חור שחור

חור שחור (באנגלית: Black Hole) הוא גרם שמיים בעל שדה כבידה כה חזק, ששום עצם או קרינה הקרובים אליו יתר על המידה אינם יכולים להימלט ממנו, והם נבלעים לתוכו. כל מסלול תנועה אפשרי בתוך תחומי החור השחור מוליך לנקודה אחת ויחידה - המרכז (סינגולריות). קרוב לחור השחור (כלומר מעבר לאופק האירועים) בכל כיוון שנתקדם, נגיע לבסוף אל המרכז. מהירות המילוט ממנו גבוהה יותר מאשר מהירות האור. לו ניתן היה לראות את הסינגולריות, היא הייתה נראית בכל כיוון שהוא.

כל מסה הנדחסת לכדור בעל רדיוס קטן או שווה לרדיוס שוורצשילד, מהווה למעשה חור שחור. חור שחור יכול להיווצר כתוצאה מקריסה כבידתית בשלבים אחרונים של התפתחות כוכב כבד מאוד.
אף על פי שהחור השחור עצמו אינו מקרין (ומכאן שמו), תהליך קוונטי המכונה קרינת הוקינג גורם לפליטת קרינה וחלקיקים מסיביים מהגבול החיצוני של החור השחור, הקרוי אופק אירועים. מסתו של החור השחור גדלה כאשר גוף חוצה את אופק האירועים מבחוץ פנימה, ומאידך, מסתו קטנה בעקבות קרינת הוקינג.

ב־10 באפריל 2019 צולמה תמונה (מעובדת) של חור שחור בגלקסיה האליפטית M87 באמצעות הטלסקופ (.

ב־12 במאי 2022, צולמה התמונה הראשונה של קשת A*, חור שחור על-מסיבי בלב גלקסיית שביל החלב.

היסטוריית המחקר 

הרעיון כי עשוי להתקיים ביקום גוף כה מסיבי עד שאפילו אור לא יוכל לברוח ממנו הועלה לראשונה על ידי הגאולוג הבריטי , ששימש בתקופה זו ככומר. הוא רשם את הרעיון במכתב שנשלח בשנת 1783 לידידו הנרי קוונדיש, והלה פרסם אותו בכתבי החברה המלכותית של לונדון. באותו זמן התאוריה הניוטונית של הכבידה והמושג של מהירות מילוט היו כבר ידועים היטב, וכמו כן מהירות האור הייתה ידועה בקירוב. מישל שהאמין בהיפותזה נוספת של אייזק ניוטון, לפיה האור עשוי מחלקיקים, הסיק ששדה הכבידה של כוכב מאט את האור שעוזב את פניו, ועל פי חישוביו, בגוף בעל רדיוס הגדול פי 500 מזה של השמש וצפיפות השווה לזו של השמש תהיה מהירות המילוט מפני השטח גדולה ממהירות האור. אף על פי שלא ייחס לכך סבירות גבוהה, מישל הביא בחשבון את האפשרות שישנם עצמים רבים כאלה ברחבי היקום ללא ידיעתנו. הוא גם הציע דרך למצוא אותם במערכת כוכבים זוגית - שיטה שמשמשת גם כיום.

בשנת 1796 הגיע המתמטיקאי הצרפתי פייר-סימון לפלס למסקנות דומות, כנראה מבלי להכיר את עבודתו של מישל, ופרסם את חישוביו בשתי המהדורות הראשונות של ספרו חשיפת מערכת העולם (Exposition du Système du Monde). הפרק הושמט מהמהדורות הבאות. למעשה, עד שנות ה־70 של המאה ה־20 הוענקה זכות הבכורה על גילוי החורים השחורים ללפלס, ורק אז התגלה מחדש מכתבו של מישל בין פרסומי החברה המלכותית. במאה ה־19 זכה הרעיון לתשומת לב מעטה מאוד כיוון שבאותה התקופה הפרדיגמה השלטת הייתה שהאור הוא גל חסר מסה, ולפיכך הכבידה אינה משפיעה עליו. גם ההכרה בתכונות החלקיקיות של האור (פוטונים) בתחילת המאה ה־20 לא שינתה את הגישה, היות שהפוטון הוא חלקיק חסר מסה ולא היה מצופה ממנו להיות מושפע מכבידה.

