Lỗ đen

Lịch sử nghiên cứu

Ý tưởng về một vật thể khối lượng lớn khiến cho ánh sáng không thể thoát ra khỏi nó lần đầu tiên nêu bởi John Michell trong một lá thư gửi tới Henry Cavendish ở Hội Hoàng gia năm 1783:
"Nếu bán kính của một khối cầu với cùng khối lượng như Mặt Trời, nhỏ hơn bán kính của Mặt Trời với tỉ lệ 500 trên 1, một vật rơi từ điểm xa vô cùng về phía nó sẽ thu được vận tốc tại lúc chạm bề mặt khối cầu lớn hơn tốc độ ánh sáng; và giả sử là ánh sáng bị hút với cùng một lực tỉ lệ theo khối lượng quán tính, giống như những vật khác, mọi ánh sáng phát ra từ bề mặt của khối cầu sẽ quay trở lại nó do lực hút hấp dẫn của khối cầu."
— John Michell
 Năm 1796, Pierre-Simon Laplace cũng nêu ra ý niệm này trong ấn bản lần thứ nhất và thứ hai của cuốn sách Exposition du système du Monde (nhưng nó đã bị bỏ đi trong những lần ấn bản sau). Những "ngôi sao" tối này sau đó bị lãng quên vào thế kỷ 19, do đa số các nhà vật lý nghĩ rằng ánh sáng không có khối lượng và không thể bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn.

Thuyết tương đối rộng

Năm 1915, Albert Einstein hoàn thiện thuyết tương đối rộng, mà trước đó ông đã tiên đoán được trường hấp dẫn làm lệch đường đi của tia sáng. Chỉ hai tháng sau khi công bố lý thuyết, nhà thiên văn học Karl Schwarzschild tìm thấy nghiệm chính xác đầu tiên cho phương trình trường Einstein, nghiệm miêu tả trường hấp dẫn cho một khối lượng điểm hoặc khối cầu phân bố đều trong "hệ tọa độ cầu" bốn chiều. Vài tháng sau Schwarzschild, Johannes Droste, lúc đó là sinh viên của Hendrik Lorentz, cũng độc lập đưa ra nghiệm tương tự cho khối lượng điểm và khảo cứu thêm những tính chất của nghiệm này. Nghiệm này có một tính chất kỳ lạ mà ngày nay gọi là bán kính Schwarzschild, biên giới mà tại đó không thời gian miêu tả bởi tọa độ Schwarzschild trở lên gián đoạn, hay mặt biên này chia hệ tọa độ làm hai vùng tách biệt nhau; và lúc đó các nhà vật lý nghĩ rằng phương trình trường Einstein không miêu tả tốt tại bán kính này. Họ đã không hiểu thấu đáo bản chất của bề mặt này khi đó. Năm 1924, Arthur Eddington chứng minh được bán kính này biến mất cũng như không thời gian sẽ vẫn liên tục nếu ông chọn một hệ tọa độ khác (xem hệ tọa độ Eddington–Finkelstein), đồng thời độ cong không thời gian tại bán kính Schwarzschild có giá trị hữu hạn vẫn không đổi giữa các hệ tọa độ. Mặc dù phải đợi cho đến tận năm 1933, Georges Lemaître mới nhận ra rằng điều này có nghĩa là kỳ dị tại bán kính Schwarzschild là một kỳ dị toán học không có ý nghĩa vật lý.
Năm 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar sử dụng thuyết tương đối hẹp cho chất khí Fermi của vật thể không tự quay - hay ngày nay là sao lùn trắng cấu tạo bằng vật chất chống đỡ bởi áp suất từ các electron - tính ra được nếu trên một khối lượng xấp xỉ 1,4 khối lượng Mặt Trời (ngày nay gọi là giới hạn Chandrasekhar) thì vật thể sẽ không tồn tại ổn định. Kết quả của ông bị một số nhà vật lý cùng thời phản đối như Eddington và Lev Landau, mà ông cho rằng có một cơ chế chưa biết làm dừng quá trình suy sụp lại. Họ đã đúng một phần: sao lùn trắng có khối lượng hơi lớn hơn giới hạn Chandrasekhar sẽ suy sụp hấp dẫn thành sao neutron, khi proton bị nén hấp dẫn mạnh kết hợp với electron thành neutron, mà vật chất neutron có thể ổn định nhờ nguyên lý loại trừ Pauli. Nhưng vào năm 1939, Robert Oppenheimer cùng hai người khác chứng minh rằng, với ước tính chặt chẽ hơn sau này, nếu các sao neutron có khối lượng xấp xỉ trên 3 lần khối lượng Mặt Trời (giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff) thì chúng cũng không thể tồn tại ổn định và nhanh chóng suy sụp hấp dẫn như Chandrasekhar từng tiên đoán, và họ kết luận rằng không một định luật vật lý nào có thể ngăn cản những loại sao khối lượng lớn suy sụp hấp dẫn.
Oppenheimer và đồng nghiệp giải thích kỳ dị tại bán kính Schwarzschild như là một bong bóng với thời gian ngừng lại tại biên này. Quan điểm này chỉ đúng với người quan sát đứng ở bên ngoài bán kính Schwarzschild, nhưng không đúng đối với một người rơi qua biên và hướng về tâm lỗ đen. Bởi vì tính chất này, các nhà vật lý từng gọi ngôi sao suy sụp hấp dẫn thành "ngôi sao bị đóng băng", bởi vì quan sát viên đứng ở xa bên ngoài sẽ thấy hình ảnh của vật rơi vào lỗ đen như dừng lại tại phía ngoài sát biên giới của bán kính Schwarzschild, và nếu vật có phát ra ánh sáng thì ánh sáng đó sẽ dần dần mờ đi rồi tắt hẳn, tuy vậy đối với vật thể rơi vào tâm lỗ đen nó sẽ chỉ mất một thời gian hữu hạn để đi qua chân trời sự kiện.

