miniatura|Poză cu gaura neagră supermasivă M87* din centrul galaxiei Messier 87, obținută de către cercetătorii de la Event Horizon Telescope (10.04.2019) O gaură neagră este o regiune în spațiu-timp cu o forță gravitațională atât de mare încât nimic nici măcar particulele și radiația electromagnetică precum lumina nu poate scăpa odată intrat în ea. Teoria relativității generale prezice că o masă suficient de compactă poate deforma spațiul și timpul astfel încât să formeze o gaură neagră. Limitele unei astfel de regiuni din care nimic nu poate scăpa reprezintă orizontul evenimentelor. Chiar dacă orizontul evenimentelor are un efect enorm asupra sorții și a circumstanțelor unui obiect care trece prin aceasta, nicio caracteristică aparentă nu poate fi observată. În multe moduri o gaură neagră se comportă ca un corp negru ideal, deoarece nu reflectă lumină deloc. Mai mult, teoria câmpului cuantic în spațiu-timp curbat prezice un orizont al evenimentelor invers proporțional masei acestuia. Temperatura este de ordinul miliardelor de grade Celsius în cazul găurilor negre de masă stelară, făcându-le, esențial, imposibil de observat.
Obiecte al căror câmp gravitațional este suficient de puternic încât lumina nu poate scăpa au fost considerate prima dată în secolul al XVIII-lea de John Michell și Pierre-Simon Laplace. Prima soluție modernă a relativității generale care ar caracteriza o gaură neagră a fost găsită de Karl Schwarzschild în 1916, chiar dacă interpretarea sa ca o regiune din spațiu din care nimic nu poate scăpa a fost prima dată publicată de David Finkelstein în 1958. Găurile negre au fost de mult considerate o curiozitate matematică; a fost în timpul anilor 1960 când munca teoretică a arătat ca acestea au fost o predicție a teoriei relativității generale. Descoperirea stelelor neutron la sfârșitul anilor 1960 a stârnit interes în realitatea obiectelor compacte colapsate gravitațional.
Găurile negre cu o masă stelară sunt așteptate a se forma atunci când o stea foarte masivă colapsează la sfârșitul ciclului de viață. După ce o gaură neagră s-a format, aceasta poate continua să crească prin absorbția continuă de masă din împrejurimi. Prin absorbția de alte stele și coliziunea cu alte găuri negre, găuri negre supermasive cu o masă de milioane de sori se pot forma. Există o prezumție generală cum că aproape fiecare galaxie are o gaură supermasivă la centrul ei.
În ciuda interiorului invizibil, prezența unei găuri negre poate fi dedusă prin interacțiunea acesteia cu materia și prin radiația electromagnetică precum lumina vizibilă. Materia care intră într-o gaură neagră poate forma un disc de acreție exterior încălzit de frecare, formând unele dintre cele mai luminoase obiecte din Univers. Dacă există alte stele care orbitează o gaură neagră, orbitele lor pot fi folosite pentru a determina masa și locul unei găuri negre. Astfel de observații pot fi folosite pentru a exclude posibilități alternative cum ar fi stelele neutron. În acest fel, astronomii au identificat numeroase găuri negre stelare în sisteme binare și au stabilit că sursa radio cunoscută sub numele de Săgetătorul A*, la centrul propriei noastre galaxii, conține o gaură neagră supermasivă cu o masă aproximativă de 4,3 milioane de sori.
