Tekst źródłowy strony Czarna dziura

[[Plik:Black hole - Messier 87 crop max res.jpg|mały|Obraz obiektu M87* w którego centrum znajduje się supermasywna czarna dziura, znajdującego się w jądrze galaktyki [[Galaktyka Panna A|M87]]; wygenerowany na podst. danych uzyskanych [[Teleskop Horyzontu Zdarzeń|Teleskopem Horyzontu Zdarzeń]].]]
[[Plik:Sag A*.jpg|mały|Obraz obiektu [[Sagittarius A*]] w centrum [[Droga Mleczna|naszej Galaktyki]] – obraz z Teleskopu Horyzontu Zdarzeń]]
[[Plik:BH LMC.png|mały|Symulowany widok czarnej dziury umieszczonej przed [[Wielki Obłok Magellana|Wielkim Obłokiem Magellana]]. Na skutek efektu [[soczewkowanie grawitacyjne|soczewkowania grawitacyjnego]] powstały dwa powiększone, lecz mocno zniekształcone obrazy Obłoku. Zakrzywieniu w łuk uległ również obraz dysku [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]].]]

'''Czarna dziura''' – obszar [[czasoprzestrzeń|czasoprzestrzeni]], którego z uwagi na wpływ grawitacji, nic – łącznie ze [[światło|światłem]] i [[Informacja|informacją]] – nie może opuścić{{odn|Wald|1984|s=299–300}}<ref>{{Encyklopedia PWN | tytuł = Czarna dziura | id = 3889102 | data dostępu = 2021-07-29 }}</ref>. Zgodnie z [[ogólna teoria względności|ogólną teorią względności]], do jej powstania niezbędne jest nagromadzenie dostatecznie dużej [[masa (fizyka)|masy]] w odpowiednio małej objętości. Czarną dziurę otacza matematycznie zdefiniowana powierzchnia nazywana [[horyzont zdarzeń|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 [[termodynamika|termodynamice]]{{r|doi10.1088/0034-4885/41/8/004-s1313-1355}}. [[Kwantowa teoria pola]] przewiduje, że czarne dziury emitują [[promieniowanie Hawkinga|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 [[Gwiazdowa czarna dziura|czarnych dziur o masie gwiazdowej]] bądź większych.

Istnienie obiektów o polu grawitacyjnym niepozwalającym na ucieczkę światła jako pierwsi rozważali w XVIII&nbsp;wieku [[John Michell]] i [[Pierre Simon de Laplace]]. Pierwsze rozwiązanie [[równanie Einsteina|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 [[gwiazda neutronowa|gwiazd neutronowych]], co stanowiło przesłankę, że takie obiekty powstałe w wyniku [[zapadanie grawitacyjne|zapadania grawitacyjnego]] mogą istnieć w rzeczywistości.

[[Gwiazdowa czarna dziura|Czarne dziury o masie gwiazdowej]] formują się w wyniku zapadania grawitacyjnego bardzo masywnych gwiazd pod koniec ich życia. Inną kategorią są [[Supermasywna czarna dziura|supermasywne czarne dziury]] o masach przekraczających miliony mas Słońca. Podejrzewa się, że takie czarne dziury znajdują się w centrach większości [[galaktyka|galaktyk]], w szczególności istnieją przekonujące dowody na istnienie czarnej dziury o masie około 4&nbsp;milionów mas Słońca w [[Centrum Galaktyki|centrum Drogi Mlecznej]]{{r|Gillessen}}. Wyróżnia się też [[Czarna dziura o masie pośredniej|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 [[promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania elektromagnetycznego]]. Przykładowo, opadająca na powierzchnię czarnej dziury materia może uformować [[dysk akrecyjny]], generujący ogromne ilości [[promieniowanie|promieniowania]] na skutek tarcia, [[jonizacja|jonizacji]] i silnego przyspieszenia wchłanianych cząstek. Część zjonizowanej materii dysku pod działaniem jego pola elektromagnetycznego może uciekać w kierunkach [[Oś obrotu|osi obrotu]], tworząc ogromne [[dżet (astronomia)|dżety]]. Supermasywne czarne dziury w centrach [[galaktyka aktywna|aktywnych galaktyk]], wokół których zachodzi proces akrecji powodują ich bardzo silne świecenie, stąd też obiekty zawierające czarne dziury mogą należeć do najjaśniejszych we [[Wszechświat|Wszechświecie]]. 10 kwietnia 2019 roku przedstawiono pierwsze w historii zdjęcie ukazujące cień czarnej dziury w centrum [[Galaktyka Panna A|galaktyki M87]], obraz uzyskano dzięki projektowi [[Teleskop Horyzontu Zdarzeń|EHT]]<ref>{{Cytuj stronę| url = https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/uzyskano-pierwsze-w-historii-zdjecie-czarnej-dziury| tytuł = Uzyskano pierwsze w historii zdjęcie czarnej dziury| autor = Krzysztof Czart| język = pl| data dostępu = 2019-04-10}}</ref>.

Licznych kandydatów na czarne dziury o masie gwiazdowej udało się zidentyfikować w [[gwiazda podwójna|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.

Według obliczeń opublikowanych w 2022 roku w obserwowanym Wszechświecie znajduje się około 40 trylionów czarnych dziur pochodzenia gwiazdowego. Wynika z tego, że około 1% zwykłej, czyli barionowej materii znajduje się w gwiazdowych czarnych dziurach<ref>{{Cytuj stronę | url = https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/jest-40-miliardow-miliardow-czarnych-dziur-we-wszechswiecie | tytuł = Jest 40 miliardów miliardów czarnych dziur we Wszechświecie! | opublikowany = urania.edu.pl | data dostępu = 2022-02-12}}</ref>.