Các tính chất và cấu trúc

Định lý không có tóc phát biểu rằng, lúc đạt đến điều kiện ổn định sau khi hình thành, một lỗ đen đứng yên chỉ cần ba tham số vật lý độc lập để miêu tả nó: khối lượng, điện tích, và mô men động lượng. Bất kỳ hai lỗ đen nào mà có cùng những tính chất vật lý này, hay mỗi cặp ba tham số bằng nhau, thì không thể phân biệt được với nhau theo cơ học cổ điển (hay là phi-lượng tử).
Những tính chất này đặc biệt vì một người đứng ở bên ngoài lỗ đen sẽ đo được ba tham số này. Ví dụ, một hố đen mang điện tích sẽ đẩy những lỗ đen khác mang điện tích cùng dấu khác giống như trong tĩnh điện học cổ điển. Tương tự, tổng khối lượng (theo nghĩa năng lượng + khối lượng), khối lượng ADM, bên trong lỗ đen có thể tìm được bằng cách sử dụng định luật Gauss cho hấp dẫn hoặc quan sát quỹ đạo của các vật thể quay quanh nó. Và đối với mô men động lượng, một người ở xa có thể xác định được thông qua hiệu ứng kéo hệ quy chiếu gây bởi sự tự quay của nó (trường hấp dẫn từ).
Khi một vật rơi vào lỗ đen, bất kỳ thông tin nào về hình dạng, phân bố điện tích... của vật đó hoàn toàn biến mất đối với quan sát viên đứng ở ngoài xa lỗ đen. Tính chất của chân trời sự kiện trong tình huống này như một hệ tiêu tán tương tự với một màng hai chiều, trên đó hình dung tồn tại chất lỏng có ma sát mang điện tích và dẫn điện, trong không thời gian bốn chiều—hay mô hình màng về lỗ đen. Đặc điểm này khác với các lý thuyết trường khác của vật lý học như trường điện từ cổ điển, mà chúng không có ma sát hay độ dẫn điện ở cấp vi mô, bởi vì chúng tuân theo đối xứng thời gian, trong khi một vật rơi vào lỗ đen thì không thể bay trở ra được. Bởi vì trạng thái ổn định sau khi hình thành lỗ đen chỉ cần miêu tả bởi ba tham số, không có cách nào để tránh khỏi mất thông tin về những điều kiện ban đầu: trường hấp dẫn và điện từ của lỗ đen cho rất ít thông tin về trạng thái trước khi hình thành nó và về những cái rơi vào nó. Ví dụ, một vệ tinh nhân tạo hình lập phương rơi vào lỗ đen thì chúng ta chỉ biết được, về nguyên lý, lỗ đen tăng thêm khối lượng bằng khối lượng vệ tinh còn không thể biết được vệ tinh có hình lập phương hay hình trụ tròn. Ngoài ra, có rất nhiều dạng thông tin vật lý bị mất, những đại lượng không thể đo được bởi một người đứng ở xa bên ngoài chân trời sự kiện, bao gồm các đại lượng tuân theo định luật bảo toàn, số lượng tử, số baryon và số lepton, số hạt mang điện tích... Những điều này được phát biểu toán học chi tiết hơn ở nghịch lý thông tin bị mất trong lỗ đen.

