payamvha/North_RAG huggingface dataset:
باشد کشف نمود. در نتیجه کارهای ورنر اسرائیل، براندون کارتر و دیوید رابینسون نظریه بدون مو ظهور کرد که با استفاده از پارامترهای متریک کر-نیومن، جرم، تکانه زاویه‌ای و بار الکتریکی یک سیاه‌چاله ثابت را توصیف نمود. ویژگی‌ها و ساختار. نظریه «بدون مو» ی جان ویلر بیان می‌کند که هر سیاه‌چاله پس از اینکه تشکیل شد و به وضعیت پایداری رسید، تنها سه خاصیت فیزیکی مستقل دارد: جرم، بار الکتریکی، و اندازه حرکت زاویه‌ای. از نظر مکانیک کلاسیک (غیر کوانتومی) دو سیاه‌چاله که دارای مقادیر یکسانی برای سه ویژگی یاد شده باشند،
دارای مقادیر یکسانی برای سه ویژگی یاد شده باشند، نامتمایزاند. این سه ویژگی، ویژگی‌های خاصی هستند زیرا از بیرون سیاه‌چاله قابل مشاهده‌اند؛ مثلاً یک سیاه‌چاله باردار همچون هر جسم باردار دیگری بارهای همنام را دفع می‌کند. به طریق مشابهی مجموع جرم درون کره‌ای که یک سیاه‌چاله را دربرمی گیرد از طریق همتای قانون گاوس در مورد نیروهای گرانشی یعنی جرم ای‌دی‌ام نسبیت عام از فواصل بسیار دور اندازه‌گیری نمود. به همین ترتیب تکانه زاویه‌ای یک سیاه‌چاله را نیز می‌توان از راه کشش چارچوب توسط میدان مغناطیس گرانشی به دست
راه کشش چارچوب توسط میدان مغناطیس گرانشی به دست آورد. وقتی جسمی به درون سیاه‌چاله‌ای سقوط می‌کند تمام اطلاعات فیزیکی مربوط به شکل جرم یا توزیع بار سطحی آن به‌طور یکنواخت در امتداد افق رویداد توزیع می‌شود و از دید ناظر خارجی گم می‌شود. این رفتار افق رویداد به عنوان سیستم پراکنده ساز نامیده می‌شود و به آنچه در یک غشای کشی رسانا با اصطکاک و مقاومت الکتریکی رخ می‌دهد شباهت بسیار دارد. این تفاوت از آن دسته نظریه‌های میدانی مانند الکترودینامیک کوانتومی است که به دلیلی معکوس‌پذیری در زمان هیچ اصطکاک یا مقاومتی در
معکوس‌پذیری در زمان هیچ اصطکاک یا مقاومتی در سطح میکروسکوپیک ندارند؛ زیرا یک سیاه‌چاله در نهایت با سه پارامتر به حالت پایدار می‌رسد و هیچ راهی وجود ندارد که از گم شدن اطلاعات مربوط به شرایط اولیه اجتناب نمود: میدان‌های گرانشی و الکتریکی سیاه‌چاله اطلاعات بسیار اندکی در بارهٔ آنچه وارد سیاه‌چاله شده است می‌دهند. اطلاعات گم شده شامل هر کمیتی است که از فاصله دور از افق رویداد یک سیاه‌چاله قابل اندازه‌گیری نیستند. از جمله می‌توان از عدد باریونی و عدد لپتونی کل نام برد. این موضوع تا اندازه‌ای گیج‌کننده است که
نام برد. این موضوع تا اندازه‌ای گیج‌کننده است که از آن به پارادوکس گم شدن اطلاعات سیاه‌چاله یاد می‌شود. خواص فیزیکی. ساده‌ترین نوع سیاه‌چاله‌ها آن‌هایی هستند که تنها جرم دارند و بار الکتریکی و تکانه زاویه‌ای ندارند. این سیاه‌چاله‌ها را اغلب با نام سیاه‌چاله‌های شوارتس‌شیلد می‌نامند که بر گرفته از نام کارل شوارتزشیلد است که جوابی برای معادلات میدانی اینشتین در سال ۱۹۱۶ ارائه نمود. بنا بر قضیه بیرخوف در نسبیت عام، تنها جواب خلأ است که متقارن کروی است. این بدان معنی است که تفاوتی میان میدان گرانشی یک
این بدان معنی است که تفاوتی میان میدان گرانشی یک سیاه‌چاله و یک جسم کروی با همان جرم وجود ندارد؛ بنابراین سیاه‌چاله تنها در محدوده نزدیک به افق آن است که همه چیز حتی نور را به درون می‌کشد و در فواصل دورتر کاملاً مانند هر جسم دیگری با همان میزان جرم رفتار می‌کند. راه حل‌هایی برای معادلات اینشتین که سیاه‌چاله‌های کلی تری را توصیف می‌کنند نیز وجود دارند؛ مثلاً متریک رایسنر-نوردشتروم سیاه‌چاله‌های باردار و متریک کر سیاه‌چاله‌های چرخان را توصیف می‌کنند. کلی‌ترین جواب موجود برای سیاه‌چاله‌های ثابت متریک کر-نیومن
جواب موجود برای سیاه‌چاله‌های ثابت متریک کر-نیومن است که سیاه‌چاله‌هایی را توصیف می‌کند که هم بار الکتریکی وهم تکانه زاویه‌ای دارند. 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 سیاه‌چاله است): formula_1. سیاه‌چاله‌هایی که نابرابری فوق را اشباع می‌کنند، سیاه‌چاله‌های اکسترمال نامیده می‌شوند. جواب‌هایی نیز برای معادلات اینشتین موجودند
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
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. افق رویداد. 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 سیاه‌چاله است. 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
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
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 داده است. 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
