stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
ثقب أسود
التاريخ

اقترح الفلكي ورجل الدين الإنجليزي جون ميشيل تصوره لوجود جسم ضخم جدا لدرجة أنه لا يسمح للضوء بأن يفلت منه، وذلك في بحث نشره في نوفمبر 1784. افترضت حسابات ميشيل أن مثل هذا الجسم قد يملك نفس كثافة الشمس، وخَلُص إلى أن مثل هذا الجسم سوف يتشكل عندما يتجاوز قطر النجم قطر الشمس بـ 500 مرة، محتسبا أن سرعة الهروب من سطحه ستتجاوز سرعة الضوء المعتادة. أشار ميشيل إلى أنه يمكن اكتشاف هذه الأجسام الفائقة الحجم ولكن غير المرئية من خلال آثارها الجاذبية على الأجسام المرئية القريبة. كان الباحثون في ذلك الوقت متحمسين للاقتراح القائل بأن هنالك نجوم عملاقة ولكن غير مرئية أمام أنظارهم، ولكن ذلك الحماس تضاءل عندما أصبحت الطبيعة الموجية للضوء معروفة في أوائل القرن التاسع عشر. فأصبح الطرح وقتها أن الضوء موجة وليس «جسما»، وعليه فتأثير الجاذبية على الموجات لن يقاس بنفس أسلوب القياس المتبع على الجسيمات، هذا إن وُجد تأثير للجاذبية على الأمواج الضوئية. النسبية الحديثة خطأت تصور ميشيل لإمكانية انطلاق شعاع ضوئي، مرتفعا من سطح نجم ضخم، ويبدأ بالتباطؤ بسبب جاذبية النجم، ويتوقف بعدها، ثم يسقط مرة أخرى على سطح النجم وكأنه كرة.
التاريخ > العصر الذهبي

في عام 1958، أقر ديفيد فينكلشتاين بأن سطح شوارزشيلد هو أفق للحدث، «غشاء مثالي أحادي الاتجاه: يمكن للتأثيرات السببية أن تعبره ولكن في اتجاه واحد فقط». لم يتعارض هذا بشكل صارخ مع نتائج أوبنهايمر، لكنه وسع مفاهيمها لتشمل وجهة نظر الأجسام التي تجاوزت أفق الحدث. حل فنكلشتاين  ‏ سمح لحل شوارزشيلد بالارتباط بمستقبل الأجسام التي سقطت في ثقب أسود. واستطاع مارتن كروسكال العثور على حل كامل  ‏ وقام بنشره سريعا.
جاءت هذه النتائج في بداية العصر الذهبي للنسبية العامة، الذي تميز بسيادة قضايا النسبية العامة والثقوب السوداء مواضيعا رئيسة للبحث العلمي. ساعد على ذلك اكتشاف النجوم النابضة بواسطة جوسلين بيل بورنيل في عام 1967،  والتي، بحلول عام 1969، تبين أنها نجوم نيوترونية تدور بسرعات عالية جدا. حتى ذلك الوقت، كان ينظر إلى النجوم النيوترونية، مثلها مثل الثقوب السوداء، على أنها مجرد شطحات وترف فكري نظري؛ لكن اكتشاف النجوم النابضة أوضح أهميتها الفيزيائية وأثار اهتمامًا إضافيًا بجميع أنواع الأجسام المنهارة بسبب الجاذبية.
في هذه الفترة تم العثور على حلول رياضية أكثر عمومية للثقوب السوداء. في عام 1963، وجد روي كير الحل الدقيق لمسألة الثقب الأسود الدوار. بعد ذلك بعامين، وجد عزرا تي نيومان الحل الرياضي لمحاكاة ثقب أسود متناظر المحاور يدور ومشحون كهربائياً. من خلال عمل فيرنر إسرائيل،  براندون كارتر،  وديفيد روبنسون  ظهرت نظرية اللاشعر (No-Hair Theorem)  ‏، والتي تنص على أن الثقب الأسود الثابت يمكن وصفه تماما من خلال ثلاثة خصائص فقط، قياسات كير-نيومان  ‏: الكتلة، الزخم الزاوي، والشحنة الكهربائية.
في البداية، كان يعتقد أن السمات الغريبة التي تظهر في الحلول الرياضية لنماذج الثقب الأسود كانت عبارة عن نتائج متطرفة بسبب افتراض شرط التناظر ضمن النماذج الرياضية، وعليه فهذه النتائج الفردية لا يجب أن تظهر في الحلول الرياضية التي تشرح النماذج العامة. تم تبني  ‏ هذا الرأي بشكل خاص من قِبل فلاديمير بيلينسكي  ‏ وإسحاق خلاتنيكوف وإفغيني ليفشيتز، الذين حاولوا إثبات انعدام ظهور التفرد في الحلول الرياضية العمومية. إلا أن روجر بنروز  وستيفن هوكينج، في أواخر الستينيات، أثبتا أن الخصائص الفردية تظهر فعلا ضمن الحلول الرياضية العمومية.
أدى عمل كل من جيمس باردين وجاكوب بيكينشتاين وكارتر وهوكينج في أوائل سبعينيات القرن الماضي إلى صياغة قوانين الديناميكا الحرارية للثقب الأسود. تصف تلك القوانين سلوك الثقب الأسود بشكل متفق مع قوانين الديناميكا الحرارية وذلك من خلال ربط الكتلة مع الطاقة، والمساحة مع الانتروبيا، والجاذبية السطحية مع درجة الحرارة. تكاملت الفكرة عندما توصل هوكينج، في عام 1974، إلى أن نظرية المجال الكمي تتنبؤ بأن الثقوب السوداء يجب أن تشع مثلها مثل الجسم الأسود عند درجة حرارة تتناسب مع الجاذبية السطحية للثقب الأسود.
التاريخ > أصل المصطلحات المستعملة

