"कृष्ण विवर": अवतरणों में अंतर

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साँचा:General relativity सामान्य सापेक्षता (जनरल रिलेटिविटी) में, एक ब्लैक होल अंतरिक्ष का वह हिस्सा है जिसका गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इतना शक्तिशाली होता है कि प्रकाश सहित कुछ भी इसके खिंचाव से बच नहीं सकता है. ब्लैक होल में एक-तरफी सतह होती है जिसे घटना क्षितिज कहा जाता है, जिसमें वस्तुएं गिर तो सकती हैं परन्तु बाहर कुछ भी नहीं आ सकता. इसे "ब्लैक(काला)" इसलिए कहा जाता है क्योंकि यह अपने ऊपर पड़ने वाले सारे प्रकाश को अवशोषित कर लेता है और कुछ भी रिफ्लेक्ट (प्रतिबिंबित) नहीं करता, थर्मोडाइनामिक्स (ऊष्मप्रवैगिकी) में ठीक एक आदर्श ब्लैक-बॉडी की तरह. ब्लैक होल का क्वांटम विश्लेषण यह दर्शाता है कि उनमें तापमान और हॉकिंग विकिरण होता है.

अपने अदृश्य भीतरी भाग के बावजूद, एक ब्लैक होल अन्य पदार्थों के साथ अन्तः-क्रिया के माध्यम से अपनी उपस्थिति प्रकट कर सकता है. एक ब्लैक होल का पता तारों के उस समूह की गति पर नजर रख कर लगाया जा सकता है जो अन्तरिक्ष के खाली दिखाई देने वाले एक हिस्से का चक्कर लगाते हैं. वैकल्पिक रूप से, एक साथी तारे से आप एक अपेक्षाकृत छोटे ब्लैक होल में गैस को गिरते हुए देख सकते हैं. यह गैस सर्पिल आकार में अन्दर की तरफ आती है, बहुत उच्च तापमान तक गर्म हो कर बड़ी मात्रा में विकिरण छोड़ती है जिसका पता पृथ्वी पर स्थित या पृथ्वी की कक्षा में घूमती दूरबीनों से लगाया जा सकता है.इस तरह के अवलोकनों के परिणाम स्वरूप यह वैज्ञानिक सर्व-सम्मति उभर कर सामने आई है कि, यदि प्रकृति की हमारी समझ पूर्णतया गलत साबित न हो जाये तो, हमारे ब्रह्मांड में ब्लैक होल का अस्तित्व मौजूद है.

परिचय और शब्दावली

एक ब्लैक होल को अक्सर एक ऐसी वस्तु रूप में परिभाषित किया जाता है जिसकी एस्केप वेलोसिटी प्रकश की गति से अधिक हो. यह तस्वीर गुणात्मक रूप से गलत है लेकिन ब्लैक होल की त्रिज्या के परिमाण के क्रम को समझने का एक तरीका प्रदान करती है.

एस्केप वेलोसिटी वह न्यूनतम गति है जो एक वस्तु में होनी चाहिए ताकि वह वस्तु रुकने से पहले किसी गुरुत्त्वाकर्षण स्रोत के ऑर्बिट से बचकर निकल जाये. पृथ्वी पर एस्केप वेलोसिटी 11.2 किमी/सेकंड के बराबर है, अतः वस्तु चाहे कोई भी हो, एक गोली या एक बेसबॉल, इसे पृथ्वी की सतह पर वापस गिरने से बचने के लिए कम से कम 11.2 किमी/सेकंड की रफ्तार से चलना होगा. न्यूटोनियन यांत्रिकी में एस्केप वेलोसिटी की गणना हेतु, मानिये कि एक भारी वस्तु है जिसका द्रव्यमान M मूल पर केन्द्रित है. एक $m$ द्रव्यमान वाली दूसरी वस्तु मूल से $r$ की दूरी पर $v$ गति से शुरू होती है, इन्फिनिटी (अनंतता) की तरफ बचकर निकलने की कोशिश करती है, इसके पास ठीक उतनी काइनेटिक ऊर्जा होनी चाहिए ताकि वह नकारात्मक गुरुत्वाकर्षण की संभावित ऊर्जा से पार पा सके, बाद में कुछ भी शेष न रहे:

{mv^{2} \over 2}-{GMm \over r}=0

इस प्रकार, यह जैसे जैसे $r=\infty$ के करीब आती जाती है वैसे वैसे इसकी काइनेटिक ऊर्जा कम होती जाती है, अंततः यह बिना किसी गति के अनंतता पर पहुँच जाती है.

यह फार्मूला क्रिटिकल एस्केप वेलोसिटी $v$ को $M$ और $r$ के सन्दर्भ में दर्शाता है. लेकिन यह फार्मूला यह भी कहता है कि $v$ और $M$ की प्रत्येक वेल्यू के लिए, $r$ की एक क्रिटिकल वेल्यू होती है ताकि $v$ गति वाला एक कण भागने मात्र में सफल रहे:

r={2GM \over v^{2}}

जब वेग प्रकाश की गति के बराबर हो, यह एक काल्पनिक न्यूटोनियन डार्क स्टार की त्रिज्या प्रदान करता है, एक न्यूटोनियन शरीर जहाँ से प्रकाश की गति से चलने वाला कोई कण बच नहीं सकता है. एक ब्लैक होल की त्रिज्या की वेल्यू के लिए सर्वाधिक प्रयुक्त चलन में, घटना क्षितिज की त्रिज्या इस न्यूटोनियन वेल्यू के बराबर होती है.

r_{\rm {Schwarzschild}}={2GM \over c^{2}}

सामान्य सापेक्षता में, अंतरिक्ष-समय की वक्रित प्रकृति और विभिन्न निर्देशांकों के चयन की वजह से r निर्देशांक को परिभाषित करना सरल नहीं है. इस परिणाम के सत्य होने के लिए, r की वेल्यू को इस प्रकार परिभाषित करना चाहिए ताकि वक्रित अन्तरिक्ष समय में r त्रिज्या एक स्फियर के A सतही क्षेत्र को अभी भी इस फार्मूला द्वारा प्रकट किया जा सके $A=4\pi r^{2}$ r की इस परिभाषा से कोई अर्थ तभी निकलता है जब गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र स्फेरिकली सममित हो, ताकि वहां एक के ऊपर एक कई सियार हों जिनपर एकसमान गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र हो.

किसी वस्तु के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र से बच निकलने के लिए जरूरी वेलोसिटी (वस्तु की एस्केप वेलोसिटी) उसके घनत्व पर निर्भर करती है; यह है, उसके मॉस और वोल्यूम का अनुपात. एक ब्लैक होल तब बनता है जब कोई वस्तु इतनी घनी हो जाये कि किसी खास दूरी तक प्रकाश भी उससे बचकर न जाने पाये, क्योंकि प्रकाश की गति ब्लैक होल की एस्केप वेलोसिटी से कम होगी. न्यूटोनियन गुरुत्वाकर्षण के विपरीत, सामान्य सापेक्षता में, ब्लैक होल से दूर जाता हुआ प्रकाश धीमा नहीं पड़ता है और वापिस नहीं मुड़ता है. स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या अभी भी वह अंतिम दूरी है जहाँ से प्रकाश अनन्तता के लिए बच सकता है, लेकिन स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या से शुरू होकर बाहर निकलने वाला प्रकाश वापस नहीं आता है, वह बाहर ही रहता है. स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या अंदर, प्रत्येक वस्तु अन्दर की तरफ गति करती है, किसी प्रकार केंद्र में कुचले जाने हेतु.

सामान्य सापेक्षता में, ब्लैक होल का द्रव्यमान किसी एक स्थान(सिंग्युलेरीटी) पर केन्द्रित रह सकता है, यह एक बिंदु, एक छल्ला, एक प्रकाश किरण, या एक स्फियर हो सकता है; वर्तमान में इसके विषय में ठीक ठीक जानकारी उपलब्ध नहीं है. इस सिंग्युलेरीटी के आसपास एक गोलाकार सीमा होती है जिसे घटना क्षितिज कहा जाता है. यह घटना क्षितिज को 'पॉइंट ऑफ़ नो रिटर्न' होता है, एक सीमा जिसके परे सारे पदार्थ और विकिरण भीतर सिंग्युलेरीटी की तरफ खींचे चले आते हैं. केन्द्रस्थ इस सिंग्युलेरीटी और घटना क्षितिज के बीच की दूरी ब्लैक होल का आकार होती है, और यह इकाई में द्रव्यमान के दुगने के बराबर होती है जहाँ G और c बराबर 1 हैं.

सूर्य के बराबर द्रव्यमान वाले ब्लैक होल की त्रिज्या लगभग 3 किमी होती है. इससे कई गुनी अधिक दूरियों के लिए, ब्लैक होल की गुरुत्त्वाकर्षण शक्ति समान द्रव्यमान वाले किसी भी अन्य शरीर की गुरुत्त्वाकर्षण शक्ति के ठीक बराबर होती है, बिलकुल सूर्य के समान. इसलिए यदि सूर्य को समान द्रव्यमान वाले एक ब्लैक होल के परिवर्तित कर दिया जाये, ग्रहों की कक्षाएं अपरिवर्तित रहेंगी.

कई प्रकार के ब्लैक होल हैं, जो उनके विशिष्ट आकार द्वारा पहचाने जाते हैं. जब वे एक स्टार के गुरुत्वाकर्षण पतन के कारण बनते हैं, उन्हें तारकीय ब्लैक होल कहा जाता है. आकाशगंगाओं के केंद्र में बनने वाले ब्लैक होलों के द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के कई अरब गुना हो सकते हैं, उन्हें अति भीमकाय ब्लैक होल कहा जाता है क्योंकि वे अति विशाल होते हैं. इन दोनों पैमानों के बीच में कुछ मध्यवर्ती ब्लैक होल भी होते हैं जिनके द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के कई हजार गुने तक होते हैं. बहुत कम द्रव्यमान वाले ब्लैक होल का, जिनके बारे में ऐसा माना जाता है कि उनका निर्माण ब्रह्माण्ड के शुरुआती इतिहास में बिग बैंग के दौरान हुआ होगा, अब भी अस्तित्व भी हो सकते हैं और उन्हें प्रिमौरडियल (प्राचीन) ब्लैक होल कहा जाता है. वर्तमान में उनका अस्तित्व अभी निश्चित नहीं है.

प्रत्यक्ष तौर पर एक ब्लैक होल को देख पाना संभव नहीं है. हालाँकि, आसपास के पर्यावरण पर उसके गुरुत्त्वीय प्रभाव द्वारा उसकी उपस्थिति का अनुमान लगाया जा सकता है, खास कर माइक्रोकासार और सक्रीय गैलेक्टिक नाभिकों द्वारा, जहाँ पास के ब्लैक होल में गिरने वाले पदार्थ अति गरम हो जाते हैं और एक्स-रे विकिरण की बड़ी मात्रा छोड़ते हैं. यह प्रेक्षण विधि खगोलविदों को उनके अस्तित्व का पता लगाने में सक्षम बनाती है. ब्लैक होल एकमात्र ऐसे पदार्थ हैं जो इन पैमानों पर खरे उतरते हैं और सामान्य सापेक्षता के ढांचे के अनुरूप होते हैं.

इतिहास

[[File:BlackHole Lensing.gif‎IMAGE_OPTIONSSchwarzchild black holeSimulation of [[ by a black hole which distorts the image of a in the background. एक ऐसे भारी शरीर की अवधारणा जिससे कि प्रकाश भी बचने से असमर्थ हो को, भूविज्ञानी जॉन मिचेल द्वारा 1783 में हेनरी कावेंदिश को लिखे गये एक पत्र में प्रकट किया गया था और रॉयल सोसाइटी द्वारा प्रकाशित किया गया था:

If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun were to exceed that of the Sun in the proportion of 500 to 1, a body falling from an infinite height towards it would have acquired at its surface greater velocity than that of light, and consequently supposing light to be attracted by the same force in proportion to its vis inertiae, with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity.
—John Michell^[1]

1796 में, गणितज्ञ पिएर्रे-साइमन लाप्लास ने अपनी किताब एक्स्पोसिशन डू सिस्टेम डू मोंडे के पहले और दूसरे संस्करण में इसी विचार को बढ़ावा दिया था (इसे बाद के संस्करणों में से हटा दिया गया). ^[2]^[3] उन्नीसवीं सदी में इन "डार्क स्टार्स" पर ध्यान नहीं दिया गया था, क्योंकि तब ऐसा माना जाता था कि प्रकाश द्रब्यमान रहित तरंग है अतः गुरुत्व के प्रभाव से मुक्त है. आधुनिक ब्लैक होल अवधारणा के विपरीत, ऐसा माना जाता था कि क्षितिज के पीछे की वस्तु का पतन नहीं हो सकता है.