בשנת 2020 התגלה חור שחור במרחק של כ־1,000 שנות אור מכדור הארץ, מה שהוביל מדענים למסקנה כי ייתכן שמדובר בתופעה נרחבת משהעריכו בעבר.

הסבר ניוטוני לתופעת החור השחור
לפי הפיזיקה הניוטונית יכולתו של גוף חסר כוח הנעה עצמית להשתחרר משדה הכבידה של אחר מותנית בכך שמהירותו תהיה גבוהה ממהירות המילוט. מהירות המילוט היא פונקציה של המסה והרדיוס של הגוף ממנו מנסים להימלט ואינה תלויה במסתו של הגוף הנמלט:

כאשר  היא מהירות המילוט;  הוא מרחק הגוף הנמלט ממרכז הגרם השמימי;  היא מסת הגרם השמימי; ו־ הוא קבוע הכבידה.

לפי הנחתו של ג'ון מישל, חור שחור הוא גוף שאינו מאפשר הימלטות של אור, כלומר מהירות המילוט ממנו גבוהה ממהירות האור ולכן האור לא יכול להימלט ממנו, לפיכך כאשר מהירות המילוט היא מהירות האור  כאשר  היא מהירות האור -  מטר לשנייה, בחור שחור

כאשר  הוא רדיוס שוורצשילד - הרדיוס המקסימלי לקיומו של חור שחור. מן המשוואה ניתן להסיק שגוף יהפוך לחור שחור רק אם מסתו תהא גדולה מספיק ורדיוסו קטן מספיק על מנת לעמוד ברדיוס שוורצשילד.

הסבר מודרני לקיומם של חורים שחורים

בשנת 1915 פיתח אלברט איינשטיין את תורת היחסות הכללית. עוד לפני כן הוא חזה שהכבידה משפיעה על מסלול האור. מספר חודשים מאוחר יותר מצא קרל שוורצשילד, על מיטת חוליו, את הפתרונות הראשונים למשוואת השדה של איינשטיין, ושלח את מאמריו לאיינשטיין. הפתרונות שלו תיארו את שדה הכבידה הנובע ממסה נקודתית ומכוכב כדורי, ותוך כדי כך הוא הראה שהגוף אותו מכנים כיום חור שחור אכן יכול להתקיים. שוורצשילד עצמו, וגם איינשטיין ששלח את מאמריו לפרסום, לא האמינו בקיומם של חורים שחורים ביקום, והתייחסו לחור שחור כאל מושג "לא פיזיקלי". על פי רדיוס שוורצשילד כוכב בעל מסה של השמש יצטרך להתכווץ לרדיוס של שלושה קילומטרים על מנת להפוך לחור שחור. כיווץ שכזה אינו אפשרי כיוון שכוכבים, על פי הידוע בעת ההיא, מסיימים את חייהם כננסים לבנים, שהם גופים שאינם מגיעים לצפיפות כזאת (צפיפות ננס לבן היא בערך טון לסמ"ק, פי מיליון מצפיפותם של מים).

ב־1930, מצא סוברהמניאן צ'נדראסקאר כי תורת היחסות הפרטית מדגימה למעשה שגוף מעל מסה מסוימת, הנקראת כיום גבול צ'נדראסקאר, לא יסיים את חייו כננס לבן, אלא יקרוס לכוכב נייטרונים. כך, כוכבים שמסתם לאחר הקריסה היא פי 1.44 ממסת השמש קורסים לכוכב נייטרונים - גוף שבו הפרוטונים מאוחים לאלקטרונים והופכים לנייטרונים. צפיפות כוכב הנייטרונים היא בערך אלף טון למילימטר מעוקב. לכוכב נייטרונים בעל מסה גדולה מפי 3 ממסת השמש יש רדיוס קטן מרדיוס שוורצשילד, ולכן הוא חור שחור. מאחר שכוכבים מאבדים מסה במשך מחזור החיים שלהם, כוכב בעל מסה גדולה פי 30 מן השמש יסיים את חייו ככוכב נייטרונים בעל מסה גדולה פי 3 ממסת השמש, ויהפוך לחור שחור.

