לעומת זאת, כוכב מסיבי מאוד, בעל מסה של 20 מסות שמש ומעלה, יקרוס בסוף חייו באירוע סופרנובה לחור שחור. גם קריסה זו תתרחש תוך כדי השלת המעטפת החיצונית ויצירת ערפילית פלנטרית. מסתו הסופית של חור שחור כזה, הקרוי חור שחור כוכבי, צפויה להיות גדולה מ־3 מסות שמש. באופן מעשי, הוא הופך לחור שחור רק כאשר המסה שלו מתרכזת בתוך כדור שרדיוסו קטן מרדיוס שוורצשילד המתאים לה, והדבר צפוי להתרחש במהלך הקריסה. במילים אחרות, החור השחור נוצר יחד עם היווצרות אופק אירועים סביבו. מרגע זה, אור שעוזב את פני הכוכב לא יכול לצאת מחוץ לאופק האירועים. משפט מתמטי קובע שפנימה לאופק האירועים החומר חייב, בסופו של התהליך, להתרכז בנקודה אחת, וליצור סינגולריות.
קריסה שכזו צפויה ליצור רק חורים שחורים שמסתם 3 מסות שמש או יותר. חורים שחורים הקטנים מגבול זה יכולים להיווצר רק באזור בעל צפיפות חומר גבוהה מאוד. כיום, תנאים כאלה קרוב לוודאי לא קיימים, אבל ייתכן שהתנאים ביקום הצעיר מאוד, רגעים ספורים לאחר המפץ הגדול, איפשרו את היווצרותם של חורים שחורים קטנים. חורים שחורים היפותטיים אלו מכונים חורים שחורים קדמונים.
התהליך שמתאר היווצרות של חורים שחורים על־מסיביים אינו ברור די צרכו. על פי אחת ההשערות חורים שחורים אלו, שמסתם גדולה פי מיליונים עד מיליארדים ממסת השמש, נוצרו תוך כדי קריסה כבידתית של כוכבי ענק היפותטיים קדומים. אפשרויות אחרות הן קריסה של חומר רב שנמצא באזור קטן יחסית, נפילת כמויות גדולות של חומר לתוך חור שחור קיים, או התמזגות של חורים שחורים קיימים. כיום, חורים שחורים אלו, שמצויים במרכזי הגלקסיות המהווים אזור צפוף בדרך כלל, מספחים אליהם באופן קבוע חומר שנמצא שם.
תהליך נוסף שמתרחש הוא מיזוג חורים שחורים, תהליך שאומת ב־2016 בעזרת LIGO וזיכה את המדענים בפרס נובל לפיזיקה.
גילוי חורים שחורים.
לא ניתן לצפות בחורים שחורים בעזרת פליטת אור ישירה כמו מכוכבים, משום שעוצמתה של קרינת הוקינג חלשה מכדי להתגלות עבור חורים שחורים כוכביים. אולם, ניתן לגלות אותם בעזרת בחינת תופעות הנובעות מנוכחותם, כגון עידוש כבידתי או כוכבים החגים סביב אזור בו אין חומר נראה. בנוסף, דיסקת ספיחה סביב החור השחור יכולה להגיע לטמפרטורות גבוהות למדי, כך שכן ניתן לאתר את הפליטה ממנה.
במערכת כוכבים זוגית שאחד ממרכיביה הוא חור שחור, ייתכן כי חומר מבן־הזוג יילכד בשדה הכבידה של החור השחור, ינוע לעברו, וייאסף בדיסקת ספיחה (Accretion disc) לוהטת המסתחררת במהירות אדירה סביב החור השחור. התנגשויות בין אטומי הגז בדיסקת הספיחה גורמות לו לאבד אנרגיה ולנוע במסלול לולייני אל עבר החור השחור עצמו. תוך כדי כך מתלהט הגז לטמפרטורות של מיליוני מעלות וכתוצאה מכך, הוא מקרין קרינת רנטגן (ראו חוק וין). התחממות זו היא יעילה מאוד, ויכולה להפוך עד מספר אחוזים מהמסה של הגז לקרינה, בתהליך יעיל הרבה יותר מאשר היתוך גרעיני, למשל. תופעה נוספת הצפויה להתרחש, היא היווצרות שני סילוני חלקיקים במהירויות קרובות למהירות האור הנפלטים בכיוון הניצב לדיסקת הספיחה.
