سیاه‌چاله: تفاوت میان نسخه‌ها

محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده

درخط

نسخهٔ ‏۸ نوامبر ۲۰۱۱، ساعت ۰۸:۰۶

سیاه‌چاله ناحیه ای از فضا-زمان است باچگالی بسیار زیاد است که هیچ چیز حتی نور نمی‌تواند از میدان گرانشی آن بگریزد.^[۱] وجود سیاه‌چاله‌ها به‌دست تئوری نسبیت عام آلبرت اینشتین پیش بینی می‌شود. بنابر نظریه نسبیت عام، سیاه‌چاله ناحیه‌ای از فضا-زمان است که میدان گرانشی فوق‌العاده بالایی دارد.این نظریه پیش بینی می‌کند که یک جرم به اندازه کافی فشرده می‌تواند سبب تغییر فرم و تاب برداشتن فضا-زمان وتشکیل سیاهچاله شود. پیرامون سیاهچاله ناحیه‌ای ریاضی به نام افق رویداد تعریف می‌شود که هیچ چیزی پس از عبور از آن نمی‌تواند به بیرون برگردد و یا به عبارت دیگر بلعیده می‌شود.

صفت «سیاه» در نام سیاه‌چاله به این خاطر است که همه نوری که به افق رویداد آن راه می‌یابد را به دام می‌اندازد که این دقیقا مانند مفهوم جسم سیاه در ترمودینامیک می‌باشد.^[۲] مکانیک کوانتوم پیش‌بینی می‌کند که سیاهچاله‌ها مانند یک جسم سیاه با دمای محدودی تابش‌های گرمایی گسیل می‌کنند. این دما با جرم سیاهچاله نسبت وارونه دارد و از این روی مشاهده این تابش برای سیاهچاله‌های ستاره‌ای و بزرگتر دشوار است.

اجرامی که به دلیل میدان گرانشی بسیار قوی اجازه گریز به نور نمی‌دهند برای اولین بار در سده ۱۸ (میلادی) توسط جان میشل و پیر سیمون لاپلاس مرد توجه قرار گرفتند. اولین راه حل نوین نسبیت عام که در واقع ویژگیهای یک سیاهچاله را توصیف می‌نمود در سال ۱۹۱۶ میلادی توسط کارل شوارتزشیلد ارائه شد. هر چند که گزارش آن به صورت ناحیه‌ای از فضا که هیج چیز نمی‌تواند از آن بگریزد، تا چهار دهه بعد به خوبی درک نشد. برای دوره‌ای طولانی این چالش مورد کنجکاوی ریاضیدانان بود تا اینکه در میان دهه ۱۹۶۰، پژوهش‌های نظری نشان داد که سیاهچاله‌ها به راستی یکی از پیش بینی‌های ژنریک نسبیت عام هستند. یافتن ستارگان نوترونی باعث شد تا وجوداجرام فشرده شده بر اثر رمبش گرانشی به عنوان یک واقعیت امکانپذیر فیزیکی مورد علاقه دانشمندان قرار گیرد.

اینگونه پنداشته می‌شود که سیاهچاله‌های ستاره‌ای در جریان فروپاشی ستاره‌های بزرگ درپایان زندگیشان و تبدیل شدن به یک ابرنواختر بوجود می‌آیند. جرم یک سیاهچاله پس از شکل گیری می‌تواند با جذب جرم از پیرامونش افزایش یابد. با جذب ستارگان پیرامون و بهم پیوستن سیاهچاله‌های گوناگون، سیاهچاله‌های کلان جرم تشکیل می‌شوند.

یک سیاهچاله به دلیل اینکه نوری از آن خارج نمی‌گردد نادیدنی است اما می‌تواند حضور خود را از راه کنش و واکنش با ماده از پیرامون خود نشان دهد. از راه بررسی برهمکنش میان ستاره های دوتایی با همنشین نامرئیشان، 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 کهکشان‌ها یک سیاه‌چاله کلان‌جرم وجود دارد.برای نمونه، دستاوردهای ارزشمندی بازگوینده از این واقیت است که در مرکز کهکشان راه شیری ما نیز یک سیاهچاله کلان جرم با جرمی بیش از چهار میلیون برابر جرم خورشید وجود دارد.

مقدمه

Schwarzschild black hole — شبیه سازی همگرایی گرانشی توسط یک سیاهچاله که تصویر یک کهکشان در پس زمینه را دچار کجنمایی (اعوجاج) می کند.

یک سیاهچاله اغلب شی‌ای تعریف می‌شود که سرعت گریز آن حتی از سرعت نور بیشتر است. سرعت گریز حداقل سرعت ممکن برای یک جسم می‌باشد تا بتواند از میدان گرانشی جسمی دیگر فرار کند. برای درک بهتر موضوع تصور کنید روی سطح یک سیاره ایستاده‌اید و سنگی را مستقیما به بالا پرتاب می‌کنید. فرض کنید که سنگ را با قدرت زیادی پرتاب نکرده باشید سنگ برای مدتی بالا خواهد رفت اما در نهایت به خاطر گرانش سیاره پایین خواهد افتاد. اگر سنگ را به اندازه کافی محکم پرتاب کنید سنگ ممکن است از گرانش سیاره بگریزد در این حالت سنگ برای همیشه به بالا رفتن ادامه خواهد داد. سرعتی که نیاز است با آن سنگ را پرتاب کنید تا از گرانش سیاره بگریزد سرعت گریز نامیده می‌شود. سرعت گریز برای کره زمین تقریبا برابر ۱۱ کیلومتر بر ثانیه می‌باشد و برای خورشید ۶۶۰ کیلومتر بر ثانیه‌است. بدین ترتیب هر چه جرم افزایش می‌یابد و یا شعاع کاهش می‌یابد و به طور کلی هرچه جسم چگال‌تر باشد سرعت گریز نیز افزایش می‌یابد. می‌توان حدس زد که سرعت گریز برای یک سیاهچاله با جرمی حدود چند میلیون برابر خورشید چقدر است.

مطمئنا سرعت گریز سیاهچاله‌ها بیشتر از سرعت نور می‌باشد در نتیجه هیچ چیز نمی‌تواند از آن فرار کند. در نظریه نسبیت عام تمام جرم یک سیاهچاله در تکینگی متمرکز می‌شود که می‌تواند یک نقطه یا یک حلقه یا یک کره باشد. در اطراف تکینگی کره فرضی به نام افق رویداد وجود دارد که «نقطه بدون بازگشت» را مشخص می‌کند. مرزی که هرچیزی که از آن عبور کند به ناچار به سمت تکینگی هدایت می‌شود. همچنین محدوده یک سیاه چاله تا جایی است که جاذبه جرمی سیاهچاله وجود دارد، به عنوان مثال محدوده سیاهچاله کهکشان راه شیری از خود کهکشان راه شیری بزرگتر میباشد.

به طور کلی سیاهچاله ها از نظر دانشمندان به دو دسته سیاهچاله‌های چرخشی و غیرچرخشی تقسیم می‌شوند. اما دسته بندی معمول بر اساس جرم آنان می‌باشد. وقتی سیاهچاله‌ها براساس فروپاشی گرانشی یک ستاره شکل می‌گیرند سیاهچاله‌های ستاره‌ای نامیده می‌شوند. سیاهچاله‌هایی که در مرکز کهکشان‌ها یافت شده‌اند جرمی چند میلیون برابر جرم خورشید دارند و در نتیجه سیاه چاله بسیار بزرگ یا پرجرم نامیده می‌شوند. دانشمندان معتقدند بین این دو اندازه سیاهچاله‌هایی با جرم چندین هزار برابر جرم خورشید نیز وجود دارند که سیاهچاله‌های جرم متوسط نامیده می‌شوند و اما ریزسیاهچاله‌ها که دانشمندان معتقدند در زمان انفجار بزرگ شکل گرفته‌اند و همچنین امکان ساخت چنین سیاهچاله‌هایی در دستگاههای شتاب دهنده ذرات روی زمین وجود دارد. با این وجود تا کنون هیچ ریزسیاهچاله‌ای از سوی دانشمندان شناسایی نشده‌است.

تاریخچه

ابداع واژه «کرم‌چاله»^[۳] و «سیاه‌چاله فضایی»^[۴] 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 ابتدا از سوی زمین‌شناسی به نام جان میچل درسال ۱۷۸۳ در نامه ای که برای هنری کاوندیش ازانجمن سلطنتی نوشته بود، مطرح شد. در آن زمان مفهوم نظریه گرانش نیوتن و مفهوم سرعت گریز شناخته شده بودند. طبق محاسبات میشل جسمی با شعاع خورشید و چگالی ۵۰۰ برابر در سطح خود سرعت گریزی بیش از سرعت نور خواهد داشت و بنابر این غیر قابل مشاهده خواهد بود. به بیان او:

اگر شعاع کره‌ای مشابه خورشید قرار باشد که با چگالی ۵۰۰ بار از آن بزرگ تر 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 تمام نوری که از چنین جسمی ساطع می‌شود به ناچار به وسیله گرانش آن به سمت خود ستاره بازمی گردد.
— جان میشل ^[۵]

در سال ۱۷۹۶ پیر سیمون لاپلاس، ریاضی دان 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.^[۶]^[۷]مفهوم این ستاره های تاریک در قرن نوزدهم توجه چندانی را به خود جلب نکرد زیرا فیزیک دانان نمی توانستند درک کنند که نور که یک موج و فاقد جرم است چگونه ممکن است تحت تاثیر نیروی گرانش قرار گیرد.

نسبیت عام

درسال ۱۹۱۵ آلبرت اینشتین که قبلا نشان داده بود که گرانش نور را تحت تاثیر قرار می‌دهد نظریه گرانش خود به نام نسبیت عام را مطرح کرد.چند ماه بعد کارل شوارتزشیلد جوابی برای معادلات میدانی انیشتین که میدان گرانشی ذرات نقطه ای و کروی را توصیف می کرد، ارائه کرد.^[۸] چند ماه پس از شوارتزشیلد، ژوهانس دروست - که دانشجوی هندریک لورنتز بود - به صورت جداگانه همان جواب را برای ذرات نقطه ای ارائه داد و بحث مفصل تری راجع به ویژگیهای آن نمود.^[۹] این جواب در شعاعی که امروزه شعاع شوارتزشیلد نامیده می شود رفتاری غیر عادی نمایش می داد زیرا در این شعاع، معادله تکینه می شودو برخی از اجزای آن مقدار بی نهایت خواهند داشت. در آن زمان ماهیت این سطح به درستی فهمیده نشده بود. در سال ۱۹۲۴ آرتور استنلی ادینگتون نشان داد که می توان با تغییر مختصات تکینگی را بر طرف نمود. هر چند که تا سال ۱۹۳۳ طول کشید تا ژرژ لومتر متوجه شد که مقدار بی نهایت این معادله در شعاع شوارتزشیلد در واقع یک تکینگی ریاضی مربوط به مختصات غیر فیزیکی است.^[۱۰] این شعاع امروزه به عنوان شعاع افق رویداد یک سیاهچاله غیرچرخشی شناخته می‌شود.

در سال ۱۹۳۰ سابراهمانین چاندراسکار، اختر فیزیک دان هندی محاسبه نمود که یک جسم الکترون تباهیده غیر چرخنده که جرم آن از حدی که بعدها به نام حد چاندراسخار نامیده شد و ۱٫۴ جرم خورشید است، بیشتر باشد هیچ جواب پایداری ندارد.^[۱۱] ادعای وی از سوی هم دوره ای های وی همچون ادینگتون و لو لاندائو مورد مخالفت قرار گرفت. آنها ادعا می کردند که مکانیزمی ناشناخته وجود دارد که از فروپاشی این اجرام جلوگیری می کند.^[۱۲] 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 می شود^[۱۳] که بنا بر اصل طرد پاولی، وضعیتی پایدار دارد، اما در سال ۱۹۳۹، رابرت اوپنهایمر و دیگران پیش بینی کردند که ستاره های نوترونی که جرمی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند به دلایلی که توسط چاندراسکار ارائه شد به سیاهچاله فروپاشی می شوند و نتیجه گیری کردند که هیچ قانون فیزیکی نمی تواند از فروپاشی برخی ستارگان به سیاهچاله جلوگیری نماید. ^[۱۴]

عصر طلایی

در سال ۱۹۵۸، دیوید فینکلشتین سطح شوارتز شیلد را به عنوان یک افق رویداد معرفی نمود، "یک غشای کامل یک جهته که تاثیرات سببی (علی) تنها از یک جهت از آن عبور می کنند."^[۱۵] این مطلب تناقض صریحی با نتایج اوپنهایمر ندارد بلکه آن را گسترش می دهد تا مشاهده کنندگان در حال سقوط به سیاهچاله را نیز شامل شوند.^[۱۶]

این نتایج مقارن بود با آغاز عصر طلایی نسبیت عام که در آن تحقیقات درباره نسبیت عام و سیاهچاله ها رونق فراوان یافت. کشف تپ اختر ها در سال ۱۹۶۷ که درسال ۱۹۶۹ نشان داده شد که ستاره های نوترونی چرخنده با سرعت چرخش بالا هستند،^[۱۷] به این فرایند کمک کرد.^[۱۸]^[۱۹] تا آن زمان ستارگان نوترونی مانند سیاهچاله ها 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 فشرده ای که ممکن است بر اثر رمبش گرانشی تشکیل شوند برانگیخته شود.

در این دوره جوابهای کلی تری نیز برای معادله سیاهچاله پیدا شد. روی کر جواب دقیقی برای یک سیاه چاله چرخان به دست آورد. دو سال بعد ازرا نیومن یک جواب متقارن محوری برای سیاهچاله ای که هم چرخان باشد و هم دارای بار الکتریکی باشد کشف نمود.^[۲۰] در نتیجه کارهای ورنر اسرائیل،^[۲۱] براندون کارتر^[۲۲]^[۲۳] و دیوید رابینسون^[۲۴] نظریه بدون مو ظهور کرد که با استفاده از پارامترهای متریک کر-نیومن، جرم، تکانه زاویه ای و بار الکتریکی یک سیاهچاله ثابت را توصیف نمود.^[۲۵]

تا مدتها گمان می شد که ویژگیهای نامتعارف جوابهای سیاهچاله ها مصنوعات پاتولوژیکی هستند که از شرایط متقارن تحمیل شده ناشی می گردندو نقاط تکینه تابع در شرایط عمومی پدیدار نمی گردند. اما در اواخر دهه شصت، راجر پنروز^[۲۶] و استیون هاوکینگ ثابت کردند که نقاط تکینه، عمومی هستند.^[۲۷] استیون هاوکینگ ثابت کرد سیاهچاله‌ها یک خصوصیت عمومی در نظریه گرانشی اینشتین هستند و با فروپاشی برخی اجسام به ناچار سیاهچاله به وجود می‌آید.

کارهای جیمز باردین، ژاکوب بکنشتین، کارتر و هاوکینگ به فرمولبندی قوانین ترمودینامیک سیاهچاله ها انجامید.^[۲۸] این قوانین رفتار سیاهچاله ها را در قیاس نزدیکی با قوانین ترمودینامیک توصیف می کنند. این امر با مرتبط سازی جرم با انرژی، مساحت با انتروپی و گرانش سطحی با دما صوررت می پذیرد. این قیاس وقتی کامل شد که هاوکینگ در سال ۱۹۷۴ نشان داد که نظریه میدان‌های کوانتومی پیش بینی می کند که سیاهچاله ها باید مانند اجسام سیاه با دمایی متناسب با گرانش سطحی سیاهچاله، تابش کنند.^[۲۹]

واژه سیاهچاله نخستین بار توسط جان ویلر در سال ۱۹۶۷ به کار گرفته شد. با اینکه شهرت جان ویلر به دلیل ابداع این واژه است او همیشه پافشاری نموده است که این واژه توسط فرد دیگری به او پیشنهاد شده است. اولین بکارگیری ثبت شده این واژه در نامه سال ۱۹۶۴ ان اوینگ به انجمن پیشبرد علوم آمریکا آمده است.^[۳۰] پس از استفاده ویلر از این واژه به سرعت مقبولیت عام پیدا کرد.