את טיעוניו של צ'נדראסקאר ניסה לסתור ארתור אדינגטון, המנחה שלו בלימודי הדוקטורט. היום ידוע שצ'נדראסקאר צדק, ומוכר גם גבול נוסף (גבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף), שגוף בעל מסה גדולה ממנו יקרוס באופן מלא, ולא יהיה דבר שיעצור את הפיכתו לחור שחור. את מנגנון הקריסה המלאה הבינו בשנת 1939 רוברט אופנהיימר והארטלנד סניידר. תוצאה, שקמו לה מסתייגים רבים בזמנו, ועל אף שהיא התייחסה רק לכוכב שהוא כדור מושלם, הראתה לראשונה את מנגנון ההיווצרות של חורים שחורים. עצמים שכאלה נקראו למשך תקופה מסוימת כוכבים שעברו קריסה כבידתית מלאה או כוכבים קפואים, מכיוון שצופה חיצוני לא יראה את המשך הקריסה מעבר לרדיוס שוורצשילד ולגביו הכוכב "יקפא" במצב זה. עצמים אלו לא היוו מרכז התעניינות גדול במיוחד בפיזיקה התאורטית עד לשנות ה־60 המאוחרות.

העניין בכוכבים קורסים עלה שוב בשנת 1967 עם גילוים של הפולסרים, שאז עדיין לא ידעו כי אלו כוכבי נייטרונים, והיו השערות שונות באשר לזהותם. ג'ון ארצ'יבלד וילר טבע בשנה זו את המונח "חור שחור", כאופציה לא מקובלת לזהותם של הפולסרים, והחל להשתמש בשם זה מבלי להסביר את כוונתו. השם הקליט התפשט בקרב הפיזיקאים תוך זמן קצר ותורגם לרוב השפות. אפילו בצרפתית וברוסית, בהן הייתה לביטוי זה משמעות אחרת קודם לכן, הצירוף מוכר כיום רק במשמעותו האסטרונומית. ניתן גם להזכיר כי בינואר 1967, עת רווחו עדיין שמות אחרים לחורים שחורים, המונח כוכב שחור הופיע בפרק "מחר הוא אתמול" בעונה הראשונה של מסע בין כוכבים.

Cygnus X-1 הוא החור השחור הראשון שהתגלה ואומת ב־1973. ב־1971 נערך סקר של קרינת רנטגן בקבוצת כוכבים ברבור שם הופיע אזור הפולט קרינת רנטגן חזקה. מהסתכלות על הכוכב HDE 226868 נתגלה שהוא משנה את צבעו כל 5.6 ימים, מאדום לכחול עקב אפקט דופלר, אך לא הובן מה הוא מקיף. ההשערה הייתה שזה חור שחור. לצורך כך היה צורך בחישוב מסתו, שבהתחלה חושבה לפי 3 לפחות ממסת השמש, אך רק כעבור 40 שנה התגלתה שהמסה היא פי 14–16 פעמים מסת השמש, והמרחק עומד על 6000 שנות אור. המרחק הקצר בין הכוכב HDE 226868 לחור גורם לכך שהאחרון סופח ממנו חומר, היוצר דיסקת ספיחה, וכן שני סילונים ניצבים לדיסקה, המשגרים חומר לחלל במהירות הקרובה למהירות האור. החומר הנופל לחור השחור מתחמם עד למיליון מעלות צלזיוס, מה שגורם לו לפלוט קרינת רנטגן.

שאלות פתוחות
קיימות שתי שאלות פתוחות מפורסמות בנוגע לחורים שחורים. ידוע כי מאחורי כל אופק אירועים נמצאת סינגולריות כבידתית - נקודה (או טבעת שעובייה אפס) במרחב בה הצפיפות היא אינסופית, כיוון שהמסה מרוכזת בנקודה קוונטית אחת. השאלה הראשונה היא שאלת נכונותה של השערת הצנזורה הקוסמית, שלפיה כל סינגולריות מוסתרת מאיתנו על ידי אופק אירועים. השאלה השנייה קשורה למציאת פתרון לפרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שחורים שחורים "מתאדים", ובכך לכאורה מושמד עמם המידע הקוונטי של כל מה שספחו לתוכם - מה שסותר את חוקי הפיזיקה.

