This HTML5 document contains 583 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

PrefixIRI
dbpedia-frhttp://fr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-lahttp://la.dbpedia.org/resource/
dbpedia-mrhttp://mr.dbpedia.org/resource/
dbrhttp://dbpedia.org/resource/
n65http://mn.dbpedia.org/resource/
n45http://azb.dbpedia.org/resource/
n95http://su.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nohttp://no.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ukhttp://uk.dbpedia.org/resource/
n120http://ia.dbpedia.org/resource/
n40http://jv.dbpedia.org/resource/
n89http://pa.dbpedia.org/resource/
foafhttp://xmlns.com/foaf/0.1/
n126http://new.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ethttp://et.dbpedia.org/resource/
dbpedia-elhttp://el.dbpedia.org/resource/
n93https://global.dbpedia.org/id/
n62http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/
dbpedia-fyhttp://fy.dbpedia.org/resource/
dbpedia-rohttp://ro.dbpedia.org/resource/
n39http://my.dbpedia.org/resource/
dbphttp://dbpedia.org/property/
n25http://arz.dbpedia.org/resource/
n70http://uz.dbpedia.org/resource/
n124https://www.esa.int/gsp/ACT/phy/Projects/Blackholes/
n10http://te.dbpedia.org/resource/
n132http://ta.dbpedia.org/resource/
n56http://ur.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nnhttp://nn.dbpedia.org/resource/
dbpedia-zhhttp://zh.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ithttp://it.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cahttp://ca.dbpedia.org/resource/
wikipedia-enhttp://en.wikipedia.org/wiki/
dbpedia-plhttp://pl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-idhttp://id.dbpedia.org/resource/
dbpedia-pnbhttp://pnb.dbpedia.org/resource/
n117http://www.eso.org/public/videos/eso0846b/
dbpedia-eshttp://es.dbpedia.org/resource/
dbpedia-eohttp://eo.dbpedia.org/resource/
n44https://books.google.com/
rdfhttp://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
dbpedia-azhttp://az.dbpedia.org/resource/
n68http://api.nytimes.com/svc/semantic/v2/concept/name/nytd_des/
dbpedia-gahttp://ga.dbpedia.org/resource/
dbpedia-arhttp://ar.dbpedia.org/resource/
n15http://ml.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hrhttp://hr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-anhttp://an.dbpedia.org/resource/
n24http://tl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-thhttp://th.dbpedia.org/resource/
n37https://www.youtube.com/
rdfshttp://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
n110http://apod.nasa.gov/htmltest/gifcity/
dbpedia-iohttp://io.dbpedia.org/resource/
provhttp://www.w3.org/ns/prov#
dbpedia-dehttp://de.dbpedia.org/resource/
dbpedia-dahttp://da.dbpedia.org/resource/
n76http://scn.dbpedia.org/resource/
n109http://ast.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kahttp://ka.dbpedia.org/resource/
n63http://lv.dbpedia.org/resource/
dbpedia-glhttp://gl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-lbhttp://lb.dbpedia.org/resource/
dbpedia-mshttp://ms.dbpedia.org/resource/
dbpedia-gdhttp://gd.dbpedia.org/resource/
n58http://yi.dbpedia.org/resource/
n81http://hy.dbpedia.org/resource/
dbpedia-huhttp://hu.dbpedia.org/resource/
n141http://tg.dbpedia.org/resource/
dbpedia-lmohttp://lmo.dbpedia.org/resource/
n42http://hi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hsbhttp://hsb.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cshttp://cs.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hehttp://he.dbpedia.org/resource/
n66http://sah.dbpedia.org/resource/
dcthttp://purl.org/dc/terms/
dbpedia-sqhttp://sq.dbpedia.org/resource/
n17http://li.dbpedia.org/resource/
n11http://si.dbpedia.org/resource/
n60http://ht.dbpedia.org/resource/
dbpedia-behttp://be.dbpedia.org/resource/
n21http://ba.dbpedia.org/resource/
n113http://cv.dbpedia.org/resource/
dbpedia-barhttp://bar.dbpedia.org/resource/
dbohttp://dbpedia.org/ontology/
n106http://d-nb.info/gnd/
owlhttp://www.w3.org/2002/07/owl#
n102https://web.archive.org/web/19980118051503/http:/casa.colorado.edu/~ajsh/
n18https://web.archive.org/web/20040925044354/http:/www.mpe.mpg.de/ir/GC/
n130http://vec.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kohttp://ko.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kkhttp://kk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-warhttp://war.dbpedia.org/resource/
n138http://lt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fihttp://fi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fahttp://fa.dbpedia.org/resource/
dbpedia-slhttp://sl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-shhttp://sh.dbpedia.org/resource/
dbthttp://dbpedia.org/resource/Template:
dbpedia-cyhttp://cy.dbpedia.org/resource/
n33https://archive.org/details/
dbpedia-ochttp://oc.dbpedia.org/resource/
n53http://sco.dbpedia.org/resource/
n54http://ce.dbpedia.org/resource/
n134http://ckb.dbpedia.org/resource/
dbpedia-jahttp://ja.dbpedia.org/resource/
n92http://kn.dbpedia.org/resource/
wikidatahttp://www.wikidata.org/entity/
dbpedia-swhttp://sw.dbpedia.org/resource/
n71http://plato.stanford.edu/entries/spacetime-singularities/
n26http://gu.dbpedia.org/resource/
dbpedia-skhttp://sk.dbpedia.org/resource/
xsdhhttp://www.w3.org/2001/XMLSchema#
dbpedia-simplehttp://simple.dbpedia.org/resource/
dbpedia-afhttp://af.dbpedia.org/resource/
n43http://bs.dbpedia.org/resource/
n47http://tt.dbpedia.org/resource/
n96http://ne.dbpedia.org/resource/
n136https://www.preposterousuniverse.com/spacetimeandgeometry/
dbpedia-bghttp://bg.dbpedia.org/resource/
n83http://or.dbpedia.org/resource/
n111https://www.bbc.com/news/
n12http://dbpedia.org/resource/File:
n67http://ky.dbpedia.org/resource/
n50http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/
dbpedia-kuhttp://ku.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ruhttp://ru.dbpedia.org/resource/
n46http://fo.dbpedia.org/resource/
dbpedia-mkhttp://mk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-svhttp://sv.dbpedia.org/resource/
dbpedia-alshttp://als.dbpedia.org/resource/
dbpedia-commonshttp://commons.dbpedia.org/resource/
n27http://mg.dbpedia.org/resource/
dbpedia-srhttp://sr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-brhttp://br.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nlhttp://nl.dbpedia.org/resource/
n22http://bn.dbpedia.org/resource/
freebasehttp://rdf.freebase.com/ns/
dbpedia-pmshttp://pms.dbpedia.org/resource/
n121http://d-nb.info/gnd/4053793-6/about/
dbpedia-vihttp://vi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-euhttp://eu.dbpedia.org/resource/
dbchttp://dbpedia.org/resource/Category:

Statements

Subject Item
dbr:Black_hole
rdf:type
owl:Thing
rdfs:label
블랙홀 Schwarzes Loch Nigra truo Czarna dziura 黑洞 Zwart gat Černá díra Чорна діра Dúpholl Μαύρη τρύπα Buco nero Trou noir Чёрная дыра Black hole ブラックホール Forat negre Svart hål Lubang hitam ثقب أسود Zulo beltz Agujero negro
rdfs:comment
Lubang hitam (Inggris: Black hole) adalah bagian dari ruang waktu yang merupakan gravitasi paling kuat, bahkan cahaya tidak bisa kabur. Teori relativitas umum memprediksi bahwa butuh massa besar untuk menciptakan sebuah yang berada di ruang waktu. Di sekitar lubang hitam ada permukaan yang disebut horizon peristiwa. Objek ini disebut "hitam" karena menyerap apapun yang berada disekitarnya dan tidak dapat kembali lagi, bahkan cahaya. Secara teoretis, lubang hitam dapat memliki ukuran sebesar apa pun, dari mikroskopik sampai ke ukuran alam raya yang dapat diamati. memprediksi bahwa horizon peristiwa memancarkan radiasi disekitarnya dengan suhu yang terbatas. Suhu ini berbanding terbalik dengan massa lubang hitam, sehingga sulit untuk diamati lubang hitam bermassa bintang atau lebih. Lubang Μαύρη τρύπα (ή μελανή οπή, αγγλικά: black hole) ονομάζεται το σημείο του χωροχρόνου, στο οποίο οι βαρυτικές δυνάμεις είναι τόσο μεγάλες, ώστε τίποτε -ούτε καν τα σωματίδια και η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, όπως το φως- να μην μπορεί να ξεφεύγει από αυτό. Ο όρος «μαύρη τρύπα» είναι ευρύτατα διαδεδομένος και επινοήθηκε το 1967 από τον Αμερικανό αστρονόμο και θεωρητικό φυσικό, . Δεν αναφέρεται σε τρύπα με τη συνήθη έννοια (οπή), αλλά σε μια περιοχή του χώρου, από την οποία τίποτα δεν μπορεί να επιστρέψει. Η μαύρη τρύπα μπορεί να είναι , ή . 블랙홀(black hole)은 항성이 진화의 최종단계에서 폭발후 수축되어 생성된 것으로 추측되는, 강력한 밀도와 중력으로 입자나 전자기 복사, 빛을 포함한 그 무엇도 빠져나올 수 없는 시공간 영역이다. 