stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Lỗ đen
Quan sát > Đĩa bồi tụ vật chất

Xem thêm: Đĩa bồi tụ
Theo định luật bảo toàn mô men động lượng, khí và bụi rơi vào "giếng hấp dẫn" của vật thể lớn sẽ hình thành lên cấu trúc dạng đĩa chứa plasma bao quanh vật thể. Plasma tiếp xúc ma sát với nhau do mô men động lượng truyền từ bên ngoài vào, dẫn đến giải phóng năng lượng dưới dạng bức xạ điện từ và làm tăng nhiệt độ của đĩa bồi tụ lên hàng triệu độ. Nguồn bức xạ sóng ngắn phát ra từ vùng bồi tụ của sao lùn trắng, sao neutron hoặc lỗ đen cho phép các kính thiên văn phát hiện ra nguồn này. Quá trình bồi tụ là một trong những quá trình sản sinh năng lượng hiệu quả nhất từng được biết; tới khoảng 40% khối lượng nghỉ của vật chất trong đĩa bị biến đổi thành dạng năng lượng bức xạ. (ở các phản ứng tổng hợp hạt nhân chỉ khoảng 0,7% khối lượng nghỉ giải phóng dưới dạng năng lượng bức xạ.) Trong nhiều trường hợp, đĩa bồi tụ thường đi kèm với chùm tia tương đối tính phát ra dọc hai cực của thiên thể đặc, mang theo năng lượng với các hạt có vận tốc rất lớn. Các nhà vật lý vẫn chưa hiểu thực sự cơ chế hình thành những tia này.
Một trong những cơ chế lý giải hình thành các tia phát ra từ hai cực lỗ đen đó là do sự kết hợp giữa vùng sản công và từ trường lỗ đen tác động lên các hạt vật chất rơi về lỗ đen, một số rơi qua chân trời sự kiện, một số vật chất bắn ngược ra bên ngoài tạo nên hai tia đối cực.
Nhiều hiện tượng năng lượng cao trong vũ trụ có nguồn gốc từ đĩa bồi tụ vật chất quanh lỗ đen. Đặc biệt, nhân thiên hà hoạt động hoặc quasar được cho là do bức xạ phát ra từ đĩa vật chất bao quanh lỗ đen siêu khối lượng. Tương tự, nguồn tia X trong những hệ sao đôi xuất phát từ một trong hai thiên thể là sao đặc với đĩa bồi tụ. Một số nguồn tia X siêu sáng có thể là các vùng bồi tụ quanh lỗ đen khối lượng trung gian. Do hiệu ứng lực thủy triều, nhiệt độ trong các đĩa bồi tụ của lỗ đen khối lượng sao lớn hơn nhiệt độ của đĩa bồi tụ ở lỗ đen siêu khối lượng. Phổ bức xạ mạnh nhất phát ra từ vùng bồi tụ của lỗ đen siêu khổng lồ là miền tử ngoại, trong khi đối với các lỗ đen khối lượng sao là miền tia X. Tuy vậy, độ sáng phát ra từ vùng lân cận quanh lỗ đen siêu khối lượng lại sáng hơn hàng trăm nghìn tỷ lần Mặt Trời, trong khi đối với lỗ đen khối lượng sao là hàng triệu lần độ sáng Mặt Trời.
Quan sát > Nguồn tia X trong hệ sao đôi

