moaminsharifi/fa-wiki-spell-checker huggingface dataset:
درحالی‌که جرم سیاهچاله می‌تواند هر مقداری داشته باشد، بار و تکانه زاویه‌ای آن توسط جرم محدود می‌شوند. چنانچه واحدهای پلانک را بکار ببریم، کل بار الکتریکی "Q" و مجموع تکانه زاویه‌ای "J" در این رابطه صدق می‌کنند("M" جرم سیاهچاله‌است):
formula_1. سیاهچاله‌هایی که نابرابری فوق را اشباع می‌کنند، سیاهچاله‌های اکسترمال نامیده می‌شوند. جواب‌هایی نیز برای معادلات اینشتین موجودند که این نابرابری را نقض می‌کنند اما این جواب‌ها افق رویداد ندارند. این جواب‌ها را تکینگی‌های برهنه می‌نامند که از بیرون قابل مشاهده‌اند و در نتیجه نمی‌توانند فیزیکی باشند. فرضیه سانسور کیهانی شکل‌گیری چنین تکینگی‌هایی را در جریان رمبش نامحتمل می‌شمرد.
به دلیل قدرت نسبی الکترومغناطیس سیاهچاله‌هایی که از رمبش ستارگان تشکیل می‌شوند تمایل دارند که بار تقریباً خنثی ستاره را حفظ کنند. اما انتظار می‌رود که چرخش، یک ویژگی مشترک در اجسام فشرده باشد. نامزد سیاهچاله قرار گرفته در دوتایی پرتو ایکس جی‌آراس ۱۹۱۵+۱۰۵ به نظر می‌رسد که تکانه زاویه‌ای نزدیک به حداکثر مقدار مجاز داشته باشد.
مهمترین ویژگی که یک سیاهچاله را تعریف می‌کند پیدایش افق رویداد است.
افق رویداد به شکل کروی یا تقریباً کروی با شعاع شوارتزشیلد حول نقطه مرکزی سیاهچاله‌است. این کره ناحیه‌ای از فضا زمان است که عبور نور و ماده از آن تنها در یک جهت و به طرف درون آن ممکن است. درون این کره سرعت گریز از سرعت نور بیشتر خواهد بود، و از آنجاییکه هیچ جسمی توانایی حرکت با سرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد. هر جرم یا انرژی که به یک سیاه چاله نزدیک شود، در داخل فاصله معینی که افق رویداد آن خوانده می‌شود، به‌طور مقاومت ناپذیری به درون سیاه چاله کشیده می‌شود. نوری که از اطراف یک سیاه چاله عبور می‌کند، اگر به افق رویداد نرسد، روی مسیری منحنی شکل از کنار آن می‌گذردو اگر به افق رویداد برسد، در سیاه چاله سقوط می‌کند.
افق رویداد را از این رو به این نام می‌خوانند که از درون آن اطلاعات راجع به آن رخداد به مشاهده‌کننده نمی‌رسد و مشاهده‌کننده نمی‌تواند یقین حاصل کند که این اتفاق رخ داده‌است.
آنگونه که در نسبیت عام پیش‌بینی می‌شود، حضور یک جسم باعث خمش فضا-زمان می‌شود به گونه‌ای که مسیرهایی که ذرات طی می‌کنند به سمت جرم خمیده می‌شوند. در افق رویداد یک سیاهچاله این تغییر شکل به اندازه‌ای قوی می‌شود که هیچ مسیری که از سیاهچاله دور شود وجود نخواهد داشت.
از دید یک ناظر دور زمان در نزدیکی سیاهچاله کندتر از نقاط دورتر خواهد گذشت. این پدیده به نام اتساع زمان نامیده می‌شود. شیئی که به افق رویداد نزدیک شود به نظر خواهد رسید که هرچه نزدیکتر می‌گردد از سرعت آن کاسته می‌شود و زمانی بی‌نهایت طول خواهد کشید تا به آن برسد. و چون تمام فرایندهای این ذره کندتر می‌شود، نوری که منتشر می‌کند تاریکتر و قرمزتر خواهد شد که این اثر به نام انتقال به سرخ گرانشی نامیده می‌شود. سرانجام در نقطه‌ای که به افق رویداد می‌رسد این جسم کاملاً تاریک و غیرقابل مشاهده می‌شود.
ازسوی دیگر ناظری که به درون سیاهچاله سقوط می‌کند، در زمانی که افق رویداد را رد می‌کند، متوجه هیچ‌کدام از این تأثیرات نخواهد شد. طبق ساعت خودش افق رویداد را در زمانی متناهی رد می‌کند. اگرچه هرگز نمی‌تواند بفهمد که دقیقاً در چه زمانی از افق رویداد رد شده‌است؛ زیرا غیرممکن است که بتوان با مشاهدات محلی، موقعیت افق رویداد را تعیین کرد.
افق رویداد یک سطح جامد نیست و مانع ورود ماده یا تابشی که به سمت ناحیه داخل آن در حرکت است نمی‌شود. در واقع افق رویداد یک ویژگی تعریف شده سیاهچاله‌است که حدود سیاهچاله را مشخص می‌کند. علت سیاه بودن افق رویداد هم این است که هیچ پرتوی نور یا تابش دیگری نمی‌تواند از آن بگریزد. از این رو افق رویداد هر آنچه را که درون آن اتفاق می‌افتد از دید دیگران پنهان نگه می‌دارد.
شکل افق رویداد یک سیاهچاله همیشه تقریباً کروی است. این تنها در مورد فضاهای چهار بعدی صادق است. در ابعاد بالاتر امکان توپولوژی‌های پیچیده تری مانند حلقه سیاه پدید می‌آید.
برای سیاهچاله‌های ایستای غیر چرخان این شکل کاملاً کروی است و برای سیاهچاله‌های چرخان کمی بیضوی است.
براساس نسبیت عام، مرکز یک سیاهچاله یک نقطه تکینگی گرانشی است، ناحیه‌ای که در آن خمیدگی فضا زمان به بی‌نهایت می‌شود.بدین معنا که زمان بی معنا می‌گردد و جاذبه به بینهایت مبدل می‌گردد. برای یک سیاهچاله غیر چرخان این ناحیه به شکل یک نقطه منفرد و برای یک سیاه‌چاله کر به شکل یک تکینگی حلقوی روی صفحه چرخش خواهد بود. در هردوی موارد حجم ناحیه تکینگی صفر است. به همین دلیل چگالی ناحیه تکینگی، "بی‌نهایت" خواهد بود.
ناظری که به درون یک سیاهچاله شوارتزشیلد سقوط می‌کند (یعنی بدون بار و تکانه زاویه‌ای) به محض اینکه از افق رویداد بگذرد دیگر نمی‌تواند در مقابل سرازیر شدن به سوی نقطه تکینگی جلوگیری کند. این ناظر می‌تواند تنها تا میزان محدودی زمان سقوطش را با سرعت گرفتن در جهت مخالف طولانی‌تر کند اما سرانجام به نقطه تکینگی سقوط خواهد کرد. زمانی که به این نقطه برسد به چگالی بی‌نهایت برخورد می‌کند و جرم آن به جرم سیاهچاله افزوده می‌شود. البته پیش از این اتفاق در طی فرایندی که به اسپاگتی سازی یا "اثر نودلی" معروف است، اجزای وی بر اثر نیروهای جزر و مدی در حال گسترش از هم گسیخته می‌شود.
در مورد یک سیاهچاله باردار (راه حل رایسنر-نوردستروم) یا چرخان (راه حل کر) می‌توان از تکینگی اجتناب نمود. چنانچه این جواب‌ها را تا حد امکان گسترش دهیم امکان فرضی خروج از سیاه چاله به یک فضا-زمان متفاوت خود را نمایان می‌سازد. در این صورت سیاهچاله به صورت یک کرم‌چاله عمل می‌کند. اما فرضیه سفر به دنیاهای دیگر تنها به صورت فرضیه می‌ماند زیرا آشفتگی امکان آن را ازبین می‌برد. همچنین این فرضیه مطرح می‌شود که منحنی‌های زمان گونه بسته را در اطراف تکینگی دنبال کرد و به گذشته خود فرد سفر کرد که در نهایت به طرح مشکلاتی در قانون علیت مانند سفر در زمان می‌انجامد.
پیدایش تکینگی هاگی در نسبیت عام را عموماً نشانه‌ای از شکست این نظریه می‌پندارند؛ اما این شکست برخلاف انتظار نیست. این شکست در مواردی رخ می‌دهد که بخواهیم این کنش‌ها را با استفاده از تأثیرات مکانیک کوانتومی، ناشی از چگالی بسیار بالا و سرانجام تعامل ذرات توصیف کنیم. تا کنون این امر میسر نشده‌است که بتوانیم تأثیرات گرانشی و کوانتومی را در یک تئوری با هم ترکیب نمود. مورد انتظار عموم این است که یک تئوری گرانش کوانتومی خواهد توانست ویژگی سیاهچاله‌ها را بدون تکینگی بیان کند.
کره فوتونی، محدوده‌ای کروی با ضخامت صفراست. فوتون‌هایی که در طول مسیر مماس (در امتداد تانژانت‌ها) بر این کره حرکت می‌کنند در مداری دایره‌ای گرد آن به دام می‌افتند. در سیاهچاله‌های غیرچرخشی شعاع فوتون کره یک و نیم برابر شعاع افق رویداد (شوارتزشیلد) است. این مدارها از نظر دینامیکی ناپایدار اند و به همین جهت هر آشفتگی کوچکی (مثل سقوط یک ذره مادی) در طول زمان گسترش می‌یابد و به صورت حرکت پرتابی به خارج سیاهچاله یا به شکل حلزونی در نهایت از افق رویداد می‌گذرد.
درحالی‌که نور هنوز می‌تواند از داخل کره فوتونی بگریزد، هر نوری که از کره فوتونی عبور کند در یک حرکت پرتابی به داخل سیاهچاله کشیده می‌شود؛ بنابراین نوری که از درون کره فوتونی به ما می‌رسد باید از اجسامی تابیده شده باشد که درون کره فوتونی هستند اما هنوز به افق رویداد نرسیده‌اند.
