мини|300п|alt=Blackness of space with black marked as center of donut of orange and red gases|Супермасивна црна рупа у сенци суперџиновска елиптичка галаксија Месје 87, са масом ~ 7 милијарди пута већом од Сунца, како је приказано на првој слици сликаној преко телескопа хоризонта догађаја (10. април 2019). Видљиви су емисиони прстен у облику полумесеца и централно језгро, који су увећани гравитационим погледом на фотонски прстен црне рупе и зону фотонског хватања његовог хоризонта догађаја. Облик полумесеца настаје из ротације црне рупе и релативистичког зрачења; сенка је око 2,6 пута већа од пречника хоризонта догађаја. У астрономији, црна рупа је назив за објекат чије је гравитационо поље толико јако да ниједан облик материје или радијације не може да се отисне од ње, укључујући и кванте светлости за које се сматра да имају највећу брзину у природи, због чега објекат при посматрању делује црно (одатле и назив). Општа теорија релативности црну рупу описује као место у коме је простор-време бесконачно закривљено.
Појам црне рупе мини| Снимак активног галактичког језгра које вероватно садржи супермасивну црну рупу мини|Симулација црне рупе Млечног пута
Термин црне рупе је сасвим новог датума. Године 1969, сковао га је амерички научник Џон Вилер као графички опис једне замисли која је стара најмање две стотине година. Ова замисао потиче из времена када су постојале две теорије светлости. Једна од њих сматра да светлост има корпускуларну природу и да на њу делује гравитација. (Међутим, ми данас знамо да су обе теорије тачне и да светлост има дуалну природу тј. да је и талас и честица). Црне рупе су објекти са гравитационим пољем толико јаким да ниједан облик материје или радијације не може да се отисне од ње. Чак ни кванти светлости за које се сматра да имају највећу брзину у природи, не могу да побегну њеној јакој гравитационој сили, због чега нам делује црно (по чему је добила и име - црна рупа).
Општа теорија релативности је описује као место у коме је простор-време бесконачно закривљено.
Историја појма Пошавши од претпоставке да на светлост утиче гравитација, професор са Кембриџа Џон Мичел објавио је 1783. године рад у коме је истакао да би звезда довољно масивна и збијена имала тако снажно гравитационо поље да му ни светлост не би могла побећи. Сматрао је да постоје много оваквих звезда. Иако ми не бисмо били у стању да их видимо, могли бисмо да осетимо њихову гравитацију.
На сличну замисао је неколико година касније дошао француски научник Лаплас. Он је у својим радовима истакао да мало знамо о природи светлости да би могли да претпоставимо како на њу делује гравитација и да није сасвим на месту изједначити светлост са топовском ђулади у Њутновој теорији гравитације, јер је брзина светлости константна.
Теорија која објашњава на који начин гравитација утиче на светлост појавила се 1915. године када је Ајнштајн објавио своју општу релативност. Међутим, проћи ће много времена док се концепт црне рупе потпуно не усвоји.
Карл Шварцшилд је, неколико месеци касније, решио Ајнштајнову једначину поља гравитације, што је довело до бољег разумевања црних рупа и до снажног утицаја Ајнштајнових једначина на космологију. Занимљиво је то да је те једначине решио док је био на фронту, а решења поштом послао Ајнштајну. Међутим, убрзо је умро од болести коју је зарадио у рату. Тада је већ било познато да су црне рупе у ствари, последњи стадијум еволуције звезде која има довољно велику масу.
Године 1928, млади дипломац Падма Субраманијан Чандрасекар из Индије израчунао је колико би звездино језгро морало бити масивно да би се супротставила сопственој гравитацији кад истроши своје гориво тј. да не постане црна рупа. Чандрасекар је израчунао да та граница износи 1,4 Сунчеве масе и она је данас позната као Чандрасекарова граница. Артур Едингтон се супротставио Чандрасекару сматрајући да ће се језгро „некако“ сигурно одупрети колапсу, и донекле је био у праву јер се испоставило да звезде са језгром масе између 1,5 и 2 Сунчеве се могу одупрети гравитационом колапсу због начела искључења између протона и неутрона у језгру и такве звезде се називају неутронске звезде. Али звезде са језгром масе изнад 2 Сунчеве не могу избећи колапс и оне постају црне рупе.