== Historia ==
{|class="toccolours" style="width:40%;float:right; margin: 0.5em 0 0.5em 0.5em;"
! „Czarna Dziura” Laplace’a
----
|-
| W klasycznej teorii grawitacji Isaaca Newtona cząstka w spoczynku daleko od centrum grawitacji ma całkowitą energię równą zeru
: <math>E=-\frac{GMm}{r}+\frac{mv^2}{2}=0,</math>
stąd:
: <math>v^2 = \frac{2GM}{r}.</math>
Promień Schwarzschilda <math>r_{schw}</math> jest odległością od centrum przyciągania, w której prędkość cząstki jest równa [[prędkość światła|prędkości światła]] w próżni <math>v = c.</math> Stąd
: <math>r_{schw} = \frac{2GM}{c^2}.</math>
Pierwsze wyprowadzenie promienia Schwarzschilda podał w 1783 r. [[John Michell]]<ref name="montgomery2009">{{Cytuj |autor = Colin Montgomery, Wayne Orchiston, Ian Whittingham|data = 2009|tytuł = Michell, Laplace and the Origin of the Black Hole Concept|wydawca = Journal of Astronomical History and Heritage|url =https://engine.scichina.com/doi/10.3724/SP.J.1440-2807.2009.02.01|doi = 10.3724/SP.J.1440-2807.2009.02.01|s=90--96|wolumin=12}}</ref>.
|}

Ideę, że może istnieć tak masywne ciało, iż nawet światło nie może z niego uciec, postulował angielski geolog [[John Michell]] w roku 1783 w pracy przesłanej do [[Royal Society]]. W tym czasie istniała teoria [[grawitacja|grawitacji]] [[Isaac Newton|Isaaca Newtona]] i pojęcie [[prędkość kosmiczna|prędkości ucieczki]]. Michell rozważał, iż w kosmosie może istnieć wiele tego typu obiektów{{odn|Hawking|2003|s=37}}.

W roku 1796 francuski matematyk [[Pierre Simon de Laplace]] propagował tę samą ideę w swojej książce ''Exposition du Systeme du Monde'' (niestety zniknęła w późniejszych wydaniach){{odn|Hawking|2003|s=38}}. Ta idea nie cieszyła się dużym zainteresowaniem w XIX wieku, ponieważ światło uważano za bezmasową [[fala|falę]] niepodlegającą grawitacji.

Niedługo po opublikowaniu w roku 1905 [[Szczególna teoria względności|szczególnej teorii względności]], [[Albert Einstein|Einstein]] zaczął rozważać wpływ grawitacji na światło. Najpierw pokazał, że grawitacja oddziałuje na [[propagacja (fizyka)|propagację]] fal elektromagnetycznych, a w roku 1915 sformułował [[Ogólna teoria względności|ogólną teorię względności]]. Kilka miesięcy później, [[Karl Schwarzschild]] znalazł rozwiązanie równań tej teorii opisujących obiekt mający postać masy skupionej w jednym punkcie, który bardzo silnie odkształca czasoprzestrzeń. Jednym z parametrów rozwiązania był [[promień Schwarzschilda]]. Sam Schwarzschild uważał go za niefizyczny. W roku 1931 [[Subrahmanyan Chandrasekhar|Chandrasekhar]] na przykładzie [[biały karzeł|białego karła]] pokazał, że powyżej pewnej granicznej masy nic nie jest w stanie powstrzymać [[Zapadanie grawitacyjne|kolapsu]] gwiazdy. Przeciwny takim wnioskom był [[Arthur Stanley Eddington|Arthur Eddington]], który wierzył, iż powinna istnieć fizyczna przyczyna, która zatrzyma kolaps gwiazdy.

W 1939 roku [[Robert Oppenheimer]] i [[Hartland Snyder]] pokazali, że masywna gwiazda może ulec kolapsowi grawitacyjnemu. Taki obiekt nazwano „zamrożoną gwiazdą”, ponieważ dla dalekiego obserwatora kolaps będzie zwalniał. Idea ta nie wywołała dużego zainteresowania aż do lat 60. Zainteresowanie nią wzrosło z chwilą odkrycia [[pulsar]]ów w 1967 roku. Tuż po tym w 1969 [[John Archibald Wheeler]] zaproponował nazwę „czarna dziura”{{odn|Hawking|2003|s=37}}.

== Zakrzywienie czasoprzestrzeni ==
Zgodnie z [[ogólna teoria względności|ogólną teorią względności]], [[grawitacja]] jest opisywana jako zakrzywienie [[czasoprzestrzeń|czasoprzestrzeni]]. W czasoprzestrzeni zakrzywionej ciała poruszają się po torach, które są liniami o ekstremalnej (najmniejszej lub największej) długości spośród wszystkich możliwych łuków łączących zadane punkty. Linie takie nazywamy [[linia geodezyjna|geodezyjnymi]]. Obliczanie długości należy przeprowadzać w pełnej przestrzeni czterowymiarowej (czasoprzestrzeni), posługując się zależnym od grawitacji tensorem metrycznym, zaś przez długość linii należy rozumieć sumę interwałów czasoprzestrzennych wzdłuż toru cząstki. W skrajnych przypadkach oddziaływanie grawitacji może być tak duże, że wszystkie linie geodezyjne wokół danego ciała są liniami zamkniętymi. Żadna z nich nie wychodzi poza pewien ograniczony fragment objętości przestrzeni zwany [[horyzont zdarzeń|horyzontem zdarzeń]]. Czarna dziura jest obiektem, który znajduje się wewnątrz własnego horyzontu zdarzeń.

Z czarnej dziury nie można się wydostać, bo wszystkie drogi ucieczki prowadzą z powrotem do środka. Przypomina to sytuację marynarza, który próbuje znaleźć koniec świata. Dokądkolwiek by nie popłynął, zawsze będzie znajdował jakieś lądy lub morza. Po dość długiej wędrówce wróci do punktu wyjścia. W przypadku czarnej dziury uwięziona jest nie tylko materia, ale i światło, które zawsze porusza się po liniach geodezyjnych. Co więcej, ogromne zakrzywienie czasoprzestrzeni spowalnia upływ czasu. I tak na zewnętrznej powierzchni czarnej dziury zanika upływ czasu.

Posługiwanie się takimi pojęciami jak czas, długość, linie geodezyjne i inne ściśle zdefiniowane pojęcia matematyczne wymaga gruntownej wiedzy na ich temat. Własności przestrzeni wokół czarnej dziury są dalekie od intuicji, którą budujemy w normalnych warunkach. W szczególności bezwzględnie konieczne jest precyzyjne definiowanie układu odniesienia, o którym mówimy. I tak dla obserwatora spadającego na czarną dziurę nie ma żadnej różnicy w obserwacjach (spowolnienia czasu, zakrzywienia trajektorii w przestrzeni fizycznej) poza wzrastającymi siłami pływowymi (wynikającymi z rozmiarów obserwatora) i ciężarem ciał na statku kosmicznym. W szczególności moment przejścia przez horyzont zdarzeń nie jest w żaden sposób wyróżniony, czy nawet zauważalny. Sam spadek do centrum grawitacyjnego czarnej dziury trwa ściśle określony, zależny od masy czarnej dziury czas w układzie spadającym, oraz, co za tym idzie, obserwator spadający ma szansę wysłać do obserwatora na zewnątrz, zanim przejdzie przez horyzont zdarzeń, tylko skończoną ilość sygnałów, energii, fotonów itp. Nie jest możliwe przetrwanie jakichkolwiek urządzeń technicznych lub żywych obserwatorów w tak ekstremalnych warunkach, jednak w rzeczywistym układzie ich śmierć ''może'' (choć nie musi, zależy to od wielkości czarnej dziury, dla ogromnych czarnych dziur możliwe jest zupełnie łagodne wejście pod horyzont zdarzeń) nastąpić dopiero po przekroczeniu horyzontu zdarzeń.