سایر اجرام فشرده همچون ستاره‌های نوترونی نیز می‌توانند کره‌های فوتونی داشته باشند. این امر ناشی از این حقیقت است که میدان گرانشی یک شی به اندازه واقعی آن بستگی ندارد، از این رو هر جسم که کوچکتر از ۱٫۵ برابر شعاع شوارتزشیلد متناظر با جرمش باشد می‌تواند کره فوتونی داشته باشد.
سیاهچاله‌های چرخان در درون ناحیه‌ای از فضا و زمان محصورند که در آن ثابت ماندن غیرممکن است. این ناحیه را ارگوسفر می‌نامند. این پدیده ناشی از فرایندی به نام کشش چارچوب است. تئوری نسبیت عام پیش‌بینی می‌کند که هر جسم در حال چرخش تمایل دارد که فضا-زمان اطراف نزدیک خود را بکشد. هر جسم نزدیک به جسم چرخان تمایل خواهد داشت که در جهت چرخش حرکت کند. برای یک سیاهچاله چرخان در نزدیکی افق رویدادش این اثر به اندازه‌ای قدرتمند می‌شود که جسم مجبور است که با سرعتی بالاتر از سرعت نور در جهت مخالف بچرخد تا تنها بتواند ثابت بماند.
ارگوسفر یک سیاهچاله از درون به افق رویداد می‌رسد و از بیرون به یک کره بیضوی که در قطبش با کره افق رویداد مماس می‌شود و قسمت استوایی آن بسیار پهن‌تر از سایر قسمت‌ها است پایان می‌یابد. این مرز خارجی ارگوسفر را گاهی سطح ارگو می‌نامد.
اجسام و تابش می‌توانند به‌طور عادی از ارگوسفر بگریزند. بنا بر فرایند پنروز اجسامی که از ارگوسفر خارج می‌شوند ممکن است انرژی بیشتر از انرژی ورودشان داشته باشند. این انرژی از انرژی چرخشی سیاهچاله گرفته می‌شود و باعث کندتر شدن سرعت آن می‌شود.
استیون هاوکینگ فیزیکدان ممتاز بریتانیایی در اوت ۲۰۱۵ گفت که سیاهچاله‌ها اطلاعات مربوط به چیزهایی که در درون آن‌ها سقوط می‌کند را ذخیره می‌کنند. ابتدا تصور می‌شد که این اطلاعات از بین می‌رود، اما معلوم شد که این ناقض قوانین فیزیک کوانتوم خواهد بود. همزمان، قوانین مکانیک کوانتومی حکم می‌کند که همه چیز در جهان ما می‌تواند به اطلاعات تجزیه شود، برای مثال، به یک رشته صفر و یک. اما براساس نظریه نسبیت عام اینشتین، این اطلاعات باید نابود شود. این معما به پارادوکس اطلاعات معروف است. به باور هاوکینگ این اطلاعات ممکن است اصلاً وارد سیاهچاله نشود، بلکه در سرحد آن باقی بماند. براساس این قوانین، این اطلاعات هرگز محو نمی‌شود، نه حتی وقتی توسط سیاهچاله بلعیده می‌شود. او گفت: "برخلاف آنچه انتظار می‌رود این اطلاعات در داخل سیاهچاله ذخیره نمی‌شود، بلکه در سرحد آن، یعنی همان افق رویداد، ذخیره می‌شود. این اطلاعات در افق رویداد به یک هولوگرام دو بعدی بدل می‌شود (پدیده‌ای که به ابربرگردان (super translation) موسوم است). هاوکینگ گفت: "ایده ما این است که ابربرگردان‌ها، هولوگرام ذرات وارد شونده هستند؛ بنابراین، شامل همه اطلاعاتی هستند که در غیر این صورت از میان خواهد رفت."هاوکینگ: سیاهچاله‌ها اطلاعات را ذخیره می‌کنند بی‌بی‌سی فارسی
بر اساس نظریه نسبیت عام اینشتین، که می‌گوید این اطلاعات باید نابود شود و به معما یا پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله معروف است ماده‌ای به درون سیاهچاله بلعیده می‌شود، و در آن سوی افق رویداد می‌افتد.
هولوگرام ظاهراً نشان می‌دهد که تصویر اینشتین از سیاهچاله درست نیست. به ویژه این‌که، اصلاً معلوم نیست که سیاهچاله‌ها دارای 'بخش درونی' باشند (ماده‌ای که مکیده می‌شود ممکن است در افق رویداد گیر کند و به عنوان هولوگرام آن‌جا حفظ شود).http://www.ariamoons.com/?p=38630
با در نظر گرفتن ماهیت عجیب سیاه‌چاله‌ها شاید طبیعی باشد، که این سؤال به ذهن خطور کند که آیا چنین اجسام عجیبی می‌توانند در طبیعت وجود داشته باشند، یا اینکه این اجسام تنها جواب‌های پاتولوژیکی برای معادلات انیشتین هستند. خود انیشتین به اشتباه گمان می‌کرد که سیاهچاله‌ها نمی‌توانند تشکیل شوند زیرا او بر این باور بود که تکانه زاویه‌ای ذرات در حال سقوط حرکت آن‌ها را در شعاع خاصی پایدار می‌نمود. این باعث شد که جامعه نسبیت عام تا مدت‌ها نتایج مخالف را از دست بدهد. هر چند که گروه کمتری از نسبیت پردازان همچنان بر این باور بودند که سیاهچاله‌ها اجسام فیزیکی واقعی هستند و این گروه تا پایان دهه ۱۹۶۰ اکثر پژوهشگران این زمینه را متقاعد کرده بودند که هیچ مانعی برای به‌وجود آمدن افق رویداد وجود ندارد.
زمانی که یک افق رویداد تشکیل می‌شود، پنروز ثابت نمود که یک تکینگی در نقطه‌ای درون آن به‌وجود می‌آید. مدت کوتاهی پس از وی هاوکینگ نشان داد که بسیاری از راه حل‌های کیهان‌شناسی که مه‌بانگ را توصیف می‌کنند نقاط تکینه‌ای بدون میدان‌های اسکالر یا مواد عجیب دیگر دارند. راه حل سیاه‌چاله کر، نظریه بدون مو و قوانین ترمودینامیک سیاهچاله‌ها نشان دادند که خواص فیزیکی سیاهچاله‌ها ساده و قابل فهم هستند و این اجسام موضوعات مناسبی برای پژوهش هستند. ابتدایی‌ترین فرایندی که انتظار می‌رود به تشکیل سیاهچاله‌ها بینجامد، رمبش گرانشی اجسام بسیار سنگین همچون ستاره هاست. البته فرایندهای عجیب تری نیز هستند که ممکن است به تولید سیاهچاله‌ها بینجامد.
رمبش گرانشی زمانی رخ می‌دهد که فشار داخلی یک جسم برای مقاومت در برابر نیروی گرانشی خود جسم کافی نباشد. برای ستارگان این حادثه زمانی اتفاق می‌افتد که یا به دلیل کم شدن سوخت ستاره برای تولید انرژی از طریق سنتزهای هسته‌ای قادر به حفظ دمای خود نباشد یا اینکه یک ستاره پایدار ماده اضافه‌ای دریافت کند به گونه‌ای که دمای هسته آن بالاتر نرود. در هردوی این موارد دمای ستاره به اندازه کافی زیاد نخواهد بود که از فروپاشی آن زیر وزن خودش جلوگیری کند (قانون گازهای ایده‌آل ارتباط بین فشار، دما و حجم را توضیح می‌دهد).
این رمبش ممکن است بر اثر فشار تباهیدگی اجزای تشکیل دهنده ستاره متوقف گردد و باعث فشرده شدن ماده به ماده‌ای که به اندازه شگفت‌انگیزی چگال تر است بشود. حاصل این اتفاق یکی از انواع ستارگان فشرده است که نوع ستاره فشرده به وجود آمده به جرم ماده باقی‌مانده بستگی دارد. ستاره در هنگام تغییرات نشات گرفته از رمبش گرانشی (مانند یک ابرنواختر یا سحابی سیاره‌نما) بخش قابل توجهی از جرم خود را از لایه‌های خارجی به فضای اطراف پرتاب می‌کند. اگر جرم مواد باقی‌مانده ۵درصد جرم خورشیدی باشد جرم ستاره اولیه پیش از فروپاشی احتمالاً بیش از ۲۰ جرم خورشیدی بوده‌است.
اگر جرم مواد باقی‌مانده بیش از ۳ الی ۴ برابر جرم خورشید باشد (حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف) - چه به دلیل سنگین بودن ستاره اصلی چه به دلیل اینکه ماده باقی‌مانده جرم اضافه‌ای را از طریق تجمع ماده گردآوری کرده باشد - حتی فشار تباهیدگی نوترونها برای متوقف‌سازی فروپاشی کافی نخواهد بود. پس از این هیچ مکانیزم شناخته شده‌ای (شاید به جز تباهیدگی کوارکها در ستاره‌های کوارکی) قدرت کافی برای متوقف‌سازی فروپاشی را ندارد و جسم ناگریز به یک سیاهچاله فروپاشیده می‌شود.
گمان می‌رود که این رمبش گرانشی ستارگان سنگین عامل پیدایش سیاهچاله‌های ستاره وار است. ستاره‌زایی در جهان جوان احتمالاً به ایجاد ستارگانی بسیار سنگین انجامیده‌است که در هنگام رمبش سیاهچاله‌هایی تا هزار برابر جرم خورشید به‌وجود آورده‌اند. این سیاهچاله می‌توانند بذرهایی برای سیاهچاله‌های کلان جرمی بوده باشند که امروزه در مرکز بسیاری از کهکشان‌ها یافت می‌شوند.