Nguồn tia X trong hệ sao đôi thuộc về hệ thống sao đôi với năng lượng phát ra chủ yếu trong phổ của tia X. Đa phần những nguồn này là do một trong những sao đặc bồi tụ vật chất lấy từ sao đồng hành trong hệ. Sự có mặt của những ngôi sao đồng hành trong các hệ này cho phép các nhà thiên văn có cơ hội nghiên cứu chi tiết thiên thể đặc trung tâm và có thể là lỗ đen.
Nếu tín hiệu phát ra thuộc về thiên thể đặc (bỏ qua tín hiệu thuộc về vùng bồi tụ), thì thiên thể này không thể là lỗ đen. Tuy nhiên, nếu thiên thể đặc không phát ra tín hiệu nào, thì vẫn chưa thể loại trừ khả năng nó là một sao neutron. Bằng cách nghiên cứu sao đồng hành cho phép đo và tính ra các tham số quỹ đạo của hệ, từ đó các nhà thiên văn có thể tính ra khối lượng của thiên thể đặc. Nếu giá trị này lớn hơn giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff (khối lượng lớn nhất mà một sao neutron có thể đạt được sau giai đoạn suy sụp hấp dẫn) thì vật thể đặc không thể là sao neutron mà xác suất cao đó là một lỗ đen.
Khả năng thuyết phục mạnh đầu tiên về một lỗ đen tồn tại, Cygnus X-1, do nhà thiên văn Charles Thomas Bolton, Louise Webster và Paul Murdin phát hiện nhờ vào phương pháp này năm 1972. Tuy nhiên, ban đầu có những sai số trong kết quả đo và khối lượng của sao đồng hành có giá trị tương đối lớn. Hiện tại, nhiều ứng cử viên là lỗ đen được tìm thấy trong lớp các hệ sao đôi tia X gọi là nguồn chuyển tiếp tia X năng lượng thấp (soft X-ray transients). Trong lớp này, khối lượng của sao đồng hành khá thấp cho phép ước lượng chính xác hơn khối lượng của lỗ đen. Hơn nữa, mỗi lần tia X phát ra từ những hệ này chỉ có thời gian trong vài tháng với khoảng chu kỳ 10–50 năm. Trong thời gian nguồn tia X ngừng phát hoặc yếu, vùng bồi tụ trở lên rất mờ cho phép thực hiện quan sát chi tiết về sao đồng hành. Một trong những hệ như thế là V404 Cyg.
Quan sát > Nguồn tia X trong hệ sao đôi > Thời gian ngừng hoạt động

Sự mờ nhạt của đĩa trong thời gian nó ngừng hoạt động có thể là nguyên nhân luồng vật chất ở vào giai đoạn lạnh đi (ADAF). Trong giai đoạn này, đa phần năng lượng của plasma trong đĩa bị giam giữ dọc theo luồng hạt hơn là phát ra theo mọi phía. Nếu mô hình này là đúng, thì đây là một trong những bằng chứng thực nghiệm chứng tỏ tồn tại chân trời sự kiện. Bởi vì, nếu vật thể ở trung tâm của đĩa bồi tụ có bề mặt rắn, nó sẽ phát ra một lượng lớn bức xạ năng lượng cao khi khí và plasma va đập xuống bề mặt của nó, một hiệu ứng đã được quan sát ở sao neutron trong cùng trạng thái này. (xem mô phỏng nguồn tia X của hai lỗ đen GRS 1915 và IGR J17091 về khoảng thời gian ngừng phát tia X.)
Quan sát > Nguồn tia X trong hệ sao đôi > Dao động gần tuần hoàn

Bức xạ tia X từ đĩa bồi tụ đôi khi lặp lại theo những khoảng gần đều đặn trong phổ thu được. Những tín hiệu này được gọi là dao động gần tuần hoàn và khả năng chúng phát ra từ vùng trong cùng của đĩa bồi tụ (nơi quỹ đạo tròn ổn định của hạt có bán kính nhỏ nhất—quỹ đạo này trong lỗ đen Schwarzschild có giá trị 3rS, lớn hơn quỹ đạo của photon). Những tần số tia X này có liên hệ với khối lượng của thiên thể đặc và là phương pháp khác để xác định khối lượng của lỗ đen. (xem mô phỏng nguồn tia X của hai lỗ đen GRS 1915 và IGR J17091 về sự lặp lại gần tuần hoàn của cường độ tia X.)
Quan sát > Nhân thiên hà