일반 상대성이론은 충분히 밀집된 질량이 시공을 뒤틀어 블랙홀을 형성할 수 있음을 예측한다. 블랙홀로부터의 탈출이 불가능해지는 경계를 사건의 지평선(event horizon)이라고 한다. 어떤 물체가 사건의 지평선을 넘어갈 경우, 그 물체에게는 파멸적 영향이 가해지겠지만, 바깥 관찰자에게는 속도가 점점 느려져 그 경계에 영원히 닿지 않는 것처럼 보인다. 블랙홀은 빛을 반사하지 않기에 이상적 흑체처럼 행동한다. 또한 휘어진 시공간의 양자장론에 따르면 사건의 지평선은 블랙홀의 질량에 반비례하는 온도를 가진 흑체 같은 스펙트럼의 열복사를 방출하며, 이를 호킹 복사라고 한다. 항성질량 블랙홀의 경우 이 온도가 수십억분의 1 켈빈 수준이기에 그 열복사를 관측하는 것은 본질적으로 불가능하다. Ein Schwarzes Loch ist ein Objekt, dessen Masse auf ein extrem kleines Volumen, eine sogenannte Singularität, konzentriert ist. Sie erzeugt in ihrer unmittelbaren Umgebung eine so starke Gravitation, dass nicht einmal Licht von dort entkommen kann. Die äußere Grenze dieses Bereiches wird Ereignishorizont genannt. Innerhalb eines Ereignishorizonts kann sich nichts von der Singularität entfernen. Is é is poll dubh nó dúpholl ann ná réigiún sa spás-am a bhfuil a réimse imtharraingthe chomh láidir is nach féidir don tsolas féin éalú as. Go bunúsach, is toradh matamaiticiúil do (an leagan fairsingithe de theoiric coibhneasachta Einstein) é an dúpholl, ach tá na réalteolaithe i ndiaidh sonrú a chur i gcuid mhaith réadanna aisteacha sa spás a d'fhéadfadh a bheith ina ndúphoill. Un agujero negro​ es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada y densa como para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir un tipo de radiación, la radiación de Hawking, conjeturada por Stephen Hawking en la década de 1970. La radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción.​ ブラックホール(black hole)とは、極めて高密度で、強い重力のために物質だけでなく光さえ脱出することができない天体である。 Zulo beltza espazio-denborako zati bat da, hain grabitate indar handia duena, ez baitio ihes egiten uzten ezertxori ere, ezta eta erradiazio elektromagnetikoari —adibidez, argiari— ere. Argia zulo beltzaren erakarpen indarretik ateratzea ez da posible, ihes-abiadura argiaren abiadura baino handiagoa delako. Beraz, zerbaitek zulo beltzetik ihes egitea ez da posible, argiaren abiadura gainditzea ez baita posible. Erlatibitate orokorraren arabera, zulo beltzek ez dute kanpora ez materia ez argirik isurtzen. , ordea, gertakari horizonteak Hawkingen erradiazioa isurtzen duela dio. Чёрная дыра́ — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света. Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда. Различают четыре сценария образования чёрных дыр: Czarna dziura – obszar czasoprzestrzeni, którego z uwagi na wpływ grawitacji, nic (łącznie ze światłem) nie może opuścić. Zgodnie z ogólną teorią względności, do jej powstania niezbędne jest nagromadzenie dostatecznie dużej masy w odpowiednio małej objętości. Czarną dziurę otacza matematycznie zdefiniowana powierzchnia nazywana horyzontem zdarzeń, która wyznacza granicę bez powrotu. Nazywa się ją „czarną”, ponieważ pochłania całkowicie światło trafiające w horyzont, nie odbijając niczego, zupełnie jak ciało doskonale czarne w termodynamice. Mechanika kwantowa przewiduje, że czarne dziury emitują promieniowanie jak ciało doskonale czarne o niezerowej temperaturze. Temperatura ta jest odwrotnie proporcjonalna do masy czarnej dziury, co sprawia, że bardzo trudno je zaobserwować w wypadku czar Чо́рна діра́ — астрофізичний об'єкт, який створює настільки потужну силу тяжіння, що жодні, як завгодно швидкі частинки, не можуть покинути його поверхню, навіть світло. Термін запровадив Джон Арчибальд Вілер наприкінці 1967 року. Він вперше вжив його в публічній лекції «Наш Всесвіт: відоме й невідоме» (англ. Our Universe: the Known and Unknown) 29 грудня 1967 року. الثقب الأسود هو منطقة موجودة في الزمكان (الفضاء بأبعاده الأربعة، وهي الأبعاد الثلاثة بالإضافة إلى الزمن) تتميز بجاذبية قوية جداً بحيث لايمكن لأي شيء - ولا حتى الجسيمات أو موجات الإشعاع الكهرومغناطيسي مثل الضوء - الإفلات منها. تتنبأ النظرية النسبية العامة بأنه يمكن لكتلة مضغوطة بقدر معين أن تشوه الزمكان لتشكيل الثقب الأسود. يُطلق على حدود المنطقة التي لا يُمكن الهروب منها اسم أفق الحدث. وعلى الرغم من أن عبور حدود أفق الحدث له تأثيرات هائلة على مصير وظروف أي جسم يعبُره، إلا أنه لا تظهر أي خصائص يُمكن ملاحظتها لهذه المنطقة. يعمل الثقب الأسود بصفته جسما أسودا مثاليا، لأنه لا يعكس أي ضوء. علاوة على ذلك، تتنبأ بٱنبعاث إشعاع هوكينج آفاق الحدث، بنفس الطيف الذي يتسم به الجسم الأسود لدرجة حرارة تتناسب عكسيا مع كتلته. درجة الحرارة هذه على حدود جزء من مليار من الكلفن للثقوب السوداء من الكتلة النجمية Nigra truo estas kosma objekto, kies kerno kunfalis. En tia astro kompakta la tuta materio kunfalis al tiom densa formo, ke ĝia enorma gravito baras eĉ la proprajn lumradiojn. Do ĝi ne povas elsendi lumon kaj estas nigra. Ĝia gravito povas reteni ĉiajn objektojn ĉirkaŭajn, kiuj aliras ĝin kirle. Laŭ la teorio de relativeco, nenio povas eliri el nigra truo (ekzemplo: se iu sendus iom da lumo al la nigra truo, la lumo reflektiĝus neniam, ĉar la gravito estas tro intensa). La terminon "nigra truo" anglalingve (black hole) enkondukis la fizikisto John Archibald Wheeler en 1967. En astrophysique, un trou noir est un objet céleste si compact que l'intensité de son champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. De tels objets ne peuvent ni émettre, ni diffuser la lumière et sont donc noirs, ce qui en astronomie revient à dire qu'ils sont optiquement invisibles. Toutefois, plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d'onde ont été mises au point et permettent d’étudier de nombreux phénomènes qu’ils induisent. En particulier, la matière happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d’être « engloutie » et émet une quantité importante de rayons X. Volgens de algemene relativiteitstheorie is een zwart gat een gebied in de astronomische ruimte waaruit niets, zelfs licht niet, kan ontsnappen. Dit is het gevolg van een extreme vervorming van de ruimtetijd die hier optreedt, door de zwaartekracht van een zeer compacte enorme massa. Rondom een zwart gat is er een denkbeeldig oppervlak dat als grens fungeert, de zogeheten waarnemingshorizon. Vlak boven deze waarnemingshorizon kan het licht nog net wel aan de enorme zwaartekracht ontsnappen. 黑洞(英語:black hole)是時空展現出引力的加速度極端強大,以至於沒有粒子,甚至電磁輻射,像是光都無法逃逸的區域。廣義相對論預測,足夠緊密的質量可以扭曲時空,形成黑洞;不可能從該區域逃離的邊界稱為事件視界 (英語:event horizon)。雖然,事件視界對穿越它的物體的命運和情況有巨大影響,但對該地區的觀測似乎未能探測到任何特徵。在許多方面,黑洞就像一個理想的黑體,它不反光。此外,彎曲時空中的量子場論預測,事件視界發出的霍金輻射,如同黑體的光譜一樣,可以用來測量與質量反比的溫度。在恆星質量的黑洞,這種溫度高達數十億K,因此基本上無法觀測。 最早在18世紀,約翰·米歇爾和皮耶-西蒙·拉普拉斯就考慮過引力場強大到光線都無法逃逸的物體。1916年,卡爾·史瓦西發現了廣義相對論現代黑洞模型特徵的第一個解,然而在1958年才首次發表它做為一個無法逃脫空間區域的解釋。長期以來,黑洞一直被認為是數學上的一種好奇心。在20世紀60年代,理倫工作顯示這是廣義相對論的一般預測。約瑟琳·貝爾·伯奈爾在1967年發現中子星,激發了人們對引力坍縮造成緻密天體的興趣,認為可能能在天體物理中實現。 Ett svart hål är, enligt den allmänna relativitetsteorin, en koncentration av massa med ett så starkt gravitationsfält att ingenting, inte ens ljus, kan övervinna kroppens gravitation. Materia eller ljus som kommer in innanför det svarta hålets händelsehorisont förblir där och kan aldrig komma ut igen, förutom eventuellt oerhört långsamt i form av Hawkingstrålning. Man kan inte heller få en reflektion eller spegelbild genom att belysa det med en ljuskälla och inte få någon information om materia som försvunnit in i hålet. En astronomia, un forat negre és una concentració de matèria d'altíssima densitat, tal que la seva força gravitatòria és tan elevada que la velocitat d'alliberament és superior a la velocitat de la llum. Per tant, res que es trobi dins del seu horitzó d'esdeveniments pot escapar-se'n, excepte per mitjà de l'efecte túnel quàntic. El terme "forat negre" no s'ha d'entendre com un "forat" en el sentit usual del terme, sinó com una regió de l'espai de la qual res no pot escapar, ni tan sols la llum. És per aquest motiu que se'ls anomena "negres". In astrofisica un buco nero è un corpo celeste con un campo gravitazionale così intenso da non lasciare sfuggire né la materia, né la radiazione elettromagnetica, ovvero una regione dello spaziotempo avente una curvatura sufficientemente grande, relativisticamente parlando, che nulla al suo interno può uscire all'esterno, nemmeno la luce. La velocità di fuga di un buco nero risulta superiore alla velocità della luce, ma poiché la velocità della luce è un limite insuperabile, nessuna particella di materia o radiazione può allontanarsi da quella regione. Černá díra je natolik hmotný objekt, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti časoprostoru natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černé díry byly teoreticky předpovězeny obecnou teorií relativity publikovanou v roce 1915 