ویژگی‌ها و ساختار

نظریه «بدون مو»ی جان ویلر بیان می کند که هرگاه سیاهچاله تشکیل شود و به وضعیت پایدار برسد، تنها سه خاصیت فیزیکی مستقل در سیاهچاله‌ها قابل تشخیص هستند که عبارتند از: جرم و بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه‌ای. در مکانیک کلاسیک (غیر کوانتومی )^[۲۵]دوسیاهچاله که دارای مقادیر یکسانی برای سه ویژگی ذکر شده باشند، نامتمایز اند. این سه ویژگی، ویژگیهای خاصی هستند زیرا از بیرون سیاهچاله قابل مشاهده هستند. مثلا یک سیاهچاله باردار همچون هر جسم باردار دیگری بارهای همنام را دفع می کند. به طریق مشابهی مجموع جرم درون کره ای که یک سیاهچاله را دربرمی گیرد از طریق همتای قانون گاوس در مورد نیروهای گرانشی یعنی جرم ای.دی.ام نسبیت عام از فواصل بسیار دور اندازه گیری نمود.^[۳۱] به همین ترتیب تکانه زاویه ای یک سیاهچاله را نیز می توان از راه کشش چارچوب توسط میدان مغناطیس گرانشی به دست آورد.

وقتی جسمی به درون سیاهچاله ای سقوط می کند تمام اطلاعات فیزیکی مربوط به شکل جرم یا توزیع بار سطحی آن به طور یکنواخت در امتداد افق رویداد توزیع می شود و از دید ناظر خارجی گم می شود. این رفتار افق رویداد به عنوان سیستم پراکنده ساز نامیده می شود و به آنچه در یک غشای کشی رسانا با اصطکاک و مقاومت الکتریکی رخ می دهد شباهت بسیار دارد.^[۳۲] این متفاوت از آن دسته نظریه های میدانی مانند الکترو مغناطیس است که به دلیلی معکوس پذیری در زمان هیچ اصطکاک یا مقاومتی در سطح میکروسکوپیک ندارند. زیرا یک سیاهچاله در نهایت با سه پارامتر به حالت پایدار می رسد و هیچ راهی وجود ندارد که از گم شدن اطلاعات مربوط به شرایط اولیه اچتناب نمود : میدانهای گرانشی و الکتریکی سیاهچاله اطلاعات بسیار اندکی در باره آنچه وارد سیاهچاله شده است می دهند. اطلاعات گم شده شامل هر کمیتی است که از فاصله دور از افق رویداد یک سیاهچاله قابل اندازه گیری نیستند. از جمله می توان از عدد باریونی کل و عدد لپتونی کل نام برد. این موضوع تا اندازه ای گیج کننده است که از آن به پارادوکس گم شدن اطلاعات سیاهچاله یاد می شود.^[۳۳]^[۳۴]

خواص فیزیکی

ساده ترین نوع سیاهچاله ها آنهایی هستند که تنها جرم دارند و بار الکتریکی و تکانه زاویه ای ندارند. این سیاهچاله ها را اغلب با نام سیاهچاله های شوارتزشیلد می نامند که بر گرفته از نام کارل شوارتزشیلد است که جوابی برای معادلات میدانی انیشتین در سال ۱۹۱۶ ارائه نمود.^[۸] بنا بر قضیه بیرخوف در نسبیت عام، تنها جواب خلا 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. بنا براین سیاهچاله تنها در محدوده نزدیک به افق آن است که همه چیز (حتی نور) را به درون می کشد و در فواصل دورتر کاملا مانند هر جسم دیگری با همان میزان جرم رفتار می کند.^[۳۵]

راه حلهایی برای معادلات انیشتین که سیاهچاله های کلی تری را توصیف می کنند نیز وجود دارند. مثلا متریک رایسنر-نوردستروم سیاهچاله های باردار و متریک کر سیاهچاله های چرخان را توصیف می کنند. کلی ترین جواب موجود برای سیاهچاله های ثابت متریک کر-نیومن است که سیاهچاله هایی را توصیف می کند که هم بار الکتریکی وهم تکانه زاویه ای دارند.^[۳۶]

در حالیکه جرم سیاهچاله می تواند هر مقداری داشته باشد، بار و تکانه زاویه ای آن توسط جرم محدود می شوند. چنانچه واحدهای پلانک را بکار بریم، کل بار الکتریکی Q و مجموع تکانه زاویه ای J در این رابطه صدق می کنند(M جرم سیاهچاله است): $Q^{2}+\left({\tfrac {J}{M}}\right)^{2}\leq M^{2}\,$ . سیاهچاله هایی که نابرابری فوق را اشباع می کنند، سیاهچاله های اکسترمال نامیده می شوند. جوابهایی نیز برای معادلات انیشتین موجودند که این نابرابری را نقض می کنند اما این جوابها افق رویداد ندارند. این جوابها را تکینگی های برهنه می نامند که از بیرون قابل مشاهده اند و در نتیجه نمی توانند فیزیکی باشند. فرضیه سانسور کیهانی شکل گیری چنین تکینگی هایی را در جریان رمبش نامحتمل می شمرد. ^[۳۷]

به دلیل قدرت نسبی الکترومغناطیس سیاهچاله هایی که از رمبش ستارگان تشکیل می شوند تمایل دارند که بار تقریبا خنثی ستاره را حفظ کنند. اما انتظار می رود که چرخش یک ویژگی مشترک در اجسام فشرده باشد. نامزد سیاهچاله قرار گرفته در دوتایی پرتو ایکس جی‌آراس ۱۹۱۵+۱۰۵ ^[۳۸] به نظر می رسد که تکانه زاویه ای نزدیک به حداکثر مقدار مجاز داشته باشد.

افق رویداد

در نواحی دور از یک سیاهچاله یک ذره می تواند در هرجهتی حرکت کند و تنها محدود به سرعت نور است.
در فواصل نزدیکتر به سیاهچاله فضا-زمان شروع به خمش می کند. مسیرهایی که به سیاهچاله ختم می شوند از مسیرهایی که از آن دور می شوند بیشترند. ^{[Note ۱]}
در داخل افق رویداد تمام مسیرها ذره را به سمت مرکز سیاهچاله سوق می دهند. ذره دیگر امکان گریز نخواهد داشت.

مهمترین ویژگی که یک سیاهچاله را تعریف می کند پیدایش افق رویداد است. افق رویداد به شکل کروی یا تقریبا کروی با شعاع شوارزشیلد حول نقطه مرکزی سیاهچاله است. این کره ناحیه ای از 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 باسرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد.هر جرم یا انرژی كه به یك سیاه چاله نزدیك شود، در داخل فاصله معینی كه افق رویداد آن خوانده می‌شود، به طور مقاومت ناپذیری به درون سیاه چاله كشیده می شود. نوری كه از اطراف یك سیاه چاله عبور می‌كند، اگر به افق رویداد نرسد، روی مسیری منحنی شكل از كنار آن می‌گذردو اگر به افق رویداد برسد، در سیاه چاله سقوط می‌كند. افق رویداد را از این رو به این نام می خوانند که از درون آن اطلاعات راجع به آن رخداد به مشاهده کننده نمی رسد ومشاهده کننده نمی تواند یقین حاصل کند که این اتفاق رخ داده است. ^[۴۰]

آنگونه که در نسبیت عام پیش بینی می شود، حضور یک جسم باعث خمش فضا-زمان می شود به گونه ای که مسیرهایی که ذرات طی می کنند به سمت جرم خمیده می شوند.^[۴۱] در افق رویداد یک سیاهچاله این تغییر شکل به اندازه ای قوی می شود 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.^[۴۲] این پدیده به نام اتساع زمان نامیده می شود. شیئی که به افق رویداد نزدیک شود به نظر خواهد رسید که هرچه نزدیکتر می گردد از سرعت آن کاسته می شودو زمانی بی نهایت طول خواهد کشید تا به آن برسد..^[۴۳] و چون تمام فرایندهای این ذره کند تر می شود، نوری که منتشر می کند تاریکترو قرمزتر خواهد شد که این اثر به نام انتقال به سرخ گرانشی نامیده می شود.^[۴۴] سرانجام در نقطه ای که به افق رویداد می رسد این جسم کاملا تاریک و غیر قابل مشاهده می شود.

ازسوی دیگر ناظری که به درون سیاهچاله سقوط می کند در زمانی که افق رویداد را رد می کند متوجه هیچکدام از این تاثیرات نخواهد شد. طبق ساعت خود وی، او افق رویداد را در زمانی متناهی رد می کند اگرچه هرگز نمی تواند بفهمد که دقیقا در چه زمانی از افق رویداد رد شده است زیرا غیر ممکن است که بتوان با مشاهدات محلی، موقعیت افق رویداد را تعیین کرد.^[۴۵]

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 سیاهچاله‌است که حدود سیاهچاله را مشخص می‌کند.علت سیاه بودن افق رویداد هم این است که هیچ 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 تقریبا کروی است..^{[Note ۲]}^[۴۸] برای سیاهچاله های ایستای غیرچرخان این شکل کاملا کروی است و برای سیاهچاله های چرخان کمی بیضوی است.

تکینگی

براساس نسبیت عام، مرکز یک سیاهچاله یک نقطه تکینگی گرانشی است، ناحیه ای که درآن خمیدگی فضا زمان بی نهایت می شود.^[۴۹]برای یک سیاهچاله غیر چرخان این ناحیه به شکل یک نقطه منفرد و برای یک سیاهچاله چرخان به شکل یک تکینگی حلقوی روی صفحه چرخش خواهد بود.^[۵۰] در هردوی موارد حچم ناحیه تکینگی صفر است.^[۵۱] به همین دلیل چگالی ناحیه تکینگی، بی نهایت خواهد بود.

ناظری که به درون یک سیاهچاله شوارتزشیلد سقوط می کند(یعنی بدون بار و تکانه زاویه ای) به محض اینکه از افق رویداد بگذرد دیگر نمی تواند در مقابل سرازیر شدن به سوی نقطه تکینگی جلوگیری کند. این ناظر می تواند تنها تا میزان محدودی زمان سقوطش را با سرعت گرفتن در جهت مخالف طولانی تر کند اما سرانجام به نقطه تکینگی سقوط خواهد کرد.^[۵۲] زمانی که به این نقطه برسد به چگالی بی نهایت برخورد می کند و جرم آن به جرم سیاهچاله افزوده می شود. البته پیش از این اتفاق در طی فرایندی که به اسپاگتی سازی و یا اثر نودلی معروف است، اجزای وی بر اثر نیروهای جزرومدی در حال گسترش از هم گسیخته می شود.^[۵۳]

در مورد یک سیاهچاله باردار( راه حل رایسنر-نوردستروم) و یا چرخان(راه حل کر) می توان از تکینگی اجتناب نمود. چنانچه این جوابها را تا حد امکان گسترش دهیم امکان فرضی خروج از سیاهچاله به یک فضا-زمان متفاوت خود را نمایان می سازد. در این صورت سیاهچالهبه صورت یک کرمچاله عمل می کند.^[۵۴] اما فرضیه سفر به دنیاهای دیگر تنها به صورت فرضیه می ماند زیرا آشفتگی امکان آن را ازبین می برد.^[۵۵] همچنین این فرضیه مطرح می شود که منحنی های زمان گونه بسته رادر اطراف تکینگی کر دنبال کرد و به گذشته خود فرد سفر کرد که در نهایت به طرح مشکلاتی در قانون علیت (مانند پارادوکس پدربزرگ ) می انجامد.^[۵۶]

پیدایش تکینگی هاگی در نسبیت عام را عموما نشانه ای از شکست این نظریه می پندارند؛^[۵۷]اما این شکست بر خلاف انتظار نیست. این شکست در مواردی رخ می دهد که بخواهیم این کنش هارا با استفاده از تاثیرات مکانیک کوانتومی، ناشی از چگالی بسیار بالا و نتیجتا تعامل ذرات توصیف کنیم. تا کنون این امر میسر نشده است که بتوانیم تاثیرات گرانشی و کوانتومی را در یک تئوری با هم ترکیب نمود. مورد انتظار عموم این است که یک تئوری گرانش کوانتومی خواهد توانست ویژگی سیاهچاله ها را بدون تکینگی بیان کند. ^[۵۸]^[۵۹]

کره فوتونی

پرونده:Ergosphere.svg

ارگوسفر ناحیه ای به شکل کره بیضوی خارج از افق رویداد است که اجسام نمی توانند در آن ثابت بمانند.

کره فوتونی محدوده‌ای است کروی با ضخامت صفر و 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 ناپایدار اند و به همین جهت هر آشفتگی کوچکی (مثل سقوط یک ذره مادی) در طول زمان گشترش می یابد و به صورت حرکت پرتابی به خارچ سیاهچاله و یا به شکل حلزونی در نهایت از افق رویداد می گذرد.^[۶۰]

در حالیکه نور هنوز می تواند از داخل کره فوتونی بگریزد، هر نوری که از کره فوتونی عبور کند در یک حرکت پرتابی به داخل سیاهچاله کشیده می شود. بنابراین نوری که از درون کره فوتونی به ما می رسد باید از اجسامی ساطع شده باشد که درون کره فوتونی هستند اما هنوز به افق رویداد نرسیده اند.^[۶۰]

سایر اجرام فشرده همچون ستاره های نوترونی نیز می توانند کره های فوتونی داشته باشند.^[۶۱] 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 می تواند کره فوتونی داشته باشد.

ارگوسفر

سیاهچاله های چرخان در درون ناحیه ای از فضا و زمان محصورند که در آن ثابت ماندن غیر ممکن است. این ناحیه را ارگوسفر می نامند. این پدیده ناشی از فرایندی به نام کشش چارچوب است. تئوری نسبیت عام پیش بینی می کند که هر جسم در حال چرخش تمایل دارد که فضا-زمان اطراف نزدیک خود را بکشد. هر چسم نزدیک به جسم چرخان تمایل خواهد داشت که در جهت چرخش حرکت کند. برای یک سیاهچاله چرخان در نزدیکی افق رویدادش این اثر به اندازه ای قدرتمند می شود که جسم مجبور است که با سرعتی بالاتر از سرعت نور در جهت مخالف بچرخد تا تنها بتواند ثابت بماند.^[۶۲]

ارگوسفر یک سیاهچاله از درون به افق رویداد می رسد و از بیرون به یک کره بیضوی که در قطبش با کره افق رویداد مماس میشود و قسمت استوایی آن بسیار پهن تر از سایر قسمتهاست پایان می یابد. این مرز خارجی ارگوسفر را گاهی سطح ارگو می نامد.

اجسام و تابش می توانند به طور عادی از ارگوسفر بگریزند. بنا بر فرایند پنروز اجسامی که از ارگوسفر خارج می شوند ممکن است انرژی بیشتر از انرژی ورودشان داشته باشند. این انرژی از انرژی چرخشی سیاهچاله گرفته می شود و باعث کند تر شدن سرعت آن می شود.^[۶۳]

شکل گیری و تکامل

با در نظر گرفتن ماهیت عجیب سیاهچاله ها شاید طبیعی باشد که این سوال به ذهن خطور کند که آیا چنین اجسام عجیبی می توانند در طبیعت وجود داشته باشند یا اینکه این اجسام تنها جواب های پاتولوژیکی برای معادلات انیشتین هستند. خود انیشتین به اشتباه گمان می کرد که سیاهچاله ها نمی توانند تشکیل شوند زیرا او بر این عقیده بود که تکانه زاویه ای ذرات در حال سقوط جرکت آنها را در شعاع خاصی پایدار می نمود.^[۶۴] این باعث شد که جامعه نسبیت عام تا مدتها نتایج مخالف را از دست بدهد. هر چند که گروه اقلیتی از نسبیت پردازان همچنان بر این باور بودند که سیاهچاله ها اجسام فیزیکی واقعی هستند ^[۶۵]و این گروه تا پایان دهه ۱۹۶۰ اکثر پژوهشگران این زمینه را متقاعد کرده بودند که هیچ مانعی برای بوجود آمدن افق رویداد وجود ندارد.

زمانی که یک افق رویداد تشکیل می شود، پنروز ثابت نمود که یک تکینگی در نقطه ای درون آن بوجود می آید.^[۲۶]مدت کوتاهی پس از وی عاوکینگ نشان داد که بسیاری از راه حلهای کیهان شناسی که بیگ بنگ را توصیف می کنند نقاط تکینه ای بدون میدانهای اسکالر یا مواد عجیب دیگر دارند. راه حل کر، قضیه بدون مو و قوانین تر مو دینامیک سیاهچاله ها نشان دادند که خواص فیزیکی سیاهچاله ها ساده و قابل فهم هستند و این اجسام موضوعات مناسبی برای پژوهش هستند.^[۶۶] ابتدایی ترین فرایندی که انتظار می رود به تشکیل سیاهچاله ها بینجامد، رمبش گرانشی اجسام بسیار سنگین همچون ستاره هاست. البته فرایندهای عجیب تری نیز هستند که ممکن است به تولید سیاهچاله ها بینجامد.

