stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
חור שחור
היסטוריית המחקר

הרעיון כי עשוי להתקיים ביקום גוף כה מסיבי עד שאפילו אור לא יוכל לברוח ממנו הועלה לראשונה על ידי הגאולוג הבריטי ג'ון מישל (אנ'), 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 המשמשת 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 הרווחת 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.
היסטוריית המחקר > 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  \ v_{e} היא מהירות המילוט;  \ R הוא מרחק הגוף הנמלט ממרכז הגרם השמימי;  \ M היא מסת הגרם השמימי; ו־ \ G 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  v_{e}=c כאשר  c היא מהירות האור -  3\times 10^{8} מטר לשנייה, בחור שחור
כאשר  R_{s} 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.
היסטוריית המחקר > 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 עד אינסוף, 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.
ההשפעות על הכבידה
כשנמצאים במרחק גדול מהחור השחור, אין הבדל בין הכבידה שלו ובין זו של כוכב רגיל. אילו היו מחליפים את השמש שלנו בחור שחור בעל מסה זהה, כדור הארץ היה ממשיך במסלולו ללא הפרעה.
מבנה חורים שחורים > אופק אירועים > 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, חור שחור בינוני (אנ') 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 (‎5.9742×1024‎ ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 9 מילימטרים. עבור עצם עם מסה כמו של השמש (‎1.988435×1030‎ 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 ‎2×1030‎ kg/m3, ואילו לחור שחור על־מסיבי עם מסה של ‎109‎ 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 להידחס ‎4×1026‎ פעמים כדי לקרוס ולהפוך לחור שחור.
בשנת 2022 פורסמה הערכה לכמות החורים השחורים בעלי מסת שמש. ההערכה היא של 40 קווינטיליון חורים שחורים ביקום
מבנה חורים שחורים > 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.
מבנה חורים שחורים > 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.
סוגי חורים שחורים > 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 תהליך פנרוז (אנ'). 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.
סוגי חורים שחורים > 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 העיקרון ההולוגרפי.
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 ב-2020.
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 > 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 שהמדע לא יכול 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.
גילוי חורים שחורים > *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 גלי המיקרו 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 שגודלו 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 "יצורי אור וחושך (אנ')" (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
חור שחור כוכבי (כוכב)
לקריאה נוספת

צבי פירן, ‏חורים שחורים - הגופים המוזרים ביותר ביקום, סדרת אוניברסיטה משודרת, בהוצאת משרד הביטחון – ההוצאה לאור, 2006
דרור שדה, ‏חורים שחורים וננסים לבנים - פרקים באסטרונומיה מודרנית, סדרת אוניברסיטה משודרת, בהוצאת משרד הביטחון – ההוצאה לאור, 1980
סטיבן הוקינג, קיצור תולדות הזמן - מן המפץ הגדול עד חורים שחורים, 1988.
קיפ תורן, Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy, ‏1994.
אליזבת מקגאוורן

| --- | --- |

אליזבת מקגאוורן בפסטיבל קאן ב-2012
 לידה:  18 ביולי 1961 (בת 63) אוונסטון, ארצות הברית 
 מדינה:  ארצות הברית 
 תקופת הפעילות:  מ-1980 
 מקום לימודים:  בית הספר ג'וליארד (1981)  בית הספר אוקווד  תיכון נורת' הוליווד 
 בן או בת זוג:  סיימון קרטיס (1992–?) 
 מספר צאצאים:  2 
 פרסים והוקרה:  פרס עולם התיאטרון (1982) 
 פרופיל ב-IMDb
 
אליזבת מקגאוורן (באנגלית: Elizabeth McGovern; נולדה ב-18 ביולי 1961) היא שחקנית אמריקאית, שהייתה מועמדת לפרס אוסקר לשחקנית המשנה הטובה ביותר ופרס גלובוס הזהב בשנת 1981 על תפקידה בסרטו של מילוש פורמן "רגטיים".
ביוגרפיה