מבנה חורים שחורים

אופק אירועים 

"שטח הפנים" של חור שחור נקרא "אופק אירועים". זהו משטח דמיוני המקיף את המסה של החור השחור. כל מה שנמצא בתוך אופק האירועים, ובכלל זה גם פוטונים, לא רק שאינו יכול להגיע לאופק האירועים אלא גם שכל מסלול שלו מסתיים בהכרח בסינגולריות שבלב החור השחור. חלקיקים הנמצאים מחוץ לאזור זה יכולים ליפול פנימה ולחצות את אופק האירועים, אך לעולם לא יוכלו לחזור החוצה ויסיימו את דרכם במרכז החור השחור.

על פי תורת היחסות הכללית, אופק האירועים הוא אזור שבו המרחב־זמן נמתח לאינסוף, כלומר ביחס לצופה מן החוץ תנועה באזור הזה היא איטית עד אינסוף, ולכן לא ניתן לעבור אותו לעולם (גם פנימה וגם החוצה).

בניסוח מתמטי, ביחס לקואורדינטות מרחב־זמן של צופה מן החוץ, המטריקה של המרחב נמתחת לאינסוף, וכל עצם (בפרט פוטון) סביב אופק האירועים נראה איטי ומוסח לאדום עד אינסוף.

מכיוון שאין חלקיקים היכולים לצאת מתוך חור שחור, אין דרך בה צופה מן החוץ יוכל לקבל מידע מחלקו הפנימי של החור השחור. לחורים שחורים אין מאפיינים חיצוניים שבהם ניתן להשתמש כדי להעריך את תוכנם. משפט האין־שיער קובע כי על פי תורת היחסות הכללית, מחוץ לאופק האירועים ניתן למדוד רק שלושה פרמטרים של חורים שחורים: מסה, תנע זוויתי ומטען חשמלי.

עצמים בשדה כבידה יחושו התארכות זמן. תופעה זו נבדקה בניסויים בלוויינים ועל־פני כדור הארץ. קרוב לחור שחור, התארכות הזמן היא משמעותית מאוד. מנקודת ראותו של צופה נייח מן החוץ, נראה שנדרש לגוף זמן אינסופי כדי להגיע אל אופק האירועים, שממנו ואילך האור מוסח לאדום בצורה אינסופית. לצופה מרחוק נדמה שהעצם, הנופל יותר ויותר לאט, מתקרב, אך לעולם לא מגיע לאופק האירועים (כלומר, לוקח לו זמן אינסופי כדי להגיע אליו). מנקודת ראותו של הגוף הנופל עצמו, הזמן הנדרש כדי לחצות את אופק האירועים ולהגיע לסינגולריות יהיה סופי.

גודלו של חור שחור
את החורים השחורים ניתן לסווג לחמש קבוצות על־פי גודלם (מהקטן לגדול): חור שחור זעיר, חור שחור קדמון (שנוצר בתקופת המפץ הגדול), חור שחור כוכבי,  וחור שחור על־מסיבי. כיום ישנן ראיות אסטרונומיות לקיומם של חורים שחורים כוכביים ועל-מסיביים, ואילו השלושה האחרים (זעירים, קדמונים ובינוניים) עדיין היפותטיים. למרות ראיות לקיומם של חורים שחורים, קיים מיעוט בקרב הפיזיקאים, שלא מסכימים כי חורים שחורים מסוג כלשהו אכן קיימים.

גודלו של חור שחור נחשב לגודל של אופק האירועים, מכיוון שלא ניתן לקבל מידע מאזורים הנמצאים בתוך האופק. על פי פתרון פרטי במשוואת רדיוס שוורצשילד:
 
עבור עצם עם מסה הדומה לזו של כדור הארץ ( ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 9 מילימטרים. עבור עצם עם מסה כמו של השמש ( ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 3 קילומטרים (הרדיוס הנוכחי של השמש הוא בערך 700,000 קילומטרים).

הצפיפות הממוצעת בתוך רדיוס שוורצשילד קטנה ככל שמסת החור השחור גדלה. לחור שחור שמסתו שווה למסת כדור הארץ תהיה צפיפות של  kg/m3, ואילו לחור שחור על־מסיבי עם מסה של  מסות שמש תהיה צפיפות של בערך ‎20 kg/m3. ניתן לחשב את הצפיפות הממוצעת על־פי:
 
מכיוון שלכדור הארץ יש רדיוס ממוצע של 6371 קילומטרים, יהיה עליו להדחס  פעמים כדי לקרוס ולהפוך לחור שחור.