رمبش گرانشی

رمبش گرانشی زمانی رخ می دهد که فشار داخلی یک جسم برای مقاومت در برابر نیروی گرانشی خود جسم کافی نباشد.برای ستارگان این حادثه زمانی اتفاق می افتد که یا به دلیل کم شدن سوخت ستاره برای تولید انرژی از طریق سنتزهای هسته ای قادر به حفظ دمای خود نباشد ویا اینکه یک ستاره پایدار ماده اضافه ای دریافت کند به گونه ای 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(قانون گازهای ایده آل ارتباط بین فشار، دما و حجم را توضیح می دهد).^[۶۷]

این رمبش ممکن است بر اثر فشار تباهیدگی اجزای تشکیل دهنده ستاره متوقف گردد و باعث فشرده شدن ماده به ماده ای که به اندازه شگفت انگیزی چگال تر است بشود. حاصل این اتفاق یکی از انواع ستارگان فشرده است که نوع ستاره فشرده به وجود آمده به جرم ماده باقیمانده بستگی دارد. ستاره در حین تغییرات سرنشات گرفته از رمبش گرانشی(مانند یک ابرنواختر و یا سحابی سیاره‌نما ) بخش قابل توجهی از جرم خود را از لایه های خارجی به فضای اطراف پرتاب می کند. اگر جرم مواد باقیمانده ۵ جرم خورشیدی باشد جرم ستاره اولیه پیش از فروپاشی احتمالا بیش از ۲۰ جرم خورشیدی بوده است.^[۶۷]

اگر جرم مواد باقیمانده بیش از ۳ الی ۴ برابر جرم خورشید باشد (حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف) - چه به دلیل سنگین بودن ستاره اصلی چه به دلیل اینکه ماده باقیمانده جرم اضافه ای را از طریق تجمع ماده گردآوری کرده باشد - حتی فشار تباهیدگی نوترونها برای متوقف سازی فروپاشی کافی نخواهد بود. پس از این هیچ مکانیزم شناخته شده ای (شاید به جز تباهیدگی کوارکها در ستاره های کوارکی ) قدرت کافی برای متوقف سازی فروپاشی را ندارد و جسم ناگریز به یک سیاهچاله فروپاشیده می شود.^[۶۷]

گمان می رود که این رمبش گرانشی ستارگان سنگین عامل پیدایش سیاهچاله های ستاره وار است. زایش ستارگان در جهان جوان احتمالا به ایجاد ستارگانی بسیار سنگین انجامیده است که در هنگام رمبش سیاهچاله هایی تا هزار برابر جرم خورشید بوجود آورده اند. این سیاهچاله می توانند بذرهایی برای سیاهچاله های کلان جرمی بوده باشند که امروزه در مرکز بسیاری از کهکشانها بافت می شوند.^[۶۸]

درحالیکه بیشتر انرژی آزاد شده در خلال یک رمبش گرانشی به سرعت پخش می شود یک ناظر خارجی در واقع پایان این فرایند را نمی بیند. اگرچه این رمبش در چارچوب مرجع ماده در حال فروپاشی در زمان محدودی صورت می گیرد اما برای یک ناظر دور ماده در حال فروپاشی کند تر می شود و در بالای افق رویداد متوفق می شود. دلیل این پدیده اتساع زمان گرانشی است. برای نور بیشتر و بیشتر طول می کشد تا از ناده در حال رمبش به ناظر برسد. ونوری که درست قبل از تشکیل افق رویداد منتشر می شود با تاخیر بی نهایت به ناظر می رسد. از این رو ناظر خارجی هرگز تشکیل افق رویداد را نخواهد دید؛ در عوض ماده در حال رمبش تاریک تر . تاریک تر می شود و انتقال به سرخ رو به افزایشی خواند داشت و سرانجام کاملا محو می شود. ^[۶۹]

سیاهچاله های نخستین در مهبانگ

رمبش گرانشی نیاز به چگالی بالا دارد. در دوره کنونی جهان، چگالیهای بالا تنها در ستارگان یافت می شود. اما در جهان نخستین اندکی پس از مهبانگ چگالیها بسیار بیشتر بودند که احتمال تشکیل سیاهچاله را فراهم می نمود. چگالی بالا به تنهایی برای بوجود آمدن سیاهچاله کافی نیست زیرا یک توزیع جرم یکنواخت اجازه تجمع جرم را نمی دهد برای اینکه سیاهچاله های نخستین در چنین رسانه چگالی امکان پیدایش داشته باشند باید آشفتگی های اولیه ای در چگالی بوجود آمده باشند که بتوانند پس از آن تحت گرانش خودشان رشد کنند. مدلهای مختلف از جهان اولیه، از لحاظ اندازه ای که برای این آشفتگیها پیش بینی کرده اند با هم بسیار متفاوتند. این مدلهای متفاوت جرم سیاهچاله های نخستین را از یک واحد پلانک تا صدها هزار جرم خورشیدی پیش بینی کرده اند.^[۷۰] سیاهچاله های نخستین عامل پیدایش همه سیاهچاله های دیگر شمرده می شوند.

برخوردهای پرانرژی

رمبش گرانشی تنها فرایندی نیست که سیاهچاله را بوجود می آورد. در اصل سیاهچاله ها می توانند از برخوردهای پرانرژی که چگالی کافی ایجاد می کنند نیز بوجود آیند؛ اما تا به امروز ردی ازچنین رویدادی چه به صورت مستقیم و چه به صورت غیر مستقیم از روی کسری در موازنه جرم در آزمایشهای شتاب دهنده ذرات، کشف نشده است.^[۷۱] این واقعیت پیشنهاد می کند که باید حد پایینی برای جرم سیاهچاله ها وجود داشته باشد. از لحاظ نظری این حد باید حول و حوش جرم پلانک باشد که در آن انتظار می رود که تاثیرات کوانتومی باعث شکست تئوری نسبیت عام بشوند.^[۷۲] این امر سبب می شود که ایجاد سیاهچاله ها از دسترس هر برخورد پر انرژی که در روی زمین یا نزدیک به آن رخ می دهد، دور باشد. اما برخی از توسعه ها اخیر در گرانش کوانتومی پیشنهاد می دهند که جرم پلانک ممکن است بسیار کمتر از این باشد. مثلا برخی از سناریو های جهان غشایی مقداری بسیار کمتر برای این ثابت در نظر می گیرند.^[۷۳] این امر امکان ایجاد ریزسیاهچاله ها را در برخوردهای پر انرژی مانند یرخورد اشعه های کیهانی با جو زمین و یا احتمالا در برخورددهنده هادرونی بزرگ در سرن را امکانپذیر می سازد. هر چند که این نظریه ها بسیار گمانی هستند و یه نظر بسیاری از متخصصین تشکیل ریزسیاهچاله ها در چنین برخوردهای نامحتمل می آید.^[۷۴] حتی اگر ریز سیاهچاله ها در اثر این برخوردها تشکیل شوند انتظار می رود که در۱۰^۲۵− ثانیه تبخیر شوند و تهدیدی برای زمین به شمار نمی آیند.^[۷۵]

رشد

وقتی که یک سیاهچاله تشکیل شد می تواند با جذب ماده اضافی به رشد خود ادامه دهد. هر سیاهچاله ای به طور پیوسته گاز و غبار میان ستاره ای را از محیط مستقیم اطرافش و تابش زمینه کیهانی که در همه جا حضور دارد، جذب می کند. این فرایند اولیه ای است که به نظر می رسد سیاهچاله های کلان جرم طی آن شکل می گیرند.^[۶۸] فرایندی مشابه نیز برای تشکیل سیاهچاله های جرم متوسط در خوشه های ستاره‌ای کروی پیشنهاد شده است.^[۷۶]

امکان دیگر برای رشد یک سیاهچاله آمیختن با اجرام دیگر مانند ستارگان یا سایر سیاهچاله هاست. این نظریه به خصوص برای سیاهچاله های کلان جرم نخستین که منشا پیدایش بسیاری از اچسام کوچکتر بوده اند اهمیت پیدا می کند.^[۶۸] این فرایند همچنین به عنوان مبدا پیدایش برخی از سیاهچاله های با جرم متوسط پیشنهاد شده است.^[۷۷]^[۷۸]

تبخیر

در سال ۱۹۷۴ عاوکینگ نشان داد که سیاهچاله ها کاملا سیاه نیستند بلکه مقادیر اندکی تابش گرمایی دارند ^[۲۹] او این نتیجه را از بکارگیری نظریه میدان‌های کوانتومی در یک زمینه سیاهچاله ای ایستا به دست آورد. نتیجه این محاسبات این بود که سیاهچاله ها باید ذراتی را در 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 از روشهای مختلف سنجیده اند..^[۷۹] چنانچه این نظریه تابش سیاهچاله ها درست باشد انتظار می رود که سیاهچاله ها یک طیف گرمایی ساطع کنند که منجر به کاهش جرم آنها می شود. این کاهش جرم مربوط به جرم فوتونها و دراتی است که تابیده می شوند. سیاهپاله ها در طول زمان تبخیر می شوند و کوچکتر می گردند. دمای این طیف (دمای عاوکینگ) با گرانش سطحی یک سیاهچاله مرتبط است که در مورد سیاهچاله های شوارتزشیلد نسبت معکوسی با جرم دارند و در نتیجه سیاهچاله های بزرگتر تابش کمتری از سیاهچاله های کوچکتر دارند.^[۸۰]

یک سیاهچاله ستاره وار با جرمی برابر یک جرم خورشیدی ، دمای هاوکینگی در حدود ۱۰۰ نانو کلوین دارد. این دما بسیار کمتر ازدمای ۲٫۷ کلوینی تابش زمینه کیهانی است. سیاهچاله های ستاره ای و سیاهچاله های بزرگتر از آنها بیش از آنکه از طریق تابش هاوکینگ جرم از دست بدهند، از تابش زمینه کیهانی جرم به دست می آورند. در نتیجه به جای کوچکتر شدن رشد می کنند. برای اینکه یک سیاهچاله بتواند تبخیر شود باید دمای تابش هاوکینگ آن بیشتر از ۲٫۷ کلوین باشد واین بدان معنی است که می بایست از ماه سبکتر باشد و نتیجتا قطری کمتر از یک دهم میلیمتر داشته باشد.^[۸۱]

از سوی دیگر اگر سیاهچاله ای کوچک باشد انتظار می رود که تابش آن بسیار قویتر باشد. حتی سیاهچاله ای 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. سیاهچاله های کوچکتر حتی با سرعت بیشتری تبخیر می شوند. البته برای چنین سیاهچاله کوچکی اثرات گرانش کوانتومی نقش مهمی ایفا می کنند وممکن است -هرچند که از دانسته های فعلی در مورد گرانش کوانتومی چنین امری محتمل به نظر نمی رسد^[۸۲] - به صورت فرضی چنین سیاهچاله کوچکی را پایدار سازند.^[۸۳]

طبقه بندی بر اساس جرم

سیاهچاله ها را عموما بر مبنای جرمشان و مستقل از بار و تکانه زاویه ای دسته بندی کی کنند. براین اساس سیاهچاله هارا می توان به چهار دسته تقسیم نمود. اندازه یک سیاهچاله که با شعاع افق رویداد (شعاع شوارتزشیلد)آن سنجیده می شود با جرم آن طبق رابطه زیر به طور تقریبی متناسب است:^[۸۴]

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

این رابطه تنها در مورد سیاهچاله هایی با تکانه زاویه ای و بار الکتریکی صفر دقیق خواهد بود و در مورد سیاهچاله های کلی تر به صورت تقریبی و با اختلافی تا حتی دو برابر در برخی موارد، صادق است

دسته بندی سیاهچاله ها
دسته	جرم	اندازه
سیاهچاله های کلان جرم	~۱۰^۵–۱۰^۹ M_Sun	~۰٫۰۰۱–۱۰ AU
سیاهچاله های جرم متوسط	~۱۰^۳ M_Sun	~۱۰^۳ km = R_Earth
سیاهچاله های ستاره وار	~۱۰ M_Sun	~۳۰ km
ریزسیاهچاله ها	تا~M_Moon	تا ~۰٫۱ mm

سیاه چاله‌های کلان جرم

جرمی بین چندميليون تا چند ميليارد برابر جرم خورشید دارند و پیش بینی می‌شود که در مرکز همه کهکشان‌ها از جمله کهکشان راه شیری وجود داشته باشند.^[۸۵]^[۸۶]

کهکشان نزدیک زن برزنجیر یا امرات السلسله در فاصله ۲٫۵ میلیون سال نوری سیاهچاله مرکزی به جرم ۱۰^۸×(۲٫۳-۱٫۱) جرم خورشیدی دارد که از سیاهچاله کهکشان راه شیری بزرگتر است.^[۸۷]به نظر می رسد که بزرگترین سیاهچاله کلان جرم در نزدیکی راه شیری سیاهچاله مرکزی کهکشان مسیه ۸۷ است که جرمی برابر با ۱۰^۹×(۰٫۵±۶٫۴) جرم خورشیدی دارد که به فاصله ۵۳٫۵ میلیون سال نوری از ما قرار گرفته است.^[۸۸]^[۸۹] بزرگ‌ترین سیاهچاله شناخته شده تا تاریخ نوامبر ۲۰۰۸، سیاه چاله OJ 287 در صورت فلکی خرچنگ است که در فاصله ۳٫۵ میلیارد سال نوری واقع شده است و جرم آن ۱۸ میلیارد برابر جرم خورشید است.^[۹۰]

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 برایند. یکی از روش‌های مشاهد‌هٔ این گونه سیاهچاله‌ها یافتن منابع اشعه با شدت زیاد است.منابع فوق درخشان پرتو ایکس در کهکشانهای نزدیک ممکن است سیاهچاله جرم متوسط باشند.^[۹۱]^[۹۲]. این منابع فوق درخشان پرتو ایکس در نواحی شکل گیری ستاره ها (مانند مسیه ۸۲) مشاهده شده است و به نظر می رسد که با خوشه های ستاره ای جوانی که در آن نواحی یافت می شوند مرتبط اند. روش دیگر تشخیص آنها ممکن است مشاهده تابش گرانشی منتشر شده از جسم فشرده باقیمانده ای است که به دور سیاهچاله جرم متوسط می گردد.^[۹۳] رابطه ام-سیگما نیز وجود سیاهچاله هایی به اندازه ۱۰^۴ تا ۱۰^۶ جرم خورشیدی را در کهکشانهای کم نور پیش بینی می کند. هیچ راه مستقیمی برای شکل گیری آنان شناخته نشده‌است اما محتمل است این نوع از برخورد سیاهچاله‌های با جرم کمتر شکل می‌گیرد. نطریه دیگری نیز آنها را سیاهچاله های نخستینی می داند که در مه بانگ شکل گرفته اند. نطریه سومی نیز آنها را حاصل از برخورد ستارگان بزرگ در خوشه های ستاره ای متراکم می دانند که حاصل این برخورد به یک سیاهچاله میان جرم رمبش می کند

سیاهچاله‌های ستاره‌وار

این سیاهچاله‌هااز رمبش گرانشی ستاره‌های بزرگ بوجود می ایند.^[۹۴].این سیاهچاله ها جرمی بین سه تا چند ده برابر جرم خورشید دارند.^[۹۵] بهترین نامزدهای احتمالی برای این دسته از سیاهچاله‌ها، منظومه های دوتایی گسیل کننده اشعه X هستند که در اوایل دهه هفتاد مورد توچه قرار گرفتند. یکی از دو جسم در این منظومه ها قابل مشاهده نیست که نامزد سیاهچاله بودن است. ماده از ستاره ندیم به سیاهچاله می ریزد و پرتو ایکس تابش می کند.^[۹۶]^[۹۷]^[۹۸]

نمونه ای از این منظومه های 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 می شود.

