 |ترجمه عنوان = مشاهده یک منبع رادیوی سریعاً تپنده
 |ژورنال=Nature (journal)|Nature
 |دوره=217
 |شماره=5130 |صفحه=709–713
 |doi=10.1038/217709a0
 |ref=harv
|bibcode=1968Natur.217..709H
}}</ref><ref>{{Citation|display-authors=1|ترجمه عنوان=مشاهده برخی منابع رادیویی بیشتر تپیده|bibcode=1968Natur.218..126P|ref=harv|doi=10.1038/218126a0|صفحه=126–129|شماره=5137|دوره=218|ژورنال=Nature (journal)|سال=1968|نام خانوادگی=Pilkington|نام4=T. W.|نام خانوادگی4=Cole|نام3=S. J.|نام خانوادگی3=Bell|نام2=A.|نام خانوادگی2=Hewish|نام=J. D. H.|title=Observations of some further Pulsed Radio Sources}}</ref> تا آن زمان ستارگان نوترونی مانند سیاه‌چاله‌ها تنها در حوزه تئوری مطرح بودند اما کشف تپ اخترها نشان داد که واقعیت فیزیکی نیز دارند و باعث شد تا علاقه شدیدی به انواع اجسام فشرده‌ای که ممکن است بر اثر [[رمبش گرانشی]] تشکیل شوند برانگیخته شود. با کشف [[اختروش]] (کوازار)ها که انرژی خروجی بسیار بزرگ آن‌ها این احتمال را مطرح نمود که ممکن است مکانیزم به‌وجود آورنده این انرژی، [[رمبش|رمبش گرانشی]] باشد این علاقه رو به فزونی نهاد.<ref>{{یادکرد کتاب
 | نام=Stephen W. | نام خانوادگی=Hawking | سال=1979
 | عنوان= GenralRelativity: an Einstein centenary survey
 | ترجمه عنوان = نسبیت عام: بررسی قرنی انیشتین
 | سری =Cambridge University Press| صفحه=454
 | ناشر=Cambridge University Press| isbn=0-521-22285-0
 | پیوند=http://books.google.com/books?id=pxA4AAAAIAAJ&printsec=frontcover&source=gbs_ge_summary_r&cad=0#v=onepage&q&f=false}}</ref>

در این دوره جواب‌های کلی تری نیز برای معادله سیاه‌چاله پیدا شد. [[روی کر|روی کِر]] جواب دقیقی برای یک [[سیاه‌چاله کر|سیاه چاله چرخان]] به دست آورد. دو سال بعد [[ازرا نیومن]] یک جواب [[تقارن چرخشی|متقارن محوری]] برای سیاه‌چاله‌ای که هم چرخان باشد و هم دارای [[بار الکتریکی]] باشد کشف نمود.<ref>{{Citation
 | display-authors=1 | نام خانوادگی=Newman | نام=E. T.
 | نام خانوادگی2=Couch | نام2=E. | نام خانوادگی3=Chinnapared | نام3=K.
 | نام خانوادگی4=Exton | نام4=A. | نام خانوادگی5=Prakash | نام5=A.
 | نام خانوادگی6=Torrence | نام6=R.
 |سال=1965
 |عنوان=Metric of a Rotating, Charged Mass
 |ترجمه عنوان = متریک یک جرم باردار چرخنده
 |ژورنال=Journal of Mathematical Physics
 |دوره=6
 |شماره=6 |صفحه=918
 |doi=10.1063/1.1704351
|bibcode = 1965JMP.....6..918N}}</ref> در نتیجه کارهای [[ورنر اسرائیل]]،<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Israel |نام=W.
 |سال=1967
 |عنوان = Event Horizons in Static Vacuum Space-Times
 |ترجمه عنوان = افقهای رویداد در فضا-زمانهای خلأ ایستا
 |ژورنال = Physical Review
 |دوره =164
 |شماره=5 |صفحه=1776
 |doi=10.1103/PhysRev.164.1776
|bibcode = 1967PhRv..164.1776I}}</ref> [[براندون کارتر]]<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Carter |نام=B.
 |سال=1971
 |عنوان=Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom
 |ترجمه عنوان = سیاهچاله نامتقارن محوری تنها دو درجه از آزادی دارد
 |ژورنال=Physical Review Letters
 |دوره=26
 |شماره=6 |صفحه=331
 |doi=10.1103/PhysRevLett.26.331
|bibcode=1971PhRvL..26..331C
}}</ref><ref>{{یادکرد کتاب
 |نام خانوادگی=Carter |نام=B.
 |سال=1977
 |فصل =The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations
 |عنوان=Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity
 |صفحه=243–254
}}</ref> و دیوید رابینسون<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Robinson |نام=D.
 |سال=1975
 |عنوان=Uniqueness of the Kerr Black Hole
 |ژورنال=Physical Review Letters
 |دوره=34
 |شماره=14 |صفحه=905
 |doi=10.1103/PhysRevLett.34.905
|bibcode=1975PhRvL..34..905R
}}</ref> [[نظریه بدون مو]] ظهور کرد که با استفاده از پارامترهای [[نیومن متریک (کر)|متریک کر-نیومن]]، جرم، [[تکانه زاویه‌ای]] و [[بار الکتریکی]] یک سیاه‌چاله ثابت را توصیف نمود.<ref name="HeuslerNoHair"/>

== ویژگی‌ها و ساختار ==
[[پرونده:Black hole details.JPG|جایگزین=تصویری ساده از یک سیاهچاله غیر چرخان|راست|بندانگشتی|تصویری ساده از یک سیاه‌چاله غیر چرخان]]
نظریه «بدون مو» ی [[جان ویلر]] بیان می‌کند که هر سیاه‌چاله پس از اینکه تشکیل شد و به وضعیت پایداری رسید، تنها سه خاصیت فیزیکی مستقل دارد: [[جرم (فیزیک)|جرم]]، [[بار الکتریکی]]، و [[تکانه زاویه‌ای|اندازه حرکت زاویه‌ای]]. از نظر [[مکانیک کلاسیک]] (غیر [[مکانیک کوانتومی|کوانتومی]])<ref name="HeuslerNoHair">{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی=Heusler|نام=M.|سال=۱۹۹۸|عنوان=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond|ترجمه عنوان=سیاهچاله‌های ایستا: یکتایی و فراتر|ژورنال=Living Reviews in Relativity|دوره=۱|شماره=۶|پیوند=http://www.livingreviews.org/Articles/Volume1/1998-6heusler/|accessdate=۲۰۱۱-۰۲-۰۸|ref=harv}}</ref> دو سیاه‌چاله که دارای مقادیر یکسانی برای سه ویژگی یاد شده باشند، نامتمایزاند.

این سه ویژگی، ویژگی‌های خاصی هستند زیرا از بیرون سیاه‌چاله قابل مشاهده‌اند؛ مثلاً یک سیاه‌چاله باردار همچون هر جسم باردار دیگری بارهای همنام را دفع می‌کند. به طریق مشابهی مجموع جرم درون کره‌ای که یک سیاه‌چاله را دربرمی گیرد از طریق همتای [[قانون گاوس]] در مورد نیروهای گرانشی یعنی [[صورت‌گرایی ای‌دی‌ام|جرم ای‌دی‌ام]] نسبیت عام از فواصل بسیار دور [[اندازه‌گیری]] نمود.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|p=۲۵۳}}</ref> به همین ترتیب تکانه زاویه‌ای یک سیاه‌چاله را نیز می‌توان از راه [[کشش چارچوب]] توسط میدان [[مغناطیس گرانشی]] به دست آورد.

وقتی جسمی به درون سیاه‌چاله‌ای سقوط می‌کند تمام اطلاعات فیزیکی مربوط به شکل جرم یا توزیع بار سطحی آن به‌طور یکنواخت در امتداد افق رویداد توزیع می‌شود و از دید ناظر خارجی گم می‌شود. این رفتار افق رویداد به عنوان سیستم پراکنده ساز نامیده می‌شود و به آنچه در یک غشای کشی رسانا با [[اصطکاک]] و [[مقاومت و رسانایی الکتریکی|مقاومت الکتریکی]] رخ می‌دهد شباهت بسیار دارد.<ref>{{یادکرد کتاب
 |عنوان=Black holes: the membrane paradigm
 |ترجمه عنوان = سیاهچاله‌ها:پاردایم غشایی
 |نام خانوادگی=Thorne |نام=K. S.
 |نام خانوادگی۲=Price |نام۲=R. H.
 |ناشر=Yale University Press
 |سال=۱۹۸۶
 |شابک=9780300037708}}</ref> این تفاوت از آن دسته [[میدان (فیزیک)|نظریه‌های میدانی]] مانند [[الکترودینامیک کوانتومی]] است که به دلیلی معکوس‌پذیری در زمان هیچ اصطکاک یا مقاومتی در سطح میکروسکوپیک ندارند؛ زیرا یک سیاه‌چاله در نهایت با سه پارامتر به حالت پایدار می‌رسد و هیچ راهی وجود ندارد که از گم شدن اطلاعات مربوط به شرایط اولیه اجتناب نمود: میدان‌های گرانشی و الکتریکی سیاه‌چاله اطلاعات بسیار اندکی در بارهٔ آنچه وارد سیاه‌چاله شده است می‌دهند. اطلاعات گم شده شامل هر کمیتی است که از فاصله دور از افق رویداد یک سیاه‌چاله قابل اندازه‌گیری نیستند. از جمله می‌توان از [[عدد باریونی]] و [[عدد لپتونی]] کل نام برد. این موضوع تا اندازه‌ای گیج‌کننده است که از آن به [[پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله|پارادوکس گم شدن اطلاعات سیاه‌چاله]] یاد می‌شود.<ref>{{یادکرد وب|عنوان=The Black Hole Information Loss Problem|ترجمه عنوان=مسئله گم شدن اطلاعات در سیاهچاله|اثر=Usenet Physics FAQ|نام خانوادگی=Anderson|نام=Warren G.|سال=۱۹۹۶|accessdate=۲۴ مارس ۲۰۰۹|نشانی=https://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/info_loss.html}}</ref><ref>{{یادکرد|نام خانوادگی=Preskill|نام=J.|پیوند=http://www.theory.caltech.edu/~preskill/talks/blackholes.pdf|عنوان=Black holes and information: A crisis in quantum physics|ترجمه عنوان=سیاهچاله‌ها|تاریخ=1994-10-21|conference=Caltech Theory Seminar}}</ref>

=== خواص فیزیکی ===
ساده‌ترین نوع سیاه‌چاله‌ها آن‌هایی هستند که تنها جرم دارند و بار الکتریکی و تکانه زاویه‌ای ندارند. این سیاه‌چاله‌ها را اغلب با نام [[متریک شوارتس‌شیلد|سیاه‌چاله‌های شوارتس‌شیلد]] می‌نامند که بر گرفته از نام [[کارل شوارتزشیلد]] است که جوابی برای [[معادلات میدان اینشتین|معادلات میدانی اینشتین]] در سال ۱۹۱۶ ارائه نمود.<ref name="Schwarzschild1916"/> بنا بر قضیه بیرخوف در نسبیت عام، تنها جواب خلأ است که متقارن کروی است. این بدان معنی است که تفاوتی میان میدان گرانشی یک سیاه‌چاله و یک جسم کروی با همان جرم وجود ندارد؛ بنابراین سیاه‌چاله تنها در محدوده نزدیک به افق آن است که همه چیز حتی نور را به درون می‌کشد و در فواصل دورتر کاملاً مانند هر جسم دیگری با همان میزان جرم رفتار می‌کند.<ref>{{یادکرد
 | نام=Michael A. | نام خانوادگی=Seeds
 | نام۲=Dana E. | نام خانوادگی۲=Backman
 | عنوان=Perspectives on Astronomy | صفحه=۱۶۷
 | ناشر=Cengage Learning | سال=۲۰۰۷ | شابک=0495113522
 | پیوند=http://books.google.com/books?id=CXom04KGIL8C&pg=PA167}}</ref>

راه حل‌هایی برای معادلات اینشتین که سیاه‌چاله‌های کلی تری را توصیف می‌کنند نیز وجود دارند؛ مثلاً [[متریک رایسنر-نوردشتروم]] سیاه‌چاله‌های باردار و [[متریک کر]] سیاه‌چاله‌های چرخان را توصیف می‌کنند. کلی‌ترین جواب موجود برای سیاه‌چاله‌های ثابت [[نیومن متریک (کر)|متریک کر-نیومن]] است که سیاه‌چاله‌هایی را توصیف می‌کند که هم بار الکتریکی وهم تکانه زاویه‌ای دارند.<ref name="shapiro_teukolsky1983">{{یادکرد کتاب|نام خانوادگی=Shapiro|نام=S. L.|نام خانوادگی۲=Teukolsky|نام۲=S. A.|عنوان=Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects|ترجمه عنوان=سیاهچاله‌ها، کوتوله‌های سفید و ستاره‌های نوترونی: فیزیک اجسام فشرده|صفحه=۳۵۷|ناشر=John Wiley and Sons|شابک=0471873160|سال=۱۹۸۳}}</ref>

درحالی‌که جرم سیاه‌چاله می‌تواند هر مقداری داشته باشد، بار و [[تکانه زاویه‌ای]] آن توسط جرم محدود می‌شوند. چنانچه [[واحدهای پلانک]] را بکار ببریم، کل بار الکتریکی ''Q'' و مجموع تکانه زاویه‌ای ''J'' در این رابطه صدق می‌کنند(''M'' جرم سیاه‌چاله است):
<math>Q^2+\left (\tfrac{J}{M} \right)^2\le M^2\, </math>. سیاه‌چاله‌هایی که نابرابری فوق را اشباع می‌کنند، سیاه‌چاله‌های اکسترمال نامیده می‌شوند. جواب‌هایی نیز برای معادلات [[آلبرت اینشتین|اینشتین]] موجودند که این نابرابری را نقض می‌کنند اما این جواب‌ها [[افق رویداد]] ندارند. این جواب‌ها را [[تکینگی برهنه|تکینگی‌های برهنه]] می‌نامند که از بیرون قابل مشاهده‌اند و در نتیجه نمی‌توانند فیزیکی باشند. [[فرضیه سانسور کیهانی]] شکل‌گیری چنین تکینگی‌هایی را در جریان رمبش نامحتمل می‌شمرد.<ref>{{یادکرد|نام خانوادگی=Wald|نام=R. M.|پیوند نویسنده=Robert Wald|عنوان=Gravitational Collapse and Cosmic Censorship|eprint=gr-qc/9710068|سال=۱۹۹۷}}</ref>

به دلیل قدرت نسبی [[الکترومغناطیس]] سیاه‌چاله‌هایی که از رمبش ستارگان تشکیل می‌شوند تمایل دارند که بار تقریباً خنثی ستاره را حفظ کنند. اما انتظار می‌رود که چرخش، یک ویژگی مشترک در اجسام فشرده باشد. نامزد سیاه‌چاله قرار گرفته در [[دوتایی پرتو ایکس]] [[جی‌آراس ۱۹۱۵+۱۰۵]]<ref>{{یادکرد ژورنال|نام=J. E.|ژورنال=Astrophysical Journal|bibcode=2006ApJ...652..518M|ref=harv|doi=10.1086/508457|arxiv=astro-ph/0606076|صفحه=۵۱۸–۵۳۹|سال=۲۰۰۶|شماره=۱|دوره=۶۵۲|عنوان=The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105|نام خانوادگی=McClintock|نام خانوادگی۶=Li|نام۶=L. -X.|نام۵=S. W.|نام خانوادگی۴=Remillard|نام۴=R. A.|نام خانوادگی۳=Narayan|نام۳=R.|نام خانوادگی۲=Shafee|نام۲=R.|نام خانوادگی۵=Davis}}</ref> به نظر می‌رسد که تکانه زاویه‌ای نزدیک به حداکثر مقدار مجاز داشته باشد.

