ثقب أسود

في عام 1905، أثبت ألبرت أينشتاين أن قوانين الكهرومغناطيسية متطابقة بالنسبة للمراقبين الذين يتحركون بسرعات مختلفة بالنسبة لبعضهم البعض. وقد سبق إثبات ثبات قوانين الميكانيكا بهذه الطريقة. ومع ذلك، لم تكن نظرية الجاذبية قد أُدرجت بعد. ^{[ 8 ] : 19}

في عام ١٩٠٧، نشر آينشتاين بحثًا اقترح فيه مبدأ التكافؤ ، وهو فرضية مفادها أن الكتلة القصورية والكتلة الجاذبية لهما سبب مشترك. وباستخدام هذا المبدأ، تنبأ آينشتاين بالانزياح الأحمر وتأثير عدسة الجاذبية على الضوء؛ وكان تنبؤه بتأثير عدسة الجاذبية نصف القيمة التي تنبأت بها نظرية النسبية العامة الكاملة. ^{[ ٨ ] : ١٩} وبحلول عام ١٩١٥، صقل آينشتاين هذه الأفكار في نظريته النسبية العامة ، التي شرحت كيف تؤثر المادة على الزمكان، والذي بدوره يؤثر على حركة المادة الأخرى. ^{[ ٩ ] [ ١٠ ]} وشكّل هذا الأساس لفيزياء الثقوب السوداء الفلكية . ^{[ ١١ ]}

بعد أشهر قليلة من نشر آينشتاين لمعادلات المجال التي تصف النسبية العامة، شرع عالم الفيزياء الفلكية كارل شوارتزشيلد في تطبيق الفكرة على النجوم. افترض شوارتزشيلد تناظرًا كرويًا مع انعدام الدوران ، ووجد حلًا لمعادلات آينشتاين. ^{[ 7 ] : 124 [ 12 ]} بعد بضعة أشهر من شوارتزشيلد، قدم يوهانس دروست ، تلميذ هندريك لورنتز ، الحل نفسه بشكل مستقل. ^{[ 13 ] [ 14 ]} عند نصف قطر معين من مركز الكتلة، أصبح حل شوارتزشيلد شاذًا ، مما يعني أن بعض حدود معادلات آينشتاين أصبحت لانهائية. لم تكن طبيعة هذا النصف قطر، الذي عُرف لاحقًا بنصف قطر شوارتزشيلد ، مفهومة في ذلك الوقت. ^{[ 15 ]}

كان العديد من الفيزيائيين في أوائل القرن العشرين متشككين في وجود الثقوب السوداء. ففي كتاب علمي مبسط صدر عام 1926، انتقد آرثر إيدنغتون فكرة النجم ذي الكتلة المضغوطة إلى نصف قطر شوارزشيلد، معتبرًا إياها خللًا في نظرية النسبية العامة التي لم تكن مفهومة جيدًا آنذاك. ^{[ 16 ] [ 7 ] : 134.} وفي عام 1939، استخدم أينشتاين نظريته في النسبية العامة في محاولة لإثبات استحالة وجود الثقوب السوداء. ^{[ 17 ] [ 18 ]} اعتمد عمله على زيادة الضغط أو زيادة قوة الطرد المركزي لموازنة قوة الجاذبية، بحيث لا ينهار الجسم إلى ما دون نصف قطر شوارزشيلد. لكنه أغفل احتمال أن يؤدي الانفجار الداخلي إلى دفع النظام إلى ما دون هذه القيمة الحرجة. ^{[ 7 ] : 135}

بحلول عشرينيات القرن العشرين، صنّف علماء الفلك عددًا من النجوم القزمة البيضاء على أنها باردة وكثيفة للغاية بحيث لا يمكن تفسيرها بالتبريد التدريجي للنجوم العادية. في عام 1926، بيّن رالف فاولر أن هذه النجوم لا تشبه نجوم التسلسل الرئيسي ، حيث يتوازن الضغط الحراري مع الجاذبية. بل إن نوعًا من الضغط الكمومي هو الذي يوازن الجاذبية عند هذه الدرجات الحرارية والكثافات. ^{[ 7 ] : 145} وفي عام 1931، درس سوبرامانيان تشاندراسيكار حالة المادة الجديدة الناتجة عن هذا التوازن، والتي تُسمى المادة المتدهورة إلكترونيًا ، واكتشف أنها مستقرة دون حدٍّ معين من الكتلة . وبحلول عام 1934، بيّن أن هذا يفسر فهرس النجوم القزمة البيضاء. ^{[ 7 ] : 151} وعندما أعلن تشاندراسيكار نتائجه، أشار إدينغتون إلى أن النجوم التي تتجاوز هذا الحد ستشعّ حتى تصبح كثيفة بما يكفي لمنع الضوء من الخروج، وهو استنتاج اعتبره سخيفًا. جادل إدينغتون، ولاحقًا ليف لانداو، بأن آلية غير معروفة حتى الآن ستوقف الانهيار. ^{[ 19 ]}

في ثلاثينيات القرن العشرين، درس فريتز زويكي ووالتر باد المستعرات النجمية ، مركزين على المستعرات شديدة السطوع التي أطلقوا عليها اسم المستعرات العظمى . روّج زويكي لفكرة أن المستعرات العظمى تُنتج نجومًا بكثافة نوى ذرية - نجوم نيوترونية - لكن هذه الفكرة قوبلت بالتجاهل إلى حد كبير في ذلك الوقت. ^{[ 7 ] : 171} في عام 1939، استنادًا إلى منطق تشاندراسيكار، ولكن ضمن إطار النسبية العامة بدلًا من جاذبية نيوتن، تنبأ ج. روبرت أوبنهايمر وجورج فولكوف بأن النجوم النيوترونية التي تقل كتلتها عن حد معين، والذي سُمي لاحقًا حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف ، ستكون مستقرة بسبب ضغط انحلال النيوترونات . ^{[ 7 ] : 193} وفوق هذا الحد، استنتجا أن نموذجهما إما لن ينطبق أو أن الانكماش الجذبي لن يتوقف. ^{[ 20 ] : 380}

حلّ جون أرشيبالد ويلر واثنان من طلابه مسائل تتعلق بالنموذج الكامن وراء حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف (TOV). في عام 1965، وضع هاريسون وويلر معادلات الحالة التي تربط الكثافة بالضغط للمادة الباردة وصولاً إلى انحلال الإلكترونات والنيوترونات. ثم استخدم ماسامي واكانو وويلر هذه المعادلات لحساب منحنى التوازن للنجوم، رابطين الكتلة بالمحيط. ولم يجدوا أي خصائص إضافية من شأنها أن تُبطل حد TOV. هذا يعني أن الشيء الوحيد الذي يمكن أن يمنع تكوّن الثقوب السوداء هو عملية ديناميكية تقذف كتلة كافية من النجم أثناء تبريده. ^{[ 7 ] : 205}

صاغ روبرت أوبنهايمر وطالبه هارتلاند سنايدر المفهوم الحديث للثقوب السوداء عام 1939. ^{[ 17 ] [ 21 ] : 80.} في تلك الورقة البحثية، ^{[ 22 ]} حلّ أوبنهايمر وسنايدر معادلات أينشتاين للنسبية العامة لنجم مثالي منهار، في نموذج عُرف لاحقًا بنموذج أوبنهايمر-سنايدر ، ثم وصفا النتائج من مسافة بعيدة خارج النجم. يبدأ الانهيار كما هو متوقع: تنهار مادة النجم بسرعة نحو الداخل. مع ذلك، مع ازدياد كثافة النجم، يزداد تمدد الزمن بفعل الجاذبية ، ويبدو الانهيار، عند النظر إليه من بعيد، وكأنه يتباطأ أكثر فأكثر حتى يصل النجم إلى نصف قطر شوارزشيلد، حيث يبدو وكأنه متجمد في الزمن. ^{[ 7 ] : 217}

في عام 1958، حدد ديفيد فينكلشتاين سطح شوارزشيلد على أنه أفق حدث ، واصفًا إياه بأنه "غشاء أحادي الاتجاه مثالي: لا يمكن للتأثيرات السببية عبوره إلا في اتجاه واحد". وهذا يعني أن الأحداث التي تقع داخل الثقب الأسود لا يمكنها التأثير على الأحداث التي تقع خارجه. ^{[ 23 ]} ابتكر فينكلشتاين إطارًا مرجعيًا جديدًا ليشمل وجهة نظر المراقبين الساقطين. ^{[ 21 ] : 103} سمح إطار فينكلشتاين المرجعي الجديد بربط الأحداث على سطح نجم منهار بأحداث بعيدة. وبحلول عام 1962، تم التوفيق بين وجهتي النظر، مما أقنع العديد من المتشككين بأن الانهيار في ثقب أسود أمر منطقي من الناحية الفيزيائية. ^{[ 7 ] : 226}