Albertem Einsteinem. Astronomům se dlouho nedařilo černé díry na obloze najít. Prvním vážným a dnes již prokázaným kandidátem se stala v roce 1971 hvězda v binárním systému v souhvězdí Labutě kryjící se s rentgenovým zdrojem Cygnus X-1. Na tiskové konferenci 10. dubna 2019 byla zveřejněna první fotografie černé díry, čímž se dá chování černých děr podrobněji zkoumat. Dnes se považuje za prokázané, že černé díry se nacházejí v centrech galaxií, aktivních galaktických jádrech, kvasarech i v centrech některých kulových hvězdokup. A black hole is a region of spacetime where gravity is so strong that nothing—no particles or even electromagnetic radiation such as light—can escape from it. The theory of general relativity predicts that a sufficiently compact mass can deform spacetime to form a black hole. The boundary of the region from which no escape is possible is called the event horizon. Although the event horizon has an enormous effect on the fate and circumstances of an object crossing it, according to general relativity it has no locally detectable features. In many ways, a black hole acts like an ideal black body, as it reflects no light. Moreover, quantum field theory in curved spacetime predicts that event horizons emit Hawking radiation, with the same spectrum as a black body of a temperature inversely prop
rdfs:seeAlso
dbr:X-ray_binary dbr:History_of_general_relativity dbr:Accretion_disk dbr:Active_galactic_nucleus dbr:Exotic_star
foaf:depiction
n50:BlackHole_Lensing.gif
foaf:isPrimaryTopicOf
wikipedia-en:Black_hole
dbo:thumbnail
n50:BlackHole_Lensing.gif?width=300
dct:subject
dbc:Articles_containing_video_clips dbc:Galaxies dbc:Theory_of_relativity dbc:Black_holes
dbo:wikiPageID
4650
dbo:wikiPageRevisionID
986055506
dbo:wikiPageWikiLink
dbr:Angular_momentum dbr:Roy_Kerr dbr:Hawking_radiation dbr:Supermassive_black_hole dbr:Loop_quantum_gravity dbr:Spacetime dbr:Topology dbr:Exotic_matter dbr:Quantum_field_theory dbr:Lepton_number dbr:John_Michell dbr:Quantum_entanglement n12:Gravitational_time_dilation_around_a_black_hole.gif dbr:M–sigma_relation dbr:Galactic_bulge dbr:Solar_mass dbr:Georges_Lemaître dbr:Quantum_number dbr:Gravity dbr:Neutron dbr:Kugelblitz_(astrophysics) dbr:Vladimir_Belinski dbr:Dark-energy_star dbr:GW170817 dbr:Primordial_black_hole dbr:Quark_star dbr:Baryon_number dbr:Density dbr:Hendrik_Lorentz dbr:Boltzmann_constant dbr:Event_Horizon_Telescope dbr:Pauli_exclusion_principle dbr:John_Archibald_Wheeler dbr:Temperature dbr:Spectral_line dbr:Spaghettification dbr:Degenerate_matter dbr:Sombrero_Galaxy n12:IonringBlackhole.jpeg dbr:Pressure dbr:Standard_Model dbr:Fuzzball_(string_theory) dbr:Star dbr:Gravitational_collapse dbr:Gravitational_constant dbr:Neutron_star_merger dbr:James_M._Bardeen dbr:Gravitational_time_dilation dbr:Active_galactic_nucleus dbr:Gravitational_redshift dbr:Ezra_T._Newman dbr:Large_Hadron_Collider n12:PIA18467-NuSTAR-Plot-BlackHole-BlursLight-20140812.png dbr:Particle n12:PIA19822-MagneticBlackHoleWaves-AlfvenS-waves-20150709.jpg dbr:Wormhole dbr:Einstein_field_equations n12:BBH_gravitational_lensing_of_gw150914.webm dbr:Q_star dbr:NGC_4889 dbr:Kruskal–Szekeres_coordinates dbr:Preon dbr:Photon dbr:NGC_1277 n12:Ergosphere_and_event_horizon_of_a_rotating_black_hole_(no_animation).gif dbr:SLAC_National_Accelerator_Laboratory dbr:Black_hole_complementarity dbr:OJ_287 n12:Artist’s_impression_of_supermassive_black_hole_seed.jpg dbr:Ring_singularity dbr:Matter dbr:Brandon_Carter dbr:Electric_charge dbr:Coordinate_singularity n12:20190410l.tif dbr:Lepton n12:Chandra_image_of_Cygnus_X-1.jpg dbr:Surface_gravity dbr:Micro_black_hole dbr:Tidal_force dbr:Evgeny_Lifshitz dbr:Gravitational_wave dbr:Arthur_Eddington dbr:Gravitational_potential dbr:Scalar_field dbr:Cosmic_dust dbr:Cosmic_censorship_hypothesis dbr:Gravitational_field dbr:Blanet dbr:Andrew_Strominger dbr:Gauss's_law dbr:Stellar_nucleosynthesis dbr:Tom_Bolton_(astronomer) dbr:Birkhoff's_theorem_(relativity) dbr:Messier_87 dbr:Stephen_Hawking dbr:Gravitoelectromagnetism n12:BH_LMC.png dbr:Binary_black_hole dbr:Phase_(matter) dbr:Light-year dbr:Conservation_law dbc:Theory_of_relativity dbr:Blandford–Znajek_process n12:X-RayFlare-BlackHole-MilkyWay-20140105.jpg dbr:Rotational_symmetry dbr:Relativistic_beaming dbr:Gravastar dbr:NGC_3377 dbr:Proper_motion dbr:Pierre-Simon_Laplace dbr:Jocelyn_Bell_Burnell dbr:Gravitational_lens dbr:Minute_and_second_of_arc dbr:Grandfather_paradox dbr:Black_hole_thermodynamics n12:CMS_Higgs-event.jpg dbr:Albert_Einstein dbr:Nobel_Prize_in_Physics n12:Black_hole_-_Messier_87_crop_max_res.jpg dbr:Kerr–Newman_metric dbr:Black_hole_information_paradox dbr:Black_hole_starship dbr:Instability dbr:Quasar dbr:Penrose_process dbr:No-hair_theorem dbr:White_hole dbr:Fermi_Gamma-ray_Space_Telescope dbr:List_of_black_holes dbr:Reissner–Nordström_metric dbr:Direct_collapse_black_hole dbr:Interstellar_medium dbr:Penrose–Hawking_singularity_theorems dbr:Sonic_black_hole dbr:Martin_David_Kruskal dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Vacuum_solution_(general_relativity) dbr:Accretion_disk dbr:Preon_star dbr:Black_Hole_of_Calcutta dbr:List_of_gravitational_wave_observations dbr:False_color dbr:Electrical_resistance_and_conductance dbr:Black_Hole_Initiative dbr:Sagittarius_A* dbr:Mass dbr:Light_cone dbr:Big_Bang dbr:Light dbr:Sun dbr:Karl_Schwarzschild dbr:Roger_Penrose dbr:Causality_(physics) dbr:ADM_formalism dbr:Messier_106 dbr:LIGO n12:A_star_is_consumed_by_a_black_hole.ogv n12:A_simulation_of_how_a_gas_cloud_that_has_been_observed_approaching_the_supermassive_black_hole_at_the_centre_of_the_galaxy.jpg dbr:Thermal_radiation dbr:Orders_of_magnitude_(temperature) dbr:Frame-dragging dbr:Lev_Landau dbr:Test_particle dbr:Schwarzschild_metric dbr:Frame_of_reference dbr:Schwarzschild_radius dbr:Particle_physics dbr:Singularity_(mathematics) dbr:Ultraluminous_X-ray_source dbr:Earth_radius dbr:General_relativity dbr:NGC_3115 dbr:Solutions_of_the_Einstein_field_equations dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit dbr:Andromeda_Galaxy dbr:Science_News dbr:Thorne–Hawking–Preskill_bet dbr:Black_brane dbr:Schwarzschild_coordinates dbr:Escape_velocity dbr:Isaak_Markovich_Khalatnikov dbr:T-symmetry dbr:Werner_Israel dbr:Speed_of_light dbr:European_Space_Agency dbr:Tangent dbr:Quasi-periodic_oscillation dbr:String_theory dbr:Gravitational_singularity dbr:CERN dbr:Binary_star dbr:Closed_timelike_curve dbr:Quantum_field_theory_in_curved_spacetime dbr:List_of_nearest_black_holes dbr:Event_horizon dbr:Charge_(physics) dbr:White_dwarf dbr:History_of_general_relativity dbr:Particle_accelerator dbr:Jacob_Bekenstein dbr:Spherically_symmetric_spacetime dbr:Stanford_Encyclopedia_of_Philosophy dbr:Messier_32 dbr:Compact_star dbr:Kerr_metric dbr:Quantum_gravity dbr:Outline_of_black_holes dbc:Galaxies dbr:Quantum_mechanics dbr:X-ray_binary dbr:Milky_Way dbr:Rotating_black_hole dbr:Statistical_mechanics dbr:Firewall_(physics) dbr:Planck_units dbr:Energy_condition dbr:Black_holes_in_fiction dbr:X-ray dbr:GRS_1915+105 dbr:Robert_H._Dicke dbr:Astrophysical_jet dbr:Unitarity_(physics) dbr:Neutron_star dbr:Eddington–Finkelstein_coordinates dbr:Field_(physics) dbr:Intensive_and_extensive_properties dbr:Electromagnetism dbr:Electromagnetic_radiation dbr:Astronomical_unit dbr:Naked_singularity dbr:Galaxy dbr:Planck_mass dbr:Black_star_(semiclassical_gravity) dbr:Membrane_paradigm dbr:Planck_constant n12:RXTE_Detects_Heartbeat_Of_Smallest_Black_Hole_Candidate.ogv n12:Black_Holes_-_Monsters_in_Space.jpg dbr:First_observation_of_gravitational_waves n12:BlackHole_Lensing.gif dbr:Equivalence_principle dbr:Absolute_zero dbr:Gerard_'t_Hooft dbr:Life_(magazine) dbr:LIGO_Scientific_Collaboration dbr:S2_(star) dbr:First_law_of_thermodynamics dbr:Physical_information dbr:Black-body_radiation dbr:BTZ_black_hole dbr:J._Robert_Oppenheimer dbr:Moon dbr:Entropy dbr:Globular_cluster dbr:Subrahmanyan_Chandrasekhar n12:Black_hole_details.svg dbr:APM_08279+5255 dbr:V404_Cygni dbr:David_Finkelstein dbr:Type_II_supernova dbr:Dimensionless_quantity dbr:Second_law_of_thermodynamics n12:Black_hole's_accretion_disk.jpg dbr:Leonard_Susskind dbr:Cosmic_ray dbr:Lens dbr:Kepler_orbit dbr:Cosmic_microwave_background dbr:Kelvin dbr:Stellar_black_hole dbr:Charged_black_hole dbr:Timeline_of_black_hole_physics dbr:Black_body dbr:Quark dbr:Higher-dimensional_Einstein_gravity dbr:Cumrun_Vafa dbr:Supersymmetry dbr:Stationary_spacetime dbc:Articles_containing_video_clips dbr:Laws_of_thermodynamics dbr:Holographic_principle dbr:American_Association_for_the_Advancement_of_Science dbr:Extremal_black_hole dbr:Don_Page_(physicist) dbr:Brane_cosmology dbr:Pulsar dbr:Point_particle dbr:Dissipative_system dbr:Cygnus_X-1 n12:Images_of_gas_cloud_being_ripped_apart_by_the_black_hole_at_the_centre_of_the_Milky_Way_ESO.jpg dbr:Galactic_Center dbr:Newton's_law_of_universal_gravitation dbr:World_line dbr:Star_formation dbr:Lense–Thirring_precession dbr:Intermediate-mass_black_hole dbc:Black_holes