=== افق رویداد ===
{{مقاله اصلی|افق رویداد}}
{| class="wikitable" style="float:left; margin:1ex; width:400px;"
|- width
| [[پرونده:BH-no-escape-1.svg]]{{سخ}}در نواحی دور از یک سیاه‌چاله یک ذره می‌تواند در هر جهتی حرکت کند و تنها محدود به سرعت نور است.
|-
| [[پرونده:BH-no-escape-2.svg]]{{سخ}}در فواصل نزدیکتر به سیاه‌چاله فضا-زمان شروع به خمش می‌کند. مسیرهایی که به سیاه‌چاله ختم می‌شوند از مسیرهایی که از آن دور می‌شوند بیشترند.<ref>{{Harvard citation no brackets|Thorne|Misner|Wheeler|۱۹۷۳|p=۸۴۸}}</ref> مجموعه مسیرهای ممکن یا به عبارت دقیقتر قیف نور آینده که شامل همه [[خط جهانی|خط‌های جهانی]] ممکن (در این نمودار با شبکه‌های زرد-آبی نمایش داده شده‌اند), بدین شکل در مختصات ادینگتون-فینکلشتین خم می‌شوند (نمودار یک نسخه کارتونی از نمودار مختصات فینکلشتین-ادینگتون است), اما در سایر مختصات‌ها قیف‌های نوری بدین شکل خم نمی‌شوند؛ مثلاً درمختصات شوارتزشیلد چنانچه به افق رویداد نزدیک شویم، نازک می‌شوند اما خم نمی‌گردند، و در مختصات کروسکال-سزکرس قیف‌های نوری شکل یا جهت گیریشان را تغییر نمی‌دهند.
|-
| [[پرونده:BH-no-escape-3.svg]]{{سخ}}در داخل افق رویداد تمام مسیرها ذره را به سمت مرکز سیاه‌چاله سوق می‌دهند. ذره دیگر امکان گریز نخواهد داشت.
|}
مهم‌ترین ویژگی که یک سیاه‌چاله را تعریف می‌کند پیدایش افق رویداد است.
افق رویداد به شکل کروی یا تقریباً کروی با [[شعاع شوارتزشیلد]] حول نقطه مرکزی سیاه‌چاله است. این کره ناحیه‌ای از [[فضازمان|فضا زمان]] است که عبور نور و ماده از آن تنها در یک جهت و به طرف درون آن ممکن است. درون این کره [[سرعت گریز]] از [[سرعت نور]] بیشتر خواهد بود، و از آنجاییکه هیچ جسمی توانایی حرکت با سرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد. هر جرم یا انرژی که به یک سیاه چاله نزدیک شود، در داخل فاصله معینی که افق رویداد آن خوانده می‌شود، به‌طور مقاومت ناپذیری به درون سیاه چاله کشیده می‌شود. نوری که از اطراف یک سیاه چاله عبور می‌کند، اگر به افق رویداد نرسد، روی مسیری منحنی شکل از کنار آن می‌گذردو اگر به افق رویداد برسد، در سیاه چاله سقوط می‌کند.
افق رویداد را از این رو به این نام می‌خوانند که از درون آن اطلاعات راجع به آن رخداد به مشاهده‌کننده نمی‌رسد و مشاهده‌کننده نمی‌تواند یقین حاصل کند که این اتفاق رخ داده است.<ref>{{Harvard citation no brackets|Wheeler|۲۰۰۷|p=۱۷۹}}</ref>

آنگونه که در نسبیت عام پیش‌بینی می‌شود، حضور یک جسم باعث خمش فضا-زمان می‌شود به گونه‌ای که مسیرهایی که ذرات طی می‌کنند به سمت جرم خمیده می‌شوند.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|loc=Ch. 5.4 and 7.3}}</ref> در افق رویداد یک سیاه‌چاله این تغییر شکل به اندازه‌ای قوی می‌شود که هیچ مسیری که از سیاه‌چاله دور شود وجود نخواهد داشت.

از دید یک ناظر دور زمان در نزدیکی سیاه‌چاله کندتر از نقاط دورتر خواهد گذشت.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|p=۲۱۷}}</ref> این پدیده به نام [[اتساع زمان]] نامیده می‌شود. شیئی که به افق رویداد نزدیک شود به نظر خواهد رسید که هرچه نزدیکتر می‌گردد از سرعت آن کاسته می‌شود و زمانی بی‌نهایت طول خواهد کشید تا به آن برسد.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|p=۲۱۸}}</ref> و چون تمام فرایندهای این ذره کندتر می‌شود، نوری که منتشر می‌کند تاریکتر و قرمزتر خواهد شد که این اثر به نام [[انتقال به سرخ گرانشی]] نامیده می‌شود.<ref>{{یادکرد وب|پیوند=|عنوان=Inside a black hole|اثر=Knowing the universe and its secrets|accessdate=2009-03-26|نشانی=http://nrumiano.free.fr/Estars/int_bh.html}}</ref> سرانجام در نقطه‌ای که به افق رویداد می‌رسد این جسم کاملاً تاریک و غیرقابل مشاهده می‌شود.

ازسوی دیگر ناظری که به درون سیاه‌چاله سقوط می‌کند، در زمانی که افق رویداد را رد می‌کند، متوجه هیچ‌کدام از این تأثیرات نخواهد شد. طبق ساعت خودش افق رویداد را در زمانی متناهی رد می‌کند. اگرچه هرگز نمی‌تواند بفهمد که دقیقاً در چه زمانی از افق رویداد رد شده است؛ زیرا غیرممکن است که بتوان با مشاهدات محلی، موقعیت افق رویداد را تعیین کرد.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|p=۲۲۲}}</ref>

[[افق رویداد]] یک سطح جامد نیست و مانع ورود ماده یا تابشی که به سمت ناحیه داخل آن در حرکت است نمی‌شود. در واقع افق رویداد یک ویژگی تعریف شده سیاه‌چاله است که حدود سیاه‌چاله را مشخص می‌کند. علت سیاه بودن افق رویداد هم این است که هیچ [[پرتو (نورشناسی)|پرتوی نور]] یا تابش دیگری نمی‌تواند از آن بگریزد. از این رو افق رویداد هر آنچه را که درون آن اتفاق می‌افتد از دید دیگران پنهان نگه می‌دارد.

شکل افق رویداد یک سیاه‌چاله همیشه تقریباً کروی است. این تنها در مورد فضاهای چهار بعدی صادق است. در ابعاد بالاتر امکان توپولوژی‌های پیچیده تری مانند حلقه سیاه پدید می‌آید.<ref>{{یادکرد ژورنال|نام=R.|نام خانوادگی=Emparan|نام۲=H. S.|نام خانوادگی۲=Reall|عنوان=Black Holes in Higher Dimensions|ژورنال=Living Reviews in Relativity|دوره=۱۱|شماره=۶|سال=۲۰۰۸|پیوند=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2008-6/|تاریخ بازیابی=2011-02-10|arxiv=0801.3471|bibcode=2008LRR....11....6E}}</ref><ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Obers |نام=N. A.
 |نام خانوادگی ویراستار=Papantonopoulos
 |نام ویراستار=Eleftherios
 |عنوان=Black Holes in Higher-Dimensional Gravity
 |ژورنال=Lecture Notes in Physics
 |دوره=۷۶۹ |صفحه=۲۱۱–۲۵۸ |سال=۲۰۰۹
 |doi=10.1007/978-3-540-88460-6
 |arxiv=0802.0519
}}</ref><ref>{{Harvard citation no brackets|hawking|ellis|۱۹۷۳|loc=Ch. 9.3}}</ref>
برای سیاه‌چاله‌های ایستای غیر چرخان این شکل کاملاً کروی است و برای سیاه‌چاله‌های چرخان کمی بیضوی است.

=== تکینگی گرانشی ===
{{مقاله اصلی|تکینگی گرانشی}}
براساس نسبیت عام، مرکز یک سیاه‌چاله یک [[تکینگی گرانشی|نقطه تکینگی گرانشی]] است، ناحیه‌ای که در آن خمیدگی فضا زمان به بی‌نهایت می‌شود.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|p=۲۰۵}}</ref>بدین معنا که زمان بی معنا می‌گردد و جاذبه به بینهایت مبدل می‌گردد. برای یک سیاه‌چاله غیر چرخان این ناحیه به شکل یک نقطه منفرد و برای یک [[سیاه‌چاله کر]] به شکل یک تکینگی حلقوی روی صفحه چرخش خواهد بود.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|pp=۲۶۴–۲۶۵}}</ref> در هردوی موارد حجم ناحیه تکینگی صفر است.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|p=۲۵۲}}</ref> به همین دلیل چگالی ناحیه تکینگی، ''بی‌نهایت'' خواهد بود.

ناظری که به درون یک سیاه‌چاله شوارتزشیلد سقوط می‌کند (یعنی بدون بار و تکانه زاویه‌ای) به محض اینکه از افق رویداد بگذرد دیگر نمی‌تواند در مقابل سرازیر شدن به سوی نقطه تکینگی جلوگیری کند. این ناظر می‌تواند تنها تا میزان محدودی زمان سقوطش را با سرعت گرفتن در جهت مخالف طولانی‌تر کند اما سرانجام به نقطه تکینگی سقوط خواهد کرد.<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Lewis |نام=G. F.
 |نام خانوادگی۲=Kwan |نام۲=J.
 |عنوان=No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon
 |ژورنال=Publications of the Astronomical Society of Australia
 |دوره=۲۴ |شماره=۲ |صفحه=۴۶–۵۲ |سال=۲۰۰۷
 |doi=10.1071/AS07012
 |arxiv=0705.1029
|bibcode = 2007PASA...24...46L}}</ref> زمانی که به این نقطه برسد به چگالی بی‌نهایت برخورد می‌کند و جرم آن به جرم سیاه‌چاله افزوده می‌شود. البته پیش از این اتفاق در طی فرایندی که به اسپاگتی سازی یا ''اثر نودلی'' معروف است، اجزای وی بر اثر نیروهای جزر و مدی در حال گسترش از هم گسیخته می‌شود.<ref>{{Harvard citation no brackets|Wheeler|۲۰۰۷|p=۱۸۲}}</ref>

در مورد یک سیاه‌چاله باردار (راه حل رایسنر-نوردستروم) یا چرخان (راه حل کر) می‌توان از تکینگی اجتناب نمود. چنانچه این جواب‌ها را تا حد امکان گسترش دهیم امکان فرضی خروج از سیاه چاله به یک فضا-زمان متفاوت خود را نمایان می‌سازد. در این صورت سیاه‌چاله به صورت یک [[کرم‌چاله]] عمل می‌کند.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|pp=257–259 and 265–266}}</ref> اما فرضیه سفر به دنیاهای دیگر تنها به صورت فرضیه می‌ماند زیرا آشفتگی امکان آن را ازبین می‌برد.<ref>{{یادکرد ژورنال
 |عنوان=Black holes: the inside story
 |نام=S. |نام خانوادگی=Droz
 |نام۲=W. |نام خانوادگی۲=Israel
 |نام۳=S. M. |نام خانوادگی۳ =Morsink
 |ژورنال=Physics World
 |دوره=۹ |شماره=۱ |صفحه=۳۴–۳۷ |سال=۱۹۹۶
 |پیوند=http://physicsworldarchive.iop.org/index.cfm?action=summary&doc=9/1/phwv9i1a26@pwa-xml&qt=(Black%20holes\:%20the%20inside%20story%20<in>%20(chtitle))
 |ref=harv
|bibcode = 1996PhyW....9...34D}}</ref> همچنین این فرضیه مطرح می‌شود که منحنی‌های زمان گونه بسته را در اطراف تکینگی دنبال کرد و به گذشته خود فرد سفر کرد که در نهایت به طرح مشکلاتی در [[علیت|قانون علیت]] مانند [[سفر در زمان]] می‌انجامد.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|p=۲۶۶}}</ref>

پیدایش تکینگی هاگی در نسبیت عام را عموماً نشانه‌ای از شکست این نظریه می‌پندارند؛<ref>{{Harvard citation no brackets|Wald|۱۹۸۴|p=۲۱۲}}</ref> اما این شکست برخلاف انتظار نیست. این شکست در مواردی رخ می‌دهد که بخواهیم این کنش‌ها را با استفاده از تأثیرات [[مکانیک کوانتومی]]، ناشی از چگالی بسیار بالا و سرانجام تعامل ذرات توصیف کنیم. تا کنون این امر میسر نشده است که بتوانیم تأثیرات گرانشی و کوانتومی را در یک تئوری با هم ترکیب نمود. مورد انتظار عموم این است که یک تئوری گرانش کوانتومی خواهد توانست ویژگی سیاه‌چاله‌ها را بدون تکینگی بیان کند.<ref>{{یادکرد وب|عنوان=Black Holes and Quantum Gravity|اثر=Cambridge Relativity and Cosmology|نام خانوادگی=Hamade|سال=۱۹۹۶|ناشر=University of Cambridge|بازبینی=2009-03-26|نشانی=http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bh_hawk.html|نام=R.}}</ref><ref>{{یادکرد وب|عنوان=Ask an Astrophysicist: Quantum Gravity and Black Holes|نام خانوادگی=Palmer|نام=D.|ناشر=NASA|بازبینی=2009-03-26|نشانی=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980420b.html}}</ref>

=== کره فوتونی ===
[[پرونده:Ergosphere of a rotating black hole.svg|بندانگشتی|چپ|ارگوسفر یک سیاهچاله چرخان|ارگوسفر ناحیه‌ای به شکل کره بیضوی خارج از افق رویداد است که اجسام نمی‌توانند در آن ثابت بمانند.]]

کره فوتونی، محدوده‌ای کروی با ضخامت صفراست. فوتون‌هایی که در طول مسیر مماس (در امتداد [[تانژانت]]‌ها) بر این کره حرکت می‌کنند در مداری دایره‌ای گرد آن به دام می‌افتند. در سیاه‌چاله‌های غیرچرخشی شعاع [[فوتون]] کره یک و نیم برابر شعاع افق رویداد (شوارتزشیلد) است. این مدارها از نظر دینامیکی [[ناپایداری|ناپایدار]] اند و به همین جهت هر آشفتگی کوچکی (مثل سقوط یک ذره مادی) در طول زمان گسترش می‌یابد و به صورت حرکت پرتابی به خارج سیاه‌چاله یا به شکل حلزونی در نهایت از افق رویداد می‌گذرد.<ref name="prd84_6">{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی=Nitta|نام=Daisuke|نام خانوادگی۲=Chiba|نام۲=Takeshi|نام خانوادگی۳=Sugiyama|نام۳=Naoshi|عنوان=Shadows of colliding black holes|ژورنال=Physical Review D|دوره=۸۴|شماره=۶|سال=سپتامبر ۲۰۱۱|doi=10.1103/PhysRevD.84.063008|bibcode=2011PhRvD..84f3008N|arxiv=1106.2425}}</ref>

درحالی‌که نور هنوز می‌تواند از داخل کره فوتونی بگریزد، هر نوری که از کره فوتونی عبور کند در یک حرکت پرتابی به داخل سیاه‌چاله کشیده می‌شود؛ بنابراین نوری که از درون کره فوتونی به ما می‌رسد باید از اجسامی تابیده شده باشد که درون کره فوتونی هستند اما هنوز به افق رویداد نرسیده‌اند.<ref name="prd84_6"/>

سایر اجرام فشرده همچون ستاره‌های نوترونی نیز می‌توانند کره‌های فوتونی داشته باشند.<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام=R. J. |نام خانوادگی=Nemiroff
 |عنوان=Visual distortions near a neutron star and black hole
 |ژورنال= American Journal of Physics
 |دوره=۶۱
 |شماره=۷ |صفحه=۶۱۹ |سال=۱۹۹۳
 |doi=10.1119/1.17224
 |arxiv=astro-ph/9312003
 |ref=harv
|bibcode = 1993AmJPh..61..619N}}</ref> این امر ناشی از این حقیقت است که میدان گرانشی یک شی به اندازه واقعی آن بستگی ندارد، از این رو هر جسم که کوچکتر از ۱٫۵ برابر شعاع شوارتزشیلد متناظر با جرمش باشد می‌تواند کره فوتونی داشته باشد.{{مدرک}}

=== ارگوسفر ===
سیاه‌چاله‌های چرخان در درون ناحیه‌ای از [[فضا]] و [[زمان]] محصورند که در آن ثابت ماندن غیرممکن است. این ناحیه را [[کارکره|ارگوسفر]] می‌نامند. این پدیده ناشی از فرایندی به نام [[کشش چارچوب]] است. تئوری [[نسبیت عام]] پیش‌بینی می‌کند که هر جسم در حال چرخش تمایل دارد که [[فضای مینکوفسکی|فضا-زمان]] اطراف نزدیک خود را بکشد. هر جسم نزدیک به جسم چرخان تمایل خواهد داشت که در جهت چرخش حرکت کند. برای یک سیاه‌چاله چرخان در نزدیکی افق رویدادش این اثر به اندازه‌ای قدرتمند می‌شود که جسم مجبور است که با سرعتی بالاتر از [[سرعت نور]] در جهت مخالف بچرخد تا تنها بتواند ثابت بماند.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|loc=Ch. 6.6}}</ref>

ارگوسفر یک سیاه‌چاله از درون به [[افق رویداد]] می‌رسد و از بیرون به یک کره بیضوی که در قطبش با کره افق رویداد مماس می‌شود و قسمت استوایی آن بسیار پهن‌تر از سایر قسمت‌ها است پایان می‌یابد. این مرز خارجی ارگوسفر را گاهی سطح ارگو می‌نامد.