1915 में, अल्बर्ट आइंस्टीन ने अपने सामान्य सापेक्षता के सिद्धांत को विकसित किया, वे पहले ही यह सिद्ध कर चुके थे कि गुरुत्वाकर्षण प्रकाश की गति पर वास्तव में प्रभाव डालता है. कुछ महीने बाद, कार्ल स्च्वार्जस्चिल्ड ने एक बिंदु द्रब्यमान और एक गोलाकार द्रव्यमान के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का समाधान दिया,^[4]यह दिखाते हुए कि एक ब्लैक होल का अस्तित्व सिद्धांततः संभव है. स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या को अब गैर-चक्रित ब्लैक होल के घटना क्षितिज की त्रिज्या के रूप में जाना जाता है, लेकिन इस तथ्य को उस समय नहीं समझा जा सका था, उदाहरण के लिए स्च्वार्जस्चिल्ड खुद इसे भौतिक नहीं मानते थे. जोहानिस द्रोस्ते नें, हेंड्रिक लोरेंत्ज़ के एक छात्र, स्वतंत्र रूप से बिंदु द्रव्यमान पर स्च्वार्जस्चिल्ड के कुछ महीनों के बाद ऐसा ही समाधान दिया और इसके गुणों के बारे में बड़े पैमाने पर और अधिक लिखा.

1930 में, खगोलविद सुब्रमन्यन चंद्रशेखर नें सामान्य सापेक्षता का उपयोग करते हुए यह गणना की कि इलेक्ट्रॉन-डिजनरेट पदार्थ वाले एक गैर-चक्रित शरीर का सौर द्रव्यमान यदि 1.44 (चंद्रशेखर सीमा) से अधिक हुआ तो उसका पतन हो जायेगा. उनके तर्क का आर्थर एडिंग्टन द्वारा विरोध किया गया था, जिनका विश्वास था कि कोई वस्तु निश्चित रूप से इस पतन को रोकेगी. एडिंग्टन आंशिक रूप से सही थे: चंद्रशेखर सीमा से थोडा अधिक द्रब्यमान वाला सफेद बौना सितारा पतन के बाद न्यूट्रॉन तारे में परिवर्तित हो जायेगा. लेकिन 1939 में, रॉबर्ट ओप्पेन्हेइमेर और उनके सहयोगियों ने भविष्यवाणी की कि चन्द्रशेखर द्वारा दिए गए कारणों की वजह से, लगभग तीन से अधिक सौर द्रब्यमान(तोलमन-ओप्पेन्हेइमेर-वोल्कोफ्फ़ सीमा) वाले सितारा का पतन एक ब्लैक होल के रूप में हो जायेगा. ^[5]

ओप्पेन्हेइमेर और उनके सह लेखकों ने श्वार्ज़स्चाइल्ड निर्देशांक प्रणाली का (1939 में उपलब्ध एकमात्र निर्देशांक) उपयोग किया, जिसने श्वार्ज़स्चाइल्ड त्रिज्या पर गणितीय विशिष्टता को उत्पादित किया, दूसरे शब्दों में, इस समीकरण में इस्तमाल किये गए कुछ घटक श्वार्ज़स्चाइल्ड त्रिज्या पर अनंत हो जाते थे. इसका अर्थ यह निकला गया कि स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या एक "बुलबुले" की सीमा थी जिसमें समय "रुक" जाता था. यह बाहर से देखने वालों के लिए एक वैध बिंदु है, लेकिन अन्दर गिरने वालों के लिए नहीं.

इस विशेषता के कारण, पतन हो चुके तारों को कुछ समय के लिए "फ्रोजेन स्टार्स(जमे हुए तारे)"^{[तथ्य वांछित]} के नाम से जाना गया, क्योंकि एक बाहरी पर्यवेक्षक को तारे की सतह उस समय में जमी हुई दिखाई देगा जिस पल में तारे का पतन उसे स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के अंदर ले जा रहा होगा. यह आधुनिक ब्लैक होलों का एक ज्ञात लक्षण है, लेकिन इस बात पर बल दिया जाना चाहिए कि जमे हुए तारे की सतह का प्रकाश बहुत जल्दी रेडशिफ्टेड हो जाता है और ब्लैक होल को बहुत जल्दी काले रंग का बना देता है. कई भौतिकविद इस विचार को स्वीकार नहीं कर पा रहे थे कि स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के भीतर समय रुक जाता है, और 20 वर्षों तक इस बिषय पर लोगों कि रूचि नहीं रही थी.

1958 में, डेविड फिन्केल्स्तें ने एडिंग्टन-फिन्केल्स्तें निर्देशांक प्रस्तुत करते हुए घटना क्षितिज की अवधारणा पेश की, जिसने उन्हें यह साबित करने में सक्षम किया कि स्च्वार्जस्चिल्ड सतह r= 2 m एक विशिष्टता नहीं है बल्कि यह एक आदर्श एकलदिशा झिल्ली के रूप में कार्य करता है: कारणात्मक प्रभाव इसे एक ही दिशा में पार कर सकते हैं. ^[6]इसमें और ओपेन्हीमर के परिणामों को कोई खास विरोधाभास नहीं था, बल्कि इसने एक अन्दर गिरते हुए पर्यवेक्षक के दृष्टिकोण को शामिल करके इसका विस्तार ही किया. फ़िन्केल्स्तीन समेत, अभी तक के सारे सिद्धांत केवल गैर-चक्रित ब्लैक होलों को कवर करते थे.

1963 में, रॉय केर ने आवर्ती ब्लैक होल के लिए एकदम सटीक समाधान खोज लिया. इसकी चक्रित सिंग्युलेरिटी एक बिंदु नहीं बल्कि एक छल्ला थी. कुछ समय बाद, रोजर पेनरोस यह साबित करने में सक्षम हो गये कि सिंग्युलेरिटी सभी ब्लैक होलों के अन्दर पाई जाती हैं.

1967 में, खगोलविदों ने पल्सर की खोज की, और कुछ वर्षों के भीतर यह साबित करने में सक्षम हो गये कि ज्ञात पल्सर,^[7]^[8] तेजी से चक्रित न्यूट्रॉन तारे ही हैं. उस समय तक, न्यूट्रॉन तारे भी सिर्फ सैद्धांतिक उत्सुकता तक ही सिमित थे. इसलिए पल्सर की खोज ने उन सभी अति घनत्व वाली वस्तुओं के प्रति रूचि को जागृत किया जिनकी संरचना गुरुत्वीय पतन से होना संभव हुआ होगा.

भौतिकविद् जॉन व्हीलर को व्यापक रूप से 1967 में दिए गए अपने सार्वजनिक भाषण हमारा ब्रह्मांड: ज्ञात और अज्ञात में ब्लैक होल शब्द को गढ़ने का श्रेय दिया जाता है , अधिक दुष्कर "गुरुत्वीय रूप से पूर्णतः पतन को प्राप्त कर चुका तारा" के एक विकल्प के रूप में. हालांकि, व्हीलर ने जोर दिया था कि सम्मेलन में यह शब्द किसी और ने गढ़ा था और उन्होंने इसको केवल एक उपयोगी लघु-शब्द के रूप में अपनाया. यह शब्द 1964 में ऐनी एविंग द्वारा AAAS को लिखे एक पत्र में भी उद्धृत किया गया था:

According to Einstein’s general theory of relativity, as mass is added to a degenerate star a sudden collapse will take place and the intense gravitational field of the star will close in on itself. Such a star then forms a "black hole" in the universe.
—Ann Ewing, letter to AAAS^[9]

गुण और विशेषताएं

नो हेयर प्रमेय में कहा गया है कि, एक बार स्थापित हो जाने के बाद ब्लैक होल के केवल तीन स्वतंत्र भौतिक लक्षण होते हैं: द्रव्यमान, चार्ज और कोणीय गति. ^[10]किन्हीं दो ब्लैक होल की इन विशेषताओं या पैरामीटर की वेल्यू यदि समान हो तो उनके बीच भेद करना काफी दुष्कर हो जाता है.

ये लक्षण खास होते हैं क्योंकि ये ब्लैक होल के बाहर से दिखाई देते हैं. उदाहरण के लिए, अन्य किसी चार्जकृत वस्तु की ही तरह एक चार्जकृत ब्लैक होल भी समान चार्ज को दूर धकेलता है, इस तथ्य के बावजूद भी कि विद्युत और चुंबकीय बलों के लिए जिम्मेदार कण फोटौंस, आतंरिक क्षेत्र से बचकर निकल नहीं पाते हैं. इसका कारण है गाऊस नियम, एक बड़े स्फियर से बाहर निकलने वाला कुल विद्युत प्रवाह हमेशा समान रहता है, और स्फियर के भीतर के कुल चार्ज को मापता है. जब चार्ज ब्लैक होल में गिरता है, विद्युत क्षेत्र लाइनें बनी रहती हैं और क्षितिज से बाहर की और झांकती रहती हैं, और ये क्षेत्र लाइनें गिरने वाले सभी पदार्थों के कुल चार्ज को संरक्षित करती हैं. बिजली क्षेत्र लाइनें अंततः ब्लैक होल की सतह पर समान रूप से फ़ैल जाती हैं, सतह पर समान क्षेत्र लाइन घनत्व स्थापित करती हैं. इस सन्दर्भ में ब्लैक होल एक आम कंडकटिंग स्फियर की तरह काम करता है जिसकी एक निश्चित रेसिसटीविटी होती है. ^[11]

इसी तरह, ब्लैक होल को समाहित किये हुए एक स्फीयर के कुल द्रव्यमान को गॉस नियम के गुरुत्वीय अनुरूप(एनालॉग) का उपयोग करके पाया जा सकता है, ब्लैक होल से बहुत दूर बैठे बैठे. इसी तरह, कोणीय गति को बहुत दूर से, गुरुत्त्वीय-चुम्बकीय क्षेत्र द्वारा फ्रेम ड्रेगिंग का उपयोग करके मापा जा सकता है.

जब ब्लैक होल किसी पदार्थ को निगलता है, उसका क्षितिज घर्षण युक्त विस्तृत झिल्ली की तरह दोलन करता है, एक क्षणिक प्रणाली, जब तक यह अंतिम अवस्था में स्थापित नहीं हो जाता. यह विद्युत-चुंबकत्व या गेज सिद्धांत जैसे अन्य क्षेत्र सिद्धांत से अलग है, जिनमें कभी भी कोई घर्षण या रेसिसटीविटी नहीं होती क्योंकि वे समय पलटवाँ होते हैं. क्योंकि ब्लैक होल अंततः एक अंतिम अवस्था में केवल तीन मापदंडों के साथ स्थापित होता है, प्रारंभिक स्थितियों के बारे में जानकारी को खोने से बचाने का कोई तरीका नहीं है: ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण और विद्युत क्षेत्र उसके अन्दर जाने वाली चीजों के बारे में बहुत कम जानकारी प्रदान कर पाते हैं. लुप्त जानकारी में वे सभी चीजें शामिल हैं जिन्हें ब्लैक होल क्षितिज से बहुत दूरी से मापा नहीं जा सकता है, जैसे की, कुल बेरयोन नंबर, लेपटोन नंबर, तथा कण भौतिकी के लगभग सभी अन्य संरक्षित स्यूडो-चार्ज. यहाँ से करना है यह व्यवहार इतना अजीब है कि इसे 'ब्लैक होल जानकारी नुकसान विरोधाभास' (ब्लैक होल इन्फोर्मेशन लॉस पैराडोक्स) कहा गया है. ^[12] ^[13] ^[14]

पारंपरिक रूप से भी ब्लैक होल में जानकारी का लुप्त होना काफी अजीब है, क्योंकि सामान्य सापेक्षता एक लैग्रेन्गियन सिद्धांत है जो ऊपर ऊपर से टाइम रिवर्सिबल और हैमिल्टोनीयन प्रतीत होता है. लेकिन क्षितिज के कारण ब्लैक होल समय पलटवाँ नहीं होता है: पदार्थ इसमें घुस सकते हैं पर निकल नहीं सकते. एक आम ब्लैक होल में समय के पलटने को व्हाइट होल कहा गया है, हालाँकि एंट्रोपी और क्वांटम मकेनिक्स यह दर्शाते हैं कि व्हाइट होल ब्लैक होल के समान ही हैं.

नो-हेयर प्रमेय हमारे ब्रह्मांड और उसमें शामिल पदार्थों की प्रकृति के बारे में कुछ मान्यताओं बनाता है, जबकि अन्य मान्यतायें अलग निष्कर्ष प्रदान करती हैं. उदहारण के लिए, यदि चुम्बकीय एकल-ध्रुवों का अस्तित्व है, जैसा कि कुछ सिद्धांतों ^[15] द्वारा कहा गया है, चुम्बकीय चार्ज एक पारम्परिक ब्लैक होल का चौथा मापदंड होगा.

निम्नलिखित मामलों के लिए नो-हेयर प्रमेय के प्रति-उदहारण ज्ञात हैं:

चार से अधिक अन्तरिक्ष-समय आयाम
गैर-अबेलियन यांग-मिल्स क्षेत्र की उपस्थिति में
असतत गेज सिमेट्री के लिए.
कुछ गैर-मिनिमली अदिश क्षेत्र ^[16]
जब स्केलार्स को मरोड़ा जा सकता है, जैसे कि स्किरमिओंस में
गुरुत्व के संशोधित सिद्धांतों में, आइंस्टीन के सामान्य सापेक्षता से अलग.