استخدم جون ميشيل مصطلح «النجم المظلم»،  وفي أوائل القرن العشرين، استخدم الفيزيائيون مصطلح «الجسم المنهار الثقالي». تتبعت كاتبة العلوم مارسيا بارتوسياك مصطلح «الثقب الأسود» للفيزيائي روبرت هـ. ديكي  ‏، الذي قيل أنه قارن في أوائل الستينيات من القرن الماضي هذه الظاهرة بالثقب الأسود في كلكتا؛ سجن مشهور يدخله الناس أحياء ويخرجون منه أمواتا.
وقد تم استخدام مصطلح «الثقب الأسود» في المجلات ضمن مجلتي الحياة وأخبار العلوم عام 1963،  وأيضا استعملتها الصحافية آن يوينغ في مقالها «الثقوب السوداء في الفضاء»، بتاريخ 18 يناير عام 1964، حيث كتبت تقريرا عن اجتماع للرابطة الأمريكية لتقدم العلوم في كليفلاند، أوهايو.
يُقال أن أحد الطلاب أثناء محاضرة لجون ويلر في ديسمبر 1967 اقترح عبارة «الثقب الأسود»؛  تبنى ويلر المصطلح، وسرعان ما انتشر استعماله،  مما دفع البعض إلى إعطاء الفضل لويلر على صياغة العبارة.
الخصائص والتركيب

تفترض نظرية اللا شعر  ‏، أنه بمجرد وصول الثقب الأسود لحالة مستقرة بعد تكونه، تصبح له، فقط، ثلاث خصائص فيزيائية مستقلة: الكتلة، الشحنة، والزخم الزاوي. وبخلاف ذلك فالثقب الأسود لا يحمل أي خصائص أخرى. إذا كانت الفرضية سليمة، فهذا سيعني استحالة تمييز أي من الثقوب السوداء التي تشترك بنفس القيم لهذه الخصائص عن بعضها البعض. إن درجة مطابقة النظرية مع الثقوب السوداء على أرض الواقع ووفقًا لقوانين الفيزياء الحديثة، هي مشكلة لم يتم حلها بعد.
هذه الخصائص خاصة لأنها مرئية من خارج الثقب الأسود. على سبيل المثال، فإن الثقب الأسود المشحون سيتنافر مع الشحنات التي تشبه شحنته مثله مثل أي جسم مشحون آخر. وبالمثل، يمكن العثور على الكتلة الكلية لكرة تحوي ثقبا أسود باستخدام التناظرية الجاذبية لقانون جاوس، كتلة إي دي إم  ‏، وذلك بعيدًا عن الثقب الأسود.  وبالمثل، يمكن قياس الزخم الزاوي من بعيد باستخدام سحب الإطار بواسطة مجال مغناطيسية الجاذبية.
عندما يسقط جسم في ثقب أسود، يتم توزيع المعلومات المرتبطة «بشكله أو توزيع الشحنة عليه» بالتساوي على طول أفق الثقب الأسود، ويتم فقد أثرها من قبل أي مراقب من الخارج. إن سلوك الأفق في هذه الحالة يمكن تفسيره على أنه نظام تبديد  ‏ بسلوك يشابه، إلى حد بعيد، سلوك غشاء قابل للتمدد له مقاومة لكل من الاحتكاك وللتوصيل الكهربائي - نموذج الغشاء  ‏. هذا يختلف عن نظريات المجال الأخرى مثل الكهرومغناطيسية، التي لا تحتوي على أي احتكاك أو مقاومة على المستوى المجهري، لأنها قابلة للانعكاس ضمن الوقت  ‏. ونظرًا لأن الثقب الأسود يصل في النهاية إلى حالة مستقرة مع ثلاثة خصائص فقط، فهذا يعني أنه لا توجد طريقة لتجنب فقدان المعلومات التي وصلته: تُوفر حقول الجاذبية والكهرباء في الثقب الأسود معلومات قليلة جدًا عن الأجسام التي تعبر إلى الداخل. تتضمن المعلومات المفقودة كل كمية لا يمكن قياسها بعيدًا عن أفق الثقب الأسود، بما في ذلك أرقام الكم المحفوظة تقريبًا مثل العدد الإجالي لباريون ورقم اللبتون. هذا السلوك محير جدا لدرجة أنه أخذ تسميته مفارقة فقدان معلومات الثقب الأسود.
الخصائص والتركيب > الخصائص الفيزيائية