كانت الفترة الممتدة من منتصف الستينيات إلى منتصف السبعينيات "العصر الذهبي لأبحاث الثقوب السوداء"، حيث أصبحت النسبية العامة والثقوب السوداء من المواضيع الرئيسية للبحث العلمي. ^{[ 25 ] [ 7 ] : 258}

خلال هذه الفترة، تم اكتشاف حلول لمعادلات النسبية العامة في ظل قيود فيزيائية مختلفة. ففي عام 1963، وجد روي كير الحل الدقيق لثقب أسود دوار . ^{[ 26 ]} وبعد ذلك بعامين، وجد عزرا نيومان الحل المحوري المتناظر لثقب أسود دوار ومشحون كهربائياً . ^{[ 27 ]}

في أواخر الستينيات وأوائل السبعينيات، اكتشف علماء من مجموعات بحثية أسسها ياكوف زيلدوفيتش ، وجون أرشيبالد ويلر، ودينيس دبليو. سياما، سلسلة من الخصائص الرياضية المهمة لنماذج الثقوب السوداء، والتي أطلق عليها ويلر اسم "الثقب الأسود بلا شعر". ^{[ 7 ] : 272} جاءت أولى المؤشرات من أعمال فيتالي جينزبورغ ، الذي درس سلسلة من النجوم المتزايدة الكثافة والمحاطة بمجالات مغناطيسية شديدة. اكتشف جينزبورغ أن هذه المجالات تُحصر على سطح الثقب الأسود. في عام 1967، بيّن فيرنر إسرائيل أن أي نجم منهار غير دوار وغير مشحون يُنتج ثقبًا أسود متناظرًا كرويًا: أي عدم تناظر يجب أن يتلاشى بطريقة ما. في عام 1972، وجد ريتشارد إتش. برايس أن عدم التناظر يتحول إلى موجات جاذبية. استغرق الأمر 15 عامًا أخرى وجهود العديد من الفيزيائيين لإنتاج مجموعة من الأعمال التي عُرفت باسم نظرية انعدام الشعر ، والتي تنص على أن الثقب الأسود الساكن يُوصف تمامًا بواسطة المعلمات الثلاث لمقياس كير-نيومان : الكتلة، والزخم الزاوي، والشحنة الكهربائية. ^{[ 7 ] : 285}

في البداية، ساد الاعتقاد بأنّ التفردات الرياضية الغريبة التي وُجدت في كل حلول الثقوب السوداء لم تظهر إلا نتيجةً لافتراض أن الثقب الأسود متناظر كرويًا تمامًا ، وبالتالي لن تظهر هذه التفردات في الحالات العامة التي لا تكون فيها الثقوب السوداء متناظرة بالضرورة. وقد تبنى هذا الرأي على وجه الخصوص فلاديمير بيلينسكي ، وإسحاق خالاتنيكوف ، وإيفجيني ليفشيتز ، الذين حاولوا إثبات عدم ظهور أي تفردات في الحلول العامة، على الرغم من أنهم غيّروا آراءهم لاحقًا. ^{[ 28 ]} مع ذلك، في عام 1965، أثبت روجر بنروز أن النسبية العامة تتنبأ بظهور التفردات في جميع الثقوب السوداء، ^{[ 29 ]} على الرغم من أن هذا قد لا يصح عند أخذ ميكانيكا الكم في الاعتبار. ^{[ 30 ]}

شهدت الرصدات الفلكية تقدماً هائلاً خلال هذه الحقبة. ففي عام 1967، اكتشف أنتوني هيويش وجوسلين بيل بورنيل النجوم النابضة ، وبحلول عام 1969، تبيّن أنها نجوم نيوترونية تدور بسرعة فائقة. وحتى ذلك الحين، كانت النجوم النيوترونية، كالثقوب السوداء، تُعتبر مجرد ظواهر نظرية غريبة، لكن اكتشاف النجوم النابضة أظهر أهميتها الفيزيائية وأثار اهتماماً متزايداً بجميع أنواع الأجسام المدمجة التي قد تتشكل بفعل الانهيار الجذبي . ^{[ 31 ]} ومع ذلك، كان الحصول على أدلة تجريبية تؤكد وجود ثقب أسود أمراً بالغ الصعوبة، وتطلب في نهاية المطاف جهوداً مضنية من العديد من علماء الفلك. وأظهرت رصدات تلسكوب الأشعة السينية التي أجراها فريق ريكاردو جياكوني عام 1971 أن سيغنوس إكس-1 يُصدر أشعة سينية بشكل سريع ومتقطع، ما يتوافق مع مصدر مدمج. وبذلك أصبح أول ثقب أسود مُحتمل. ^{[ 21 ] : 153} أظهرت التحليلات الطيفية الضوئية والنماذج الفيزيائية الفلكية المفصلة لنظام Cygnus X-1 توافقًا مع نظام ثنائي يتكون من نجم ضخم ونجم مضغوط، حيث ينبعث الغاز من النجم الضخم العادي إلى رفيقه المضغوط غير المرئي. (في عام 2011، قُدِّرت كتلة هذين النجمين بـ14.1 ± 1.0 كتلة _شمسية  للثقب الأسود و(19.2 ± 1.9 كتلة _شمسية  للنجم المرافق المرئي). ^{[ 32 ]} بحلول عام 1974، كان يُعتقد على نطاق واسع أن الجسم ثقب أسود، ولكن قد لا يكون من الممكن التأكد بنسبة 100% من أن Cygnus X-1 كذلك. ^{[ 7 ] : 317}

أدت أعمال جيمس باردين وبراندون كارتر وستيفن هوكينغ في أوائل سبعينيات القرن العشرين إلى صياغة الديناميكا الحرارية للثقوب السوداء . تصف هذه القوانين سلوك الثقب الأسود بطريقة مماثلة لقوانين الديناميكا الحرارية . عزز جاكوب بيكنشتاين هذا التشبيه بخصائص الكتلة ومساحة السطح وجاذبية السطح للثقب الأسود ، والتي ترتبط بمفاهيم الديناميكا الحرارية للطاقة والإنتروبيا ودرجة الحرارة على التوالي. اكتمل هذا التشبيه ^{[ 7 ] : 442} عندما أظهر هوكينغ، في عام 1974، أن نظرية المجال الكمومي تشير إلى أن الثقوب السوداء يجب أن تشع مثل جسم أسود بدرجة حرارة تتناسب مع جاذبية سطح الثقب الأسود، متنبئًا بالتأثير المعروف الآن باسم إشعاع هوكينغ . ^{[ 33 ] : 415}

بينما حظي سيغنوس إكس-1، وهو ثقب أسود ذو كتلة نجمية ، بقبول عام من المجتمع العلمي كثقب أسود بحلول نهاية عام 1973، ^{[ 34 ]} فقد استغرق الأمر عقودًا قبل أن يحظى ثقب أسود فائق الكتلة بنفس الاعتراف الواسع. بدأت فكرة وجود مثل هذه الأجسام بنماذج تشير إلى أن الكوازارات القوية أو النوى المجرية النشطة في مركز المجرات تستمد طاقتها من ثقوب سوداء فائقة الكتلة تتراكم عليها المادة. عندما أُطلق تلسكوب هابل الفضائي في التسعينيات، أظهرت الدراسات البصرية لمركز مجرة ​​مسييه 87 أنه لا بد أن يحتوي على تركيز كبير من الكتلة. وكان المرشحان المحتملان لهذه الكتلة هما ثقب أسود وعنقود كثيف من النجوم. في عام 1995، رصدت أطياف الموجات الميكروية التداخلية من مصفوفة الخط الأساسي الطويل جدًا (VLE ) خط الهيدروجين H_{رصدت 2 من} أشعة الميزرOأثناء دورانها حول مركز مجرة​​NGC 4258، وهي مجرة ​​ذات كتلة مركزية مماثلة. استبعدت المعايير المدارية التجمعات النجمية الكثيفة كتفسير لنوى المجرات، مما جعل الثقوب السوداء فائقة الكتلة التفسير الوحيد المعقول. ^{[ 35 ]}

في عام ١٩٩٩، اقترح ديفيد ميريت علاقة M-sigma ، التي تربط تشتت سرعة المادة في انتفاخ مركز المجرة بكتلة الثقب الأسود فائق الكتلة في مركزها. ^{[ ٣٦ ]} وأكدت دراسات لاحقة هذه العلاقة. ^{[ ٣٧ ]} وفي نفس الفترة تقريبًا، استنادًا إلى رصد تلسكوبي لسرعات النجوم في مركز مجرة ​​درب التبانة، خلصت مجموعات عمل مستقلة بقيادة أندريا غيز وراينهارد غينزل إلى أن مصدر الراديو المضغوط في مركز المجرة، القوس أ* ، هو على الأرجح ثقب أسود فائق الكتلة. ^{[ ٣٨ ] [ ٣٩ ]}