ये अपवाद कभी कभी अस्थिर होते हैं, और कभी कभी ब्लैक होल से दूर नई संरक्षित क्वांटम संख्याओं तक नहीं ले जाते हैं. ^[17]हमारे चार-आयामी और लगभग सपाट ब्रह्माण्ड^[18] में इस प्रमेय को लागू होना चाहिए.

वर्गीकरण

भौतिक गुणों से

सरलतम ब्लैक होल वह है जिसका द्रब्यमान है लेकिन न तो चार्ज है और न ही कोणीय गति. इन ब्लैक होल को स्च्वार्जस्चिल्ड ब्लैक होल के नाम से भी जाना जाता है, भौतिकविद् कार्ल स्च्वार्जस्चिल्ड के नाम पर जिन्होंने 1915 में इस समाधान की खोज की थी. ^[4]यह आइंस्टीन क्षेत्र समीकरण के लिए खोजा जाने वाला पहला विश्वसनीय और सटीक समाधान था, और बिर्खोफ्फ़ प्रमेय के अनुसार यह एकमात्र निर्वात समाधान है जो स्फेरिकली सिमेट्रिक है. ^[19]इसका मतलब यह है कि इस तरह के एक ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र और समान द्रव्यमान की किसी भी अन्य गोलाकार वस्तु के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र बीच कोई दृश्य अंतर नहीं है. ब्लैक होल के लिए यह लोकप्रिय धारणा की यह अपने चारों ओर "प्रत्येक वस्तु को अन्दर खींचता रहता है" केवल इसके क्षितिज के पास ही सत्य बैठती है; दूरी पर, इसका बाहरी गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र अनिवार्य रूप से साधारण भारी पिंडों की तरह का ही होता है. ^[20]

ब्लैक होल के अधिक सामान्य समाधान 20 वीं सदी के उत्तरार्ध में खोजे गये थे. रेइस्स्नेर-नोर्दस्त्रोम मेट्रिक विद्युत चार्ज वाले ब्लैक होल का वर्णन करता है, जबकि केर्र मेट्रिक एक चक्रित ब्लैक होल प्रदान करता है. केर्र -न्यूमैन मेट्रिक सामान्यतया अधिक प्रचलित स्थिर ब्लैक होल समाधान है, जो चार्ज और कोणीय गति दोनों का वर्णन करता है.

हालांकि एक ब्लैक होल का द्रव्यमान कोई भी पोजिटिव मूल्य ले सकता है, चार्ज और कोणीय गति द्रव्यमान द्वारा बाध्य होते हैं. प्राकृतिक इकाइयों में, कुल चार्ज $Q\,$ और कुल कोणीय गति $J\,$ से उम्मीद की जाती है की वे निम्नलिखित को संतुष्ट करेंगे

Q^{2}+\left({\tfrac {J}{M}}\right)^{2}\leq M^{2}\,

M द्रव्यमान वाले एक ब्लैक होल के लिए.

इस असमानता को भरने वाले ब्लैक होल को एक्सट्रीमल कहा जाता है. असमानता का उल्लंघन करने वाले आइंस्टीन के समीकरणों के समाधानों का अस्तित्व है, लेकिन उनमें क्षितिज नहीं है. इन समाधानों में नग्न विशिष्टता है और इन्हें अभौतिक माना जाता है, क्योंकि कॉस्मिक सेंसरशिप परिकल्पना वास्तविक पदार्थों के समग्र गुरुत्वाकर्षण पतन की वजह से इस विशिष्टता को नकार देती है. ^[21]यह संख्यात्मक अनुकृतियों (सिमुलेशन) द्वारा समर्थित है. ^[22]

विद्युत चुम्बकीय बल की अपेक्षाकृत बड़ी ताकत के कारण, तारों के पतन से बनने वाले ब्लैक होल से अपेक्षा की जाती है कि वे तारों के न्यूट्रल चार्ज को बनाये रखेंगे. चक्रण को कॉम्पैक्ट वस्तुओं का एक सामान्य गुण माना गया है, और ऐसा प्रतीत होता है कि ब्लैक होल के प्रत्याशी binary X-ray source GRS 1915+105 ^[23] की कोणीय गति अपने अधिकतम संभव वेल्यू के करीब है.

द्रव्यमान के द्वारा

वर्ग	द्रब्यमान	आकार
अत्यधिक द्रव्यमान वाला ब्लैक होल	~10⁵–10⁹ M_Sun	~ 0.001-10 AU
मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाला ब्लैक होल	~10³ M_Sun	~10³ km = R_Earth
तारकीय-द्रव्यमान	~ 10 M_Sun	~ 30 किमी
सूक्ष्म ब्लैक होल	up to ~M_Moon	up to ~0.1 mm

ब्लैक होल को सामान्यतः उनके द्रव्यमान के अनुसार वर्गीकृत किया जाता है, कोणीय गति $J\,$ से स्वतंत्र. घटना क्षितिज त्रिज्या, या श्वार्ज़स्चाइल्ड त्रिज्या, द्वारा निर्धारित ब्लैक होल का आकार द्रव्यमान $M\,$ के अनुपात में होता है,

r_{sh}\approx 2.95\,M/M_{\bigodot }\;\mathrm {km,}

जहां $r_{sh}\,$ स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या है और $M_{\bigodot }$ सूर्य का द्रव्यमान है. इस प्रकार एक ब्लैक होल का आकार और द्रव्यमान साधारण रूप से संबंधित होते हैं, रोटेशन से स्वतंत्र. इस कसौटी के अनुसार, ब्लैक होलों को इस प्रकार वर्गीकृत किया जाता है:

अत्यधिक विशालकाय - इनमें सैकड़ों हजारों से लेकर अरबों तक सौर द्रव्यमान होता है, और ऐसा माना जाता है कि ये अधिकांश आकाशगंगाओं के केंद्र में स्थित हैं,^[24] ^[25]हमारी आकाश गंगा में भी. ^[26]ऐसा विचार है कि ये सक्रिय आकाशीय नाभिक के लिए जिम्मेदार होते हैं, संभव है कि ये या तो छोटे ब्लैक होल के संघीकरण से बनते हैं या तारों और गैस के उनपर एकत्र होने से. सबसे बड़ा ज्ञात अत्यधिक द्रब्यमान वाला ब्लैक होल OJ 287 में स्थित है जिसका वज़न 18 अरब सौर द्रब्य्मान है. ^[27]

मध्यवर्ती - हजारों सौर द्रव्यमान शामिल होते हैं. उन्हें अति चमक वाला एक्स रे स्रोतों के लिए एक संभव शक्ति स्रोत के रूप में प्रस्तावित किया गया है. ^[28]उनके स्वतः निर्माण का कोई ज्ञात तरीका नहीं है, इसलिए उनका निर्माण सम्भवतः कम द्रव्यमान वाले ब्लैक होलों की टक्कर से होता है, गोलाकार क्लस्टर के घने तारकीय कोर में या आकाशगंगाओं में.^{[तथ्य वांछित]} ये निर्माण घटनाएँ गहन गुरुत्वीय तरंगें पैदा करती हैं जिन्हें जल्दी ही देखा जा सकता है. अत्यधिक और माध्यमिक द्रब्यमान वाले ब्लैक होल के बीच की सीमा दृष्टिकोण पर निर्भर है. उनकी निम्नतम द्रव्यमान सीमा , सीधे तौर पर एक विशालकाय तारे के पतन से बनने वाले ब्लैक होल का अधिकतम द्रव्यमान, के बारे में वर्तमान में ज्यादा ज्ञात नहीं है लेकिन ऐसा माना जाता है कि वह 200 सौर द्रव्यमान से काफी काम होगी.

तारकीय-द्रव्यमान -- इनके द्रव्यमान 1.4-3 सौर द्रव्यमान (न्यूट्रॉन तारों के अधिकतम द्रव्यमान के लिए, 1.4 चंद्रशेखर सीमा है, और 3 टोल्मन -ओप्पेन्हेइमेर -वोल्कोफ्फ़ सीमा है) की निचली सीमा से लेकर 15-20 सौर द्रव्यमान तक हो सकते हैं. इनका निर्माण तारों के पतन, या द्विआधारी न्यूट्रॉन तारों के संघीकरण (गुरुत्वाकर्षण विकिरण के कारण अनिवार्य) द्वारा होता है. सितारे लगभग 100 सौर द्रब्यमान के प्रारंभिक द्रब्यमान से बन सकते हैं, या संभवतः इससे भी अधिक, लेकिन ये अपने विकास के शुरुआती चरणों के दौरान अपनी अधिकांश भारी बाहरी परतों को त्याग देते हैं, या तो लाल दानव AGB और वुल्फ- रायेत चरणों के दौरान नक्षत्रीय हवाओं में बह जाते हैं, या तो सितारों के सुपरनोवा विस्फोटों में निष्कासित हो न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल में बदल जाते हैं. अधिकांश तारकीय विकास की अंतिम अवस्था के सैद्धांतिक मॉडलों द्वारा जाने जाते हैं, तारकीय-द्रब्यमान वाले ब्लैक होल के द्रव्यमान की ऊपरी सीमा के बारे में वर्तमान में कुछ निश्चित नहीं है. अभी तक हलके तारों के कोर सफ़ेद बौनों का निर्माण करते हैं.

सूक्ष्म (या लघु ब्लैक होल )-द्रब्यमान एक सितारे से बहुत कम होता है. इन आकारों में, क्वांटम यांत्रिकी के प्रभावी हो जाने की उम्मीद होती है. तारकीय विकास की सामान्य प्रक्रियाओं के माध्यम से उनके निर्माण के लिए कोई ज्ञात प्रक्रिया नहीं है, लेकिन कुछ स्फीतिकारी परिदृश्य ब्रह्माण्ड के विकास के शुरुआती चरणों में उनके निर्माण की भविष्यवाणी कर सकते हैं.^{[तथ्य वांछित]} कक्वांटम गुरुत्व के कुछ सिद्धांतों के अनुसार उनका निर्माण कॉस्मिक किरणों के वातावरण से टकराने के कारण उत्पन्न होने वाली बेहद ऊर्जावान प्रक्रियाओं में हो सकता है, और यहाँ तक कि विशाल हेड्रन कोलाईडर जैसे कण एक्सीलिरेटर में भी हो सकता है.^{[तथ्य वांछित]} हॉकिंग विकिरण सिद्धांत के अनुसार ऐसे ब्लैक होल गामा विकिरण की चमक के साथ लुप्त हो जायेंगे. नासा की फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप सॅटॅलाइट (पूर्व में GLAST) जिसे 2008 में लॉन्च किया गया था, ऐसी कौंध की खोज कर रहा है. ^[29]

घटना क्षितिज

ब्लैक होल से बहुत दूरी पर एक कण किसी भी दिशा में जा सकता है.\|इस पर सिर्फ प्रकाश की गति ही रोक लगा सकती है.
ब्लैक होल के नजदीक अंतरिक्ष-समय विकृत होना शुरू होता है. ब्लैक होल से दूर जाने वाले मार्गों की तुलना में उसकी तरफ आने वाले मार्गों की संख्या ज्यादा होती है.
घटना क्षितिज के अंदर के सभी रास्ते कण को ब्लैक होल के केन्द्र के करीब लाते हैं. कणों के लिए अब यह संभव नहीं रह जाता है की वे इससे बच सकें.

ब्लैक होल की विशिष्टता है घटना क्षितिज का प्रकट होना; अन्तरिक्ष-समय की एक सीमा जिसके परे घटनाएँ एक बाहरी पर्यवेक्षक को प्रभावित नहीं कर सकती हैं. जैसा कि सामान्य सापेक्षता ने भविष्यवाणी की थी, द्रव्यमान की उपस्थिति अन्तरिक्ष-समय को इस प्रकार विकृत कर देती है कि कणों के मार्ग उन्हें उस द्रव्यमान की तरफ ले जाते हैं. ब्लैक होल के घटना क्षितिज पर यह विकृति इतनी शक्तिशाली हो जाती है कि बाहर जाने का कोई मार्ग बचता ही नहीं है. ^[30]एक बार कोई कण घटना क्षितिज के अन्दर आ जाये, उसका ब्लैक होल के भीतर जाना अवश्यंभावी हो जाता है.

दूर खड़े एक दर्शक के लिए, ब्लैक होल के निकट की घडियां ज्यादा धीरे चलती प्रतीत होंगी. ^[31] इस प्रभाव के कारण(गुरुत्वाकर्षण समय फैलाव के रूप में ज्ञात), दूर खड़ा दर्शक यह देखेगा कि ब्लैक होल में गिरने वाली कोई वस्तु उसके घटना क्षितिज के निकट आने पर धीमी हो जाती है, उस तक पहुँचने के लिए अनंत समय लेती हुई प्रतीत होती है. ^[32]उसी समय इस वस्तु की सभी क्रियाएँ धीमी हो जाती हैं जिसके परिणाम स्वरूप निकलने वाला प्रकाश अधिक लाल और मद्धम प्रतीत होता है, इस प्रभाव को ग्रेविटेशनल रेड शिफ्ट कहा जाता है.^[33] अंत में, गिरने वाली वस्तु इतनी मद्धम हो जाती है कि दिखाई देना बंद हो जाती है, एक बिंदु पर घटना क्षितिज पर पहुँचने से ठीक पहले.