أبسط الثقوب السوداء الساكنة هي ثقوب بكتلة ولكنها لا تحمل شحنة كهربائية ولا زخم زاوي لها. غالباً ما يشار إلى هذه الثقوب السوداء باسم ثقوب شوارزشيلد السوداء وذلك تقديراً لكارل شوارزشيلد الذي اكتشف هذا الحل الرياضي  ‏ عام 1916. وفقًا لنظرية بيرخوف  ‏، فذلك هو الحل الفراغي الوحيد المتناظر كرويًا  ‏. هذا يعني أنه لا يوجد فرق ملحوظ بين مجال الجاذبية لهذا الثقب الأسود وأي مجال كروي آخر يحمل نفس الكتلة. وبالتالي فإن الفكرة الشائعة عن «امتصاص الثقب الأسود لكل شيء» هي فقط صحيحة ضمن محيط الثقب الأسود بالقرب من أفقه؛ أما بعيدًا، فإن حقل الجاذبية الخارجي مطابق لحقل أي جسم آخر، له نفس الكتلة.
توجد حلول تصف الثقوب السوداء العامة. يتم وصف الثقوب السوداء المشحونة غير الدوارة بواسطة مقياس رايسنر-نوردستروم، في المقابل يصف مقياس كير الثقب الأسود الدوار وغير المشحون. الحل المعروف للثقب الأسود الثابت هو مقياس كير-نيومان  ‏، والذي يصف ثقباً أسود يحمل شحنة وزخماً زاوياً.
وفي حين أن كتلة الثقب الأسود يمكن أن تأخذ أي قيمة موجبة، فإن الشحنة والزخم الزاوي مقيدان بالكتلة. في وحدات بلانك، الشحنة الكهربائية الكلية Q والزخم الزاوي الكلي J عليهما أن يتبعا القاعدة
Q^{2}+\left({\tfrac {J}{M}}\right)^{2}\leq M^{2}\,
وذلك ضمن ثقب أسود له كتلة بمقدار M. وتسمى الثقوب السوداء التي تملك الحد الأدنى من الكتلة اللازمة لتلبية هذا التباين بالثقوب السوداء المتطرفة  ‏. توجد حلول لمعادلات آينشتاين، تنتهك معادلة عدم المساواة هذه، لكنها لا تقدم أفقًا للحدث. تقدم هذه الحلول الرياضية ما يسمى بنقاط التفرد المجردة، وهي نقاط تفرد يمكن للمراقب من الخارج رؤيتها لإنعدام الأفق حولها، وعليه فقد اعتبرت حلولا رياضية غير ملائمة للواقع الفيزيائي للكون. تستبعد فرضية الرقابة الكونية تشكيل مثل هذه التفردات، من خلال الانهيار الجاذبي للمادة الحقيقية  ‏. تم دعم هذا الادعاء من خلال المحاكاة العددية.
بسبب القوة الكبيرة نسبيا للقوة الكهرومغناطيسية، فمن المتوقع احتفاظ الثقوب السوداء المتكونة من انهيار النجوم بكامل الشحنة المحايدة (تقريبًا) للنجم. الدوران، في المقابل، هو ميزة متوقعة للأجسام الفلكية الفيزيائية المنضغطة. الثقب الأسود (المرشح) GRS 1915 + 105  لديه قوة دفع زاوي قريبة من الحد الأقصى للقيمة المسموحة. هذا الحد غير المشحون هو
J\leq {\frac {GM^{2}}{c}},
مما يسمح بتعريف معامل الدوران بدون أبعاد على الشكل:
0\leq {\frac {cJ}{GM^{2}}}\leq 1.
| صنف | الكتلة التقديرة | نصف القطر القديري |
| --- | --- | --- |
| ثقب أسود عملاق | 10 5 -10 10 MSun | 0.001–400 AU |
| ثقب أسود متوسط الكتلة | 10 3 م Sun | 10 3 كم ≈ R Earth |
| ثقب أسود نجمي | 10 م Sun | 30   كم |
| الثقب الأسود الصغير | حتى Mالقمر | حتى 0.1   مم |
تصنف الثقوب السوداء عادة حسب كتلتها، بدون الإعتماد على زخمها الزاوي، J. يتناسب حجم الثقب الأسود، كما يحدده نصف قطر أفق الحدث، أو نصف قطر شوارزشيلد، مع الكتلة، M ، من خلال المعادلة
r_{\mathrm {s} }={\frac {2GM}{c^{2}}}\approx 2.95\,{\frac {M}{M_{\mathrm {Sun} }}}~\mathrm {km,}
حيث rs هي نصف قطر شفارتزشيلد و MSun هي كتلة الشمس. بالنسبة إلى الثقب الأسود الذي يحمل قيم لا صفرية لكل من الدوران والشحنة، يكون نصف القطر أصغر، بحيث يتمكن الثقب الأسود المتطرف  ‏ من الحصول على أفق حدث قريب جدا.
الخصائص والتركيب > أفق الحدث