בשנת 2022 פורסמה הערכה לכמות החורים השחורים בעלי מסת שמש. ההערכה מדברת על 40 קווינטיליון חורים שחורים ביקום

סינגולריות 
במרכזו של אופק האירועים נמצאת "סינגולריות", שם צופה תורת היחסות הכללית את עיקומו האינסופי של המרחב. המרחב־זמן בתוך אופק האירועים הוא יוצא דופן בכך שהסינגולריות היא העתיד האפשרי היחיד, כך שכל החלקיקים בתוך אופק האירועים חייבים לנוע לעברה. במילים אחרות, עצם שנמצא פנימה לאופק האירועים - נגזר גורלו לא רק להישאר בתוך החור השחור, אלא אף להגיע אל הסינגולריות עצמה, שבה הזמן עבורו ייעצר.

הרחבות או חלופות עתידיות לתורת היחסות הכללית (ובמיוחד הכבידה קוונטית) יצטרכו להתמודד עם סוגיות כדוגמת השערת הצנזורה הקוסמית ולהגדיר את אשר מתרחש בסינגולריות ובסביבתה. ישנם פיזיקאים שמפרשים את קיומה של סינגולריות מתמטית בתוך חור שחור כראייה לכך שהתאוריה הנוכחית אינה שלמה.

נפילה לחור שחור 
טעות נפוצה היא לחשוב שלא ניתן להמלט מחור שחור מאחר שמהירות ההימלטות ממנו גבוהה ממהירות האור. למעשה עצם יכול להמלט מגוף שמימי גם אם מהירותו נמוכה ממהירות המילוט, אם יפעיל כוח רציף הגדול ממשיכת הגוף השמימי. בתוך אופק האירועים של חור שחור הדבר בלתי אפשרי - משום שהמרחב והזמן מכופפים כך שכל מסלול אפשרי, בכל כיוון שהוא, מוליך לסינגולריות שבמרכז. לשון אחרת, בתוך אופק האירועים בכל כיוון שנביט נראה דבר אחד ויחיד - את הסינגולריות. אין דרך החוצה.

בגלל אפקט התארכות הזמן, אסטרונאוט שנופל לעבר החור השחור ייראה בעיני צופה מרוחק כאילו הוא מאט את תנועתו, והסחה כבידתית לאדום תגרום לפנס שנמצא בידיו להראות אדום יותר בעיני אותו צופה מרוחק. למעשה, צופה חיצוני לעולם לא יראה את האסטרונאוט חוצה את אופק האירועים, ובשלב מסוים לא ניתן יהיה להבדיל בין האור שעוזב את הפנס ובין קרינת הוקינג של החור השחור. אולם, במערכת הייחוס שלו, יחצה האסטרונאוט את אופק האירועים ויגיע לסינגולריות בזמן סופי. מרגע שחצה את אופק האירועים, בלתי אפשרי לצפות באסטרונאוט מן החוץ.

ככל שהוא יתקרב לסינגולריות, כך הפרשי הכבידה בין חלק גופו הקרוב לסינגולריות ובין חלק הגוף הרחוק יותר (כוחות גאות ושפל) יהפכו למוחשיים יותר, והוא יימתח ולבסוף ייקרע, בתהליך הידוע בשם ספגטיפיקציה. בקרבת הסינגולריות, הפרשי הכוחות נעשים חזקים מספיק כדי שהגוף יתפרק לאטומים, ואחר־כך אפילו לחלקיקים יסודיים. הנקודה בה הפרשי הכוחות הללו הופכים משמעותיים תלויה בגודלו של החור השחור. בחורים שחורים על־מסיביים, אשר נמצאים במרכזי גלקסיות, נקודה זו נמצאת הרחק בתוך אופק האירועים, כך שהאסטרונאוט עשוי לחצות את אופק האירועים ללא פגע. לעומת זאת, בחור שחור כוכבי, הפרשים אלו הופכים למשמעותיים עוד לפני ההגעה לאופק האירועים.

סוגי חורים שחורים 
אופק האירועים של חור שחור שאינו מסתובב, הקרוי חור שחור מטיפוס שוורצשילד, הוא כדורי, והסינגולריות שלו נקודתית.