Xem thêm: Nhân thiên hà hoạt động
Các nhà thiên văn học sử dụng thuật ngữ "thiên hà hoạt động" để miêu tả các thiên hà với những đặc trưng khác lạ, như vạch quang phổ phát xạ bất thường hay bức xạ vô tuyến mạnh. Những nghiên cứu lý thuyết và quan sát cho thấy sự hoạt động trong các nhân thiên hà có thể giải thích bởi tồn tại các lỗ đen siêu khối lượng. Các mô hình về nhân thiên hà hoạt động (AGN) bao gồm một lỗ đen trung tâm với khối lượng vài triệu đến hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời; một đĩa bồi tụ gồm khí và bụi liên sao bao quanh; và hai luồng tia tương đối tính phóng ra gần vuông góc với mặt phẳng đĩa.
Các nhà thiên văn cho rằng các lỗ đen khổng lồ sẽ được tìm thấy tại trung tâm thiên hà hoạt động, mặc dù chỉ một số nhân thiên hà đã được nghiên cứu kỹ lưỡng nhằm phát hiện và đo đạc khối lượng của lỗ đen nằm ở trung tâm. Những thiên hà nổi bật với khả năng chứa lỗ đen siêu khối lượng bao gồm thiên hà Andromeda, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM08279+5255 và thiên hà Sombrero.
Ngày nay, phần lớn cộng đồng thiên văn học đều công nhận rằng không chỉ tại các thiên hà hoạt động, mà đa số các thiên hà lớn đều chứa ít nhất một lỗ đen siêu khối lượng. Có một mối liên hệ trong thực nghiệm giữa khối lượng của lỗ đen và vận tốc quay của chỗ phình thiên hà chứa nó, hay liên hệ M-sigma, cho biết mối liên hệ giữa sự hình thành của lỗ đen cũng như khối lượng của chúng với quá trình tiến hóa thiên hà.
Quan sát > Chuyển động riêng của các ngôi sao quanh Sagittarius A*

Hiện tại, có những bằng chứng thuyết phục về một lỗ đen khổng lồ tại trung tâm của Ngân Hà, thông qua việc nghiên cứu chuyển động riêng của các ngôi sao quanh vùng này. Từ năm 1995, các nhà thiên văn thực hiện theo dõi chuyển động của 90 sao trong một vùng gọi là Sagittarius A*. Bằng cách làm khớp số liệu quan sát với các tham số của quỹ đạo Kepler, họ kết luận vào năm 1998 rằng phải có vật thể khối lượng 2,6 x 106 M nằm trong vùng bán kính 0,02 ly. Sau khi một ngôi sao gọi là S2 hoàn thành xong một vòng quỹ đạo, những dữ liệu thu được cho phép các nhà khoa học ước tính khối lượng và phạm vi chính xác hơn của vật trung tâm ở Sagittarius A*. Họ đã tính ra có một thiên thể khối lượng 4,3 x 106 M nằm trong bán kính nhỏ hơn 0,002 ly. Mặc dù bán kính này vẫn lớn hơn 3.000 lần bán kính Schwarzschild của lỗ đen cùng khối lượng, nhưng theo thuyết tương đối tổng quát, những thiên thể có khối lượng lớn như vậy phải là một lỗ đen, và "không có một cụm sao nào có thể tập trung khối lượng lớn như vậy trong một vùng rất nhỏ". (khoảng cách từ Mặt Trời đến sao gần nhất Proxima Centauri là 4,24 ly.)
Quan sát > Tia chớp gamma