بعيدا عن الثقب الأسود ، يمكن للجسيم أن يتحرك في أي اتجاه ، كما يتضح من مجموعة الأسهم. لكن حركته تقتصر على حدود سرعة الضوء.
مع الأقتراب أكثر إلى الثقب الأسود، يبدأ الزمكان بالتشوه. و تصبح هناك المسارات متجهة نحو الثقب الأسود أكثر من نلك المسارات التي تتحرك بعيدًا.
داخل أفق الحدث ، جميع المسارات تنقل الجسيم قريبا إلى مركز الثقب الأسود. تنعدم إمكانية هروب الجسيم.
السمة المميزة للثقب الأسود هي ظهور أفق الحدث - وهو الحدود ضمن الزمكان والتي من خلالها يمكن للمادة والضوء المرور فقط إلى الداخل نحو كتلة الثقب الأسود. لا شيء، ولا حتى الضوء، يمكنه الإفلات من داخل أفق الحدث. يشار إلى استعمال عبارة «أفق الحدث» على هذا النحو لأنه وفي حالة حدوث حدث ما داخل حدوده، فإنه من المستحيل للمعلومات الناتجة عن هذا الحدث أن تصل إلى مراقب خارج تلك الحدود، مما يجعل من المستحيل التعرف على حدوث حدث من ذاك القبيل.
كما تنبأت النسبية العامة، فإن وجود جسم بكتلة يحدث تشوهاً بالزمكان بحيث تنحرف المسارات التي تتخذها الجزيئات نحو الكتلة. في أفق الحدث لثقب أسود، يصبح هذا التشوه قويًا جدًا بحيث لا توجد مسارات تؤدي بعديا عن الثقب الأسود.
بالنسبة للمراقب البعيد، ستظهر نبضات الساعات القريبة من الثقب الأسود أكثر بطئاً من الساعات البعيدة عن الثقب الأسود. نتيجة لهذا التأثير، والمعروف باسم تمدد وقت الجاذبي، سيبدو أن الجسم الذي يسقط في ثقب أسود يتباطأ كلما اقترب من أفق الحدث، وسيستغرق وقتًا لا نهائيا للوصول إليه. في الوقت نفسه، تتباطأ جميع العمليات على هذا الجسم، من وجهة نظر مراقب خارجي ثابت، مما يؤدي إلى ظهور أي ضوء منبعث من الجسم بشكل أغمق وأكثر احمراراً، وهو تأثير يُعرف باسم الانزياح نحو الأحمر التثاقلي. في النهاية، يتلاشى الجسم الساقط حتى لا يعود بالإمكان رؤيته. عادةً ما تحدث هذه العملية بسرعة كبيرة عند اختفاء الجسم وخلال أقل من ثانية.
من ناحية أخرى، لا يلاحظ المراقب، الغير قابل للتدمير، أثناء عبوره لأفق الحدث إلى داخل الثقب الأسود أيًا من هذه الآثار. فوفقًا لساعاته الخاصة، والتي تبدو له أنها تعمل بشكل طبيعي، هو سيعبر أفق الحدث بعد فترة زمنية محدودة دون ملاحظة إلى أي معالم دالة على وجود تفرد، في النسبية العامة الكلاسيكية، من المستحيل تحديد موقع أفق الحدث اعتمادا على الملاحظات المحلية، بسبب مبدأ التكافؤ لآينشتاين.
شكل أفق الحدث حول الثقب الأسود قريب جداً من الكروية. بالنسبة للثقوب السوداء التي لا تدور (الثابتة)، يكون أفق الحدث كرويا تمامًا، بينما بالنسبة لأفق الثقوب السوداء التي تدور، يكون أفق الحدث ملتزمًا بالشكل الكروي.
الخصائص والتركيب > التفرد