درحالی‌که بیشتر انرژی آزاد شده در خلال یک رمبش گرانشی به سرعت پخش می‌شود یک ناظر خارجی در واقع پایان این فرایند را نمی‌بیند. اگرچه این رمبش در چارچوب مرجع ماده در حال فروپاشی در زمان محدودی صورت می‌گیرد اما برای یک ناظر دور ماده در حال فروپاشی کندتر می‌شود و در بالای افق رویداد متوقف می‌شود. دلیل این پدیده اتساع زمان گرانشی است. برای نور بیشتر و بیشتر طول می‌کشد تا از ماده در حال رمبش به ناظر برسد؛ و نوری که درست قبل از تشکیل افق رویداد منتشر می‌شود با تأخیر بی‌نهایت به ناظر می‌رسد. از این رو ناظر خارجی هرگز تشکیل افق رویداد را نخواهد دید؛ در عوض ماده در حال رمبش تاریک تر. تاریک تر می‌شود و انتقال به سرخ رو به افزایشی خواند داشت و سرانجام کاملاً محو می‌شود.
رمبش گرانشی نیاز به چگالی بالا دارد. در دوره کنونی جهان، چگالی‌های بالا تنها در ستارگان یافت می‌شود. اما در جهان نخستین اندکی پس از مهبانگ چگالی‌ها بسیار بیشتر بودند، که احتمال تشکیل سیاهچاله را فراهم می‌نمود. چگالی بالا به تنهایی برای به‌وجود آمدن سیاهچاله کافی نیست زیرا یک توزیع جرم یکنواخت اجازه تجمع جرم را نمی‌دهد برای اینکه سیاهچاله‌های نخستین در چنین رسانه چگالی امکان پیدایش داشته باشند باید آشفتگی‌های اولیه‌ای در چگالی به‌وجود آمده باشند که بتوانند پس از آن تحت گرانش خودشان رشد کنند. مدل‌های مختلف از جهان اولیه، از لحاظ اندازه‌ای که برای این آشفتگی‌ها پیش‌بینی کرده‌اند با هم بسیار متفاوتند. این مدل‌های متفاوت جرم سیاهچاله‌های نخستین را از یک واحد پلانک تا صدها هزار جرم خورشیدی پیش‌بینی کرده‌اند. سیاهچاله‌های نخستین عامل پیدایش همه سیاهچاله‌های دیگر شمرده می‌شوند.
رمبش گرانشی تنها فرایندی نیست که سیاهچاله را به‌وجود می‌آورد. در اصل سیاهچاله‌ها می‌توانند از برخوردهای پرانرژی که چگالی کافی ایجاد می‌کنند نیز به‌وجود آیند؛ اما تا به امروز ردی از چنین رویدادی چه به صورت مستقیم و چه به صورت غیر مستقیم از روی کسری در موازنه جرم در آزمایش‌های شتاب‌دهنده ذرات، کشف نشده‌است. این واقعیت پیشنهاد می‌کند که باید حد پایینی برای جرم سیاهچاله‌ها وجود داشته باشد. از لحاظ نظری این حد باید پیرامون جرم پلانک باشد که در آن انتظار می‌رود که تأثیرات کوانتومی باعث شکست تئوری نسبیت عام بشوند. این امر سبب می‌شود که ایجاد سیاهچاله‌ها از دسترس هر برخورد پر انرژی که در روی زمین یا نزدیک به آن رخ می‌دهد، دور باشد. اما برخی از توسعه‌های اخیر در گرانش کوانتومی پیشنهاد می‌دهند که جرم پلانک ممکن است بسیار کمتر از این باشد؛ مثلاً برخی از سناریوهای جهان غشایی مقداری بسیار کمتر برای این ثابت در نظر می‌گیرند. این امر امکان ایجاد ریزسیاهچاله‌ها را در برخوردهای پر انرژی مانند برخورد اشعه‌های کیهانی با جو زمین یا احتمالاً در برخورددهنده هادرونی بزرگ در سرن را امکان‌پذیر می‌سازد. هر چند که این نظریه‌ها بسیار گمانی هستند و به نظر بسیاری از متخصصین تشکیل ریزسیاهچاله‌ها در چنین برخوردهای نامحتمل می‌آید. حتی اگر ریز سیاهچاله‌ها در اثر این برخوردها تشکیل شوند انتظار می‌رود که در۱۰۲۵− ثانیه تبخیر شوند و تهدیدی برای زمین به‌شمار نمی‌آیند.
وقتی که یک سیاهچاله تشکیل شد می‌تواند با جذب ماده اضافی به رشد خود ادامه دهد. هر سیاهچاله‌ای به‌طور پیوسته گاز و غبار میان ستاره‌ای را از محیط مستقیم اطرافش و تابش زمینه کیهانی که در همه جا حضور دارد، جذب می‌کند. این فرایند اولیه‌ای است که به نظر می‌رسد سیاهچاله‌های کلان جرم طی آن شکل می‌گیرند. فرایندی مشابه نیز برای تشکیل سیاهچاله‌های جرم متوسط در خوشه‌های ستاره‌ای کروی پیشنهاد شده‌است.
امکان دیگر برای رشد یک سیاهچاله آمیختن با اجرام دیگر مانند ستارگان یا سایر سیاهچاله هاست. این نظریه به خصوص برای سیاهچاله‌های کلان جرم نخستین که منشأ پیدایش بسیاری از اجسام کوچکتر بوده‌اند اهمیت پیدا می‌کند. این فرایند همچنین به عنوان مبدأ پیدایش برخی از سیاهچاله‌های با جرم متوسط پیشنهاد شده‌است.
در سال ۱۹۷۴ هاوکینگ نشان داد که سیاه‌چاله‌ها کاملاً سیاه نیستند بلکه مقدار اندکی تابش گرمایی دارند او این نتیجه را از به‌کارگیری نظریه میدان‌های کوانتومی در یک زمینهٔ سیاه‌چاله‌ای ایستا به دست آورد. نتیجه این محاسبات این بود که سیاه‌چاله‌ها باید ذراتی را در جسم سیاه کامل منتشر کند. این اثر به نام تابش هاوکینگ نامیده شده‌است. از زمانی که هاوکینگ این نتایج را منتشر نمود بسیاری درستی این نظریه را با روش‌های مختلف سنجیده‌اند. چنانچه این نظریه تابش سیاهچاله‌ها درست باشد انتظار می‌رود که سیاهچاله‌ها یک طیف گرمایی ساطع کنند که منجر به کاهش جرم آن‌ها می‌شود. این کاهش جرم مربوط به جرم فوتون‌ها و ذراتی است که تابیده می‌شوند. سیاهچاله‌ها در طول زمان تبخیر می‌شوند و کوچکتر می‌گردند. دمای این طیف (دمای هاوکینگ) با گرانش سطحی یک سیاهچاله مرتبط است که در مورد سیاهچاله‌های شوارتزشیلد نسبت معکوسی با جرم دارند و در نتیجه سیاهچاله‌های بزرگتر تابش کمتری از سیاهچاله‌های کوچکتر دارند.
یک سیاهچاله ستاره وار با جرمی برابر یک جرم خورشیدی، دمای هاوکینگی در حدود ۱۰۰ نانو کلوین دارد. این دما بسیار کمتر از دمای ۲٫۷ کلوینی تابش زمینه کیهانی است. سیاهچاله‌های ستاره‌ای و سیاهچاله‌های بزرگتر از آن‌ها بیش از آنکه از طریق تابش هاوکینگ جرم از دست بدهند، از تابش زمینه کیهانی جرم به دست می‌آورند. در نتیجه به جای کوچکتر شدن رشد می‌کنند. برای اینکه یک سیاهچاله بتواند تبخیر شود باید دمای تابش هاوکینگ آن بیشتر از ۲٫۷ کلوین باشد و این بدان معنی است که می‌بایست از ماه سبک‌تر باشد و نتیجتاً قطری کمتر از یک دهم میلی‌متر داشته باشد.
از سوی دیگر اگر سیاهچاله‌ای کوچک باشد انتظار می‌رود که تابش آن بسیار قویتر باشد. حتی سیاهچاله‌ای که نسبت به انسان سنگین محسوب شود باید در یک دم تبخیر شود. یک سیاهچاله با وزن یک ماشین باید در مدت چند نانوثانیه تبخیر شود و طی این مدت اندک درخششی به اندازه ۲۰۰ برابر خورشید خواهد داشت. سیاهچاله‌های کوچکتر حتی با سرعت بیشتری تبخیر می‌شوند. البته برای چنین سیاهچاله کوچکی اثرات گرانش کوانتومی نقش مهمی ایفا می‌کنند و ممکن است (هرچند که از دانسته‌های فعلی در مورد گرانش کوانتومی چنین امری محتمل به نظر نمی‌رسد) به صورت فرضی چنین سیاهچاله کوچکی را پایدار سازند.
سیاهچاله‌ها را عموماً بر مبنای جرمشان و مستقل از بار و تکانه زاویه‌ای دسته‌بندی می‌کنند. بر این اساس سیاهچاله‌ها را می‌توان به چهار دسته تقسیم نمود. اندازه یک سیاهچاله که با شعاع افق رویداد (شعاع شوارتزشیلد) آن سنجیده می‌شود با جرم آن برپایه رابطه زیر به‌طور تقریبی متناسب است:
این رابطه تنها در مورد سیاهچاله‌هایی با تکانه زاویه‌ای و بار الکتریکی صفر دقیق خواهد بود و در مورد سیاهچاله‌های کلی تر به صورت تقریبی و با اختلافی تا حتی دو برابر در برخی موارد، صادق است.
جرمی بین چندمیلیون تا چند میلیارد برابر جرم خورشید دارند و پیش‌بینی می‌شود که در مرکز همه کهکشان‌ها از جمله کهکشان راه شیری وجود داشته باشند.