Tia chớp gamma là một trong những nguồn tia gamma mang năng lượng lớn nhất trong vũ trụ phát ra từ các thiên hà ở xa. Cơ chế giải thích cho những nguồn này có thể bắt nguồn từ sự sáp nhập của hai sao neutron, bởi lỗ đen hút sao đặc đồng hành hay bởi vùng bồi tụ quanh lỗ đen, hoặc từ sự suy sụp hấp dẫn của sao có khối lượng rất lớn trong vụ nổ siêu tân tinh.
Đa số các chớp có thời gian ghi nhận được lớn hơn khoảng 2 giây và phân loại vào nhóm chớp tia gamma kéo dài, và khoảng 30% các quan sát là những chớp diễn ra ngắn hơn 2 giây hay chớp tia gamma ngắn. Chớp tia gamma kéo dài có nguồn gốc từ quá trình suy sụp hấp dẫn của sao khối lượng rất lớn, như các sao khổng lồ xanh trong các vùng sản sinh sao. Đặc biệt, một trong những chớp gamma có năng lượng lớn nhất, GRB 110328A, kéo dài tới hàng tháng nằm ở một thiên hà cách xa 3,8 tỷ năm ánh sáng có thể là do một lỗ đen siêu khối lượng xé tan và hấp thụ dần một sao lùn trắng quay gần nó.
Dựa vào tính chất của chớp gamma như thời gian xảy ra, năng lượng phát ra và biểu đồ cường độ thu được mà có thể suy đoán ra nguồn gốc những chớp này từ những chùm tia tương đối tính phát ra từ lỗ đen, hay từ quá trình hình thành lên lỗ đen hoặc sự sáp nhập từ hai sao neutron.
Quan sát > Hiệu ứng của trường hấp dẫn mạnh

Một tính chất khác của lỗ đen so với các thiên thể đặc cho phép phát hiện sự tồn tại của nó, đó là hiệu ứng của trường hấp dẫn tác động mạnh hơn lên không thời gian bao quanh nó. Một trong những hiệu ứng này là thấu kính hấp dẫn: Một vật thể lớn uốn cong không thời gian bao quanh nó khiến cho các tia sáng bị lệch đường đi giống như tác động của các thấu kính quang học. Hiện tại đã có một số dự án khảo sát phát hiện hiệu ứng thấu kính hấp dẫn yếu, trong đó tia sáng chỉ bị lệch vài giây cung. Tuy vậy, cho đến nay chưa thể chụp ảnh được trực tiếp hiệu ứng này đối với lỗ đen. Một cách khác để quan sát hiệu ứng thấu kính hấp dẫn là thông qua ánh sáng phát ra từ những ngôi sao quay quanh lỗ đen. Hiện nay các nhà thiên văn đang thực hiện quan sát tính chất này đối với các sao quay trong vùng Sagittarius A*, mặc dù hiệu ứng là rất nhỏ.
Phương pháp quan trắc trực tiếp khác đó là phát hiện sóng hấp dẫn phát ra từ hệ chứa lỗ đen, ví dụ như các thiên thể đặc quay quanh nó và cuối cùng bị hút về phía lỗ đen. Bằng cách làm phù hợp dữ liệu quan trắc so với tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát cho phép tính ra chính xác khối lượng và mô men động lượng của vật thể trung tâm, cũng như thực hiện song song việc kiểm nghiệm thuyết tương đối rộng trong trường hấp dẫn mạnh. Sóng hấp dẫn đã được đo trực tiếp phát ra từ hệ hai lỗ đen khối lượng sao do đài quan trắc LIGO thu được vào ngày 14 tháng 9 năm 2015. Nhóm Hợp tác Khoa học LIGO đã không tìm thấy sự sai khác trong phạm vi sai số thống kê giữa những tiên đoán của thuyết tương đối rộng và kết quả đo được từ sự kiện GW150914. ESA đang có kế hoạch xây dựng ăng ten giao thoa kế eLISA trên vũ trụ nhằm phát hiện trực tiếp sóng hấp dẫn ở những tần số thấp hơn so với các thiết bị mặt đất...
Quan sát > Khả năng khác