في وسط الثقب الأسود، كما هو مطروح في النسبية العامة، يقبع تفرد جذبوي، وهي المنطقة التي يصبح ضمنها انحناء الزمكان لانهائياً. بالنسبة لثقب أسود غير دوراني، تتخذ هذه المنطقة شكل نقطة واحدة، أما بالنسبة لثقب أسود دوار، فيتم تشويه المنطقة لتشكل تفرد حلقي يقع في مستوى الدوران. في كلتا الحالتين، سيكون لمنطقة التفرد حجم صفري. يمكن أيضًا إثبات أن منطقة التفرد تحتوي على كامل كتلة الثقب الأسود. وبالتالي يمكن اعتبار منطقة التفرد مجرد نقطة لكنها ذات كثافة لا حصر لها.
لا يمكن للمراقب الذي يسقط في ثقب شوارزشيلد الأسود ( غير متناوب وغير مشحون) أن يتجنب وصوله إلى نقطة التفرد بمجرد عبوره لأفق الحدث. يمكنه إطالة وجوده من خلال تسارعه بعيداً عن نقطة التفرد لإبطاء سرعة نزوله، ولكن فقط إلى حد معين. عندما يصل إلى نقطة التفرد، سيتم سحقه إلى كثافة لا حصر لها وتضاف كتلته إلى إجمالي كتلة الثقب الأسود. ولكن قبل أن يحدث ذلك، سيكون جسمه قد تمزق بسبب قوى المد والجزر المتنامية في عملية يشار إليها باسم تأثير المعكرونة.
في حالة وجود ثقب أسود مشحون (ثقب رايسنر-نوردستروم) أو ثقب كبير أسود، يمكن تجنب التفرد. دفع قيم الحلول الرياضية إلى حدها الأقصى يكشف عن إمكانية افتراضية للخروج من الثقب الأسود ولكن إلى زمكانٍ مختلف، حيث يعمل الثقب الأسود كثقب دودي. طبعاً تبقى إمكانية السفر إلى كون آخر مجرد خيال علمي كون الاضطراب الحادث ضمن الثقب سيدمر احتمال حدوث ذلك. الحلول الرياضية المختلفة تعطي انطباعا بإمكانية اتباع منحنيات توقيت مغلقة  ‏ حول نقطة تفرد كير، مما قد يُفسر على أنه عودة إلى ماضي الشخص، مما سيؤدي إلى مشاكل ومفارقات مع مبدأ السببية مثل مفارقة الجد. من المتوقع ألا تنجو المادة التي تُشكل الإجسام التي تسقط في الثقوب من الإضرابات الكيمومية الغريبة ضمن هذه الثقوب السوداء الدوارة والمشحونة.
عادة ما يُنظر إلى ظهور التفرد في النسبية العامة على أنه إشارة إلى انهيار النظرية. إلا أن هذا الانهيار أمر متوقع عندما تؤدي التأثيرات الكمية إلى حدوث هذا الإنهيار بسبب الكثافة العالية للغاية وبالتالي تفاعل الجسيمات الكمية. حتى الآن، لم يكن من الممكن الجمع بين الآثار الكمومية والجاذبية في نظرية واحدة، على الرغم من وجود محاولات مضنية لصياغة مثل هذه النظرية للجاذبية الكمية. بشكل عام، من المتوقع ألا تتضمن هذه النظرية وجود أي تفرد.
الخصائص والتركيب > محيط الفوتون

محيط الفوتون أو كرة الفوتون هي حدود كروية بسماكة صفرية يتم ضمنها التقاط وحبس الفوتونات التي تتحرك بشكل ملامس لمماسها  ضمن مدار دائري حول الثقب الأسود. بالنسبة إلى الثقوب السوداء غير الدوارة، فإن كرة الفوتون لها دائرة نصف قطرها 1.5 مرة نصف قطر شوارزشيلد. مدارات الفوتونات غير مستقرة ديناميكيًا  ‏، وبالتالي فإن أي اضطراب صغير يتسبب به أي جسيم مادي من شأنه أن يتسبب في عدم استقرار ينمو مع الوقت، و بالتالي ينتقل الفوتون إلى مسار خارجي يؤدي إلى هربه من الثقب الأسود، أو مسار للداخل حيث سيعبر أفق الحدث.
وبينما لا يزال بالإمكان للضوء الإفلات من كرة الفوتون، فإن الثقب الأسود سوف يلتقط أي ضوء يعبر كرة الفوتون ضمن مسار له اتجاه داخلي. وأي إضاءة تصل إلى مراقب خارج كرة الفوتون هي إضاءة صادرة عن أجسام تقع بين كرة الفوتون وأفق الحدث.
الخصائص والتركيب > إرغوسفير