ریزسیاهچاله‌ها

این سیاهچاله ها سیاهچاله های 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 سیاهچاله های مکانیم کوانتومی نیز شناخته می شوند.^[۹۹] محاسبات هاوکینگ نشان می دهد که هرچه سیاهچاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است و در نتیجه ریزسیاهچاله ها در صورت بوجود آمدن احتمالا در لحطه ای تبخیر شده و منفجر می گردند.^[۱۰۰]

شواهد تجربی

سیاهچاله ها به خودی خود هیچ سیگنالی به جز تابش فرضی هاوکینگ از خود منتشر نمی کنند و از آنجاییکه این تابش در مورد یک سیاهچاله اختر فیزیکی بسیاز ضعیف است هیچ راهی وجود ندارد که بتوان مستقیما از روی زمین سیاهچاله های اختر فیزیکی را ردیابی نمود. تنها استثنایی که ممکن است تابش هاوکینگ ضعیفی نداشته باشد، آخرین مرحله تبخیر سیاهچاله های کم جرم نخستین است. جستجو برای یافتن چنین تابشهایی در گذشته ناموفق بوده است و این موضوع محدودیتهایی بر امکان وجود سیاهچاله های نخستین با جرم کم وارد می کند..^[۱۰۱] تلسکوپ فضایی پرتوی گامای فرمی ناسا که در سال ۲۰۰۸ به فضا فرستاده شد به جستجو برای وجود این نشانه ها ادامه خواهد داد.^[۱۰۲]

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

بر افزایش ماده

حلقهٔ تجمعی بسیار داغ و چرخان پیرامون سیاهچاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون سیاهچاله‌است آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاهچاله‌ها است. به خاطر حفظ تکانه زاویه ای گازهایی که به چاه گرانشی یک جسم پرجرم سقوط می کنند ساختاری قرص مانند در اطراف جسم ایجاد می کنند. اصطکاک درون قرص سبب می شود تا تکانه زاویه ای به سوی بیرون منتقل شود و ماده بیشتر به سمت داخل سقوط می کند و انرژی پتانسیلی آزاد می کند که دمای گاز را افزایش می دهد.^[۱۰۳] در مورد اجرام فشرده همچون کوتوله های سفید، ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها، گاز در نواحی داخلی به اندازه ای داغ می شود که تابش بسیاری (عمدتا پرتو ایکس) از خود گسیل می کند که توسط تلسکوپها قابل ردیابی است. این فرایند برافزایش یکی از کارا ترین فرایندهای تولید انرژی است که تاکنون شناخته شده است. تا ۴۰٪ باقیمانده ماده برافزوده ممکن است از طریق تابش منتشر شود^[۱۰۳]( در یک شکافت هسته ای تنها ۰٬۷٪ از باقی جرم به صورت انرژی منتشر می شود). در بسیاری از موارد این قرص با فواره های نسبیتی همراه است که در امتداد قطبها منتشر می شوند و انرژی بسیاری در خود دارند. مکانیزم تشکیل این فواره ها هنوز به درستی فهمیده نشده است.

بسیاری از پدیده های پرانرژی تر در جهان به برافزایش ماده در سیاهچاله ها نسبت داده می شود. به طور خاص، هسته کهکشانی فعال و اختروش ها گمان می شود که قرص های بر افزایشی سیاهچاله های کلان جرم باشند. به همین ترتیب گمان می رود که دوتایی های پرتو ایکس منظومه های دوتایی هستند که یکی از این دو ستاره جسمی فشرده است که ماده را از ستاره ندیم برافزایش می کند. همچنین پیشنهاد شده است که برخی از منابع فوق درخشان پرتو ایکس ممکن است قرص های برافزایشی سیاهچاله های جرم متوسط باشند.^[۱۰۴]

دوتایی های پرتو ایکس

دوتایی های پرتو ایکس یا ستاره های دوتایی که در قسمت پرتو ایکس طیف ، روشن هستند. این تابشهای پرتو ایکس گمان می رود که توسط یکی از ستاره ها ایجاد می شود که جسمی فشرده است و ماده را از ستاره معمولی همراهش برافزایش می کند. حضور یک ستاره معمولی در این منظومه های دوتایی موقعیتی منحصر به فرد برای مطالعه جسم دیگر و بررسی سیاهچاله بودن آن در اختیار می گذارد.

اگر چنین منظومه ای سیگنالهایی منتشر کند که رد آن مستقیما به جسم فشرده برسد، این جسم نمی تواند سیاهچاله باشد؛ هرچند که نبودن این سیگنال نیز احتمال ستاره نوترونی بودن جسم فشرده را ازبین نمی برد. با مطالعه ستاره ندیم (همراه) اغلب می توان پارمترهای مداری منظومه را بدست آورده و تخمینی برای جرم جسم فشرده ارائه کرد. اگر این جرم به میزان قابل توجهی از حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف ( که در واقع بیشینه جرم ممکن برای یک ستاره نوترونی پیش از رمبش است) بیشتر باشد، دیگر این جسم نمی تواند ستاره نوترونی باشد و پندار عمومی بر سیاهچاله بودن آن است.^[۹۴]

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.^[۱۰۵]^[۱۰۶] ^[۱۰۷]^[۱۰۸] هرچند که تردیدهایی در مورد سیاهچاله بودن آن وجود دارد زیرا ستاره ندیم از ستاره ای که نامزد سیاهچاله بودن است بسیار سنگین تر است.^[۹۴] اکنون نامزدهای بهتری برای سیاهچاله بودن در رده دوتایی های پرتو ایکس شناخته شده اند که متغیرهای پرتو ایکس نرم نامیده می شوند.^[۹۴] در این منظومه ها ستاره ندیم نسبتا کم جرم است و اجازه تخمین دقیقتری برای جرم سیاهچاله می دهد. افزون بر این، این منظومه ها 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 می سازد. یکی از بهترین این دسته از نامزدهاسیگنی وی-۴۰۴ (V404 Cygni) است.

نوسان های نیمه متناوب

انتشار پرتو ایکس از قرصهای برافزایشی در بسامد های مشخصی دچار سوسو زدن می شود. این سیگنالها را نوسان های نیمه متناوب می نامند. گمان می رود که این سیگنالها ناشی از حرکت ماده در لبه داخلی قرص برافزایشی باشند(درونی ترین مدار دایره ای پایدار) و به همین دلیل با جرم جسم فشرده مرتبط اند. از این رو گاهی به عنوان راه جایگزینی برای تعیین جرم سیاهچاله های احتمالی به کار می روند.^[۱۰۹]

هسته کهکشانی

اختر شناسان برای توصیف کهکشانهایی که ویژگیهای غیرمعمولی مانند خط طیفی غیرمعمولی و یا تابش های رادیوی بسیار قوی دارند، از واژه کهکشان فعال استفاده می کنند. مطالعات نظری و تجربی نشان داده اند که فعالیت این هسته های کهکشانی فعال(AGN) را می توان با استفاده از سیاهچاله های کلان جرم توضیح داد. این گونه مدلهای هسته های کهکشانی فعال از یک سیاه‌چاله کلان‌جرم، یک قرص برافزایشی و دو فواره عمود بر قرص برافزایشی تشکیل می شوند.^[۱۱۰]^[۱۱۱]

اگرچه انتظار می رود که سیاهچاله های کلان جرم در مرکز همه هسته های کهکشانی فعال حضور داشته باشند؛ اما تنها برخی از هسته های کهکشانی مورد مطالعه دقیق برای شناسایی و اندازه گیری جرم واقعی این نامزدهای سیاهچاله کلان جرم، قرار گرفته اند. برخی از مهمترین کهکشانها با نامزدهایی برای سیاهچاله کلان جرم عبارتند از : کهکشان زن برزنجیر(امرات السلسه)، مسیه ۳۲، مسیه ۸۷، ان‌جی‌سی ۳۱۱۵، ان‌جی‌سی ۳۳۷۷، ن‌جی‌سی ۴۲۵۸ و کهکشان کلاه‌مکزیکی.^[۱۱۲]

امروزه به گستردگی پذیرفته شده است که در مرکز همه(تفریبا) کهکشانها ( نه تنها کهکشانهای فعال) یک سیاهچاله کلان جرم قرار گرفته است.^[۸۵] همبستگی تجربی نزدیک بین جرم این چاله و پراکندگی سرعت در بخش برآمده خود کهکشان که به رابطه ام-سیگما (M-Sigma)معروف است، قویا پیشنهاد می کند که ارتباطی بین شکل گیری سیاهچاله و شکل گیری خود کهکشان وجود دارد.^[۱۱۳]

در حال حاضر بهترین گواه برای یک سیاهچاله کلان جرم از مطالعه حرکات خاص ستارگان در نزدیکی مرکز کهکشان راه شیری خودمان به دست می آید.^[۱۱۴] از سال ۱۹۹۵ اختر شناسان حرکت ۹۰ ستاره را در ناحیه ای به نام کمان ای* ردیابی نموده اند. با تطبیق حرکت این ستارگان بر 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.^[۱۱۵] از آن زمان تا کنون یکی از این ستارگان - به نام اس-۲ - یک مدار کامل را پیموده است. آنها موفق شدند از روی داده های مداری، محدودیتهای مناسبتری برای جرم و اندازه این شی- که باعث حرکت مداری ستارگان ناحیه کمان ای* می شود- وضع کنند. آنها دریافتند که یک جرم کروی برابر ۴٫۳ میلیون جرم خورشیدی در ناحیه ای به شعاع ۰٫۰۰۲ سال نوری قرار گرفته است.^[۱۱۴] اگرچه این شعاع تقریبا ۳۰۰۰ بربار شعاع شوارتزشیلد متناظر با این جرم است، اما حداقل با این حقیقت که جسم مرکزی یک سیاهچاله کلان جرم باشد سازگار است.^[۱۱۵]

همگرایی گرانشی

تغییر شکل فضا زمان در اطراف یک جسم سنگین سبب می شود که پرتوهای نور شبیه به آنچه که در یک عدسی نوری رخ می دهد، همگرا شوند. این پدیده به نام همگرایی گرانشی خوانده می شود. مشاهداتی از یک همگرایی گرانشی بسیار ضعیف صورت گرفته است که فوتونها را تنها به اندازه چند ثانیه قوسی خم می کند. هرچند که این پدیده هرگز مستقیما برای یک سیاهچاله مشاهده نشده است.^[۱۱۶] یک راه ممکن برای مشاهده همگرایی گرانشی توسط یک سیاهچاله می تواند مشاهده ستاره ها در مدار پیرامون سیاهچاله باشد. چندین نامزد مختلف برای چنین مشاهداتی در ناحیه کمان-ای* وجود دارند.^[۱۱۶]

امواج گرانشی

یکی از راه‌های کشف سیاهچاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از حیث شکل نامتقارن تشعشع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیش کسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده‌است که حاکی از ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتن‌های 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.^[۱۱۷]

امکانهای دیگر

شاهد تجربی سیاهچاله های ستاره ای 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 شده اند بستگی دارد. فازهای جدید و عجیب ماده ممکن است این حد را بالاتر ببرند.^[۹۴] فازی از ماده که دارای کوارکهای آزاد با چگالی بالا ممکن است اجازه وجود ستاره های کوارکی چگال را بدهد^[۱۱۸] and some supersymmetric models predict the existence of Q stars.^[۱۱۹] و برخی مدلهای اَبَرْتقارنی نیز وجود ستارگان کیو را پیش بینی می کنند. برخی از گسترشهای مدل استاندارد ادعای وجود ذراتی به نام پرئون را دارند که از اجزای بنیادی سازنده کوارکها و لپتونها هستند که به طور فرضی ممکن است تشکیل ستاره های پرئونی را بدهند.^[۱۲۰] این مدلهای فرضی پتانسیل آن را دارند که گروهی از مشاهدات مربوط به نامزدهای سیاهچاله های ستاره ای را توضیح دهند، هرچند که مباحث عمومی نسبیت عام نشان می دهد که هر گونه ای از این ستاره های فرضی نیز جرم بیشینه ای خواهند داشت.^[۹۴]

ازآنجا که چگالی متوسط یک سیاهچاله در درون شعاع شوارتزشیلدش با مربع جرم آن نسبت معکوس دارد.چگالی سیاهچاله های کلان جرم بسیار کمتر از چگالی سیاهچاله های ستاره ای است (چگالی متوسط سیاهچاله ای به جرم ۱۰^۸ جرم خورشیدی با چگالی آب قابل مقایسه است). متعاقبا فیزیک ماده تشکیل دهنده یک سیاهچاله کلان جرم بسیار بهتر فهمیده شده است و گاهی از مدلهای جایگزینی برای توضیح مشاهدات مربوط به سیاهچاله های کلان جرم استفاده می شود که دنیوی ترند.مثلا می توان یک سیاهچاله کلان جرم را به عنوان دسته ای از اجسام بسیار تاریک در نظر گرفت هرچند که این گونه مدلهای توضیحی جایگزینی به اندازه کافی استوار نیستند که بتوانند نامزدهای سیاهچاله های کلان جرم را توضیح دهند.^[۹۴]

شواهد موجود در مورد سیاهچاله های ستاره ای و کلان جرم حاکی از آن هستند که برای اینکه سیاهچاله ها 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 پیش بینی شده در مورد یک تئوری گرانش کوانتومی این است که نقطه تکینگی نخواهد داشت (و در نتیجه سیاهچاله ای وجود نخواهد داشت).^[۱۲۱] در سالهای اخیر مدل فازبال در نظریه ریسمان بیشترین توجه را به خود جلب نموده است. برپایه محاسبات انجام شده در شرایط بخصوص در نظریه ریسمان این گونه پیشنهاد می شود که وضعیتهای منفرد یک سیاهچاله، افق رویداد یا تکینگی ندارند اما برای یک ناظر کلاسیک/نیمه کلاسیک ، میانگین آماری این وضعیتهای منفرد همچون سیاهچاله ای معمولی در نسبیت عام به نظرمی رسد.^[۱۲۲]

پرسشهای باز

انتروپی و ترمودینامیک

در سال ۱۹۷۱ هاوکینگ نشان داد که در شرایط عمومی^{[Note ۳]} مساحت کل افقهای رویداد هر مجموعه ای از سیاهچاله ها هرگز نمی تواند کاهش یابد حتی اگر با یکدیگر برخورد و در هم ادغام شوند.^[۱۲۳] این نتیجه که امروزه به عنوان قانون دوم مکانیک سیاهچاله ها شناخته می شود شباهت قابل توجهی با قانون دوم ترمودینامیک دارد که بیان می کند که انتروپی کل سیستم هرگز کاهش نمی یابد. تصور می شد که سیاهچاله ها هم همچون اجسام کلاسیکی که در دمای صفر مطلق هستند، انتروپی صفر دارند. پذیرش این تصور سبب نقض فانون دوم ترمودینامیک نقض می شود زیرا با ورود ماده دارای انتروپی به سیاهچاله بدون انتروپی، انتروپی کل در جهان به اندازه انتروپی ماده ای که جذب سیاهچاله شده کاهش می یابد. از این رو بکنشتین پیشنهاد داد که یک سیاهچاله باید انتروپی داشته باشد و انتروپی آن با مساحت افق رویدادش متناسب است.^[۱۲۴]

پیوند با قوانین ترمودینامیک وقتی فویتر شد که هاوکینگ کشف کرد که طبق نظریه میدان‌های کوانتومی یک سیاهچاله باید تابش جسم سیاه در دمای ثابت را گسیل کند. به نظر می رسد که این به معنای نقض قانون دوم مکانیک سیاهچاله ها باشد زیرا این تابش انرژی را از سیاهچاله می گیرد و باعث انقباض آن می شود. هرچند که این تابش مقداری از انتروپی را نیز به بیرون منتقل می کند و تحت شرایط کلی می توان اثبات نمود که مجموع انتروپی ماده ای که سیاهچاله و یک چارم افق رویداد آن را قراگرقته است دائما رو به افزایش است. این موضوع اجازه فرمولبندی قانون اول مکانیک سیاهچاله ها را می دهد که معادل قانون اول ترمودینامیک است با این تفاوت که به جای انرژی، جرم؛ به جای دما، گرانش سطحی و به جای انتروپی، مساحت قرار می گیرد.^[۱۲۴]

یکی از ویژگیهای گیج کننده این است که انتروپی یک سیاهچاله با مساحت آن تغییر می کند تا حجم آن، حال آنکه انتروپی کمیتی وابسته به حجم است که به صورت خطی با تغییر حجم تغییر می کند. این ویژگی عجیب، جرارد توفت و لئونارد ساسکیند را بر آن داشت تا اصل هولوگرافیک را ارائه دهند که پیشنهاد می کند که هر چیزی که درون حجمی از فضا-زمان رخ می دهد را می توان با داده های روی مرز آن حجم توصیف نمود.^[۱۲۵]

اگرچه می توان از نسبیت عام برای محاسباتی نیمه کلاسیک انتروپی سیاهچاله ها اسفتاده نمود، اما این شرایط از لحاظ نظری رضایت بخش نیست. در مکانیک آماری انتروپی عبارت است از شمار پیکربندهای میکروسکوپیک یک سیستم که خواص میکروسکوپیک یکسانی (مانند جرم، بار، دما و...) دارند. بدون یک نظریه قابل قبول برای گرانش کوانتومی انجام چنین محاسباتی برای سیاهچاله ها 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 ابرمتقارن در نظریه ریسمان می توان فرمول انتروپی هاوکینگ-بکنشتین را دوباره به دست آورد.^[۱۲۶] از آن زمان تاکنون نتایج مشابهی برای سیاهچاله های متفاوت هم در نظریه ریسمان و هم در سایر دیدگاهها به گرانش کوانتومی (مانند گرانش کوانتومی حلقه) گزارش شده اند.^[۱۲۷]