في أواخر عام 2015، حقق التعاون العلمي بين مرصد ليغو ومرصد فيرجو أول رصد مباشر للموجات الثقالية ، والتي سُميت GW150914، مُمثلةً أول رصد لاندماج ثقبين أسودين . ^{[ 40 ]} عند حدوث الاندماج، كان الثقبان الأسودان على بُعد حوالي 1.4 مليار سنة ضوئية من الأرض، وكانت كتلتهما تُعادل 30 و35 ضعف كتلة الشمس تقريبًا. ^{[ 41 ] : 6} في عام 2017، مُنح راينر فايس ، وكيب ثورن ، وباري باريش ، الذين قادوا المشروع، جائزة نوبل في الفيزياء تقديرًا لجهودهم. ^{[ 42 ]} منذ الاكتشاف الأولي في عام 2015، رُصدت مئات الموجات الثقالية الأخرى. ^{[ 43 ]}

في 10 أبريل 2019، نُشرت أول صورة مباشرة لثقب أسود ومحيطه، وذلك بعد رصد تلسكوب أفق الحدث (EHT) للثقب الأسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​ميسييه 87. ^{[ 44 ]} وفي عام 2022، نشر فريق تلسكوب أفق الحدث صورة للثقب الأسود في مركز مجرة ​​درب التبانة، القوس أ*؛ وكانت البيانات قد جُمعت في عام 2017. ^{[ 45 ]}

في عام 2020، مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء لأبحاث الثقوب السوداء. تقاسم أندريا غيز وراينهارد غينزل نصف الجائزة لاكتشافهما أن القوس أ* هو ثقب أسود فائق الكتلة. ^{[ 46 ]} وحصل بنروز على النصف الآخر لعمله الذي أثبت أن رياضيات النسبية العامة تستلزم تكوّن الثقوب السوداء. ^{[ 47 ]} وقد أعرب علماء الكونيات عن أسفهم لعدم تكريم عمل هوكينغ النظري الواسع النطاق حول الثقوب السوداء، نظرًا لوفاته عام 2018، إذ لا تُمنح جائزة نوبل بعد الوفاة. ^{[ 48 ]}

في ديسمبر 1967، يُقال إن أحد الحضور اقترح مصطلح " الثقب الأسود" خلال محاضرة ألقاها جون ويلر ؛ وقد تبنى ويلر المصطلح لاختصاره و"قيمته التسويقية"، وساهمت مكانته في هذا المجال في انتشاره السريع، ^{[ 21 ] [ 49 ]} ما دفع البعض إلى نسب المصطلح إليه. ^{[ 50 ]} مع ذلك، استخدمه آخرون في ذلك الوقت. تُرجع الكاتبة العلمية مارسيا بارتوسياك مصطلح " الثقب الأسود" إلى الفيزيائي روبرت هـ. ديك ، الذي يُقال إنه قارن هذه الظاهرة في أوائل الستينيات بـ" الثقب الأسود في كلكتا" ، سيئ السمعة كسجنٍ دخله الناس ولم يخرجوا منه أحياء. استُخدم المصطلح في منشورات مجلتي "لايف " و "ساينس نيوز " عام 1963، وفي مقال الصحفية العلمية آن إيوينغ بعنوان " الثقوب السوداء في الفضاء"، بتاريخ 18 يناير 1964، والذي كان تقريرًا عن اجتماع الجمعية الأمريكية لتقدم العلوم الذي عُقد في كليفلاند، أوهايو. ^{[ 21 ]}

أبسط أنواع الثقوب السوداء الساكنة لها كتلة، لكنها لا تمتلك شحنة كهربائية ولا زخمًا زاويًا. وخلافًا للاعتقاد الشائع بأن الثقب الأسود "يبتلع كل شيء" في محيطه، فإن مجال الجاذبية الخارجي للثقب الأسود من مسافة بعيدة يكون مطابقًا لمجال جاذبية أي جسم آخر له نفس الكتلة. ^{[ 61 ]}

على الرغم من أن الثقب الأسود نظرياً يمكن أن يمتلك أي كتلة موجبة، إلا أن شحنته وعزمه الزاوي محدودان بكتلته، ويكون هذا الحد أكبر بالنسبة للثقوب السوداء ذات الكتلة الأكبر.${\displaystyle Q}$والزخم الزاوي الكلي${\displaystyle J}$حقق المتباينة $${\displaystyle {\frac {Q^{2}}{4\pi \epsilon _{0}}}+{\frac {c^{2}J^{2}}{GM^{2}}}\leq GM^{2}}$$ بالنسبة لثقب أسود ذي كتلة${\displaystyle M}$، أين${\displaystyle \epsilon _{0}}$ثابت سماحية الفراغ ،${\displaystyle c}$هي سرعة الضوء و${\displaystyle G}$هو ثابت الجاذبية . تُسمى الثقوب السوداء التي تمتلك أكبر مزيج ممكن من الشحنة والدوران الذي يحقق هذه المتباينة بالثقوب السوداء المتطرفة . إضافة جسم منخفض الكتلة ذي شحنة أو زخم زاوي كبير إلى ثقب أسود متطرف من شأنه أن يُنشئ ما يُسمى بالتفرد العاري ، وهو تفرد يقع خارج الثقب الأسود. ^{[ 62 ]} ولأن هذه التفردات تجعل الكون غير قابل للتنبؤ بطبيعته، يعتقد العديد من الفيزيائيين أنها لا يمكن أن توجد. ^{[ 63 ]} تستبعد فرضية الرقابة الكونية الضعيفة ، التي اقترحها بنروز، تكوّن مثل هذه التفردات، عندما تنشأ من خلال الانهيار الجذبي للمادة الواقعية . لا تزال هذه الفرضية مجالًا مهمًا للدراسة لأنها لم تُثبت بعد، وترتبط بالعديد من جوانب النسبية العامة والجاذبية الكمومية . ^{[ 64 ]}

يمكن تقدير الكتلة الإجمالية لثقب أسود قريب من خلال تحليل حركة النجوم أو الغاز المحيط به. ويمكن استنتاج كتلة الثقوب السوداء فائقة الكتلة البعيدة من خلال اتساع دوبلر للخطوط الطيفية المنبعثة من الغاز الذي يدور بسرعة عالية، وهي تقنية تُعرف باسم رسم خرائط الصدى . ^{[ 65 ]}

تدور جميع الثقوب السوداء، وغالبًا بسرعة كبيرة. وقد قُدِّر أن أحد الثقوب السوداء النجمية، GRS 1915+105 ، يدور بأكثر من 1000 دورة في الثانية. ^{[ 66 ]} أما الثقب الأسود المركزي لمجرة درب التبانة، القوس أ*، فيدور بنحو 90% من أقصى سرعة ممكنة. ^{[ 67 ]}

يمكن استنتاج معدل دوران الثقب الأسود من قياسات خطوط الطيف الذري في نطاق الأشعة السينية. فعندما يندفع الغاز القريب من الثقب الأسود نحو الداخل، تُضيء انبعاثات الأشعة السينية عالية الطاقة من أزواج الإلكترون-بوزيترون الغازَ في المناطق الأبعد، فتظهر مُزاحةً نحو الأحمر نتيجةً للتأثيرات النسبية. وبحسب دوران الثقب الأسود، يحدث هذا الاندفاع عند أنصاف أقطار مختلفة من الثقب، بدرجات متفاوتة من الانزياح نحو الأحمر. ويستطيع علماء الفلك استخدام الفجوة بين انبعاثات الأشعة السينية من القرص الخارجي والانبعاثات المُزاحة نحو الأحمر من المادة المندفعة لتحديد دوران الثقب الأسود. ^{[ 68 ]}

تعتمد إحدى الطرق الحديثة لتقدير دوران الثقب الأسود على درجة حرارة الغازات المتراكمة عليه. تتطلب هذه الطريقة قياسًا مستقلًا لكتلة الثقب الأسود وزاوية ميل قرص التراكم، يليه نمذجة حاسوبية. كما يمكن أن توفر الموجات الثقالية المنبعثة من اندماج الثقوب السوداء الثنائية معلومات عن دوران كل من الثقب الأسود الأصلي والثقب الناتج عن الاندماج، إلا أن هذه الأحداث نادرة الحدوث. ^{[ 68 ]}

يمتلك الثقب الأسود الدوار زخمًا زاويًا . يُعدّ مقياس كير حلًا لمعادلات أينشتاين للمجال لثقب أسود دوّار. بالإضافة إلى نصف قطر شوارزشيلد ،${\displaystyle r_{\textrm {S}}}$، ويتضمن ذلك معامل دوران، $${\displaystyle a={\frac {J}{M}}={\frac {2J}{r_{\textrm {S}}}},}$$أين${\displaystyle J}$يمثل الزخم الزاوي للثقب الأسود. يتميز الثقب الأسود المتطرف بـ${\displaystyle |J|=M^{2}}$، بما يتوافق مع${\displaystyle a=1}$[ ^{69 ] : 467 يبدو أن الثقب الأسود فائق الكتلة في} مركز مجرة ​​مسييه 87 (M87) له معامل دوران قدره0.90 ± 0.05 ، وهي قريبة جدًا من القيمة النظرية القصوى. ^{[ 70 ]}