गैर-चक्रित (स्थिर) ब्लैक होल के लिए स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या स्फेरिकल घटना क्षितिज को सीमा-मुक्त करती है. एक वस्तु की स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या द्रव्यमान के अनुपात में होती है. ^[34] चक्रित ब्लैक होल में विकृत, नोन्स्फेरिकल घटना क्षितिज होता है. चूंकि घटना क्षितिज एक भौतिक सतह नहीं है बल्कि केवल एक गणितीय परिभाषित सीमा है, पदार्थ या विकिरण को ब्लैक होल में प्रवेश करने से रोकने वाला कुछ भी नहीं है, केवल बाहर निकलने से इनको रोका जाता है. ब्लैक होल के लिए सामान्य सापेक्षता द्वारा दिया गया वर्णन एक सन्निकटन है, और ऐसी अपेक्षा की जाती है कि क्वांटम गुरुत्व प्रभाव घटना क्षितिज के निकट से महत्वपूर्ण हो जाते हैं. ^[35]यह, ब्लैक होल के घटना क्षितिज के निकट पदार्थ के प्रेक्षण को, सामान्य सापेक्षता और उसके प्रस्तावित विस्तारों के अध्ययन को संभव बनता है.

हालांकि ब्लैक होल स्वयं उर्जा विकिरित नहीं करते हैं, घटना क्षितिज के ठीक बाहर से, हॉकिंग विकिरण के माध्यम से, विद्युत-चुम्बकीय विकिरण और पदार्थ कण विकीर्ण हो सकते हैं. ^[36]

विशिष्टता(सिंग्युलेरिटी)

सिंग्युलेरिटी ब्लैक होल के केंद्र में होती है, जहाँ पदार्थ में दबने के कारण अनंत घनत्व हो जाता है, गुरुत्वाकर्षण खिंचाव अनंत शक्तिशाली होता है, और अन्तरिक्ष-समय में अनंत विकृति होती है. ^[37]इसका मतलब एक ब्लैक होल का द्रव्यमान शून्य वोल्यूम वाले एक क्षेत्र में पुर्णतः संकुचित हो जाता है. ^[38]ब्लैक होल के केंद्र में इस शून्य-आयतन, अनंत रूप से सघन क्षेत्र को गुरुत्वीय सिंग्युलेरिती कहा जाता है.

एक गैर-चक्रित ब्लैक होल की सिंग्युलेरिती की लम्बाई, चौडाई और ऊंचाई शून्य होती है; एक चक्रित ब्लैक होल की सिंग्युलेरिती छल्ले के आकार की होती है और रोटेशन के प्लेन में स्थित होती है. ^[39]छल्ले में कोई मोटाई नहीं होती इसलिए कोई आयतन नहीं होता.

सामान्य सापेक्षता में सिंग्युलेरिटी की उपस्थिति को सामान्यतः सिद्धांत के लागू न होने का संकेत माना जाता है. ^[40]हालाँकि यह अपेक्षित है; यह ऐसी परिस्थिति में घटित होता है जहाँ क्वांटम यांत्रिक प्रभावों को इनका वर्णन करना चाहिए था, अति उच्च घनत्व और कण सहभागिताओं के कारण. अब तक क्वांटम और गुरुत्व के प्रभाव का एक ही सिद्धांत में संयोजन करना संभव नहीं हो सका है. आम तौर पर उम्मीद की जाती है कि क्वांटम गुरुत्व के सिद्धांत में सिन्ग्युलेरिटी रहित ब्लैक होल होंगे. ^[41] ^[42]

फोटोन स्फीयर

फोटोन स्फीयर शून्य मोटाई वाली एक स्फेरिकल सीमा है जहाँ स्फीयर की स्पर्शरेखा में चलते हुए फोटोन एक गोल कक्षा में फंस जायेंगे. अनावर्ती ब्लैक होल के लिए, फोटोन स्फीयर की त्रिज्या स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या की 1.5 गुना होती है. ये कक्षाएं गतिशील रूप से अस्थिर हैं, इसलिए कोई भी छोटी सी गड़बडी (शायद किसी गिरते हुए पदार्थ के द्वारा) भी समय के साथ बड़ी होती जायेगी ओए या तो उसे ब्लैक होल के परे फेंक देगी या घटना क्षितिज के भीतर धकेल देगी.

हालांकि प्रकाश अभी भी फोटोन स्फीयर के अंदर से बच सकता है, कोई प्रकाश जो अन्दर की और जाती प्रक्षेपण पथ से फोटों क्षेत्र को पार करती है उसपर ब्लैक होल का कब्जा हो जायेगा. इसलिए कोई भी प्रकाश जो फोटोन स्फीयर के अंदर से बाहर खड़े एक दर्शक तक पहुंचता है, निश्चित रूप से फोटोन स्फीयर के अदंर परंतु घटना क्षितिज के बाहर की किसी वस्तु द्वारा उत्सर्जित हुआ होगा.

न्यूट्रॉन तारों जैसी अन्य कॉम्पैक्ट वस्तुओं में भी फोटोन स्फीयर हो सकते हैं. ^[43]यह तथ्य इस बात पर आधारित है कि एक वस्तु का गुरुत्व क्षेत्र उसके वास्तविक आकार पर निर्भर नहीं करता, इसलिए कोई वस्तु जो स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के १.५ गुना से अधिक छोटी हो उस, वस्तु के द्रब्यमान से सम्बंधित एक फोटोन स्फीयर वास्तव में होगा.

एर्गोस्फियर

चित्र:Ergosphere.svg

एक चक्रित ब्लैक होल का अर्ग क्षेत्र: यह अर्गक्षेत्र एक सपाट उपगोल क्षेत्र है जो घटना क्षितिज के बाहर होता है जहाँ कोई भी वस्तु स्थिर नहीं रह सकती है.

चक्रित ब्लैक होल चारों तरफ से एर्गोस्फियर नमक एक अन्तरिक्ष-समय क्षेत्र से घिरा होता है जिसमें स्थिर खडा होना असंभव है. यह फ्रेम-ड्रेगिंग नामक एक प्रक्रिया का परिणाम है; सामान्य सापेक्षता की भविष्यवाणी है कि कोई भी चक्रित द्रब्यमान, स्वंयम को घेरे हुए अंतरिक्ष समय को थोड़ा खींचने की चेष्टा करेगा. चक्रित द्रब्यमान के पास की कोई भी वस्तु चक्र की दिशा में घूमना शुरू कर देगी. एक चक्रित ब्लैक होल के लिए घटना क्षितिज के पास इसका प्रभाव इतना मजबूत हो जाता है कि किसी वस्तु को स्थिर खड़े रहने मात्र के लिए इसके विपरीत दिशा में प्रकाश कि गति से भी तेज चलना होगा.

एक ब्लैक होल का एर्गोस्फियर निम्नलिखित से घिरा होता है:

बाहर की तरफ एक सपाट स्फेरोइड है जो ध्रुवों पर घटना क्षितिज के साथ स्थित होता है, और "भूमध्य रेखा" के आसपास उल्लेखनीय तौर पर चौड़ा होता है. इस सीमा को कभी कभी "अर्ग सतह" भी कहा जाता है, लेकिन यह सिर्फ एक सीमा है और इसमें घटना क्षितिज से अधिक ठोसता नहीं होती है. ठीक एर्गोस्फियर के बिन्दुओं पर, "अंतरिक्ष-समय प्रकाश की गति से खींचा जाता है."
भीतर की तरफ, (बाह्य) घटना क्षितिज होता है.

एर्गोस्फियर के भीतर, अंतरिक्ष-समय प्रकाश से अधिक गति से खींचा जाता है-- सामान्य सापेक्षता में भौतिक वस्तुओं का प्रकाश से तेज गति से चलना वर्जित है (विशेष सापेक्षता भी ऐसा ही करता है), लेकिन अंतरिक्ष-समय क्षेत्रों को अनुमति देता है कि वे अन्य अंतरिक्ष-समय क्षेत्रों की तुलना में प्रकाश से तेज चल सकें.

वस्तुएं और विकिरण (प्रकाश सहित), केंद्र में गिरे बिना एर्गोस्फियर के भीतर कक्षा में रह सकती हैं. लेकिन वे मंडरा नहीं सकते (स्थिर रहना, जैसा कि एक बाहरी दर्शक द्वारा देखा जायेगा), क्योंकि इसके लिए उन्हें स्वयं के अन्तरिक्ष-समय क्षेत्र की तुलना में पीछे की ओर प्रकाश से भी तेज चलने की आवश्यकता होगी, जो एक बाहरी दर्शक की तुलना में प्रकाश से तेज चल रहे हैं.

वस्तुएं और विकिरण भी एर्गोस्फियर से बच कर निकल सकते हैं. असल में पेनरोज़ प्रक्रिया भविष्यवाणी करती है कि वस्तुएं कभी कभी एगोस्फियर उड़ कर बाहर चली जाएँगी, इसके लिए उर्जा वे ब्लैक होल की कुछ ऊर्जा को "चुरा" कर प्राप्त करेंगी. अगर वस्तुओं के कुल द्रब्यमान का बड़ा भाग इस तरह बच निकलता है, ब्लैक होल की घूमने की गति और धीमी पड़ जायेगी और अंततः शायद घूमना बंद भी हो जाये.

संरचना और विकास

ब्लैक होल की आकर्षक छवि के कारण यह सवाल उठना लाजिमी है कि क्या वास्तव में इस प्रकार की विचित्र वस्तुओं का अस्तित्व है, या ये आइंस्टीन समीकरणों के काल्पनिक समाधान मात्र हैं. आइंस्टाइन की स्वयं kr यह गलत धारणा थी कि ब्लैक होलों का निर्माण संभव नहीं है, क्योंकि उनका विश्वास था कि पतन की ओर अग्रसर कणों की कोणीय गति उनकी चाल को स्थिरता प्रदान करेगी. ^[44] इसकी वजह से सामान्य सापेक्षता समुदाय कई वर्षों तक इसके विरोधी परिणामों को खारिज करता रहा.

लेकिन उनमें से कुछ इस विश्वास पर कायम रहे कि ब्लैक होल का अस्तित्व वास्तव में है,^[45] और 1960 के दशक के अंत तक वे अधिकांश शोधकर्ताओं को यह विश्वास दिलाने में सफल रहे कि घटना क्षितिज का निर्माण वाकई में संभव है.

एक बार एक घटना क्षितिज का निर्माण हो जाये, रोजर पेनरोज़ ने यह सिद्ध कर दिया कि उसके भीतर कहीं न कहीं सिन्ग्युलेरिटी का निर्माण अवश्य होगा. इसके कुछ ही समय पश्चात्, स्टीफेन हॉकिंग ने यह दर्शाया कि बिग बैंग के कई ब्रह्मांडीय समाधानों में सिन्ग्युलेरिटी का अस्तित्व है, स्केलर क्षेत्रों और अन्य विदेशी पदार्थों की अनुपस्थिति में (देखें: पेनरोज़-हॉकिंग सिन्ग्युलेरिटी प्रमेय). केर्र समाधान, नो-हेयर प्रमेय और ब्लैक होल ऊष्मप्रवैगिकी के नियमों ने दर्शाया कि ब्लैक होल के भौतिक लक्षण सरल हैं और आसानी से समझे जा सकते हैं, इन्हें शोध के सम्मानित विषयों का दर्जा मिल गया. ^[46]ऐसा माना जाता है कि ब्लैक होलों के निर्माण की प्राथमिक प्रक्रिया तारों जैसी भारी वस्तुओं का गुरुत्त्वीय पतन रही होगी, लेकिन कई अन्य प्रक्रियाएं भी हैं जो ब्लैक होल के निर्माण की तरफ ले जा सकती हैं.

गुरुत्वीय पतन

गुरुत्वीय पतन तब होता है जब एक वस्तु का आंतरिक दबाव उसके अपने गुरुत्वाकर्षण का विरोध करने के लिए अपर्याप्त हो. तारों में यह आमतौर पर इसलिए होता है क्योंकि या तो तारों में अपने तापमान को बनाए रखने के लिए "ईंधन" अपर्याप्त है, या एक तारा जो स्थिर था उसे ढेर सारे अतिरिक्त पदार्थ मिले परंतु उसके क्रोड़ का तापमान नहीं बढा. दोनों स्थितियों में, तारे का तापमान स्वयं के वजन तले अपने पतन को रोक पाने के लिए अपर्याप्त साबित होगा ( आदर्श गैस नियम, दबाव, तापमान और वोल्यूम के बीच सम्बंध को स्थपित करता है).