Sự hình thành và tiến hóa

Các hố đen có thể hình thành khi một ngôi sao khổng lồ bùng phát ra nhiên liệu hạt nhân và sụp đổ dưới trọng lực riêng của nó. Nếu ngôi sao đủ lớn không có lực nào có thể chống lại lực hấp dẫn ngày càng tăng, và nó sẽ sụp đổ đến một điểm mật độ vô hạn. Trước khi đạt đến giai đoạn này, trong phạm vi bán kính nhất định (chân trời sự kiện) bản thân ánh sáng trở nên bị mắc kẹt và vật thể trở nên vô hình.
Với những tính chất kỳ lạ của lỗ đen như đã nêu, một câu hỏi tự nhiên xuất hiện là những thiên thể kì quái này có tồn tại trong tự nhiên hay chúng chỉ là những nghiệm toán học trong phương trình Einstein. Năm 1939, trong một bài báo của Einstein, ông nghĩ là lỗ đen không hình thành trong vũ trụ, với lập luận rằng mô men động lượng quay của các hạt trong quá trình suy sụp giúp ổn định chúng tại một số bán kính nhất định. Nhưng chỉ vài tháng sau, Oppenheimer và cộng sự lần đầu tiên chỉ ra khả năng lỗ đen hình thành như thế nào bằng thuyết tương đối tổng quát. Khi Schwarzschild tìm ra nghiệm của ông, ban đầu các nhà vật lý nghĩ rằng lỗ đen có thể tồn tại tuân theo các định luật vật lý. Sau đó, trong nhiều năm Einstein và cộng đồng vật lý lại nghĩ nó không tồn tại, chỉ có một số người mới nghiêm túc quan tâm đến câu hỏi về sự tồn tại của thực thể này và cho đến cuối thập niên 1950, họ đã chứng minh được không thể có gì cản trở những ngôi sao khối lượng lớn suy sụp trở thành lỗ đen bao bởi chân trời sự kiện.
Khi chân trời sự kiện hình thành trong giai đoạn suy sụp, Penrose chứng minh được là vùng kì dị hấp dẫn cũng phải hình thành ở bên trong nó. Ngay sau đó, Hawking chỉ ra rằng các mô hình miêu tả vũ trụ về thời điểm Vụ Nổ Lớn cũng xuất hiện những kì dị hấp dẫn mà không cần đến dạng vật chất lạ nào (xem định lý kì dị hấp dẫn Penrose-Hawking). Mêtric Kerr, định lý "không có tóc" các định luật của nhiệt động học lỗ đen cho thấy các tính chất vật lý của lỗ đen là đơn giản và có thể nắm bắt được, lúc này các thiên thể đặc từ những đối tượng lý thuyết trở thành ngành nghiên cứu của thiên văn vật lý. Quá trình cơ bản hình thành lỗ đen đó là sự suy sụp hấp dẫn của những thiên thể khối lượng lớn như các ngôi sao già..., nhưng cũng có những quá trình khác dẫn đến hình thành lỗ đen. Thông qua quan sát tại bước sóng vô tuyến, hồng ngoại và tia X...trên mặt đất hay từ các đài quan sát vệ tinh đã chứng tỏ là lỗ đen quả thực tồn tại trong vũ trụ.