کهکشان نزدیک زن برزنجیر در فاصله ۲٫۵ میلیون سال نوری سیاهچاله مرکزی به جرم ۱۰۸×(۲٫۳–۱٫۱) جرم خورشیدی دارد که از سیاهچاله کهکشان راه شیری بزرگتر است. به نظر می‌رسد که بزرگترین سیاهچاله کلان جرم در نزدیکی راه شیری سیاهچاله مرکزی کهکشان مسیه ۸۷ است که جرمی برابر با ۱۰۹×(۰٫۵±۶٫۴) جرم خورشیدی دارد که به فاصله ۵۳٫۵ میلیون سال نوری از ما قرار گرفته‌است.
بزرگ‌ترین سیاهچاله شناخته شده تا تاریخ نوامبر ۲۰۰۸، سیاه چاله OJ 287 در صورت فلکی خرچنگ است که در فاصله ۳٫۵ میلیارد سال نوری واقع شده‌است و جرم آن" ۱۸ میلیارد برابر جرم خورشید " است.
شکاف بین جرم سیاهچاله‌های معمولی و سیاهچاله‌های کلان جرم، اخترشناسان را بر آن داشت که به جستجوی سیاهچاله‌هایی با جرم صد تا صد هزار برابر جرم خورشید برآیند. یکی از روش‌های مشاهدهٔ این‌گونه سیاهچاله‌ها یافتن منابع اشعه با شدت زیاد است. منابع فوق درخشان پرتو ایکس در کهکشان‌های نزدیک ممکن است سیاهچاله جرم متوسط باشند. این منابع فوق درخشان پرتو ایکس در نواحی شکل‌گیری ستاره‌ها (مانند مسیه ۸۲) مشاهده شده‌است و به نظر می‌رسد که با خوشه‌های ستاره‌ای جوانی که در آن نواحی یافت می‌شوند مرتبط‌اند.
روش دیگر تشخیص آن‌ها ممکن است مشاهده تابش گرانشی منتشر شده از جسم فشرده باقی‌مانده‌ای است که به دور سیاهچاله جرم متوسط می‌گردد.
رابطه‌ام-سیگما نیز وجود سیاهچاله‌هایی به اندازه ۱۰۴ تا ۱۰۶ جرم خورشیدی را در کهکشان‌های کم نور پیش‌بینی می‌کند.
هیچ راه مستقیمی برای شکل‌گیری آنان شناخته نشده‌است اما گمان می‌رود این نوع از برخورد سیاهچاله‌های با جرم کمتر شکل می‌گیرد. نطریه دیگری نیز آن‌ها را سیاهچاله‌های نخستینی می‌داند که در مه بانگ شکل گرفته‌اند. نطریه سومی نیز آن‌ها را حاصل از برخورد ستارگان بزرگ در خوشه‌های ستاره‌ای متراکم می‌دانند که حاصل این برخورد به یک سیاهچاله میان جرم رمبش می‌کند.
این سیاهچاله‌ها از رمبش گرانشی ستاره‌های بزرگ به‌وجود می‌آیند. این سیاهچاله‌ها جرمی بین سه تا چند ده برابر جرم خورشید دارند. بهترین نامزدهای احتمالی برای این دسته از سیاهچاله‌ها، منظومه‌های دوتایی گسیل‌کننده اشعه X هستند که در اوایل دهه هفتاد مورد توجه قرار گرفتند. یکی از دو جسم در این منظومه‌ها قابل مشاهده نیست که نامزد سیاهچاله بودن است. ماده از ستاره ندیم به سیاهچاله می‌ریزد و پرتو ایکس تابش می‌کند.J. Casares: "Observational evidence for stellar mass black holes. " Preprint M.R. Garcia et al. : "Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. " Preprint J.E. McClintock and R.A. Remillard: "Black Hole Binaries. " Preprint
نمونه‌ای از این منظومه‌های دو تایی، ماکیان ایکس یک(Cygnus X-1) است که از یک ستاره ابرغول آبی با جرمی در حدود بیست برابر جرم خورشید و یک ندیم نامرئی با جرم تقریبی چهل برابر جرم خورشید است. در این سیستم دوتایی، جرم از ستاره قابل رویت دوتایی به درون سیاهچاله وارد می‌شود ولی به دلیل سرعت زاویه‌ای، این جرم به صورت شعاعی وارد سیاهچاله نشده بلکه گازها تشکیل یک دیسک داده که قرص برافزایشی نامیده می‌شود.
این سیاهچاله‌ها سیاهچاله‌های بسیار کوچکی هستند. جرم این سیاهچاله‌ها به اندازه‌ای کوچک است است که در آن‌ها اثرات مکانیک کوانتومی اهمیت زیادی پیدا می‌کند و از این رو به نام سیاهچاله‌های مکانیک کوانتومی نیز شناخته می‌شوند.B.J. Carr and S.B. Giddings, "Quantum black holes,"Scientific American 292N5 (2005) 30. محاسبات هاوکینگ نشان می‌دهد که هرچه سیاهچاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است و در نتیجه ریزسیاهچاله‌ها در صورت به‌وجود آمدن احتمالاً در لحظه‌ای تبخیر شده و منفجر می‌گردند.
سیاهچاله‌ها به خودی خود هیچ سیگنالی به جز تابش فرضی هاوکینگ از خود منتشر نمی‌کنند و از آنجاییکه این تابش در مورد یک سیاهچاله اختر فیزیکی بسیار ضعیف است هیچ راهی وجود ندارد که بتوان مستقیماً از روی زمین سیاهچاله‌های اختر فیزیکی را ردیابی نمود. تنها استثنایی که ممکن است تابش هاوکینگ ضعیفی نداشته باشد، آخرین مرحله تبخیر سیاهچاله‌های کم جرم نخستین است. جستجو برای یافتن چنین تابش‌هایی در گذشته ناموفق بوده‌است و این موضوع محدودیت‌هایی بر امکان وجود سیاهچاله‌های نخستین با جرم کم وارد می‌کند. تلسکوپ فضایی پرتوی گامای فرمی ناسا که در سال ۲۰۰۸ به فضا فرستاده شد به جستجو برای وجود این نشانه‌ها ادامه خواهد داد.
از این رو اختر فیزیکدانان برای جستجوی سیاهچاله‌ها باید به مشاهدات غیر مستقیم روی آورند. وجود یک سیاهچاله را گاهی می‌توان از برهمکنش‌های گرانشی آن با محیط اطرافش استنباط نمود.
قرص برافزایشی بسیار داغ و چرخان پیرامون یک سیاهچاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون می‌باشد، آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاهچاله‌ها است.
به خاطر حفظ تکانه زاویه‌ای گازهایی که به چاه گرانشی یک جسم پرجرم سقوط می‌کنند ساختاری قرص مانند در اطراف جسم ایجاد می‌کنند. اصطکاک درون قرص سبب می‌شود تا تکانه زاویه‌ای به سوی بیرون منتقل شود و ماده بیشتر به سمت داخل سقوط می‌کند و انرژی پتانسیلی آزاد می‌کند که دمای گاز را افزایش می‌دهد. section 4.1.5. در مورد اجرام فشرده همچون کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله‌ها، گاز در نواحی داخلی به اندازه‌ای داغ می‌شود که تابش بسیاری (عمدتاً پرتو ایکس) از خود گسیل می‌کند که توسط تلسکوپ‌ها قابل ردیابی است. این فرایند برافزایش یکی از کاراترین فرایندهای تولید انرژی است که تا کنون شناخته شده‌است. تا ۴۰٪ باقی‌مانده ماده برافزوده ممکن است از طریق تابش منتشر شود(در یک همجوشی هسته‌ای تنها ۰٬۷٪ از باقی جرم به صورت انرژی منتشر می‌شود). در بسیاری از موارد این قرص با فواره‌های نسبیتی همراه است که در امتداد قطب‌ها منتشر می‌شوند و انرژی بسیاری در خود دارند. مکانیزم تشکیل این فواره‌ها هنوز به درستی فهمیده نشده‌است.
بسیاری از پدیده‌های پرانرژی تر در جهان به برافزایش ماده در سیاهچاله‌ها نسبت داده می‌شود. به‌طور خاص، هسته کهکشانی فعال و اختروش‌ها گمان می‌شود که قرص‌های بر افزایشی سیاهچاله‌های کلان جرم باشند. به همین ترتیب گمان می‌رود که دوتایی‌های پرتو ایکس منظومه‌های دوتایی هستند که یکی از این دو ستاره جسمی فشرده‌است که ماده را از ستاره ندیم برافزایش می‌کند. همچنین پیشنهاد شده‌است که برخی از منابع فوق درخشان پرتو ایکس ممکن است قرص‌های برافزایشی سیاهچاله‌های جرم متوسط باشند.
دوتایی‌های پرتو ایکس یا ستاره‌های دوتایی که در قسمت پرتو ایکس طیف، روشن هستند. این تابش‌های پرتو ایکس گمان می‌رود که توسط یکی از ستاره‌ها ایجاد می‌شود که جسمی فشرده‌است و ماده را از ستاره معمولی همراهش برافزایش می‌کند. حضور یک ستاره معمولی در این منظومه‌های دوتایی موقعیتی منحصربه‌فرد برای مطالعه جسم دیگر و بررسی سیاهچاله بودن آن در اختیار می‌گذارد.
اگر چنین منظومه‌ای سیگنال‌هایی منتشر کند که رد آن مستقیماً به جسم فشرده برسد، این جسم نمی‌تواند سیاهچاله باشد؛ هرچند که نبودن این سیگنال نیز احتمال ستاره نوترونی بودن جسم فشرده را ازبین نمی‌برد. با مطالعه ستاره ندیم (همراه) اغلب می‌توان پارامترهای مداری منظومه را به‌دست آورده و تخمینی برای جرم جسم فشرده ارائه کرد. اگر این جرم به میزان قابل توجهی از حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف (که در واقع بیشینه جرم ممکن برای یک ستاره نوترونی پیش از رمبش است) بیشتر باشد، دیگر این جسم نمی‌تواند ستاره نوترونی باشد و پندار عمومی بر سیاهچاله بودن آن است.