اجسام و [[تابش]] می‌توانند به‌طور عادی از ارگوسفر بگریزند. بنا بر [[فرایند پنروز]] اجسامی که از ارگوسفر خارج می‌شوند ممکن است [[انرژی]] بیشتر از انرژی ورودشان داشته باشند. این انرژی از انرژی چرخشی سیاه‌چاله گرفته می‌شود و باعث کندتر شدن [[سرعت]] آن می‌شود.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|loc=Ch. 6.7}}</ref>

=== ذخیره اطلاعات ===
[[استیون هاوکینگ]] فیزیکدان ممتاز بریتانیایی در اوت ۲۰۱۵ گفت که سیاه‌چاله‌ها اطلاعات مربوط به چیزهایی که در درون آن‌ها سقوط می‌کند را ذخیره می‌کنند. ابتدا تصور می‌شد که این اطلاعات از بین می‌رود، اما معلوم شد که این ناقض قوانین [[مکانیک کوانتومی|فیزیک کوانتوم]] خواهد بود. همزمان، قوانین [[مکانیک کوانتومی]] حکم می‌کند که همه چیز در جهان ما می‌تواند به اطلاعات تجزیه شود، برای مثال، به یک رشته صفر و یک. اما براساس [[نظریه نسبیت]] عام اینشتین، این اطلاعات باید نابود شود. این معما به '''پارادوکس اطلاعات''' معروف است. به باور هاوکینگ این اطلاعات ممکن است اصلاً وارد سیاه‌چاله نشود، بلکه در سرحد آن باقی بماند. براساس این قوانین، این اطلاعات هرگز محو نمی‌شود، نه حتی وقتی توسط سیاه‌چاله بلعیده می‌شود. او گفت: "برخلاف آنچه انتظار می‌رود این اطلاعات در داخل سیاه‌چاله ذخیره نمی‌شود، بلکه در سرحد آن، یعنی همان [[افق رویداد]]، ذخیره می‌شود. این اطلاعات در افق رویداد به یک [[تمام‌نگاری|هولوگرام]] دو بعدی بدل می‌شود (پدیده‌ای که به ابربرگردان (super translation) موسوم است). هاوکینگ گفت: "ایده ما این است که ابربرگردان‌ها، هولوگرام ذرات وارد شونده هستند؛ بنابراین، شامل همه اطلاعاتی هستند که در غیر این صورت از میان خواهد رفت."<ref>[http://www.bbc.com/persian/science/2015/08/150826_u04_blackholes_information هاوکینگ: سیاهچاله‌ها اطلاعات را ذخیره می‌کنند] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150828031824/http://www.bbc.com/persian/science/2015/08/150826_u04_blackholes_information |date=28 اوت 2015}} بی‌بی‌سی فارسی</ref>

بر اساس نظریه [[نسبیت عام]] اینشتین، که می‌گوید این اطلاعات باید نابود شود و به معما یا [[پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله]] معروف است ماده‌ای به درون سیاه‌چاله بلعیده می‌شود، و در آن سوی افق رویداد می‌افتد.

هولوگرام ظاهراً نشان می‌دهد که تصویر اینشتین از سیاه‌چاله درست نیست. به ویژه این‌که، اصلاً معلوم نیست که سیاه‌چاله‌ها دارای 'بخش درونی' باشند (ماده‌ای که مکیده می‌شود ممکن است در افق رویداد گیر کند و به عنوان هولوگرام آن‌جا حفظ شود).<ref>http://www.ariamoons.com/?p=38630</ref>

== شکل‌گیری و تکامل ==
با در نظر گرفتن ماهیت عجیب سیاه‌چاله‌ها شاید طبیعی باشد، که این سؤال به ذهن خطور کند که آیا چنین اجسام عجیبی می‌توانند در طبیعت وجود داشته باشند، یا اینکه این اجسام تنها جواب‌های پاتولوژیکی برای معادلات انیشتین هستند. خود انیشتین به اشتباه گمان می‌کرد که سیاه‌چاله‌ها نمی‌توانند تشکیل شوند زیرا او بر این باور بود که تکانه زاویه‌ای ذرات در حال سقوط حرکت آن‌ها را در [[شعاع]] خاصی پایدار می‌نمود.<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Einstein |نام=A.
 |عنوان=On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses
 |ژورنال= Annals of Mathematics
 |دوره=۴۰ |شماره= ۴ |صفحه=۹۲۲–۹۳۶ |سال=۱۹۳۹
 |doi= 10.2307/1968902
 |ref= harv
}}</ref> این باعث شد که جامعه نسبیت عام تا مدت‌ها نتایج مخالف را از دست بدهد.<ref>{{cite web |url=http://www.cosmosfa.in/ |title=Frontiers And Controversies In Astrophysics Transcript 9 |publisher=[[دانشگاه ییل|Yale University]] |accessdate=April 26, 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160309195230/http://www.cosmosfa.in/ |archivedate=۹ مارس ۲۰۱۶ |dead-url=yes}}</ref> هر چند که گروه کمتری از نسبیت پردازان همچنان بر این باور بودند که سیاه‌چاله‌ها اجسام فیزیکی واقعی هستند<ref>{{یادکرد کتاب
 |فصل=The Kerr and Kerr-Schild metrics
 |نام=R. P. |نام خانوادگی=Kerr
 |عنوان=The Kerr Spacetime
 |editor1-first=D. L. |editor1-last=Wiltshire
 |editor2-first=M. |editor2-last=Visser
 |editor3-first=S. M. |editor3-last=Scott
 |ناشر=Cambridge University Press
 |سال=۲۰۰۹
 |شابک=9780521885126
 |arxiv=0706.1109
}}</ref> و این گروه تا پایان دهه ۱۹۶۰ اکثر پژوهشگران این زمینه را متقاعد کرده بودند که هیچ مانعی برای به‌وجود آمدن افق رویداد وجود ندارد.

زمانی که یک افق رویداد تشکیل می‌شود، پنروز ثابت نمود که یک تکینگی در نقطه‌ای درون آن به‌وجود می‌آید.<ref name="penrose1965"/> مدت کوتاهی پس از وی هاوکینگ نشان داد که بسیاری از راه حل‌های [[کیهان‌شناسی]] که [[مه‌بانگ]] را توصیف می‌کنند نقاط تکینه‌ای بدون میدان‌های اسکالر یا مواد عجیب دیگر دارند. راه حل [[سیاه‌چاله کر]]، [[نظریه بدون مو]] و قوانین [[ترمودینامیک سیاهچاله|ترمودینامیک سیاه‌چاله]]‌ها نشان دادند که خواص فیزیکی سیاه‌چاله‌ها ساده و قابل فهم هستند و این اجسام موضوعات مناسبی برای پژوهش هستند. ابتدایی‌ترین فرایندی که انتظار می‌رود به تشکیل سیاه‌چاله‌ها بینجامد، رمبش گرانشی اجسام بسیار سنگین همچون ستاره هاست. البته فرایندهای عجیب تری نیز هستند که ممکن است به تولید سیاه‌چاله‌ها بینجامد.<ref name="penrose1965">{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Penrose |نام=R.
 |سال=۱۹۶۵
 |عنوان=Gravitational Collapse and Space-Time Singularities
 |ژورنال=[[فیزیکال ریویو لترز|Physical Review Letters]]
 |دوره=۱۴
 |شماره=۳ |صفحه=۵۷
 |doi=10.1103/PhysRevLett.14.57
|bibcode=1965PhRvL..14...57P
}}</ref>

=== رمبش گرانشی ===
رمبش گرانشی زمانی رخ می‌دهد که فشار داخلی یک جسم برای مقاومت در برابر نیروی گرانشی خود جسم کافی نباشد. برای ستارگان این حادثه زمانی اتفاق می‌افتد که یا به دلیل کم شدن سوخت ستاره برای تولید انرژی از طریق [[هسته‌زایی (فیزیک)|سنتزهای هسته‌ای]] قادر به حفظ دمای خود نباشد یا اینکه یک ستاره پایدار ماده اضافه‌ای دریافت کند به گونه‌ای که دمای هسته آن بالاتر نرود. در هردوی این موارد دمای ستاره به اندازه کافی زیاد نخواهد بود که از فروپاشی آن زیر وزن خودش جلوگیری کند ([[گاز ایده‌آل|قانون گازهای ایده‌آل]] ارتباط بین فشار، دما و حجم را توضیح می‌دهد).<ref name="Carroll5.8">{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|loc=Section 5.8}}</ref>

این رمبش ممکن است بر اثر [[ماده تباهیده|فشار تباهیدگی]] اجزای تشکیل دهنده ستاره متوقف گردد و باعث فشرده شدن ماده به ماده‌ای که به اندازه شگفت‌انگیزی چگال تر است بشود. حاصل این اتفاق یکی از انواع [[ستاره فشرده|ستارگان فشرده]] است که نوع ستاره فشرده به وجود آمده به جرم ماده باقی‌مانده بستگی دارد. ستاره در هنگام تغییرات نشات گرفته از رمبش گرانشی (مانند یک [[ابرنواختر]] یا [[سحابی سیاره‌نما]]) بخش قابل توجهی از جرم خود را از لایه‌های خارجی به فضای اطراف پرتاب می‌کند. اگر جرم مواد باقی‌مانده ۵درصد جرم خورشیدی باشد جرم ستاره اولیه پیش از فروپاشی احتمالاً بیش از ۲۰ جرم خورشیدی بوده است.<ref name="Carroll5.8"/>

اگر جرم مواد باقی‌مانده بیش از ۳ الی ۴ برابر جرم خورشید باشد ([[معادله تولمن-اوپنهایمر-ولکوف|حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف]]) - چه به دلیل سنگین بودن ستاره اصلی چه به دلیل اینکه ماده باقی‌مانده جرم اضافه‌ای را از طریق تجمع ماده گردآوری کرده باشد - حتی فشار تباهیدگی [[نوترون]]ها برای متوقف‌سازی فروپاشی کافی نخواهد بود. پس از این هیچ مکانیزم شناخته شده‌ای (شاید به جز تباهیدگی [[کوارک]]ها در [[ستاره کوارکی|ستاره‌های کوارکی]]) قدرت کافی برای متوقف‌سازی فروپاشی را ندارد و جسم ناگریز به یک سیاه‌چاله فروپاشیده می‌شود.<ref name="Carroll5.8"/>

گمان می‌رود که این رمبش گرانشی ستارگان سنگین عامل پیدایش [[سیاهچاله ستاره‌وار|سیاه‌چاله‌های ستاره وار]] است. [[ستاره‌زایی]] در جهان جوان احتمالاً به ایجاد ستارگانی بسیار سنگین انجامیده است که در هنگام رمبش سیاه‌چاله‌هایی تا هزار برابر جرم خورشید به‌وجود آورده‌اند. این سیاه‌چاله می‌توانند بذرهایی برای [[سیاهچاله‌های پرجرم|سیاه‌چاله‌های کلان جرمی]] بوده باشند که امروزه در مرکز بسیاری از کهکشان‌ها یافت می‌شوند.<ref name="ReesVolonteri">{{یادکرد کتاب
 |نام= M. J. |نام خانوادگی=Rees
 |نام۲= M. |نام خانوادگی۲=Volonteri
 |فصل= Massive black holes: formation and evolution
 |عنوان= Black Holes from Stars to Galaxies—Across the Range of Masses
 |editor1-first=V. | editor1-last=Karas
 |editor2-first=G. | editor2-last=Matt
 |صفحه= ۵۱–۵۸
 |ناشر= Cambridge University Press
 |سال= ۲۰۰۷
 |شابک=9780521863476
 |arxiv = astro-ph/0701512
}}</ref>

درحالی‌که بیشتر [[انرژی آزاد]] شده در خلال یک رمبش گرانشی به سرعت پخش می‌شود یک ناظر خارجی در واقع پایان این فرایند را نمی‌بیند. اگرچه این رمبش در [[چارچوب مرجع]] ماده در حال فروپاشی در زمان محدودی صورت می‌گیرد اما برای یک ناظر دور ماده در حال فروپاشی کندتر می‌شود و در بالای افق رویداد متوقف می‌شود. دلیل این پدیده [[اتساع زمان گرانشی]] است. برای نور بیشتر و بیشتر طول می‌کشد تا از ماده در حال رمبش به ناظر برسد؛ و نوری که درست قبل از تشکیل افق رویداد منتشر می‌شود با تأخیر بی‌نهایت به ناظر می‌رسد. از این رو ناظر خارجی هرگز تشکیل افق رویداد را نخواهد دید؛ در عوض ماده در حال رمبش تاریک تر. تاریک تر می‌شود و [[انتقال به سرخ گرانشی|انتقال به سرخ]] رو به افزایشی خواند داشت و سرانجام کاملاً محو می‌شود.<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Penrose |نام=R.
 |عنوان="Golden Oldie": Gravitational Collapse: The Role of General Relativity
 |ژورنال=General Relativity and Gravitation
 |دوره=۳۴
 |شماره=۷ |صفحه=۱۱۴۱ |سال=۲۰۰۲
 |doi=10.1023/A:1016578408204
|bibcode = 2002GReGr..34.1141P}}</ref>

=== سیاه‌چاله‌های نخستین در مهبانگ ===
رمبش گرانشی نیاز به چگالی بالا دارد. در دوره کنونی جهان، چگالی‌های بالا تنها در ستارگان یافت می‌شود. اما در جهان نخستین اندکی پس از [[مهبانگ]] چگالی‌ها بسیار بیشتر بودند، که احتمال تشکیل سیاه‌چاله را فراهم می‌نمود. چگالی بالا به تنهایی برای به‌وجود آمدن سیاه‌چاله کافی نیست زیرا یک توزیع جرم یکنواخت اجازه تجمع جرم را نمی‌دهد برای اینکه سیاه‌چاله‌های نخستین در چنین رسانه چگالی امکان پیدایش داشته باشند باید آشفتگی‌های اولیه‌ای در چگالی به‌وجود آمده باشند که بتوانند پس از آن تحت گرانش خودشان رشد کنند. مدل‌های مختلف از جهان اولیه، از لحاظ اندازه‌ای که برای این آشفتگی‌ها پیش‌بینی کرده‌اند با هم بسیار متفاوتند. این مدل‌های متفاوت جرم سیاه‌چاله‌های نخستین را از یک واحد پلانک تا صدها هزار جرم خورشیدی پیش‌بینی کرده‌اند.<ref>{{یادکرد کتاب
 |نام خانوادگی=Carr |نام=B. J.
 |فصل=Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?
 |editor1-first=H. |editor1-last=Suzuki
 |editor2-first=J. |editor2-last=Yokoyama
 |editor3-first=Y. |editor3-last=Suto
 |editor4-first=K. |editor4-last=Sato
 |عنوان=Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology
 |ناشر=Universal Academy Press
 |سال=۲۰۰۵
 |شابک=4946443940
 |arxiv=astro-ph/0511743
}}</ref> سیاه‌چاله‌های نخستین عامل پیدایش همه سیاه‌چاله‌های دیگر شمرده می‌شوند.