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
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 شده است؛ 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 سیاه‌چاله است که حدود سیاه‌چاله را مشخص
تعریف شده سیاه‌چاله است 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.
است و برای سیاه‌چاله‌های چرخان کمی بیضوی است. تکینگی گرانشی. 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
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،
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
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 نشده است که
ذرات توصیف کنیم. تا کنون این امر میسر نشده است 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. 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
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
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. ارگوسفر. 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
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
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. ذخیره اطلاعات. استیون هاوکینگ فیزیکدان ممتاز بریتانیایی در اوت ۲۰۱۵ گفت که سیاه‌چاله‌ها اطلاعات
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
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
ذرات وارد شونده هستند؛ بنابراین، شامل همه اطلاعاتی هستند که در غیر این صورت از میان خواهد رفت." 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
است در افق رویداد گیر کند و به عنوان هولوگرام آن‌جا حفظ شود). شکل‌گیری و تکامل. 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
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
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. رمبش گرانشی
سیاه‌چاله‌ها بینجامد. رمبش گرانشی. 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
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.
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 بوده است. 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
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 انجامیده است 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
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
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. سیاه‌چاله‌های نخستین در مهبانگ. 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
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
جرم سیاه‌چاله‌های نخستین را از یک واحد پلانک تا صدها هزار جرم خورشیدی پیش‌بینی کرده‌اند. سیاه‌چاله‌های نخستین عامل پیدایش همه سیاه‌چاله‌های دیگر شمرده می‌شوند. برخوردهای پرانرژی. 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 نشده است. این واقعیت پیشنهاد
شتاب‌دهنده ذرات، کشف نشده است. 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
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
ثانیه تبخیر شوند و تهدیدی برای زمین به‌شمار نمی‌آیند. رشد. 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 شده است. امکان دیگر برای رشد یک سیاه‌چاله آمیختن با اجرام دیگر
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 شده است. تبخیر. 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
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 شده است. 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
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
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
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. طبقه‌بندی بر اساس جرم. سیاه‌چاله‌ها را عموماً بر مبنای جرمشان و مستقل
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: formula_2 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. سیاه چاله‌های کلان جرم. جرمی
موارد، صادق است. سیاه چاله‌های کلان جرم. 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
جرم خورشیدی دارد که به فاصله ۵۳٫۵ میلیون سال نوری از ما قرار گرفته است. 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 شده است و جرم آن" ۱۸ میلیارد برابر جرم خورشید " است. سیاه‌چاله‌های جرم متوسط. 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