dbo:wikiPageExternalLink
n18:index.php n33:blackholeatcente0000meli n37:watch%3Fv=I_88S8DWbcU n44:books%3Fid=LstaQTXP65cC n62: n62:home.html n33:edgeofinfinitysu00meli n71: n44:books%3Fid=9S-hzg6-moYC n102:schwp.html n110:bh_pub_faq.html n111:science-environment-35524440 n44:books%3Fid=r_l5AK9DdXsC&lpg=PA34 n44:books%3Fid=QagG_KI7Ll8C n117: n124:WebGL.html n136:
owl:sameAs
dbpedia-ku:Çala_Reş dbpedia-bar:Schwoaz_Loch n10:కృష్ణబిలం n11:කළු_කුහර dbpedia-war:Itom_nga_luho dbpedia-fr:Trou_noir n15:തമോദ്വാരം dbpedia-nl:Zwart_gat n17:Zwart_laok dbpedia-da:Sort_hul dbpedia-als:Schwarzes_Loch n21:Ҡара_упҡын n22:কৃষ্ণগহ্বর dbpedia-pl:Czarna_dziura n24:Black_hole n25:خرم_اسود n26:કૃષ્ણ_વિવર n27:Lavaka_mainty dbpedia-mr:कृष्णविवर wikidata:Q589 dbpedia-ja:ブラックホール dbpedia-fi:Musta_aukko dbpedia-hr:Crna_rupa dbpedia-es:Agujero_negro dbpedia-gd:Toll_Dubh n39:တွင်းနက် n40:Luwang_ireng dbpedia-ko:블랙홀 n42:कृष्ण_विवर n43:Crna_rupa n45:قارادلیک n46:Svørt_hol n47:Кара_тишек dbpedia-ca:Forat_negre dbpedia-la:Foramen_nigrum n53:Black_hole n54:Ӏаьржа_Ӏуьрг dbpedia-sq:Vrima_e_zezë n56:بلیک_ہول dbpedia-pnb:بلیک_ہول n58:שווארצע_לאך dbpedia-hu:Fekete_lyuk n60:Twou_nwa dbpedia-lmo:Bux_neger n63:Melnais_caurums dbpedia-sk:Čierna_diera n65:Хар_нүх n66:Хара_дьөлөҕөс n67:Кара_көңдөй n68:Black%20Holes%20(Space) dbpedia-kk:Қара_құрдым n70:Qora_tuynuk dbpedia-eo:Nigra_truo dbpedia-no:Sort_hull dbpedia-zh:黑洞 dbpedia-lb:Schwaarzt_Lach n76:Pirtusu_nìguru dbpedia-be:Чорная_дзірка dbpedia-vi:Lỗ_đen dbpedia-commons:Black_hole dbpedia-fy:Swart_gat n81:Սև_խոռոչ dbpedia-sv:Svart_hål n83:କୃଷ୍ଣଗର୍ତ୍ତ dbpedia-sr:Црна_рупа dbpedia-cy:Twll_du dbpedia-cs:Černá_díra dbpedia-an:Forato_negro dbpedia-io:Nigra_truo n89:ਬਲੈਕ_ਹੋਲ dbpedia-ga:Dúpholl dbpedia-uk:Чорна_діра n92:ಕಪ್ಪು_ಕುಳಿ n93:4mucC dbpedia-af:Swartkolk n95:Liang_hideung n96:कृष्ण_छिद्र dbpedia-de:Schwarzes_Loch dbpedia-it:Buco_nero dbpedia-id:Lubang_hitam dbpedia-ar:ثقب_أسود dbpedia-he:חור_שחור dbpedia-et:Must_auk dbpedia-th:หลุมดำ n106:4053793-6 dbpedia-bg:Черна_дупка dbpedia-sl:Črna_luknja n109:Furacu_negru dbpedia-fa:سیاه‌چاله n113:Хура_хăвăл dbpedia-pms:Përtus_nèir dbpedia-mk:Црна_дупка dbpedia-gl:Burato_negro dbpedia-nn:Svart_hòl dbpedia-hsb:Čorna_dźěra n120:Foramine_nigre n121:rdf dbpedia-ro:Gaură_neagră dbpedia-sh:Crna_rupa dbpedia-el:Μαύρη_τρύπα n126:ब्ल्याक_होल dbpedia-simple:Black_hole dbpedia-br:Toull_du dbpedia-ms:Lohong_hitam n130:Buxo_nero dbpedia-ru:Чёрная_дыра n132:கருந்துளை dbpedia-ka:შავი_ხვრელი n134:کونەڕەش dbpedia-sw:Shimo_jeusi freebase:m.01h1s n138:Juodoji_bedugnė dbpedia-eu:Zulo_beltz dbpedia-oc:Trauc_negre n141:Вартаи_сиёҳ dbpedia-az:Qara_dəlik
dbp:wikiPageUsesTemplate
dbt:Unsolved dbt:Div_col_end dbt:%22_' dbt:Div_col dbt:Good_article dbt:See_also dbt:Redirect dbt:Multiple_image dbt:Portal_bar dbt:Bigmath dbt:Pp-semi-indef dbt:Further dbt:Val dbt:Reflist dbt:Refn dbt:Refend dbt:Refbegin dbt:Math dbt:Sup dbt:Use_dmy_dates dbt:Toclimit dbt:Sub dbt:Radic dbt:Other_uses dbt:Solar_mass dbt:Black_holes dbt:General_relativity_sidebar dbt:Nbsp dbt:In_Our_Time dbt:As_of dbt:Image_frame dbt:Sfrac dbt:Authority_control dbt:Citation_needed dbt:Scholia dbt:Sister_project_links dbt:String_theory_topics dbt:Short_description dbt:Clarify dbt:Relativity dbt:Mvar dbt:Cite_book dbt:Cite_arXiv dbt:Main dbt:Cite_journal
dbp:align
right center
dbp:b
General Astronomy/Black holes/Introduction
dbp:c
Category:Black holes
dbp:caption
Inside of the event horizon, all paths bring the particle closer to the center of the black hole. It is no longer possible for the particle to escape. Far away from the black hole, a particle can move in any direction, as illustrated by the set of arrows. It is restricted only by the speed of light. The formula for the Bekenstein–Hawking entropy of a black hole, which depends on the area of the black hole . The constants are the speed of light , the Boltzmann constant , Newton's constant , and the reduced Planck constant . In Planck units, this reduces to . Closer to the black hole, spacetime starts to deform. There are more paths going towards the black hole than paths moving away. context closeup supermassive black hole
dbp:d
Q589
dbp:direction
vertical horizontal
dbp:header
Messier 87 galaxy – home of the first imaged black hole
dbp:image
Black hole - Messier 87 crop max res.jpg PIA23122-M87-SMBH-SpitzerST-Closeup-20190424.jpg BH-no-escape-2.svg BH-no-escape-1.svg PIA23122-M87-SMBH-SpitzerST-Context-20190424.jpg BH-no-escape-3.svg
dbp:n
Category:Black holes
dbp:s
no
dbp:totalWidth
850
dbp:voy
no
dbp:width
220 300
dbp:wikt
black hole
dbo:abstract
En astronomia, un forat negre és una concentració de matèria d'altíssima densitat, tal que la seva força gravitatòria és tan elevada que la velocitat d'alliberament és superior a la velocitat de la llum. Per tant, res que es trobi dins del seu horitzó d'esdeveniments pot escapar-se'n, excepte per mitjà de l'efecte túnel quàntic. El terme "forat negre" no s'ha d'entendre com un "forat" en el sentit usual del terme, sinó com una regió de l'espai de la qual res no pot escapar, ni tan sols la llum. És per aquest motiu que se'ls anomena "negres". En el centre d'un forat negre, segons prediu la relativitat general, hi ha sempre una singularitat, un punt de densitat i gravetat infinites que arriba a un volum nul i a un radi zero. Aquests "infinits" i "zeros" el que realment demostren és que la relativitat general no és adequada per descriure'ls i que probablement es necessita una teoria quàntica de la gravetat. L'horitzó d'esdeveniments és la superfície que marca el límit des del qual ja res no es pot escapar, en què la llum orbita el forat i és el límit estàtic, a l'interior del qual ja només hi ha un camí, el que marca la gravetat. L'ergosfera és la part que queda per fora de l'horitzó d'esdeveniments, de la qual, en teoria, encara es pot escapar. La matèria que cau en un forat negre usualment forma un disc d'acreció. Segons el mateix Albert Einstein, el radi de Schwarzschild és infranquejable, és a dir, no es pot formar un forat negre per esfondrament gravitatori. Volgens de algemene relativiteitstheorie is een zwart gat een gebied in de astronomische ruimte waaruit niets, zelfs licht niet, kan ontsnappen. Dit is het gevolg van een extreme vervorming van de ruimtetijd die hier optreedt, door de zwaartekracht van een zeer compacte enorme massa. Rondom een zwart gat is er een denkbeeldig oppervlak dat als grens fungeert, de zogeheten waarnemingshorizon. Vlak boven deze waarnemingshorizon kan het licht nog net wel aan de enorme zwaartekracht ontsnappen. ブラックホール(black hole)とは、極めて高密度で、強い重力のために物質だけでなく光さえ脱出することができない天体である。 