=== برخوردهای پرانرژی ===
رمبش گرانشی تنها فرایندی نیست که سیاه‌چاله را به‌وجود می‌آورد. در اصل سیاه‌چاله‌ها می‌توانند از برخوردهای [[فیزیک ذرات|پرانرژی]] که چگالی کافی ایجاد می‌کنند نیز به‌وجود آیند؛ اما تا به امروز ردی از چنین رویدادی چه به صورت مستقیم و چه به صورت غیر مستقیم از روی کسری در [[موازنه جرم]] در آزمایش‌های [[شتاب‌دهنده ذرات]]، کشف نشده است.<ref>{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی=Giddings|نام خانوادگی۲=Thomas|نام۲=S.|عنوان=High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics|سال=۲۰۰۲|ژورنال=Physical Review D|دوره=۶۵|شماره=۵|صفحه=۰۵۶۰۱۰|doi=10.1103/PhysRevD.65.056010|arxiv=hep-ph/0106219|ref=harv|bibcode=2002PhRvD..65e6010G|نام1=S. B.}}</ref> این واقعیت پیشنهاد می‌کند که باید حد پایینی برای جرم سیاه‌چاله‌ها وجود داشته باشد. از لحاظ نظری این حد باید پیرامون [[جرم پلانک]] باشد که در آن انتظار می‌رود که تأثیرات کوانتومی باعث شکست تئوری نسبیت عام بشوند.<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام خانوادگی=Harada |نام=T.
 |عنوان=Is there a black hole minimum mass?
 |ژورنال=Physical Review D
 |دوره=۷۴
 |شماره=۸ |صفحه=۰۸۴۰۰۴ |سال=۲۰۰۶
 |doi=10.1103/PhysRevD.74.084004
 |arxiv=gr-qc/0609055
|bibcode = 2006PhRvD..74h4004H}}</ref> این امر سبب می‌شود که ایجاد سیاه‌چاله‌ها از دسترس هر برخورد پر انرژی که در روی زمین یا نزدیک به آن رخ می‌دهد، دور باشد. اما برخی از توسعه‌های اخیر در گرانش کوانتومی پیشنهاد می‌دهند که جرم پلانک ممکن است بسیار کمتر از این باشد؛ مثلاً برخی از سناریوهای [[جهان غشایی]] مقداری بسیار کمتر برای این ثابت در نظر می‌گیرند.<ref>{{یادکرد ژورنال |نام خانوادگی=Arkani–Hamed |نام=N.
 |نام خانوادگی۲=Dimopoulos |نام۲=S.
 |نام خانوادگی۳=Dvali |نام۳=G.
 |عنوان=The hierarchy problem and new dimensions at a millimeter
 |ژورنال=Physics Letters B
 |دوره=۴۲۹
 |شماره=۳–۴ |صفحه=۲۶۳ |سال=۱۹۹۸
 |arxiv=hep-ph/9803315
 |doi=10.1016/S0370-2693(98)00466-3
 |ref=harv
|bibcode = 1998PhLB..429..263A}}</ref> این امر امکان ایجاد [[ریزسیاهچاله|ریزسیاه‌چاله]]‌ها را در برخوردهای پر انرژی مانند برخورد اشعه‌های کیهانی با [[جو زمین]] یا احتمالاً در [[برخورددهنده هادرونی بزرگ]] در [[سرن]] را امکان‌پذیر می‌سازد. هر چند که این نظریه‌ها بسیار گمانی هستند و به نظر بسیاری از متخصصین تشکیل ریزسیاه‌چاله‌ها در چنین برخوردهای نامحتمل می‌آید.<ref name="LHCsafety">{{یادکرد وب
 |پیوند=http://lsag.web.cern.ch/lsag/LSAG-Report.pdf
 |عنوان=Review of the Safety of LHC Collisions
 |نویسنده=LHC Safety Assessment Group
 |ناشر=CERN
}}</ref> حتی اگر ریز سیاه‌چاله‌ها در اثر این برخوردها تشکیل شوند انتظار می‌رود که در۱۰<sup>۲۵−</sup> ثانیه تبخیر شوند و تهدیدی برای زمین به‌شمار نمی‌آیند.<ref>{{cite journal |last=Cavaglià |first=M. |title=Particle accelerators as black hole factories? |journal=Einstein-Online |volume=4 |page=1010 |date=2010 |url=http://www.einstein-online.info/spotlights/accelerators_bh/|url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20130508085759/http://www.einstein-online.info/spotlights/accelerators_bh |archive-date=8 May 2013 |access-date=8 May 2013}}</ref>

=== رشد ===
وقتی که یک سیاه‌چاله تشکیل شد می‌تواند با جذب ماده اضافی به رشد خود ادامه دهد. هر سیاه‌چاله‌ای به‌طور پیوسته گاز و [[ماده میان ستاره‌ای|غبار میان ستاره‌ای]] را از محیط مستقیم اطرافش و [[تابش زمینه کیهانی]] که در همه جا حضور دارد، جذب می‌کند. این فرایند اولیه‌ای است که به نظر می‌رسد سیاه‌چاله‌های کلان جرم طی آن شکل می‌گیرند.<ref name="ReesVolonteri"/> فرایندی مشابه نیز برای تشکیل [[سیاهچاله با جرم متوسط|سیاه‌چاله‌های جرم متوسط]] در [[خوشه ستاره‌ای کروی|خوشه‌های ستاره‌ای کروی]] پیشنهاد شده است.<ref>{{یادکرد ژورنال
 |نام=E. |نام خانوادگی=Vesperini
 |نام۲=S. L. W. |نام خانوادگی۲=McMillan
 |نام۳=A. |نام خانوادگی۳=D'Ercole
 |نام۴=F. |نام خانوادگی۴=D'Antona
 |display-authors=3
 |عنوان=Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters
 |ژورنال=The Astrophysical Journal Letters
 |دوره=713 |شماره=1
 |صفحه=L41–L44 |سال=2010
 |doi=10.1088/2041-8205/713/1/L41
 |arxiv=1003.3470
|bibcode = 2010ApJ...713L..41V}}</ref>

امکان دیگر برای رشد یک سیاه‌چاله آمیختن با اجرام دیگر مانند ستارگان یا سایر سیاه‌چاله هاست. این نظریه به خصوص برای سیاه‌چاله‌های کلان جرم نخستین که منشأ پیدایش بسیاری از اجسام کوچکتر بوده‌اند اهمیت پیدا می‌کند.<ref name="ReesVolonteri"/> این فرایند همچنین به عنوان مبدأ پیدایش برخی از سیاه‌چاله‌های با جرم متوسط پیشنهاد شده است.<ref>{{یادکرد ژورنال|نام خانوادگی=Zwart|عنوان=Formation of massive black holes through runaway collisions in dense young star clusters|bibcode=2004Natur.428..724P|arxiv=astro-ph/0402622|pmid=15085124|doi=10.1038/nature02448|سال=2004|شماره=6984|دوره=428|ژورنال=Nature|display-authors=3|نام=S. F. P.|نام۵=S. L. W.|نام خانوادگی۵=McMillan|نام۴=J.|نام خانوادگی۴=Makino|نام۳=P.|نام خانوادگی۳=Hut|نام۲=H.|نام خانوادگی۲=Baumgardt|صفحه=724–726}}</ref><ref>{{cite journal
 |last1=O’leary |first1=R. M.
 |last2=Rasio |first2=F. A.
 |last3=Fregeau |first3=J. M.
 |last4=Ivanova |first4=N.
 |last5=O’shaughnessy |first5=R.
 |display-authors=3
 |title=Binary Mergers and Growth of Black Holes in Dense Star Clusters
 |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2006-02-01_637_2/page/n406 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=637
 |issue=2 |page=937 |year=2006
 |doi=10.1086/498446
 |arxiv=astro-ph/0508224 |bibcode=2006ApJ...637..937O
}}</ref>

=== تبخیر ===
{{مقاله اصلی | تابش هاوکینگ}}
در سال ۱۹۷۴ هاوکینگ نشان داد که سیاه‌چاله‌ها کاملاً سیاه نیستند بلکه مقدار اندکی [[تابش گرمایی]] دارند<ref name="Hawking1974">{{Cite journal
 |last=Hawking |first=S. W.
 |title=Black hole explosions?
 |journal=Nature
 |year=۱۹۷۴ |volume=۲۴۸
 |issue=۵۴۴۳ |pages=۳۰–۳۱
 |doi=10.1038/248030a0
 |ref=harv
|bibcode = 1974Natur.248...30H}}</ref> او این نتیجه را از به‌کارگیری [[نظریه میدان‌های کوانتومی]] در یک زمینهٔ سیاه‌چاله‌ای ایستا به دست آورد. نتیجه این محاسبات این بود که سیاه‌چاله‌ها باید ذراتی را در [[تابش جسم سیاه|جسم سیاه]] کامل منتشر کند. این اثر به نام [[تابش هاوکینگ]] نامیده شده است. از زمانی که هاوکینگ این نتایج را منتشر نمود بسیاری درستی این نظریه را با روش‌های مختلف سنجیده‌اند.<ref>{{Cite journal
 |last=Page|first=D. N.
 |title=Hawking radiation and black hole thermodynamics
 |journal=New Journal of Physics
 |volume=۷ |page=۲۰۳ |year=۲۰۰۵
 |arxiv=hep-th/0409024
 |doi=10.1088/1367-2630/7/1/203
 |ref=harv
|bibcode = 2005NJPh....7..203P}}</ref> چنانچه این نظریه تابش سیاه‌چاله‌ها درست باشد انتظار می‌رود که سیاه‌چاله‌ها یک طیف گرمایی ساطع کنند که منجر به کاهش جرم آن‌ها می‌شود. این کاهش جرم مربوط به جرم فوتون‌ها و ذراتی است که تابیده می‌شوند. سیاه‌چاله‌ها در طول زمان تبخیر می‌شوند و کوچکتر می‌گردند. دمای این طیف (دمای هاوکینگ) با [[گرانش سطحی]] یک سیاه‌چاله مرتبط است که در مورد سیاه‌چاله‌های شوارتزشیلد نسبت معکوسی با جرم دارند و در نتیجه سیاه‌چاله‌های بزرگتر تابش کمتری از سیاه‌چاله‌های کوچکتر دارند.<ref>{{Harvard citation no brackets|Carroll|۲۰۰۴|loc=Ch. 9.6}}</ref>

یک [[سیاهچاله ستاره وار|سیاه‌چاله ستاره وار]] با جرمی برابر یک جرم خورشیدی، دمای هاوکینگی در حدود ۱۰۰ نانو کلوین دارد.<ref>{{cite web |url=http://www.cosmosfa.in/ |title=Frontiers And Controversies In Astrophysics Transcript 9 |publisher=[[دانشگاه ییل|Yale University]] |accessdate=April 26, 2011 |archive-date=9 مارس 2016 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160309195230/http://www.cosmosfa.in/}}</ref> این دما بسیار کمتر از دمای ۲٫۷ کلوینی [[تابش زمینه]] کیهانی است. سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای و سیاه‌چاله‌های بزرگتر از آن‌ها بیش از آنکه از طریق تابش هاوکینگ جرم از دست بدهند، از تابش زمینه کیهانی جرم به دست می‌آورند. در نتیجه به جای کوچکتر شدن رشد می‌کنند. برای اینکه یک سیاه‌چاله بتواند تبخیر شود باید دمای تابش هاوکینگ آن بیشتر از ۲٫۷ کلوین باشد و این بدان معنی است که می‌بایست از [[ماه]] سبک‌تر باشد و نتیجتاً قطری کمتر از یک دهم میلی‌متر داشته باشد.<ref>{{cite web
 |url=http://www.einstein-online.info/elementary/quantum/evaporating_bh/?set_language=en
 |title=Evaporating black holes?
 |work=Einstein online
 |publisher=Max Planck Institute for Gravitational Physics
 |year=۲۰۱۰
 |accessdate=۱۲ دسامبر ۲۰۱۰
 |archiveurl=https://www.webcitation.org/68e5unXyl?url=http://www.einstein-online.info/elementary/quantum/evaporating_bh/?set_language=en
 |archivedate=۲۳ ژوئن ۲۰۱۲
 |dead-url=yes
}}</ref>

از سوی دیگر اگر سیاه‌چاله‌ای کوچک باشد انتظار می‌رود که تابش آن بسیار قویتر باشد. حتی سیاه‌چاله‌ای که نسبت به انسان سنگین محسوب شود باید در یک دم تبخیر شود. یک سیاه‌چاله با [[وزن]] یک [[ماشین]] باید در مدت چند نانوثانیه [[تبخیر]] شود و طی این مدت اندک درخششی به اندازه ۲۰۰ برابر خورشید خواهد داشت. سیاه‌چاله‌های کوچکتر حتی با سرعت بیشتری تبخیر می‌شوند. البته برای چنین سیاه‌چاله کوچکی اثرات گرانش کوانتومی نقش مهمی ایفا می‌کنند و ممکن است (هرچند که از دانسته‌های فعلی در مورد گرانش کوانتومی چنین امری محتمل به نظر نمی‌رسد<ref>{{cite journal
 |last1=Giddings |first1=S. B.
 |last2=Mangano |first2=M. L.
 |title=Astrophysical implications of hypothetical stable TeV-scale black holes
 |journal=Physical Review D
 |volume=۷۸
 |issue=۳|page=۰۳۵۰۰۹|year=۲۰۰۸
 |doi=10.1103/PhysRevD.78.035009
 |arxiv=۰۸۰۶٫۳۳۸۱
|bibcode = 2008PhRvD..78c5009G}}</ref>) به صورت فرضی چنین سیاه‌چاله کوچکی را پایدار سازند.<ref>{{cite journal
 |last1=Peskin |first1=M. E.
 |title=The end of the world at the Large Hadron Collider?
 |journal=Physics
 |volume=۱|page=۱۴|year=۲۰۰۸
 |doi=10.1103/Physics.1.14
|bibcode = 2008PhyOJ...1...14P}}</ref>

== طبقه‌بندی بر اساس جرم ==
سیاه‌چاله‌ها را عموماً بر مبنای جرمشان و مستقل از بار و تکانه زاویه‌ای دسته‌بندی می‌کنند. بر این اساس سیاه‌چاله‌ها را می‌توان به چهار دسته تقسیم نمود. اندازه یک سیاه‌چاله که با شعاع افق رویداد ([[شعاع شوارتزشیلد]]) آن سنجیده می‌شود با جرم آن برپایه رابطه زیر به‌طور تقریبی متناسب است:<ref>{{Harvard citation no brackets|Wald|۱۹۸۴|pp=۱۲۴–۱۲۵}}</ref>

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

این رابطه تنها در مورد سیاه‌چاله‌هایی با تکانه زاویه‌ای و بار الکتریکی صفر دقیق خواهد بود و در مورد سیاه‌چاله‌های کلی تر به صورت تقریبی و با اختلافی تا حتی دو برابر در برخی موارد، صادق است.