חור שחור מסתובב 

אם לחור השחור יש תנע זוויתי, הנרכש בדרך כלל מהכוכב המקורי ממנו נוצר החור השחור, אז הוא מתחיל "לסחוב" איתו את המרחב־זמן שנמצא סביב אופק האירועים. חור שחור מסתובב נקרא חור שחור מטיפוס קר (Kerr). האזור המסתובב שנמצא סביב אופק האירועים נקרא בשם ארגוספירה. כיוון שהארגוספירה נמצאת מחוץ לאופק האירועים, עצמים יכולים לשרוד בה בלי ליפול לחור השחור, אולם תנועתו של המרחב־זמן בתוך הארגוספירה מונעת מעצמים המצויים בה להישאר במקום.

חללית שנכנסת לתוך הארגוספירה מבחוץ מסוגלת לצאת ממנה עם אנרגיה גדולה מהאנרגיה ההתחלתית שלה, בעזרת תהליך הקרוי . בתהליך זה, החללית, בעודה נמצאת בארגוספירה, משליכה קפסולה אל עבר החור השחור, והיא עצמה בורחת אל מחוץ לארגוספירה. אמנם מסת החור השחור גדלה, אבל האנרגיה הסיבובית שלו פוחתת ומכאן המקור לעודף האנרגיה של החללית.

הבדל נוסף בין חור שחור נייח לחור שחור מסתובב הוא צורת הסינגולריות. בחור שחור מסתובב צורתה טבעת, לעומת נקודה בחור שחור נייח. כמו כן, בחור שחור מסתובב, ניתן להגדיר שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים. בתוך אופק האירועים הפנימי אין היפוך של זמן ומרחב, ועל־כן גוף שנמצא שם לא בהכרח יגיע לסינגולריות.

חור שחור טעון 
חור שחור טעון, הקרוי גם חור שחור מטיפוס רייסנר־נורדסטרום (Reissner-Nordström) מכיל שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים (בדומה לחור שחור מסתובב), אולם אין מסביבו ארגוספירה, והסינגולריות שלו נקודתית. חורים שחורים שהם גם טעונים וגם מסתובבים קרויים חורים שחורים מטיפוס קר־ניומן (Kerr-Newman).

אנטרופיה וקרינת הוקינג 
בשנת 1971, הוכיח סטיבן הוקינג שהשטח הכולל של אופק האירועים של כל חור שחור קלאסי (בלי לקחת בחשבון את תורת הקוונטים) לעולם לא יכול לקטון. הדבר נשמע דומה למדי לחוק השני של התרמודינמיקה ומכיוון שכך, הציע יעקב בקנשטיין את האפשרות ולפיה האנטרופיה של החור השחור תלויה בשטח אופק האירועים. בשנת 1974 מצא הוקינג שחישובי תורת השדות הקוונטית באזור של מרחב־זמן מעוקם מאוד, כלומר בקרבת חורים שחורים, צופים קרינת גוף שחור, הידועה כיום בשם קרינת הוקינג. קרינה זו נפלטת מהאזור הסמוך לאופק האירועים והיא מובילה להפחתת מסת החור השחור. הניתוח של חור שחור כגוף בעל טמפרטורה הפולט קרינה אפשר לו לחשב את האנטרופיה ולמצוא את היחס בינה ובין שטח אופק האירועים, ובכך הוא חיזק את השערתו של בקנשטיין. מאוחר יותר, נתגלה כי חורים שחורים הם בעלי אנטרופיה מקסימלית, כלומר האנטרופיה המקסימלית לאזור בחלל היא האנטרופיה של החור השחור הגדול ביותר שהוא יכול להכיל. קביעה זו הובילה להצעת .