يُعتقد أن الثقوب السوداء تمتلك شحنة متعادلة تقريبًا. فعلى سبيل المثال، وجد ميخال زاجاتشيك، وأرمان تورسونوف، وأندرياس إيكارت، وسيلكه بريتزن أن الشحنة الكهربائية لنجم القوس A* أقل بعشر مراتب على الأقل من الحد الأقصى النظري. ^{[ 71 ]} إذا ما اكتسب الثقب الأسود شحنة، فإن الجسيمات ذات الشحنة المعاكسة ستنجذب إليه بفعل القوة الكهرومغناطيسية الإضافية ، بينما ستتنافر الجسيمات ذات الشحنة المماثلة، مما يؤدي إلى تحييد الثقب الأسود. ويزداد هذا التأثير سرعةً إذا كان الثقب الأسود يدور أيضًا. ^{[ 72 ]} يُنشئ الثقب الأسود الدوار في مجال مغناطيسي مجالًا كهربائيًا يتفاعل مع الجسيمات المشحونة. ^{[ 71 ]} ونظرًا لقلة الخصائص الذاتية القابلة للقياس للثقوب السوداء، فإن تقنيات قياس الشحنة تُعدّ ذات أهمية في الفيزياء الفلكية حتى وإن كانت القيم صغيرة جدًا. ^{[ 73 ]}

تكون الشحنة Q للثقب الأسود غير الدوار محدودة بـ $${\displaystyle Q\leq {\sqrt {4\pi \epsilon _{0}G}}M,}$$ حيث G هو ثابت الجاذبية و M هي كتلة الثقب الأسود. ^{[ 74 ]}

بالنسبة للثقب الأسود غير الدوار وغير المشحون، فإن نصف قطر أفق الحدث، أو نصف قطر شوارزشيلد، يتناسب طرديًا مع الكتلة، M ، من خلال $${\displaystyle r_{\mathrm {s} }={\frac {2GM}{c^{2}}}\approx 2.95\,{\frac {M}{M_{\odot }}}~\mathrm {km,} }$$ حيث r _{_s} هو نصف قطر شوارزشيلد، وG هو ثابت الجاذبية ، وc هي سرعة الضوء ، و M _{_☉} هي كتلة الشمس . ^{[ 136 ] : 124.} للثقب الأسود ذي الكتلة نفسها والذي له دوران غير صفري نصفا قطر: ^{[ 69 ] : 467}$${\displaystyle r_{\pm }=M\pm {\sqrt {M^{2}-{(J/M)}^{2}}}.}$$ معظم الثقوب السوداء المرصودة لها زخم زاوي قريب من الحد الأقصى المسموح به:${\displaystyle |J|\leq M^{2}.}$بالنسبة لهذه الثقوب السوداء، ستقترب أنصاف الأقطار من ^{[ 69 ] : 467}$${\displaystyle r_{\mathrm {+} }={\frac {GM}{c^{2}}}.}$$ بما أن الحجم داخل نصف قطر شوارزشيلد يزداد مع مكعب نصف القطر، فإن متوسط ​​كثافة الثقب الأسود داخل نصف قطر شوارزشيلد يتناسب عكسيًا مع مربع كتلته: الثقوب السوداء فائقة الكتلة أقل كثافة بكثير من الثقوب السوداء النجمية. متوسط ​​كثافة ثقب أسود كتلته 10^{الثقب الأسود الذي تبلغ كتلته 8} ملايين _{كتلة شمسية} يُقارن بكتلة الماء. ^{[ 137 ]} 

بعيدًا عن الثقب الأسود، يمكن للجسيم أن يتحرك في أي اتجاه، كما هو موضح بمجموعة الأسهم. ولا يحده سوى سرعة الضوء.

كلما اقتربنا من الثقب الأسود، يبدأ الزمكان بالتشوه. يوجد عدد أكبر من المسارات المتجهة نحو الثقب الأسود مقارنةً بالمسارات المتجهة بعيدًا عنه.

داخل أفق الحدث، تقرب جميع المسارات الجسيم من مركز الثقب الأسود. لم يعد بإمكان الجسيم الإفلات. (الرسم التوضيحي هو نسخة مبسطة من مخطط إحداثيات إيدنجتون-فينكلشتاين ؛ في الإحداثيات الأخرى، لا تميل مخاريط الضوء بهذه الطريقة. ^{[ 118 ] : 848} )

السمة المميزة للثقب الأسود هي وجود أفق الحدث، وهو حدٌّ في الزمكان لا يمكن للمادة والضوء المرور عبره إلا باتجاه مركز الثقب الأسود. لا شيء، ولا حتى الضوء، يستطيع الإفلات من داخل أفق الحدث. ^{[ 138 ] [ 139 ]} يُشار إلى أفق الحدث بهذا الاسم لأنه إذا وقع حدثٌ ما داخل هذا الحد، فإن المعلومات الناتجة عنه لا يمكنها الوصول إلى مراقب خارجي أو التأثير عليه، مما يجعل من المستحيل تحديد ما إذا كان هذا الحدث قد وقع أم لا. ^{[ 140 ] : 179} بالنسبة للثقوب السوداء غير الدوارة، يكون شكل أفق الحدث كرويًا تمامًا، بينما يكون مفلطحًا بالنسبة للثقوب السوداء الدوارة . ^{[ 141 ] [ 142 ] [ 131 ]}

بالنسبة لمراقب بعيد، ستبدو الساعة القريبة من ثقب أسود وكأنها تدق ببطء أكثر من الساعة الأبعد عنه. ^{[ 143 ] : 217 [ 144 ]} هذا التأثير، المعروف باسم تمدد الزمن التثاقلي ، سيؤدي أيضًا إلى ظهور جسم يسقط في ثقب أسود وكأنه يتباطأ كلما اقترب من أفق الحدث، ولن يصل إليه أبدًا من منظور مراقب خارجي. ^{[ 143 ] : 218} ستظهر جميع العمليات على هذا الجسم وكأنها تتباطأ، وسيظهر أي ضوء ينبعث منه أكثر احمرارًا وأقل سطوعًا، وهو تأثير يُعرف باسم الانزياح الأحمر التثاقلي . ^{[ 145 ]} سيتلاشى جسم يسقط من نصف قطر شوارزشيلد فوق أفق الحدث حتى يختفي تمامًا عن الأنظار، ويختفي عن الأنظار في غضون جزء من مئة من الثانية.ثقب أسود كتلته 8 أضعاف _{كتلة الشمس}  . ^{[ 146 ]} ويبدو أيضًا أنه سيندمج مع الثقب الأسود، لينضم إلى جميع المواد الأخرى التي سقطت فيه. ^{[ 147 ]}

من جهة أخرى، لن يلاحظ مراقب يسقط في ثقب أسود أيًا من هذه التأثيرات أثناء عبوره أفق الحدث. إذ تبدو له ساعاته وكأنها تعمل بشكل طبيعي، ويعبر أفق الحدث بعد فترة زمنية محددة دون ملاحظة أي سلوك غير عادي. ^{[ 148 ]} في النسبية العامة ، يستحيل تحديد موقع أفق الحدث من خلال الملاحظات المحلية، وذلك بسبب مبدأ التكافؤ لأينشتاين . ^{[ 143 ] : 222}

يحدث الانهيار الجذبي عندما يصبح الضغط الداخلي للجسم غير كافٍ لمقاومة جاذبيته الذاتية. في نهاية عمر النجم، ينفد الهيدروجين اللازم لدمجه ، فيبدأ بدمج عناصر أثقل فأثقل، حتى يصل إلى الحديد . ولأن دمج العناصر الأثقل من الحديد يتطلب طاقة أكبر مما يُطلقه ، يتوقف الاندماج النووي. إذا كان لب النجم الحديدي ضخمًا جدًا، فلن يتمكن النجم من الحفاظ على نفسه وسيتعرض للانهيار الجذبي. ^{[ 171 ]}