{| class="wikitable" style="float:left; margin:0 0 0.5em 1em;"
|+ دسته‌بندی سیاه‌چاله‌ها
|-
! دسته!! جرم!! اندازه
|-
| [[سیاه‌چاله کلان‌جرم|سیاه‌چاله‌های کلان جرم]] || style="text-align: center;"| ~۱۰<sup>۵</sup>–۱۰<sup>۹</sup> [[جرم خورشیدی|''M''<sub>Sun</sub>]] || style="text-align: center;"| ~۰٫۰۰۱–۱۰ [[واحد نجومی|AU]]
|-
| [[سیاهچاله با جرم متوسط|سیاه‌چاله‌های جرم متوسط]] || style="text-align: center;"| ~۱۰<sup>۳</sup> ''M''<sub>Sun</sub> || style="text-aligncenter;"| ~۱۰<sup>۳</sup> km = [[شعاع زمین|''R''<sub>Earth</sub>]]
|-
| [[سیاهچاله ستاره‌وار|سیاه‌چاله‌های ستاره وار]] || style="text-align: center;"| ~۱۰ ''M''<sub>Sun</sub> || style="text-align: center;"| ~۳۰ km
|-
| ریزسیاه‌چاله‌ها || style="text-align: center;" | تا~''M''<sub>[[ماه]]</sub> || style="text-align: center;"|تا ~۰٫۱ mm
|}

=== سیاه چاله‌های کلان جرم ===
جرمی بین چندمیلیون تا چند میلیارد برابر جرم خورشید دارند و پیش‌بینی می‌شود که در مرکز همه [[کهکشان]]‌ها از جمله [[کهکشان راه شیری]] وجود داشته باشند.<ref name="King"/><ref name="Richstone">{{cite web|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/01/text/|title=Massive Black Holes Dwell in Most Galaxies, According to Hubble Census|last=Richstone|first=D. ''et al. ''|date=January 13, 1997|publisher=189th Meeting of the American Astronomical Society|accessdate=2009-05-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090517000509/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/01/text/|archivedate=17 مه 2009|dead-url=no}}</ref>

کهکشان نزدیک [[کهکشان زن برزنجیر|زن برزنجیر]] در فاصله ۲٫۵ میلیون سال نوری سیاه‌چاله مرکزی به جرم ۱۰<sup>۸</sup>×(۲٫۳–۱٫۱) جرم خورشیدی دارد که از سیاه‌چاله کهکشان راه شیری بزرگتر است.<ref name = "Bender">{{Cite journal
  | last = Bender | first = Ralf | coauthors = ''et al. ''
  | title = HST STIS Spectroscopy of the Triple Nucleus of M31: Two Nested Disks in Keplerian Rotation around a Supermassive Black Hole
  | journal = [[ژورنال اخترفیزیکی]]
  | volume = ۶۳۱ | issue = ۱ | pages = ۲۸۰–۳۰۰
  | date = ۲۰۰۵–۰۹–۲۰
  | doi = 10.1086/432434
|arxiv = astro-ph/0509839 |bibcode = 2005ApJ...631..280B}}</ref> به نظر می‌رسد که بزرگ‌ترین سیاه‌چاله کلان جرم در نزدیکی راه شیری سیاه‌چاله مرکزی کهکشان [[مسیه ۸۷]] است که جرمی برابر با ۱۰<sup>۹</sup>×(۰٫۵±۶٫۴) جرم خورشیدی دارد که به فاصله ۵۳٫۵ میلیون سال نوری از ما قرار گرفته است.<ref name="apj700_2_1690">{{cite journal | author=Gebhardt, Karl; Thomas, Jens | title=The Black Hole Mass, Stellar Mass-to-Light Ratio, and Dark Halo in M87 | journal=The Astrophysical Journal | volume=۷۰۰ | issue=۲ | pages=۱۶۹۰–۱۷۰۱ | month=August | year=۲۰۰۹ | doi=10.1088/0004-637X/700/2/1690 | bibcode=2009ApJ...700.1690G}}</ref><ref name="apj489">{{cite journal | author=Macchetto, F. ; Marconi, A. ; [[David Axon|Axon, D. J.]]; Capetti, A. ; Sparks, W. ; Crane, P. | title=The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk | journal=Astrophysical Journal | volume=۴۸۹ | issue=۲ | page=۵۷۹ | month=November | year=۱۹۹۷ | doi=10.1086/304823 | bibcode=1997ApJ...489..579M |arxiv = astro-ph/9706252}}</ref>
بزرگ‌ترین سیاه‌چاله شناخته شده تا تاریخ نوامبر ۲۰۰۸، سیاه چاله OJ 287 در [[خرچنگ (صورت فلکی)|صورت فلکی خرچنگ]] است که در فاصله ۳٫۵ میلیارد [[سال نوری]] واقع شده است و جرم آن'' ۱۸ میلیارد برابر جرم خورشید '' است.<ref name="newscientist">{{cite news| url= http://space.newscientist.com/article/dn13166-biggest-black-hole-in-the-cosmos-discovered.html| title= Biggest black hole in the cosmos discovered| date= 10 January 2008| publisher= NewScientist.com news service| first= David| last= Shiga| accessdate= 7 نوامبر 2011| archiveurl= https://web.archive.org/web/20080514150740/http://space.newscientist.com/article/dn13166-biggest-black-hole-in-the-cosmos-discovered.html| archivedate= 14 مه 2008| dead-url= no}}</ref>

=== سیاه‌چاله‌های جرم متوسط ===
شکاف بین جرم سیاه‌چاله‌های معمولی و سیاه‌چاله‌های کلان جرم، اخترشناسان را بر آن داشت که به جستجوی سیاه‌چاله‌هایی با جرم صد تا صد هزار برابر جرم خورشید برآیند. یکی از روش‌های مشاهدهٔ این‌گونه سیاه‌چاله‌ها یافتن منابع اشعه با شدت زیاد است. منابع فوق درخشان پرتو ایکس در کهکشان‌های نزدیک ممکن است سیاه‌چاله جرم متوسط باشند.<ref>{{cite news
| title=Black Hole Boldly Goes Where No Black Hole Has Gone Before
| publisher=ESA News
| date=January 3, 2007
| url=http://www.esa.int/esaCP/SEML0QZTIVE_index_0.html
| accessdate=۲۰۰۶–۰۵–۲۴
| archiveurl=https://web.archive.org/web/20070106071559/http://www.esa.int/esaCP/SEML0QZTIVE_index_0.html
| archivedate=۶ ژانویه ۲۰۰۷
| dead-url=yes
}}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Maccarone |first1=T.J. |last2=et al.. |title=A black hole in a globular cluster |journal=[[نیچر|Nature]] |year=۲۰۰۷ |volume=۴۵۵ |doi=10.1038/nature05434 |pages=۱۸۳–۱۸۵ |pmid=۱۷۲۰۳۰۶۲ |first2=A |last3=Zepf |first3=SE |last4=Rhode |first4=KL |issue=۷۱۲۴ |postscript=<!--None-->|arxiv = astro-ph/0701310 |bibcode = 2007Natur.445..183M}}</ref> این منابع فوق درخشان پرتو ایکس در نواحی شکل‌گیری ستاره‌ها (مانند [[مسیه ۸۲]]) مشاهده شده است و به نظر می‌رسد که با [[خوشه ستاره‌ای|خوشه‌های ستاره‌ای]] جوانی که در آن نواحی یافت می‌شوند مرتبط‌اند.
روش دیگر تشخیص آن‌ها ممکن است مشاهده تابش گرانشی منتشر شده از جسم فشرده باقی‌مانده‌ای است که به دور سیاه‌چاله جرم متوسط می‌گردد.<ref>{{cite journal| title=Gravitational waves from remnants of ultraluminous X-ray sources| first= Clovis| last= Hopman| coauthors= Simon Portegies Zwart | journal=Mon.Not.Roy.Astron.Soc.Lett.| volume= ۳۶۳| year=۲۰۰۵| issue=۱| pages= L56–L60| doi=10.1111/j.1745-3933.2005.00083.x| arxiv=astro-ph/0506181|bibcode = 2005MNRAS.363L..56H}}</ref>
رابطه‌ام-سیگما نیز وجود سیاه‌چاله‌هایی به اندازه ۱۰<sup>۴</sup> تا ۱۰<sup>۶</sup> جرم خورشیدی را در کهکشان‌های کم نور پیش‌بینی می‌کند.
هیچ راه مستقیمی برای شکل‌گیری آنان شناخته نشده است اما گمان می‌رود این نوع از برخورد سیاه‌چاله‌های با جرم کمتر شکل می‌گیرد. نطریه دیگری نیز آن‌ها را سیاه‌چاله‌های نخستینی می‌داند که در [[مه بانگ]] شکل گرفته‌اند. نطریه سومی نیز آن‌ها را حاصل از برخورد ستارگان بزرگ در خوشه‌های ستاره‌ای متراکم می‌دانند که حاصل این برخورد به یک سیاه‌چاله میان جرم [[رمبش]] می‌کند.

=== سیاه‌چاله‌های ستاره‌وار ===
این سیاه‌چاله‌ها از رمبش گرانشی ستاره‌های بزرگ به‌وجود می‌آیند.<ref name="CMS1999">{{Cite journal
 |last1=Celotti |first1=A.
 |last2=Miller |first2=J.C.
 |last3=Sciama |first3=D.W.
 |title= Astrophysical evidence for the existence of black holes
 |journal=Classical and Quantum Gravity
 |volume=۱۶
 |issue=12A
 |pages=A3–A21 |year=۱۹۹۹
 |arxiv=astro-ph/9912186
 |doi = 10.1088/0264-9381/16/12A/301
 |ref=harv
}}</ref> این سیاه‌چاله‌ها جرمی بین سه تا چند [[ده برابر]] جرم [[خورشید]] دارند.<ref>{{cite arXiv |eprint=hep-ph/0511217 |last1=Hughes |first1=Scott A. |title=Trust but verify: The case for astrophysical black holes |date=2005 |ref=none}}</ref> بهترین نامزدهای احتمالی برای این دسته از سیاه‌چاله‌ها، [[منظومه دوتایی|منظومه‌های دوتایی]] گسیل‌کننده اشعه X هستند که در اوایل دهه هفتاد مورد توجه قرار گرفتند. یکی از دو جسم در این منظومه‌ها قابل مشاهده نیست که نامزد سیاه‌چاله بودن است. ماده از ستاره ندیم به سیاه‌چاله می‌ریزد و پرتو ایکس تابش می‌کند.<ref>J. Casares: ''Observational evidence for stellar mass black holes. '' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612312 Preprint] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151105184600/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612312 |date=5 نوامبر 2015}}</ref><ref>M.R. Garcia et al. : ''Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. '' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0302230 Preprint] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151105184600/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0302230 |date=5 نوامبر 2015}}</ref><ref>J.E. McClintock and R.A. Remillard: ''Black Hole Binaries. '' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306213 Preprint] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151105184601/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306213 |date=5 نوامبر 2015}}</ref>

نمونه‌ای از این منظومه‌های دو تایی، [[ماکیان ایکس یک]](Cygnus X-1) است که از یک ستاره [[ابرغول آبی]] با جرمی در حدود بیست برابر جرم خورشید و یک ندیم نامرئی با جرم تقریبی چهل برابر جرم خورشید است. در این سیستم دوتایی، جرم از ستاره قابل رویت دوتایی به درون سیاه‌چاله وارد می‌شود ولی به دلیل [[سرعت زاویه‌ای]]، این جرم به صورت شعاعی وارد سیاه‌چاله نشده بلکه گازها تشکیل یک دیسک داده که [[قرص برافزایشی]] نامیده می‌شود.

=== ریزسیاه‌چاله‌ها ===
این سیاه‌چاله‌ها سیاه‌چاله‌های بسیار کوچکی هستند. جرم این سیاه‌چاله‌ها به اندازه‌ای کوچک است است که در آن‌ها اثرات مکانیک کوانتومی اهمیت زیادی پیدا می‌کند و از این رو به نام سیاه‌چاله‌های مکانیک کوانتومی نیز شناخته می‌شوند.<ref name="carr">B.J. Carr and S.B. Giddings, "Quantum black holes,"[http://www.sciam.com/article.cfm?id=quantum-black-holes Scientific American 292N5 (2005) 30.]</ref> محاسبات هاوکینگ نشان می‌دهد که هرچه سیاه‌چاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است و در نتیجه ریزسیاه‌چاله‌ها در صورت به‌وجود آمدن احتمالاً در لحظه‌ای تبخیر شده و منفجر می‌گردند.<ref name="hawking">{{Cite journal |first=S. W. |last=Hawking |title=Particle Creation by Black Holes |journal=Commun. Math. Phys. |volume=۴۳ |issue=۳ |year=۱۹۷۵ |pages=۱۹۹–۲۲۰ |doi=10.1007/BF02345020 |bibcode = 1975CMaPh..43..199H}}</ref>

== شواهد تجربی ==
سیاه‌چاله‌ها به خودی خود هیچ سیگنالی به جز تابش فرضی هاوکینگ از خود منتشر نمی‌کنند و از آنجاییکه این تابش در مورد یک سیاه‌چاله اختر فیزیکی بسیار ضعیف است هیچ راهی وجود ندارد که بتوان مستقیماً از روی زمین سیاه‌چاله‌های اختر فیزیکی را ردیابی نمود. تنها استثنایی که ممکن است تابش هاوکینگ ضعیفی نداشته باشد، آخرین مرحله تبخیر سیاه‌چاله‌های کم جرم نخستین است. جستجو برای یافتن چنین تابش‌هایی در گذشته ناموفق بوده است و این موضوع محدودیت‌هایی بر امکان وجود سیاه‌چاله‌های نخستین با جرم کم وارد می‌کند.<ref>{{Cite journal
 |last1=Fichtel |first1=C. E.
 |last2=Bertsch |first2=D. L.
 |last3=Dingus |first3=B. L.
 |last4=Esposito |first4=J. A.
 |last5=Hartman |first5=R. C.
 |last6=Hunter |first6=S. D.
 |last7=Kanbach |first7=G.
 |last8=Kniffen |first8=D. A.
 |last9=Lin |first9=Y. C.
 |display-authors=3
 |title=Search of the energetic gamma-ray experiment telescope (EGRET) data for high-energy gamma-ray microsecond bursts
 |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1994-10-20_434_2/page/n172 |journal=Astrophysical Journal
 |volume=434 |issue=2 |pages=557–559 |year=1994
 |doi=10.1086/174758
|ref=harv |bibcode=1994ApJ...434..557F}}</ref> تلسکوپ فضایی پرتوی گامای فرمی [[ناسا]] که در سال ۲۰۰۸ به فضا فرستاده شد به جستجو برای وجود این نشانه‌ها ادامه خواهد داد.<ref>{{cite web
 |first=R.
 |last=Naeye
 |title=Testing Fundamental Physics
 |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/testing_fundamental_physics.html
 |publisher=NASA
 |accessdate=۲۰۰۸–۰۹–۱۶
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080831045232/http://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/testing_fundamental_physics.html
 |archivedate=31 اوت 2008
 |dead-url=no
 }}</ref>
[[پرونده:V404cyg lg (1).jpeg|بندانگشتی |این تصویر مجموعه‌ای از حلقه‌ها را در اطراف یک سیاه‌چاله نشان می‌دهد که با استفاده از [[رصدخانه پرتو ایکس چاندرا]] و [[سوئیفت (ماهواره رصدگر)|ماهواره رصدگر سوئیفت]] گرفته شده است<ref>{{یادکرد وب|عنوان=Huge Rings Around a Black Hole|نشانی=http://www.nasa.gov/image-feature/huge-rings-around-a-black-hole|وبگاه=NASA|تاریخ=2022-06-02|بازبینی=2022-06-04|نام=Yvette|نام خانوادگی=Smith}}</ref>]]

از این رو اختر فیزیکدانان برای جستجوی سیاه‌چاله‌ها باید به مشاهدات غیر مستقیم روی آورند. وجود یک سیاه‌چاله را گاهی می‌توان از برهمکنش‌های گرانشی آن با محیط اطرافش استنباط نمود.