נולדה באוונסטון, אילינוי, בתם של קת'רין וולקוט, מורה בבית ספר תיכון ושל פרופסור ויליאם מונטגומרי מקגאוורן. אחותה היא הסופרת קאמי מקגאוורן. משפחתה עברה להתגורר בלוס אנג'לס לאחר קבלתו של אביה לעבודה באוניברסיטת קליפורניה בלוס אנג'לס.
החלה לשחק ב"תיכון צפון הוליווד" בו למדה, שם בעת הופעה במחזה "צבע השיניים שלנו" צדה את עינייה של הסוכנת ג'ואן סקוט שהתרשמה ממשחקה והמליצה לה ללמוד משחק באופן מקצועי. מקגאוורן שעתה לעצתה ולמדה משחק בבית הספר ג'וליארד ובתיאטרון הקונסרבטוריון שבסן פרנסיסקו, את לימודיה במוסדות אלה סיימה בהצלחה ב-1982.
בזמן לימודיה בג'וליארד קיבלה הצעה לשחק בסרטו של רוברט רדפורד "אנשים פשוטים", בו גילמה בתפקיד הבכורה שלה את ג'נין פראט, חברתו של הנער הבעייתי קונראד ג'ארט (טימותי האטון).
בשנה שלאחר מכן הייתה מועמדת לפרס אוסקר לשחקנית המשנה הטובה ביותר ולפרס גלובוס הזהב לפריצת השנה על הופעתה בתור הדוגמנית האמריקאית אוולין נסביט, בסרטו של מילוש פורמן "רגטיים".
גילמה את דמותה של דבורה גלי הנאנסת בידי המאפיונר היהודי דייוויד "נודלס" אהרונסון (רוברט דה נירו) בדרמת הפשע התקופתית של סרג'ו לאונה "היו זמנים באמריקה".
בשנות ה-90 שיחקה לסבית בשם מויירה בדרמה הבדיונית ספרותית "מעשיית עוזרת הבית" ובתור סוזן סטרינגהאם, חברתה למסע של מילי ט'ייל בדרמה הספרותית מאת הנרי ג'יימס "כנפי היונה". בשנת 2001 שיחקה בקומדיה הצבאית "חייל מצטיין" כאשתו של קולונל ברמן (אד האריס). ב-2010 הופיעה בשוברי הקופות "התנגשות הטיטאנים" בתור מרמרה, אמו המאמצת של פרסאוס (סם וורת'ינגטון) וב"קיק אס" בתור גברת ליזווסקי.
בספטמר 2024, פורסם כי מקגאוורן לוהקה לסדרה של רשת AMC, ‏"The Talamasca", שתהיה חלק מיקום "אימורטל" המבוסס על ספרי אן רייס. הסדרה מתמקדת בארגון סודי, הטלמסקה, המופיע במספר מספריה של אן רייס. הארגון אחראי על מעקב ואיתור של מכשפות, ערפדים ויצורים אחרים ברחבי העולם. מקגאוורן תגלם את דמותה של הלן, הוותיקה והמנוסה בארגון הטלמסקה ומנהיגת סניף ניו יורק.
מקגאוורן הייתה מאורסת לשחקן הקולנוע שון פן. ב-1992 התחתנה עם המפיק האנגלי סיימון קרטיס. לזוג נולדו שתי בנות.
פילמוגרפיה

רגטיים (1981) - בתפקיד: אוולין נסביט
חולה אהבה (1983) - בתפקיד: קלואי אלן
ירח רומנטי (1984) - בתפקיד: קאדי וינגר
היו זמנים באמריקה (1984) - בתפקיד : דבורה
גזע מקומי (1986) - בתפקיד: מארי דאלטון
מחלון חדר המיטות (1987) - בתפקיד: דניס
צירי לידה (1988) - בתפקיד: כריסטי בריגס
ג'וני הנדסום (1989) - בתפקיד: דונה מק'ארטי
זעזועים במערכת (1990) - בתפקיד: סטלה אנדרסון
נעימות מחר (1990) - בתפקיד: אלנה קווינס
מלך הגבעה (1993) - בתפקיד: לידיה
טובה מגונה (1994) - בתפקיד: אמלי אמבריי
החסרונות של מרגרט (1998) - בתפקיד: טיל טורנר
בית האשליות (2000) -בתפקיד: גברת קארי פישר
חדר עם נוף (2007) - בתפקיד: גברת האניצ'רץ'
בלתי נתפס (2008) - בתפקיד: טאלולה " טוטו " ויליאמס
פסגת המלאכים (2011) - בתפקיד: ג'יין
מזג אוויר עליז לחתונה (2012) - בתפקיד: גברת טאצ'האם
האישה בזהב (2015) - בתפקיד: השופטת פלורנס קופר
בלתי צפוי (2015) - בתפקיד : קרוליין
Showing Roots‏ (2016) - בתפקיד: שירלי
האישה (2017) - בתפקיד: איליין מוזל
הנוסע (2018) - בתפקיד: קרן מק'קאולי
The Chaperone‏(2018) - בתפקיד : נורמה
A Name Without a Place‏ (2019) - בתפקיד: גרטשן לנסניג
אחוזת דאונטון (2019) - בתפקיד: קורה קראולי
אחוזת דאונטון 2: עידן חדש (2022) - בתפקיד: קורה גרנטהאם
פילמוגרפיה > טלוויזיה

אם לא בשבילך (1995) - בתפקיד: ג'סי קנט
The Flamingo Rising‏ (2001) – סרט טלוויזיה של CBS - בתפקיד: עדנה לי
האחווה של פולין, ניו המפשייר (2003) - בתפקיד: הלן שואו
Three Moons Over Milford‏ (2006) - בתפקיד: לאורה דייוויס
קיפאון (2007) - בתפקיד: אליזבט
אחוזת דאונטון (2010–2015) - בתפקיד: קורה קראולי,  הרוזנת של גרנטהאם
מלחמת העולמות (2019–2021) - בתפקיד: הלן בראון
The Talamasca (יפורסם בהמשך) - בתפקיד: הלן ( טרום הפקה ) .
הערות שוליים

↑  Joe Otterson, Anne Rice’s ‘Talamasca’ Series at AMC Casts ‘Downton Abbey’ Alum Elizabeth McGovern (EXCLUSIVE), Variety, ‏25 September 2024
| --- | --- |
בקרת זהויות :  NLI: 987007425334405171  PLWABN: 9811500540305606  BIBSYS: 90915368  BNE: XX1175603  BnF: cb139889931 (data)  CANTIC: a11725345  GND: 136840515  ISNI: 0000 0001 1466 6485  LCCN: n88034912  MusicBrainz: a82c2bed-185e-4297-80b6-edb6816a4a7f  NKC: xx0049131  NLA: 35295531  NLK: KAC2020L4189  NTA: 073888117  SUDOC: 069054320  Trove: 504564  VIAF: 5127182   WorldCat (עם VIAF): 5127182