Natomiast obserwator pozostający poza zasięgiem czarnej dziury, obserwując spadek swojego kolegi zaobserwuje, że czas w układzie spadającym spowalnia w stosunku do jego własnego czasu, zaś sam spadek odbywa się coraz wolniej i wolniej. Obserwator spoza czarnej dziury nigdy nie zarejestruje momentu spadku swego kolegi na czarną dziurę, a jedynie uzna, że obraz spadającego układu został „zamrożony” w chwili przejścia przez horyzont zdarzeń. Obrazy spadającego obserwatora będą coraz bledsze, będą zawierały coraz mniejszy strumień fotonów, oraz zostaną w końcu w granicy „zamrożone” na powierzchni horyzontu zdarzeń. Jest tak dlatego, że skończona w układzie spadającym ilość energii, jaką wypromieniował układ spadający zanim przeszedł przez horyzont zdarzeń, musi wystarczyć dla asymptotycznie nieskończonego czasu spadania, jaki zarejestrował obserwator w układzie poza czarną dziurą.

== Zderzenie czarnych dziur ==
14 września 2015 [[LIGO]] (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) zarejestrowało po raz pierwszy w historii [[Fala grawitacyjna|fale grawitacyjne]] jako rezultat zderzenia dwóch czarnych dziur 1,3 miliarda lat świetlnych od Ziemi. Obserwacja ta potwierdza teoretyczne przewidywania Einsteina i innych, że takie zdarzenie może zaistnieć. Po pierwsze zdarzenie to potwierdza, że podwójne czarne dziury rzeczywiście istnieją w Kosmosie. Po drugie otwiera drogę do praktycznej obserwacji charakteru grawitacji oraz zrozumienia zdarzeń w Kosmosie, włączając w to Wielki Wybuch i to, co po nim nastąpiło. Odkrycie to zostało oficjalnie ogłoszone 11 lutego 2016 po wielu miesiącach sprawdzania rezultatów<ref>{{Cytuj |opublikowany=YouTube.com |tytuł=MAJOR Discovery: Scientists announce finding Gravitational Waves confirming Einstein’s theory |url=https://www.youtube.com/watch?v=n5Ycv2yYNG8#t=12 |data=2016-02-11 |język=en}}</ref><ref>{{Cytuj |autor=Sophie Bushwick |opublikowany=Polular Science |tytuł=What Are Gravitational Waves And Why Do They Matter?| url=http://www.popsci.com/whats-so-important-about-gravitational-waves |data=2016-01-12 |język=en |data dostępu=2017-01-07}}</ref>.

== Opis matematyczny ==
Ponieważ zakrzywienie czasoprzestrzeni jest odczuwane jako siła grawitacji, czasem mówi się potocznie, że czarną dziurę stanowi materia ściśnięta tak, że [[siła]] grawitacji, z jaką oddziałuje ona na samą siebie, nie może być zrównoważona przez siły wewnętrzne ([[ciśnienie]]). Jest to uproszczenie o tyle, że w myśl [[Równanie Einsteina|równań Einsteina]] ciśnienie daje wkład współdziałający z siłą grawitacji (czyli wzrost ciśnienia przyspiesza, a nie spowalnia powstanie czarnej dziury).

Istnienie czarnych dziur wynika z równania Einsteina [[ogólna teoria względności|Ogólnej Teorii Względności]], choć w historii fizyki już wcześniej pojawiła się hipotetyczna idea masy tak wielkiej, że nawet światło nie mogłoby się od niej oddalić. W równaniach Einsteina, które przewidują istnienie czarnych dziur, występują następujące wielkości: [[tensor metryczny]] <math>g,</math> tensor krzywizny Ricciego <math>R_{\mu\nu},</math> skalar krzywizny Ricciego <math>R,</math> które mierzą krzywiznę przestrzeni, oraz [[Tensor napięć-energii|tensor energii-pędu]] <math>T_{\mu\nu}.</math> Równania Ogólnej Teorii Względności (OTW), z których wynika istnienie czarnych dziur, mają postać: 
: <math>R_{\mu\nu} - \frac{1}{2} g_{\mu\nu} R + \Lambda g_{\mu\nu} = -\frac{8 \pi}{c^4}G \ T_{\mu\nu}.</math>

Tensor krzywizny <math>R</math> jest zależny od tensora metrycznego g, który pozwala na obliczanie długości krzywych w czasoprzestrzeni, zaś w skład tensora energii-pędu <math>T_{\mu\nu}</math> wchodzą wszelkie rodzaje energii zawarte w rozważanym obszarze, a więc masy, ciśnienie, gęstość energii pola elektromagnetycznego i inne. Rozwiązanie tych równań, niezwykle trudne w praktyce, polega na podaniu tensora metrycznego <math>g,</math> którego forma opisuje takie zakrzywienie przestrzeni, że prowadzi do rozkładu energii danego tensorem <math>T,</math> które z kolei da w wyniku tensor metryczny <math>g.</math> Problemem jest nieliniowość równań oraz fakt, że obydwa elementy opisu: tensor energii-pędu i tensor metryczny pełnią w równaniu aktywną rolę, to znaczy żaden z nich nie jest wielkością bardziej podstawową niż druga.

Jednym z dosłownie kilku znanych rozwiązań tych równań jest rozwiązanie [[Karl Schwarzschild|Schwarzschilda]] – [[przestrzeń metryczna|metryka]] [[czasoprzestrzeń|czasoprzestrzeni]] dana wzorem:
: <math>ds^2 =e^{\nu(r)} dt^2-e^{\lambda(r)} dr^2-r^2 d \Omega^2 = \left( 1 - \frac{2M}{r} \right) dt^2 - \left( 1 - \frac{2M}{r} \right)^{-1} dr^2 - r^2 d\Omega^2.</math>

Przyjęto tu <math>c = G = 1</math> (są to tak zwane jednostki [[ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]] (OTW)), a <math>d\Omega^2 = d\theta^2 + \cos^2\theta\; d\phi^2</math> jest standardowym elementem kątowym dwuwymiarowej [[sfera|sfery]]. Rozwiązanie Schwarzschilda jest rozwiązaniem w próżni bez materii <math>(T_{\mu\nu}=0)</math> i opisuje [[pole grawitacyjne]] wokół punktowej masy o zerowym momencie pędu, czyli odpowiada tak zwanej nierotującej czarnej dziurze.