=== بر افزایش ماده ===
{{نوشتار اصلی|قرص برافزایشی}}
[[پرونده:Black hole jet diagram.jpg|بندانگشتی|چپ|شکل‌گیری جتهای برون کهکشانی در[[قرص برافزایشی]] یک سیاه‌چاله]]
[[قرص برافزایشی]] بسیار داغ و چرخان پیرامون یک سیاه‌چاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون می‌باشد، آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاه‌چاله‌ها است.
به خاطر حفظ تکانه زاویه‌ای گازهایی که به چاه گرانشی یک جسم پرجرم سقوط می‌کنند ساختاری قرص مانند در اطراف جسم ایجاد می‌کنند. اصطکاک درون قرص سبب می‌شود تا تکانه زاویه‌ای به سوی بیرون منتقل شود و ماده بیشتر به سمت داخل سقوط می‌کند و انرژی پتانسیلی آزاد می‌کند که دمای گاز را افزایش می‌دهد.<ref name="McClintockRemillard2006">{{Cite book
 |last1=McClintock |first1=J. E.
 |last2=Remillard |first2=R. A.
 |contribution=Black Hole Binaries
 |editor1-first=W. |editor1-last=Lewin
 |editor2-first=M. |editor2-last=van der Klis
 |title=Compact Stellar X-ray Sources
 |url=https://archive.org/details/compactstellarxr0000unse |year=۲۰۰۶
 |publisher=Cambridge University Press
 |isbn=0-521-82659-4
 |arxiv=astro-ph/0306213
}} section 4.1.5.</ref> در مورد اجرام فشرده همچون [[کوتوله سفید|کوتوله‌های سفید]]، [[ستاره نوترونی|ستاره‌های نوترونی]] و سیاه‌چاله‌ها، گاز در نواحی داخلی به اندازه‌ای داغ می‌شود که تابش بسیاری (عمدتاً پرتو ایکس) از خود گسیل می‌کند که توسط تلسکوپ‌ها قابل ردیابی است. این فرایند برافزایش یکی از کاراترین فرایندهای تولید انرژی است که تا کنون شناخته شده است. تا ۴۰٪ باقی‌مانده ماده برافزوده ممکن است از طریق تابش منتشر شود<ref name="McClintockRemillard2006"/>(در یک [[همجوشی هسته‌ای]] تنها ۰٬۷٪ از باقی جرم به صورت انرژی منتشر می‌شود). در بسیاری از موارد این قرص با فواره‌های نسبیتی همراه است که در امتداد قطب‌ها منتشر می‌شوند و انرژی بسیاری در خود دارند. مکانیزم تشکیل این فواره‌ها هنوز به درستی فهمیده نشده است.

بسیاری از پدیده‌های پرانرژی تر در جهان به برافزایش ماده در سیاه‌چاله‌ها نسبت داده می‌شود. به‌طور خاص، [[هسته کهکشانی فعال]] و [[اختروش]]‌ها گمان می‌شود که قرص‌های بر افزایشی سیاه‌چاله‌های کلان جرم باشند. به همین ترتیب گمان می‌رود که دوتایی‌های پرتو ایکس [[ستاره دوتایی|منظومه‌های دوتایی]] هستند که یکی از این دو ستاره جسمی فشرده است که ماده را از ستاره ندیم برافزایش می‌کند. همچنین پیشنهاد شده است که برخی از منابع فوق درخشان پرتو ایکس ممکن است قرص‌های برافزایشی سیاه‌چاله‌های جرم متوسط باشند.<ref>{{Cite journal
 |last=Winter |first=L. M.
 |last2=Mushotzky |first2=R. F.
 |last3=Reynolds |first3=C. S.
 |title=XMM‐Newton Archival Study of the Ultraluminous X‐Ray Population in Nearby Galaxies
 |year=۲۰۰۶
 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=۶۴۹ |issue=۲ |page=۷۳۰
 |arxiv=astro-ph/0512480
 |doi=10.1086/506579
 |ref=harv |bibcode=2006ApJ...649..730W
}}</ref>

=== دوتایی‌های پرتو ایکس ===
{{مقاله اصلی|دوتایی پرتو ایکس}}
[[دوتایی پرتو ایکس|دوتایی‌های پرتو ایکس]] یا [[ستاره دوتایی|ستاره‌های دوتایی]] که در قسمت [[پرتو ایکس]] طیف، روشن هستند. این تابش‌های پرتو ایکس گمان می‌رود که توسط یکی از ستاره‌ها ایجاد می‌شود که جسمی فشرده است و ماده را از ستاره معمولی همراهش برافزایش می‌کند. حضور یک ستاره معمولی در این منظومه‌های دوتایی موقعیتی منحصربه‌فرد برای مطالعه جسم دیگر و بررسی سیاه‌چاله بودن آن در اختیار می‌گذارد.
[[پرونده:Accretion Disk Binary System.jpg|بندانگشتی|چپ|upright=۱٫۲|برداشتی هنری از یک منظومه دوتایی با یک قرص برافزایشی که از ماده ستاره ندیم تغذیه می‌شود.]]

اگر چنین منظومه‌ای سیگنال‌هایی منتشر کند که رد آن مستقیماً به جسم فشرده برسد، این جسم نمی‌تواند سیاه‌چاله باشد؛ هرچند که نبودن این سیگنال نیز احتمال ستاره نوترونی بودن جسم فشرده را ازبین نمی‌برد. با مطالعه ستاره ندیم (همراه) اغلب می‌توان پارامترهای مداری منظومه را به‌دست آورده و تخمینی برای جرم جسم فشرده ارائه کرد. اگر این جرم به میزان قابل توجهی از [[معادله تولمن-اوپنهایمر-ولکوف|حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف]] (که در واقع بیشینه جرم ممکن برای یک ستاره نوترونی پیش از رمبش است) بیشتر باشد، دیگر این جسم نمی‌تواند ستاره نوترونی باشد و پندار عمومی بر سیاه‌چاله بودن آن است.<ref name="CMS1999"/>
ماکیان ایکس-یک، اولین نامزد قوی برای سیاه‌چاله بودن، در سال ۱۹۷۲ به همین روش توسط چارلز توماس بولتون، لوییس وبستر و پل مردین کشف شد.<ref>{{Cite journal
 |last=Bolton |first=C. T.
 |title=Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868
 |journal=Nature
 |volume=۲۳۵
 |issue=۵۳۳۶ |pages=۲۷۱–۲۷۳ |year=۱۹۷۲
 |doi=10.1038/235271b0
 |ref=harv|bibcode = 1972Natur.235..271B}}</ref><ref>{{Cite journal
 |last1=Webster |first1=B. L.
 |last2=Murdin |first2=P.
 |title= Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion ?
 |journal=Nature
 |volume=۲۳۵
 |issue=۵۳۳۲ |pages=۳۷–۳۸ |year=۱۹۷۲
 |doi=10.1038/235037a0
 |ref=harv
|bibcode = 1972Natur.235...37W}}</ref><ref>{{cite web
 |last=Rolston
 |first=B.
 |date=10 November 1997
 |url=http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080502230214/http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm
 |archivedate=۲ مه ۲۰۰۸
 |title=The First Black Hole
 |work=The bulletin
 |publisher=University of Toronto
 |accessdate=۲۰۰۸–۰۳–۱۱
 |dead-url=no
}}</ref><ref>{{Cite journal
 |last=Shipman |first=H. L.
 |title=The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole
 |journal=Astrophysical Letters
 |date=1 January 1975
 |volume=۱۶|issue=۱|pages=۹–۱۲
 |bibcode=1975ApL....16....9S
 |doi=10.1016/S0304-8853(99)00384-4
 |ref=harv
}}</ref> هرچند که تردیدهایی در مورد سیاه‌چاله بودن آن وجود دارد زیرا ستاره ندیم از ستاره‌ای که نامزد سیاه‌چاله بودن است بسیار سنگین تر است.<ref name="CMS1999"/> اکنون نامزدهای بهتری برای سیاه‌چاله بودن در رده دوتایی‌های پرتو ایکس شناخته شده‌اند که متغیرهای پرتو ایکس نرم نامیده می‌شوند.<ref name="CMS1999"/> در این منظومه‌ها ستاره ندیم نسبتاً کم جرم است و اجازه تخمین دقیقتری برای جرم سیاه‌چاله می‌دهد. افزون بر این، این منظومه‌ها تنها چند ماه در هر ۱۰ تا ۵۰ سال منبع فعال پرتو ایکس هستند. در طول دوره تابش کم پرتو ایکس (دوره خاموشی)، قرص برافزایشی کم نور است و امکان مشاهده جزئیات ستاره ندیم در این دوره را فراهم می‌سازد. یکی از بهترین این دسته از نامزدها '''سیگنی وی-۴۰۴ (V404 Cygni)''' است.

=== نوسان‌های نیمه متناوب ===
انتشار پرتو ایکس از قرص‌های برافزایشی در بسامدهای مشخصی دچار سوسو زدن می‌شود. این سیگنال‌ها را نوسان‌های نیمه متناوب می‌نامند. گمان می‌رود که این سیگنال‌ها ناشی از حرکت ماده در لبه داخلی قرص برافزایشی باشند (درونی‌ترین مدار دایره‌ای پایدار) و به همین دلیل با جرم جسم فشرده مرتبط‌اند. از این رو گاهی به عنوان راه جایگزینی برای تعیین جرم سیاه‌چاله‌های احتمالی به کار می‌روند.<ref>{{cite press release
 |title=NASA scientists identify smallest known black hole
 |publisher=[[مرکز پرواز فضایی گادرد]]
 |date=۲۰۰۸–۰۴–۰۱
 |url=http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/nsfc-nsi040108.php
 |accessdate=۲۰۰۹–۰۳–۱۴
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20081227195554/http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/nsfc-nsi040108.php
 |archivedate=27 دسامبر 2008
 |dead-url=no
 }}</ref>

=== هسته کهکشانی ===
{{همچنین |هسته کهکشانی فعال}}
[[پرونده:M87 jet.jpg|چپ|بندانگشتی|فواره‌های برآمده از مرکز [[مسیه ۸۷]] در این تصویر نشات گرفته از یک [[هسته کهکشانی فعال]] است که ممکن است در بر گیرندهٔ یک [[سیاه‌چاله کلان‌جرم]] باشد. منبع: [[تلسکوپ فضایی هابل]]/[[ناسا]]/[[سازمان فضایی اروپا]].]]

اخترشناسان برای توصیف کهکشان‌هایی که ویژگی‌های غیرمعمولی مانند خط طیفی غیرمعمولی یا تابش‌های رادیویی بسیار قوی دارند، از واژه ''کهکشان فعال'' استفاده می‌کنند. مطالعات نظری و تجربی نشان داده‌اند که فعالیت این [[هسته کهکشانی فعال|هسته‌های کهکشانی فعال]](AGN) را می‌توان با استفاده از سیاه‌چاله‌های کلان جرم توضیح داد. این گونه مدل‌های هسته‌های کهکشانی فعال از یک [[سیاه‌چاله کلان‌جرم]]، یک [[قرص برافزایشی]] و دو ''[[فواره نسبیتی|فواره]]'' عمود بر قرص برافزایشی تشکیل می‌شوند.<ref name="krolik1999">{{Cite book
 |first=J. H. |last=Krolik
 |year=۱۹۹۹
 |title=Active Galactic Nuclei
 |publisher=Princeton University Press
 |isbn=0-691-01151-6
 |at=Ch. 1.2
 |url=http://books.google.com/?id=oRK8otMiWIgC&printsec=frontcover&dq=Active+Galactic+Nuclei#v=onepage&q&f=false
}}</ref><ref name="sparkegallagher2000">{{Cite book
 |first=L. S. |last=Sparke
 |first2=J. S. |last2=Gallagher
 |year=۲۰۰۰
 |title=Galaxies in the Universe: An Introduction
 |publisher=Cambridge University Press
 |at=Ch. 9.1
 |url=http://books.google.com/?id=N8Hngab5liQC&printsec=frontcover&dq=Galaxies+in+the+Universe:+An+Introduction#v=onepage&q&f=false
 |isbn=۰–۵۲۱–۵۹۷۰۴–۴
}}</ref>

اگرچه انتظار می‌رود که سیاه‌چاله‌های کلان جرم در مرکز همه هسته‌های کهکشانی فعال حضور داشته باشند؛ اما تنها برخی از هسته‌های کهکشانی مورد مطالعه دقیق برای شناسایی و اندازه‌گیری جرم واقعی این نامزدهای سیاه‌چاله کلان جرم، قرار گرفته‌اند. برخی از مهم‌ترین کهکشان‌ها با نامزدهایی برای سیاه‌چاله کلان جرم عبارتند از: [[کهکشان زن برزنجیر]]، [[مسیه ۳۲]]، [[مسیه ۸۷]]، ان‌جی‌سی ۳۱۱۵، [[ان‌جی‌سی ۳۳۷۷]]، [[مسیه ۱۰۶|ن‌جی‌سی ۴۲۵۸]] و [[کهکشان کلاه‌مکزیکی]].<ref name="kormendyrichstone1995">{{Cite journal
 |first=J. |last=Kormendy
 |first2=D. |last2=Richstone
 |title=Inward Bound—The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei
 |journal=Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics
 |year=۱۹۹۵ |volume=۳۳
 |issue=۱ |pages=۵۸۱–۶۲۴
 |bibcode=1995ARA&A..33..581K
 |doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.003053
 |ref=harv
}}</ref>

امروزه به گستردگی پذیرفته شده است که در مرکز همه (تقریباً) کهکشان‌ها (نه تنها کهکشان‌های فعال) یک سیاه‌چاله کلان جرم قرار گرفته است.<ref name="King">{{Cite journal
 |last=King |first=A.
 |title=Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation
 |journal=The Astrophysical Journal Letters
 |volume=۵۹۶ |issue=۱ |pages=۲۷–۲۹ |year=۲۰۰۳
 |doi=10.1086/379143
 |arxiv=astro-ph/0308342
 |ref=harv |bibcode=2003ApJ...596L..27K
}}</ref> همبستگی تجربی نزدیک بین جرم این چاله و پراکندگی سرعت در بخش برآمده خود کهکشان که به رابطه‌ام-سیگما (M-Sigma)معروف است، قویا پیشنهاد می‌کند که ارتباطی بین شکل‌گیری سیاه‌چاله و شکل‌گیری خود کهکشان وجود دارد.<ref name="msigma2000">{{Cite journal
 |title=A Fundamental Relation Between Supermassive Black Holes and their Host Galaxies
 |last=Ferrarese |first=L.
 |last2=Merritt |first2=D. |author2-link = David Merritt
 |journal = The Astrophysical Journal Letters
 |volume = ۵۳۹| issue = ۱| pages = ۹–۱۲ |year= ۲۰۰۰
 |bibcode=2000ApJ...539L...9F
 |doi=10.1086/312838
 |arxiv=astro-ph/0006053
 |ref=harv
}}</ref>

در حال حاضر بهترین گواه برای یک سیاه‌چاله کلان جرم از مطالعه [[حرکت خاص|حرکات خاص]] ستارگان در نزدیکی مرکز [[کهکشان راه شیری]] خودمان به دست می‌آید.<ref name="Gillessen">{{cite journal
 |last1=Gillessen |first1=S.
 |last2=Eisenhauer |first2=F.
 |last3=Trippe |first3=S.
 |last4=Alexander |first4=T.
 |last5=Genzel |first5=R.
 |last6=Martins |first6=F.
 |last7=Ott |first7=T.
 |display-authors=3
 |title=Monitoring Stellar Orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center
 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=692
 |issue=2|page=1075|year=2009
 |doi=10.1088/0004-637X/692/2/1075
 |arxiv=0810.4674
 |bibcode=2009ApJ...692.1075G
}}</ref> از سال ۱۹۹۵ اختر شناسان حرکت ۹۰ ستاره را در ناحیه‌ای به نام [[کمان ای*]] ردیابی نموده‌اند. با تطبیق حرکت این ستارگان بر [[مدار کپلر|مدارهای کپلری]] در سال ۱۹۹۸ به این نتیجه رسیدند که باید جرمی برابر ۲٫۶ میلیون [[جرم خورشیدی]] در حجمی به شعاع ۰٫۲ [[سال نوری]] قرار گرفته باشند.<ref name="Ghez1998">{{cite journal
 |last1=Ghez |first1=A. M.
 |last2=Klein |first2=B. L.
 |last3=Morris |first3=M.
 |last4=Becklin |first4=E. E.
 |display-authors=3
 |title=High Proper‐Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy
 |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1998-12-20_509_2/page/n203 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=509
 |issue=2|page=678|year=1998
 |doi=10.1086/306528
 |arxiv=astro-ph/9807210 |bibcode=1998ApJ...509..678G
}}</ref> از آن زمان تا کنون یکی از این ستارگان - به نام [[اس۲ (ستاره)|اس-۲]] - یک مدار کامل را پیموده است. آن‌ها موفق شدند از روی داده‌های مداری، محدودیت‌های مناسبتری برای جرم و اندازه این شی- که باعث حرکت مداری ستارگان ناحیه کمان ای* می‌شود- وضع کنند. آن‌ها دریافتند که یک جرم کروی برابر ۴٫۳ میلیون جرم خورشیدی در ناحیه‌ای به شعاع ۰٫۰۰۲ سال نوری قرار گرفته است.<ref name="Gillessen"/> اگرچه این شعاع تقریباً ۳۰۰۰ برابر [[شعاع شوارتزشیلد]] متناظر با این جرم است، اما دست کم با این حقیقت که جسم مرکزی یک سیاه‌چاله کلان جرم باشد سازگار است.<ref name="Ghez1998"/>