Zulo beltza espazio-denborako zati bat da, hain grabitate indar handia duena, ez baitio ihes egiten uzten ezertxori ere, ezta eta erradiazio elektromagnetikoari —adibidez, argiari— ere. Argia zulo beltzaren erakarpen indarretik ateratzea ez da posible, ihes-abiadura argiaren abiadura baino handiagoa delako. Beraz, zerbaitek zulo beltzetik ihes egitea ez da posible, argiaren abiadura gainditzea ez baita posible. Gertaeren muga zulo beltzaren kanpoko gainazal irudikaria da, gertaeren muga gurutzaturik argiak ezin du ihes egin. Grabitate indarra hain handia da masa asko bolumen oso txiki batean pilatua dagoelako. Erlatibitate orokorraren arabera, zulo beltzek ez dute kanpora ez materia ez argirik isurtzen. , ordea, gertakari horizonteak Hawkingen erradiazioa isurtzen duela dio. Astronomiak zulo beltzen existentzia supernoba eta aktiboetatik igorritako X izpiei esker ziurtatu du, batez ere. Zulo beltzak masa handiko izarrak hiltzean sortzen dira. Zulo beltz baten zentroan deituriko objektu bat dago. Bere izenak dioen bezala, delako singularitate horretan zulo beltzaren masa guztia dago kontzentraturik, puntu bakar batean, eta guk ikusitako orban beltza singularitatearen gertakari horizontea litzateke. Hau singularitatearen inguruko eremu bat da, non bere indar grabitatorioa hain bortitza den ezen argiak berak ere ezin baitu ihes egin. Μαύρη τρύπα (ή μελανή οπή, αγγλικά: black hole) ονομάζεται το σημείο του χωροχρόνου, στο οποίο οι βαρυτικές δυνάμεις είναι τόσο μεγάλες, ώστε τίποτε -ούτε καν τα σωματίδια και η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, όπως το φως- να μην μπορεί να ξεφεύγει από αυτό. Ο όρος «μαύρη τρύπα» είναι ευρύτατα διαδεδομένος και επινοήθηκε το 1967 από τον Αμερικανό αστρονόμο και θεωρητικό φυσικό, . Δεν αναφέρεται σε τρύπα με τη συνήθη έννοια (οπή), αλλά σε μια περιοχή του χώρου, από την οποία τίποτα δεν μπορεί να επιστρέψει. Μία μαύρη τρύπα είναι το σημείο εκείνο του διαστήματος, όπου κάποτε υπήρχε ο πυρήνας ενός γιγάντιου άστρου, ένας πυρήνας που περιείχε περισσότερο υλικό από δυόμισι ηλιακές μάζες και ο οποίος, στην τελική φάση της εξέλιξης του άστρου, έχασε την πάλη του ενάντια στη βαρύτητα, με αποτέλεσμα το υλικό του να καταρρεύσει και να συμπιεστεί περισσότερο ακόμα και από το υλικό ενός αστέρα νετρονίων. Αν ήταν εφικτό να συμπτυχθεί ολόκληρη η Γη σε μια ακτίνα 0,9 εκατοστών, δηλαδή στο μέγεθος ενός κερασιού, θα είχε μετατραπεί σε μαύρη τρύπα, καθώς η βαρύτητα της Γης θα γινόταν τόσο ακραία που η ταχύτητα διαφυγής θα έφτανε την ταχύτητα του φωτός. Παρομοίως, αν ο Ήλιος συμπτυσσόταν σε μια ακτίνα 3 χιλιομέτρων (στα 4 εκατομμυριοστά του τωρινού του μεγέθους), θα είχε μετατραπεί σε μαύρη τρύπα. Φυσικά, δεν υπάρχει καμία γνωστή διαδικασία που θα μπορούσε να μετατρέψει τη Γη ή ακόμα και τον Ήλιο, σε μαύρη τρύπα. Η κρίσιμη ακτίνα όπου η ταχύτητα διαφυγής φτάνει την ταχύτητα του φωτός, δημιουργώντας έτσι μια μαύρη τρύπα, ονομάζεται ακτίνα Σβάρτσιλντ. Η μαύρη τρύπα μπορεί να είναι , ή . Η σκέψη για αντικείμενα των οποίων τα βαρυτικά πεδία είναι τόσο ισχυρά όπου ακόμη και το ίδιο το φως δεν μπορεί να αποδράσει, έγινε το 18ο αιώνα από τους και Πιερ-Σιμόν Λαπλάς. Η πρώτη σύγχρονη λύση της γενικής θεωρίας της σχετικότητας που θα μπορούσε να χαρακτηρίσει μια Μαύρη Τρύπα, βρέθηκε από τον Καρλ Σβάρτσιλντ το 1916. Αλλά η πρώτη ερμηνεία της ως περιοχή του χώρου από τον οποίο τίποτα δεν μπορεί να αποδράσει εκδόθηκε από τον το 1958. Οι μαύρες τρύπες αποτελούσαν αντικείμενα μαθηματικής περιέργειας. Un agujero negro​ es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada y densa como para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir un tipo de radiación, la radiación de Hawking, conjeturada por Stephen Hawking en la década de 1970. La radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción.​ La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es previsto por las ecuaciones del campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo, y a partir de él ninguna partícula puede salir, incluyendo los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En la década de 1970, Stephen Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.​ Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasiesférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L. Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos.​ El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO, Interferómetro Virgo y GEO600 anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales, producidas por la fusión de dos agujeros negros a unos 410 millones de pársecs, megapársecs o Mpc, es decir, a unos 1337 millones de años luz, mega-años luz o Mal de la Tierra.​ Las observaciones demostraron la existencia de un sistema binario de agujeros negros de masa estelar y la primera observación de una fusión de dos agujeros negros de un sistema binario. Anteriormente, la existencia de agujeros negros estaba apoyada en observaciones astronómicas de forma indirecta, a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas. La gravedad de un agujero negro puede atraer el gas que se encuentra a su alrededor, que se arremolina y calienta a temperaturas de hasta 12 000 000 °C, esto es, 2000 veces mayor temperatura que la de la superficie del Sol.​ El 10 de abril de 2019, el consorcio internacional Telescopio del Horizonte de Sucesos presentó la primera imagen jamás capturada de un agujero negro supermasivo ubicado en el centro de la galaxia M87.​​ 블랙홀(black hole)은 항성이 진화의 최종단계에서 폭발후 수축되어 생성된 것으로 추측되는, 강력한 밀도와 중력으로 입자나 전자기 복사, 빛을 포함한 그 무엇도 빠져나올 수 없는 시공간 영역이다. 일반 상대성이론은 충분히 밀집된 질량이 시공을 뒤틀어 블랙홀을 형성할 수 있음을 예측한다. 블랙홀로부터의 탈출이 불가능해지는 경계를 사건의 지평선(event horizon)이라고 한다. 어떤 물체가 사건의 지평선을 넘어갈 경우, 그 물체에게는 파멸적 영향이 가해지겠지만, 바깥 관찰자에게는 속도가 점점 느려져 그 경계에 영원히 닿지 않는 것처럼 보인다. 블랙홀은 빛을 반사하지 않기에 이상적 흑체처럼 행동한다. 또한 휘어진 시공간의 양자장론에 따르면 사건의 지평선은 블랙홀의 질량에 반비례하는 온도를 가진 흑체 같은 스펙트럼의 열복사를 방출하며, 이를 호킹 복사라고 한다. 항성질량 블랙홀의 경우 이 온도가 수십억분의 1 켈빈 수준이기에 그 열복사를 관측하는 것은 본질적으로 불가능하다. 중력장이 너무 강해서 빛이 탈출할 수 없는 천체의 개념은 18세기에 존 미첼과 피에르시몽 드 라플라스 후작이 처음 생각해냈으며, 블랙홀로 특징지어지는 일반상대론의 최초의 근대적 해는 1916년 카를 슈바르츠실트가 발견했다. 다만 아무것도 탈출할 수 없는 공간상의 영역이라는 해석은 1958년 의 논문에서 처음 등장했다. 블랙홀은 오랫동안 수학적 관심의 대상이 되었다. 1960년대에는 블랙홀이 일반상대론에서 유도됨을 증명하는 이론적 연구들이 행해졌다. 중성자별의 발견은 중력붕괴한 밀집성이 천체물리학적 실체로서 존재할 가능성에 대한 관심을 촉발시켰다. 항성질량 블랙홀은 매우 질량이 큰 항성들이 수명이 다했을 때 붕괴하여 만들어지는 것으로 생각된다. 블랙홀은 형성된 뒤에도 주위의 질량을 흡수하여 성장할 수 있다. 다른 항성을 흡수하거나 블랙홀들끼리 융합하면서 수백만 M☉에 달하는 초대질량 블랙홀이 형성될 수 있으며, 대부분의 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재한다는 것이 과학계의 일반적인 견해이다. 블랙홀의 안을 들여다볼 수는 없지만, 블랙홀이 다른 물질과 상호작용하는 것을 통해 그 성질을 알아낼 수 있다. 블랙홀 위로 낙하한 물질은 강착원반을 형성하고, 원반은 마찰열로 인해 뜨거워져 열복사로 빛난다. 우주에서 가장 밝은 천체인 퀘이사는 이러한 과정을 통해 만들어진다. 블랙홀 주위를 공전하는 다른 항성이 있을 경우, 그 궤도를 통해 블랙홀의 질량과 위치를 비정할 수 있다. 이러한 관측을 통해 중성자별을 비롯한 다른 유사 천체들을 제외함으로써 천문학자들은 블랙홀 후보들이 포함된 쌍성계를 셀 수 없이 많이 발견해냈고, 우리은하 중심 방향에 존재하는 전파원 궁수자리 A*가 4백 3십만 M☉의 초대질량 블랙홀임을 밝혔다. 2016년 2월 11일, LIGO 합동연구진은 두 개의 블랙홀이 서로 융합하면서 발생한 중력파를 감지함으로써 역사상 최초의 중력파 관측에 성공했다고 발표했다. 이는 최초의 중력파 관측이며 동시에 최초로 블랙홀 쌍성계 융합이 관측된 사례이기도 하다. 2019년 4월 10일, 대한민국에서도 정태현 등 10명의 연구진의 참여한 EHT(사건지평선망원경,EHT·Event Horizon Telescope)연구팀은 처녀자리 A 은하에서 인류 최초로 찍은 블랙홀의 사진을 공개했다. 전파망원경의 파장을 작게 만들거나 망원경을 크게 만들어 해상도를 높여 촬영할 수 있었다 1.3mm 수준의 작은 전파를 사용해 지구 전역에 흩어진 8대의 전파망원경들을 동시에 써 사실상 지구 크기의 전파망원경을 쓴 것과 같은 효과를 냈다. 연구 결과 사진의 블랙홀은 블랙홀 뒤에서 온 빛이나 주변에서 발생한 빛이 블랙홀의 중력에 의해 휘감겨 형성된 고리 모양의 구조 안쪽에 있는 것으로 나타났다. 이 공간은 내부의 빛이 빠져나오지 못해 형성되어 '블랙홀의 그림자'라고 불린다. Чо́рна діра́ — астрофізичний об'єкт, який створює настільки потужну силу тяжіння, що жодні, як завгодно швидкі частинки, не можуть покинути його поверхню, навіть світло. Термін запровадив Джон Арчибальд Вілер наприкінці 1967 року. Він вперше вжив його в публічній лекції «Наш Всесвіт: відоме й невідоме» (англ. Our Universe: the Known and Unknown) 29 грудня 1967 року. Lubang hitam (Inggris: Black hole) adalah bagian dari ruang waktu yang merupakan gravitasi paling kuat, bahkan cahaya tidak bisa kabur. Teori relativitas umum memprediksi bahwa butuh massa besar untuk menciptakan sebuah yang berada di ruang waktu. Di sekitar lubang hitam ada permukaan yang disebut horizon peristiwa. Objek ini disebut "hitam" karena menyerap apapun yang berada disekitarnya dan tidak dapat kembali lagi, bahkan cahaya. Secara teoretis, lubang hitam dapat memliki ukuran sebesar apa pun, dari mikroskopik sampai ke ukuran alam raya yang dapat diamati. memprediksi bahwa horizon peristiwa memancarkan radiasi disekitarnya dengan suhu yang terbatas. Suhu ini berbanding terbalik dengan massa lubang hitam, sehingga sulit untuk diamati lubang hitam bermassa bintang atau lebih. Lubang hitam terbagi menjadi 2: lubang hitam dan lubang hitam supermasif yang seringkali ada di pusat suatu galaksi. Is é is poll dubh nó dúpholl ann ná réigiún sa spás-am a bhfuil a réimse imtharraingthe chomh láidir is nach féidir don tsolas féin éalú as. Go bunúsach, is toradh matamaiticiúil do (an leagan fairsingithe de theoiric coibhneasachta Einstein) é an dúpholl, ach tá na réalteolaithe i ndiaidh sonrú a chur i gcuid mhaith réadanna aisteacha sa spás a d'fhéadfadh a bheith ina ndúphoill. Tugtar ar theorainn sheachtrach an dúphoill. Ní teorainn é a d'fhéadfá a mhothú, ach mar sin féin, is teorainn é a chuirfeadh cor i do chinniúint dá dtrasnófá í, nó aon rud a fuarthas taobh istigh den teorainn, ní féidir dó éalú as an dúpholl, fiú ar feadh tamaillín. An rud a thitfidh isteach, fanfaidh sé istigh chomh cinnte agus atá an Cháisc ar an Domhnach, nó taobh istigh den dúpholl, tá