Kết luận tồn tại lỗ đen khối lượng sao dựa trên tính toán lý thuyết về giới hạn trên của khối lượng sao neutron. Giá trị này lại phụ thuộc vào giả thuyết về tính chất của vật chất trong trạng thái mật độ cao. Do vậy, những pha mới ngoại lai của vật chất cho phép khối lượng giới hạn cao hơn ở các sao đặc. Một trong số đó gồm sao quark với lõi chứa các hạt quark "tự do" ở mật độ rất cao, hay các mô hình siêu đối xứng trong vật lý hạt tiên đoán sự tồn tại của loại sao Q. Một số lý thuyết mở rộng của Mô hình chuẩn với giả sử các hạt preon cấu thành lên hạt quark và lepton, và dẫn đến giả thuyết tồn tại sao preon với khối lượng cao hơn hẳn sao neutron. Những mô hình này có khả năng giải thích thay thế cho lỗ đen khối lượng sao ở một số quan trắc về các thiên thể đặc trong vũ trụ. Tuy nhiên, theo chứng minh từ thuyết tương đối rộng thì loại sao nào cũng có giới hạn khối lượng trên, và vì thế các mô hình đều dẫn tới sự hình thành lỗ đen.
Vì mật độ trung bình khối lượng của lỗ đen bên trong bán kính Schwarzschild tỉ lệ nghịch với bình phương khối lượng của nó, các lỗ đen siêu khổng lồ có mật độ trung bình nhỏ hơn của lỗ đen khối lượng sao (mật độ trung bình của lỗ đen cỡ 108 M gần bằng khối lượng riêng của nước). Hệ quả là, có những mô hình thay thế khác được đưa ra, mặc dù mô hình lỗ đen siêu khối lượng phù hợp gần với các quan sát thiên văn vật lý. Ví dụ, một khối lượng lớn tập trung trong vùng không gian nhỏ được giải thích bằng việc mô hình hóa một đám lớn các vật thể tối tập trung quanh nhau. Tuy nhiên, mô hình này không ổn định về mặt động lực học để thay thế cho khả năng vùng đó chứa một lỗ đen siêu khối lượng.
Sự tồn tại của các lỗ đen khối lượng sao và khổng lồ trong vũ trụ hàm ý thuyết tương đối tổng quát không miêu tả tốt trạng thái và bản chất của kỳ dị hấp dẫn trong lỗ đen, và có lẽ do lý thuyết lỗ đen chưa kết hợp được với tính chất của cơ học lượng tử. Lý thuyết về hấp dẫn lượng tử có thể sẽ loại bỏ được những vùng kỳ dị hay chân trời sự kiện và do vậy theo định nghĩa sẽ không có lỗ đen nữa. Dựa trên tính toán trong những tình huống cụ thể của lý thuyết dây, cho kết quả lỗ đen đơn lẻ không còn chứa biên chân trời hay kỳ dị hấp dẫn, nhưng đối với quan sát viên thuộc miêu tả của vật lý phi lượng tử, trên trung bình, họ vẫn trông thấy những tính chất này giống như trong miêu tả của thuyết tương đối rộng.
Những vấn đề lý thuyết

Ngoài một số mục tiêu như miêu tả vùng kỳ dị hấp dẫn bằng thuyết hấp dẫn lượng tử cũng như chứng minh hay bác bỏ giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ của Penrose, có những vấn đề lý thuyết liên quan đến lỗ đen như sau.
Những vấn đề lý thuyết > Phỏng đoán vòng

Năm 1972, Thorne nêu ra phỏng đoán vòng (hoop conjecture), rằng khi nén một vật xuống kích cỡ nhỏ hơn một chu vi giới hạn theo mọi hướng thì nó sẽ hình thành lên lỗ đen. Chu vi giới hạn này thường là vòng tròn có bán kính Schwarzschild liên hệ với khối lượng của vật.
Phỏng đoán vòng có một số khía cạnh khi xét vật thể trong không gian nhiều chiều và có khả năng liên quan đến phỏng đoán kiểm duyệt vũ trụ về kỳ dị hấp dẫn trần trụi cũng như quá trình hình thành lỗ đen vi mô.
Những vấn đề lý thuyết > Nghịch lý thông tin bị mất