În data de 11 februarie 2017, parteneriatul LIGO a anunțat prima detecție a undelor gravitaționale, care reprezintă, de asemenea, prima observație a unei fuziuni a unei găuri negre. alt=Schwarzschild black hole|miniatura|Simularea efectului de lentilă gravitațională cauzată de o gaură neagră, care distorsionează imaginea galaxiei din spate. miniatura|Un nor gazos fiind rupt în bucăți de o gaură neagră la centrul galaxiei noastre (observații din 2006, 2010 și 2013 sunt arătate în albastru, verde și roșu)
Istoria miniatura|O vedere simulată a unei găuri negre în fața Marelui Nor al lui Magellan. De notat efectul lentilării gravitaționale, care produce două imagini mărite, dar distorsionate ale norului. Deasupra, discul galaxiei noastre este distorsionat într-un arc. Ideea existenței unui corp atât de masiv încât nici lumina nu poate scăpa a fost propusă inițial de către pionierul astronom și clericul englez John Michell într-o scrisoare publicată în noiembrie 1784. Calculele simple ale lui Michell au presupus că un astfel de obiect poate avea aceeași densitate ca soarele nostru, și a concluzionat că un astfel de obiect s-ar forma când diametrul unei stele îl depășește pe cel al soarelui nostru la o scară de 500 și viteza cosmică o întrece pe cea a luminii. Michell a notat corect că astfel de obiecte supermasive, dar non-radiante pot fi observate prin studierea efectelor lor gravitaționale asupra obiectelor din vecinătate. Învățații vremii au fost încântați în primă fază de ideea că stele gigant pot apărea ca invizibile, dar entuziasmul s-a stins ușor, odată cu descoperirea în secolul al 19-lea a faptului că lumina este o undă.
Dacă lumina era o undă în loc de un „crepuscul”, a devenit neclar dacă și ce influență poate avea gravitația asupra razelor de lumină. Relativitatea modernă discreditează noțiunea lui Michell de rază de lumină care se împrăștie direct de pe suprafața unei stele supermasive, fiind încetinită de gravitația stelei, oprită și apoi eliberată înapoi în cădere pe suprafața stelei.
Relativitatea generală În 1915, Albert Einstein și-a dezvoltat și a publicat teoria relativității generale, arătând anterior faptul că gravitația influențează mișcarea luminii. La scurt timp, Karl Schwarzschild a găsit o soluție la ecuațiile câmpului ale lui Einstein, care descriu câmpul gravitațional al unei mase punct și al unei mase sferice. La câteva luni după Schwarzschild, Johannes Droste, un student al lui Hendrik Lorentz, a dat independent aceeași soluție pentru masa punct și a scris mai pe larg despre proprietățile acesteia. Soluția a avut un comportament ciudat și este ceea ce astăzi se numește Raza lui Schwarzschild, devenind singulară, însemnând că unii dintre termenii din ecuațiile lui Einstein au devenit infiniți. Natura acestei suprafețe nu a fost înțeleasă bine în acea vreme. În 1924, Arthur Eddington a arătat că singularitatea dispare după o schimbare în coordonate (vezi Eddington-Finkelstein coordonate), chiar dacă a trebuit ca Georges Lemaître în 1933 să realizeze că acest lucru înseamnă că singularitatea Razei lui Schwarzschild era o coordonată singulară nonfizică. Arthur Eddington a făcut oarecum un comentariu asupra posibilității unei stele cu o masă compresată la Raza lui Schwarzschild în cartea din 1926, notând că teoria lui Einstein ne permite să conducem peste densități mult mai mari pentru stelele vizibile cum ar fi Betelgeuse deoarece „o stea cu o rază de 250 milioane km nu ar putea să aibă o densitate la fel de mare ca soarele. În primul rând, forța gravitațională ar fi atât de mare încât lumina nu ar putea scăpa, razele căzând înapoi pe suprafața stelei ca rocile pe pământ. În al doilea rând, schimbarea bruscă în liniile spectrale ar fi atât de mare încât spectrul ar fi mutat din existență. În al treilea rând, masa ar produce atât de multă curbare în timp și spațiu încât s-ar închide în jurul stelei, lăsându-ne pe noi înafară” (adică nicăieri).Kip Thorne comments on this quote on pp. 134–135 of his book Black Holes and Time Warps, writing that "The first conclusion was the Newtonian version of light not escaping; the second was a semi-accurate, relativistic description; and the third was typical Eddingtonian hyperbole ... when a star is as small as the critical circumference, the curvature is strong but not infinite, and space is definitely not wrapped around the star. Eddington may have known this, but his description made a good story, and it captured in a whimsical way the spirit of Schwarzschild's spacetime curvature."