Lỗ đen nguyên thủy sau Vụ Nổ Lớn

Suy sụp hấp dẫn đòi hỏi mật độ vật chất lớn. Trong kỷ nguyên hiện tại của vũ trụ những mật độ cao này chỉ tồn tại trong các sao, nhưng vào lúc vũ trụ mới hình thành sau Vụ Nổ Lớn mật độ vật chất lúc đó rất cao, với khả năng cho phép hình thành các lỗ đen nguyên thủy. Nếu chỉ có mật độ cao không thôi thì chưa đủ để cho phép hình thành lỗ đen bởi vì sự phân bố khối lượng đồng đều không khiến vật chất tích tụ lại với nhau. Để những lỗ đen nguyên thủy hình thành trong môi trường đậm đặc này, ban đầu phải có sự thăng giáng mật độ cho phép vật chất tích tụ lại với nhau nhờ lực hấp dẫn. Các mô hình khác nhau về thời kỳ sơ khai của vũ trụ cho những tiên đoán khác nhau về mức độ thăng giáng này. Một số mô hình tiên đoán các lỗ đen nguyên thủy sẽ hình thành, từ cấp độ khối lượng Planck cho đến hàng trăm lần khối lượng Mặt Trời. Lỗ đen nguyên thủy có thể tham gia vào quá trình hình thành lên lỗ đen khối lượng trung gian và lỗ đen siêu khối lượng.

Hình thành từ các hạt va chạm năng lượng cao

Ngoài quá trình suy sụp hấp dẫn hình thành lên lỗ đen, về nguyên lý thì những va chạm hạt năng lượng cao trong các máy gia tốc cũng có thể hình thành lỗ đen khi đạt mật độ cho phép. Cho đến 2013, chưa một sự kiện nào được xác nhận, trực tiếp hay gián tiếp, một lỗ đen siêu nhỏ hình thành trong các máy gia tốc hạt. Về mặt lý thuyết, giới hạn khối lượng cho phép hình thành lỗ đen siêu nhỏ nằm trong khoảng khối lượng Planck (mP = √ħc/G ≈ 1.2×10¹⁹ GeV/c² ≈ 2.2×10⁻⁸ kg), nơi các hiệu ứng lượng tử có ảnh hưởng đáng kể. Giới hạn này cho thấy trong mức hoạt động hiện nay của một số máy gia tốc thì không có khả năng sinh ra các lỗ đen siêu nhỏ. Mặt khác, một số lý thuyết về hấp dẫn lượng tử cho kết quả khối lượng Planck có thể còn có giá trị thấp hơn: có mô hình "thế giới brane" tính ra giá trị này bằng 1 TeV/c². Điều này cho phép các lỗ đen vi mô có thể sinh ra trong tích tắc tại những va chạm năng lượng cao của LHC tại CERN, hoặc chúng có thể sinh ra từ những tia vũ trụ năng lượng cao đi vào bầu khí quyển Trái Đất. Mặc dù các lý thuyết là rất gợi mở, nhưng một số nhà vật lý không ủng hộ cho khả năng xuất hiện các lỗ đen siêu nhỏ trong các máy gia tốc nhân tạo. Ngay cả khi những lỗ đen này hình thành, theo lý thuyết chúng sẽ nhanh chóng bốc hơi với khoảng thời gian 10⁻²⁵ giây, và không gây ảnh hưởng đến Trái Đất. Sự hình thành lỗ đen vi mô cũng liên quan tới phỏng đoán vòng về chu vi giới hạn của vật thể sau quá trình va chạm hoặc suy sụp.