=== همگرایی گرانشی ===
{{مقاله اصلی|همگرایی گرانشی}}
[[پرونده:Black hole lensing web.gif|راست|frame|alt=Schwarzschild black hole|شبیه‌سازی [[همگرایی گرانشی]] توسط یک سیاه‌چاله که سبب کج‌نمایی (اعوجاج) تصویر [[کهکشان]] پس زمینه شده است.]]
تغییر شکل فضا زمان در اطراف یک جسم سنگین سبب می‌شود که پرتوهای نور شبیه به آنچه که در یک عدسی نوری رخ می‌دهد، همگرا شوند. این پدیده به نام [[همگرایی گرانشی]] خوانده می‌شود. مشاهداتی از یک همگرایی گرانشی بسیار ضعیف صورت گرفته است که فوتون‌ها را تنها به اندازه چند [[ثانیه قوسی]] خم می‌کند. هرچند که این پدیده هرگز مستقیماً برای یک سیاه‌چاله مشاهده نشده است.<ref name="Valerio"/> یک راه ممکن برای مشاهده همگرایی گرانشی توسط یک سیاه‌چاله می‌تواند مشاهده ستاره‌ها در مدار پیرامون سیاه‌چاله باشد. چندین نامزد مختلف برای چنین مشاهداتی در ناحیه کمان-ای وجود دارند.<ref name="Valerio">{{cite arxiv
 |eprint=۰۹۱۱٫۲۱۸۷
 |last1=Bozza
 |first1=Valerio
 |title=Gravitational Lensing by Black Holes
 |class=gr-qc
 |year=۲۰۰۹
}}</ref>

=== امواج گرانشی ===
یکی از راه‌های کشف سیاه‌چاله‌ها استفاده از [[موج گرانشی|امواج گرانشی]] است که هنگام فروپاشی [[گسیل]] می‌دارند. هر [[جرم آسمانی|جرم]] اختری از دید شکل نامتقارن تشعشع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. [[جوزف وبر]] از [[دانشگاه مریلند]]، پیشکسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده است که نمایان‌گر ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. [[ابزار|کارافزار]] او عبارت است از [[آنتن]]‌های آلومینیومی، ابزاری که به‌وسیله سیم‌هایی در داخل اتاق‌های حفاظ‌داری آویزانند. این کارافزار او قادر به کشف سیاه‌چاله است، اما این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.<ref>{{cite book
 | first=Giuliano
 | last=Preparata
 | year=۱۹۹۵
 | title=QED Coherence in Matter
 | series=Princeton paperbacks
 | page=۱۴۵
 | publisher=World Scientific Pub Co Inc
 | isbn=9810222491
 | url=http://books.google.com.my/books?id=u-MvobTFGLEC&pg=PA145&lpg=PA145&dq=Joseph+weber+and+black+holes&source=bl&ots=9Ze5R5MY_B&sig=HO40oFbgvO2vOcFnjh3dGciAOrw&hl=en&ei=HNC4TtfKItHtrQeNornFBg&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=1&ved=0CB0Q6AEwAA#v=onepage&q&f=false
 | accessdate=8 نوامبر 2011
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20130729080019/http://books.google.com.my/books?id=u-MvobTFGLEC&pg=PA145&lpg=PA145&dq=Joseph+weber+and+black+holes&source=bl&ots=9Ze5R5MY_B&sig=HO40oFbgvO2vOcFnjh3dGciAOrw&hl=en&ei=HNC4TtfKItHtrQeNornFBg&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=1&ved=0CB0Q6AEwAA#v=onepage&q&f=false
 | archivedate=29 ژوئیه 2013
 | dead-url=no
 }}</ref>

=== امکان‌های دیگر ===
شاهد تجربی سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای بر این قانون استوار است که حد بالایی برای جرم یک ستاره نوترونی وجود دارد. اندازه این حد نیز به میزان زیادی به فرضیاتی که در مورد خواص یک ماده چگال در نظر گرفته شده‌اند بستگی دارد. [[فاز (ماده)|فازهای]] جدید و عجیب ماده ممکن است این حد را بالاتر ببرند.<ref name="CMS1999"/> [[فاز (ماده)|فازی]] از ماده که دارای [[کوارک]]های آزاد با چگالی بالا ممکن است اجازه وجود [[ستاره کوارکی|ستاره‌های کوارکی]] چگال را بدهد<ref>{{cite journal
 |last1=Kovacs |first1=Z.
 |last2=Cheng |first2=K. S.
 |last3=Harko |first3=T.
 |title=Can stellar mass black holes be quark stars?
 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |year=۲۰۰۹ |volume=۴۰۰ |issue=۳ |pages=۱۶۳۲–۱۶۴۲
 |doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15571.x
 |arxiv=۰۹۰۸٫۲۶۷۲
 |bibcode=2009MNRAS.400.1632K}}</ref> و برخی مدل‌های [[ابرتقارن|ابرتقارنی]] نیز وجود ستارگان کیو را پیش‌بینی می‌کنند.<ref>{{cite arXiv |eprint=hep-ph/0612159 |first1=A. |last1=Kusenko |title=Properties and signatures of supersymmetric Q-balls |date=2006}}</ref> برخی از گسترش‌های [[مدل استاندارد]] ادعای وجود ذراتی به نام [[پرئون]] را دارند که از اجزای بنیادی سازنده کوارک‌ها و [[لپتون]]ها هستند که به‌طور فرضی ممکن است تشکیل ستاره‌های پرئونی را بدهند.<ref>{{cite journal
 |last1=Hansson |first1= J.
 |last2=Sandin |first2= F.
 |title= Preon stars: a new class of cosmic compact objects
 |journal= Physics Letters B
 |volume= ۶۱۶
 |issue=۱–۲|page= ۱|year= ۲۰۰۵
 |doi= 10.1016/j.physletb.2005.04.034
 |arxiv=astro-ph/0410417
|bibcode = 2005PhLB..616....1H}}</ref> این مدل‌های فرضی پتانسیل آن را دارند که گروهی از مشاهدات مربوط به نامزدهای سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای را توضیح دهند، هرچند که گفتگوهای همگانی نسبیت عام نشان می‌دهد که هر گونه‌ای از این ستاره‌های فرضی نیز جرم بیشینه‌ای خواهند داشت.<ref name="CMS1999"/>

ازآنجا که چگالی متوسط یک سیاه‌چاله در درون شعاع شوارتزشیلدش با مربع جرم آن نسبت معکوس دارد. چگالی سیاه‌چاله‌های کلان جرم بسیار کمتر از چگالی سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای است (چگالی متوسط سیاه‌چاله‌ای به جرم ۱۰<sup>۸</sup> جرم خورشیدی با چگالی آب قابل مقایسه است). پس از این فیزیک ماده تشکیل دهنده یک سیاه‌چاله کلان جرم بسیار بهتر فهمیده شده است و گاهی از مدل‌های جایگزینی برای توضیح مشاهدات مربوط به سیاه‌چاله‌های کلان جرم استفاده می‌شود که دنیوی تر هستند. برای نمونه می‌توان یک سیاه‌چاله کلان جرم را به عنوان دسته‌ای از اجسام بسیار تاریک در نظر گرفت هرچند که این گونه مدل‌های توضیحی جایگزینی به اندازه کافی استوار نیستند که بتوانند نامزدهای سیاه‌چاله‌های کلان جرم را توضیح دهند.<ref name="CMS1999"/>

شواهد موجود در مورد سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای و کلان جرم نشان‌گر آن هستند که برای اینکه سیاه‌چاله‌ها تشکیل نشوند، باید تئوری نسبیت عام به عنوان یک تئوری گرانش شکست بخورد. شاید این شکست در مقابل هجوم اصلاحات [[مکانیک کوانتومی]] باشد. یکی از ویژگی‌های پیش‌بینی شده در مورد یک تئوری گرانش کوانتومی این است که نقطه تکینگی نخواهد داشت (و در نتیجه سیاه‌چاله‌ای وجود نخواهد داشت).<ref>{{cite journal
 |last1=Kiefer |first1=C.
 |title=Quantum gravity: general introduction and recent developments
 |journal=Annalen der Physik
 |volume=۱۵
 |issue=۱–۲ |page=۱۲۹ |year=۲۰۰۶
 |doi=10.1002/andp.200510175
 |arxiv=gr-qc/0508120
|bibcode = 2006AnP...518..129K}}</ref> در سال‌های اخیر مدل فازبال در [[نظریه ریسمان]] بیشترین توجه را به خود جلب نموده است. برپایه محاسبات انجام شده در شرایط به‌خصوص در نظریه ریسمان این گونه پیشنهاد می‌شود که وضعیت‌های منفرد یک سیاه‌چاله، افق رویداد یا تکینگی ندارند اما برای یک ناظر کلاسیک/نیمه کلاسیک، میانگین آماری این وضعیت‌های منفرد همچون سیاه‌چاله‌ای معمولی در نسبیت عام به نظر می‌رسد.<ref>{{cite journal
 |last1=Skenderis |first1=K.
 |last2=Taylor |first2=M.
 |title=The fuzzball proposal for black holes
 |journal=Physics Reports
 |volume=۴۶۷
 |issue=۴–۵ |page=۱۱۷ |year=۲۰۰۸
 |doi=10.1016/j.physrep.2008.08.001
 |arxiv=۰۸۰۴٫۰۵۵۲
 |bibcode = 2008PhR...467..117S}}</ref>

== پرسش‌های باز ==
=== آنتروپی و ترمودینامیک ===
{{مقاله اصلی|آنتروپی سیاهچاله}}
[[پرونده:Bekenstein–Hawking entropy formula.png|بندانگشتی|چپ|alt=S=1/4 c<sup>۳</sup> k A ħ<sup>-۱</sup>G<sup>-۱</sup>.|فرمول آنتروپی(S) هاوکینگ-بکنشتین برای سیاهچاله، که به مساحت(A) سیاهچاله بستگی دارد. ثابت‌ها عبارتند از [[سرعت نور]] (c), the [[ثابت بولتزمان]] (k), [[ثابت نیوتن]] (G), و [[ثابت پلانک]] (h).]]
در سال ۱۹۷۱ هاوکینگ نشان داد که در شرایط عمومی<ref group="Note">به‌طور خاص او در نظر گرفت که [[شرایط انرژی|شرط انرژی ضعیف]] برای تمام مواد صادق است</ref> مساحت کل افق‌های رویداد هر مجموعه‌ای از سیاه‌چاله‌ها هرگز نمی‌تواند کاهش یابد حتی اگر با یکدیگر برخورد و در هم ادغام شوند.<ref>{{cite journal
 |last=Hawking |first=S. W.
 |title=Gravitational Radiation from Colliding Black Holes
 |journal=Physical Review Letters
 |volume=۲۶
 |issue=۲۱ |pages=۱۳۴۴–۱۳۴۶ |year=۱۹۷۱
 |doi=10.1103/PhysRevLett.26.1344
|bibcode=1971PhRvL..26.1344H
}}</ref> این نتیجه که امروزه به عنوان [[ترمودینامیک سیاهچاله#قانون دوم|قانون دوم مکانیک سیاه‌چاله‌ها]] شناخته می‌شود شباهت قابل توجهی با [[قانون دوم ترمودینامیک]] دارد که بیان می‌کند که [[آنتروپی]] کل سیستم هرگز کاهش نمی‌یابد. تصور می‌شد که سیاه‌چاله‌ها هم همچون اجسام کلاسیکی که در دمای [[صفر مطلق]] هستند، آنتروپی صفر دارند. پذیرش این تصور سبب نقض قانون دوم ترمودینامیک می‌شود زیرا با ورود ماده دارای آنتروپی به سیاه‌چاله بدون آنتروپی، آنتروپی کل در جهان به اندازه آنتروپی ماده‌ای که جذب سیاه‌چاله شده کاهش می‌یابد. از این رو بکنشتین پیشنهاد داد که یک سیاه‌چاله باید آنتروپی داشته باشد و آنتروپی آن با مساحت افق رویدادش متناسب است.<ref name="wald99">{{cite journal|last=Wald|first=R. M.|year=۲۰۰۱|title=The Thermodynamics of Black Holes|url=http://www.livingreviews.org/lrr-2001-6|dead-url=no|journal=Living Reviews in Relativity|volume=۴|issue=۶|arxiv=gr-qc/9912119|bibcode=1999gr.qc....12119W|archive-url=https://web.archive.org/web/20200122072928/https://link.springer.com/article/10.12942/lrr-2001-6|archive-date=22 ژانویه 2020|accessdate=2011-02-10}}</ref>

پیوند با [[قوانین ترمودینامیک]] وقتی قویتر شد که هاوکینگ کشف کرد که طبق [[نظریه میدان‌های کوانتومی]] یک سیاه‌چاله باید تابش جسم سیاه در دمای ثابت را گسیل کند. به نظر می‌رسد که این به معنای نقض قانون دوم [[مکانیک سیاهچاله‌ها|مکانیک سیاه‌چاله‌ها]] باشد زیرا این تابش انرژی را از سیاه‌چاله می‌گیرد و باعث انقباض آن می‌شود. هرچند که این تابش مقداری از آنتروپی را نیز به بیرون منتقل می‌کند و زیر شرایط کلی می‌توان اثبات نمود که مجموع آنتروپی ماده‌ای که سیاه‌چاله و یک چارم افق رویداد آن را فراگرفته است دائماً رو به افزایش است. این موضوع اجازه فرمولبندی [[ترمودینامیک سیاهچاله#قانون اول|قانون اول مکانیک سیاه‌چاله‌ها]] را می‌دهد که همسنگ [[قانون اول ترمودینامیک]] است با این تفاوت که به جای انرژی، ''جرم''؛ به جای دما، ''گرانش سطحی'' و به جای آنتروپی، ''مساحت'' قرار می‌گیرد.<ref name="wald99"/>

یکی از ویژگی‌های گیج‌کننده این است که آنتروپی یک سیاه‌چاله با مساحت آن تغییر می‌کند تا حجم آن، حال آنکه آنتروپی کمیتی وابسته به حجم است که به صورت خطی با تغییر حجم تغییر می‌کند. این ویژگی عجیب، [[جرارد توفت]] و [[لئونارد ساسکیند]] را بر آن داشت تا [[اصل هولوگرافیک]] را ارائه دهند که پیشنهاد می‌کند که هر چیزی که درون حجمی از فضا-زمان رخ می‌دهد را می‌توان با داده‌های روی مرز آن حجم توصیف نمود.<ref>{{cite book
 |first=G. |last='t Hooft
 |chapter=The Holographic Principle
 |title=Basics and highlights in fundamental physics
 |series=Subnuclear series
 |volume=۳۷
 |editor-last=Zichichi |editor-first=A.
 |year=۲۰۰۱
 |publisher=World Scientific
 |isbn=9789810245368
 |arxiv=hep-th/0003004
}}</ref>