كتلة الثقب الأسود المتكون عبر مستعر أعظم لها حد أدنى: إذا كان النجم الأصلي صغيرًا جدًا، فقد يتوقف الانهيار بفعل ضغط انحلال مكونات النجم، مما يسمح بتكثف المادة إلى حالة أكثر كثافة. ينشأ ضغط الانحلال من مبدأ استبعاد باولي : حيث تقاوم الجسيمات التواجد في نفس المكان. تتحول النجوم الأصلية ذات الكتل الأقل من 8 أضعاف _{كتلة الشمس} تقريبًا إلى أقزام بيضاء ، حيث يتوازن ضغط انحلال الإلكترونات مع الجاذبية. أما بالنسبة للنجوم الأصلية ذات الكتل الأكبر، فتتغلب قوة الجاذبية على ضغط انحلال الإلكترونات، وينضغط النجم حتى يقاوم ضغط انحلال النيوترونات الجاذبية، مكونًا نجمًا نيوترونيًا . إذا كان النجم أكثر ضخامة، فلن يتمكن ضغط انحلال النيوترونات من مقاومة قوة الجاذبية، وسينهار النجم إلى ثقب أسود. ^{[ 172 ] [ 143 ] : 5.8} 

بينما تُطلق معظم الطاقة المنبعثة أثناء الانهيار الجذبي بسرعة كبيرة، لا يرى المراقب الخارجي نهاية هذه العملية. فعلى الرغم من أن الانهيار يستغرق فترة زمنية محددة من الإطار المرجعي للمادة المتساقطة، إلا أن المراقب البعيد سيرى المادة المتساقطة تتباطأ وتتوقف فوق أفق الحدث مباشرةً، نتيجةً لتمدد الزمن بفعل الجاذبية. ويستغرق الضوء المنبعث من المادة المنهارة وقتًا أطول فأطول للوصول إلى المراقب، ويتزايد هذا التأخير إلى ما لا نهاية كلما اقتربت المادة المنبعثة من أفق الحدث. وبالتالي، لا يرى المراقب الخارجي تشكّل أفق الحدث؛ بل تبدو المادة المنهارة وكأنها تخفت تدريجيًا وتنزاح نحو الأحمر، حتى تتلاشى في النهاية. ^{[ 173 ]}

أدت رصدات الكوازارات التي تعود إلى أقل من مليار سنة بعد الانفجار العظيم ^{[ 174 ] [ 175 ]} إلى إجراء دراسات حول طرق أخرى لتكوين الثقوب السوداء. تتميز عملية التراكم اللازمة لبناء الثقوب السوداء فائقة الكتلة بمعدل محدود لتراكم الكتلة، ومليار سنة ليست كافية للوصول إلى حالة الكوازار. أحد الاقتراحات هو الانهيار المباشر لسحب غاز الهيدروجين النقي تقريبًا (منخفضة المعدنية) التي تميز الكون الفتي، مما يؤدي إلى تكوين نجم فائق الكتلة ينهار بدوره إلى ثقب أسود. وقد اقتُرح أن تكون الثقوب السوداء الأولية ذات كتل نموذجية تبلغ حوالي 10^{كان من الممكن أن تتشكل 5} ملايين _{كتلة شمسية} بهذه الطريقة، والتي يمكن أن تنمو بعد ذلك إلى حوالي 10 ملايين ⁹ كتلة _شمسية . مع ذلك، فإن الكمية الهائلة من الغاز اللازمة للانهيار المباشر لا تكون عادةً مستقرة ضد التفتت الذي من شأنه أن يُشكّل نجومًا متعددة. لذا، يقترح نهج آخر تكوّن نجوم ضخمة يتبعه تصادمات تُنتج ثقوبًا سوداء هائلة تندمج في النهاية لتكوين كوازار. ^{[ 176 ] : 85} 

يمكن لنجم نيوتروني موجود في غلاف مشترك مع نجم عادي أن يكتسب كمية كافية من المادة لينهار مكونًا ثقبًا أسود، أو يمكن لنجمين نيوترونيين أن يندمجا. وتُعتبر هذه الطرق لتكوين الثقوب السوداء نادرة نسبيًا. ^{[ 177 ]}

في بدايات الكون، ربما تكون تقلبات الزمكان قد شكلت مناطق أكثر كثافة من محيطها. وقد يكون التوسع السريع المبكر للكون قد سمح لهذه المناطق بالانهيار، مُشكلةً ثقوبًا سوداء بدائية . ^{[ 178 ]} تتنبأ نماذج مختلفة بتكوين ثقوب سوداء بدائية تتراوح كتلتها من كتلة بلانك (~^{تتراوح كتلتها} من 2.2 × 10⁻⁸ كجم  إلى مئات الآلاف من الكتل الشمسية. الثقوب السوداء البدائية ذات الكتل الأقل منكان من الممكن أن يتبخر 10 ¹²  كيلوغرامًا الآن بسبب إشعاع هوكينغ. ^{[ 179 ]}

على الرغم من أن الكون المبكر كان شديد الكثافة ، إلا أنه لم ينهار مجددًا ليتحول إلى ثقب أسود خلال الانفجار العظيم، لأن الكون كان يتوسع بسرعة ولم يكن لديه فرق الجاذبية اللازم لتكوين الثقوب السوداء. ولا تنطبق نماذج الانهيار الجذبي للأجسام ذات الحجم الثابت نسبيًا، مثل النجوم ، بالضرورة بنفس الطريقة على الفضاء المتوسع بسرعة مثل الانفجار العظيم. ^{[ 180 ]}

من حيث المبدأ، يمكن أن تتشكل الثقوب السوداء في تصادمات الجسيمات عالية الطاقة التي تصل إلى كثافة كافية، على الرغم من عدم رصد أي أحداث من هذا القبيل. ^{[ 181 ]} هذه الثقوب السوداء المجهرية الافتراضية ، التي قد تتشكل من تصادم الأشعة الكونية مع الغلاف الجوي للأرض أو في مسرعات الجسيمات مثل مصادم الهادرونات الكبير ، لن تكون قادرة على تجميع كتلة إضافية. ^{[ 182 ]} بل ستتبخر في غضون 10⁻²⁵ ثانية تقريبًا ^، ولن تشكل أي تهديد للأرض. ^{[ 183 ]}

يمكن للثقوب السوداء أن تندمج مع أجسام أخرى كالنجوم أو ثقوب سوداء أخرى . يُعتقد أن هذا كان له دورٌ هام، لا سيما في المراحل الأولى لنمو الثقوب السوداء فائقة الكتلة، والتي يُحتمل أنها تشكلت من تجمع العديد من الأجسام الأصغر حجمًا. ^{[ 184 ]} كما اقتُرحت هذه العملية كأصل لبعض الثقوب السوداء متوسطة الكتلة. ^{[ 185 ] [ 186 ]} قد تستغرق عمليات اندماج الثقوب السوداء فائقة الكتلة وقتًا طويلًا: فعندما يقترب نظام ثنائي من الثقوب السوداء فائقة الكتلة من بعضه، تُقذف معظم النجوم القريبة بعيدًا، مما يترك القليل للثقوب السوداء للتفاعل معه جاذبيًا، وهو ما يسمح لها بالاقتراب أكثر من بعضها. تُعرف هذه الظاهرة بمشكلة الفرسخ الفلكي الأخير ، لأن المسافة التي يحدث عندها هذا الاندماج عادةً ما تكون حوالي فرسخ فلكي واحد . ^{[ 187 ] [ 188 ]}

عندما يبتلع ثقب أسود المادة، يدور الغاز في قرص التراكم الداخلي بسرعات فائقة بسبب قربه من الثقب. ويتعرض هذا الغاز سريع الحركة للاحتكاك مع الغاز الأبطأ حركة في القرص الخارجي، ناقلاً إليه الزخم الزاوي. ويؤدي فقدان الزخم الزاوي إلى إجبار الغاز في القرص الداخلي على الدوران بالقرب من الثقب الأسود، فتتحول طاقته الكامنة الجاذبية إلى طاقة حرارية . ويؤدي ذلك إلى تسخين القرص الداخلي إلى درجات حرارة عالية تُصدر كميات هائلة من الإشعاع الكهرومغناطيسي ( أشعة سينية في الغالب )، والذي يمكن رصده بواسطة التلسكوبات. وبحلول الوقت الذي تصل فيه مادة القرص إلى المدار الدائري المستقر الداخلي ( ISCO ) ، يكون ما بين 5.7% و42% من كتلتها قد تحول إلى طاقة ، وذلك تبعًا لدوران الثقب الأسود. ويتم إطلاق حوالي 90% من هذه الطاقة ضمن نطاق 20 ضعف نصف قطر الثقب الأسود. ^{[ 189 ]} في كثير من الحالات، تترافق أقراص التراكم مع نفاثات نسبية تنبعث على طول قطبي الثقب الأسود، والتي تحمل معها جزءًا كبيرًا من الطاقة. ^{[ 190 ]}

تُعزى العديد من الظواهر الكونية الأكثر طاقةً إلى تراكم المادة على الثقوب السوداء. وتستمد النوى المجرية النشطة والكوازارات طاقتها من تراكم المادة على الثقوب السوداء فائقة الكتلة. ^{[ 191 ] [ 192 ]} ومن المقبول عمومًا أن تكون الثنائيات التي تُصدر أشعة سينية أنظمةً ثنائيةً يكون فيها أحد الجسمين جسمًا مضغوطًا يكتسب المادة من رفيقه. ^{[ 137 ]} وقد تكون مصادر الأشعة السينية فائقة اللمعان أقراص التراكم للثقوب السوداء متوسطة الكتلة. ^{[ 193 ]}