یگانگی سیاهچاله ها

یکی از پرسشهای باز در فیزیک پایه ، پارادوکس اطلاعات گمشده و یا پارادوکس یگانگی سیاهچاله است. به طور کلاسیک قوانین فیزیک در هر دو جهت مستقیم و معکوس یکسان عمل می کنند. نظریه لیوویل (هامیلتونی) نگهداری حجم فضای فاز را - که می توان از آن به نگهداری اطلاعات تعبیر نمود - را ضروری می داند، در نتیجه حتی در فیزیک کلاسیک هم مشکلاتی وجود دارد. در مکانیک کوانتومی این مسئله متناظر با با یکی از خواص اساسی به نام یگانگی است که با نگهداری احتمالات مرتبط است. (آن را می توان به عنوان نگهداری حجم فضای فاز کوانتومی، همانگونه که در ماتریس چگالی توصیف می شوند نیز در نظر گرفت)^[۱۲۸]

شمار سیاهچاله‌ها در جهان

شمار سیاهچاله ها 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 تقریبا یکی به اندازه ای بزرگ هست که به سیاهچاله تبدیل شود. پس کهکشان ما باید در حدود صد میلیون سیاهچاله ستاره ای داشته باشد. اما تاکنون تنها یک دوجین از آنها شناسایی شده اند. از آنجا که در محدوده ای از جهان که از زمین قابل مشاهده است در حدود صد میلیارد کهکشان وجود دارد وسیاهچاله های 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.^[۱۲۹]

نظریه جهان‌های درون سیاهچالگان

نیکدوم پاپلاوسکی؛ فیزیک دان نظری؛ از دانشگاه ایندیانا پیشنهاد کرده است که ممکن است جهان ما درون سیاهچاله ای قرار گرفته باشد که خود آن در جهانی بزرگتر واقع شده است.^[۱۳۰]^[۱۳۱]^[۱۳۲]^[۱۳۳]^[۱۳۴]^[۱۳۵]^[۱۳۶] نظریه پاپلاوسکی جایگزینی برای نظریه وجود تکینگی گرانشی در سیاهچاله هاست. او توضیحی نظری بر مبنای پیچش فضا زمان ارائه می دهد.^[۱۳۷] پاپلاوسکی پیشنهاد می کند که اگر چگالی ماده در یک سیاهچاله به ۱۰^۵۰ کیلوگرم بر متر مکعب برسد، پیچش به عنوان نیرویی به مقابله با گرانش تبدیل می شود و به جای تشکیل تکینگی برود همچون فنر فشرده ای که به آن فشار وارد شده است باز می شود.^[۱۳۸]^[۱۳۹] او عنوان نموده است که میزان بسیار بالای پیچش ممکن است دلیل انبساط کیهانی باشد.]].^[۱۴۰]

علاوه بر این این نظریه پیشنهاد می دهد که هر سیاهچاله ای یک کرمچاله می شود که دربرگیرنده جهان در حال انبساط جدیدی است که از یک جهش بزرگ در سیاهچاله بوجود آمده است. بنابراین سیاهچاله های مرکز کهکشان ها ممکن است پلهایی به جهانهای دیگر باشند.^[۱۴۱]^[۱۴۲]^[۱۴۳] بنابراین جهان خود ما نیز ممکن است درون سیاهچاله ای باشد که خود در جهانی بزرگتر قرار گرفته است که پیشتر از این توسط راج پاتیرا مطرح شده بود.^[۱۴۴]

جستارهای وابسته

پیوند به بیرون

Stanford Encyclopedia of Philosophy: "Singularities and Black Holes" by Erik Curiel and Peter Bokulich.
"Black hole" on Scholarpedia.
Black Holes: Gravity's Relentless Pull—Interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
FAQ on black holes
"Schwarzschild Geometry"
Advanced Mathematics of Black Hole Evaporation

تصویری

یادداشتها

↑ ^[۳۹]مجموعه مسیر های ممکن یا به عبارت دقیقتر قیف نور آینده که شامل همه خطهای جهانی ممکن(در این نمودار با شبکه های زرد-آبی نمایش داده شده اند.), بدین شکل در مختصات ادینگتون-فینکلشتین خم می شوند (نموداریک نسخه کارتونی از نمودار مختصات فینکلشتین-ادینگتون است.),اما در سایر مختصات ها قیف های نوری بدین شکل خم نمی شوند مثلا درمختصات شوارتزشیلد چنانچه به افق رویداد نزدیک شویم، نازک می شوند اما خم نمی گردند، ودر مختصات کروسکال-سزکرس قیف های نوری شکل یا جهت گیریشان را تغییر نمی دهند.
↑ این تنها در مورد فضاهای چهار بعدی صادق است. در ابعاد بالاتر امکان توپولوژیهای پیچیده تری مانند حلقه سیاه پدید می آید.^[۴۶]^[۴۷]
↑ به طور خاص او در نظر گرفت که شرط انرژی ضعیف برای تمام مواد صادق است