Ze wzoru tego widać, że szczególne znaczenie ma wielkość <math>r_{schw} = 2M</math> (podana w jednostkach OTW) lub
: <math>r_{schw} = \frac{2\,GM}{c^2}</math>

(w jednostkach fizycznych), gdzie <math>G</math> jest [[Stała grawitacji|stałą grawitacji]], <math>M</math> jest [[masa (fizyka)|masą]] obiektu i <math>c</math> prędkością światła w próżni. Nazywa się ją [[promień Schwarzschilda|promieniem Schwarzschilda]] i określa ona rozmiar horyzontu zdarzeń. Dla obiektu o masie [[Ziemia|Ziemi]] promień Schwarzschilda wynosi około 9 mm. Dla Słońca promień Schwarzschilda wynosi 2953 m. Blisko swego promienia grawitacyjnego są [[gwiazda neutronowa|gwiazdy neutronowe]], których promień jest rzędu 10–15 km. Dla realnej gwiazdy rozwiązanie Schwarzschilda opisuje czasoprzestrzeń w próżni na zewnątrz gwiazdy. Czarna dziura wyłania się, gdy podczas zapadania grawitacyjnego promień gwiazdy stanie się mniejszy niż jej promień grawitacyjny. Tracimy wtedy całą informację o gwieździe. Promieniowanie i informacja nie mogą się już wydostać z gwiazdy, jedynie możemy czuć jej obecność grawitacyjnie za pośrednictwem potencjału grawitacyjnego:
: <math>\varphi=-\frac{r_{schw} c^2}{2}\frac{1}{r}=-G\frac{M}{r}.</math>

== Anihilacja informacji ==
Istnieją teorie, według których przejście obiektu przez horyzont zdarzeń związane jest z całkowitym zniknięciem zawartej w tym obiekcie [[informacja|informacji]].

Z matematycznego punktu widzenia fakt ten sprowadza się do stwierdzenia, że do opisu czarnej dziury wystarczy podać jej [[masa (fizyka)|masę]], [[Ładunek elektryczny|ładunek]] oraz [[moment pędu]].
Dla poszczególnych kombinacji tych trzech wartości sformułowano następujące rozwiązania równań opisujących czarną dziurę:
* [[Karl Schwarzschild|Schwarzschilda]] – tylko masa niezerowa,
* [[Hans Reissner|Reissnera]] – [[Gunnar Nordström|Nordströma]] – ładunek, masa niezerowa, brak momentu pędu,
* [[metryka Kerra|Kerra]] – masa i moment pędu niezerowy, brak ładunku,
* Kerra – [[Ezra T. Newman|Newmanna]] – ładunek, masa, moment pędu niezerowe.

== Osobliwość ==
Ogólna teoria względności przewiduje istnienie we wnętrzu czarnej dziury [[osobliwość (astronomia)|osobliwości]]. Jest to miejsce, gdzie [[krzywizna czasoprzestrzeni]] staje się nieskończona, a oddziaływanie grawitacyjne staje się nieskończenie silne ([[Roger Penrose]] oraz [[Stephen Hawking]]), co prowadzi do problematycznej dla teorii fizyki sytuacji, gdy załamałyby się wszystkie jej prawa<ref name=beginning>{{Cytuj |tytuł = The Beginning of Time |data dostępu = 2019-01-07 |opublikowany = Stephen Hawking |url = http://www.hawking.org.uk/the-beginning-of-time.html |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20141006200729/http://www.hawking.org.uk/the-beginning-of-time.html |zarchiwizowano = 2014-10-06 }}</ref>.

Znane są mówiące o tym ścisłe dowody matematyczne i dotychczas nie udało się wyeliminować osobliwości z rozwiązań teorii w obecnym jej kształcie. W szczególności samo jej istnienie jest niezależne od definicji układu odniesienia używanego do opisu czarnej dziury. Przypuszcza się, że poszukiwana od lat [[Grawitacja kwantowa|kwantowa teoria grawitacji]] rozwiąże ten problem.

Warto nadmienić, że horyzont zdarzeń nie jest żadną osobliwością i przejście przez ową barierę nie jest związane z jakimikolwiek szczególnymi zjawiskami fizycznymi. Rozwiązanie Schwarzschilda co prawda posiada nieciągłość na granicy horyzontu, jest ona jednak usuwalna przez odpowiedni wybór układu odniesienia. Współczesna nauka nie potrafi opisać zjawisk fizycznych zachodzących w osobliwości.

== Promieniowanie Hawkinga ==
{{Osobny artykuł|Promieniowanie Hawkinga}}
W 1972 [[Ja’akow Bekenstein]] jako pierwszy w przybliżeniu określił [[entropia|entropię]] czarnej dziury{{r|ls}}. Sam koncept entropii czarnej dziury wywołał wiele kontrowersji w świecie fizyki. Najważniejszą konsekwencją przyjęcia, że czarne dziury mają entropię byłby fakt, że nie są one tak „czarne”, jak dotychczas sądzono, mają temperaturę wyższą niż [[Zero bezwzględne|zero absolutne]] i jak wszystkie ciała gorące muszą emitować energię{{r|swiatnauki}}. Jednym z fizyków, którzy uważali, że Bekenstein się myli, był Stephen Hawking, który postanowił to matematycznie udowodnić{{r|Hawking1998}}. Ku własnemu zdziwieniu Hawking nie tylko potwierdził, że czarne dziury mają temperaturę, ale także dokładnie ustalił wielkość entropii czarnej dziury jako wynoszącą jedną czwartą pola powierzchni horyzontu zdarzeń, wyrażoną w jednostkach Plancka, pomnożonego przez [[stała Boltzmanna|stałą Boltzmanna]]{{r|jo}}.

Wzór na entropię czarnej dziury powstał przy założeniu, że podczas spadania ciała do czarnej dziury jej masa rośnie i rośnie też jej entropia; proporcjonalny do masy jest [[horyzont zdarzeń]], czyli [[promień Schwarzschilda]]. Ścisły wzór na entropię czarnej dziury wyprowadził w 1974 roku Stephen Hawking:
:: <math>S=\frac{k c^3 A}{4\hbar\,G} = \frac{1}{4}kN,</math>

gdzie:
: <math>A=4\pi r_{schw}^2</math> to powierzchnia horyzontu zdarzeń czarnej dziury,
: <math>\hbar = \frac{h}{2 \pi}</math> to [[Stała Plancka|stała Diraca]],
: <math>N=\frac{A}{\ell_{\text{P}}^2}</math> to liczba powierzchni Plancka na horyzoncie zdarzeń czarnej dziury,
: <math>\ell_{\text{P}}=\sqrt{\frac{\hbar G}{c^3}}</math> to [[Jednostki Plancka|długość Plancka]],
: <math>k</math> - stała Boltzmanna,
: <math>c</math> – [[prędkość światła]] w próżni,
: <math>G</math> – [[stała grawitacji]].