na bealaí go léir ag dul níos doimhne isteach díreach chomh cinnte agus atá an t-am ag dul ar aghaidh ar an Domhan s'againn. Go teoiriciúil, níl teorainn ar bith le méid an dúphoill. Go praiticiúil, tá súil ag na réaltfhisiceoirí go dtiocfaidh siad trasna ar dhúphoill a bhfuil a maiseanna idir mais na gnáthréalta agus mais na milliún réaltaí ar aon mhéid lenár nGrian féin (dúphoill fhor-ollmhóra). Tá cuid mhaith fianaise ann atá ag tabhairt le fios go bhfuil dúphoill ann dáiríre. Faightear an cineál sin fianaise trí staidéar a dhéanamh ar na hastaíochtaí atá ag teacht ó dhéréaltaí x-ghathacha nó ó núicléis ghníomhacha na réaltraí. Thairis sin, creidtear go mbíonn na dúphoill féin ag radú fuinnimh de thoradh iarmhairtí candam-mheicniúla ar a dtugtar radaíocht Hawking. Černá díra je natolik hmotný objekt, že jeho gravitační pole je v jisté oblasti časoprostoru natolik silné, že žádný objekt včetně světla nemůže tuto oblast opustit. Černé díry byly teoreticky předpovězeny obecnou teorií relativity publikovanou v roce 1915 Albertem Einsteinem. Astronomům se dlouho nedařilo černé díry na obloze najít. Prvním vážným a dnes již prokázaným kandidátem se stala v roce 1971 hvězda v binárním systému v souhvězdí Labutě kryjící se s rentgenovým zdrojem Cygnus X-1. Na tiskové konferenci 10. dubna 2019 byla zveřejněna první fotografie černé díry, čímž se dá chování černých děr podrobněji zkoumat. Dnes se považuje za prokázané, že černé díry se nacházejí v centrech galaxií, aktivních galaktických jádrech, kvasarech i v centrech některých kulových hvězdokup. Podle obecné relativity nemůže žádná hmota ani informace proudit z nitra černé díry k vnějšímu pozorovateli. Například není možné získat žádnou její část ani odražené světlo vyslané z vnějšího zdroje či jakoukoli informaci o hmotě, která vstoupila do černé díry. Existují však kvantově-mechanické procesy, které způsobují vyzařování černých děr. Předpokládá se, že vyzařování nezávisí na tom, co do černé díry spadlo v minulosti. En astrophysique, un trou noir est un objet céleste si compact que l'intensité de son champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. De tels objets ne peuvent ni émettre, ni diffuser la lumière et sont donc noirs, ce qui en astronomie revient à dire qu'ils sont optiquement invisibles. Toutefois, plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d'onde ont été mises au point et permettent d’étudier de nombreux phénomènes qu’ils induisent. En particulier, la matière happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d’être « engloutie » et émet une quantité importante de rayons X. Envisagée dès le XVIIIe siècle, dans le cadre de la mécanique classique, leur existence — prédite par la relativité générale — est une certitude pour la quasi-totalité des astrophysiciens et des physiciens théoriciens. Un trou noir n'étant détectable que par les effets de son champ gravitationnel, une observation quasi-directe de trous noirs a pu être établie en février 2016 par le biais de la première observation directe des ondes gravitationnelles, GW150914. Le 10 avril 2019, les premières images d'un trou noir sont publiées, celle de M87*, trou noir supermassif situé au cœur de la galaxie M87. Ces différentes observations apportent ainsi la preuve scientifique de leur existence. Dans le cadre de la relativité générale, un trou noir est défini comme une singularité gravitationnelle occultée par un horizon absolu appelé horizon des évènements. Selon la physique quantique, un trou noir est susceptible de s'évaporer par l'émission d'un rayonnement de corps noir appelé rayonnement de Hawking. Un trou noir ne doit pas être confondu avec un trou blanc ni avec un trou de ver. Ett svart hål är, enligt den allmänna relativitetsteorin, en koncentration av massa med ett så starkt gravitationsfält att ingenting, inte ens ljus, kan övervinna kroppens gravitation. Materia eller ljus som kommer in innanför det svarta hålets händelsehorisont förblir där och kan aldrig komma ut igen, förutom eventuellt oerhört långsamt i form av Hawkingstrålning. Man kan inte heller få en reflektion eller spegelbild genom att belysa det med en ljuskälla och inte få någon information om materia som försvunnit in i hålet. Svarta hål upptäcktes först som en möjlig lösning till den allmänna relativitetsteorins ekvationer och var först en rent teoretisk konstruktion. Numera har man genom astronomiska observationer observerat svarta hål i universum genom deras effekter på omkringliggande materia. Det första säkra beviset på att svarta hål existerar publicerades 2016 när forskare lyckades upptäcka gravitationsvågor från en kollision mellan två svarta hål som ska ha varit 29 respektive 36 gånger så massiva som solen, smält samman 1,3 miljarder ljusår bort. Den 10 april 2019 publicerade Event Horizon Telescope en bild av ett supermassivt svart hål i galaxen Messier 87. Bilden är resultatet av koordinerade observationer med ett nätverk av radioteleskop fördelade över jorden. Det svarta hålets massa uppskattas till 6,5 miljarder solmassor. الثقب الأسود هو منطقة موجودة في الزمكان (الفضاء بأبعاده الأربعة، وهي الأبعاد الثلاثة بالإضافة إلى الزمن) تتميز بجاذبية قوية جداً بحيث لايمكن لأي شيء - ولا حتى الجسيمات أو موجات الإشعاع الكهرومغناطيسي مثل الضوء - الإفلات منها. تتنبأ النظرية النسبية العامة بأنه يمكن لكتلة مضغوطة بقدر معين أن تشوه الزمكان لتشكيل الثقب الأسود. يُطلق على حدود المنطقة التي لا يُمكن الهروب منها اسم أفق الحدث. وعلى الرغم من أن عبور حدود أفق الحدث له تأثيرات هائلة على مصير وظروف أي جسم يعبُره، إلا أنه لا تظهر أي خصائص يُمكن ملاحظتها لهذه المنطقة. يعمل الثقب الأسود بصفته جسما أسودا مثاليا، لأنه لا يعكس أي ضوء. علاوة على ذلك، تتنبأ بٱنبعاث إشعاع هوكينج آفاق الحدث، بنفس الطيف الذي يتسم به الجسم الأسود لدرجة حرارة تتناسب عكسيا مع كتلته. درجة الحرارة هذه على حدود جزء من مليار من الكلفن للثقوب السوداء من الكتلة النجمية، مما يعني استحالة ملاحظتها. أشار كل من وبيير سيمون لابلاس إلى وجود أجسام تمتلك حقول جاذبية قوية بحيث لا يمكن للضوء أن يهرب منها في القرن الثامن عشر. عثر كارل شوارزشيلد على أول حل رياضي حديث للنسبية العامة التي تُميز الثقب الأسود في عام 1916، إلا أن تفسير الحل الرياضي شَكّل منطقة فضاء لا يمكن أن يفلت منها أي شيء كان قد نشر لأول مرة من قِبل ديفيد فينكلشتاين في عام 1958. كانت الثقوب السوداء تعتبر مجرد خيال وفضول لدى علماء الرياضيات لفترة طويلة. لكن خلال ستينيات القرن العشرين، أظهر العمل النظري تنبؤ النسبية العامة بالثقوب. أثار اكتشاف نجوم نيوترونية بواسطة جوسلين بيل بورنيل في عام 1967 الاهتمام بالأجسام المدمجة المنهارة بالجاذبية بصفتها حقيقة فيزيائية فلكية ممكنة. يعتقد أن الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية تتشكل عند انهيار النجوم الضخمة جدًا في نهاية دورة حياتها. بعد أن يتشكل الثقب الأسود، يمكن أن يستمر في النمو عن طريق امتصاص الكتلة من محيطه. وذلك عن طريق امتصاص النجوم الأخرى والاندماج مع الثقوب السوداء الأخرى، الأمر الذي قد يؤدي إلى تشكل الثقوب السوداء الهائلة والتي تحمل كتلة تعادل ملايين الكتل الشمسية ( M ☉ ). هناك إجماع عام على وجود ثقوب سوداء هائلة في مراكز معظم المجرات. على الرغم من أن محتواها غير مرئي، يمكن استنتاج وجود ثقب أسود من خلال تأثيرها على المواد الأخرى والإشعاع الكهرومغناطيسي مثل الضوء المرئي. يمكن للمادة التي تسقط في الثقب الأسود أن تُشكّل قرص تراكم خارجي يتم تسخينه عن طريق الاحتكاك، مما يؤدي إلى تشكيل بعضٍ من أشد الأجسام بريقا في الكون. إذا كان هناك نجوم أخرى تدور حول ثقب أسود، فيمكن استخدام كل من مداراتها وكتلتها لتحديد كتلة الثقب الأسود وموقعه. يمكن استخدام هذه الملاحظات لاستبعاد البدائل المحتملة مثل النجوم النيوترونية. وبهذه الطريقة، تحقق علماء الفلك من العديد من حالات توقعات وجود الثقب الأسود النجمي ضمن الأنظمة الثنائية، وأثبتوا أن مصدر الراديو المعروف بٱسم الرامي A، في قلب مجرة درب التبانة، يحتوي على ثقب أسود هائل يحمل كتلة تقارب 4.3 مليون كتلة شمسية. في 11 فبراير 2016، أعلن تحالف مرصد ليغو عن أول اكتشاف مباشر لموجات الجاذبية، والتي تعكس فكرة العثور على لحظة اندماج الثقوب السوداء. اعتبارا من ديسمبر 2018، عثر على إحدى عشرة التي نشأت من اندماج عشرة ثقوب سوداء وموجة جاذبية واحدة ناتجة عن ثنائي. في 10 أبريل 2019، تم نشر أول صورة على الإطلاق لثقب أسود وما في جواره، وذلك في أعقاب القراءات التي حصل عليها مقراب أفق الحدث في عام 2017 والمتعلقة بالثقب الأسود الهائل في مركز المجرة مسييه 87. 黑洞(英語:black hole)是時空展現出引力的加速度極端強大,以至於沒有粒子,甚至電磁輻射,像是光都無法逃逸的區域。廣義相對論預測,足夠緊密的質量可以扭曲時空,形成黑洞;不可能從該區域逃離的邊界稱為事件視界 (英語:event horizon)。雖然,事件視界對穿越它的物體的命運和情況有巨大影響,但對該地區的觀測似乎未能探測到任何特徵。在許多方面,黑洞就像一個理想的黑體,它不反光。此外,彎曲時空中的量子場論預測,事件視界發出的霍金輻射,如同黑體的光譜一樣,可以用來測量與質量反比的溫度。