عند معدل تراكم معين، يصبح ضغط الإشعاع الخارجي مساويًا لقوة الجاذبية الداخلية، ومن المفترض نظريًا أن الثقب الأسود لن يتمكن من التراكم بمعدل أسرع. يُطلق على هذا الحد اسم حد إيدنجتون . عمليًا، تتراكم المادة في العديد من الثقوب السوداء بمعدل يتجاوز هذا الحد نظرًا لشكلها غير الكروي أو عدم استقرار قرص التراكم. يُطلق على التراكم الذي يتجاوز هذا الحد اسم التراكم فوق حد إيدنجتون ، وقد يكون شائعًا في الكون المبكر. ^{[ 194 ] [ 195 ]}

لوحظ تمزق النجوم بفعل قوى المد والجزر في محيط الثقوب السوداء فائقة الكتلة في نوى المجرات، فيما يُعرف بحدث التمزق المدّي (TDE). تشكّل بعض المواد المتناثرة من النجم الممزق قرصًا تراكميًا حول الثقب الأسود، والذي يُصدر إشعاعًا كهرومغناطيسيًا قابلًا للرصد. ^{[ 196 ] [ 197 ]}

تشير العلاقة بين كتل الثقوب السوداء فائقة الكتلة في مراكز المجرات وتشتت السرعة وكتلة النجوم في انتفاخاتها إلى وجود صلة بين تكوين المجرات وتكوين ثقوبها السوداء المركزية. يمكن لرياح الثقوب السوداء الناتجة عن التراكم السريع للمادة، خاصةً عندما تكون المجرة نفسها لا تزال تتراكم عليها المادة، أن تضغط الغاز القريب، مما يُسرّع تكوين النجوم. مع ذلك، إذا اشتدت هذه الرياح، فقد يدفع الثقب الأسود معظم الغاز خارج المجرة، مما يُوقف تكوين النجوم. كما قد تُنشّط نفاثات الثقوب السوداء تجاويف البلازما القريبة وتقذف غازًا منخفض الإنتروبيا من لب المجرة، مما يجعل الغاز في مراكز المجرات أكثر سخونة من المتوقع . ^{[ 86 ]}

إذا كانت نظرية هوكينغ لإشعاع الثقوب السوداء صحيحة، فمن المتوقع أن تنكمش الثقوب السوداء وتتبخر بمرور الوقت مع فقدانها للكتلة عن طريق انبعاث الفوتونات والجسيمات الأخرى. ^{[ 33 ] : 420} تتناسب درجة حرارة هذا الطيف الحراري ( درجة حرارة هوكينغ ) طرديًا مع جاذبية سطح الثقب الأسود، والتي تتناسب عكسيًا مع كتلته. وبالتالي، تُصدر الثقوب السوداء الكبيرة إشعاعًا أقل من الثقوب السوداء الصغيرة. ^{[ 143 ] : الفصل 9.6 [ 198 ]} يبلغ متوسط ​​درجة حرارة هوكينغ لثقب أسود نجمي كتلته 1 كتلة _{شمسية 62} نانوكلفن . ^{[ 199 ]} هذه القيمة أقل بكثير من درجة حرارة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي البالغة 2.7 كلفن . تتلقى الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية أو الأكبر كتلة أكبر من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي أكثر مما تُصدره من خلال إشعاع هوكينغ، وبالتالي ستنمو بدلًا من أن تنكمش. ^{[ 200 ]} لكي تصل درجة حرارة هوكينغ للثقب الأسود إلى أكثر من 2.7 كلفن (وأن يكون قادرًا على التبخر)، سيحتاج إلى كتلة أقل من كتلة القمر . وسيكون قطر هذا الثقب الأسود أقل من عُشر المليمتر. ^{[ 201 ]}    

من المتوقع أن يكون إشعاع هوكينغ الصادر عن ثقب أسود فلكي ضعيفًا للغاية، مما يجعل رصده من الأرض بالغ الصعوبة. ويُستثنى من ذلك على الأرجح انفجار أشعة غاما الذي يستمر لجزء من الثانية ، والذي ينبعث في المرحلة الأخيرة من تبخر الثقوب السوداء البدائية. وقد باءت محاولات البحث المكثفة عن هذا الإشعاع بالفشل، مما يُحدد الحد الأعلى لاحتمالية وجود ثقوب سوداء بدائية منخفضة الكتلة. ^{[ 202 ]}

عند تطبيقها على النسبية العامة، تُسمى القيود المفروضة على خصائص الثقب الأسود بقوانين ميكانيكا الثقوب السوداء . بالنسبة للثقب الأسود الذي لم يتشكل بعد أو يكتسب مادة، ينص القانون الصفري لميكانيكا الثقوب السوداء على أن جاذبية سطح الثقب الأسود ثابتة عبر أفق الحدث. يربط القانون الأول التغيرات في مساحة سطح الثقب الأسود، وعزمه الزاوي، وشحنته بالتغيرات في طاقته. وينص القانون الثاني على أن مساحة سطح الثقب الأسود لا تتناقص من تلقاء نفسها. وأخيرًا، ينص القانون الثالث على أن جاذبية سطح الثقب الأسود لا تساوي صفرًا أبدًا. تُعد هذه القوانين نظائر رياضية لقوانين الديناميكا الحرارية . إلا أنها ليست متكافئة، لأنه وفقًا للنسبية العامة دون ميكانيكا الكم، لا يمكن للثقب الأسود أن يُصدر إشعاعًا أبدًا، وبالتالي يجب أن تكون درجة حرارته دائمًا صفرًا. ^{[ 203 ] : 11 [ 204 ]}

تتنبأ ميكانيكا الكم بأن الثقب الأسود سيُصدر إشعاع هوكينغ الحراري باستمرار، وبالتالي يجب أن تكون درجة حرارته غير صفرية دائمًا. كما تتنبأ بأن جميع الثقوب السوداء لها إنتروبيا تتناسب طرديًا مع مساحة سطحها. عند أخذ ميكانيكا الكم في الاعتبار، تصبح قوانين ميكانيكا الثقوب السوداء مكافئة لقوانين الديناميكا الحرارية الكلاسيكية. ^{[ 203 ] [ 205 ]} ومع ذلك، فإن هذه الاستنتاجات مُستخلصة دون نظرية كاملة للجاذبية الكمومية، على الرغم من أن العديد من النظريات المحتملة تتنبأ بأن للثقوب السوداء إنتروبيا ودرجة حرارة. وبالتالي، لا تزال الطبيعة الكمومية الحقيقية للديناميكا الحرارية للثقوب السوداء موضع نقاش. ^{[ 203 ] : 29 [ 204 ]}

صورة M87* مع خطوط متراكبة تمثل مقدار واتجاه الاستقطاب

النفاثة النسبية M87*؛ الصورة المصغرة هي ظل الثقب الأسود

تلسكوب أفق الحدث (EHT) هو نظام عالمي من التلسكوبات الراديوية القادرة على رصد ظل الثقب الأسود مباشرةً. ^{[ 44 ]} تعتمد الدقة الزاوية للتلسكوب على فتحته والأطوال الموجية التي يرصدها. ولأن الأقطار الزاوية لنجمي القوس أ* ومسييه 87* في السماء صغيرة جدًا، فإن تلسكوبًا واحدًا سيحتاج إلى أن يكون بحجم الأرض تقريبًا لتمييز أفقهما بوضوح باستخدام الأطوال الموجية الراديوية. ومن خلال دمج البيانات من عدة تلسكوبات راديوية مختلفة حول العالم، يُنشئ تلسكوب أفق الحدث فتحة فعالة بحجم قطر الأرض. استخدم فريق EHT خوارزميات التصوير لحساب الصورة الأكثر احتمالًا من البيانات في رصده لنجمي القوس أ* ومسييه 87* . ^{[ 209 ] [ 1 ]}