Jednocześnie rozważając własności procesów elektromagnetycznych i kwantowej teorii pola w sąsiedztwie horyzontu zdarzeń, doszedł on do wniosku, że powinien istnieć pewien proces kwantowy działający w nieoczekiwanym kierunku: możliwe jest „parowanie” czarnej dziury, czyli proces polegający na traceniu przez nią masy pomimo braku możliwości utraty materii. Popularne sformułowanie tego faktu głosi, że powierzchnia czarnej dziury nie jest czarna. Powinna wytwarzać [[promieniowanie]] takie, jak [[ciało doskonale czarne]] o [[temperatura|temperaturze]]:
:: <math>T=\frac{\hbar\, c^3}{8\pi k\,G M} = \frac{T_{\text{P}}}{2\pi d_{\text{BH}}},</math>

gdzie:
: <math>\hbar</math> (h-kreślone) – [[stała Plancka|stała Diraca]],
: <math>c</math> – prędkość światła w próżni,
: <math>k</math> – [[stała Boltzmanna]],
: <math>G</math> – [[stała grawitacji]],
: <math>M</math> – [[masa (fizyka)|masa]] czarnej dziury,
: <math>T_{\text{P}}=\sqrt{\frac{\hbar c^5}{G k^2}}</math> to [[Jednostki Plancka|temperatura Plancka]],
: <math>D_{schw} = 2 r_{schw} = d_{\text{BH}}\ell_{\text{P}}</math>, <math>d_{\text{BH}} \in \mathbb{R}</math> to średnica Schwarzschilda wyrażona w [[Jednostki Plancka|długościach Plancka]].

Popularne wyjaśnienie mechanizmu tego procesu polega na powolnym, lecz nieustannym kreowaniu na powierzchni horyzontu zdarzeń [[Cząstka wirtualna|wirtualnych par cząstka–antycząstka]] pod wpływem pola grawitacyjnego. Z pewnym prawdopodobieństwem może zajść proces, w którym jedna z tych cząstek spadnie na czarną dziurę, druga zaś opuści obszar oddziaływania czarnej dziury, unosząc pewną skończoną energię i masę. Czarna dziura o masie [[Mount Everest]]u wyparowałaby w ułamku sekundy, wytwarzając potężny błysk [[promieniowanie gamma|promieniowania gamma]]. Czarne dziury o masach zbliżonych do Słońca potrzebowałyby bardzo dużo czasu, aby oddać w postaci promieniowania Hawkinga pochłoniętą wcześniej energię i materię.

Ścisłe wyjaśnienie procesu parowania czarnych dziur nie ma nic wspólnego z opisanym powyżej procesem i polega na analizie własności pól kwantowych w przestrzeni zakrzywionej, przy czym nie da się w żaden sposób określić miejsca zachodzenia zjawiska parowania (powierzchnia horyzontu zdarzeń, powierzchnia czarnej dziury itp.). Analiza procesu wykorzystuje subtelne własności próżni kwantowej, rozkład modów normalnych pól próżniowych oraz transformację Bogoliubowa. Jest to efekt globalny, w którym po prostu bilans energetyczny czarnej dziury zmniejsza się na rzecz otaczającej ją przestrzeni. W szczególności nie jest prawdą, jakoby za zjawisko parowania czarnych dziur odpowiadało tunelowanie fotonów przez horyzont zdarzeń, a także opis lokalny tego procesu (w konkretnym miejscu przestrzeni). Są to wszystko uproszczenia, mające służyć przedstawieniu publicznie owego procesu, nie zaś jego wyjaśnieniu.

Hipoteza Hawkinga może zostać potwierdzona dzięki badaniu [[promieniowanie kosmiczne|promieniowania kosmicznego]]. Istnieje hipoteza, według której rozpędzone cząstki elementarne zderzające się z [[atmosfera|atmosferą]] mogą wytwarzać miniaturowe czarne dziury, które natychmiast parują. Emitowane przez nie promieniowanie ma szansę zostać zaobserwowane, jeżeli hipoteza jest prawdziwa. Dla czarnych dziur o masie gwiazdowej czy większej promieniowanie to nie ma praktycznego znaczenia, ponieważ skala czasowa spadku masy jest dłuższa niż [[wiek Wszechświata]].

== Powstawanie czarnych dziur ==
Większość masy czarnych dziur znajduje się w [[Supermasywna czarna dziura|supermasywnych obiektach]] w centrach galaktyk i [[kwazar]]ów. Być może zaczątkiem tych masywnych czarnych dziur był od razu kolaps hipotetycznych gwiazd III populacji lub dużych obłoków gazowych. Badania statystyczne wskazują tylko, że główny wzrost masy masywnej czarnej dziury w centrum typowej galaktyki następował wtedy, gdy galaktyka przeżywała fazę wzmożonej aktywności, przede wszystkim fazę kwazaru. Te czarne dziury osiągają wartości mas od kilku milionów do kilkudziesięciu miliardów mas Słońca. Masa czarnej dziury w [[Sagittarius A|centrum naszej galaktyki]] wynosi ok. 4 milionów masy Słońca{{r|Gillessen}}. Obiekt [[Q0906+6930]] zawiera czarną dziurę o masie przekraczającej 10 miliardów mas Słońca{{r|journals.uchicago-423201}}.

Mniejsze czarne dziury, tzw. [[Gwiazdowa czarna dziura|czarne dziury o masie gwiazdowej]], mogą powstawać w [[Ewolucja gwiazd|ewolucji]] masywnych gwiazd. Są o wiele liczniejsze i niektóre mogą mieć masę zaledwie kilku lub kilkunastu mas Słońca.

Kiedy wewnątrz gwiazdy o masie przynajmniej 20 ~ 150 razy większej od masy [[Słońce|Słońca]] zaczyna kończyć się [[wodór]], rozpoczyna się jej agonia. Procesy zachodzące w jej jądrze ulegają gwałtownej zmianie, w wyniku zachwiania wcześniejszej równowagi gwiazda zapada się gwałtownie do swojego wnętrza w [[Wybuch|eksplozji]], nazywanej [[supernowa|supernową]]. Czarne dziury mogą powstawać także dzięki zapadnięciu się [[hiperolbrzym|supermasywnych gwiazd]] bez towarzyszącego wybuchu supernowej. Jądra tego typu gwiazd w niektórych przypadkach (liczba ta szacowana jest na ok. 20% wszystkich potencjalnych supernowych) zapadają się tak szybko, że uniemożliwiają ucieczkę fotonów i gwiazda zmienia się bezpośrednio w czarną dziurę, „znikając” z widzialnego Wszechświata. Spekuluje się, że tego typu implozje mogą być wykryte dzięki emisji [[neutrino|neutrin]]{{r|yang}}.