منابع

↑ (Wald 1984، صص. 299–300)
↑ Davies, P. C. W. (1978). "Thermodynamics of Black Holes" (PDF). Reports on Progress in Physics. 41 (8): 1313–1355. Bibcode:1978RPPh...41.1313D. doi:10.1088/0034-4885/41/8/004.
↑ Lifting the scientific veil: science appreciation for the nonscientist. Paul Sukys. Rowman & Littlefield, 1999. ISBN 0-8476-9600-6 pp.227
↑ John Wheeler: 1911-2008 - physicsworld.com
↑ Michell, J. (1784). "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". Philosophical Transactions of the Royal Society. 74 (0): 35–57. Bibcode:1784RSPT...74...35M. doi:10.1098/rstl.1784.0008. JSTOR 106576.
↑ Gillispie, C. C. (2000). Pierre-Simon Laplace, 1749-1827: a life in exact science. Princeton paperbacks. Princeton University Press. p. 175. ISBN 0691050279.
↑ Israel, W. (1989). "Dark stars: the evolution of an idea". In Hawking, S. W.; Israel, W. (eds.). 300 Years of Gravitation. Cambridge University Press. ISBN 9780521379762.
↑ ^۸٫۰ ^۸٫۱ Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 7: 189–196. and Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 18: 424–434.
↑ Droste, J. (1915). "On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation". Koninklijke Nederlandsche Akademie van Wetenschappen Proceedings. 17 (3): 998–1011.
↑ 't Hooft, G. (2009). "Introduction to the Theory of Black Holes" (PDF). Institute for Theoretical Physics / Spinoza Insitute: 47–48. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help)
↑ Venkataraman, G. (1992). Chandrasekhar and his limit. Universities Press. p. 89. ISBN 817371035X.
↑ Detweiler, S. (1981). "Resource letter BH-1: Black holes". American Journal of Physics. 49 (5): 394–400. Bibcode:1981AmJPh..49..394D. doi:10.1119/1.12686.
↑ Harpaz, A. (1994). Stellar evolution. A K Peters. p. 105. ISBN 1-568-81012-1.
↑ Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
↑ Finkelstein, D. (1958). "Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle". Physical Review. 110 (4): 965–967. Bibcode:1958PhRv..110..965F. doi:10.1103/PhysRev.110.965.
↑ Kruskal, M. (1960). "Maximal Extension of Schwarzschild Metric". Physical Review. 119 (5): 1743. Bibcode:1960PhRv..119.1743K. doi:10.1103/PhysRev.119.1743.
↑ Hewish, A. (1970). "Pulsars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 8 (1): 265–296. Bibcode:1970ARA&A...8..265H. doi:10.1146/annurev.aa.08.090170.001405.
↑ Hewish, A.; et al. (1968), "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source", Nature, 217 (5130): 709–713, Bibcode:1968Natur.217..709H, doi:10.1038/217709a0
↑ Pilkington, J. D. H.; et al. (1968), "Observations of some further Pulsed Radio Sources", Nature, 218 (5137): 126–129, Bibcode:1968Natur.218..126P, doi:10.1038/218126a0
↑ Newman, E. T.; et al. (1965), "Metric of a Rotating, Charged Mass", Journal of Mathematical Physics, 6 (6): 918, Bibcode:1965JMP.....6..918N, doi:10.1063/1.1704351
↑ Israel, W. (1967). "Event Horizons in Static Vacuum Space-Times". Physical Review. 164 (5): 1776. Bibcode:1967PhRv..164.1776I. doi:10.1103/PhysRev.164.1776.
↑ Carter, B. (1971). "Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom". Physical Review Letters. 26 (6): 331. Bibcode:1971PhRvL..26..331C. doi:10.1103/PhysRevLett.26.331.
↑ Carter, B. (1977). "The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations". Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity. pp. 243–254.
↑ Robinson, D. (1975). "Uniqueness of the Kerr Black Hole". Physical Review Letters. 34 (14): 905. Bibcode:1975PhRvL..34..905R. doi:10.1103/PhysRevLett.34.905.
↑ ^۲۵٫۰ ^۲۵٫۱ Heusler, M. (1998). "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond". Living Reviews in Relativity. 1 (6). Retrieved 2011-02-08.
↑ ^۲۶٫۰ ^۲۶٫۱ Penrose, R. (1965). "Gravitational Collapse and Space-Time Singularities". Physical Review Letters. 14 (3): 57. Bibcode:1965PhRvL..14...57P. doi:10.1103/PhysRevLett.14.57.
↑ Ford, L. H. (2003). "The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes". International Journal of Theoretical Physics. 42 (6): 1219. doi:10.1023/A:1025754515197.
↑ Bardeen, J. M.; Carter, B.; Hawking, S. W. (1973). "The four laws of black hole mechanics". Communications in Mathematical Physics. 31 (2): 161–170. Bibcode:1973CMaPh..31..161B. doi:10.1007/BF01645742. MR 0334798. Zbl 1125.83309.{{cite journal}}: نگهداری CS1: قالب MR (link)
↑ ^۲۹٫۰ ^۲۹٫۱ Hawking, S. W. (1974). "Black hole explosions?". Nature. 248 (5443): 30–31. Bibcode:1974Natur.248...30H. doi:10.1038/248030a0.
↑ Quinion, M. (26 April 2008). "Black Hole". World Wide Words. Retrieved 2008-06-17.
↑ (Carroll 2004، ص. 253)
↑ Thorne, K. S.; Price, R. H. (1986). Black holes: the membrane paradigm. Yale University Press. ISBN 9780300037708.
↑ Anderson, Warren G. (1996). "The Black Hole Information Loss Problem". Usenet Physics FAQ. Retrieved 2009-03-24.
↑ Preskill, J. (1994-10-21). Black holes and information: A crisis in quantum physics (PDF). Caltech Theory Seminar.
↑ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. (2007), Perspectives on Astronomy, Cengage Learning, p. 167, ISBN 0495113522
↑ Shapiro, S. L.; Teukolsky, S. A. (1983). Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects. John Wiley and Sons. p. 357. ISBN 0471873160.
↑ Wald, R. M. (1997). "Gravitational Collapse and Cosmic Censorship". arXiv:gr-qc/9710068. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)
↑ McClintock, J. E.; Shafee, R.; Narayan, R.; Remillard, R. A.; Davis, S. W.; Li, L.-X. (2006). "The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105". Astrophysical Journal. 652 (1): 518–539. arXiv:astro-ph/0606076. Bibcode:2006ApJ...652..518M. doi:10.1086/508457.
↑ (Thorne، Misner و Wheeler 1973، ص. 848)
↑ (Wheeler 2007، ص. 179)
↑ (Carroll 2004، Ch. 5.4 and 7.3)
↑ (Carroll 2004، ص. 217)
↑ (Carroll 2004، ص. 218)
↑ "Inside a black hole". Knowing the universe and its secrets. Retrieved 2009-03-26.
↑ (Carroll 2004، ص. 222)
↑ Emparan, R.; Reall, H. S. (2008). "Black Holes in Higher Dimensions". Living Reviews in Relativity. 11 (6). arXiv:0801.3471. Bibcode:2008LRR....11....6E. Retrieved 2011-02-10.
↑ Obers, N. A. (2009). Papantonopoulos, Eleftherios (ed.). "Black Holes in Higher-Dimensional Gravity". Lecture Notes in Physics. 769: 211–258. arXiv:0802.0519. doi:10.1007/978-3-540-88460-6.
↑ (hawking و ellis 1973، Ch. 9.3)
↑ (Carroll 2004، ص. 205)
↑ (Carroll 2004، صص. 264–265)
↑ (Carroll 2004، ص. 252)
↑ Lewis, G. F.; Kwan, J. (2007). "No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon". Publications of the Astronomical Society of Australia. 24 (2): 46–52. arXiv:0705.1029. Bibcode:2007PASA...24...46L. doi:10.1071/AS07012.
↑ (Wheeler 2007، ص. 182)
↑ (Carroll 2004، صص. 257–259 and 265–266)
↑ Droz, S.; Israel, W.; Morsink, S. M. (1996). "Black holes: the inside story". Physics World. 9 (1): 34–37. Bibcode:1996PhyW....9...34D.
↑ (Carroll 2004، ص. 266)
↑ (Wald 1984، ص. 212)
↑ Hamade, R. (1996). "Black Holes and Quantum Gravity". Cambridge Relativity and Cosmology. University of Cambridge. Retrieved 2009-03-26.
↑ Palmer, D. "Ask an Astrophysicist: Quantum Gravity and Black Holes". NASA. Retrieved 2009-03-26.
↑ ^۶۰٫۰ ^۶۰٫۱ Nitta, Daisuke; Chiba, Takeshi; Sugiyama, Naoshi (2011), "Shadows of colliding black holes", Physical Review D, 84 (6), Bibcode:2011PhRvD..84f3008N, doi:10.1103/PhysRevD.84.063008 {{citation}}: Unknown parameter |arXiv= ignored (|arxiv= suggested) (help)
↑ Nemiroff, R. J. (1993). "Visual distortions near a neutron star and black hole". American Journal of Physics. 61 (7): 619. arXiv:astro-ph/9312003. Bibcode:1993AmJPh..61..619N. doi:10.1119/1.17224.
↑ (Carroll 2004، Ch. 6.6)
↑ (Carroll 2004، Ch. 6.7)
↑ Einstein, A. (1939). "On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses". Annals of Mathematics. 40 (4): 922–936. doi:10.2307/1968902.
↑ Kerr, R. P. (2009). "The Kerr and Kerr-Schild metrics". In Wiltshire, D. L.; Visser, M.; Scott, S. M. (eds.). The Kerr Spacetime. Cambridge University Press. arXiv:0706.1109. ISBN 9780521885126.
↑ Hawking, S. W.; Penrose, R. (1970). "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology". Proceedings of the Royal Society A. 314 (1519): 529–548. Bibcode:1970RSPSA.314..529H. doi:10.1098/rspa.1970.0021. JSTOR 2416467. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)
↑ ^۶۷٫۰ ^۶۷٫۱ ^۶۷٫۲ (Carroll 2004، Section 5.8)
↑ ^۶۸٫۰ ^۶۸٫۱ ^۶۸٫۲ Rees, M. J.; Volonteri, M. (2007). "Massive black holes: formation and evolution". In Karas, V.; Matt, G. (eds.). Black Holes from Stars to Galaxies—Across the Range of Masses. Cambridge University Press. pp. 51–58. arXiv:astro-ph/0701512. ISBN 9780521863476.
↑ Penrose, R. (2002). ""Golden Oldie": Gravitational Collapse: The Role of General Relativity". General Relativity and Gravitation. 34 (7): 1141. Bibcode:2002GReGr..34.1141P. doi:10.1023/A:1016578408204.
↑ Carr, B. J. (2005). "Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?". In Suzuki, H.; Yokoyama, J.; Suto, Y.; Sato, K. (eds.). Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology. Universal Academy Press. arXiv:astro-ph/0511743. ISBN 4946443940.
↑ Giddings, S. B.; Thomas, S. (2002). "High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics". Physical Review D. 65 (5): 056010. arXiv:hep-ph/0106219. Bibcode:2002PhRvD..65e6010G. doi:10.1103/PhysRevD.65.056010.
↑ Harada, T. (2006). "Is there a black hole minimum mass?". Physical Review D. 74 (8): 084004. arXiv:gr-qc/0609055. Bibcode:2006PhRvD..74h4004H. doi:10.1103/PhysRevD.74.084004.
↑ Arkani–Hamed, N.; Dimopoulos, S.; Dvali, G. (1998). "The hierarchy problem and new dimensions at a millimeter". Physics Letters B. 429 (3–4): 263. arXiv:hep-ph/9803315. Bibcode:1998PhLB..429..263A. doi:10.1016/S0370-2693(98)00466-3.
↑ LHC Safety Assessment Group. "Review of the Safety of LHC Collisions" (PDF). CERN.
↑ Cavaglià, M. (2010). "Particle accelerators as black hole factories?". Einstein-Online. Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute). 4: 1010.
↑ Vesperini, E.; McMillan, S. L. W.; D'Ercole, A.; et al. (2010). "Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters". The Astrophysical Journal Letters. 713 (1): L41–L44. arXiv:1003.3470. Bibcode:2010ApJ...713L..41V. doi:10.1088/2041-8205/713/1/L41.
↑ Zwart, S. F. P.; Baumgardt, H.; Hut, P.; et al. (2004). "Formation of massive black holes through runaway collisions in dense young star clusters". Nature. 428 (6984): 724. arXiv:astro-ph/0402622. Bibcode:2004Natur.428..724P. doi:10.1038/nature02448. PMID 15085124.
↑ O’leary, R. M.; Rasio, F. A.; Fregeau, J. M.; et al. (2006). "Binary Mergers and Growth of Black Holes in Dense Star Clusters". The Astrophysical Journal. 637 (2): 937. arXiv:astro-ph/0508224. Bibcode:2006ApJ...637..937O. doi:10.1086/498446.
↑ Page, D. N. (2005). "Hawking radiation and black hole thermodynamics". New Journal of Physics. 7: 203. arXiv:hep-th/0409024. Bibcode:2005NJPh....7..203P. doi:10.1088/1367-2630/7/1/203.
↑ (Carroll 2004، Ch. 9.6)
↑ "Evaporating black holes?". Einstein online. Max Planck Institute for Gravitational Physics. 2010. Retrieved 2010-12-12.
↑ Giddings, S. B.; Mangano, M. L. (2008). "Astrophysical implications of hypothetical stable TeV-scale black holes". Physical Review D. 78 (3): 035009. arXiv:0806.3381. Bibcode:2008PhRvD..78c5009G. doi:10.1103/PhysRevD.78.035009.
↑ Peskin, M. E. (2008). "The end of the world at the Large Hadron Collider?". Physics. 1: 14. Bibcode:2008PhyOJ...1...14P. doi:10.1103/Physics.1.14.
↑ (Wald 1984، صص. 124–125)
↑ ^۸۵٫۰ ^۸۵٫۱ King, Andrew (2003-09-15). "Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation". The Astrophysical Journal Letters. 596: L27–L29. arXiv:astro-ph/0308342. Bibcode:2003ApJ...596L..27K. doi:10.1086/379143. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «King» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
↑ Richstone, D.; et al. (January 13, 1997). "Massive Black Holes Dwell in Most Galaxies, According to Hubble Census". 189th Meeting of the American Astronomical Society. Retrieved 2009-05-17. {{cite web}}: Explicit use of et al. in: |first= (help)
↑ Bender, Ralf (2005-09-20). "HST STIS Spectroscopy of the Triple Nucleus of M31: Two Nested Disks in Keplerian Rotation around a Supermassive Black Hole". The Astrophysical Journal. 631 (1): 280–300. arXiv:astro-ph/0509839. Bibcode:2005ApJ...631..280B. doi:10.1086/432434. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
↑ Gebhardt, Karl; Thomas, Jens (2009). "The Black Hole Mass, Stellar Mass-to-Light Ratio, and Dark Halo in M87". The Astrophysical Journal. 700 (2): 1690–1701. Bibcode:2009ApJ...700.1690G. doi:10.1088/0004-637X/700/2/1690. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link)
↑ Macchetto, F.; Marconi, A.; Axon, D. J.; Capetti, A.; Sparks, W.; Crane, P. (1997). "The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk". Astrophysical Journal. 489 (2): 579. arXiv:astro-ph/9706252. Bibcode:1997ApJ...489..579M. doi:10.1086/304823. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link)
↑ Shiga, David (10 January 2008). "Biggest black hole in the cosmos discovered". NewScientist.com news service.
↑ "Black Hole Boldly Goes Where No Black Hole Has Gone Before". ESA News. January 3, 2007. Retrieved 2006-05-24.
↑ Maccarone, T.J.; Zepf, SE; Rhode, KL; et al. (2007). "A black hole in a globular cluster". Nature. 455 (7124): 183–185. arXiv:astro-ph/0701310. Bibcode:2007Natur.445..183M. doi:10.1038/nature05434. PMID 17203062. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |last2= (help)
↑ Hopman, Clovis (2005). "Gravitational waves from remnants of ultraluminous X-ray sources". Mon.Not.Roy.Astron.Soc.Lett. 363 (1): L56–L60. arXiv:astro-ph/0506181. Bibcode:2005MNRAS.363L..56H. doi:10.1111/j.1745-3933.2005.00083.x. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
↑ ^۹۴٫۰ ^۹۴٫۱ ^۹۴٫۲ ^۹۴٫۳ ^۹۴٫۴ ^۹۴٫۵ ^۹۴٫۶ Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). "Astrophysical evidence for the existence of black holes". Classical and Quantum Gravity. 16 (12A): A3–A21. arXiv:astro-ph/9912186. doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «CMS1999» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
↑ Hughes, Scott A. (2005). "Trust but verify: The case for astrophysical black holes". arXiv:hep-ph/0511217. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)
↑ J. Casares: Observational evidence for stellar mass black holes. Preprint
↑ M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint
↑ J.E. McClintock and R.A. Remillard: Black Hole Binaries. Preprint
↑ B.J. Carr and S.B. Giddings, "Quantum black holes,"Scientific American 292N5 (2005) 30.
↑ Hawking, S. W. (1975). "Particle Creation by Black Holes". Commun. Math. Phys. 43 (3): 199–220. Bibcode:1975CMaPh..43..199H. doi:10.1007/BF02345020.
↑ Fichtel, C. E.; Bertsch, D. L.; Dingus, B. L.; et al. (1994). "Search of the energetic gamma-ray experiment telescope (EGRET) data for high-energy gamma-ray microsecond bursts". Astrophysical Journal. 434 (2): 557–559. Bibcode:1994ApJ...434..557F. doi:10.1086/174758.
↑ Naeye, R. "Testing Fundamental Physics". NASA. Retrieved 2008-09-16.
↑ ^۱۰۳٫۰ ^۱۰۳٫۱ McClintock, J. E.; Remillard, R. A. (2006). "Black Hole Binaries". In Lewin, W.; van der Klis, M. (eds.). Compact Stellar X-ray Sources. Cambridge University Press. arXiv:astro-ph/0306213. ISBN 0521826594. section 4.1.5.
↑ Winter, L. M.; Mushotzky, R. F.; Reynolds, C. S. (2006). "XMM‐Newton Archival Study of the Ultraluminous X‐Ray Population in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal. 649 (2): 730. arXiv:astro-ph/0512480. Bibcode:2006ApJ...649..730W. doi:10.1086/506579.
↑ Bolton, C. T. (1972). "Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868". Nature. 235 (5336): 271–273. Bibcode:1972Natur.235..271B. doi:10.1038/235271b0.
↑ Webster, B. L.; Murdin, P. (1972). "Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion ?". Nature. 235 (5332): 37–38. Bibcode:1972Natur.235...37W. doi:10.1038/235037a0.
↑ Rolston, B. (10 November 1997). "The First Black Hole". The bulletin. University of Toronto. Archived from the original on 2008-05-02. Retrieved 2008-03-11.
↑ Shipman, H. L. (1 January 1975). "The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole". Astrophysical Letters. 16 (1): 9–12. Bibcode:1975ApL....16....9S. doi:10.1016/S0304-8853(99)00384-4.
↑ "NASA scientists identify smallest known black hole" (Press release). Goddard Space Flight Center. 2008-04-01. Retrieved 2009-03-14.
↑ Krolik, J. H. (1999). Active Galactic Nuclei. Princeton University Press. Ch. 1.2. ISBN 0-691-01151-6.
↑ Sparke, L. S.; Gallagher, J. S. (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge University Press. Ch. 9.1. ISBN 0-521-59704-4. {{cite book}}: Check |isbn= value: checksum (help)
↑ Kormendy, J.; Richstone, D. (1995). "Inward Bound—The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. 33 (1): 581–624. Bibcode:1995ARA&A..33..581K. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.003053.
↑ Ferrarese, L.; Merritt, D. (2000). "A Fundamental Relation Between Supermassive Black Holes and their Host Galaxies". The Astrophysical Journal Letters. 539 (1): 9–12. arXiv:astro-ph/0006053. Bibcode:2000ApJ...539L...9F. doi:10.1086/312838.
↑ ^۱۱۴٫۰ ^۱۱۴٫۱ Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Trippe, S.; et al. (2009). "Monitoring Stellar Orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center". The Astrophysical Journal. 692 (2): 1075. arXiv:0810.4674. Bibcode:2009ApJ...692.1075G. doi:10.1088/0004-637X/692/2/1075.
↑ ^۱۱۵٫۰ ^۱۱۵٫۱ Ghez, A. M.; Klein, B. L.; Morris, M.; et al. (1998). "High Proper‐Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy". The Astrophysical Journal. 509 (2): 678. arXiv:astro-ph/9807210. Bibcode:1998ApJ...509..678G. doi:10.1086/306528.
↑ ^۱۱۶٫۰ ^۱۱۶٫۱ Bozza, Valerio (2009). "Gravitational Lensing by Black Holes". arXiv:0911.2187 [gr-qc].
↑ Preparata, Giuliano (1995). QED Coherence in Matter. Princeton paperbacks. World Scientific Pub Co Inc. p. 145. ISBN 9810222491.
↑ Kovacs, Z.; Cheng, K. S.; Harko, T. (2009). "Can stellar mass black holes be quark stars?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (3): 1632–1642. arXiv:0908.2672. Bibcode:2009MNRAS.400.1632K. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15571.x.
↑ Kusenko, A. (2006). "Properties and signatures of supersymmetric Q-balls". arXiv:hep-ph/0612159. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)
↑ Hansson, J.; Sandin, F. (2005). "Preon stars: a new class of cosmic compact objects". Physics Letters B. 616 (1–2): 1. arXiv:astro-ph/0410417. Bibcode:2005PhLB..616....1H. doi:10.1016/j.physletb.2005.04.034.
↑ Kiefer, C. (2006). "Quantum gravity: general introduction and recent developments". Annalen der Physik. 15 (1–2): 129. arXiv:gr-qc/0508120. Bibcode:2006AnP...518..129K. doi:10.1002/andp.200510175.
↑ Skenderis, K.; Taylor, M. (2008). "The fuzzball proposal for black holes". Physics Reports. 467 (4–5): 117. arXiv:0804.0552. Bibcode:2008PhR...467..117S. doi:10.1016/j.physrep.2008.08.001.
↑ Hawking, S. W. (1971). "Gravitational Radiation from Colliding Black Holes". Physical Review Letters. 26 (21): 1344–1346. Bibcode:1971PhRvL..26.1344H. doi:10.1103/PhysRevLett.26.1344.
↑ ^۱۲۴٫۰ ^۱۲۴٫۱ Wald, R. M. (2001). "The Thermodynamics of Black Holes". Living Reviews in Relativity. 4 (6). arXiv:gr-qc/9912119. Bibcode:1999gr.qc....12119W. Retrieved 2011-02-10.
↑ 't Hooft, G. (2001). "The Holographic Principle". In Zichichi, A. (ed.). Basics and highlights in fundamental physics. Subnuclear series. Vol. 37. World Scientific. arXiv:hep-th/0003004. ISBN 9789810245368.
↑ Strominger, A.; Vafa, C. (1996). "Microscopic origin of the Bekenstein-Hawking entropy". Physics Letters B. 379 (1–4): 99. arXiv:hep-th/9601029. Bibcode:1996PhLB..379...99S. doi:10.1016/0370-2693(96)00345-0.
↑ Carlip, S. (2009). "Black Hole Thermodynamics and Statistical Mechanics". Lecture Notes in Physics. 769: 89. arXiv:0807.4520. doi:10.1007/978-3-540-88460-6_3.
↑ Hawking, S. W. "Does God Play Dice?". www.hawking.org.uk. Retrieved 2009-03-14.
↑ HubbleSite: "How many black holes are there?"
↑ Poplawski, N. J. (2010). "Radial motion into an Einstein-Rosen bridge". Physics Letters B. 687: 110. Bibcode:2010PhLB..687..110P. doi:10.1016/j.physletb.2010.03.029.
↑ Indiana University Newsroom: "Our universe at home within a larger universe? So suggests IU theoretical physicist's wormhole research"
↑ National Geographic Daily News: "Every Black Hole Contains Another Universe?"
↑ Science Now: "Does Our Universe Live Inside a Wormhole?"
↑ Space.com: "Our Universe Was Born in a Black Hole, Theory Says"
↑ National Geographic Daily News: "Top Ten Discoveries of 2010: Nat Geo News's Most Popular"
↑ Science Now: "Top 10 ScienceNOWs of 2010"
↑ Smolin, L. (1992). "Did the Universe evolve?". Classical and Quantum Gravity. 9: 173. doi:10.1088/0264-9381/9/1/016.
↑ New Scientist, Vol. 207, No. 2770, p. 9 (2010): "Every black hole may hold a hidden universe"
↑ Washington Post: "Cosmologist's theory about black holes puts a new spin on the universe"
↑ Poplawski, N. J. (2010). "Cosmology with torsion: An alternative to cosmic inflation". Physics Letters B. 694: 181. doi:10.1016/j.physletb.2010.09.056.
↑ Popular Science: "Are We Living Inside a Black Hole?"
↑ National Post: "We may exist inside a black hole, scientist says"
↑ Telegraph: "A universe could exist 'inside every black hole,' claims scientist"
↑ Pathria, R. K. (1972). "The Universe as a Black Hole". Nature. 240 (5379): 298. doi:10.1038/240298a0.

دانشنامه رشد.

دیسک‌های توام و افشانه‌های نسبیتی در سیاه چاله

[pickover clifford(۱۹۹۸). black holes: A Travelers Guide].

[Thorne,Kip S.(۱۹۹۴). Black Holes and Time Warps].

[/http://space.com/blackholes].

[۱].

[۲].

[۳].

[۴]. اسرار سیاهچاله ها/ ترجمه و تالیف: محمد حسین پورعباس، امیر حسین فرجادنسب، سبزان، تهران، 1386

مطالعه بیشتر

متون رایج

Ferguson, Kitty (1991). Black Holes in Space-Time. Watts Franklin. ISBN 0-531-12524-6.
Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books, Inc. ISBN 0-553-38016-8.
Hawking, Stephen; Penrose, Roger (1996). The Nature of Space and Time. Princeton University Press. ISBN 0-691-03791-2. {{cite book}}: Check |isbn= value: checksum (help)
Melia, Fulvio (2003). The Black Hole at the Center of Our Galaxy. Princeton U Press. ISBN 978-0-691-09505-9.
Melia, Fulvio (2003). The Edge of Infinity. Supermassive Black Holes in the Universe. Cambridge U Press. ISBN 978-0-521-81405-8.
Pickover, Clifford (1998). Black Holes: A Traveler's Guide. Wiley, John & Sons, Inc. ISBN 0-471-19704-1.
Stern, B. (2008). "Blackhole"., poem.
Thorne, Kip S. (1994). Black Holes and Time Warps. Norton, W. W. & Company, Inc. ISBN 0-393-31276-3.
Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes (2nd ed.). Cambridge University Press. ISBN 0-521-85714-7.