يمكن استخدام قياس التداخل بالموجات الثقالية للكشف عن اندماج الثقوب السوداء وغيرها من الأجسام المدمجة. في هذه الطريقة، يُقسّم شعاع ليزر، ويُرسل عبر ذراعين طويلين لنفق، ثم ينعكس عند الطرف البعيد للنفق ليلتقي مجددًا عند نقطة تقاطع الذراعين، ما يؤدي إلى إلغاء كل منهما للآخر بدقة . مع ذلك، عندما تمر موجة ثقالية، فإنها تُشوّه نسيج الزمكان، مُغيرةً الأطوال النسبية للذراعين. ولأن كل شعاع ليزر يقطع الآن مسافة مختلفة قليلاً، فإنهما لا يلغيان بعضهما البعض، ولا يُنتجان إشارة قابلة للتمييز. يُمكن لتحليل هذه الإشارة أن يُزوّد ​​العلماء بمعلومات حول سبب حدوث الموجات الثقالية. ولأن الموجات الثقالية ضعيفة جدًا، يجب أن تحتوي مراصد الموجات الثقالية، مثل مرصد ليغو، على أذرع يبلغ طولها عدة كيلومترات، وأن تُضبط بدقة للحد من التشويش الناتج عن الأرض، حتى تتمكن من رصد هذه الموجات الثقالية. ^{[ 210 ]} منذ القياسات الأولى في عام 2016 ، تم رصد وتحليل العديد من الموجات الثقالية الصادرة من الثقوب السوداء. ^{[ 91 ]}

يجري حاليًا بناء جهاز LISA ، وهو أداة لرصد موجات الجاذبية محمولة على الأقمار الصناعية، ومن المقرر إطلاقه في عام 2035 تقريبًا. ستتألف المهمة من ثلاث مركبات فضائية تحلق في تشكيل مثلثي بطول أذرع يبلغ 2.5 مليون كيلومتر، وذلك لرصد موجات الجاذبية منخفضة التردد الصادرة من مصادر مثل اندماج الثقوب السوداء فائقة الكتلة والأنظمة الثنائية المدمجة. ^{[ 211 ] [ 212 ]}

أكدت صورة تلسكوب أفق الحدث لنجم القوس أ*، وهو الجسم الموجود في مركز مجرة ​​درب التبانة، والتي نُشرت في عام 2022، أنه بالفعل ثقب أسود. ^{[ 45 ]}

توفر الحركات الذاتية للنجوم القريبة من مركز مجرة ​​درب التبانة أدلة رصدية قوية على أن هذه النجوم تدور حول ثقب أسود فائق الكتلة. وقد تتبع علماء الفلك حركات أكثر من 100 نجم تدور حول جسم غير مرئي يتطابق مع مصدر الراديو Sagittarius A*. أحد هذه النجوم، المسمى S2 ، أكمل دورة كاملة حول نفسه. ومن خلال مطابقة حركات النجوم مع مدارات كبلر ، تمكن علماء الفلك من استنتاج أن الجسم غير المرئي المفترض أنه Sagittarius A* يجب أن تكون كتلته 10 ..._{تبلغ كتلته} 4.3 × 10⁶ كتلة شمسية ^، ونصف قطره أقل من 0.002 سنة ضوئية. ^{[ 213 ]} هذا الحد الأعلى لنصف القطر أكبر من نصف قطر شوارزشيلد للكتلة المقدرة، لذا فإن هذا لا يثبت أن القوس أ* ثقب أسود. مع ذلك، تشير هذه الملاحظات بقوة إلى أن الجسم المركزي هو ثقب أسود فائق الكتلة، إذ لا توجد سيناريوهات أخرى معقولة لحصر هذه الكتلة الهائلة غير المرئية في حجم صغير كهذا. ^{[ 39 ]} إضافةً إلى ذلك، تشير بيانات اللمعان لهذا الجسم إلى أنه لا بد أن يمتلك أفق حدث، وهي سمة مميزة للثقوب السوداء. ^{[ 214 ]} من خلال تتبع حركة المركز، تبين أن الجسم المركزي ثابت في مركز المجرة. ^{[ 215 ]} 

تُعدّ الأنظمة الثنائية للأشعة السينية أنظمةً ثنائيةً تُصدر كمياتٍ كبيرةً من إشعاع الأشعة السينية . وتنتج هذه الانبعاثات عندما يبتلع جسمٌ مضغوطٌ المادة من نجمٍ عادي. ^{[ 216 ]} يُتيح وجود نجمٍ عاديٍّ في مثل هذا النظام فرصةً لدراسة الجسم المركزي وتحديد ما إذا كان ثقبًا أسود. ومن خلال قياس الفترة المدارية للنظام الثنائي، والمسافة بينه وبين الأرض، وكتلة النجم المرافق، يستطيع العلماء تقدير كتلة الجسم المضغوط. ^{[ 217 ]} يُحدد حد تولمان -أوبنهايمر-فولكوف (حد TOV) أكبر كتلةٍ يُمكن أن يبلغها نجمٌ نيوترونيٌّ غير دوّار، ويُقدّر بنحو كتلتين شمسيّتين. في حين يُمكن أن يكون النجم النيوتروني الدوّار أكبر كتلةً بقليل، إذا كان الجسم المضغوط أكبر بكثير من حد TOV، فلا يُمكن أن يكون نجمًا نيوترونيًا، ويُتوقع عمومًا أن يكون ثقبًا أسود. ^{[ 137 ] [ 218 ]}

يمكن تصنيف الثنائيات النجمية للأشعة السينية إلى ثنائية منخفضة الكتلة وثنائية عالية الكتلة ؛ ويستند هذا التصنيف إلى كتلة النجم المرافق، وليس كتلة الجسم المضغوط نفسه. ^{[ 81 ]} في فئة من الثنائيات النجمية للأشعة السينية تُسمى العابرات الضوئية للأشعة السينية اللينة، يكون النجم المرافق ذا كتلة منخفضة نسبيًا، مما يسمح بتقديرات أكثر دقة لكتلة الثقب الأسود. تُصدر هذه الأنظمة أشعة سينية نشطة لبضعة أشهر فقط مرة كل 10-50 عامًا. خلال فترة انخفاض انبعاث الأشعة السينية، والتي تُسمى فترة السكون، يكون قرص التراكم خافتًا للغاية، مما يسمح بمراقبة النجم المرافق بدقة. ^{[ 137 ]} وقد تم قياس العديد من المرشحين للثقوب السوداء بهذه الطريقة. ^{[ 219 ]} كما تُوجد الثقوب السوداء أحيانًا في ثنائيات مع أجسام مضغوطة أخرى، مثل الأقزام البيضاء ، ^{[ 81 ]} والنجوم النيوترونية، ^{[ 220 ] [ 221 ]} وثقوب سوداء أخرى. ^{[ 222 ] [ 223 ]}

يحتوي مركز كل مجرة ​​كبيرة تقريبًا على ثقب أسود فائق الكتلة. ^{[ 86 ]} يشير الارتباط الرصدي الوثيق بين كتلة هذا الثقب وتشتت سرعة انتفاخ المجرة المضيفة ، والمعروف بعلاقة الكتلة-سيجما ، بقوة إلى وجود صلة بين تكوين الثقب الأسود وتكوين المجرة نفسها. ^{[ 224 ] [ 225 ]} في بعض المجرات، يشكل الثقب الأسود مصدرًا قويًا للإشعاع يُسمى النواة المجرية النشطة . ^{[ 226 ] [ 65 ]}

النواة المجرية النشطة

يستخدم علماء الفلك مصطلح "المجرة النشطة" لوصف المجرات ذات الخصائص غير العادية، مثل انبعاثات الخطوط الطيفية غير المألوفة والانبعاثات الراديوية القوية جدًا. وقد أظهرت الدراسات النظرية والرصدية أن المستويات العالية من النشاط في مراكز هذه المجرات، وهي مناطق تُسمى النوى المجرية النشطة (AGN)، يُمكن تفسيرها بتراكم المادة على الثقوب السوداء فائقة الكتلة. تتكون هذه النوى المجرية النشطة من ثقب أسود مركزي قد تكون كتلته أكبر من كتلة الشمس بملايين أو مليارات المرات ، وقرص من الغاز والغبار بين النجوم يُسمى قرص التراكم، ونفاثتين عموديتين على قرص التراكم. ^{[ 228 ]} أما الثقوب السوداء في المجرات الهادئة فتتراكم عليها المادة ببطء أكبر أو تشعها بكفاءة أقل. ^{[ 226 ] [ 65 ]}

على الرغم من أنه من المتوقع وجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة في معظم النوى المجرية النشطة، إلا أن أنوية بعض المجرات فقط خضعت لدراسة دقيقة في محاولات لتحديد وقياس الكتل الفعلية للثقوب السوداء المركزية المرشحة. ومن أبرز المجرات التي تحتوي على ثقوب سوداء مرشحة: مجرة ​​أندروميدا ، ومسييه 32 ، ومسييه 87 ، ومجرة سومبريرو ، ومجرة درب التبانة نفسها. ^{[ 229 ] [ 230 ]}