इस पतन को तारे के घटकों के आपजात्य दबाव द्वारा रोका जा सकता है, पदार्थ एक आकर्षक घनी अवस्था में संघनित हो जाता है. इसका परिणाम, एक प्रकार का कॉम्पैक्ट तारा. किस किस्म का कॉम्पैक्ट तारा बनेगा यह अवशेष के द्रब्यमान पर निर्भर करेगा - पतन के कारण हुए परिवर्तनों के बाद बचे हुए पदार्थों नें (उदहारण: सुपरनोवा या कम्पन द्वारा उत्पन्न ग्रहीय नेब्युला) बाहरी सतहों को नेस्तनाबूद कर दिया है. नोट करें कि यह मूल तारे से काफी कम होगा- ५ से अधिक सौर द्रब्यमान वाले अवशेषों का उत्पादन ऐसे तारों से होता है जिनका द्रव्यमान पतन से पहले २० से अधिक रहा होगा.

यदि अवशेष का द्रव्यमान ~ 3-4 सौर द्रब्यमान (तोलमन-ओप्पेन्हेइमेर-वोल्कोफ्फ़ सीमा) से अधिक हो-- क्योंकि मूल तारा या तो बहुत भारी था या अवशेष ने अतिरिक्त द्रब्यमान एकत्र कर लिया है)- न्यूट्रॉन का अपजात्य दबाव भी पतन को रोकने के लिए अपर्याप्त है. इसके बाद ऐसी कोई ज्ञात प्रक्रिया (शायद सिवाय क्वार्क आपजात्य दबाव के, देखें क्वार्क तारा) नहीं है जो इस पतन को रोक सके, और वस्तु पतित हो कर ब्लैक होल में तब्दील हो जायेगी.

भारी तारों के इस गुरुत्वीय पतन को ही अधिकांश (यदि सभी नहीं) तारकीय द्रब्यमान वाले ब्लैक होलों के गठन के लिए जिम्मेदार माना जाता है.

बिग बैंग में प्राचीन ब्लैक होल

गुरुत्वीय पतन के लिए बहुत अधिक घनत्व की आवश्यकता होती है. ब्रह्मांड के वर्तमान युग में यह उच्च घनत्व केवल तारों में ही मिलती है, लेकिन प्रारंभिक ब्रह्मांड में बिग बैंग के शीघ्र बाद घनत्व काफी अधिक हुआ करते थे, हो सकता है इसी ने ब्लैक होल के निर्माण को संभव बनाया हो. उच्च घनत्व अकेले एक ब्लैक होल के निर्माण के लिए पर्याप्त नहीं है क्योंकि द्रब्यमान का समान वितरण, द्रब्यमान को इकट्ठा होने की अनुमति नहीं देगा. इस घने माध्यम में प्राचीन ब्लैक होलों के गठन हेतु, प्रारंभिक घनत्वीय गड़बड़ियों का होना आवश्यक है जो बाद में स्वयं के गुरुत्त्व के प्रभाव में बढ़ सकें. प्रारंभिक ब्रह्मांड के विभिन्न मॉडलों में इन गड़बडियों के आकार के बारे में व्यापक मतभेद है. विभिन्न मॉडलों ने ब्लैक होल के निर्माण का पूर्वानुमान लगाया था, प्लैंक द्रव्यमान से लेकर सैकड़ों हजारों सौर द्रब्यामानों तक के. ^[47]अतः आदिम ब्लैक होल किसी भी प्रकार के ब्लैक होल के निर्माण का कारण हो सकते हैं.

उच्च ऊर्जा वाली टक्करें

गुरुत्वीय पतन ही एकमात्र प्रक्रिया नहीं है जो ब्लैक होल का निर्माण कर सकती है. सिद्धांत रूप में, ब्लैक होल का निर्माण उच्च ऊर्जा टक्करों में भी संभव है जो पर्याप्त घनत्व पैदा करती हैं. हालांकि, अभी तक, ऐसी किसी भी ऐसी कोई घटना को प्रत्यक्ष या परोक्ष रूप में, कण त्वरक प्रयोगों में द्रब्यमान संतुलन की कमी के रूप में नहीं पाया गया है. ^[48]इसका अर्थ यह निकलता है कि ब्लैक होल के द्रव्यमान के लिए एक निचली सीमा होनी चाहिए. सिद्धांततः, इस सीमा को प्लैंक द्रव्यमान (~10¹⁹ GeV/c² = ~2 × 10^-8 kg) के आसपास होना चाहिए, जहाँ ऐसी अपेक्षा की जाती है कि क्वांटम प्रभाव सामान्य सापेक्षता के सिद्धांत को गलत साबित कर देंगे.^{[तथ्य वांछित]} इस कारण पृथ्वी या उसके आस पास ब्लैक होल के निर्माण की संभावना को बिलकुल नकारा जा सकता है. हालाँकि, क्वांटम गुरुत्व के कुछ विकास ऐसा दर्शाते हैं कि इस बंध की सीमा काफी नीचे हो सकती है. उदहारण के लिए, कुछ ब्रेनवर्ल्ड परिदृश्य प्लैंक द्रव्यमान को काफी नीचे रखते हैं, शायद 1 TeV/c² इतना नीचे तक. ^[49]यह, सूक्ष्म ब्लैक होल के निर्माण को उच्च उर्जा टक्करों या CERN के विशाल हैड्रन कोलाइडर में संभव कर सकता है. हालांकि ये सारे सिद्धांत काफी काल्पनिक हैं और कई वैज्ञानिको का मत है कि इन प्रक्रियाओं में ब्लैक होल का निर्माण संभव नहीं है.

विकास

एक बार बनने के बाद ब्लैक होल, अतिरिक्त पदार्थों के अवशोषण द्वारा विकसित होना जारी रखता है. सारे ब्लैक होल अंतरतारकीय धूल और सर्वव्यापी विकिरण को लगातार अवशोषित करते रहेंगे, लेकिन इनमें से किसी भी प्रक्रिया का एक तारकीय ब्लैक होल के द्रव्यमान पर कोई खास प्रभाव नहीं पड़ता है. अधिक महत्वपूर्ण योगदान तब होते हैं जब एक ब्लैक होल का निर्माण एक द्विआधारी तारा प्रणाली में होती है. निर्माण के बाद ब्लैक होल अपने साथी से काफी मात्रा में पदार्थ अवशोषित कर सकता है.

अत्यधिक बड़े योगदान तब प्राप्त होते हैं जब एक ब्लैक होल का अन्य तारों या कॉम्पैक्ट वस्तुओं से विलय होता है. अधिकांश आकाशगंगाओं के केंद्र में स्थित अति विशालकाय ब्लैक होलों का निर्माण संभवतः कई छोटी वस्तुओं के विलय के द्वारा हुआ होगा. इसी प्रक्रिया को कुछ मध्यवर्ती द्रब्यमान वाले ब्लैक होलों के निर्माण के लिए भी प्रस्तावित किया गया है.

जैसे जैसे एक वस्तु घटना क्षितिज की तरफ बढती है, क्षितिज फूलना आरंभ कर देता है और लपक कर उसको निगल लेता है. इसके शीघ्र बाद त्रिज्या का विस्तार (अतिरिक्त द्रव्यमान के कारण) पूरे होल में समान रूप से वितरित हो जाता है.

वाष्पीकरण

1974 में, स्टीफन हॉकिंग ने दिखाया कि ब्लैक होल पूरी तरह से काले नहीं हैं, बल्कि ये थोड़ी मात्रा में तापीय विकिरण भी निकालते हैं. ^[50]उन्हें यह परिणाम मिला एक स्थिर ब्लैक होल पृष्ठभूमि में प्रमात्रा क्षेत्र सिद्धांत (क्वांटम फील्ड थ्योरी) का प्रयोग करके. उनके समीकरणों का परिणाम यह है कि एक ब्लैक होल को कणों को एक आदर्श ब्लैक बॉडी स्पेक्ट्रम में छोड़ना चाहिए. यह प्रभाव हॉकिंग विकिरण के रूप में जाना गया. हॉकिंग परिणाम के बाद से, कईयों नें विभिन्न तरीकों के माध्यम से इस प्रभाव को सत्यापित किया है. ^[51]यदि ब्लैक होल विकिरण का यह सिद्धांत सही है, तो ऐसी अपेक्षा की जाती है कि ब्लैक होल विकिरण के तापीय किरणपुंज को निकालेंगे, और इससे द्रब्यमान का क्षय होगा, क्योंकि सापेक्षता सिद्धांत के अनुसार द्रब्यमान उच्च संघनित ऊर्जा मात्र है (E = Mc ²). ^[50] समय के साथ ब्लैक होल सिकुड़ कर हवा में उड़ जायेंगे. इस किरणपुंज का तापमान (हॉकिंग तापमान) ब्लैक होल के सतही गुरुत्वाकर्षणके आनुपातिक रहता है, जो बदले में द्रव्यमान के लिए विपरीत रूप में अनुपातिक रहता है. इसलिए बड़े ब्लैक होल छोटे ब्लैक होल से कम विकिरण छोड़ते हैं.

5 सौर द्रब्यमान वाले एक तारकीय ब्लैक होल का हॉकिंग तापमान करीब 12 नानोकेल्विंस होता है. यह अन्तरिक्षीय सूक्ष्म-तरंग पृष्ठभूमि द्वारा उत्पादित 2.7K से काफी कम है. तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल हॉकिंग विकिरण के माध्यम से जितना द्रब्यमान छोड़ते हैं उससे अधिक द्रव्यमान वे कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि से प्राप्त कर लेते हैं, अतः वे सिकुड़ने की बजाय फैलते जाते हैं. 2.7 K से अधिक हॉकिंग तापमान प्राप्त करने के लिए(ताकि वे वाष्पित हो सकें), एक ब्लैक होल को चंद्रमा से भी हल्का होना पड़ेगा (इसलिए उनका व्यास एक मिलीमीटर के दसवें हिस्से से भी कम का होगा).

दूसरी तरफ यदि एक ब्लैक होल बहुत छोटा है, उम्मीद की जाती है कि उसका विकिरण का प्रभाव बहुत शक्तिशाली हो जायेगा. एक ब्लैक होल जो मनुष्यों की तुलना में भी भारी है, क्षण में लुप्त हो जायेगा. एक कार के वजन वाला ब्लैक होल (~ 10 ^-24 मी) को वाष्पित होए के लिए मात्र एक नैनोसेकंद का समय ही लगेगा, इस दौरान कुछ क्षणों के लिए इसकी चमक सूर्य से २०० गुना से भी अधिक हो जायेगी. हलके ब्लैक होल से उम्मीद की जाती है के वे और भी तेजी से वाष्पित हो जायेंगे, उदाहरण के लिए 1 TeV/c ² द्रब्यमान वाला एक ब्लैक होल पूरी तरह लुप्त होने में 10^-88 सेकंड से भी कम समय लगाएगा. बेशक, इतने छोटे ब्लैक होल के लिए क्वांटम गुरुत्व प्रभाव से एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाने की उम्मीद की जाती है और यहाँ तक कि – हालांकि क्वांटम गुरुत्व में हुए हाल के विकास इस ओर कोई संकेत नहीं करते हैं – परिकाल्पनिक तौर पर ऐसे छोटे ब्लैक होल स्थिर होंगे.

निरीक्षण

अभिवृद्धि डिस्क और गैस जेट

अधिकांश अभिवृद्धि डिस्क तथा गैस जेट की मौजूदगी तारकीय द्रब्यमान वाले ब्लैक होल की उपस्थिति का स्पष्ट सबूत नहीं हैं, क्योंकि न्यूट्रौन तारे और सफेद बौनों जैसी अन्य अधिक द्रब्यमान वाली और अति घनी वस्तुएं अभिवृद्धि डिस्कों और गैस धाराओं के निर्माण का कारण हो सकती हैं और उनका व्यवहार वैसा ही होता है जैसा ब्लैक होल के इर्दगिर्द होता है. लेकिन वे अक्सर खगोलविदों की यह बतलाकर मदद कर सकती हैं कि किस जगह ब्लैक होल की तलाश फलदायी सिद्ध हो सकती है.

मगर दूसरी तरफ, अति विशाल अभिवृद्धि डिस्क और गैस धाराएं अत्यधिक द्रब्यमान वाले ब्लैक होल की उपस्थिति का अच्छा सबूत हो सकती हैं, क्योंकि जहाँ तक हम जानते हैं केवल एक ब्लैक होल ही इन घटनाओं की उत्पत्ति का कारण हो सकता है.

शक्तिशाली विकिरण उत्सर्जन

स्थिर एक्स-रे और गामा किरण उत्सर्जन भी किसी ब्लैक होल की मौजूदगी साबित नहीं करते हैं, लेकिन खगोलविदों को यह बता सकते हैं कि कहाँ खोज करना फलदायी होगा- और इनकी ये खूबी होती है कि वे काफी आसानी से नाब्युलाई और गैस के बादलों से निकल पाते हैं.