Pomiędzy masywnymi czarnymi dziurami a obiektami o masie gwiazdowej znajdują się jeszcze, hipotetyczne na razie, [[czarna dziura o masie pośredniej|czarne dziury o masie pośredniej]]{{r|web2|arxiv2}}. Mogą być one odpowiedzialne za obiekty znane jako [[ultraintensywne źródło rentgenowskie|ULX]], ale istnieje także teoria tłumacząca ULX-y jako tzw. „polskie pączki”, czyli czarne dziury o masie gwiazdowej otoczone bardzo gęstym obłokiem pyłowym{{r|web1|arxiv1}}.

Rozważana jest również hipoteza istnienia [[pierwotna czarna dziura|pierwotnych czarnych dziur]], które mogłyby powstać w początkowych fazach [[Wielki Wybuch|Wielkiego Wybuchu]]. Obecnie nie ma żadnych obserwacyjnych dowodów istnienia pierwotnych czarnych dziur.

== Występowanie czarnych dziur ==
[[Plik:Hst15 black hole2 1.ogg|thumb|192px|Artystyczna wizja czarnej dziury]]
[[Plik:Black hole lensing web.gif|thumb|192px|Symulacja przejścia czarnej dziury przed galaktyką i towarzyszące zjawisko [[Soczewkowanie grawitacyjne|soczewkowania grawitacyjnego]]]]

Znane czarne dziury należą najczęściej do jednej z dwóch grup:
* czarne dziury o masach gwiazdowych (ok. kilku do kilkunastu mas Słońca),
* czarne dziury o masach co najmniej 100 000 razy większych od masy Słońca.

Nadal dyskutowane jest istnienie czarnych dziur o wartościach pośrednich (kilkaset – kilka tysięcy mas Słońca), a także tzw. pierwotnych czarnych dziur (''primordial/primitive black holes'', PBH){{r|OdBN}}.

Czarne dziury o masach gwiazdowych najczęściej znajdowane są w [[gwiazda podwójna|układach podwójnych]]. Samotna czarna dziura byłaby bardzo trudna do zaobserwowania – jedynym śladem jej istnienia może być [[soczewkowanie grawitacyjne]]. W ciasnym układzie podwójnym, takim jak [[rentgenowskie układy podwójne]] czarna dziura jest otoczona jednak materią, która na nią spada. Materia ta tworzy [[dysk akrecyjny]], a zbliżając się do czarnej dziury, przyspiesza i poprzez zderzenia rozgrzewa się coraz bardziej, tak, że zamienia znaczny procent swojej masy na energię, która rozchodzi się jako promieniowanie w szerokim zakresie (od [[promieniowanie gamma|promieni gamma]] i [[Astronomia rentgenowska|promieni X]] po [[fale radiowe]]) oraz czasami w postaci wysokoenergetycznych cząstek skupionych w tzw. „jety” ([[Dżet (astronomia)|dżety]]). Stąd czarne dziury należą faktycznie do najjaśniejszych obiektów we Wszechświecie. Odróżnienie w tym wypadku gwiazdy neutronowej od czarnej dziury polega przede wszystkim na pomiarze masy – gwiazdy neutronowe nie mogą mieć masy większej niż 2–3 masy Słońca. Liczba czarnych dziur o masach zbliżonych do Słońca w naszej galaktyce to ok. 100 milionów, ale liczba znanych źródeł rentgenowskich zawierających czarne dziury to poniżej 100. Najsłynniejszym przedstawicielem jest [[Cygnus X-1]].

[[Plik:Black Hole Milkyway.jpg|thumb|235px|Symulacja czarnej dziury, o masie 10 słońc widzianej z odległości 600 km z [[Droga Mleczna|Drogą Mleczną]] w tle]]

Gwiazdowa czarna dziura także jest elementem [[rozbłysk gamma|błysku gamma]] albo powstając w jego wyniku, albo ewentualnie biorąc w nim udział jako jedna z dwóch zlewających się gwiazd.

Najliczniej reprezentowane w katalogach są jednak obecnie masywne czarne dziury.
W odległości wielu miliardów [[rok świetlny|lat świetlnych]] od [[Ziemia|Ziemi]] astronomowie obserwują obiekty nazywane [[kwazar]]ami. Istniały one niedługo po narodzinach Wszechświata i wytwarzały ogromne ilości energii. Obiekty te zawierają czarne dziury miliard razy cięższe od Słońca. Narodziły się one w jądrach młodych [[galaktyka|galaktyk]] i zaczęły „pożerać” ogromne ilości materii. Bliskimi kuzynami kwazarów są inne aktywne galaktyki, w tym [[Radiogalaktyka|radiogalaktyki]], w których [[Dżet (astronomia)|dżety]] wytwarzane przy udziale masywnych czarnych dziur ciągną się na setki tysięcy lat świetlnych po obu stronach galaktyki. Jasność tych obiektów wynika z ogromnej ilości energii wytwarzanej podczas opadania materii ([[Akrecja (astronomia)|akrecji]]) na czarna dziurę. Obecnie przyjmuje się, że [[Droga Mleczna]] w swoim środku też zawiera ogromną czarną dziurę{{r|chandra.harvard}}. Zużyła już ona całe dostępne w pobliżu paliwo i dlatego jest mało aktywna. Liczba znanych aktywnych galaktyk w przeglądzie SDSS to kilkadziesiąt tysięcy, ogólna liczba znanych radioźródeł jest jeszcze większa, ale do większości z nich nie znamy odległości.

== Odkrycia z początków XXI w. ==
W lipcu 2004 odkryto gigantyczną czarną dziurę, [[Q0906+6930]], w centrum odległej galaktyki w gwiazdozbiorze [[Wielka Niedźwiedzica|Wielkiej Niedźwiedzicy]] (Ursa Maior), natomiast w listopadzie 2004 doniesiono o odkryciu pierwszej czarnej dziury o średniej masie w centrum [[Droga Mleczna|naszej Galaktyki]], trzy lata świetlne od [[radioźródło|radioźródła]] [[Sagittarius A*]]. Ta czarna dziura o masie 1300 mas Słońca znajduje się wewnątrz klastra siedmiu gwiazd, który był rozczłonkowany przez centrum naszej Galaktyki. Ta obserwacja popiera ideę, że [[supermasywna czarna dziura|supermasywne czarne dziury]] rosną, pochłaniając gwiazdy i mniejsze czarne dziury z pobliża.