ماکیان ایکس-یک، اولین نامزد قوی برای سیاهچاله بودن، در سال ۱۹۷۲ به همین روش توسط چارلز توماس بولتون، لوییس وبستر و پل مردین کشف شد. هرچند که تردیدهایی در مورد سیاهچاله بودن آن وجود دارد زیرا ستاره ندیم از ستاره‌ای که نامزد سیاهچاله بودن است بسیار سنگین تر است. اکنون نامزدهای بهتری برای سیاهچاله بودن در رده دوتایی‌های پرتو ایکس شناخته شده‌اند که متغیرهای پرتو ایکس نرم نامیده می‌شوند. در این منظومه‌ها ستاره ندیم نسبتاً کم جرم است و اجازه تخمین دقیقتری برای جرم سیاهچاله می‌دهد. افزون بر این، این منظومه‌ها تنها چند ماه در هر ۱۰ تا ۵۰ سال منبع فعال پرتو ایکس هستند. در طول دوره تابش کم پرتو ایکس (دوره خاموشی)، قرص برافزایشی کم نور است و امکان مشاهده جزئیات ستاره ندیم در این دوره را فراهم می‌سازد. یکی از بهترین این دسته از نامزدها سیگنی وی-۴۰۴ (V404 Cygni) است.
انتشار پرتو ایکس از قرص‌های برافزایشی در بسامدهای مشخصی دچار سوسو زدن می‌شود. این سیگنال‌ها را نوسان‌های نیمه متناوب می‌نامند. گمان می‌رود که این سیگنال‌ها ناشی از حرکت ماده در لبه داخلی قرص برافزایشی باشند (درونی‌ترین مدار دایره‌ای پایدار) و به همین دلیل با جرم جسم فشرده مرتبط‌اند. از این رو گاهی به عنوان راه جایگزینی برای تعیین جرم سیاهچاله‌های احتمالی به کار می‌روند.
اخترشناسان برای توصیف کهکشان‌هایی که ویژگی‌های غیرمعمولی مانند خط طیفی غیرمعمولی یا تابش‌های رادیویی بسیار قوی دارند، از واژه "کهکشان فعال" استفاده می‌کنند. مطالعات نظری و تجربی نشان داده‌اند که فعالیت این هسته‌های کهکشانی فعال(AGN) را می‌توان با استفاده از سیاهچاله‌های کلان جرم توضیح داد. این گونه مدل‌های هسته‌های کهکشانی فعال از یک سیاه‌چاله کلان‌جرم، یک قرص برافزایشی و دو "فواره" عمود بر قرص برافزایشی تشکیل می‌شوند.
اگرچه انتظار می‌رود که سیاهچاله‌های کلان جرم در مرکز همه هسته‌های کهکشانی فعال حضور داشته باشند؛ اما تنها برخی از هسته‌های کهکشانی مورد مطالعه دقیق برای شناسایی و اندازه‌گیری جرم واقعی این نامزدهای سیاهچاله کلان جرم، قرار گرفته‌اند. برخی از مهم‌ترین کهکشان‌ها با نامزدهایی برای سیاهچاله کلان جرم عبارتند از: کهکشان زن برزنجیر، مسیه ۳۲، مسیه ۸۷، ان‌جی‌سی ۳۱۱۵، ان‌جی‌سی ۳۳۷۷، ن‌جی‌سی ۴۲۵۸ و کهکشان کلاه‌مکزیکی.
امروزه به گستردگی پذیرفته شده‌است که در مرکز همه (تقریباً) کهکشان‌ها (نه تنها کهکشان‌های فعال) یک سیاهچاله کلان جرم قرار گرفته‌است. همبستگی تجربی نزدیک بین جرم این چاله و پراکندگی سرعت در بخش برآمده خود کهکشان که به رابطه‌ام-سیگما (M-Sigma)معروف است، قویا پیشنهاد می‌کند که ارتباطی بین شکل‌گیری سیاهچاله و شکل‌گیری خود کهکشان وجود دارد.
در حال حاضر بهترین گواه برای یک سیاهچاله کلان جرم از مطالعه حرکات خاص ستارگان در نزدیکی مرکز کهکشان راه شیری خودمان به دست می‌آید. از سال ۱۹۹۵ اختر شناسان حرکت ۹۰ ستاره را در ناحیه‌ای به نام کمان ای* ردیابی نموده‌اند. با تطبیق حرکت این ستارگان بر مدارهای کپلری در سال ۱۹۹۸ به این نتیجه رسیدند که باید جرمی برابر ۲٫۶ میلیون جرم خورشیدی در حجمی به شعاع ۰٫۲ سال نوری قرار گرفته باشند. از آن زمان تا کنون یکی از این ستارگان - به نام اس-۲ - یک مدار کامل را پیموده‌است. آن‌ها موفق شدند از روی داده‌های مداری، محدودیت‌های مناسبتری برای جرم و اندازه این شی- که باعث حرکت مداری ستارگان ناحیه کمان ای* می‌شود- وضع کنند. آن‌ها دریافتند که یک جرم کروی برابر ۴٫۳ میلیون جرم خورشیدی در ناحیه‌ای به شعاع ۰٫۰۰۲ سال نوری قرار گرفته‌است. اگرچه این شعاع تقریباً ۳۰۰۰ برابر شعاع شوارتزشیلد متناظر با این جرم است، اما دست کم با این حقیقت که جسم مرکزی یک سیاهچاله کلان جرم باشد سازگار است.
تغییر شکل فضا زمان در اطراف یک جسم سنگین سبب می‌شود که پرتوهای نور شبیه به آنچه که در یک عدسی نوری رخ می‌دهد، همگرا شوند. این پدیده به نام همگرایی گرانشی خوانده می‌شود. مشاهداتی از یک همگرایی گرانشی بسیار ضعیف صورت گرفته‌است که فوتون‌ها را تنها به اندازه چند ثانیه قوسی خم می‌کند. هرچند که این پدیده هرگز مستقیماً برای یک سیاهچاله مشاهده نشده‌است. یک راه ممکن برای مشاهده همگرایی گرانشی توسط یک سیاهچاله می‌تواند مشاهده ستاره‌ها در مدار پیرامون سیاهچاله باشد. چندین نامزد مختلف برای چنین مشاهداتی در ناحیه کمان-ای وجود دارند.
یکی از راه‌های کشف سیاهچاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از دید شکل نامتقارن تشعشع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیشکسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده‌است که نمایان‌گر ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتن‌های آلومینیومی، ابزاری که به‌وسیله سیم‌هایی در داخل اتاق‌های حفاظ‌داری آویزانند. این کارافزار او قادر به کشف سیاهچاله‌است، اما این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.
شاهد تجربی سیاهچاله‌های ستاره‌ای بر این قانون استوار است که حد بالایی برای جرم یک ستاره نوترونی وجود دارد. اندازه این حد نیز به میزان زیادی به فرضیاتی که در مورد خواص یک ماده چگال در نظر گرفته شده‌اند بستگی دارد. فازهای جدید و عجیب ماده ممکن است این حد را بالاتر ببرند. فازی از ماده که دارای کوارکهای آزاد با چگالی بالا ممکن است اجازه وجود ستاره‌های کوارکی چگال را بدهد و برخی مدل‌های ابرتقارنی نیز وجود ستارگان کیو را پیش‌بینی می‌کنند. برخی از گسترش‌های مدل استاندارد ادعای وجود ذراتی به نام پرئون را دارند که از اجزای بنیادی سازنده کوارک‌ها و لپتونها هستند که به‌طور فرضی ممکن است تشکیل ستاره‌های پرئونی را بدهند. این مدل‌های فرضی پتانسیل آن را دارند که گروهی از مشاهدات مربوط به نامزدهای سیاهچاله‌های ستاره‌ای را توضیح دهند، هرچند که گفتگوهای همگانی نسبیت عام نشان می‌دهد که هر گونه‌ای از این ستاره‌های فرضی نیز جرم بیشینه‌ای خواهند داشت.
ازآنجا که چگالی متوسط یک سیاهچاله در درون شعاع شوارتزشیلدش با مربع جرم آن نسبت معکوس دارد. چگالی سیاهچاله‌های کلان جرم بسیار کمتر از چگالی سیاهچاله‌های ستاره‌ای است (چگالی متوسط سیاهچاله‌ای به جرم ۱۰۸ جرم خورشیدی با چگالی آب قابل مقایسه‌است). پس از این فیزیک ماده تشکیل دهنده یک سیاهچاله کلان جرم بسیار بهتر فهمیده شده‌است و گاهی از مدل‌های جایگزینی برای توضیح مشاهدات مربوط به سیاهچاله‌های کلان جرم استفاده می‌شود که دنیوی تر هستند. برای نمونه می‌توان یک سیاهچاله کلان جرم را به عنوان دسته‌ای از اجسام بسیار تاریک در نظر گرفت هرچند که این گونه مدل‌های توضیحی جایگزینی به اندازه کافی استوار نیستند که بتوانند نامزدهای سیاهچاله‌های کلان جرم را توضیح دهند.
شواهد موجود در مورد سیاهچاله‌های ستاره‌ای و کلان جرم نشان‌گر آن هستند که برای اینکه سیاهچاله‌ها تشکیل نشوند، باید تئوری نسبیت عام به عنوان یک تئوری گرانش شکست بخورد. شاید این شکست در مقابل هجوم اصلاحات مکانیک کوانتومی باشد. یکی از ویژگی‌های پیش‌بینی شده در مورد یک تئوری گرانش کوانتومی این است که نقطه تکینگی نخواهد داشت (و در نتیجه سیاهچاله‌ای وجود نخواهد داشت). در سال‌های اخیر مدل فازبال در نظریه ریسمان بیشترین توجه را به خود جلب نموده‌است. برپایه محاسبات انجام شده در شرایط به‌خصوص در نظریه ریسمان این گونه پیشنهاد می‌شود که وضعیت‌های منفرد یک سیاهچاله، افق رویداد یا تکینگی ندارند اما برای یک ناظر کلاسیک/نیمه کلاسیک، میانگین آماری این وضعیت‌های منفرد همچون سیاهچاله‌ای معمولی در نسبیت عام به نظر می‌رسد.