在恆星質量的黑洞,這種溫度高達數十億K,因此基本上無法觀測。 最早在18世紀,約翰·米歇爾和皮耶-西蒙·拉普拉斯就考慮過引力場強大到光線都無法逃逸的物體。1916年,卡爾·史瓦西發現了廣義相對論現代黑洞模型特徵的第一個解,然而在1958年才首次發表它做為一個無法逃脫空間區域的解釋。長期以來,黑洞一直被認為是數學上的一種好奇心。在20世紀60年代,理倫工作顯示這是廣義相對論的一般預測。約瑟琳·貝爾·伯奈爾在1967年發現中子星,激發了人們對引力坍縮造成緻密天體的興趣,認為可能能在天體物理中實現。 預期恆星質量的黑洞會在恆星的生命週期結束的坍塌時形成。黑洞形成後,它可以經由吸收周邊的物質來繼續生長。通過吸收其它恆星並與其它黑洞合併,可能形成數百萬太陽質量(M☉)的超大質量黑洞。人們一致認為,大多數星系的中心都存在著超大質量黑洞。 黑洞的存在可以通過它與其它物質和電磁輻射(如可見光)的交互作用推斷出來。落在黑洞上的物質會因為摩擦加熱而在外圍形成吸積盤,成為宇宙中最亮的一些天體。如果有其它恆星圍繞著黑洞運行,它們的軌道可以用來確定黑洞的質量和位置。這種觀測可以排除其它可能的天體,例如中子星。經由這種方法,天文學家在許多聯星系統確認了黑洞候選者,並確定銀河系核心被稱為人馬座A*的電波源包含一個超大質量黑洞,其質量大約是430萬太陽質量。 在2016年2月11日,雷射干涉引力波天文台(LIGO)宣佈與偕同天文台 第一次直接觀測到引力波,這也代表第一次觀測到黑洞合併。迄2018年12月,已經觀測到11件,其中10件是源自黑洞合併,只有1件是中子星碰撞。在2019年4月10日,首次發佈了黑洞及其附近的第一張影像:使用事件視界望遠鏡在2017年拍攝到M87星系中心的超大質量黑洞。 Ein Schwarzes Loch ist ein Objekt, dessen Masse auf ein extrem kleines Volumen, eine sogenannte Singularität, konzentriert ist. Sie erzeugt in ihrer unmittelbaren Umgebung eine so starke Gravitation, dass nicht einmal Licht von dort entkommen kann. Die äußere Grenze dieses Bereiches wird Ereignishorizont genannt. Innerhalb eines Ereignishorizonts kann sich nichts von der Singularität entfernen. Es gibt unterschiedliche Klassen von Schwarzen Löchern mit ihren jeweiligen Entstehungsmechanismen. Am einfachsten zu verstehen sind stellare Schwarze Löcher, die entstehen, wenn ein Stern einer bestimmten Größe seinen gesamten „Brennstoff“ verbraucht hat und kollabiert. Während die äußeren Hüllen dann in einer Supernova abgestoßen werden, fällt der Kern durch seinen Schweredruck zu einem extrem kompakten Körper zusammen, den man sich als punktförmiges Objekt unendlich hoher Dichte vorstellt – die Singularität. Die spezielle Gravitationswirkung eines Schwarzen Loches folgt nicht etwa aus einer besonders großen Masse – ein Schwarzes Loch hat keine größere Masse als die Materie, aus der es entstanden ist –, sondern aus dem kleinen Volumen, in dem sich diese Masse konzentriert, und beschränkt sich auf eine nach astronomischen Maßstäben sehr kleine Umgebung der Singularität. Für ein hypothetisches Schwarzes Loch von der Masse der Sonne hätte dieser Bereich einen Durchmesser von etwa sechs Kilometern, das entspricht dem 230.000-sten Teil des jetzigen Sonnendurchmessers. Dass nichts den Raum innerhalb des Ereignishorizonts verlassen kann und ein möglicher „Weg nach außen“ nicht einmal mehr existiert, beschreibt die allgemeine Relativitätstheorie schlüssig durch eine starke Krümmung der Raumzeit in der Nähe der Singularität. Aus weiterer Entfernung verhält sich ein Schwarzes Loch wie ein normaler Massenkörper, der von anderen Himmelskörpern auf stabilen Bahnen umrundet werden kann. Von außen erscheint der Ereignishorizont visuell als vollkommen schwarzes und undurchsichtiges Objekt, in dessen Nähe der dahinterliegende Raum wie durch eine optische Linse verzerrt abgebildet wird. Die Bezeichnung Schwarzes Loch wurde im Jahr 1967 durch John Archibald Wheeler geprägt. Zu jener Zeit galt die Existenz der erst theoretisch beschriebenen Schwarzen Löcher zwar als sehr wahrscheinlich, war aber noch nicht durch Beobachtungen bestätigt. Später wurden zahlreiche Beispiele für Auswirkungen Schwarzer Löcher beobachtet, z. B. ab 1992 die Untersuchungen des supermassereichen Schwarzen Lochs Sagittarius A* im Zentrum der Milchstraße im Infrarotbereich. 2016 wurde die Fusion zweier Schwarzer Löcher über die dabei erzeugten Gravitationswellen durch LIGO beobachtet und 2019 gelang eine radioteleskopische Aufnahme eines Bildes des supermassereichen Schwarzen Lochs im Zentrum der Galaxie M87. In astrofisica un buco nero è un corpo celeste con un campo gravitazionale così intenso da non lasciare sfuggire né la materia, né la radiazione elettromagnetica, ovvero una regione dello spaziotempo avente una curvatura sufficientemente grande, relativisticamente parlando, che nulla al suo interno può uscire all'esterno, nemmeno la luce. La velocità di fuga di un buco nero risulta superiore alla velocità della luce, ma poiché la velocità della luce è un limite insuperabile, nessuna particella di materia o radiazione può allontanarsi da quella regione. In un tale corpo la gravità domina su qualsiasi altra forza, sicché si verifica un collasso gravitazionale che tende a concentrare lo spaziotempo in un punto di singolarità di curvatura infinita e di "volume nullo"; per l'oggetto massiccio al centro della regione, che dà luogo al campo gravitazionale, è teorizzato uno stato della materia definito singolarità, cioè con caratteristiche sconosciute ed estranee alle leggi della meccanica che descrivono il comportamento della materia nell'universo a noi noto, e ipotizzando che il valore della sua densità tenda all'infinito. Attorno al buco nero è presente l’orizzonte degli eventi, la superficie sferica chiusa - geometrica e puramente immaginaria - contenente l'oggetto massiccio, e che delimita la regione dello spazio nella quale si hanno tali condizioni "senza ritorno" ovvero la regione dalla quale classicamente non può uscire alcun segnale: questa superficie (dove la velocità di fuga eguaglia la velocità della luce) può essere attraversata da materia o radiazione che cada verso il buco nero, ma non nel senso opposto. Un corpo celeste con questa proprietà non può essere osservato direttamente. La sua presenza potrebbe essere rilevata solo indirettamente, rilevando i suoi effetti sulla materia circostante, come le interazioni gravitazionali con altri corpi celesti, o gli effetti sulla materia che vi precipita, o il fenomeno della lente gravitazionale. L'esistenza di buchi neri è oggi attestata, e sono stati individuati oggetti di questo tipo con masse molto variabili, da un minimo di cinque masse solari, fino a buchi neri rilevabili su scala galattica con massa pari a miliardi di masse solari. Sono state raccolte numerose osservazioni astrofisiche interpretabili (anche se non univocamente) come indicazioni dell'effettiva esistenza di buchi neri nell'universo in fenomeni diversi, come le galassie attive o le binarie X. A black hole is a region of spacetime where gravity is so strong that nothing—no particles or even electromagnetic radiation such as light—can escape from it. The theory of general relativity predicts that a sufficiently compact mass can deform spacetime to form a black hole. The boundary of the region from which no escape is possible is called the event horizon. Although the event horizon has an enormous effect on the fate and circumstances of an object crossing it, according to general relativity it has no locally detectable features. In many ways, a black hole acts like an ideal black body, as it reflects no light. Moreover, quantum field theory in curved spacetime predicts that event horizons emit Hawking radiation, with the same spectrum as a black body of a temperature inversely proportional to its mass. This temperature is on the order of billionths of a kelvin for black holes of stellar mass, making it essentially impossible to observe. Objects whose gravitational fields are too strong for light to escape were first considered in the 18th century by John Michell and Pierre-Simon Laplace. The first modern solution of general relativity that would characterize a black hole was found by Karl Schwarzschild in 1916, although its interpretation as a region of space from which nothing can escape was first published by David Finkelstein in 1958. Black holes were long considered a mathematical curiosity; it was not until the 1960s that theoretical work showed they were a generic prediction of general relativity. The discovery of neutron stars by Jocelyn Bell Burnell in 1967 sparked interest in gravitationally collapsed compact objects as a possible astrophysical reality. Black holes of stellar mass are expected to form when very massive stars collapse at the end of their life cycle. After a black hole has formed, it can continue to grow by absorbing mass from its surroundings. By absorbing other stars and merging with other black holes, supermassive black holes of millions of solar masses (M☉) may form. There is consensus that supermassive black holes exist in the centers of most galaxies. The presence of a black hole can be inferred through its interaction with other matter and with electromagnetic radiation such as visible light. Matter that falls onto a black hole can form an external