Bài chi tiết: Nghịch lý thông tin lỗ đen
Bởi vì chỉ cần ba tham số đủ để miêu tả lỗ đen phi lượng tử, hầu hết thông tin về vật chất rơi vào lỗ đen đều biến mất dưới chân trời sự kiện. Người ở bên ngoài không thể biết nó hình thành từ những ngôi sao hay từ tàu không gian, bàn ghế, máy tính, ti vi..., bởi người đó chỉ đo được khối lượng, điện tích và mô men động lượng của lỗ đen. Trong một thời gian dài, các nhà vật lý cho rằng lỗ đen làm mất thông tin, mặc dù thông tin có thể tồn tại bên trong lỗ đen nhưng người ngoài không thể biết được trong đó có gì. Tuy nhiên, theo lý thuyết thì lỗ đen dần dần phát ra bức xạ Hawking và sau một thời gian rất lâu nó bốc hơi (đối với các lỗ đen vĩ mô). Sự bốc hơi này dường như không giải thoát ra bất kỳ thông tin gì về những thứ hình thành lên và đã rơi vào lỗ đen, có nghĩa là về nguyên lý thông tin bị mất mãi mãi.
Trong thời gian dài, câu hỏi liệu thông tin có thực sự bị mất trong lỗ đen (nghịch lý thông tin bị mất bởi lỗ đen) đã chia cộng đồng các nhà lý thuyết lỗ đen thành hai nhóm (xem Vụ cá cược Thorne–Hawking–Preskill). Trong cơ học lượng tử, thông tin bị mất tương ứng với sự vi phạm tính chất sống còn của lý thuyết đó là nguyên lý đơn vị (unitarity)—nguyên lý giới hạn về sự tiến triển của một hệ lượng tử đảm bảo tổng các xác suất của mọi biến cố khả dĩ cho một sự kiện luôn luôn phải bằng 1—hay nghịch lý thông tin vi phạm định luật bảo toàn xác suất. Ngoài ra, nếu nguyên lý đơn vị bị vi phạm còn dẫn đến định luật bảo toàn năng lượng không còn đúng.
Hawking cá rằng thông tin quả thực biến mất khi mọi thứ bị phá hủy tại vùng kỳ dị hấp dẫn, còn Gerard 't Hooft và Leonard Susskind cho rằng có một cơ chế nào đó lấy lại thông tin ẩn dưới chân trời sự kiện. Năm 2004, Hawking đăng một bài báo chứng minh các thăng giáng lượng tử tại chân trời sự kiện cho phép lý giải nghịch lý và ông thừa nhận thông tin không bị mất cũng như nhận thua trong vụ cá cược với một bên là Preskill và bên kia là Thorne cùng Hawking. Trong cuốn sách của ông, Susskind lập luận là nguyên lý toàn ảnh kết hợp với thuyết dây có thể lý giải thành công nghịch lý này.
Cho đến nay, các công trình lý thuyết chứng tỏ quả thực thông tin và nguyên lý đơn vị được bảo toàn trong cách tiếp cận hấp dẫn lượng tử cho nghịch lý này.
Những vấn đề lý thuyết > Nghịch lý tường lửa