در سال ۱۹۷۱ هاوکینگ نشان داد که در شرایط عمومیبه‌طور خاص او در نظر گرفت که شرط انرژی ضعیف برای تمام مواد صادق است مساحت کل افق‌های رویداد هر مجموعه‌ای از سیاهچاله‌ها هرگز نمی‌تواند کاهش یابد حتی اگر با یکدیگر برخورد و در هم ادغام شوند. این نتیجه که امروزه به عنوان قانون دوم مکانیک سیاهچاله‌ها شناخته می‌شود شباهت قابل توجهی با قانون دوم ترمودینامیک دارد که بیان می‌کند که آنتروپی کل سیستم هرگز کاهش نمی‌یابد. تصور می‌شد که سیاهچاله‌ها هم همچون اجسام کلاسیکی که در دمای صفر مطلق هستند، آنتروپی صفر دارند. پذیرش این تصور سبب نقض قانون دوم ترمودینامیک می‌شود زیرا با ورود ماده دارای آنتروپی به سیاهچاله بدون آنتروپی، آنتروپی کل در جهان به اندازه آنتروپی ماده‌ای که جذب سیاهچاله شده کاهش می‌یابد. از این رو بکنشتین پیشنهاد داد که یک سیاهچاله باید آنتروپی داشته باشد و آنتروپی آن با مساحت افق رویدادش متناسب است.
پیوند با قوانین ترمودینامیک وقتی قویتر شد که هاوکینگ کشف کرد که طبق نظریه میدان‌های کوانتومی یک سیاهچاله باید تابش جسم سیاه در دمای ثابت را گسیل کند. به نظر می‌رسد که این به معنای نقض قانون دوم مکانیک سیاهچاله‌ها باشد زیرا این تابش انرژی را از سیاهچاله می‌گیرد و باعث انقباض آن می‌شود. هرچند که این تابش مقداری از آنتروپی را نیز به بیرون منتقل می‌کند و زیر شرایط کلی می‌توان اثبات نمود که مجموع آنتروپی ماده‌ای که سیاهچاله و یک چارم افق رویداد آن را فراگرفته‌است دائماً رو به افزایش است. این موضوع اجازه فرمولبندی قانون اول مکانیک سیاهچاله‌ها را می‌دهد که همسنگ قانون اول ترمودینامیک است با این تفاوت که به جای انرژی، "جرم"؛ به جای دما، "گرانش سطحی" و به جای آنتروپی، "مساحت" قرار می‌گیرد.
یکی از ویژگی‌های گیج‌کننده این است که آنتروپی یک سیاهچاله با مساحت آن تغییر می‌کند تا حجم آن، حال آنکه آنتروپی کمیتی وابسته به حجم است که به صورت خطی با تغییر حجم تغییر می‌کند. این ویژگی عجیب، جرارد توفت و لئونارد ساسکیند را بر آن داشت تا اصل هولوگرافیک را ارائه دهند که پیشنهاد می‌کند که هر چیزی که درون حجمی از فضا-زمان رخ می‌دهد را می‌توان با داده‌های روی مرز آن حجم توصیف نمود.
اگرچه می‌توان از نسبیت عام برای محاسباتی نیمه کلاسیک آنتروپی سیاهچاله‌ها استفاده نمود، اما این شرایط از لحاظ نظری رضایت بخش نیست. در مکانیک آماری آنتروپی عبارت است از شمار پیکربندهای میکروسکوپیک یک سیستم که خواص میکروسکوپیک یکسانی (مانند جرم، بار، دما و…) دارند. بدون یک نظریه قابل قبول برای گرانش کوانتومی انجام چنین محاسباتی برای سیاهچاله‌ها امکانپذیر نیست. پیشرفت‌هایی در برخی دیدگاه‌ها نسبت به گرانش کوانتومی صورت گرفته‌است. در سال ۱۹۹۵ اندرو اشترومینگر و کامران وفا نشان دادند که با شمارش تعداد حالات کوانتومی یک سیاهچاله ابرمتقارن در نظریه ریسمان می‌توان فرمول آنتروپی هاوکینگ-بکنشتین را دوباره به دست آورد. از آن زمان تا کنون نتایج مشابهی برای سیاهچاله‌های متفاوت هم در نظریه ریسمان و هم در سایر دیدگاه‌ها به گرانش کوانتومی (مانند گرانش کوانتومی حلقه) گزارش شده‌اند.
یکی از پرسش‌های باز در فیزیک پایه، پارادوکس اطلاعات گمشده یا پارادوکس یگانگی سیاهچاله‌است. به‌طور کلاسیک قوانین فیزیک در هر دو جهت مستقیم و معکوس یکسان عمل می‌کنند. نظریه لیوویل (هامیلتونی) نگهداری حجم فضای فاز را - که می‌توان از آن به "نگهداری اطلاعات" تعبیر نمود - ضروری می‌داند، در نتیجه حتی در فیزیک کلاسیک هم مشکلاتی وجود دارد. در مکانیک کوانتومی این مسئله متناظر با یکی از خواص اساسی به نام یگانگی است که با نگهداری احتمالات مرتبط است. آن را می‌توان به عنوان نگهداری حجم فضای فاز کوانتومی، همانگونه که در ماتریس چگالی توصیف می‌شوند نیز در نظر گرفت.
شمار سیاهچاله‌ها در جهان به قدری زیاد است که شمردن آن‌ها امکانپذیر نیست. کهکشان راه شیری به تنهایی در حدود صد میلیارد ستاره دارد که از هر هزار ستاره تقریباً یکی به اندازه‌ای بزرگ هست که به سیاهچاله تبدیل شود. پس کهکشان ما باید در حدود صد میلیون سیاهچاله ستاره‌ای داشته باشد. اما تا کنون تنها یک دوجین از آن‌ها شناسایی شده‌اند. از آنجا که در محدوده‌ای از جهان که از زمین قابل مشاهده‌است در حدود صد میلیارد کهکشان وجود دارد و سیاهچاله‌های کلان جرم نیز در مرکز این کهکشان‌ها قرار دارند پس باید در حدود صد میلیارد سیاهچاله کلان جرم در این ناحیه از جهان وجود داشته باشد.
نیکدوم پاپلاوسکی، فیزیک‌دان نظری از دانشگاه ایندیانا پیشنهاد کرده‌است که ممکن است جهان ما درون سیاهچاله‌ای قرار گرفته باشد که خود آن در جهانی بزرگتر واقع شده‌است.
نظریه پاپلاوسکی جایگزینی برای نظریه وجود تکینگی گرانشی در سیاهچاله هاست. او توضیحی نظری بر مبنای پیچش فضا زمان ارائه می‌دهد. پاپلاوسکی پیشنهاد می‌کند که اگر چگالی ماده در یک سیاهچاله به ۱۰۵۰ کیلوگرم بر متر مکعب برسد، پیچش به عنوان نیرویی به مقابله با گرانش تبدیل می‌شود و به جای تشکیل تکینگی برود همچون فنر فشرده‌ای که به آن فشار وارد شده‌است باز می‌شود.
او عنوان نموده‌است که میزان بسیار بالای پیچش ممکن است دلیل انبساط کیهانی باشد.
علاوه بر این، این نظریه پیشنهاد می‌دهد که هر سیاهچاله‌ای یک کرم‌چاله می‌شود که دربرگیرنده جهان در حال انبساط جدیدی است که از یک جهش بزرگ در سیاهچاله به‌وجود آمده‌است؛ بنابراین سیاهچاله‌های مرکز کهکشان‌ها ممکن است پل‌هایی به جهان‌های دیگر باشند. بنابراین جهان خود ما نیز ممکن است درون سیاهچاله‌ای باشد که خود در جهانی بزرگتر قرار گرفته‌است که پیش تر از این توسط راج پاتیرا مطرح شده بود.
از شمال ازدی، از جنوب کوه، از مغرب خلیل، و از سمت مشرق به کوه محدود می‌گردد.محمد، صدیق «تارخ فارس» صفحه‌های (۵۰ ـ ۵۱ ـ ۵۲ ـ ۵۳)، چاپ سال ۱۹۹۳ میلادی.الکوخردی، محمد، بن یوسف، "(کُوخِرد حَاضِرَة اِسلامِیةَ عَلی ضِفافِ نَهر مِهران Kookherd, an Islamic District on the bank of Mehran River)" الطبعة الثالثة، دبی: سنة ۱۹۹۷ للمیلاد.
جمعیت آن ۱۲ نفر و (۲ خانوار) است.
دارای مسجد، و آب‌انبار برکه، وچشمه کوچکی است.
دارای ۳۰۰ اصله نخل، و در جنوب روستای دهستان دهتل واقع است.
کوسِه یا کوسه‌ماهی‌ها، گروه بزرگی از ماهی‌های غضروفی از زیرردهٔ نرم‌آبشش‌داران هستند. اقیانوس‌ها بیش از ۲۰ هزار گونه از ماهی‌ها را در خود جای داده‌اند که از این تعداد بیش از ۵۰۰ گونه، کوسه هستند. کوسه‌ها با پنج تا هفت شکاف آبششی در طرفین سر و باله‌های سینه‌ای که به سر جوش نمی‌خورد مشخص می‌شوند. مدت‌ها پیش از به وجود آمدن دایناسورها، کوسه‌ها فرمانروای آب‌ها بودند. آن‌ها نخستین بار بیش از ۴۰۰ میلیون سال پیش شکل گرفتند و در ۱۰۰ میلیون سال اخیر به ندرت دستخوش تغییر و دگرگونی شده‌اند.