Phát triển và sáp nhập

Trong thời gian tồn tại của lỗ đen, nó có thể tăng thêm khối lượng bằng quá trình hút vật chất từ không gian xung quanh vào. Nó sẽ liên tục hấp thụ khí và bụi liên sao từ môi trường xung quanh và cả bức xạ nền vi sóng vũ trụ. Quá trình hấp thụ khối lượng là một trong những quá trình cơ bản hình thành lên lỗ đen siêu khối lượng. Và có thể quá trình này cũng áp dụng cho các lỗ đen khối lượng trung gian nằm ở các cụm sao cầu.
Một cơ chế khác đó là lỗ đen sáp nhập với các thiên thể khác như sao hay chính lỗ đen. Quá trình này đặc biệt quan trọng vì nó mang lại khả năng giải thích hợp lý tại sao lại có những lỗ đen khổng lồ, mà chúng hình thành từ việc sáp nhập nhiều lỗ đen nhỏ hơn. Các lỗ đen khối lượng khổng lồ nằm tại tâm mỗi thiên hà có thể sáp nhập với nhau trong giai đoạn hai thiên hà va chạm và sáp nhập, và quá trình này có thể xảy ra đối với lỗ đen khối lượng trung gian, như Omega Centauri.
Quá trình thu hút vật chất về phía lỗ đen sẽ hình thành lên một đĩa sáng bồi tụ chứa vật chất trạng thái plasma nóng hàng triệu độ, và vùng này phát ra nguồn tia X rất mạnh. Chớp tia gamma thu được từ các đài quan sát vệ tinh phát ra từ những nguồn ở rất xa cũng có thể giải thích từ quá trình sáp nhập hai sao đặc hoặc bởi lỗ đen hút các sao đặc khác. Thông qua nguồn tia X mà các nhà thiên văn có thể nhận biết ra sự tồn tại của lỗ đen.
Hai lỗ đen quay quanh nhau sẽ phát ra sóng hấp dẫn mang năng lượng của hệ đi. Do mất năng lượng, chúng sẽ có quỹ đạo càng gần nhau hơn, cuối cùng khi hòa nhập lại sẽ hình thành một lỗ đen khối lượng lớn hơn và quay rất nhanh quay trục. Lỗ đen mới có thể bị đẩy ra khỏi vùng của hai lỗ đen ban đầu với vận tốc cỡ 400 km/s, và thậm chí sau thời gian dài nó có thể thoát khỏi thiên hà ban đầu.

Quan sát

Theo tính chất của lỗ đen, nó không trực tiếp phát ra bất kỳ một tín hiệu nào ngoài giả thiết bức xạ Hawking; do trong phạm vi thiên văn vật lý bức xạ Hawking là rất yếu, cho nên không thể quan sát thấy bức xạ này từ Trái Đất. Trường hợp ngoại lệ cho bức xạ Hawking đó là giai đoạn cuối cùng của những lỗ đen nguyên thủy bốc hơi phát ra nó; mặc dù chưa tìm kiếm thành công và điều này đặt ra giới hạn cho khả năng tồn tại bức xạ này từ những lỗ đen nguyên thủy. Kính thiên văn không gian tia gamma Fermi của NASA phóng lên 2008 với một trong những mục đích của nó là thu thập những tín hiệu này.
Quan sát thiên văn vật lý về lỗ đen phải dựa trên những quan sát gián tiếp. Sự tồn tại của lỗ đen có thể suy ra từ các ảnh hưởng hấp dẫn của nó với môi trường xung quanh. Một trong số những cuộc khảo sát đó là dự án "Kính thiên văn Chân trời sự kiện" hợp tác giữa các tổ chức quốc tế đang nỗ lực lần đầu tiên quan sát trực tiếp được vùng bao quanh chân trời sự kiện của lỗ đen.

Đo sóng hấp dẫn từ hai hố đen sát nhập

Ngày 14 tháng 9 năm 2015, hai Trạm quan sát sóng hấp dẫn bằng giao thoa kế laser LIGO đã đo được trực tiếp sóng hấp dẫn. Tín hiệu thu được khớp với dự đoán bằng lý thuyết và mô phỏng máy tính cho sóng hấp dẫn phát ra từ sự sát nhập của hai lỗ đen: một hố đen có khối lượng 36 lần khối lượng Mặt Trời, và hố đen kia có khối lượng 29 lần khối lượng Mặt Trời (đo trong hệ quy chiếu gắn với hệ). Quan sát này cung cấp chứng cứ cụ thể nhất cho sự tồn tại của lỗ đen cho tới ngày nay. Ví dụ, tín hiệu sóng hấp dẫn gợi ra rằng khoảng cách giữa hai vật thể trước va chạm chỉ bằng 350 km (hay gần bằng 4 lần bán kính Schwarzschild tương ứng với khối lượng của vật thể). Hai vật thể này từ đó phải cực kỳ đặc, để lại cách giải thích hợp lý nhất chúng phải thực sự là các hố đen.
Quan trọng hơn, tín hiệu đo được bởi LIGO cũng thu được giai đoạn sau sát nhập (ringdown), tín hiệu phát ra từ vật thể đặc mới hình thành nhanh chóng tắt tới trạng thái dừng (nếu không phải là lỗ đen, tín hiệu sau va chạm sẽ thăng giáng rất lớn bởi sự kiện va chạm của hai vật thể có khối lượng cỡ như thế). Có thể nói, tín hiệu dao động tắt lịm nhanh chóng sau va chạm là cách trực tiếp nhất để khẳng định đó là một lỗ đen. Từ dữ liệu của LIGO, có thể phân tích ra tần số và thời gian tắt của giai đoạn ringdown này. Từ tần số và tốc độ biến thiên tần số đo được ở giai đoạn này, các nhà vật lý tính ra được khối lượng và mô men động lượng của vật thể cuối cùng, mà giá trí tính được khớp một cách độc lập với mô phỏng bằng siêu máy tính của sự kiện va chạm và sáp nhập. Tần số và khoảng thời gian biến thiên của mốt điển hình được xác định bởi hình học của mặt cầu photon. Vì vậy, quan sát mốt này xác nhận sự có mặt của mặt cầu photon, tuy nhiên nó không thể ngoại trừ khả năng kỳ lạ khác thay cho hố đen mà vật thể đủ đặc để có một mặt cầu photon.
Quan sát này cũng lần đầu tiên cung cấp bằng chứng thực nghiệm về sự tồn tại của cặp lỗ đen khối lượng sao. Hơn nữa, đây là chứng cứ thực tế đầu tiên về những lỗ đen có khối lượng lớn hơn 25 lần khối lượng Mặt Trời.