Xem thêm: en:Firewall (physics)
Theo miêu tả của lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong, từng bức xạ riêng lẻ của bức xạ Hawking có sự tham gia của hai hạt lượng tử trong trạng thái vướng víu lẫn nhau. Hạt thoát ra ngoài chân trời sự kiện lỗ đen được gán cho là lượng tử của bức xạ Hawking; hạt rơi vào lỗ đen bị lỗ đen nuốt mất. Theo dự đoán của Hawking, một lỗ đen hình thành từ một khoảng thời gian hữu hạn trong quá khứ sẽ cuối cùng bốc hơi hoàn toàn trong khoảng thời gian hữu hạn ở tương lai. Do vậy, nó sẽ chỉ phát ra một lượng hữu hạn thông tin mã hóa bởi bức xạ Hawking. Giả sử ở thời gian  t, có hơn một nửa thông tin đã phát ra ngoài. Theo như nghiên cứu được chấp thuận rộng rãi bởi các nhà vật lý Don Page và Leonard Susskind, một hạt phát ra bên ngoài ở thời điểm  t phải bị vướng víu với mọi hạt lượng tử của bức xạ Hawking mà lỗ đen đã phát ra trước đó. Điều này dẫn tới một nghịch lý là: theo nguyên lý "một cặp vướng víu" ("monogamy of entanglement" principle) đòi hỏi rằng, như ở bất kỳ một hệ lượng tử nào, hạt thoát ra ngoài không thể vướng víu hẳn toàn bộ với hai hệ độc lập ở cùng một thời điểm; mặc dù thể ở đây hạt bay ra ngoài dường như vướng víu với cả hạt rơi vào trong và, một cách độc lập, với cả các bức xạ Hawking trong quá khứ.
Để lý giải được nghịch lý này, có thể các nhà vật lý cuối cùng buộc phải từ bỏ một trong ba lý thuyết đã được kiểm chứng: nguyên lý tương đương của Einstein, nguyên lý unita trong cơ học lượng tử (tổng xác suất của mọi kết quả khả dĩ của mọi sự kiện luôn bằng 1), hoặc lý thuyết trường lượng tử hiện nay. Một cách giải thích, mà vi phạm nguyên lý tương đương, đó là tồn tại một mặt cầu lửa (tường lửa, "firewall") bao quanh chân trời sự kiện mà phá hủy mọi hạt rơi qua biên giới này. Trong một phân tích các dữ liệu năm 2016 đo được bởi LIGO (GW150914, GW151226 và LVT151012) cho thấy một dấu hiệu chưa chắc chắn về độ vọng sau va chạm hai hố đen gây bởi chân trời sự kiện mờ (fuzzy event horizon); những tiếng vọng này có thể do bởi tường lửa hoặc theo lý thuyết quả bóng mờ (fuzzball theories, trong lý thuyết dây) nhưng tiếng vọng này không thể xuất hiện trong thuyết tương đối tổng quát. Trong tương lai, khi có thêm nhiều sự kiện sóng hấp dẫn đo được bởi LIGO và những trạm khác, các dữ liệu sẽ cho biết liệu những độ vọng này chỉ là nhiễu ngẫu nhiên, hay quả thực chúng là chứng cứ cho sự vi phạm của thuyết tương đối rộng cổ điển.
Bắc thuộc

Bắc thuộc chỉ thời kỳ Việt Nam bị đặt dưới quyền cai trị của các triều đại Trung Quốc.
Khái quát