يحيط بالثقوب السوداء الدوارة منطقة زمكان يستحيل الوقوف بثبات ضمنها ، تُسمى إرغوسفير أو منطقة العمل (أرغو كلمة إغريقية تعني العمل). وهي ناتجة عن آلية تعرف باسم جر الإطار أو تباطؤ الإطار، تتنبأ النسبية العامة بأن أي كتلة دوارة تميل إلى جر الزمكان المحيط بها بشكل مباشر. سوف يميل أي كائن بالقرب من الكتلة الدوارة إلى التحرك في نفس اتجاه الدوران. بالنسبة إلى الثقب الأسود الدوار، يكون هذا التأثير قويًا جدًا بالقرب من أفق الحدث ، بحيث يتحتم على الجسم أن يتحرك بسرعة أكبر من سرعة الضوء في الاتجاه المعاكس حتى يظل ثابتًا.
إرغوسفير الثقب الأسود هو حجم يشكل سطحه الداخلي أفق الحدث الكروي والمفلطح للثقب الأسود وتكون الحدود الخارجية على شكل القرع، وتكون متزامنة مع أفق الحدث عند القطبين ولكنها أوسع بشكل ملحوظ حول خط الاستواء. في بعض الأحيان تسمى الحدود الخارجية سطح إرغو ergosurface .
الأجسام والإشعاعات يمكن أن تفلت من الإرغوسفير. فمن خلال آلية بنروز، يمكن أن تخرج الأجسام من الإرغوسفير حاملة طاقة أكثر مما دخلت بها. هذه الطاقة مأخوذة من الطاقة الدورانية للثقب الأسود مما يتسبب في إبطاء دوران الثقب الأسود. تعد عملية آلية بلاندفورد-زينديك  ‏ هي الآلية المحتملة لحدوث اللمعان الهائل والنفاثات النسبية للكوازارات وغيرها من النوى المجرية النشطة، و ذلك كأحد تفسيرات آلية بنزور أثناء وجود حقول مغناطيسية قوية.
الخصائص والتركيب > أقصى مدار دائري داخلي مستقر (ISCO)

ضمن الجاذبية النيوتونية، يمكن لجسيمات الاختبار أن تدور بثبات ضمن أي مدارات وبأي بعد عن جسم مركزي. لكن في النسبية العامة، يوجد مدار دائري مستقر (يُطلق عليه عادة ISCO)، بحيث يؤدي حدوث أي اضطرابات متناهية الصغر في المدار الدائري ضمنه إلى الدوران بسقوط داخل الثقب الأسود. يعتمد موقع ISCO على دوران الثقب الأسود، في حالة وجود ثقب شوارزشيلد أسود (بدون دوران) يكون موقعه محددا بالمعادلة:
r_{isco}=3\,r_{s}={\frac {6\,GM}{c^{2}}},
ويتناقص مع زيادة تدوير الثقب الأسود للجسيمات التي تدور في نفس اتجاه الدوران.
التكوين والتطور

بالنظر إلى الطابع الغريب للثقوب السوداء، كان هناك تساؤل طويل حول ما إذا كانت هذه الأشياء يمكن أن توجد بالفعل في الطبيعة أو ما إذا كانت مجرد حلول خيالية لمعادلات آينشتاين. اعتقد آينشتاين نفسه خطأً أن الثقوب السوداء لن تتشكل، لأنه رأى أن الزخم الزاوي للجزيئات المنهارة من شأنه أن يثبّت حركتها عند بعض دائرة بنصف قطر معين. وقد أدى ذلك إلى رفض مجتمع النسبية العام جميعَ النتائج التي تصر على عكس رأي آينشتاين لسنوات عديدة. ومع ذلك ، استمرت أقلية من الباحثين في الادعاء بأن الثقوب السوداء هي أجسام مادية حقيقية، ومع نهاية الستينيات، أقنعوا غالبية الباحثين في هذا المجال بعدم وجود عقبة أمام تشكيل أفق الحدث.
أظهر بينروز أنه بمجرد تشكل أفق الحدث، تتطلب النسبية العامة بدون ميكانيكا الكم أن تتكون نقطة التفرد. بعد ذلك بوقت قصير، أظهر هوكينج أن العديد من الحلول الكونية التي تصف الانفجار الكبير تحتوي تفردات بدون حقول سلمية أو غيرها من المواد الغريبة (انظر «نظريات تفرد بينروز - هوكينج»).   أظهر حل كير ونظرية انعدام الشعر  ‏ وقوانين الديناميكا الحرارية للثقب الأسود أن الخصائص الفيزيائية للثقوب السوداء كانت بسيطة ومفهومة، مما جعلها مواضيع محترمة للبحث. تتشكل الثقوب السوداء التقليدية عن طريق الانهيار التثاقلي للأجسام الثقيلة مثل النجوم، ولكن من الناحية النظرية، يمكن أيضًا تشكيلها بواسطة عمليات أخرى.
التكوين والتطور > الانهيار الجاذبي