W lutym 2005 odkryto błękitnego olbrzyma [[SDSS J090745.0+024507|SDSS J090745.0+24507]], który ucieka z naszej Galaktyki z prędkością dwukrotnie przekraczającą [[prędkość ucieczki]] (0,0022 [[prędkość światła|prędkości światła]] w próżni). Tor jego lotu można śledzić aż do centrum naszej Galaktyki. Ta wysoka prędkość ucieczki potwierdza hipotezę o obecności masywnej czarnej dziury w centrum naszej Galaktyki.

Polski fizyk Paweł O. Mazur oraz Emil Mottola opublikowali w 2001 r. teorię [[grawastar]]ów, alternatywną teorię do czarnych dziur{{r|arxiv-gr-qc-0109035}}. W marcu 2005 roku fizyk George Chapline z LLNL (Kalifornia, USA) spopularyzował teorię Mazura-Mottoli, sugerując, za autorami pierwotnej publikacji, iż czarne dziury nie istnieją, a obiekty za nie uważane są właściwie [[gwiazda]]mi z [[ciemna energia|ciemną energią]] (grawastarami){{r|G Chapline Dark Energy Stars}}. Ich wnioski wynikają z analizy konsekwencji [[mechanika kwantowa|mechaniki kwantowej]] dla czarnych dziur.

Czarne dziury o masie kilku miliardów mas Słońca udało się zarejestrować w wielu odległych obiektach, nawet nasza Galaktyka ma w swoim wnętrzu czarną dziurę o masie około czterech milionów mas Słońca{{r|Gillessen}}. Wiadomo także, że galaktyki dość często się ze sobą zderzają. Zderzenie dwóch galaktyk, z których każda zawiera czarną dziurę w środku, może owocować powstaniem supergalaktyki z podwójnym układem czarnych dziur wewnątrz. W 2009 roku w czasopiśmie „Nature” opublikowano artykuł Todda Borosona i Toda Lauera z National Optical Astronomy Observatory w Tucson w USA, w którym autorzy przedstawiają dowody na to, że odległy od nas o ponad 3 miliardy lat świetlnych kwazar SDSS J153636.22+044127.0, zawiera w swoim jądrze [[gwiazda podwójna|układ podwójny]] czarnych dziur, o masach 20 milionów i 800 milionów mas Słońca, oddalone od siebie o 0,3 roku świetlnego i okrążające wspólny środek masy z okresem 100 lat{{r|archive-news-38573822|Tang}}.

=== Pierwszy obraz czarnej dziury ===
10 kwietnia 2019 naukowcy z programu [[Teleskop Horyzontu Zdarzeń|EHT]] opublikowali pierwszy w historii obraz czarnej dziury, znajdującej się w centrum galaktyki [[Galaktyka Panna A|M87]]<ref>{{Cytuj pismo |autor = The Event Horizon Telescope Collaboration, et. al |tytuł = First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole |url = https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab0ec7 |czasopismo = [[The Astrophysical Journal]] |wydawca = The American Astronomical Society |wolumin = 875 |numer=1 |issn = 1538-4357 |język = en |data = 2019-04-10 |strony=L1 |doi=10.3847/2041-8213/ab0ec7}}</ref>.

== Zobacz też ==
* [[biała dziura]]
* [[kosmologia obserwacyjna]]
* [[LIGO]]