Trong thời gian này Việt Nam bị đặt dưới quyền cai trị của các triều đình của phương Bắc như:
Bắc thuộc lần thứ nhất (179 hoặc 111 TCN - 40): Thời kỳ này kết thúc với Khởi nghĩa Hai Bà Trưng giành độc lập khỏi nhà Đông Hán.
Bắc thuộc lần thứ hai (43 - 541): nhà Đông Hán, Đông Ngô, Tào Ngụy, nhà Tấn, nhà Tề, nhà Lương
Bắc thuộc lần thứ ba (602 - 939): nhà Tùy, nhà Đường, Nam Hán. Có giai đoạn Việt Nam tự trị từ 905-939
Bắc thuộc lần thứ tư (1407-1427): nhà Minh tái chiếm lại Việt Nam
Chỉ có vài thời gian độc lập ngắn ngủi như thời kỳ Hai Bà Trưng (40-43), thời kỳ nhà Tiền Lý với nước Vạn Xuân (541-602).
Một số tài liệu khác chia thành ba thời kì. Cách chia này gộp hai thời kỳ đầu (với gián đoạn là khởi nghĩa Hai Bà Trưng) thành thời kì Bắc thuộc lần thứ nhất. Bài này sử dụng cách chia làm bốn thời kì.
Trong suốt các thời kỳ Bắc thuộc, các triều đại Trung Quốc không ngừng thực hiện đồng hóa người Việt nhằm biến Việt Nam thành một quận huyện của Trung Quốc. Dưới thời kỳ này người Việt phải đóng sưu thuế cho triều đình phía bắc. Ngoài số thuế của nhà nước, một số quan cai trị địa phương vì ở xa nên cũng bòn vét thêm của dân.
Cũng có một số quan cai trị nghiêm minh, đúng đắn, nhưng số này ít hơn. Nền văn minh Trung Quốc cũng du nhập vào Việt Nam thời kỳ này. Sĩ Nhiếp, thái thú nhà Hán (187-226) được các nhà nho thời phong kiến coi là có công truyền bá chữ nho và đạo Khổng vào Việt Nam một cách có hệ thống, được coi là người mở đầu nền nho học của giới quan lại phong kiến ở Việt Nam. Nhiều người Trung Quốc đã di cư đến Việt Nam, họ ở lại, dần dần kết hôn với người Việt và hòa nhập vào xã hội Việt Nam, và con cháu trở thành người Việt Nam.
Bắc thuộc lần thứ nhất

Bài chi tiết: Bắc thuộc lần 1
Dấu mốc xác định thời Bắc thuộc đầu tiên không thống nhất giữa các tài liệu xưa và nay, do quan niệm khác nhau về nước Nam Việt và nhà Triệu.
Quan điểm thời phong kiến cho rằng nhà Triệu là triều đại chính thống của Việt Nam thì xác định khi nhà Triệu bị Hán Vũ Đế diệt năm 111 TCN là lúc bắt đầu thời Bắc thuộc.
Quan điểm hiện đại bác bỏ nhà Triệu là triều đại chính thống của Việt Nam, bởi nhà Triệu là do Triệu Đà - một viên tướng người Hoa lập ra, tức vẫn là người Hoa cai trị người Việt giống như thời kỳ thuộc nhà Hán sau đó. Thời Bắc thuộc do vậy bắt đầu từ khi Triệu Đà diệt Âu Lạc của An Dương Vương.
Sử cũ thường xác định An Dương Vương và nước Âu Lạc bị diệt năm 207 TCN
Sử hiện đại căn cứ theo ghi chép của Sử ký Tư Mã Thiên là Triệu Đà diệt[cần dẫn nguồn] phía Tây nước Âu Lạc "sau khi Lã hậu mất", tức là khoảng năm 179 TCN.
Triệu Đà sau khi diệt Âu Lạc chia làm 2 quận Giao Chỉ và Cửu Chân.
Năm 111 TCN, nhà Hán diệt nhà Triệu, chiếm được Nam Việt và chia làm 6 quận là Nam Hải, Thương Ngô, Uất Lâm, Hợp Phố, Giao Chỉ, Cửu Chân, đồng thời lập thêm 3 quận mới là Chu Nhai, Đạm Nhĩ, Nhật Nam. Riêng đối với quận Nhật Nam, khi Lộ Bác Đức đánh bại nhà Triệu-Nam Việt, lãnh thổ Nam Việt chưa bao gồm quận Nhật Nam (từ Quảng Bình tới Bình Định). Quận Nhật Nam chỉ hình thành sau khi các quan cai trị bộ Giao Chỉ người Hán tiến xuống thu phục các bộ tộc phía Nam dãy Hoành Sơn
Năm 39, thái thú quận Giao Chỉ là Tô Định tàn ác, giết chồng của Trưng Trắc là Thi Sách. Nợ nước thù nhà, Hai Bà Trưng dấy binh khởi nghĩa và đã giành được 65 thành ở Lĩnh Nam. Hai Bà lên ngôi vua, kết thúc thời kỳ Bắc thuộc lần thứ nhất.