يمكن رصد الثقوب السوداء عن طريق عدسة الجاذبية : وهي انحراف أشعة الضوء نتيجة تشوه نسيج الزمكان حول جسم ضخم. ^{[ 231 ]} قد ينتج عن نجم بعيد خلف مصدر جاذبية صور متعددة له، ولكن إذا تعذر تمييز هذه الصور ، تُسمى هذه الظاهرة بالعدسة الصغرية . ^{[ 232 ]} في العدسة الصغرية، يرى الفلكيون النجم مكبرًا بمقدار يتغير بتغير حركة النجم المصدر والعدسة والمراقب. يجب على الفلكيين مراقبة صورة النجم على مدى بضع سنوات ومطابقة منحنى ضوئه مع نماذج تأثير الجاذبية. ^{[ 233 ]} تُعد العدسة الصغرية، كأداة في الفيزياء الفلكية، حساسة بشكل فريد للأجسام المظلمة مثل الثقوب السوداء المنفردة غير الموجودة في نظام ثنائي. مع ذلك، فإن مقارنة منحنى الضوء المتوقع بالملاحظات ينتج عنها حلول متعددة غير قابلة للتمييز، مما يتطلب قياسات متابعة مكلفة لاختيار الثقوب السوداء المرشحة وتأكيدها. أسفرت أكثر من 10000 عملية عدسة جاذبية دقيقة عن 23 مرشحًا للثقوب السوداء، ولكن تم تأكيد جسم واحد فقط على أنه ثقب أسود معزول باستخدام قياسات إضافية من تلسكوب هابل الفضائي . ^{[ 234 ]}

وفقًا لنظرية انعدام الشعر، يُعرَّف الثقب الأسود بثلاثة معايير فقط: كتلته، وشحنته، وعزمه الزاوي. يبدو أن هذا يعني فقدان جميع المعلومات الأخرى المتعلقة بالمادة التي ساهمت في تكوين الثقب الأسود، إذ لا توجد طريقة لتحديد أي شيء عنه من الخارج سوى هذه المعايير الثلاثة. عندما كان يُعتقد أن الثقوب السوداء تدوم إلى الأبد، لم يكن فقدان هذه المعلومات مشكلة، إذ يُمكن اعتبارها موجودة داخل الثقب الأسود. ^{[ 235 ]} مع ذلك، تتبخر الثقوب السوداء ببطء عن طريق انبعاث إشعاع هوكينغ. لا يبدو أن هذا الإشعاع يحمل أي معلومات إضافية عن المادة التي شكلت الثقب الأسود، ما يعني أن هذه المعلومات قد فُقدت إلى الأبد. يُطلق على هذه الظاهرة اسم مفارقة معلومات الثقب الأسود. ^{[ 236 ] [ 237 ]} وقد أدت الدراسات النظرية التي حللت هذه المفارقة إلى ظهور مفارقات أخرى وأفكار جديدة حول تقاطع ميكانيكا الكم والنسبية العامة. على الرغم من عدم وجود إجماع على حل هذه المفارقة، يُتوقع أن يكون العمل على هذه المشكلة مهمًا لنظرية الجاذبية الكمومية . ^{[ 238 ] : 126}

أظهرت عمليات رصد المجرات البعيدة أن الكوازارات فائقة اللمعان، التي تستمد طاقتها من الثقوب السوداء فائقة الكتلة، كانت موجودة في الكون المبكر منذ الانزياح الأحمر.${\displaystyle z\geq 7,}$بعد أقل من مليار سنة من الانفجار العظيم. ^{[ 239 ]} يُفترض أن هذه الثقوب السوداء ناتجة عن الانهيار الجذبي لنجوم المجموعة الثالثة الكبيرة . ^{[ 240 ] [ 241 ]} ومع ذلك، لم تكن هذه البقايا النجمية ضخمة بما يكفي لإنتاج الكوازارات التي رُصدت في المراحل المبكرة دون أن تتجاوز معدل تراكم المادة حد إيدنجتون، وهو الحد الأقصى النظري لمعدل تراكم المادة على الثقوب السوداء. ^{[ 242 ] [ 243 ]}

اقترح الفيزيائيون آلياتٍ مختلفةً لتكوّن هذه الثقوب السوداء فائقة الكتلة. فقد طُرحت فرضيةٌ مفادها أن ثقوبًا سوداء أصغر حجمًا ربما اندمجت أيضًا لتُنتج الثقوب السوداء فائقة الكتلة المرصودة. ^{[ 244 ] [ 245 ]} ومن المحتمل أيضًا أنها نشأت من ثقوب سوداء ناتجة عن انهيار مباشر ، حيث تتجنب سحابة ضخمة من الغاز الساخن التفتت الذي كان سيؤدي إلى تكوّن نجوم متعددة، وذلك بسبب انخفاض الزخم الزاوي أو التسخين الناتج عن مجرة ​​قريبة. وفي ظل الظروف المناسبة، يتكوّن نجم واحد فائق الكتلة وينهار مباشرةً إلى ثقب أسود دون المرور بالتطور النجمي المعتاد . ^{[ 246 ] [ 247 ]} إضافةً إلى ذلك، قد تكون هذه الثقوب السوداء فائقة الكتلة في الكون المبكر ثقوبًا سوداء بدائية عالية الكتلة، والتي ربما تكون قد اجتذبت المزيد من المادة في مراكز المجرات. ^{[ 248 ]} أخيرًا، تسمح بعض الآليات للثقوب السوداء بالنمو بوتيرة أسرع من حد إيدنجتون النظري، مثل الغاز الكثيف في قرص التراكم الذي يحد من ضغط الإشعاع الخارجي، مما يمنع الثقب الأسود من التراكم. ^{[ 242 ] [ 249 ]} مع ذلك، فإن تشكل النفاثات ثنائية القطب يمنع معدلات النمو التي تتجاوز حد إيدنجتون. ^{[ 195 ]}

على الرغم من وجود أدلة قوية تدعم وجود الثقوب السوداء فائقة الكتلة، ^{[ 250 ] [ 251 ]} فإن الخط الفاصل بين الثقوب السوداء الأخف والنجوم النيوترونية يعتمد على نظريات المادة فائقة الكثافة. ولا تتوفر اختبارات رصدية مباشرة: إذ يُفترض أن الأجسام التي تُلاحظ كتلتها أعلى من التوقعات الخاصة بالنجوم النيوترونية هي ثقوب سوداء. وتشير أدلة حديثة من أحداث موجات الجاذبية إلى احتمال الحاجة إلى تعديلات على هذه النظريات. ^{[ 80 ]} وقد تسمح أطوار جديدة غريبة للمادة بوجود أنواع أخرى من الأجسام الضخمة. ^{[ 137 ]} ستتكون نجوم الكواركات من مادة الكواركات ، وتدعمها قوة انحلال الكواركات، وهي شكل من أشكال ضغط الانحلال أقوى من ضغط انحلال النيوترونات. وهذا من شأنه أن يوقف الانهيار الجذبي عند كتلة أعلى من تلك اللازمة للنجم النيوتروني. ^{[ 252 ] [ 253 ]} أما النجوم الأقوى، والتي تُسمى النجوم الكهروضعيفة، فستُحوّل الكواركات في نواتها إلى ليبتونات ، مما يوفر ضغطًا إضافيًا لمنع النجم من الانهيار. ^{[ 254 ] [ 255 ]} إذا كانت الكواركات واللبتونات، كما تفترض بعض امتدادات النموذج القياسي ، تتكون من جسيمات أساسية أصغر تُسمى البريونات ، فإن ضغط انحلال البريونات قد يدعم نجمًا شديد الكثافة. ^{[ 256 ]} في حين أن أيًا من هذه النماذج الافتراضية لا يستطيع تفسير جميع ملاحظات المرشحين للثقوب السوداء النجمية، فإن نجم Q هو البديل الوحيد الذي يمكن أن يتجاوز بشكل كبير حد كتلة النجوم النيوترونية، وبالتالي يوفر بديلاً للثقوب السوداء فائقة الكتلة. ^{[ 137 ] : 12}

تم افتراض وجود بعض الأجسام النظرية التي تتطابق مع رصد مرشحي الثقوب السوداء الفلكية بشكل متطابق أو شبه متطابق، ولكنها تعمل عبر آلية مختلفة. ^{[ 257 ]} يقوم نجم الطاقة المظلمة بتحويل المادة المتساقطة إلى طاقة فراغية ؛ ستكون هذه الطاقة الفراغية أكبر بكثير من طاقة الفراغ في الفضاء الخارجي، مما يُولّد ضغطًا خارجيًا ويمنع تكوّن التفرد. ^{[ 258 ] [ 259 ]} ينهار النجم الأسود بفعل الجاذبية ببطء كافٍ بحيث تُبقيه التأثيرات الكمومية على حافة الانهيار الكامل إلى ثقب أسود. ^{[ 260 ]} يتكون النجم الجاذبي من غلاف رقيق جدًا وداخل من الطاقة المظلمة يوفر ضغطًا خارجيًا لمنع الانهيار إلى ثقب أسود أو تكوّن التفرد؛ بل قد يحتوي على نجم جاذبي آخر في داخله، يُسمى "النجم العش". ^{[ 261 ]}