== Przypisy ==
{{Przypisy|
<ref name="archive-news-38573822">{{Cytuj |url=https://archive.is/20130427232447/www.skyandtelescope.com/news/38573822.html |tytuł=Sky & Telescope |język=en}}</ref>
<ref name="arxiv-gr-qc-0109035">{{Cytuj |autor=Pawel O. Mazur; Emil Mottola |arxiv=gr-qc/0109035 |tytuł=Gravitational Condensate Stars: An Alternative to Black Holes |język=en |czasopismo=arXiv}}</ref>
<ref name="arxiv1">{{cytuj |autor=Marek A. Abramowicz, Włodek Kluźniak, Jeffrey E. McClintock, Ronald A. Remillard |url= http://iopscience.iop.org/article/10.1086/422810/pdf |tytuł = The importance of discovering a 3:2 twin-peak QPO in a ULX or how to solve the puzzle of intermediate mass black holes |czasopismo=The Astrophysical Journal Letters |wydanie=609 (2) |data=2004-06-10 |s=s. L63-L65 |doi=10.1086/422810 |arxiv=astro-ph/0402012 |język = en |data dostępu=2017-01-07}}</ref>
<ref name="arxiv2">{{cytuj |autor=Piero Madau; Martin J. Rees |url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/319848/pdf |tytuł = Massive Black Holes as population III Remnants |czasopismo=The Astrophysical Journal Letters |wydanie=551 (1) |data=2001-03-30 |s=s. L27-L30 |doi=10.1086/319848 |arxiv=astro-ph/0101223v2 |data dostępu=2017-01-07 |język = en}}</ref>
<ref name="chandra.harvard">[http://www.chandra.harvard.edu/press/07_releases/press_011007.html Obserwacje satelity Chandra].</ref>
<ref name="doi10.1088/0034-4885/41/8/004-s1313-1355">{{cytuj pismo |nazwisko = Davies |imię = P.C.W. |tytuł = Thermodynamics of Black Holes |url = http://web.archive.org/web/20121120210155/http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf |czasopismo = [[Reports on Progress in Physics]] |wolumin = 41 |rok = 1978 |wydanie = 8 |strony = 1313–1355 |doi = 10.1088/0034-4885/41/8/004 |bibcode = 1978RPPh...41.1313D}}</ref>
<ref name="G Chapline Dark Energy Stars">{{Cytuj |autor=G. Chapline |tytuł=Dark Energy Stars |czasopismo=Proceedings of the Texas Conference on Relativistic Astrophysics |miejsce=Stanford, CA |data=2004 |arxiv=astro-ph/0503200}}</ref>
<ref name="Gillessen">{{cytuj |autor=S. Gillessen, F. Eisenhauer, S. Trippe, T. Alexander, R. Genzel, F. Martins, T. Ott |tytuł = Monitoring stellar orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center |czasopismo=The Astrophysical Journal |wydanie=692 (2) |s=1075–1109 |data=2009-02-23 |doi=10.1088/0004-637X/692/2/1075 |arxiv=0810.4674 [astro-ph] |język = en |data dostępu=2017-01-07}}</ref>
<ref name="Hawking1998">{{cytuj książkę |nazwisko = Hawking |imię = S.W. |tytuł = A brief history of time |data = 1998 |wydawca = Bantam Books |miejsce = New York |isbn = 978-0-553-38016-3 |język = en}}</ref>
<ref name="jo">{{cytuj |url = http://web.archive.org/web/20130729044452/http://www.portalwiedzy.pan.pl/images/stories/pliki/publikacje/nauka/2007/03/N_307_07_Jacyna.pdf |tytuł = Czy istnieje kres podzielności materii? |data dostępu = 2010-09-21 |autor = [[Zbigniew Jacyna-Onyszkiewicz]] |opublikowany = [[Polska Akademia Nauk|PAN]] |data = 3/2007 |archiwum = http://web.archive.org/web/20130729044452/http://www.portalwiedzy.pan.pl/images/stories/pliki/publikacje/nauka/2007/03/N_307_07_Jacyna.pdf |zarchiwizowano = 2013-07-29}}</ref>
<ref name="journals.uchicago-423201">{{Cytuj |autor=Roger W. Romani, David Sowards-Emmerd, Lincoln Greenhill, Peter Michelson |tytuł=Q0906+6930: The Highest Redshift Blazar |czasopismo=The Astrophysical Journal Letters |wydanie=610 (1) |data=2004-06-22 |s=s. L9-12 |doi=10.1086/423201 |arxiv=astro-ph/0406252v1}}</ref>
<ref name="ls">{{cytuj książkę |nazwisko = Susskind |imię = Leonard |tytuł = The black hole war: my battle with Stephen Hawking to make the world safe for quantum mechanics |data = 2008 |wydawca = Little, Brown |miejsce = New York |isbn = 978-0-316-01640-7 |język = en}}</ref>
<ref name="OdBN">{{cytuj | autor = Oscar del Barco Novillo | tytuł = How could we detect atom-sized primordial black holes? | url = https://theconversation.com/how-could-we-detect-atom-sized-primordial-black-holes-199135 | czasopismo = The Conversation | wydawca = The Conversation Media Group Ltd | data = 2023-02-08 | data dostępu = 2023-02-13 | język = en}}</ref>
<ref name="swiatnauki">{{cytuj pismo |autor = Leonard Susskind |tytuł = Czarne dziury i paradoks informacji |czasopismo = [[Świat Nauki]] |data = czerwiec 1997 |data dostępu = 2010-09-21}}</ref>
<ref name="web1">{{cytuj stronę |url = http://www.kiler.elsat.net.pl/news/kwiecien2004/dziura.htm |tytuł = Nowy gatunek czarnych dziur? |data = 2004-04-16 |język = pl |data dostępu = 2012-02-17}}</ref>
<ref name="web2">{{cytuj |url = http://faculty.wcas.northwestern.edu/rasio/Papers/99.pdf |tytuł = Run-away IMBH formation in dense star clusters |data dostępu = 2012-02-17 |autor=Marc Freitag, M. Atakan Gürkan, Frederic A. Rasio |czasopismo=Proceedings of the International Astronomical Union |wydanie=2004 (IAUS222) |data = marzec 2004 |s=167–168 |doi=10.1017/S1743921304001875 |język = en}}</ref>
<ref name="yang">{{Cytuj |autor=Lili Yang; Cecilia Lunardini |tytuł=Revealing local failed supernovae with neutrino telescopes |arxiv=1103.4628v1 |czasopismo=arXiv}}</ref>
<ref name="Tang">{{Cytuj |autor = Sumin Tang, Jonathan Grindlay |tytuł = The Quasar SDSS J153636.22+044127.0: A Double-Peaked Emitter in a Candidate Binary Black-Hole System |język = en |arxiv=0909.0258 |czasopismo=arXiv + The Astrophysical Journal |wolumin= 704 |numer= 2 |s=1189–1194 |data=2009 |doi=10.1088/0004-637X/704/2/1189}}</ref>
}}

== Bibliografia ==
* {{Cytuj książkę |nazwisko=Wald |imię=Robert M. |autor link=Robert Wald |tytuł=General Relativity |url= http://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC |wydawca= University of Chicago Press |rok=1984 |isbn=978-0-226-87033-5 |odn=tak}}
* {{cytuj książkę |nazwisko = Hawking |imię = Stephen |autor link = Stephen Hawking |tytuł = [[Teoria wszystkiego: powstanie i losy Wszechświata]] |wydawca = [[Zysk i S-ka]] |rok = 2003 |miejsce = Poznań |isbn=83-7298-429-8 |odn=tak}}

=== Literatura dodatkowa ===
* {{Cytuj książkę |nazwisko=Demiański |imię=Marek |autor link = Marek Demiański |tytuł=Astrofizyka relatywistyczna |wydawca=[[Wydawnictwo Naukowe PWN|Państwowe Wydawnictwo Naukowe]] |miejsce=Warszawa |rok=1978 |odn=tak }}

== Linki zewnętrzne ==
{{Commonscat|Black holes}}
{{wikisłownik|czarna dziura}}

; Polskojęzyczne
{{otwarty dostęp}} Nagrania na [[YouTube]] [dostęp 2023-11-09]:
* [[Karolina Głowacka]] i [[Jean-Pierre Lasota|Jean-Pierre Lasota-Hirszowicz]], kanał „Radio Naukowe”:
** ''[https://www.youtube.com/watch?v=5MENmibla6c Skąd wiadomo, że coś jest czarną dziurą?]'', 14 stycznia 2021.
** ''[https://www.youtube.com/watch?v=scJszpEJj4M Czarne dziury – bramy do innych Wszechświatów czy najprostsze obiekty w kosmosie?]'', 28 kwietnia 2022.
* ''[https://www.youtube.com/watch?v=SgK0A0ijXvs Czarne dziury]'', kanał [[Astronarium]], 26 stycznia 2019.

; Anglojęzyczne
* {{SEP | url = spacetime-singularities/ | tytuł = Singularities and Black Holes | autor = Erik Curiel | data = 2019-02-27 | data dostępu = 2020-03-01 }}
{{otwarty dostęp}} Nagrania na [[YouTube]] [dostęp 2024-12-10]:
* ''[https://www.youtube.com/watch?v=6CEP9magSqQ What’s inside a black hole?]'', kanał [[BBC World Service]], 6 sierpnia 2024.
* [[Marcus Chown]], ''[https://www.youtube.com/watch?v=zju1nq3Eoqo The history of black holes]'', kanał [[Royal Institution]], 29 października 2024.

{{Czarne dziury}}
{{Ogólna teoria względności}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Czarne dziury| ]]