Thời gian ngừng hoạt động

Sự mờ nhạt của đĩa trong thời gian nó ngừng hoạt động có thể là nguyên nhân luồng vật chất ở vào giai đoạn lạnh đi (ADAF). Trong giai đoạn này, đa phần năng lượng của plasma trong đĩa bị giam giữ dọc theo luồng hạt hơn là phát ra theo mọi phía. Nếu mô hình này là đúng, thì đây là một trong những bằng chứng thực nghiệm chứng tỏ tồn tại chân trời sự kiện. Bởi vì, nếu vật thể ở trung tâm của đĩa bồi tụ có bề mặt rắn, nó sẽ phát ra một lượng lớn bức xạ năng lượng cao khi khí và plasma va đập xuống bề mặt của nó, một hiệu ứng đã được quan sát ở sao neutron trong cùng trạng thái này. (xem mô phỏng nguồn tia X của hai lỗ đen GRS 1915 và IGR J17091 về khoảng thời gian ngừng phát tia X.)

Dao động gần tuần hoàn

Bức xạ tia X từ đĩa bồi tụ đôi khi lặp lại theo những khoảng gần đều đặn trong phổ thu được. Những tín hiệu này được gọi là dao động gần tuần hoàn và khả năng chúng phát ra từ vùng trong cùng của đĩa bồi tụ (nơi quỹ đạo tròn ổn định của hạt có bán kính nhỏ nhất - quỹ đạo này trong lỗ đen Schwarzschild có giá trị 3rS, lớn hơn quỹ đạo của photon). Những tần số tia X này có liên hệ với khối lượng của thiên thể đặc và là phương pháp khác để xác định khối lượng của lỗ đen. (xem mô phỏng nguồn tia X của hai lỗ đen GRS 1915 và IGR J17091 về sự lặp lại gần tuần hoàn của cường độ tia X.)

Chuyển động riêng của các ngôi sao quanh Sagittarius A*

Hiện tại, có những bằng chứng thuyết phục về một lỗ đen khổng lồ tại trung tâm của Ngân Hà, thông qua việc nghiên cứu chuyển động riêng của các ngôi sao quanh vùng này. Từ năm 1995, các nhà thiên văn thực hiện theo dõi chuyển động của 90 sao trong một vùng gọi là Sagittarius A*. Bằng cách làm khớp số liệu quan sát với các tham số của quỹ đạo Kepler, họ kết luận vào năm 1998 rằng phải có vật thể khối lượng 2,6 x 10⁶ M nằm trong vùng bán kính 0,02 ly. Sau khi một ngôi sao gọi là S2 hoàn thành xong một vòng quỹ đạo, những dữ liệu thu được cho phép các nhà khoa học ước tính khối lượng và phạm vi chính xác hơn của vật trung tâm ở Sagittarius A*. Họ đã tính ra có một thiên thể khối lượng 4,3 x 10⁶ M nằm trong bán kính nhỏ hơn 0,002 ly. Mặc dù bán kính này vẫn lớn hơn 3.000 lần bán kính Schwarzschild của lỗ đen cùng khối lượng, nhưng theo thuyết tương đối tổng quát, những thiên thể có khối lượng lớn như vậy phải là một lỗ đen, và "không có một cụm sao nào có thể tập trung khối lượng lớn như vậy trong một vùng rất nhỏ". (khoảng cách từ Mặt Trời đến sao gần nhất Proxima Centauri là 4,24 ly.)