למעשה, דסקות ספיחה, סילוני חלקיקים ועצמים מסתובבים ניתן למצוא לא רק בקרבת חורים שחורים אלא גם סביב עצמים אחרים, כוכבי נייטרונים למשל. הדינמיקה של גופים אלו בקרבת עצמים שאינם חורים שחורים יכולה להיות זהה לזו שבקרבת חורים שחורים. הערכה של מסת הגוף הדחוס וצפיפותו יכולה להכריע אם מדובר בחור שחור או בעצם קומפקטי אחר. אם יש ראיות לכך שמסה מסוימת מרוכזת בתוך אזור המוגבל על ידי רדיוס שוורצשילד המתאים למסה זו, אז על־פי תורת היחסות הכללית לפנינו חור שחור.
גילוי חורים שחורים בגדלים שונים.
כיום, קיימת כמות גדולה של עדויות לכך שחורים שחורים אכן קיימים, בשני טווחים עיקריים:
בנוסף, קיימות מספר טענות לקיומם של חורים שחורים בינוניים (IMBH), שלהם מסה של כמה מאות מסות שמש, אם כי עדיין לא ידוע בוודאות על חור שחור כזה. חורים שחורים אלה עשויים להיות שלב מוקדם בהיווצרות חורים שחורים על מסיביים.
חורים שחורים כוכביים מאותרים בדרך כלל כאשר סביב גופים בלתי נראים בעלי מסה גדולה מ־3 מסות שמש נמצאת דיסקת ספיחה הפולטת קרינת רנטגן בקצב משתנה. חורים שחורים כוכביים בודדים, שלא כחלק ממערכת כוכבים כפולה, יכולים להתגלות על ידי אפקט העידוש הכבידתי שרואים כאשר הם נמצאים בקו אחד עם כדור הארץ ועם כוכב מרוחק, המצוי מאחוריהם יחסית לכדור הארץ.
ההשערה בדבר קיומם של חורים שחורים על־מסיביים הופיעה לראשונה עם גילוי קוואזרים וגלקסיות אקטיביות בשנות ה־60 של המאה ה־20. המרת מסה לאנרגיה בעקבות התנגשויות בדיסקת הספיחה של חור שחור היא ככל הנראה ההסבר לכמויות האנרגיה העצומות הנוצרות בעצמים כאלו. כיום מקובל לראות בקוואזרים חורים שחורים על־מסיביים שנמצאים במרכזן של גלקסיות רחוקות. עצמת הקרינה מקוואזר יכולה להיות חזקה יותר מעצמת הקרינה של הגלקסיה שמקיפה אותו. מקובל כיום להניח, בעקבות תצפיות רבות, שחורים שחורים על־מסיביים נמצאים במרכזיהן של כל הגלקסיות, או לפחות ברובן.
חורים שחורים קדמונים הם חורים שחורים היפותטיים בעלי מסה של מספר טונות, שייתכן כי נוצרו זמן קצר לאחר המפץ הגדול, כאשר צפיפות המסה ביקום הייתה גדולה. בגיל הנוכחי של היקום הם צפויים לסיים את חייהם כתוצאה מקרינת הוקינג שהקטינה את מסתם במשך מיליארדי שנה.
חורים שחורים זעירים הם חורים שחורים היפותטיים בעלי גודל תת־פרוטוני, שעל פי התאוריה הדנה בממדי מרחב נוספים יכולים להיווצר במאיצי חלקיקים
. משוער שחורים שחורים אלו נוצרים באופן ספונטני גם בתהליכים טבעיים, אך לא נמצאו עדויות לקיומם.
בגלקסיה SAGE0536AGN התגלה חור שחור גדול במיוחד שמדע לא יכולה להסביר את גודלו.
ב־10 באפריל 2019 הודיעה קבוצת מדענים. בהם קייטי באומן, כי הצליחה לייצר תמונה של החור השחור שבגלקסיה M87, באמצעות שימוש בטלסקופים הפזורים במספר מקומות על פני כדור הארץ ותזמון ביניהם באמצעות שעון אטומי.
*Sagittarius A - מרכז גלקסיית שביל החלב.
מדענים ערכו תצפיות על תנועת כוכבים סביב מרכז גלקסיית שביל החלב, שמהווה מקור של קרינת רדיו וקרינת רנטגן, הקרוי *Sgr A, והתמקדו בקבוצה של 28 כוכבים.
כאשר נעזרו ברדיו-טלסקופ בתחום המיקרוגל המסוגל לצפות דרך האבק הבין־כוכבי, גילו כי הכוכבים האלו מקיפים עצם בלתי נראה.