این شکارچیان بزرگ آبزی با خوردن جانداران ضعیف و زخمی، در بالای زنجیرهٔ غذایی دریایی قرار می‌گیرند. آن‌ها با این کار به حفظ تعادل در سیستم طبیعت کمک می‌کنند. از معروف‌ترین کوسه‌ها می‌توان به کوسهٔ سفید بزرگ، کوسهٔ آبی، کوسه‌نهنگ، کوسهٔ ببری، کوسهٔ ماکو، کوسهٔ دم‌دراز و کوسهٔ سرچکشی اشاره کرد.
اندازهٔ کوسه‌ها از چراغ‌کوسه کوتاه ("Etmopterus perryi")، گونه‌ای کوسه در اعماق دریا به طول تا کوسه‌نهنگ ("Rhincodon typus")، بزرگ‌ترین ماهی در جهان، به طول تقریباً متغیر است. کوسه‌ها در همهٔ دریاها و عموماً تا عمق یافت می‌شوند. آن‌ها به‌طور کلی در آب‌های شیرین زندگی نمی‌کنند، اما چند استثنا نیز وجود دارد، مانند گاوکوسه و کوسهٔ رودخانه‌ای که هم در آب شور دریاها و اقیانوس‌ها و هم در آب شیرین یافت می‌شوند. کوسه‌ها دارای پوششی از دندانه‌های پوستی هستند که علاوه بر بهبود پویایی مایعات، از پوست آن‌ها در برابر آسیب و انگل‌ها محافظت می‌کند. کوسه‌ها همچنین مجموعه‌های متعددی از دندان‌های قابل جایگزینی دارند.
کوسه‌ها توسط انسان برای تهیهٔ گوشت کوسه یا سوپ بالهٔ کوسه صید می‌شوند. بسیاری از جمعیت کوسه‌ها توسط فعالیت‌های انسانی تهدید می‌شود. از سال ۱۹۷۰، جمعیت کوسه‌ها تا ۷۱ درصد عمدتاً به‌دلیل صید بی‌رویه کاهش یافته‌است.
کوسه‌ها جاندارانی هستند که برای شکار تخصص یافته‌اند. آن‌ها که متکی به حس شنوایی ویژه‌شان برای گرفتن شکار هستند، می‌توانند لرزش صدا را در فاصله‌ای بیش از ۳٬۰۰۰ پا تشخیص دهند. کوسه‌ها به ویژه به لرزش‌های با بسامد پایین که از سوی شکار پخش می‌شوند، حساسند. لرزش صدای بلندگوها که مانند صدای ماهی زخمی است، کوسه‌ها را به حالت دیوانگی و از خود بیخودشدگی می‌برد. هرچه که کوسه به شکار نزدیک‌تر می‌شود، حس بویایی‌اش بیشتر به کار می‌افتد. کوسه‌ها می‌توانند یک قطرهٔ خون را در ۲۵ گالن (هر گالن معادل ۳٫۷۸۵۴۱۱۷۸۳۴ لیتر آب هست) آب تشخیص دهند.
آب، درون سوراخ‌های بینی کوسه‌ها که در بخش زیرین حلزونی شکل قرار گرفته‌است جاری می‌شود. همچنین کوسه‌ها منافذی کوچک برای جذب سیگنال‌های الکتریکی، که در هنگام حرکت جانوران ایجاد می‌شود، دارند. این منفذها مانند یک حس اضافی می‌مانند که به کوسه‌ها در یافتن شکار یاری می‌رساند، حتی اگر این موجود در زیر شن‌ها پنهان شده باشد. همچنین دارای یک بخشی به نام آمپول لورنزینی نیز هستند که یک سیستم حسی بسیار قوی محسوب می‌شود که در بخش پشتی و زیرین پوزهٔ جانور قرار می‌گیرد.
کوسه‌ها به‌طور مداوم دندان‌هایشان را استفاده می‌کنند و از دست می‌دهند. برخی از گونه‌ها در درازای عمر خود نزدیک به ۳۰ هزار دندان درمی‌آورند. عمل جایگزینی دندان در این جانوران دریایی همیشه رخ می‌دهد. هریک از دندان‌های کوسه در ردیفی واقع شده‌است که با شکستن یکی، دیگری جایگزین آن می‌شود. وجه تمایز کوسه‌ها از دیگر حیوانات به جز دندان‌های آن‌ها در اسکلت‌شان است. اسکلت کوسه‌ها به جای استخوان، از مادهٔ غضروفی انعطاف‌پذیری است و چون غضروف از استخوان سبک‌تر است، بنابراین کوسه‌ها برای شنا کردن نسبت به یک ماهی استخوانی نیروی کمتری مصرف می‌کنند. پوست سختی تمام بدن کوسه را پوشش داده‌است و فلس‌های خمیده‌ای که جهت آن‌ها به عقب است، پوست را به سختی یک ورق سمباده می‌کنند که کوسه را از آسیب محافظت می‌نمایند. همچنین این فلس‌ها هنگامی که کوسه در حال شنا کردن است نیروی مقاوم آب را کاهش می‌دهند.
اسکلت کوسه‌ها با ماهی‌های استخوانی و مهره‌داران زمینی بسیار متفاوت است. کوسه‌ها و سایر ماهی‌های غضروفی (اسکیت‌ها و پرتوماهی‌ها) اسکلت‌هایی از غضروف و بافت همبند دارند. غضروف، انعطاف‌پذیر و بادوام است، اما تقریباً نصف تراکم طبیعی استخوان را داراست. این باعث کاهش وزن اسکلت و صرفه‌جویی در مصرف انرژی می‌شود. کوسه‌ها ساختار قفسهٔ سینه ندارند.
غدد جنسی کوسه‌ها در بالای سینه و پشت کبد آن‌ها واقع شده‌است. اندام جنسی کوسه‌ها، همچون سایر ماهیان در سینه آن‌هاست.
بیشتر کوسه‌ها «خونسرد» هستند، به این معنی که دمای داخلی بدن آن‌ها با محیط اطرافشان مطابقت دارد. اعضای خانوادهٔ سفیدکوسگان (مانند کوسهٔ ماکو باله کوتاه و کوسهٔ بزرگ سفید) گرمازا هستند و دمای بدنشان بالاتر از آب اطراف است. در این کوسه‌ها، نواری از ماهیچهٔ قرمزی که در نزدیکی مرکز بدن قرار دارد، گرما را تولید می‌کند که بدن از طریق مکانیسم تبادل جریان مخالف توسط سیستمی از رگ‌های خونی به نام rete mirabile (شبکهٔ معجزه‌آسا) آن را حفظ می‌کند. کوسهٔ دم‌دراز معمولی نیز سازوکار مشابهی برای حفظ دمای بدن دارد.
مانند سایر ماهی‌ها، کوسه‌ها اکسیژن را از آب دریا هنگام عبور از آبشش‌ها استخراج می‌کنند. بر خلاف سایر ماهی‌ها، شکاف‌های آبششی کوسه پوشیده نیست، بلکه پشت سر در یک ردیف قرار دارند. شکاف اصلاح شده‌ای به نام روزنک (اسپیراکل) درست در پشت چشم قرار دارد که به کوسه کمک می‌کند تا آب را در طول تنفس جذب کند و نقش مهمی در کوسه‌های ساکن کف دریا دارد. اسپیراکل‌ها در کوسه‌های لجه‌زی فعال کاهش یافته یا از بین رفته‌اند. در حالی‌که کوسه در حال حرکت است، آب از طریق دهان و روی آبشش‌ها عبور داده می‌شود. بیشتر کوسه‌ها در حالت استراحت، آب را روی آبشش‌های خود پمپ می‌کنند تا از تأمین مداوم آب اکسیژن‌دار، اطمینان حاصل کنند. تعداد کمی از گونه‌ها توانایی پمپاژ آب از طریق آبشش خود را از دست داده‌اند و باید بدون استراحت شنا کنند. این گونه‌ها اگر نتوانند حرکت کنند احتمالاً خفه می‌شوند. این موضوع، در مورد برخی از گونه‌های ماهیان استخوانی دریایی نیز صادق است.
مزایای فراوانی، کوسه را یکی از نادرترین شکارچیان کره زمین کرده‌است. بسیاری از کوسه‌ها برای حمله تخصص یافته‌اند اما همه آن‌ها به انسان‌ها حمله نمی‌کنند. در واقع بیشتر کوسه‌ها برای انسان بی‌ضرر هستند (مانند کوسه‌نهنگ) و فقط گونه‌های محدودی هستند که تاکنون خطرناک شناخته شده‌اند. این آبزیان منبعی پر درآمد نیز برای صنعت اکوتوریسم غواصی هستند.
کوسه‌ها در هنگام سپیده‌دم، غروب آفتاب و شب‌هنگام برای شکار فعال‌تر می‌شوند، از این روی همواره به شناگران توصیه می‌شود که در آن ساعات به آب نزنند و از شنا کردن در نقاطی که آب رودخانه‌ها به دریا می‌ریزد، پرهیز کنند. کوسه به‌جز انسان دشمن دیگری در طبیعت ندارد.
سالانه ۷۳ میلیون کوسه توسط انسان شکار می‌شوند. این کار باعث گردیده‌است که جمعیت کوسه‌های سرچکشی در اقیانوس ۹۸٪ کاهش یابد.Raiders of the lost sharks | The Sun |News عامل اصلی صید بی‌رویهٔ کوسه‌ها تقاضای گسترده در بازار هنگ کنگ و چین برای سوپ بالهٔ کوسه است. تجارت پنج گونه از کوسه‌های جهان از سپتامبر ۲۰۱۴ (شهریور ۱۳۹۳) تحت مقررات تازه درآمد که گام مهمی در جهت حفاظت از این موجودات بود. فروش گوشت یا بالهٔ این کوسه‌ها بدون داشتن مجوز قانونی ممنوع شد. براساس مقررات شکار و تجارت کوسه دم سفید، پوربیگل و سه نوع سرچکشی بدون داشتن مجوز و گواهینامه لازم ممنوع خواهد شد. سپرماهی مانتا هم که به خاطر آبشش آن در پزشکی سنتی چینی کاربرد دارد در این فهرست قرار می‌گیرد. به این ترتیب تجارت کلیه این گونه‌ها در ۱۸۰ کشور جهان ممنوع خواهد بود مگر آنکه با مجوز رسمی سازمان‌های مشخص دولتی انجام شده باشد. دانمارک (به نمایندگی از گرینلند)، کانادا، گویان، ژاپن، ایسلند و یمن گفتند که تعهدی به مقررات تازه نخواهند داشت. سایتس (کنوانسیون بین‌المللی گونه‌های در معرض خطر) می‌گوید که شمار این کشورها کم است و مهم است که چین به عنوان بزرگ‌ترین مصرف‌کننده این محصولات به اعمال مقررات تازه متعهد است. این حرکت مهم‌ترین اقدام در حفاظت از گونه‌ها در تاریخ ۴۰ ساله فعالیت سایتس محسوب می‌شود.