लेकिन शक्तिशाली, अनियमित एक्स-रे, गामा किरणें और अन्य विद्युत-चुम्बकीय विकिरण यह साबित करने में मदद कर सकते हैं है कि वह विशाल, अति घनी वस्तु एक ब्लैक होल नहीं है, ताकि "ब्लैक होल आखेटक" किसी अन्य वस्तु की तरफ ध्यान केन्द्रित कर सकें. न्यूट्रॉन तारों और अन्य अति सघन तारों पर सतहें होती हैं, और पदार्थों का प्रकाश की गति के एक उच्च प्रतिशत पर सतह के साथ टकराव, अनियमित अंतरालों पर विकिरण की गहन लपटों का उत्सर्जन करता है. ब्लैक होल में कोई ठोस सतह नहीं होती है, इसलिए किसी अत्यधिक द्रब्यमान वाली अति सघन वस्तु के इर्दगिर्द अनियमित अंतराल पर विकिरण की गहन लपटों का आभाव, यह दर्शाता है कि वहां एक ब्लैक होल के मिलने की अच्छी संभावना हो सकती है.

गहन परन्तु एक ही बार गामा किरण का निकलना (गामा रे बर्स्ट्स- GRBs) किसी "नए" ब्लैक होल के जन्म का संकेत हो सकता है, क्योंकि खगोल-भौतिकविदों का विचार है कि GRBs का कारण या तो किसी विशाल तारे का गुरुत्वीय पतन है ^[52] अथवा न्यूट्रॉन तारों के बीच टकराव, ^[53] और इन दोनों घटनाओं में ब्लैक होल का सृजन करने हेतु पर्याप्त द्रब्यमान और दबाव शामिल होता है. लेकिन ऐसा प्रतीत होता है कि एक न्यूट्रॉन तारे और एक ब्लैक होल के बीच का टकराव भी एक GRB पैदा कर सकता है,^[54] इसलिए एक GRB सबूत नहीं है कि एक "नए" ब्लैक होल का गठन हुआ है. सभी ज्ञात GRB हमारी अपनी आकाशगंगा के बाहर से आते हैं, और अधिकांश अरबों प्रकाश वर्षों की दूर से आते हैं ^[55] इसलिए इनसे जुड़े ब्लैक होल वास्तव में अरबों वर्ष पुराने हैं.

कुछ अन्तरिक्ष-भौतिकविदों का विश्वास है कि कुछ अति चमकीले एक्स-रे स्रोत मध्यवर्ती-द्रब्यमान वाले ब्लैक होल के अभिवृद्धि डिस्क हो सकते हैं. ^[56]

ऐसा माना जाता है कि कासार अत्यधिक द्रब्यमान वाले ब्लैक होल की अभिवृद्धि डिस्क हैं, क्योंकि अब तक ज्ञात कोई भी वस्तु इतनी शक्तिशाली नहीं है जो इतना शक्तिशाली उत्सर्ज़न कर सके. क़सार पूरे विद्युत-चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में शक्तिशाली उत्सर्जन उत्पन्न करते हैं, जिसमें शामिल हैं यूवी, एक्स-रे और गामा-किरण, और अपनी उच्च चमक के कारण ये काफी दूरी से भी दिखाई देते हैं. 5 से 25 प्रतिशत के बीच कासार "रेडियो लाउड" होते हैं, यह संज्ञा इनके शक्तिशाली रेडियो उत्सर्जन के कारण है. ^[57]

गुरूत्वाकर्षण लेंसिंग

अधिक जानकारी: [[Gravitational lens]]

एक गुरुत्वीय लेंस का निर्माण तब होता है जब किसी बहुत दूर स्थित उज्ज्वल स्रोत (जैसे एक कासार) से आती हुई प्रकाश की किरणें किसी विशालकाय वस्तु(जैसे एक ब्लैक होल) के आसपास "मुड़" जाती हैं, दर्शक और स्रोत वस्तु के बीच. इस प्रक्रिया को गुरुत्वीय लेंसिंग के रूप में जाना जाता है, और यह सामान्य सापेक्षता सिद्धांत की भविष्यवाणियों में से एक है. इस सिद्धांत के अनुसार, द्रब्यमान गुरुत्वाकर्षण क्षेत्रों को बनाने के लिए अंतरिक्ष-समय को "समेटे" रहता है और इसलिए परिणामस्वरूप प्रकाश को मोड़ देता है.

लेंस के पीछे के स्रोत की छवि एक पर्यवेक्षक को कई छवियों के रूप में दिखाई पड़ सकती है. यदि स्रोत, भारी लेंसिंग वस्तु, और पर्यवेक्षक एक सीधी रेखा में हों, स्रोत भारी वस्तु के पीछे एक छल्ले के रूप में दिखाई देगा.

गुरुत्वीय लेंसिंग ब्लैक होल के अलावा अन्य वस्तुओं के कारण भी हो सकता है, क्योंकि कोई भी अति शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र प्रकाश किरणों को मोड़ने की क्षमता रखता है. इन बहु छवियों वाले प्रभावों में से कुछ, संभवतः सुदूर स्थित आकाशगंगाओं के कारण निर्मित होते हैं.

चक्कर लगाने वाली वस्तुएं

ब्लैक होल की परिक्रमा करती वस्तुएं, केंद्रीय वस्तु के आसपास के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का अन्वेषण करती रहती हैं. 1970 के दशक में खोजा गया, एक पुराना उदाहरण है, एक प्रसिद्ध एक्सरे स्रोत सिग्नस X-1 के लिए जिम्मेदार कल्पित ब्लैक होल के इर्द-गिर्द परिक्रमा करती अभिवृद्धि डिस्क. हालाँकि स्वयं पदार्थ को तो सीधे तौर पर नहीं देखा जा सकता, एक्सरे की टिमटिमाहट मिली सेकंडों में जारी रहती है, जैसा कि लगभग दस सौर द्रब्यमान वाले एक ब्लैक होल के चारों ओर परिक्रमा करने वाले किसी गर्म पिंड रूपी पदार्थ से अभिवृद्धि से ठीक पहले उम्मीद की जाती है. एक्सरे स्पेक्ट्रम उस विशिष्ट आकार को दर्शाता है जिसकी अपेक्षा उस डिस्क से की जाती है जिसमें और्बिटिंग रिलेटीविस्टिक पदार्थ हों, एक लौह रेखा के साथ, और जिसे ~६.४ KeV पर उत्सर्जित किया गया हो, तथा लाल (डिस्क के पीछे की तरफ) और नीले (सामने की तरफ) की तरफ चौड़ा किया गया हो.

एक अन्य उदाहरण है S2 तारा जिसे आकाशगंगीय केंद्र की परिक्रमा करते देखा जाता है. यह तारा ~ 3.5 × 10⁶ सौर द्रब्यमान वाले ब्लैक होल से कई प्रकाश घंटों की दूरी पर है, इसलिए इसकी परिक्रमण गति को अंकित किया जा सकता है. पर्यवेक्षित कक्षा (जो स्वयं ब्लैक होल की स्थिति होती है) के केंद्र में कुछ भी दिखाई नहीं देता है, जैसा कि एक काली वस्तु से उम्मीद की जाती है.

ब्लैक होल के द्रव्यमान का निर्धारण

अर्ध-आवधिक दोलन का इस्तमाल ब्लैक होल के द्रव्यमान का निर्धारण करने के लिए किया जा सकता है. ^[58]यह तकनीक ब्लैक होल और उसके आसपास की डिस्कों के भीतरी भाग के बीच के संबंध का उपयोग करती है, जहां गैस घटना क्षितिज तक पहुँचने से पहले भीतर की ओर घुमावदार रूप में आती रहती है. जैसे ही गैस का पतन भीतर की ओर होता है, यह एक्सरे विकिरण प्रसारित करता है जिसकी तीव्रता एक निश्चित क्रम से कम-ज्यादा होती रहती है और जो एक नियमित अंतराल पर खुद को दोहराता रहता है. यह संकेतक अर्ध-आवधिक दोलन या QPO कहलाता है. एक QPO की आवृत्ति ब्लैक होल के द्रव्यमान पर निर्भर करती है; छोटे ब्लैक होल में घटना क्षितिज निकट ही स्थित होता है, इसलिए QPO की आवृत्ति उच्च होती है. अधिक द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के लिए, घटना क्षितिज काफी आगे बाहर की ओर होता है, इसलिए QPO आवृत्ति कम होती है.

ब्लैक होल के प्रत्याशी

अति विशालकाय

अब यह व्यापक रूप से स्वीकार किया जाता है कि प्रत्येक आकाशगंगा के, या लगभग प्रत्येक, केंद्र में एक अति विशालकाय ब्लैक होल होता है. ^[59] ^[60] इस ब्लैक होल के द्रव्यमान और मेजबान आकाशगंगा के उभाड़ के बीच जो नजदीकी सहसंबंध (एम्-सिग्मा सम्बन्ध) है, वह यह दर्शाता है कि आकाशगंगा और ब्लैक होल के निर्माण के बीच काफी गहरा सम्बंध है. ^[59]

दशकों तक, खगोलविदों ने "सक्रिय आकाशगंगा" शब्द का इस्तेमाल ऐसी आकाशगंगाओं का वर्णन करने के लिए किया जिनमें असामान्य विशेषताएं होती थी, जैसे कि असामान्य वर्णक्रमीय रेखा उत्सर्जन और अति शक्तिशाली रेडियो उत्सर्जन. ^[61]^[62]हालांकि, सैद्धांतिक और पर्यवेक्षणीय अध्ययन दिखाते हैं कि इन आकाशगंगाओं के सक्रिय गांगेय नाभिक (AGN) में अति विशालकाय ब्लैक होल हो सकते हैं. ^[61]^[62]इन AGN के मॉडलों में एक केंद्रीय ब्लैक होल होता है जो कि सूरज से लाखों या अरबों गुना अधिक भारी हो सकता है; एक गैस और धूल की डिस्क जिसे अभिवृद्धि डिस्क कहते हैं; और दो धाराएं जो अभिवृद्धि डिस्क के लंबवत होती हैं. ^[62]

हालांकि, उम्मीद की जाती है कि अति विशालकाय ब्लैक होल लगभग सभी AGN में पाए जायेंगे, सिर्फ कुछ ही आकाशगंगाओं के नाभिकों का ध्यान पूर्वक अध्ययन किया गया है इस प्रयास में कि केंद्रस्थ अति विशालकाय ब्लैक होल उम्मीदवारों की पहचान और वास्तविक द्रव्यमान की माप, दोनों की जा सके. ऐसी कुछ उल्लेखनीय आकाशगंगाओं के उदाहरण हैं, एन्द्रोमेदा आकाशगंगा, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, और सोम्ब्रेरो आकाशगंगा. ^[63]

खगोलविदों का विश्वास है कि हमारी अपनी आकाशगंगा के केंद्र में एक अति विशालकाय ब्लैक होल स्थित है, सेजिटेरियस A*^[64] नामक क्षेत्र में, क्योंकि:

S2 नामक एक तारा एक अण्डाकार कक्षा में परिक्रमा को 15.2 प्रकाश वर्ष की अवधि में पूरा करता है, और केंद्रीय वस्तु से 17 प्रकाश घंटे की दूरी पर एक पेरीसेंटर (निकटतम) है. ^[65]
प्रारंभिक अनुमान यह इंगित करते हैं कि केंद्रीय वस्तु में २६ लाख सौर द्रव्यमान शामिल हैं और इसकी त्रिज्या 17 प्रकाश घंटे से कुछ कम है. केवल एक ब्लैक होल ही में इतनी छोटी आयतन में इतना विशाल द्रब्यमान हो सकता है.
आगे के अवलोकन ^[66] ब्लैक होल की संभावन को और पुष्ट करते हैं, यह दिखाते हुए कि केन्द्रीय वस्तु का द्रव्यमान करीब ३७ लाख सौर द्रव्यमान है और इसकी त्रिज्या ६.२५ प्रकाश घंटों से ज्यादा नहीं है.

मध्यवर्ती-द्रव्यमान

2002 में, हब्बल अन्तरिक्षीय दूरबीन ने जो अवलोकन प्रस्तुत किया वे संकेत करते हैं कि M15 और G1 नामक गोलाकार समूहों में मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के होने की संभावना है. ^[67]^[68] यह व्याख्या गोलाकार समूहों में तारों के कक्षा के आकार और अवधी पर आधारित है. लेकिन हब्बल सबूत निर्णायक नहीं है, क्योंकि न्यूट्रॉन तारों का एक समूह इस तरह के अवलोकनों का कारण हो सकता है. हाल की खोजों तक, कई खगोलविद सोचते थे कि गोलाकार समूहों में जटिल गुरुत्वाकर्षण अन्तः-क्रियायें नए बने ब्लैक होलों को निष्कासित कर देंगी.

नवंबर 2004 में, खगोलविदों की एक टीम ने हमारी आकाशगंगा के प्रथम और पुर्णतः सत्यापित मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल की खोज की सूचना दी, जो सेजिटेरिअस A* से ३ प्रकाश वर्ष दूर परिक्रमा कर रहा है. 1300 सौर द्रव्यमान वाला यह ब्लैक होल सात तारों के एक समूह के बीच में है, संभवतः यह एक विशाल तारा समूह का अवशेष है जो आकाश गंगा के केंद्र से छिटक गया है. ^[69]^[70] यह अवलोकन इस बात की पुष्टि करता है कि अति विशालकाय ब्लैक होल आसपास के छोटे ब्लैक होलों और तारों के अवशोषण द्वारा अपनी वृद्धि करते है.