Chớp tia gamma

Chớp tia gamma là một trong những nguồn tia gamma mang năng lượng lớn nhất trong vũ trụ phát ra từ các thiên hà ở xa. Cơ chế giải thích cho những nguồn này có thể bắt nguồn từ sự sáp nhập của hai sao neutron, bởi lỗ đen hút sao đặc đồng hành hay bởi vùng bồi tụ quanh lỗ đen, hoặc từ sự suy sụp hấp dẫn của sao có khối lượng rất lớn trong vụ nổ siêu tân tinh.
Đa số các chớp có thời gian ghi nhận được lớn hơn khoảng 2 giây và phân loại vào nhóm chớp tia gamma kéo dài, và khoảng 30% các quan sát là những chớp diễn ra ngắn hơn 2 giây hay chớp tia gamma ngắn. Chớp tia gamma kéo dài có nguồn gốc từ quá trình suy sụp hấp dẫn của sao khối lượng rất lớn, như các sao khổng lồ xanh trong các vùng sản sinh sao. Đặc biệt, một trong những chớp gamma có năng lượng lớn nhất, GRB 110328A, kéo dài tới hàng tháng nằm ở một thiên hà cách xa 3,8 tỷ năm ánh sáng có thể là do một lỗ đen siêu khối lượng xé tan và hấp thụ dần một sao lùn trắng quay gần nó.
Dựa vào tính chất của chớp gamma như thời gian xảy ra, năng lượng phát ra và biểu đồ cường độ thu được mà có thể suy đoán ra nguồn gốc những chớp này từ những chùm tia tương đối tính phát ra từ lỗ đen, hay từ quá trình hình thành lên lỗ đen hoặc sự sáp nhập từ hai sao neutron.

Hiệu ứng của trường hấp dẫn mạnh

Một tính chất khác của lỗ đen so với các thiên thể đặc cho phép phát hiện sự tồn tại của nó, đó là hiệu ứng của trường hấp dẫn tác động mạnh hơn lên không thời gian bao quanh nó. Một trong những hiệu ứng này là thấu kính hấp dẫn: Một vật thể lớn uốn cong không thời gian bao quanh nó khiến cho các tia sáng bị lệch đường đi giống như tác động của các thấu kính quang học. Hiện tại đã có một số dự án khảo sát phát hiện hiệu ứng thấu kính hấp dẫn yếu, trong đó tia sáng chỉ bị lệch vài giây cung. Tuy vậy, cho đến nay chưa thể chụp ảnh được trực tiếp hiệu ứng này đối với lỗ đen. Một cách khác để quan sát hiệu ứng thấu kính hấp dẫn là thông qua ánh sáng phát ra từ những ngôi sao quay quanh lỗ đen. Hiện nay các nhà thiên văn đang thực hiện quan sát tính chất này đối với các sao quay trong vùng Sagittarius A*, mặc dù hiệu ứng là rất nhỏ.
Phương pháp quan trắc trực tiếp khác đó là phát hiện sóng hấp dẫn phát ra từ hệ chứa lỗ đen, ví dụ như các thiên thể đặc quay quanh nó và cuối cùng bị hút về phía lỗ đen. Bằng cách làm phù hợp dữ liệu quan trắc so với tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát cho phép tính ra chính xác khối lượng và mô men động lượng của vật thể trung tâm, cũng như thực hiện song song việc kiểm nghiệm thuyết tương đối rộng trong trường hấp dẫn mạnh. Sóng hấp dẫn đã được đo trực tiếp phát ra từ hệ hai lỗ đen khối lượng sao do đài quan trắc LIGO thu được vào ngày 14 tháng 9 năm 2015. Nhóm Hợp tác Khoa học LIGO đã không tìm thấy sự sai khác trong phạm vi sai số thống kê giữa những tiên đoán của thuyết tương đối rộng và kết quả đo được từ sự kiện GW150914. ESA đang có kế hoạch xây dựng ăng ten giao thoa kế eLISA trên vũ trụ nhằm phát hiện trực tiếp sóng hấp dẫn ở những tần số thấp hơn so với các thiết bị mặt đất...