يحدث انهيار الجاذبية عندما يكون الضغط الداخلي للكائن غير كافٍ لمقاومة جاذبية الجسم. يحدث هذا للنجوم عادة إما لأن النجم لديه القليل من «الوقود» المتبقي للحفاظ على درجة حرارته من خلال التخليق النووي النجمي، أو لأن النجم الذي كان مستقراً تلقى مادة إضافية بطريقة لم ترفع درجة حرارته الأساسية. في كلتا الحالتين لا تعتبر درجة حرارة النجم مرتفعة بما فيه الكفاية لمنعه من الانهيار تحت وطئ وزنه. قد يتوقف الانهيار بضغط تنكس مكونات النجم، مما يسمح بتكثيف المادة إلى حالة غريبة أكثر كثافة. والنتيجة هي واحدة من الأنواع المختلفة من النجوم المتراصة. يعتمد الشكل النهائي على كتلة بقايا النجمة الأصلية التي بقيت بعد أن تم تفجير الطبقات الخارجية. مثل هذه الانفجارات والنبضات تؤدي إلى تكوين السديم الكوكبي . هذه الكتلة يمكن أن تكون أقل بكثير من النجم الأصلي. البقايا التي تتجاوز 5 M☉  تنتج من النجوم التي كانت أضخم من 20 M☉ قبل حدوث الانهيار.
إذا تجاوزت الكتلة المتبقية حوالي 3–4 M☉    ( حد تولمان - أوبنهايمر- فولكوف) ، إما لأن النجم الأصلي كان ثقيلًا جدًا أو لأن البقايا جمعت كتلاً إضافية من خلال تراكم المواد من حولها، فوقتها لن يكون ضغط تنكس النيوترونات كافٍ لوقف الانهيار. لا توجد آلية معروفة (باستثناء ضغط تنكس الكواركات ، راجع نجم الكوارك) لها القوة بما يكفي لإيقاف الانهيار وسيؤدي إنهيار النجم لتشكيل حتمي لثقب أسود.
يفترض أن الانهيار الثقيل للنجوم الثقيلة هو المسؤول عن تشكيل الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية . قد يكون تكوين النجوم في بداية الكون قد أدى إلى نجوم ضخمة للغاية ، والتي عند انهيارها كانت ستنتج ثقوبًا سوداء تصل إلى 103 M☉. يمكن أن تكون هذه الثقوب السوداء هي ما شكل الثقوب السوداء الهائلة الموجودة في مراكز معظم المجرات. وقد اُقترح كذلك أن الثقوب السوداء الهائلة ذات الكتل ~ 105 M☉   يمكن أن يكون قد تكونت بسبب الانهيار المباشر لسحب الغاز بداية تكون الكون. تم العثور على بعض الثقوب المرشحة خلال عمليات رصد الكون الحديث.
معظم الطاقة المنبعثة خلال انهيار الجاذبية تنبعث بسرعة كبيرة  لكن المراقب الخارجي لا يرى فعليًا نهاية هذه العملية. فعلى الرغم من أن الانهيار يستغرق وقتًا محدودًا من الإطار المرجعي للمواد المنهارة، فإن المراقب البعيد سيرى أن المادة المنهارة بطيئة وتتوقف فوق أفق الحدث مباشرةً، بسبب الإبطاء الزمني الثقالي. يستغرق ضوء المادة المنهارة وقتًا أطول للوصول إلى المراقب، والضوء الذي انبعث لحظة تشكل أفق الحدث سيأخذ وقتا لا نهائيا ليصل. وبالتالي فإن المراقب الخارجي لن يرى أبداً لحظة تشكل أفق الحدث ؛ بدلاً من ذلك، سيبدو أن المواد المنهارة أصبحت أكثر خفوتًا وتحولت بشكل متزايد إلى اللون الأحمر، ثم تلاشت في النهاية.
التكوين والتطور > الثقوب السوداء البدائية والانفجار الكبير