accretion disk heated by friction, forming quasars, some of the brightest objects in the universe. Stars passing too close to a supermassive black hole can be shred into streamers that shine very brightly before being "swallowed." If there are other stars orbiting a black hole, their orbits can be used to determine the black hole's mass and location. Such observations can be used to exclude possible alternatives such as neutron stars. In this way, astronomers have identified numerous stellar black hole candidates in binary systems, and established that the radio source known as Sagittarius A*, at the core of the Milky Way galaxy, contains a supermassive black hole of about 4.3 million solar masses. On 11 February 2016, the LIGO Scientific Collaboration and the Virgo collaboration announced the first direct detection of gravitational waves, which also represented the first observation of a black hole merger. As of December 2018, eleven gravitational wave events have been observed that originated from ten merging black holes (along with one binary neutron star merger). On 10 April 2019, the first direct image of a black hole and its vicinity was published, following observations made by the Event Horizon Telescope in 2017 of the supermassive black hole in Messier 87's galactic centre. Czarna dziura – obszar czasoprzestrzeni, którego z uwagi na wpływ grawitacji, nic (łącznie ze światłem) nie może opuścić. Zgodnie z ogólną teorią względności, do jej powstania niezbędne jest nagromadzenie dostatecznie dużej masy w odpowiednio małej objętości. Czarną dziurę otacza matematycznie zdefiniowana powierzchnia nazywana horyzontem zdarzeń, która wyznacza granicę bez powrotu. Nazywa się ją „czarną”, ponieważ pochłania całkowicie światło trafiające w horyzont, nie odbijając niczego, zupełnie jak ciało doskonale czarne w termodynamice. Mechanika kwantowa przewiduje, że czarne dziury emitują promieniowanie jak ciało doskonale czarne o niezerowej temperaturze. Temperatura ta jest odwrotnie proporcjonalna do masy czarnej dziury, co sprawia, że bardzo trudno je zaobserwować w wypadku czarnych dziur o masie gwiazdowej bądź większych. Istnienie obiektów o polu grawitacyjnym niepozwalającym na ucieczkę światła jako pierwsi rozważali w XVIII wieku John Michell i Pierre Simon de Laplace. Pierwsze rozwiązanie równania Einsteina ogólnej teorii względności opisujące czarną dziurę znalazł w 1916 Karl Schwarzschild, jednak długo uważane było ono za matematyczną ciekawostkę, a jego interpretacja jako regionu czasoprzestrzeni, którego nic nie może opuścić, nie zyskała pełnego uznania przez kolejne cztery dekady. Dopiero w latach 60. XX wieku prace teoretyczne wykazały, że istnienie czarnych dziur jest logiczną konsekwencją obowiązywania ogólnej teorii względności. W tym samym czasie obserwacyjnie potwierdzono także istnienie gwiazd neutronowych, co stanowiło przesłankę, że takie obiekty powstałe w wyniku zapadania grawitacyjnego mogą istnieć w rzeczywistości. Czarne dziury o masie gwiazdowej formują się w wyniku zapadania grawitacyjnego bardzo masywnych gwiazd pod koniec ich życia. Inną kategorią są supermasywne czarne dziury o masach przekraczających miliony mas Słońca. Podejrzewa się, że takie czarne dziury znajdują się w centrach większości galaktyk, w szczególności istnieją przekonujące dowody na istnienie czarnej dziury o masie około 4 milionów mas Słońca w centrum Drogi Mlecznej. Wyróżnia się też czarne dziury o masie pośredniej między gwiazdowymi i supermasywnymi, a najcięższe czarne dziury nazywane są niekiedy ultramasywnymi. Jako że czarnych dziur nie można obserwować bezpośrednio, o ich obecności wnioskuje się na podstawie ich oddziaływania z otaczającą materią oraz światłem i innymi rodzajami promieniowania elektromagnetycznego. Przykładowo, opadająca na powierzchnię czarnej dziury materia może uformować dysk akrecyjny, generujący ogromne ilości promieniowania na skutek tarcia, jonizacji i silnego przyspieszenia wchłanianych cząstek. Część zjonizowanej materii dysku pod działaniem jego pola elektromagnetycznego może uciekać w kierunkach osi obrotu, tworząc ogromne dżety. Supermasywne czarne dziury w centrach aktywnych galaktyk, wokół których zachodzi proces akrecji powodują ich bardzo silne świecenie, stąd też obiekty zawierające czarne dziury mogą należeć do najjaśniejszych we Wszechświecie. 10 kwietnia 2019 roku przedstawiono pierwsze w historii zdjęcie ukazujące cień czarnej dziury w centrum galaktyki M87, obraz uzyskano dzięki projektowi EHT. Licznych kandydatów na czarne dziury o masie gwiazdowej udało się zidentyfikować w systemach podwójnych. W niektórych przypadkach po ustaleniu masy i położenia niewidzialnego towarzysza gwiazdy okazuje się, że jedynym obiektem pasującym do obserwacji może być czarna dziura. Чёрная дыра́ — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света. Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда. Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Изобретатель термина достоверно не известен, но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное» (англ. Our Universe: the Known and Unknown) 29 декабря 1967 года. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars). Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр (но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей, см. Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдаемые данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория пока не является интенсивно экспериментально протестированной для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от горизонта чёрных дыр звёздных масс (однако хорошо подтверждена в условиях, соответствующих сверхмассивным чёрным дырам, и с точностью до 94 % согласуется с первым гравитационно-волновым сигналом). Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности. Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения, так как наблюдаемые проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света — то есть за доли секунды для чёрных дыр звёздных масс и часы для сверхмассивных чёрных дыр. 10 апреля 2019 года Национальный научный фонд США впервые показал «фотографию» сверхмассивной черной дыры в центре галактики Messier 87, расположенной на расстоянии 54 миллионов световых лет от Земли. Изображение получили благодаря проекту Event Horizon Telescope, который включает в себя восемь радиотелескопов, расположенных по всему земному шару. «Полученная картинка подтверждает существование горизонта событий, то есть подтверждает правильность общей теории относительности Эйнштейна», — заявил один из руководителей проекта Event Horizon Telescop Лучано Реццола. Различают четыре сценария образования чёрных дыр: * два реалистичных * гравитационный коллапс (сжатие) достаточно массивной звезды; * коллапс центральной части галактики или протогалактического газа; * и два гипотетических * формирование чёрных дыр сразу после Большого Взрыва (первичные чёрные дыры); * возникновение в ядерных реакциях высоких энергий. Nigra truo estas kosma objekto, kies kerno kunfalis. En tia astro kompakta la tuta materio kunfalis al tiom densa formo, ke ĝia enorma gravito baras eĉ la proprajn lumradiojn. Do ĝi ne povas elsendi lumon kaj estas nigra. Ĝia gravito povas reteni ĉiajn objektojn ĉirkaŭajn, kiuj aliras ĝin kirle. Laŭ la teorio de relativeco, nenio povas eliri el nigra truo (ekzemplo: se iu sendus iom da lumo al la nigra truo, la lumo reflektiĝus neniam, ĉar la gravito estas tro intensa). La terminon "nigra truo" anglalingve (black hole) enkondukis la fizikisto John Archibald Wheeler en 1967. Nigraj truoj ne estas rekte observeblaj, sed kelkaj nerektaj teknikoj laŭ diversaj ondolongoj estis konceptitaj kaj permesas studi la fenomenojn naskatajn en la ĉirkaŭaĵoj. Ekzemple: la materio altirata al nigra truo estas varmigita je tre alta temperaturo, kio estigas elsendon de Ikso-radioj; la ruĝenŝoviĝo de steloj turniĝantaj ĉirkaŭen helpas koni la movojn de tiuj steloj, konsekvence la mason de la nigra truo. La ekzisto de nigraj truoj estas certeco por la preskaŭa tuto de scienca komunumo koncernata de nigraj truoj (astrofizikistoj kaj teorifizikistoj). Astronomoj identigis multajn nigrajn truojn, kaj pruvis ekziston de pezegaj nigraj truoj en la centroj de multegaj galaksioj, eĉ la nia.
prov:wasDerivedFrom
wikipedia-en:Black_hole?oldid=986055506&ns=0
dbo:wikiPageLength
150040