קרינת הוקינג מורכבת משלל החלקיקים היסודיים, ומשום שהיא מכילה גם פוטונים, ניתן להסיק כי חורים שחורים אינם שחורים לחלוטין. מעבר לכך, התופעה מראה שהמסה של החור השחור קטנה ככל שעובר הזמן. על אף שתופעות אלו הן זניחות בעצמים בקנה מידה אסטרונומי, הן נעשות משמעותיות עבור חורים שחורים זעירים, מפני שטמפרטורת החור השחור (טמפרטורת הוקינג) גדולה יותר ככל שמסת החור השחור קטנה יותר. חורים שחורים זעירים צפויים "להתאדות", ולבסוף להיעלם בפרץ של אנרגיה. מכיוון שכך, כל חור שחור שאינו מגדיל את מסתו צפוי להיעלם תוך זמן סופי. בהקשר זה ראוי להזכיר גם את פרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שקרינת הוקינג הנוצרת על יד אופק האירועים, אינה מכילה מידע על תוכנו של החור השחור, ככל הנראה. פיזיקאים מסוימים טוענים שקרינה זו מכילה בסופו של דבר מידע, אך אין ראיות פיזיקליות ספציפיות לכך מלבד העיקרון ההולוגרפי - עיקרון על פיו המידע שאותו נושא גוף מסוים מרוכז על־פני המעטפת החיצונית שלו; היות שמקורה של קרינת הוקינג באופק האירועים (המעטפת החיצונית של החור השחור), ייתכן שקרינת הוקינג בכל־זאת נושאת מידע כלשהו.

היווצרות חורים שחורים 

כוכבים צפויים לעבור קריסה כבידתית לאחר שאוזל מלאי הדלק הגרעיני שלהם והם מפסיקים להפיק אנרגיה באמצעות היתוך גרעיני. במהלך הקריסה, הכוכב משיל מעליו את המעטפת החיצונית, שהופכת במקרים רבים לערפילית פלנטרית, והגלעין שלו הופך לגוף קטן ודחוס. כוכב שמסתו המקורית קטנה מ־8 מסות שמש צפוי להפוך לננס לבן, ולאחר השלת המעטפת החיצונית, מסתו לא תעלה על גבול צ'נדראסקאר, שגודלו 1.44 מסות שמש. כוכב מסיבי יותר, בעל מסה גדולה מ־8 מסות שמש וקטנה מ־20 מסות שמש יקרוס לכוכב נייטרונים תוך כדי פיצוץ סופרנובה. מסתו הסופית תהיה קטנה מגבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף, שגודלו כ־3 מסות שמש.

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:
 חור שחור כוכבי - בעל מסה של כוכב מהסדרה הראשית, וליתר דיוק: 3 עד עשרות מסות שמש.
 חור שחור על־מסיבי - נמצאים במרכזי גלקסיות, ומסתם שווה ל־0.1% ממסת החלק הכדורי של הגלקסיה. מסתם של אלה מגיעה לסדר גודל של 1010 מסות שמש.

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.

ראו גם 

 תורת היחסות הכללית
 כבידה
 גלי כבידה - יכולים להיווצר בין השאר בהתנגשות בין שני חורים שחורים
 תורת המיתרים
 חור לבן
 חור תולעת
 כוכב נייטרונים
 חור שחור זעיר
 חור שחור על־מסיבי
 חור שחור אקוסטי
 פרדוקס השמדת המידע
 השערת הצנזורה הקוסמית
 התפרצות גמא
 מסע בזמן

לקריאה נוספת 
 
 
 סטיבן הוקינג, קיצור תולדות הזמן - מן המפץ הגדול עד חורים שחורים, 1988.
 קיפ תורן, Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy, 1994.

קישורים חיצוניים 

 
 
 שאלות נפוצות על חורים שחורים - באתר נאס"א 
 נפילה לתוך חור שחור - באתר אוניברסיטת קולורדו, בולדר 
 הרצאות וידאו על חורים שחורים, במועדון האסטרונומיה של אוניברסיטת תל אביב
 
 * 
 המושג חור שחור, באתר סוכנות החלל הישראלית
 "גוליבר בארץ החורים השחורים", אריה מלמד־כץ, גליליאו 92
 "ליליפוט של החורים השחורים", אריה מלמד־כץ, גליליאו 94
 
 

 , ראו גם Stephen Hawking: There Are No Black Holes, באתר space.com
 

 אליעזר רבינוביץ, חורים שחורים: הצד האפל של תורת היחסות הכללית, באתר הארץ 
 
 
 
 
 NASA's Guide To Black Hole Safety - סרטון הסבר של NASA Goddard על חורים שחורים  
 
 

 
 

  Sheperd Doeleman,head of the Event Horizon Telescope collaboration, TED, April 2019

הערות שוליים 

אסטרופיזיקה
גרמי שמיים
כבידה
שלבים במחזור החיים של כוכבים