يتطلب حدوث انهيار الجاذبية كثافة كبيرة. في العصر الحالي للكون توجد هذه الكثافة العالية فقط ضمن النجوم، ولكن في الكون المبكر بعد فترة وجيزة من الانفجار الكبير كانت الكثافات أكبر بكثير، مما سمحَ بإحداث ثقوب سوداء. الكثافة العالية وحدها لا تكفي للسماح بتكوين الثقب الأسود لأن توزيع الكتلة بشكل متوازن لم يكن ليسمح للكتلة بالتجمع. لكي تتشكل الثقوب السوداء البدائية في مثل هذه الوسيلة الكثيفة، كان يجب أن يكون هناك اضطرابات في الكثافة الأولية يمكن لها أن تنمو بعد ذلك تحت ثقلها. تختلف النماذج المختلفة للكون المبكر اختلافًا كبيرًا في تنبؤاتها بحجم التقلبات. تتنبأ نماذج مختلفة بتكوين ثقوب سوداء بدائية تتراوح في الحجم من كتلة بلانك إلى مئات الآلاف من الكتل الشمسية.
على الرغم من كون الكون في وقت مبكر كثيفًا للغاية - كثيف جدًا أكثر مما هو مطلوب عادة لتشكيل ثقب أسود - إلا أنه لم يتحول إلى ثقب أسود خلال الانفجار الكبير. لا تطبق نماذج الانهيار التثاقلي للأجسام ذات الحجم الثابت نسبيًا، مثل النجوم، على التوسع السريع في الفضاء مثل الانفجار الكبير.
التكوين والتطور > اصطدامات عالية الطاقة

انهيار الجاذبية ليس هو العملية الوحيدة التي يمكن أن تخلق ثقوبًا سوداء. فمن حيث المبدأ، يمكن تشكيل الثقوب السوداء بسبب تصادمات عالية الطاقة تحقق كثافة كافية. لكن ومنذ عام 2002، لم يتم الكشف عن مثل هذه الأحداث، سواء بشكل مباشر أو غير مباشر بسبب نقص في توازن الكتلة في تجارب مسرّع الجسيمات. هذا يعني أنه يجب أن يكون هناك حد أدنى لكتلة الثقوب السوداء. من الناحية النظرية، من المتوقع أن تقع هذه الحدود حول كتلة بلانك ( m P = √ثابت بلانك c/G ≈ 1.2 ≈ 2.2 ) ، حيث من المحتمل أن تبطل التأثيرات الكمومية تنبؤات النسبية العامة. هذا من شأنه أن يجعل من فكرة تصنيع ثقوب سوداء غير محتمل على الكرة الأرضية أو بالقرب منها. ومع ذلك، تشير بعض التطورات في دراسات الجاذبية الكمية إلى أن كتلة بلانك يمكن أن تكون أقل من ذلك بكثير: على سبيل المثال، تضع بعض سيناريوهات عالم الطبيعة الحدود الدنيا عند 1 TeV/c2. هذا من شأنه أن يسمح بإمكانية إنشاء ثقوب سوداء دقيقة في تصادمات الطاقة العالية التي تحدث عندما تضرب الأشعة الكونية الغلاف الجوي للأرض، أو ربما ضمن مصادم الهادرون الكبير في سيرن. هذه النظريات هي تخمينية للغاية، ونشوء الثقوب السوداء في العديد من هذه العمليات مُستبعد جداً. حتى لو تم تشكيل ثقوب سوداء صغيرة، فمن المتوقع أن تتبخر خلال حوالي −25 ثانية، بدون أن تشكل أي تهديد للأرض.
التكوين والتطور > النمو

بمجرد تشكيل ثقب أسود، يمكن أن يستمر في النمو عن طريق امتصاص مادة إضافية. أي ثقب أسود سوف يقوم بامتصاص الغبار والغبار بين النجوم من المناطق المحيطة به. هذه هي العملية الأساسية التي من خلالها يبدو أن الثقوب السوداء الهائلة قد نمت إلى احجامها الحالية. تم اقتراح عملية مماثلة لتكوين ثقوب سوداء متوسطة الكتلة تم العثور عليها في بعض المجموعات الكروية. يمكن أيضًا أن تندمج الثقوب السوداء مع اجسام أخرى مثل النجوم أو حتى الثقوب السوداء الأخرى. يُعتقد أن هذا الأمر كان مهمًا، لا سيما في مرحلة النمو المبكر للثقوب السوداء الفائقة الكتلة، والتي يمكن أن تتشكل من تجميع العديد من الأجسام الأصغر. وقد اقترح أيضاً أن هذه العملية كانت سبباً لنشوء بعض الثقوب السوداء المتوسطة الكتلة.