اگرچه می‌توان از نسبیت عام برای محاسباتی نیمه کلاسیک آنتروپی سیاه‌چاله‌ها استفاده نمود، اما این شرایط از لحاظ نظری رضایت بخش نیست. در [[مکانیک آماری]] آنتروپی عبارت است از شمار پیکربندهای میکروسکوپیک یک سیستم که خواص میکروسکوپیک یکسانی (مانند [[جرم (فیزیک)|جرم]]، [[بار الکتریکی|بار]]، [[دما]] و…) دارند. بدون یک نظریه قابل قبول برای [[گرانش کوانتومی]] انجام چنین محاسباتی برای سیاه‌چاله‌ها امکانپذیر نیست. پیشرفت‌هایی در برخی دیدگاه‌ها نسبت به گرانش کوانتومی صورت گرفته است. در سال ۱۹۹۵ اندرو اشترومینگر و [[کامران وفا]] نشان دادند که با شمارش تعداد حالات کوانتومی یک سیاه‌چاله [[ابرتقارن|ابرمتقارن]] در [[نظریه ریسمان]] می‌توان فرمول آنتروپی هاوکینگ-بکنشتین را دوباره به دست آورد.<ref>{{cite journal
 |last1=Strominger |first1=A.
 |last2=Vafa |first2=C.
 |title=Microscopic origin of the Bekenstein-Hawking entropy
 |journal=Physics Letters B
 |volume=۳۷۹
 |issue=۱–۴ |page=۹۹ |year=۱۹۹۶
 |doi=10.1016/0370-2693(96)00345-0
 |arxiv=hep-th/9601029
|bibcode = 1996PhLB..379...99S}}</ref> از آن زمان تا کنون نتایج مشابهی برای سیاه‌چاله‌های متفاوت هم در نظریه ریسمان و هم در سایر دیدگاه‌ها به گرانش کوانتومی (مانند [[گرانش کوانتومی حلقه]]) گزارش شده‌اند.<ref>{{cite journal
 |last1=Carlip |first1=S.
 |title=Black Hole Thermodynamics and Statistical Mechanics
 |journal=Lecture Notes in Physics
 |volume=۷۶۹ |page=۸۹ |year=۲۰۰۹
 |doi=10.1007/978-3-540-88460-6_3
 |arxiv=۰۸۰۷٫۴۵۲۰
}}</ref>

=== یگانگی سیاه‌چاله‌ها ===
یکی از پرسش‌های باز در [[فیزیک]] پایه، [[پارادوکس]] اطلاعات گمشده یا پارادوکس یگانگی سیاه‌چاله است. به‌طور کلاسیک قوانین فیزیک در هر دو جهت مستقیم و معکوس یکسان عمل می‌کنند. نظریه لیوویل (هامیلتونی) نگهداری حجم [[فضای فاز]] را - که می‌توان از آن به ''نگهداری اطلاعات'' تعبیر نمود - ضروری می‌داند، در نتیجه حتی در [[فیزیک کلاسیک]] هم مشکلاتی وجود دارد. در مکانیک کوانتومی این مسئله متناظر با یکی از خواص اساسی به نام یگانگی است که با نگهداری احتمالات مرتبط است. آن را می‌توان به عنوان نگهداری حجم فضای فاز کوانتومی، همانگونه که در [[ماتریس چگالی]] توصیف می‌شوند نیز در نظر گرفت.<ref name="PlayDice000">{{cite web|title=Does God Play Dice?|first=S. W.|last=Hawking|url=http://www.hawking.org.uk/index.php/lectures/publiclectures/64|work=www.hawking.org.uk|accessdate=2009-03-14|archiveurl=https://web.archive.org/web/20111103154431/http://www.hawking.org.uk/index.php/lectures/publiclectures/64|archivedate=۳ نوامبر ۲۰۱۱|dead-url=yes}}</ref>

== شمار سیاه‌چاله‌ها در جهان ==
شمار سیاه‌چاله‌ها در [[جهان]] به قدری زیاد است که [[شمردن]] آن‌ها امکانپذیر نیست. [[کهکشان راه شیری]] به تنهایی در حدود صد [[میلیارد]] ستاره دارد که از هر هزار ستاره تقریباً یکی به اندازه‌ای بزرگ هست که به سیاه‌چاله تبدیل شود. پس کهکشان ما باید در حدود صد میلیون سیاه‌چاله ستاره‌ای داشته باشد. اما تا کنون تنها یک دوجین از آن‌ها شناسایی شده‌اند. از آنجا که در محدوده‌ای از جهان که از زمین قابل مشاهده است در حدود صد میلیارد کهکشان وجود دارد و سیاه‌چاله‌های کلان جرم نیز در مرکز این کهکشان‌ها قرار دارند پس باید در حدود صد میلیارد سیاه‌چاله کلان جرم در این ناحیه از جهان وجود داشته باشد.<ref name="Hubble">{{یادکرد وب |url=http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/encyc_mod3_q7.html |title=HubbleSite: "How many black holes are there?" |accessdate=8 نوامبر 2011 |archiveurl=https://www.webcitation.org/6N7FftHqu?url=http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/encyc_mod3_q7.html |archivedate=3 فوریه 2014 |dead-url=no}}</ref>

== نظریه جهان‌های درون سیاهچالگان ==
نیکدوم پاپلاوسکی، [[فیزیک‌دان]] نظری از [[دانشگاه ایندیانا]] پیشنهاد کرده است که ممکن است جهان ما درون سیاه‌چاله‌ای قرار گرفته باشد که خود آن در جهانی بزرگتر واقع شده است.<ref>{{cite journal | author=Poplawski, N. J. | year=۲۰۱۰ | title=Radial motion into an Einstein-Rosen bridge | journal=Physics Letters B | volume=۶۸۷ | pages=۱۱۰ | doi=10.1016/j.physletb.2010.03.029 | bibcode=2010PhLB..687..110P}}</ref><ref name="IU">{{یادکرد وب |url=http://newsinfo.iu.edu/news/page/normal/13995.html |title=Indiana University Newsroom: "Our universe at home within a larger universe? So suggests IU theoretical physicist's wormhole research" |accessdate=7 نوامبر 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20111119133739/http://newsinfo.iu.edu/news/page/normal/13995.html |archivedate=19 نوامبر 2011 |dead-url=no}}</ref><ref name="NG">{{یادکرد وب |url=http://news.nationalgeographic.com/news/2010/04/100409-black-holes-alternate-universe-multiverse-einstein-wormholes/ |title=National Geographic Daily News: "Every Black Hole Contains Another Universe?" |accessdate=4 ژانویه 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20171213125450/https://news.nationalgeographic.com/news/2010/04/100409-black-holes-alternate-universe-multiverse-einstein-wormholes/ |archivedate=13 دسامبر 2017 |dead-url=no}}</ref><ref name="Science">{{یادکرد وب |url=http://news.sciencemag.org/sciencenow/2010/04/does-our-universe-live-inside-a-.html |title=Science Now: "Does Our Universe Live Inside a Wormhole?" |accessdate=۷ نوامبر ۲۰۱۱ |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110821062100/http://news.sciencemag.org/sciencenow/2010/04/does-our-universe-live-inside-a-.html |archivedate=۲۱ اوت ۲۰۱۱ |dead-url=yes}}</ref><ref name="Space">{{یادکرد وب |url=http://www.space.com/scienceastronomy/universe-born-in-black-hole-100427.html |title=Space.com: "Our Universe Was Born in a Black Hole, Theory Says" |accessdate=7 نوامبر 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110106225639/http://www.space.com/scienceastronomy/universe-born-in-black-hole-100427.html |archivedate=6 ژانویه 2011 |dead-url=no}}</ref><ref name="NG2010">{{یادکرد وب |url=http://news.nationalgeographic.com/news/2010/11/photogalleries/101130-best-of-2010-science-nature-pictures-news-fish-hands/ |title=National Geographic Daily News: "Top Ten Discoveries of 2010: Nat Geo News's Most Popular" |accessdate=7 نوامبر 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20111103004022/http://news.nationalgeographic.com/news/2010/11/photogalleries/101130-best-of-2010-science-nature-pictures-news-fish-hands/ |archivedate=3 نوامبر 2011 |dead-url=no}}</ref><ref name="Science2010">{{یادکرد وب |url=http://news.sciencemag.org/sciencenow/2010/12/top-10-sciencenows-from-2010.html?ref=hp#panel-1 |title=Science Now: "Top 10 ScienceNOWs of 2010" |accessdate=۷ نوامبر ۲۰۱۱ |archiveurl=https://web.archive.org/web/20111107071550/http://news.sciencemag.org/sciencenow/2010/12/top-10-sciencenows-from-2010.html?ref=hp#panel-1 |archivedate=۷ نوامبر ۲۰۱۱ |dead-url=yes}}</ref>
نظریه پاپلاوسکی جایگزینی برای نظریه وجود [[تکینگی گرانشی]] در سیاه‌چاله هاست. او توضیحی نظری بر مبنای پیچش فضا زمان ارائه می‌دهد.<ref>{{cite journal | author=Smolin, L. | year=۱۹۹۲ | title=Did the Universe evolve? | journal=Classical and Quantum Gravity | volume=۹ | pages=۱۷۳ | doi=10.1088/0264-9381/9/1/016}}</ref> پاپلاوسکی پیشنهاد می‌کند که اگر چگالی ماده در یک سیاه‌چاله به ۱۰<sup>۵۰</sup> کیلوگرم بر [[متر مکعب]] برسد، پیچش به عنوان نیرویی به مقابله با گرانش تبدیل می‌شود و به جای تشکیل تکینگی برود همچون فنر فشرده‌ای که به آن فشار وارد شده است باز می‌شود.<ref name="NS">{{یادکرد وب |url=http://www.newscientist.com/article/mg20727703.000-every-black-hole-may-hold-a-hidden-universe.html |title=New Scientist, Vol. 207, No. 2770, p. 9 (2010): "Every black hole may hold a hidden universe" |accessdate=7 نوامبر 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20111104143317/http://www.newscientist.com/article/mg20727703.000-every-black-hole-may-hold-a-hidden-universe.html |archivedate=4 نوامبر 2011 |dead-url=no}}</ref><ref name="WP">{{یادکرد وب |url=http://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2010/08/23/AR2010082303622.html |title=Washington Post: "Cosmologist's theory about black holes puts a new spin on the universe" |accessdate=7 نوامبر 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20121111092213/http://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2010/08/23/AR2010082303622.html |archivedate=11 نوامبر 2012 |dead-url=no}}</ref>
او عنوان نموده است که میزان بسیار بالای پیچش ممکن است دلیل انبساط کیهانی باشد.<ref>{{cite journal | author=Poplawski, N. J. | year=۲۰۱۰ | title=Cosmology with torsion: An alternative to cosmic inflation | journal=Physics Letters B | volume=۶۹۴ | pages=۱۸۱ | doi=10.1016/j.physletb.2010.09.056}}</ref>

علاوه بر این، این نظریه پیشنهاد می‌دهد که هر سیاه‌چاله‌ای یک [[کرم‌چاله]] می‌شود که دربرگیرنده جهان در حال انبساط جدیدی است که از یک [[جهش بزرگ]] در سیاه‌چاله به‌وجود آمده است؛ بنابراین سیاه‌چاله‌های مرکز کهکشان‌ها ممکن است پل‌هایی به جهان‌های دیگر باشند.<ref name="PS">{{یادکرد وب |url=http://www.popsci.com/node/47345/?cmpid=enews072910 |title=Popular Science: "Are We Living Inside a Black Hole?" |accessdate=7 نوامبر 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20121005095744/http://www.popsci.com/node/47345/?cmpid=enews072910 |archivedate=5 اکتبر 2012 |dead-url=no}}</ref><ref name="NP">{{یادکرد وب |url=http://news.nationalpost.com/2010/08/02/we-may-exist-inside-a-black-hole-scientist-says/ |title=National Post: "We may exist inside a black hole, scientist says" |accessdate=7 نوامبر 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110725161043/http://news.nationalpost.com/2010/08/02/we-may-exist-inside-a-black-hole-scientist-says/ |archivedate=25 ژوئیه 2011 |dead-url=no}}</ref><ref name="Telegraph">{{یادکرد وب |url=http://www.telegraph.co.uk/science/space/7918978/A-universe-could-exist-inside-every-black-hole-claims-scientist.html |title=Telegraph: "A universe could exist 'inside every black hole,' claims scientist" |accessdate=4 ژانویه 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110128073620/http://www.telegraph.co.uk/science/space/7918978/A-universe-could-exist-inside-every-black-hole-claims-scientist.html |archivedate=28 ژانویه 2011 |dead-url=no}}</ref> بنابراین جهان خود ما نیز ممکن است درون سیاه‌چاله‌ای باشد که خود در جهانی بزرگتر قرار گرفته است که پیش تر از این توسط راج پاتیرا مطرح شده بود.<ref>{{cite journal | author=Pathria, R. K. | year=۱۹۷۲ | title=The Universe as a Black Hole | journal=Nature | volume=۲۴۰ | pages=۲۹۸ | doi=10.1038/240298a0 | issue=۵۳۷۹}}</ref>

== تصورات اشتباه ==
* سیاه‌چاله‌ها برخلاف تصور نادرست ایجادشده از آنها، هر آنچه در اطراف آنهاست را به درون خود نمی‌مکند.<ref>{{Cite book|last=Wolfson|first=Richard|title=Simply Einstein: relativity demystified|publisher=W. W. Norton & Company|year=۲۰۰۲|page=۲۶۱|url=http://books.google.com/?id=OUJWKdlFKeQC&pg=PA219&lpg=PA219&dq=%22black+hole%22+%22misconception%22+%22cosmic+vacuum+cleaner%22+-wikipedia|isbn=0-393-05154-4}}</ref> برای مثال اگر خورشید با یک سیاه‌چاله با همین جرم جایگزین می‌شد، شعاع مدارهای سیارات تغییری نمی‌کرد.<ref>{{cite web |url=http://oyc.yale.edu/astronomy/frontiers-and-controversies-in-astrophysics/content/transcripts/transcript09.html |title=Frontiers And Controversies In Astrophysics Transcript 9 |publisher=[[دانشگاه ییل|Yale University]] |accessdate=April 26, 2011}}{{پیوند مرده|date=سپتامبر ۲۰۱۹ |bot=InternetArchiveBot}}</ref> به شرطی که جرم ثابت باشد<ref>{{cite web |url=http://www.cosmosfa.in/ |title=Frontiers And Controversies In Astrophysics Transcript 9 |publisher=[[دانشگاه ییل|Yale University]] |accessdate=April 26, 2011 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160309195230/http://www.cosmosfa.in/ |archivedate=۹ مارس ۲۰۱۶ |dead-url=yes}}</ref>
* سیاه‌چاله صدا ندارد، براساس پژوهشهای نظری و عملی دانشمندان [[ناسا]] سیاه‌چاله صدایی ندارد اما آنها توضیح دادند که «یک خوشه کهکشانی آنقدر گاز دارد که ما صدای واقعی از آن دریافت کرده‌ایم. برای شنیدن صدای سیاه‌چاله، امواج صوتی تقویت و با داده‌های دیگر ترکیب شده است.» خوشه کهکشانی پرسیاوش که این صدا برای نخستین بار از آن ذخیره شده است حدود ۲۴۰ میلیون سال نوری از زمین فاصله دارد. کلیپ صوتی که ناسا منتشر کرده تنها در عرض دو روز، میلیون‌ها بازدید کننده داشته و اکثر کاربران شبکه‌های اجتماعی موافق هستند که صدای سیاه‌چاله بسیار ترسناک است.<ref>https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/new-nasa-black-hole-sonifications-with-a-remix.html</ref>

== یادداشت‌ها ==
{{پانویس|گروه=Note|۲}}

== منابع ==
{{پانویس|۲|چپ‌چین=بله}}
{{سیاه‌چاله}}
{{نسبیت}}
{{موضوعات نظریه ریسمان}}

[[رده:سیاه‌چاله‌ها]]
[[رده:کهکشان‌ها]]
[[رده:مفهوم‌ها در اخترشناسی]]
[[رده:نظریه نسبیت]]
[[رده:ویکی‌سازی رباتیک]]