کتابهای دانشگاهی و رساله ها

Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley. ISBN 0-8053-8732-3., the lecture notes on which the book was based are available for free from Sean Carroll's website.
Carter, B. (1973). "Black hole equilibrium states". In DeWitt, B.S.; DeWitt, C. (eds.). Black Holes.
Chandrasekhar, Subrahmanyan (1999). Mathematical Theory of Black Holes. Oxford University Press. ISBN 0-19-850370-9.
Frolov, V.P.; Novikov, I.D. (1998). "Black hole physics". {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help)
Hawking, S.W.; Ellis, G.F.R. (1973). Large Scale Structure of space time. Cambridge University Press. ISBN 0521099064. {{cite book}}: More than one of |author= و |last1= specified (help)
Melia, Fulvio (2007). The Galactic Supermassive Black Hole. Princeton U Press. ISBN 978-0-691-13129-0.
Taylor, Edwin F.; Wheeler, John Archibald (2000). Exploring Black Holes. Addison Wesley Longman. ISBN 0-201-38423-X.
Thorne, Kip S.; Misner, Charles; Wheeler, John (1973). Gravitation. W. H. Freeman and Company. ISBN 0-7167-0344-0.
Wald, Robert M. (1984). General Relativity. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-87033-5.
Wald, Robert M. (1992). Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes. University of Chicago Press. ISBN 0-226-87029-4.

مقالات

Gallo, Elena; Marolf, Donald (2009). "Resource Letter BH-2: Black Holes". American Journal of Physics. 77 (4): 294. arXiv:0806.2316. Bibcode:2009AmJPh..77..294G. doi:10.1119/1.3056569.
Hughes, Scott A. (2005). "Trust but verify: The case for astrophysical black holes". arXiv:hep-ph/0511217. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help) Lecture notes from 2005 SLAC Summer Institute.

پیوند به بیرون

الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link GA الگو:Link GA الگو:Link GA الگو:Link GA الگو:Link GA

[40] [۳۹]مجموعه مسیر های ممکن یا به عبارت دقیقتر قیف نور آینده که شامل همه خطهای جهانی ممکن(در این نمودار با شبکه های زرد-آبی نمایش داده شده اند.), بدین شکل در مختصات ادینگتون-فینکلشتین خم می شوند (نموداریک نسخه کارتونی از نمودار مختصات فینکلشتین-ادینگتون است.),اما در سایر مختصات ها قیف های نوری بدین شکل خم نمی شوند مثلا درمختصات شوارتزشیلد چنانچه به افق رویداد نزدیک شویم، نازک می شوند اما خم نمی گردند، ودر مختصات کروسکال-سزکرس قیف های نوری شکل یا جهت گیریشان را تغییر نمی دهند.

[49] این تنها در مورد فضاهای چهار بعدی صادق است. در ابعاد بالاتر امکان توپولوژیهای پیچیده تری مانند حلقه سیاه پدید می آید.^[۴۶]^[۴۷]

[125] به طور خاص او در نظر گرفت که شرط انرژی ضعیف برای تمام مواد صادق است

[1] (Wald 1984، صص. 299–300)

[2] Davies, P. C. W. (1978). "Thermodynamics of Black Holes" (PDF). Reports on Progress in Physics. 41 (8): 1313–1355. Bibcode:1978RPPh...41.1313D. doi:10.1088/0034-4885/41/8/004.

[3] Lifting the scientific veil: science appreciation for the nonscientist. Paul Sukys. Rowman & Littlefield, 1999. ISBN 0-8476-9600-6 pp.227

[4] John Wheeler: 1911-2008 - physicsworld.com

[Michell1784-5] Michell, J. (1784). "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". Philosophical Transactions of the Royal Society. 74 (0): 35–57. Bibcode:1784RSPT...74...35M. doi:10.1098/rstl.1784.0008. JSTOR 106576.

[6] Gillispie, C. C. (2000). Pierre-Simon Laplace, 1749-1827: a life in exact science. Princeton paperbacks. Princeton University Press. p. 175. ISBN 0691050279.

[7] Israel, W. (1989). "Dark stars: the evolution of an idea". In Hawking, S. W.; Israel, W. (eds.). 300 Years of Gravitation. Cambridge University Press. ISBN 9780521379762.

[Schwarzschild1916-8] ۸٫۰ ^۸٫۱ Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 7: 189–196. and Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 18: 424–434.

[9] Droste, J. (1915). "On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation". Koninklijke Nederlandsche Akademie van Wetenschappen Proceedings. 17 (3): 998–1011.

[HooftHist-10] 't Hooft, G. (2009). "Introduction to the Theory of Black Holes" (PDF). Institute for Theoretical Physics / Spinoza Insitute: 47–48. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help)

[venkataraman92-11] Venkataraman, G. (1992). Chandrasekhar and his limit. Universities Press. p. 89. ISBN 817371035X.

[12] Detweiler, S. (1981). "Resource letter BH-1: Black holes". American Journal of Physics. 49 (5): 394–400. Bibcode:1981AmJPh..49..394D. doi:10.1119/1.12686.

[13] Harpaz, A. (1994). Stellar evolution. A K Peters. p. 105. ISBN 1-568-81012-1.

[OV1939-14] Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.

[15] Finkelstein, D. (1958). "Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle". Physical Review. 110 (4): 965–967. Bibcode:1958PhRv..110..965F. doi:10.1103/PhysRev.110.965.

[16] Kruskal, M. (1960). "Maximal Extension of Schwarzschild Metric". Physical Review. 119 (5): 1743. Bibcode:1960PhRv..119.1743K. doi:10.1103/PhysRev.119.1743.

[araa8_265-17] Hewish, A. (1970). "Pulsars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 8 (1): 265–296. Bibcode:1970ARA&A...8..265H. doi:10.1146/annurev.aa.08.090170.001405.

[18] Hewish, A.; et al. (1968), "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source", Nature, 217 (5130): 709–713, Bibcode:1968Natur.217..709H, doi:10.1038/217709a0

[19] Pilkington, J. D. H.; et al. (1968), "Observations of some further Pulsed Radio Sources", Nature, 218 (5137): 126–129, Bibcode:1968Natur.218..126P, doi:10.1038/218126a0

[20] Newman, E. T.; et al. (1965), "Metric of a Rotating, Charged Mass", Journal of Mathematical Physics, 6 (6): 918, Bibcode:1965JMP.....6..918N, doi:10.1063/1.1704351

[21] Israel, W. (1967). "Event Horizons in Static Vacuum Space-Times". Physical Review. 164 (5): 1776. Bibcode:1967PhRv..164.1776I. doi:10.1103/PhysRev.164.1776.

[22] Carter, B. (1971). "Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom". Physical Review Letters. 26 (6): 331. Bibcode:1971PhRvL..26..331C. doi:10.1103/PhysRevLett.26.331.

[23] Carter, B. (1977). "The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations". Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity. pp. 243–254.

[24] Robinson, D. (1975). "Uniqueness of the Kerr Black Hole". Physical Review Letters. 34 (14): 905. Bibcode:1975PhRvL..34..905R. doi:10.1103/PhysRevLett.34.905.

[HeuslerNoHair-25] ۲۵٫۰ ^۲۵٫۱ Heusler, M. (1998). "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond". Living Reviews in Relativity. 1 (6). Retrieved 2011-02-08.

[penrose1965-26] ۲۶٫۰ ^۲۶٫۱ Penrose, R. (1965). "Gravitational Collapse and Space-Time Singularities". Physical Review Letters. 14 (3): 57. Bibcode:1965PhRvL..14...57P. doi:10.1103/PhysRevLett.14.57.

[27] Ford, L. H. (2003). "The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes". International Journal of Theoretical Physics. 42 (6): 1219. doi:10.1023/A:1025754515197.

[28] Bardeen, J. M.; Carter, B.; Hawking, S. W. (1973). "The four laws of black hole mechanics". Communications in Mathematical Physics. 31 (2): 161–170. Bibcode:1973CMaPh..31..161B. doi:10.1007/BF01645742. MR 0334798. Zbl 1125.83309.{{cite journal}}: نگهداری CS1: قالب MR (link)

[Hawking1974-29] ۲۹٫۰ ^۲۹٫۱ Hawking, S. W. (1974). "Black hole explosions?". Nature. 248 (5443): 30–31. Bibcode:1974Natur.248...30H. doi:10.1038/248030a0.

[30] Quinion, M. (26 April 2008). "Black Hole". World Wide Words. Retrieved 2008-06-17.

[31] (Carroll 2004، ص. 253)

[32] Thorne, K. S.; Price, R. H. (1986). Black holes: the membrane paradigm. Yale University Press. ISBN 9780300037708.

[33] Anderson, Warren G. (1996). "The Black Hole Information Loss Problem". Usenet Physics FAQ. Retrieved 2009-03-24.

[34] Preskill, J. (1994-10-21). Black holes and information: A crisis in quantum physics (PDF). Caltech Theory Seminar.

[35] Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. (2007), Perspectives on Astronomy, Cengage Learning, p. 167, ISBN 0495113522

[shapiro_teukolsky1983-36] Shapiro, S. L.; Teukolsky, S. A. (1983). Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects. John Wiley and Sons. p. 357. ISBN 0471873160.

[37] Wald, R. M. (1997). "Gravitational Collapse and Cosmic Censorship". arXiv:gr-qc/9710068. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)

[38] McClintock, J. E.; Shafee, R.; Narayan, R.; Remillard, R. A.; Davis, S. W.; Li, L.-X. (2006). "The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105". Astrophysical Journal. 652 (1): 518–539. arXiv:astro-ph/0606076. Bibcode:2006ApJ...652..518M. doi:10.1086/508457.

[39] (Thorne، Misner و Wheeler 1973، ص. 848)

[41] (Wheeler 2007، ص. 179)

[42] (Carroll 2004، Ch. 5.4 and 7.3)

[43] (Carroll 2004، ص. 217)

[44] (Carroll 2004، ص. 218)

[45] "Inside a black hole". Knowing the universe and its secrets. Retrieved 2009-03-26.

[46] (Carroll 2004، ص. 222)

[47] Emparan, R.; Reall, H. S. (2008). "Black Holes in Higher Dimensions". Living Reviews in Relativity. 11 (6). arXiv:0801.3471. Bibcode:2008LRR....11....6E. Retrieved 2011-02-10.

[48] Obers, N. A. (2009). Papantonopoulos, Eleftherios (ed.). "Black Holes in Higher-Dimensional Gravity". Lecture Notes in Physics. 769: 211–258. arXiv:0802.0519. doi:10.1007/978-3-540-88460-6.

[50] (hawking و ellis 1973، Ch. 9.3)

[51] (Carroll 2004، ص. 205)

[52] (Carroll 2004، صص. 264–265)

[53] (Carroll 2004، ص. 252)

[54] Lewis, G. F.; Kwan, J. (2007). "No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon". Publications of the Astronomical Society of Australia. 24 (2): 46–52. arXiv:0705.1029. Bibcode:2007PASA...24...46L. doi:10.1071/AS07012.

[55] (Wheeler 2007، ص. 182)

[56] (Carroll 2004، صص. 257–259 and 265–266)

[57] Droz, S.; Israel, W.; Morsink, S. M. (1996). "Black holes: the inside story". Physics World. 9 (1): 34–37. Bibcode:1996PhyW....9...34D.

[58] (Carroll 2004، ص. 266)

[59] (Wald 1984، ص. 212)

[60] Hamade, R. (1996). "Black Holes and Quantum Gravity". Cambridge Relativity and Cosmology. University of Cambridge. Retrieved 2009-03-26.

[61] Palmer, D. "Ask an Astrophysicist: Quantum Gravity and Black Holes". NASA. Retrieved 2009-03-26.

[prd84_6-62] ۶۰٫۰ ^۶۰٫۱ Nitta, Daisuke; Chiba, Takeshi; Sugiyama, Naoshi (2011), "Shadows of colliding black holes", Physical Review D, 84 (6), Bibcode:2011PhRvD..84f3008N, doi:10.1103/PhysRevD.84.063008 {{citation}}: Unknown parameter |arXiv= ignored (|arxiv= suggested) (help)

[63] Nemiroff, R. J. (1993). "Visual distortions near a neutron star and black hole". American Journal of Physics. 61 (7): 619. arXiv:astro-ph/9312003. Bibcode:1993AmJPh..61..619N. doi:10.1119/1.17224.

[64] (Carroll 2004، Ch. 6.6)

[65] (Carroll 2004، Ch. 6.7)

[66] Einstein, A. (1939). "On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses". Annals of Mathematics. 40 (4): 922–936. doi:10.2307/1968902.

[67] Kerr, R. P. (2009). "The Kerr and Kerr-Schild metrics". In Wiltshire, D. L.; Visser, M.; Scott, S. M. (eds.). The Kerr Spacetime. Cambridge University Press. arXiv:0706.1109. ISBN 9780521885126.

[HawkingPenrose1970-68] Hawking, S. W.; Penrose, R. (1970). "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology". Proceedings of the Royal Society A. 314 (1519): 529–548. Bibcode:1970RSPSA.314..529H. doi:10.1098/rspa.1970.0021. JSTOR 2416467. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)

[Carroll5.8-69] ۶۷٫۰ ^۶۷٫۱ ^۶۷٫۲ (Carroll 2004، Section 5.8)

[ReesVolonteri-70] ۶۸٫۰ ^۶۸٫۱ ^۶۸٫۲ Rees, M. J.; Volonteri, M. (2007). "Massive black holes: formation and evolution". In Karas, V.; Matt, G. (eds.). Black Holes from Stars to Galaxies—Across the Range of Masses. Cambridge University Press. pp. 51–58. arXiv:astro-ph/0701512. ISBN 9780521863476.

[71] Penrose, R. (2002). ""Golden Oldie": Gravitational Collapse: The Role of General Relativity". General Relativity and Gravitation. 34 (7): 1141. Bibcode:2002GReGr..34.1141P. doi:10.1023/A:1016578408204.

[72] Carr, B. J. (2005). "Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?". In Suzuki, H.; Yokoyama, J.; Suto, Y.; Sato, K. (eds.). Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology. Universal Academy Press. arXiv:astro-ph/0511743. ISBN 4946443940.

[73] Giddings, S. B.; Thomas, S. (2002). "High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics". Physical Review D. 65 (5): 056010. arXiv:hep-ph/0106219. Bibcode:2002PhRvD..65e6010G. doi:10.1103/PhysRevD.65.056010.

[74] Harada, T. (2006). "Is there a black hole minimum mass?". Physical Review D. 74 (8): 084004. arXiv:gr-qc/0609055. Bibcode:2006PhRvD..74h4004H. doi:10.1103/PhysRevD.74.084004.

[75] Arkani–Hamed, N.; Dimopoulos, S.; Dvali, G. (1998). "The hierarchy problem and new dimensions at a millimeter". Physics Letters B. 429 (3–4): 263. arXiv:hep-ph/9803315. Bibcode:1998PhLB..429..263A. doi:10.1016/S0370-2693(98)00466-3.

[LHCsafety-76] LHC Safety Assessment Group. "Review of the Safety of LHC Collisions" (PDF). CERN.

[77] Cavaglià, M. (2010). "Particle accelerators as black hole factories?". Einstein-Online. Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute). 4: 1010.

[78] Vesperini, E.; McMillan, S. L. W.; D'Ercole, A.; et al. (2010). "Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters". The Astrophysical Journal Letters. 713 (1): L41–L44. arXiv:1003.3470. Bibcode:2010ApJ...713L..41V. doi:10.1088/2041-8205/713/1/L41.

[79] Zwart, S. F. P.; Baumgardt, H.; Hut, P.; et al. (2004). "Formation of massive black holes through runaway collisions in dense young star clusters". Nature. 428 (6984): 724. arXiv:astro-ph/0402622. Bibcode:2004Natur.428..724P. doi:10.1038/nature02448. PMID 15085124.

[80] O’leary, R. M.; Rasio, F. A.; Fregeau, J. M.; et al. (2006). "Binary Mergers and Growth of Black Holes in Dense Star Clusters". The Astrophysical Journal. 637 (2): 937. arXiv:astro-ph/0508224. Bibcode:2006ApJ...637..937O. doi:10.1086/498446.

[81] Page, D. N. (2005). "Hawking radiation and black hole thermodynamics". New Journal of Physics. 7: 203. arXiv:hep-th/0409024. Bibcode:2005NJPh....7..203P. doi:10.1088/1367-2630/7/1/203.

[82] (Carroll 2004، Ch. 9.6)

[83] "Evaporating black holes?". Einstein online. Max Planck Institute for Gravitational Physics. 2010. Retrieved 2010-12-12.

[84] Giddings, S. B.; Mangano, M. L. (2008). "Astrophysical implications of hypothetical stable TeV-scale black holes". Physical Review D. 78 (3): 035009. arXiv:0806.3381. Bibcode:2008PhRvD..78c5009G. doi:10.1103/PhysRevD.78.035009.

[85] Peskin, M. E. (2008). "The end of the world at the Large Hadron Collider?". Physics. 1: 14. Bibcode:2008PhyOJ...1...14P. doi:10.1103/Physics.1.14.