Khả năng khác

Kết luận tồn tại lỗ đen khối lượng sao dựa trên tính toán lý thuyết về giới hạn trên của khối lượng sao neutron. Giá trị này lại phụ thuộc vào giả thuyết về tính chất của vật chất trong trạng thái mật độ cao. Do vậy, những pha mới ngoại lai của vật chất cho phép khối lượng giới hạn cao hơn ở các sao đặc. Một trong số đó gồm sao quark với lõi chứa các hạt quark "tự do" ở mật độ rất cao, hay các mô hình siêu đối xứng trong vật lý hạt tiên đoán sự tồn tại của loại sao Q. Một số lý thuyết mở rộng của Mô hình chuẩn với giả sử các hạt preon cấu thành lên hạt quark và lepton, và dẫn đến giả thuyết tồn tại sao preon với khối lượng cao hơn hẳn sao neutron. Những mô hình này có khả năng giải thích thay thế cho lỗ đen khối lượng sao ở một số quan trắc về các thiên thể đặc trong vũ trụ. Tuy nhiên, theo chứng minh từ thuyết tương đối rộng thì loại sao nào cũng có giới hạn khối lượng trên, và vì thế các mô hình đều dẫn tới sự hình thành lỗ đen.
Vì mật độ trung bình khối lượng của lỗ đen bên trong bán kính Schwarzschild tỉ lệ nghịch với bình phương khối lượng của nó, các lỗ đen siêu khổng lồ có mật độ trung bình nhỏ hơn của lỗ đen khối lượng sao (mật độ trung bình của lỗ đen cỡ 10⁸ M gần bằng khối lượng riêng của nước). Hệ quả là, có những mô hình thay thế khác được đưa ra, mặc dù mô hình lỗ đen siêu khối lượng phù hợp gần với các quan sát thiên văn vật lý. Ví dụ, một khối lượng lớn tập trung trong vùng không gian nhỏ được giải thích bằng việc mô hình hóa một đám lớn các vật thể tối tập trung quanh nhau. Tuy nhiên, mô hình này không ổn định về mặt động lực học để thay thế cho khả năng vùng đó chứa một lỗ đen siêu khối lượng.
Sự tồn tại của các lỗ đen khối lượng sao và khổng lồ trong vũ trụ hàm ý thuyết tương đối tổng quát không miêu tả tốt trạng thái và bản chất của kì dị hấp dẫn trong lỗ đen, và có lẽ do lý thuyết lỗ đen chưa kết hợp được với tính chất của cơ học lượng tử. Lý thuyết về hấp dẫn lượng tử có thể sẽ loại bỏ được những vùng kì dị hay chân trời sự kiện và do vậy theo định nghĩa sẽ không có lỗ đen nữa. Dựa trên tính toán trong những tình huống cụ thể của lý thuyết dây, cho kết quả lỗ đen đơn lẻ không còn chứa biên chân trời hay kì dị hấp dẫn, nhưng đối với quan sát viên thuộc miêu tả của vật lý phi lượng tử, trên trung bình, họ vẫn trông thấy những tính chất này giống như trong miêu tả của thuyết tương đối rộng.

Những vấn đề lý thuyết

Ngoài một số mục tiêu như miêu tả vùng kì dị hấp dẫn bằng thuyết hấp dẫn lượng tử cũng như chứng minh hay bác bỏ giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ của Penrose, có những vấn đề lý thuyết liên quan đến lỗ đen như sau.

Phỏng đoán vòng

Năm 1972, Thorne nêu ra phỏng đoán vòng (hoop conjecture), rằng khi nén một vật xuống kích cỡ nhỏ hơn một chu vi giới hạn theo mọi hướng thì nó sẽ hình thành lên lỗ đen. Chu vi giới hạn này thường là vòng tròn có bán kính Schwarzschild liên hệ với khối lượng của vật.
Phỏng đoán vòng có một số khía cạnh khi xét vật thể trong không gian nhiều chiều và có khả năng liên quan đến phỏng đoán kiểm duyệt vũ trụ về kì dị hấp dẫn trần trụi cũng như quá trình hình thành lỗ đen vi mô.