על פי חישובים שערכו, הכוכבים, שאחד מהם הספיק לסיים הקפה מלאה, מקיפים עצם דחוס במרכז הגלקסיה. על פי הערכה זו, מסתו קרובה ל־4 מיליון מסות השמש, והוא מהווה דוגמה לחור שחור על־מסיבי.
תמונה של החור השחור פורסמה לראשונה ב־12 במאי 2022.
חורים שחורים במדע בדיוני.
חורים שחורים נפוצים במדע בדיוני בתפקיד חור תולעת המוליך את הנכנס למקום אחר או יקום אחר. רעיון זה מתעלם, אולי בשל בורות מכך שכל עצם בגודל שאינו אפסי מושמד בספגטיפיקציה עם היבלעותו בליבת החור השחור. רק עצם שגדלו לכל היותר אפס (על פי יחסות כללית) או אורך פלאנק או (על פי רעיונות המבוססים במכניקת הקוונטים) נבלע בליבה.
רעיון של חורים שחורים שמעוותים את הזמן והמרחב סביבם מופיע לעיתים בספרי וסרטי מדע בדיוני. לדוגמה, בספר הפנטזיה של רוג'ר זילאזני "" (Creatures of Light and Darkness) מופיעה דמות המכילה בתוכה חור שחור.
הסרט בין כוכבים מכיל סימולציית מחשב המדמה (בצורה דמיונית) חור שחור. בנוסף, הסרט מתמקד בעיוות זמן.
האות C (סי) היא האות השלישית באלפבית הלטיני.
בתחילה השתמשו הרומאים באות C על מנת להביע את העיצורים K ו-G גם יחד, ורק מאוחר יותר הוסיפו ל-C את הקו האנכי ההופך אותה ל-G. אפשרי הדבר כי בתחילה לא השתמשו ב-C כלל על מנת להביע את העיצור K, אלא רק על מנת להביע את העיצור G. כיום, האות c מייצגת מבחינה פונולוגית לרוב עיצור וילוני, סותם, אטום (/IPA: /k), ולפעמים כאשר אחריה נכתבת אחת מהאותיות e, i, או y, האות מייצגת עיצור מכתשי, חוכך, אטום (/IPA: /s).
ייצוגים נוספים.
באלפבית פונטי מיוצגת האות C על ידי המילה צ'ארלי (Charlie).
בASCII מיוצגת האות על ידי 67 (C) ו-99 (c).
בקוד מורס מיוצגת האות על ידי קו נקודה קו נקודה:
בכתב ברייל:
משמעויות של האות.
בהקשרים מסוימים, C יכולה לסמל:
RDRAM‏ (Rambus DRAM) הוא סוג של זיכרון מחשב שפותח ויוצר על ידי חברת Rambus האמריקאית. יצרנית השבבים אינטל הייתה שותפה בניסיונות החדירה לשוק המחשבים, יחד עם הדור הראשון של סדרת המעבדים פנטיום 4 מתוצרתה. מודולי זיכרון בטכנולוגיית ה-RDRAM נקראים RIMM‏ (RDRAM Interface Memory Module).
לוחות האם ל-PC שתמכו ב-RDRAM הוצגו לראשונה ב-1999. לוחות אלה תמכו בגרסת PC-800 שפעלה במהירות 400MHz ועבדה ברוחב פס של 1600 MB/S. גרסה זו הייתה מהירה באופן משמעותי מסוגי הזכרונות הנפוצים באותו זמן, SDRAM, שפעלו בתדר 133 MHz והיו בעלי רוחב פס של 1066 MB/S.
חסרונותיו העיקריים של ה- RDRAM לעומת סוגי הזכרונות שהיו נפוצים לפניו הם בעכבת (Latency), פליטת חום, עלות וסיבוכיות ייצור גבוהים יותר. כמו כן, התושבת של כרטיס הזיכרון מסוג RIMM מחייבת חיבור שני כרטיסי זיכרון לסגירת מעגל חשמלי. בלוחות בעלי ארבעה חריצים, כולם חייבים להיות מאוכלסים.
זמן לא רב אחרי הצגת ה-RDRAM, הופיע בשוק המחשבים האישיים ה-DDR ובמידה רבה החליף אותו.
SDRAM, ראשי תיבות של Synchronous Dynamic Random Access Memory, הוא התקן חומרה לזיכרון מחשב. התקן זה משתמש בתושבת דימים (DIMMs). בדרך כלל SDRAM תומך במהירויות מ-66 מגה הרץ ועד 133 מגה הרץ.