जनवरी 2007 में, यूनाइटेड किंगडम के साउथेम्प्टन विश्वविद्यालय में शोधकर्ताओं ने एक ब्लैक होल की खोज की सूचना दी, यह संभवतः १० सौर द्रव्यमानों वाल था और NGC 4472 नामक एक आकाशगंगा में स्थित था, लगभग ५.५ करोड़ प्रकाश वषों की दूरी पर. ^[71] ^[72]

तारकीय-द्रव्यमान

हमारी आकाशगंगा में कई संभावित तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल शामिल हैं, जो सैगिटेरिअस A* क्षेत्र के अति विशालकाय ब्लैक होल की तुलना में हमसे अधिक नजदीक हैं. ये सभी उम्मीदवार एक्स-रे द्विआधारी प्रणालियों के सदस्य हैं जिसमें अधिक घनी वस्तु अपने साथी से एक अभिवृद्धि डिस्क के माध्यम से पदार्थों को अपनी ओर खींचती है. इन जोड़ों में ब्लैक होल तीन से लेकर एक दर्ज़न से ज्यादा सौर द्रव्यमानों के हो सकते हैं. ^[73]^[74] अब तक अवलोकित तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होलों में दूरतम, मेसिए 33 आकाशगंगा में स्थित द्विआधारी प्रणाली का सदस्य है. ^[75]

सूक्ष्म

सिद्धांततः एक ब्लैक होल के लिए कोई न्यूनतम आकार तय नहीं है. एक बार इनकी रचना हो जाने पर, इनमें ब्लैक होल के गुण आ जाते हैं. स्टीफन हॉकिंग ने प्रतिपादित किया कि अतिप्राराम्भिक ब्लैक होल वाष्पित हो कर और भी सूक्ष्म हो सकते हैं, अर्थात सूक्ष्म ब्लैक होल. वाष्पित होते अतिप्रराम्भिक ब्लैक होल की खोज हेतु फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप को प्रस्तावित किया जा रहा है, जिसका प्रक्षेपण 11 जून, 2008 को किया गया था. हालांकि, अगर सूक्ष्म ब्लैक होल का निर्माण दूसरे तरीकों से हो सकता है, जैसे कि अन्तरिक्षीय किरण के प्रभाव से या कोलाइडर्स में, इसका मतलब यह नहीं है कि उन्हें निश्चित रूप से वाष्पित हो जाना चाहिए.

धरती पर कण त्वरकों में ब्लैक होल के अनुरूपों का निर्माण होने की सूचना है. ये ब्लैक होल अनुरूप गुरुत्वीय ब्लैक होल के समान नहीं होते हैं, लेकिन गुरुत्व प्रमात्रा (क्वांटम) सिद्धांतों की जांच के लिए ये महत्वपूर्ण हैं. ^[76]

वे मजबूत नाभिकीय शक्ति के सिद्धांत के अनुरूप होने की वजह से ब्लैक होल की तरह व्यवहार करते हैं, जिनका गुरुत्वाकर्षण और गुरुत्वाकर्षण के प्रमात्रा सिद्धांत से कोई लेना देना नहीं है. वे समान हैं क्योंकि दोनों स्ट्रिंग(पंक्ति) सिद्धांत द्वारा वर्णित किये जाते हैं. अतः क्वार्क ग्लुओं प्लाज्मा में आग के गोले के गठन और विघटन की व्याख्या ब्लैक होल की भाषा में की जा सकती है. रिलेतिविस्तिक हैवी आयन कोलाइडर (RHIC) में आग का गोला(फायरबौल) परिघटना ब्लैक होल के काफी निकट का अनुरूप है, और इस अनुरूप का उपयोग करके इसके कई भौतिक गुणों की भविष्यवाणी सही ढंग की जा सकती है. आग का गोला(फायरबौल), हालांकि, एक गुरुत्वीय वस्तु नहीं है. वर्तमान में यह ज्ञात नहीं है कि क्या और अधिक ऊर्जावान लार्ज हैड्रन कोलाइडर (LHC) आशा के अनुरूप बड़े अतिरिक्त आयाम वाले सूक्ष्म ब्लैक होल के उत्पादन में सक्षम होगा, जैसा कि कई शोधकर्ताओं द्वारा सुझाया गया है. अधिक गहराई से चर्चा के लिए देखें: लार्ज हैड्रन कोलाइडर में कण टकराव की सुरक्षा.

उन्नत विषय

कृमि (वर्म) विवर

एक स्च्वार्ज़स्चिल्ड वोर्महौले का चित्र.

सामान्य सापेक्षता में ऐसे विन्यास की संभावना का वर्णन किया गया है जिसमें दो ब्लैक होल एक दूसरे से जुड़े हुए हैं. इस तरह के विन्यास को आमतौर पर एक वर्महोल कहा जाता है. वर्महोलों नें कल्पित विज्ञान कथाओं के लेखकों को प्रेरित किया है क्योंकि वे अति लम्बी दूरी की यात्राओं को शीघ्रता से तय करने का साधन प्रदान करते हैं, टाइम ट्रेवल भी. व्यवहार में, खगोल भौतिकी में ऐसे विन्यास लगभग असंभव सी बात हैं, क्योंकि कोई भी ज्ञात प्रक्रिया इन वस्तुओं के निर्माण की अनुमति देती प्रतीत नहीं होती है.

एंट्रोपी और हॉकिंग विकिरण

अधिक जानकारी: [[Hawking radiation]] और [[Black hole thermodynamics]]

1971 में, स्टीफन हॉकिंग ने दिखाया कि पारंपरिक ब्लैक होल के किसी भी संग्रह के घटना क्षितिज के कुल क्षेत्र को कम नहीं किया जा सकता है, भले ही वे आपस में टकरा कर एक दूसरे को निगल लें, अर्थात विलय हो जाए. ^[77] यह उल्लेखनीय रूप से ऊष्मप्रवैगिकी के द्वितीय नियम के समान है, जहाँ क्षेत्र एंट्रोपी की भूमिका अदा करता है. ऐसा माना जाता था कि शून्य तापमान होने की वजह से ब्लैक होल की एंट्रोपी शून्य होगी. यदि ऐसा होता तो एंट्रोपी-कृत पदार्थ के ब्लैक होल में प्रवेश से ऊष्मप्रवैगिकी के दूसरे नियम का उल्लंघन होता था, परिणामस्वरूप ब्रह्मांड की कुल एंट्रोपी में कमी आनी चाहिए थी. इसलिए, जेकब बेकेंस्तें नें प्रस्ताव रखा कि एक ब्लैक होल की एक एंट्रोपी चाहिए, और इसे घटना क्षितिज का अनुपातिक होना चाहिए. चूँकि ब्लैक होल पारंपरिक रूप से विकिरण नहीं छोड़ते है, ऊष्मप्रवैगिकी दृष्टिकोण एक अनुरूप मात्र प्रतीत होता है, क्योंकि शून्य तापमान का अर्थ है ऊष्मा के किसी भी योग से एंट्रोपी में अनंत परिवर्तनों का होना, जिसका अर्थ है अनंत एंट्रोपी. हालांकि, 1974 में, हॉकिंग ने घटना क्षितिज के पास प्रमात्रा क्षेत्र सिद्धांत को वक्रित अंतरिक्ष-समय पर लागू किया और पाया कि ब्लैक होल हॉकिंग विकिरण छोड़ते हैं, जो एक तरह का तापीय विकिरण है और उनरू प्रभाव से सम्बद्ध है, जिसका अर्थ यह निकला कि उनमें एक साकारात्मक(पोजिटिव) तापमान निहित है. इसने ब्लैक होल गतिशीलता और ऊष्मप्रवैगिकी के बीच के अनुरूपण को बल प्रदान किया: ब्लैक होल यांत्रिकी के पहले नियम का उपयोग करते हुए, यह निष्कर्ष निकला जा सकता है कि एक गैर-चक्रित ब्लैक होल की एंट्रोपी उसके घटना क्षितिज के क्षेत्र की एक चौथाई होगी. यह एक सार्वभौमिक परिणाम है और इसे सम्पूर्ण ब्रह्मांडीय क्षितिज पर लागू किया जा सकता है, जैसे की डी सिट्टर अंतरिक्ष क्षेत्र में. बाद में यह सुझाव आया कि एक ब्लैक होल अधिकतम एंट्रोपी वाली वस्तु है, अर्थात अंतरिक्ष के किसी एक क्षेत्र की अधिकतम संभव एंट्रोपी उस क्षेत्र में समा सकने वाले सबसे बड़े ब्लैक होल की एंट्रोपी होगी. इसकी वजह से होलोग्राफिक सिद्धांत की उत्पत्ति हुई.

हॉकिंग विकिरण ब्लैक होल के विशिष्ट तापमान को दर्शाता है, जिसकी गणना उसकी एंट्रोपी से की जा सकती है. तापमान जितना गिरेगा, ब्लैक होल उतना ही विशाल होता जायेगा: जितनी अधिक उर्जा अवशोषित करेगा, उतना ही अधिक अधिक ठंड़ा होता जायेगा. बुध ग्रह के लगभग द्रव्यमान वाले ब्लैक होल में आकाशीय सूक्ष्म-तरंग विकिरण के संतुलन में तापमान होता है(लगभग 2.73 K). इससे अधिक भारी होने पर, एक ब्लैक होल पृष्ठभूमि विकिरण से अधिक ठंडा हो जाएगा, और यह हॉकिंग विकिरण के माध्यम से उत्सर्जित उर्जा की तुलना में, पृष्ठभूमि से ज्यादा तेजी से उर्जा प्राप्त करेगा, इससे भी अधिक ठंडा हो जायेगा. हालांकि, एक कम भारी ब्लैक होल में यह प्रभाव यह दर्शायेगा कि ब्लैक होल का द्रव्यमान समय के साथ धीरे धीरे वाष्पित हो कर उड़ जायेगा, जबकि ब्लैक होल ऐसा करते हुए और अधिक गरम होता जायेगा. हालांकि ये प्रभाव उन ब्लैक होल के लिए नगण्य हैं जो अन्तरिक्षीय रूप से गठित होने के लिए पर्याप्त रूप से भारी हैं, वे काल्पनिक छोटे ब्लैक होल के लिए बड़ी तेजी से महत्वपूर्ण हो जायेंगे, जहाँ प्रमात्रा-यांत्रिक प्रभाव हावी हों. वास्तव में, छोटे ब्लैक होल संभवतः द्रुत गति से वाष्पित होंगे और अंततः विकिरण के एक विस्फोट के साथ लुप्त हो जायेंगे.

चित्र:First Gold Beam-Beam Collision Events at RHIC at 100 100 GeV c per beam recorded by STAR.jpg

यदि किसी कण त्वरक में कणों के अति उच्च ऊर्जा टक्कर से सूक्ष्म ब्लैक होल का निर्माण हो सकता है, तो ये उम्मीद की जा सकती है कि गायब होते काले छेद सभी किस्म के कणों को उत्सर्जित कर देंगे, और किसी भव्य एकीकृत सिद्धांत के लिए महत्वपूर्ण साक्ष्य उपलब्ध करवाएंगे . ऊपर उच्च ऊर्जा वाले कण हैं जो RHIC.पर सोने आयन के टकराकर उत्पादित होते हैं.

हालांकि सामान्य सापेक्षता का उपयोग किसी ब्लैक होल की एंट्रोपी की गणना हेतु किया जा सकता है, यह स्थिति सिद्धांततः संतुष्टि देने वाला नहीं है. सांख्यिकीय यांत्रिकी में, एंट्रोपी का अर्थ एक प्रणाली की सूक्ष्म विन्यास की संख्या की गणना के रूप में समझा जाता है जिनमें समान सूक्ष्म गुण हो (जैसे द्रब्यमान, आवेश, दबाव, आदि). लेकिन एक प्रमात्रा गुरुत्व के संतोषजनक सिद्धांत के बिना, ब्लैक होल के लिए इस प्रकार की गणना करना संभव नहीं है. हालाँकि, स्ट्रिंग सिद्धांत द्वारा थोडी आशा जगाई गयी है, जिसके अनुसार ब्लैक होल की स्वतंत्रता की सूक्ष्म मात्रा D-ब्रेन्स है. प्रदान किये गये चार्ज और ऊर्जा द्वारा डी-ब्रांस की अवस्थाओं की गणना करके, कुछ ख़ास अति सममित ब्लैक होल के उत्क्रम माप को प्राप्त किया जा सकता है. इन गणनाओं की वैधता के क्षेत्र को विस्तृत करना, अनुसंधानों के लिए एक जारी कार्य क्षेत्र है.