[86] (Wald 1984، صص. 124–125)

[King-87] ۸۵٫۰ ^۸۵٫۱ King, Andrew (2003-09-15). "Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation". The Astrophysical Journal Letters. 596: L27–L29. arXiv:astro-ph/0308342. Bibcode:2003ApJ...596L..27K. doi:10.1086/379143. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «King» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).

[Richstone-88] Richstone, D.; et al. (January 13, 1997). "Massive Black Holes Dwell in Most Galaxies, According to Hubble Census". 189th Meeting of the American Astronomical Society. Retrieved 2009-05-17. {{cite web}}: Explicit use of et al. in: |first= (help)

[Bender-89] Bender, Ralf (2005-09-20). "HST STIS Spectroscopy of the Triple Nucleus of M31: Two Nested Disks in Keplerian Rotation around a Supermassive Black Hole". The Astrophysical Journal. 631 (1): 280–300. arXiv:astro-ph/0509839. Bibcode:2005ApJ...631..280B. doi:10.1086/432434. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)

[apj700_2_1690-90] Gebhardt, Karl; Thomas, Jens (2009). "The Black Hole Mass, Stellar Mass-to-Light Ratio, and Dark Halo in M87". The Astrophysical Journal. 700 (2): 1690–1701. Bibcode:2009ApJ...700.1690G. doi:10.1088/0004-637X/700/2/1690. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link)

[apj489-91] Macchetto, F.; Marconi, A.; Axon, D. J.; Capetti, A.; Sparks, W.; Crane, P. (1997). "The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk". Astrophysical Journal. 489 (2): 579. arXiv:astro-ph/9706252. Bibcode:1997ApJ...489..579M. doi:10.1086/304823. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link)

[newscientist-92] Shiga, David (10 January 2008). "Biggest black hole in the cosmos discovered". NewScientist.com news service.

[93] "Black Hole Boldly Goes Where No Black Hole Has Gone Before". ESA News. January 3, 2007. Retrieved 2006-05-24.

[94] Maccarone, T.J.; Zepf, SE; Rhode, KL; et al. (2007). "A black hole in a globular cluster". Nature. 455 (7124): 183–185. arXiv:astro-ph/0701310. Bibcode:2007Natur.445..183M. doi:10.1038/nature05434. PMID 17203062. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |last2= (help)

[95] Hopman, Clovis (2005). "Gravitational waves from remnants of ultraluminous X-ray sources". Mon.Not.Roy.Astron.Soc.Lett. 363 (1): L56–L60. arXiv:astro-ph/0506181. Bibcode:2005MNRAS.363L..56H. doi:10.1111/j.1745-3933.2005.00083.x. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)

[CMS1999-96] ۹۴٫۰ ^۹۴٫۱ ^۹۴٫۲ ^۹۴٫۳ ^۹۴٫۴ ^۹۴٫۵ ^۹۴٫۶ Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). "Astrophysical evidence for the existence of black holes". Classical and Quantum Gravity. 16 (12A): A3–A21. arXiv:astro-ph/9912186. doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «CMS1999» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).

[97] Hughes, Scott A. (2005). "Trust but verify: The case for astrophysical black holes". arXiv:hep-ph/0511217. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)

[98] J. Casares: Observational evidence for stellar mass black holes. Preprint

[99] M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint

[100] J.E. McClintock and R.A. Remillard: Black Hole Binaries. Preprint

[carr-101] B.J. Carr and S.B. Giddings, "Quantum black holes,"Scientific American 292N5 (2005) 30.

[hawking-102] Hawking, S. W. (1975). "Particle Creation by Black Holes". Commun. Math. Phys. 43 (3): 199–220. Bibcode:1975CMaPh..43..199H. doi:10.1007/BF02345020.

[103] Fichtel, C. E.; Bertsch, D. L.; Dingus, B. L.; et al. (1994). "Search of the energetic gamma-ray experiment telescope (EGRET) data for high-energy gamma-ray microsecond bursts". Astrophysical Journal. 434 (2): 557–559. Bibcode:1994ApJ...434..557F. doi:10.1086/174758.

[104] Naeye, R. "Testing Fundamental Physics". NASA. Retrieved 2008-09-16.

[McClintockRemillard2006-105] ۱۰۳٫۰ ^۱۰۳٫۱ McClintock, J. E.; Remillard, R. A. (2006). "Black Hole Binaries". In Lewin, W.; van der Klis, M. (eds.). Compact Stellar X-ray Sources. Cambridge University Press. arXiv:astro-ph/0306213. ISBN 0521826594. section 4.1.5.

[106] Winter, L. M.; Mushotzky, R. F.; Reynolds, C. S. (2006). "XMM‐Newton Archival Study of the Ultraluminous X‐Ray Population in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal. 649 (2): 730. arXiv:astro-ph/0512480. Bibcode:2006ApJ...649..730W. doi:10.1086/506579.

[107] Bolton, C. T. (1972). "Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868". Nature. 235 (5336): 271–273. Bibcode:1972Natur.235..271B. doi:10.1038/235271b0.

[108] Webster, B. L.; Murdin, P. (1972). "Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion ?". Nature. 235 (5332): 37–38. Bibcode:1972Natur.235...37W. doi:10.1038/235037a0.

[109] Rolston, B. (10 November 1997). "The First Black Hole". The bulletin. University of Toronto. Archived from the original on 2008-05-02. Retrieved 2008-03-11.

[110] Shipman, H. L. (1 January 1975). "The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole". Astrophysical Letters. 16 (1): 9–12. Bibcode:1975ApL....16....9S. doi:10.1016/S0304-8853(99)00384-4.

[111] "NASA scientists identify smallest known black hole" (Press release). Goddard Space Flight Center. 2008-04-01. Retrieved 2009-03-14.

[krolik1999-112] Krolik, J. H. (1999). Active Galactic Nuclei. Princeton University Press. Ch. 1.2. ISBN 0-691-01151-6.

[sparkegallagher2000-113] Sparke, L. S.; Gallagher, J. S. (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge University Press. Ch. 9.1. ISBN 0-521-59704-4. {{cite book}}: Check |isbn= value: checksum (help)

[kormendyrichstone1995-114] Kormendy, J.; Richstone, D. (1995). "Inward Bound—The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. 33 (1): 581–624. Bibcode:1995ARA&A..33..581K. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.003053.

[msigma2000-115] Ferrarese, L.; Merritt, D. (2000). "A Fundamental Relation Between Supermassive Black Holes and their Host Galaxies". The Astrophysical Journal Letters. 539 (1): 9–12. arXiv:astro-ph/0006053. Bibcode:2000ApJ...539L...9F. doi:10.1086/312838.

[Gillessen-116] ۱۱۴٫۰ ^۱۱۴٫۱ Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Trippe, S.; et al. (2009). "Monitoring Stellar Orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center". The Astrophysical Journal. 692 (2): 1075. arXiv:0810.4674. Bibcode:2009ApJ...692.1075G. doi:10.1088/0004-637X/692/2/1075.

[Ghez1998-117] ۱۱۵٫۰ ^۱۱۵٫۱ Ghez, A. M.; Klein, B. L.; Morris, M.; et al. (1998). "High Proper‐Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy". The Astrophysical Journal. 509 (2): 678. arXiv:astro-ph/9807210. Bibcode:1998ApJ...509..678G. doi:10.1086/306528.

[Valerio-118] ۱۱۶٫۰ ^۱۱۶٫۱ Bozza, Valerio (2009). "Gravitational Lensing by Black Holes". arXiv:0911.2187 [gr-qc].

[119] Preparata, Giuliano (1995). QED Coherence in Matter. Princeton paperbacks. World Scientific Pub Co Inc. p. 145. ISBN 9810222491.

[120] Kovacs, Z.; Cheng, K. S.; Harko, T. (2009). "Can stellar mass black holes be quark stars?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (3): 1632–1642. arXiv:0908.2672. Bibcode:2009MNRAS.400.1632K. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15571.x.

[121] Kusenko, A. (2006). "Properties and signatures of supersymmetric Q-balls". arXiv:hep-ph/0612159. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)

[122] Hansson, J.; Sandin, F. (2005). "Preon stars: a new class of cosmic compact objects". Physics Letters B. 616 (1–2): 1. arXiv:astro-ph/0410417. Bibcode:2005PhLB..616....1H. doi:10.1016/j.physletb.2005.04.034.

[123] Kiefer, C. (2006). "Quantum gravity: general introduction and recent developments". Annalen der Physik. 15 (1–2): 129. arXiv:gr-qc/0508120. Bibcode:2006AnP...518..129K. doi:10.1002/andp.200510175.

[124] Skenderis, K.; Taylor, M. (2008). "The fuzzball proposal for black holes". Physics Reports. 467 (4–5): 117. arXiv:0804.0552. Bibcode:2008PhR...467..117S. doi:10.1016/j.physrep.2008.08.001.

[126] Hawking, S. W. (1971). "Gravitational Radiation from Colliding Black Holes". Physical Review Letters. 26 (21): 1344–1346. Bibcode:1971PhRvL..26.1344H. doi:10.1103/PhysRevLett.26.1344.

[wald99-127] ۱۲۴٫۰ ^۱۲۴٫۱ Wald, R. M. (2001). "The Thermodynamics of Black Holes". Living Reviews in Relativity. 4 (6). arXiv:gr-qc/9912119. Bibcode:1999gr.qc....12119W. Retrieved 2011-02-10.

[128] 't Hooft, G. (2001). "The Holographic Principle". In Zichichi, A. (ed.). Basics and highlights in fundamental physics. Subnuclear series. Vol. 37. World Scientific. arXiv:hep-th/0003004. ISBN 9789810245368.

[129] Strominger, A.; Vafa, C. (1996). "Microscopic origin of the Bekenstein-Hawking entropy". Physics Letters B. 379 (1–4): 99. arXiv:hep-th/9601029. Bibcode:1996PhLB..379...99S. doi:10.1016/0370-2693(96)00345-0.

[130] Carlip, S. (2009). "Black Hole Thermodynamics and Statistical Mechanics". Lecture Notes in Physics. 769: 89. arXiv:0807.4520. doi:10.1007/978-3-540-88460-6_3.

[PlayDice000-131] Hawking, S. W. "Does God Play Dice?". www.hawking.org.uk. Retrieved 2009-03-14.

[Hubble-132] HubbleSite: "How many black holes are there?"

[133] Poplawski, N. J. (2010). "Radial motion into an Einstein-Rosen bridge". Physics Letters B. 687: 110. Bibcode:2010PhLB..687..110P. doi:10.1016/j.physletb.2010.03.029.

[IU-134] Indiana University Newsroom: "Our universe at home within a larger universe? So suggests IU theoretical physicist's wormhole research"

[NG-135] National Geographic Daily News: "Every Black Hole Contains Another Universe?"

[Science-136] Science Now: "Does Our Universe Live Inside a Wormhole?"

[Space-137] Space.com: "Our Universe Was Born in a Black Hole, Theory Says"

[NG2010-138] National Geographic Daily News: "Top Ten Discoveries of 2010: Nat Geo News's Most Popular"

[Science2010-139] Science Now: "Top 10 ScienceNOWs of 2010"

[140] Smolin, L. (1992). "Did the Universe evolve?". Classical and Quantum Gravity. 9: 173. doi:10.1088/0264-9381/9/1/016.

[NS-141] New Scientist, Vol. 207, No. 2770, p. 9 (2010): "Every black hole may hold a hidden universe"

[WP-142] Washington Post: "Cosmologist's theory about black holes puts a new spin on the universe"

[143] Poplawski, N. J. (2010). "Cosmology with torsion: An alternative to cosmic inflation". Physics Letters B. 694: 181. doi:10.1016/j.physletb.2010.09.056.

[PS-144] Popular Science: "Are We Living Inside a Black Hole?"

[NP-145] National Post: "We may exist inside a black hole, scientist says"

[Telegraph-146] Telegraph: "A universe could exist 'inside every black hole,' claims scientist"

[147] Pathria, R. K. (1972). "The Universe as a Black Hole". Nature. 240 (5379): 298. doi:10.1038/240298a0.

[۱]

[۲]

[۳]

[۴]

[۵]

[۶]

[۷]

[۸]

[۹]

[۱۰]

[۱۱]

[۱۲]

[۱۳]

[۱۴]

[۱۵]

[۱۶]

[۱۷]

[۱۸]

[۱۹]

[۲۰]

[۲۱]

[۲۲]

[۲۳]

[۲۴]

[۲۵]

[۲۶]

[۲۷]

[۲۸]

[۲۹]

[۳۰]

[۳۱]

[۳۲]

[۳۳]

[۳۴]

[۳۵]

[۳۶]

[۳۷]

[۳۸]

[Note ۱]

[۴۰]

[۴۱]

[۴۲]

[۴۳]

[۴۴]

[۴۵]

[Note ۲]

[۴۸]

[۴۹]

[۵۰]

[۵۱]

[۵۲]

[۵۳]

[۵۴]

[۵۵]

[۵۶]

[۵۷]

[۵۸]

[۵۹]

[۶۰]

[۶۱]

[۶۲]

[۶۳]

[۶۴]

[۶۵]

[۶۶]

[۶۷]

[۶۸]

[۶۹]

[۷۰]

[۷۱]

[۷۲]

[۷۳]

[۷۴]

[۷۵]

[۷۶]

[۷۷]

[۷۸]

[۷۹]

[۸۰]

[۸۱]

[۸۲]

[۸۳]

[۸۴]

[۸۵]

[۸۶]

[۸۷]

[۸۸]

[۸۹]

[۹۰]

[۹۱]

[۹۲]

[۹۳]

[۹۴]

[۹۵]

[۹۶]

[۹۷]

[۹۸]

[۹۹]

[۱۰۰]

[۱۰۱]

@@ خط ۷۷۷: / خط ۷۷۷: @@
 ==== ریزسیاهچاله‌ها ====
-این سیاهچاله ها سیاهچاله های 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 سیاهچاله های مکانیم کوانتومی نیز شناخته می شوند.<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> به طور کلی سیاهچاله‌هایی که جرمی کمتر از جرم خورشید دارند ریزسیاهچاله نامیده می‌شوند.
+این سیاهچاله ها سیاهچاله های 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 سیاهچاله های مکانیم کوانتومی نیز شناخته می شوند.<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 می دهد که هرچه سیاهچاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است و در نتیجه ریزسیاهچاله ها در صورت بوجود آمدن احتمالا در لحطه ای تبخیر شده و منفجر می گردند.<ref name="hawking">{{Cite journal |first=S. W. |last=Hawking |title=Particle Creation by Black Holes |journal=Commun. Math. Phys. |volume=43 |issue=3 |year=1975 |pages=199–220 |doi=10.1007/BF02345020 |bibcode = 1975CMaPh..43..199H }}</ref>
 == شواهد تجربی ==

ن ب و سیاه‌چاله
گونه	شوارتزشیلد · کر · باردار · مجازی
اندازه	ریز · اکسترمال (الکترون سیاهچاله) · سیاهچاله ستاره‌وار · جرم متوسط · کلان جرم · اختروش (هسته کهکشانی فعال · بلازار)
شکل	تکامل ستارگان · رمبش · ستاره نوترونی · ستاره فشرده (ستاره کوارکی · ستاره غیرعادی) · حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف · کوتوله سفید · ابرنواختر · فرانواختر · گران‌نواختر · انفجار پرتوی گاما
ویژگی	ترمودینامیک سیاهچاله · شعاع شوارتزشیلد · رابطه ام-سیگما · افق رویداد · نوسان های های نیمه متناوب · کره فوتونی · کارکره · تابش هاوکینگ · فرایند پنروز · برافزایش بوندی · اسپاگتی سازی · همگرایی گرانشی
الگو	تکینگی گرانشی قضایای تکینگی پنروز-هاوکینگ) · سیاهچاله نخستین · گروستار · ستاره تاریک · ستاره انرژی تاریک · ستاره سیاه · جسم کروی مغناطیسی همیشه در حال رمبش · فازبال · سفیدچاله · تکینگی برهنه · تکینگی حلقه ای · پارامتر ایمیرزی · پارادایم غشایی · Kugelblitz · کرم‌چاله · شبه ستاره · گریپتاید
مسائل وابسته به	نظریه بدون مو · پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله · فرضیه سانسور کیهانی · مدل‌های جایگزین · اصل هولوگرافیک · مکمل سیاه‌چاله
متریک	شوارتزشیلد · کر · ریسر-نوردستروم · کر-نیومن
وابسته	سیاهه سیاه‌چاله ها · خط زمانی فیزیک سیاه‌چاله ها · کاوشگر زمان‌سنج پرتو ایکس روسی · منظومه ستاره ای فرافشرده