În 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar a calculat, folosind relativitatea specială, că un obiect nonrotativ format din materie electron-degenerată asupra unei mase specifice (acum numită limita lui Chandrasekhar la 1.4 M☉) nu are soluții stabile. Argumentele lui au fost respinse de mulți dintre contemporanii lui precum Eddington sau Lev Landau, care au susținut că un mecanism necunoscut încă ar opri colapsarea. Au fost într-o oarecare măsură corecți: o pitică albă cu puțin mai masivă decât limita lui Chandrasekhar ar colapsa într-o stea neutron, care este în sine stabilă. Dar, în 1939, Robert Oppenheimer și alții au prezis că stelele neutron asupra unei alte limite (limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff) ar colapsa în continuare din motivele prezentate de Chandrasekhar și au ajuns la concluzia că nicio lege a fizicii nu ar fi intervenit și ar fi oprit cel puțin unele stele din colapsarea în găuri negre. Calculele lor originale, bazate pe principiul lui Pauli, le-au dat 0.7 M☉; considerații ulterioare ale unei forțe repulsive puternice neutron-neutron au crescut estimările la aproximativ 1.5 M☉ până la 3.0 M☉. Observații ale fuziunii stelei neutron GW170817, care se credea a genera o gaură neagră la scurt timp după, au redefinit limitele TOV estimate la 2.17 M☉.
Oppenheimer și coautorii săi au interpretat că singularitatea la marginile Razei lui Schwarzschild indică că acestea au fost limitele unei bule în care timpul s-a oprit. Acest punct este unul valid pentru un observator extern, dar nu și pentru cei care cad în gaura neagră. Din cauza acestei proprietăți, stelele colapsate au fost numite „stele înghețate”, deoarece un observator din afară vedea suprafața stelei înghețată în timp în momentul în care colapsul gravitațional a adus-o la Raza lui Schwarzschild
Epoca de aur
În 1958, David Finkelstein a identificat suprafața Schwarzschild ca un orizont al evenimentelor, „o membrană perfect nedirecțională: influențe normale o pot trece doar într-o direcție”. Aceasta nu a contrazis rezultatele lui Oppenheimer direct, dar le-a extins la a include și punctul de vedere al observatorilor care cad în gaura neagră. Soluția lui Finkelstein a extins soluția lui Schwarzschild pentru viitorul observatorilor care cad în gaura neagră. O extensie completă a fost deja găsită de Martin Kruskal, care s-a grăbit s-o publice.
Rezultatele au venit la începutul erei de aur a relativității generale, care a fost marcată de relativitatea generală și găurile negre devenind subiectul principal de cercetare. Acest proces a fost ajutat de descoperirea pulsarilor în 1967, care, până în 1969, au fost arătați a fi stele neutron care se rotesc rapid. Până atunci, stelele neutron, ca găurile negre, au fost categorisite ca curiozități teoretice; dar descoperirea de pulsari a arătat relevanța lor fizică și a sporit interesul în toate obiectele compacte care au putut fi formate printr-un colaps gravitațional.
În această perioadă mai multe soluții generale la găurile negre au fost găsite. În 1963, Roy Kerr a găsit soluția exactă pentru o gaură neagră rotativă. Doi ani mai târziu, Ezra Newman și colaboratorii săi au găsit o soluție asimetrică pentru o gaură neagră care se și rotește și este și încărcată electric. Prin munca lui Werner Israel, Brandon Carter și David Robinson, a apărut teoria fără-păr, susținând că soluția unei găuri negre staționare este descrisă complet de cei trei parametri ai lui Kerr-Newman: masă, impuls unghiular și încărcătura electrică.
La început, s-a suspectat că caracteristicile ciudate ale soluțiilor găurilor negre au fost artefacte patologice de la condițiile simetrice impuse și că singularitățile nu ar apărea în situații generice. Acest punct de vedere a fost ținut în particular de Vladimir Belinski, Isaak Kalatnikov și Evgheni Lifșiț, care au încercat să dovedească că nicio singularitate nu ar apărea în soluții generice. Chiar și așa, în anii 1960 Roger Penrose și Stephen Hawking au folosi tehnici globale pentru a dovedi că singularitățile apar generic.