بیش از ۵۰۰ گونه کوسه وجود دارد که در سیزده راسته تقسیم می‌شوند، از جمله چهار راسته کوسه‌هایی که منقرض شده‌اند.
کوسه از بالاراستهٔ غضروفی شکلان (Selachimorpha) و دارای راسته‌های زیر است:
برگرفته از جمعه‌نامه (با کمی تغییر)
https://www.mehrnews.com/news/5016635/کوسه-های-عهدباستان-۱۵-متر-طول-داشتند
کِرم‌چاله یا کِرم‌چال ، همچنین پُل اَینشتَین–روزِن (Einstein–Rosen bridge) یک ساختار فرضی است که نقاط نامتجانس در فضا-زمان را به هم پیوند داده و بر پایه جواب خاص معادلات میدان اینشتین فرضیه‌سازی شده‌است.
کرم‌چاله را می‌توان به صورت تونلی تصور کرد که پایانه‌های آن در نقاط مجزایی از فضا-زمان قرار دارند (یعنی مکان‌های متفاوت یا نقاط متفاوتی از زمان یا هردو).
کرم‌چاله‌ها با نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین سازگاری داشته اما وجود کرم‌چاله در جهان واقعی هنوز مشاهده نشده‌است. بسیاری از دانشمندان فرضیه سازی کرده‌اند که کرم‌چاله‌ها صرفاً تصویری (افکنشی) از بعد چهارم فضا اند، همان‌طور که دو بعد را می‌توان تنها به عنوان بخشی از یک شیء سه بعدی تجربه نمود.
کرم‌چاله‌ها قادر به اتصال فواصل بسیار طولانی (در مقیاس میلیارد سال نوری یا بیشتر)، فواصل کوتاه چند متری، جهان‌های متفاوت یا نقاط متفاوتی از زمان‌اند.
برای بیان ساده مفهوم کرم‌چاله، فضا را می‌توان به صورت یک سطح دو-بعدی در نظر گرفت. در چنین حالتی، کرم‌چاله را می‌توان به صورت سوراخی در این سطح در نظر گرفت که منجر به ایجاد لولهٔ سه‌بعدی می‌گردد (سطح داخلی یک استوانه)، آنگاه این لوله در مکان دیگری از همان سطح دو بعدی به صورت یک حفره مشابه با حفره ورودی ظهور خواهد کرد. کرم‌چاله حقیقی در صورت وجود مشابه با توصیف اخیر است، با این تفاوت که به ابعاد فضایی که در این توصیف به کار رفتند یکی اضافه می‌گردد. به عنوان مثال، به جای حفره‌های دایره‌ای روی صفحه دو بعدی، نقاط ورودی و خروجی را می‌توان به صورت سوراخ‌های کروی در فضای سه بعدی تصور نمود که منجر به «لوله» چهار بعدی مشابه با اسفریندر (استوانه کره‌ای در فضای چهار بعدی، Spherinder) خواهد بود.
روش دیگر جهت تصور کرم‌چاله‌ها این است که ورقه کاغذی را برداشته و دو نقطه جدا از هم و فاصله دار را بر روی آن ترسیم نموده، آنگاه این ورق کاغذ نمایانگر صفحه ای از فضا-زمان پیوسته بوده و دو نقطه ترسیم شده فاصله ای که باید طی شود را مشخص می‌کنند، اما از لحاظ نظری، کرم‌چاله قادر به اتصال دو نقطه به وسیله خم کردن صفحه می‌باشد (یعنی خم کردن ورقه کاغذ)، چنان‌که نقاط همدیگر را لمس کنند. بدین طریق، مسافرت بین دو نقطه بسیار راحت‌تر خواهد بود؛ چون دو نقطه دیگر از هم فاصله‌ای ندارند.
از دههٔ ۱۹۳۰ به بعد فیزیکدان‌های نظری، فرضیهٔ وجود راه‌های میانبر از میان فضا را پیش کشیده‌اند. این میانبرها که در ابتدا «سفیدچاله» و بعد «پل انیشتین ـ روزِن» نامیده شدند، ناحیه‌ای فرضی در فضا ـ زمان هستند که از بیرون امکان وارد شدن به آن‌ها وجود ندارد، اما بر خلاف سیاهچاله‌ها مجال می‌دهند که ماده و نور از آن‌ها بگریزند و بیرون بیایند. سفیدچاله‌ها برعکس سیاه‌چاله‌ها عمل می‌کنند، بدین معنی که انرژی را به بیرون انتشار می‌دهند ولی به هیچ چیز اجازهٔ ورود به درون خود را نمی‌دهند؛ بنابراین سفیدچاله‌ها همان کرم‌چاله‌ها هستند.
نظریهٔ کرم‌چاله نخستین بار در سال ۱۹۱۶ بنیان نهاده شد، اما نام دیگری برایش در نظر گرفته شده بود. «لودویگ فلَم»، فیزیکدان اتریشی هنگام مرور راه‌حل فیزیکدان دیگری برای معادلات نظریهٔ نسبیت عام آلبرت انیشتین به این نتیجه رسید که راه‌حل دیگری نیز امکان‌پذیر است. او از پدیده‌ای به نام سفیدچاله نام برد که از لحاظ نظری، بازگشت زمانی سیاهچاله بود. ورود به هر دوی آن‌ها با مجرای فضا ـ زمان میسر می‌شود.
ساختن واژهٔ "کرم‌چاله""Lifting the scientific veil: science appreciation for the nonscientist". Paul Sukys. Rowman & Littlefield, 1999. pp.227 و "سیاه‌چاله فضایی" به جان ویلر نسبت داده شده‌است. با این حال، در دههٔ ۱۹۳۰ اینشتین و روزن با به‌کار بردن غوطه‌وری متریک شوارتزشیلد در فضای استوانه‌ای، معادلهٔ غوطه‌وری یک کرم‌چالهٔ گذرناپذیر و ناایستا که «پل اینشتین - روزن» نامیده می‌شود را به‌دست آوردند.Einstein, Albert and Rosen, Nathan. The Particle Problem in the General Theory of Relativity. "Physical Review" 48, 73 (1935). یک سال پس از ارائهٔ نظریهٔ نسبیت عام به‌وسیلهٔ آلبرت اینشتین، سال ۱۹۱۶ فلام دریافت که از بررسی شوارتزشیلد معادلات میدان اینشتین می‌توان پاسخ کرم‌چاله‌ای به‌دست‌آورد. این‌گونه کرمچاله، «کرمچالهٔ شوارتزشیلد» نامیده شده‌است.
یک کرم‌چاله در صورت وجود، خود بخشی از فضازمان چهار بُعدی عالم است. همان‌گونه که می‌دانید انیشتین در سال ۱۹۰۵ ثابت کرد که جهان تنها از سه بُعد فضایی تشکیل نشده و زمان صرفاً یک پارامتر در حال تغییر نیست. بلکه زمان خود نیز به عنوان بعد چهارم عالم به‌حساب می‌آید. در این فضازمان چهار بعدی، کرم‌چاله‌ها می‌توانند سوراخی به جهانی دیگر یا ناحیه‌ای دیگر از همین جهان باشند. پس باید در نظر داشته باشیم که این اجسام چهاربعدی هستند و ما تنها برای ساده‌سازی آن‌ها را به صورت دوبعدی نشان می‌دهیم.
به‌عنوان مثالی ساده، یک صفحه کاغذ تخت را در نظر بگیرید که از چهار سو تا فواصل بسیار دور گسترده شده باشد. هر دو طرف صفحه که آن‌ها را «رو» و «زیر» صفحه می‌نامیم، به‌طور مستقل یک فضای دوبعدی را تشکیل می‌دهند که می‌توانیم آن را یک جهان دوبعدی بینگاریم. ساکنان این جهان‌ها خود موجودات دوبعدی هستند. آشکار است که این دو جهان هیچ پیوندی با هم ندارند و ساکنان آن‌ها از وجود همدیگر بی خبرند. اکنون بینگارید یک سوراخ دایره‌ای در این صفحه ایجاد شود. به این ترتیب دو جهان به‌طور پیوسته با هم ارتباط دارند. ما این حفرهٔ تونل مانند را یک کرم‌چاله می‌نامیم.
اکنون بیایید به‌جای یک سوراخ، دو سوراخ در صفحه ایجاد کنیم. سپس لبه‌های این دو سوراخ را بکشیم تا به صورت دو لوله درآید و با ادامه دادن این کار دو لوله را به‌هم وصل کنیم. این نیز یک کرم‌چاله است. با این تفاوت که نایکسانی در آن بر خلاف حالت پیشین دو گستره از یک جهان را به هم وصل می‌کند. در حالتی که فضای ما خمیده باشد مسافرت از طریق این کرم‌چاله بسیار سریع‌تر شدنی است. چون مسافت کوتاه‌تر است.
اگر در هر یک از دو ورق تخت همراستا نیز یک سوراخ ایجاد کنیم، با کشیدن لبه‌های سوراخ و رساندن دو لولهٔ ایجادشده به هم می‌توانیم یک کرم‌چاله ایجاد کنیم که صفحه بالایی یکی از ورق‌ها را به صفحه پایینی ورق دیگر وصل کند.