ब्लैक होल केन्द्रीकरण

तथाकथित जानकारी लोप विरोधाभास, या ब्लैक होल केन्द्रीकरण विरोधाभास, मौलिक भौतिकी में एक खुला प्रश्न है. पारंपरिक रूप से, भौतिक विज्ञान के नियम समान ही रहेंगे, आगे की तरफ बढ़ें या पीछे जाएँ(टी-सममित). अर्थात, यदि ब्रह्मांड के प्रत्येक कण की स्थिति और वेग की माप की जाये, तो हम (अव्यवस्था को दरकिनार करते हुए) इच्छानुसार अतीत के ब्रह्मांड के इतिहास की खोज के लिए पीछे की तरफ काम कर सकते हैं. लूविल प्रमेय फेज़ स्पेस वोल्यूम के संरक्षण का वर्णन करता है, जिसे "जानकारी के संरक्षण" के रूप में समझा जा सकता है, इसलिए स्थापित(गैर-क्वांटम सामान्य सापेक्षता) भौतिकी में भी कुछ समस्या अवश्य है. क्वांटम यांत्रिकी में, यह केन्द्रीकरण नामक एक महत्वपूर्ण गुण के साथ मेल खाती है, जिसका संबंध प्रायिकता के संरक्षण के साथ है (इसे घनत्व मैट्रिक्स द्वारा व्यक्त क्वांटम फेज़ स्पेस वोल्यूम के संरक्षण के तौर पर भी सोचा जा सकता है). ^[78]

हालाँकि, ब्लैक होल इस नियम का उल्लंघन कर सकते हैं. स्थापित सामान्य सापेक्षता के अंतर्गत यह स्थिति सूक्ष्म किन्तु स्पष्ट है: स्थापित नो-हेयर प्रमेय के कारण, यह कभी निर्धारित नहीं किया जा सकता कि ब्लैक होल के अंदर क्या गया. हालांकि, बाहर से देखने पर, जानकारी वास्तव में कभी नष्ट नहीं होती है, क्योंकि ब्लैक होल में गिरते हुए पदार्थ को घटना क्षितिज तक पहुँचने में अनंत समय लगता है.

इस बात पर जोर देना आवश्यक है कि सामान्य सापेक्षता के समीकरण असल में टी-समरूपता का पालन करते हैं, और यह तथ्य कि उपरोक्त तर्क सामान्य सापेक्षता के एप्लीकेशन से ही आता है, हमें थोड़ा सतर्क हो जाना चाहिए. यह इस तथ्य की वजह से है कि टाइम-सिमेट्रिक सिद्धांत (लोष्मिट विरोधाभास) द्वारा टाइम-रिवर्सल-एसिमेट्रिक निष्कर्ष तक पहुँचाना संभव नहीं है, जो इस मामले में सामान्य सापेक्षता है. रिन्द्लर निर्देशांक, जो एक बाहरी दर्शक के लिए घटना क्षितिज के निकट लागू होते हैं, टी-सममित हैं अतः "अपरिवर्तनीय" प्रक्रिया जैसी किसी चीज के अस्तित्व को नकारा जा सकता है. यह संभव है कि "विरोधाभास" टाइम-सममित सिद्धांत पर टाइम-असममित सीमा को लागू करने का परिणाम है, यह इसको लोश्मित विरोधाभास का एक प्रकार बनता है.

दूसरी ओर, प्रमात्रा गुरुत्व के बारे में विचार, यह सुझाव देते हैं कि वहां केवल एक सीमित परिमित उत्क्रम माप हो सकती है (सूचना की अधिकतम परिमित मात्रा) जो क्षितिज के पास के अंतरिक्ष से संबंधित होगी: लेकिन क्षितिज के उत्क्रम माप में परिवर्तन और हॉकिंग विकिरण का उत्क्रम माप सर्वथा पर्याप्त होता है उन पदार्थ और ऊर्जा के सभी उत्क्रम मापों को अपने में समाहित करने के लिए जो ब्लैक होल में गिर रहें हों.

हालांकि कई भौतिकीविदों की यह चिंता है कि यह अभी भी ठीक प्रकार से समझा नहीं जा सका है. खास कर, एक प्रमात्रा स्तर पर, हॉकिंग विकिरण की प्रमात्रा अवस्था निर्धारित होती है केवल इस बात से कि ब्लैक होल में पूर्व में क्या गिर चुका है; और इतिहास कि ब्लैक होल में क्या गिरा था एकमात्र निर्धारित होती है ब्लैक होल और विकिरण के प्रमात्रा अवस्था द्वारा. यही नियतत्ववाद और केन्द्रीकरण की आवश्यकता होगी.

लंबे समय तक स्टीफन हॉकिंग ने इस विचार का बिरोध किया, अपनी मूल 1975 की स्थिति पर वे अड़े रहे कि हॉकिंग विकिरण पूरी तरह से तापीय है इसलिए पूर्णतया अव्यवस्थित है, ब्लैक होल द्वारा पूर्व में निगले गए पदार्थों की कोई भी जानकारी मौजूद नहीं रहती है; उन्होनें तर्क दिया कि इस जानकारी का लोप हो चुका है. हालांकि, २१ जुलाई २००४ में, उन्होंने नया तर्क प्रस्तुत किया, अपने पिछले तर्क के विपरीत. ^[79]इस नई गणना में, ब्लैक होल से सम्बंधित उत्क्रम माप(और इसलिए जानकारी भी) निकलकर हॉकिंग विकिरण में ही जाता है. हालांकि, इसे सिद्धांत में समझ पाना भी मुश्किल है, जब तक ब्लैक होल अपना वाष्पीकरण पूरा न कर ले. तब तक हॉकिंग विकिरण की जानकारी और व्यवस्था की प्रारंभिक अवस्था में 1:1 तरीके से संबद्ध स्थापित करना असंभव है. एक बार जब ब्लैक होल पूरी तरह वाष्पित हो जाये, उनकी पहचान की जा सकती है और उनमें हुआ केन्द्रीकरण संरक्षित रहता है.

जिस समय हॉकिंग ने अपनी गणना पूरी की, यह AdS/ CFT संबंध के द्वारा काफी स्पष्ट हो चुका था कि ब्लैक होल का क्षय एकात्मक तरीके से होता है. क्योंकि गेज सिद्धांतों में आग के गोले, जो हॉकिंग विकिरण के अनुरूप हैं, निश्चित रूप से एकात्मक हैं. हॉकिंग की नई गणना का विशेषज्ञ वैज्ञानिक समुदाय द्वारा मूल्यांकन नहीं किया गया है, क्योंकि उनके उपयोग किये तरीके अनजाने और संदिग्ध अनुरूपता वाले हैं. लेकिन खुद हॉकिंग ने इसपर पर्याप्त विश्वास जताते हुए 1997 में कैलटेक भौतिकविद् जॉन प्रेस्किल्ल के साथ लगाई गयी शर्त के लिए भुगतान किया, जिसमें मीडिया को काफी रुचि रही थी.

होलोग्राफिक विश्व

लेओनार्ड सस्किंड और नोबेल पुरस्कार विजेता जेरार्ड टी हूफ्ट ने यह सुझाव दिया है कि ब्लैक होल के चारों और के त्रिआयामी अन्तरिक्ष को घटना क्षितिज के एक द्विआयामी व्यवहार द्वारा पूर्ण रूप से वर्णित किया जा सकता है. ^[80] वे इसपर विश्वास करते हैं क्योंकि यह ब्लैक होल जानकारी-लोप विरोधाभास का समाधान कर सकता है. इस विचार को स्ट्रिंग सिद्धांत के अर्न्तगत सामायिक किया गया है, तथा होलोग्राफिक सिद्धांत के तौर पर जाना जाता है.

यह भी देखें

संदर्भ

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अतिरिक्त पठन

विश्वविद्यालय की पाठ्यपुस्तकें और मोनोग्राफ

Carroll, Sean M. (2004), Spacetime and Geometry, Addison Wesley, आई॰ऍस॰बी॰ऍन॰ 0-8053-8732-3 जिस पुस्तक पर लेक्चर नोट्स आधारित थे वे सीन कैरोल की वेबसाइट पर मुफ्त उपलब्ध हैं.
Carter, B. (1973), "Black hole equilibrium states", प्रकाशित DeWitt, B.S.; DeWitt, C. (संपा॰), 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.
Hawking, S.W.; Ellis, G.F.R. (1973), Large Scale Structure of space time, Cambridge University Press, आई॰ऍस॰बी॰ऍन॰ 0521099064.
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. (1992), Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes, University of Chicago Press, ISBN 0-226-87029-4.

शोध पत्र

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Ghez, A. M. (2005). "Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole". The Astrophysical Journal. 620: 744. डीओआइ:10.1086/427175. arXiv:astro-ph/0306130v2.मोर एक्यूरेट मास एंड पोजीशन फॉर दी ब्लेक होल एट दी सेंटर ऑफ़ दी मिल्की वे.
Hughes, Scott A. (2005). "Trust but verify: The case for astrophysical black holes". arXiv:hep-ph/0511217v2 |class= उपेक्षा की गयी (मदद). लेक्चर नोट्स फ्रॉम 2005 एसएलएसी समर इंस्टीच्यूट

बाह्य लिंक्स

ब्लैक होल ऑन स्कोलरपेडिया
ब्लैक होल कनफर्म्ड इन मिल्की वे रिट्रीवड दिसम्बर 10, 2008
येल यूनिवर्सिटी वीडियो लेक्चर: इंट्रोडकशन टू ब्लेक होल्स एट गूगल वीडियो
ब्लैक होल: ग्रेविटी'ज़ रिलेंटलेस पुल - अवार्ड- विनिंग इनट्रेकटिव मल्टीमिडिया वेब साईट एबाउट दी फ़िज़िक्स एंड एस्ट्रोनोमी ऑफ़ ब्लेक होल्स फ्रॉम दी स्पेस टेलेस्कोप साइंस इन्सटीच्यूट
एफएक्यू ऑन ब्लेक होल्स
स्च्वार्जस्चिल्ड जियोमेट्री ऑन एनड्रो हैमिल्टन'स वेबसाइटपर
टफ्ट्स यूनिवर्सिटी: स्टुडेंट प्रोजेक्ट (ग्रेट किड'स सेक्शन)
मूवी ऑफ़ ब्लेक होल केनडिडेट फ्रॉम मैक्स प्लैंक इंस्टीट्यूट
[https: / / blue.utb.edu/newsandinfo/2006% % AD_04_13BreakthroughBlackHoles.htm UT ब्राउनसविल ग्रुप सिमुलेट्स स्पिनिंग ब्लैक-होल बाय्नेरिज]
ब्लैक होल रिसर्च न्यूज ऑन साइंस डेली
साइंटिफिक अमेरिकन मैगज़ीन (जुलाई 2003 इश्यू) दी गेलेटिक ओड कपल -जेंट ब्लैक होल्स एंड स्टेलर बेबी बूम्स
साइंटिफिक अमेरिकन मैगज़ीन (मेय 2005 इश्यू) क्वांटम ब्लैक होल्स
SPACE.com ब्लैक होल के बारे में सारी जानकारी - समाचार, समालेख और दिलचस्प मूल वीडियो
ब्लैक होल का परिचय - परिचय ब्लैक होल का
एडवांस्ड मैथमेटिक्स ऑफ़ ब्लैक होल इवेपोरेशन
हाउस्टफवर्क्स: हाउ ब्लैक होल्स वर्क - इज़ी टू कंज्यूम गाइड टू ब्लैक होल्स
टेड बुन्न के ब्लैक होल ऍफ़एक्यू, ब्लैक होल द्वारा अंतरिक्ष समय को मोड़े जाने के कुछ अन्य परिणामों की व्याख्या सरल भाषा में करते हैं.
इज़ दी मास ऑफ़ ब्लैक होल्स लिमिटेड? दी फ्यूचर ऑफ़ थिंग्स आर्टिकल

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[26] Schödel, R. (2002). "A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way". Nature. 419 (6908): 694–696. डीओआइ:10.1038/nature01121. नामालूम प्राचल |coauthors= की उपेक्षा की गयी (|author= सुझावित है) (मदद)

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दे वा सं Black holes
Types	Schwarzschild · Rotating · Charged · Virtual
Size	Micro · Extremal (Electron) · Stellar · Intermediate-mass · Supermassive · Quasar (Active galactic nucleus · Blazar)
Formation	Stellar evolution · Collapse · Neutron star (Related links) · Compact star (Quark · Exotic) · Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit · White dwarf (Related links) · Supernova (Related links) · Hypernova · Gamma-ray burst
Properties	Thermodynamics · Schwarzschild radius · M-sigma relation · Event horizon · Quasi-periodic oscillation · Photon sphere · Ergosphere · Hawking radiation · Penrose process · Bondi accretion · Spaghettification · Gravitational lens
Models	Gravitational singularity (Penrose–Hawking singularity theorems) · Primordial black hole · Gravastar · Dark star · Dark energy star · Black star · Magnetospheric eternally collapsing object · Fuzzball · White hole · Naked singularity · Ring singularity · Immirzi parameter · Membrane paradigm · Kugelblitz · Wormhole · Quasistar
Issues	No hair theorem · Information paradox · Cosmic censorship · Alternative models · Holographic principle · Black hole complementarity
Metrics	Schwarzschild · Kerr · Reissner–Nordström · Kerr–Newman
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