Настанак црних рупа Да бисмо разумели како може настати једна црна рупа, потребно је да се упознамо са животним циклусом једне звезде. Звезда бива образована када велика количина гаса (углавном водоника) почиње да колабира под дејством сопственог гравитационог привлачења. Како се гас сажима, његови атоми се све чешће и све већом брзином међусобно сударају што доводи до загревања гаса. Коначно, гас постаје толико топао да се водоникови атоми приликом сударања више не одбијају један од другога, већ срастају образујући хелијум. Топлота ослобођена при овој реакцији, која наликује на контролисану експлозију водоничне бомбе, доводи до сијања звезде. Ова додатна топлота такође повећава притисак гаса, све док он не постане довољно висок да се јави као противтежа гравитационом привлачењу, што зауставља његово даље сажимање. Ситуација помало подсећа на ону са балоном – постоји равнотежа између притиска унутрашњег ваздуха, који покушава да даље рашири балон, и напетости гуме, која настоји да смањи балон. Звезда задржава постојано стање веома дуго, са топлотом из нуклеарних реакција у равнотежи са гравитационим привлачењем. Коначно, међутим, звезда ће истрошити залихе водоника и осталог нуклеарног горива. Парадоксално, што једна звезда на почетку свог века има више горива (тј. што је масивнија), то ће га она брже истрошити, јер ће јој бити потребан већи унутрашњи притисак да би се одупрла својој гравитацији, а за већи притисак је потребна већа температура која се постиже већим утрошком горива. Наше Сунце по свој прилици има довољно горива за наредних 5 милијарди година, али масивније звезде могу да потроше своје гориво за само сто милиона година.
Након што звезда потроши своје водонично гориво, хлади се и унутрашњи притисак опада тако да она почиње да се сабија под утицајем гравитационог привлачења. Парадоксално, док се језгро сабија, омотач језгра се шири. Језгро се због сабијања толико загрева да започиње другу нуклеарну реакцију у којој хелијум прелази у угљеник. Дотле се омотач проширио од више десетина до стотину пута, а боја звезде постаје црвена. Те звезде се називају црвени џинови, њихова температура је преполовљена на око 2.300 K (док је температура нашег „жутог” Сунца око 5.760 -{K}-). Црвени џин ће се одржавати све док не потроши све залихе хелијума, након тога гравитација опет побеђује и звезда се опет сабија и звездана материја постаје веома густа.
Ако је њена маса испод Чандрасекарове границе (1,5 маса Сунца) она ће завршити као „бели патуљак“, звезда пречника око 1.500 km, која сија белом светлошћу. Гравитацији се у овом случају супротставило Паулијево начело искључења које гласи да честице са истом енергијом морају имати различите спинове. С обзиром да постоје два спина, а материја је веома згуснута, ово их нагони да се међусобно удаљавају. Ако је маса звезде између 1,5 и 2 Сунчеве масе, код оваквих звезда као противтежа гравитацији такође би се јавило одбијање проистекло из начела искључења, али не више између електрона, већ између протона и неутрона. Ове звезде су због тога добиле назив неутронске звезде. Оне у пречнику имају тек десетак миља, док би им густина износила стотине милиона тона по кубном центиметру.
Звезде са масом већом од 2 Сунчеве суочавају се са великим проблемом када утроше своје гориво. У неким случајевима оне могу да експлодирају у виду супернове, те на тај начин, одбацујући материју, да избегну катастрофални гравитациони колапс, но тешко је поверовати да се ово увек деси без обзира на величину звезде. Последњи стадијум једне масивне звезде је црна рупа. Начело искључења у том случају није довољно јако да се одупре гравитацији, па звезда колабира у једну тачку (сингуларитет) која задржава масу те звезде, али са запремином једнакој нули.
Докази Технике посматрања Постоје много техника којима се може открити потенцијална црна рупа. Као што је показао Џон Мичел у свом пионирском раду из 1783, црна рупа и даље врши гравитациони утицај на оближње објекте. Астрономи су регистровали много система код којих две звезде круже једна око друге, међусобно привлачене гравитацијом. Такође су уочили системе код којих постоји само једна видљива звезда која кружи око невидљивог пратиоца. Не може се, разуме се, одмах закључити да је овај пратилац црна рупа: можда је по среди напросто звезда која је одвећ слаба да би се видела. Међутим, неки од ових система, као што је Лабуд X-1, такође су веома снажни извори рендгенских зрачења. Највероватније објашњење овог феномена јесте да материја некако бива скидана са површине звезде и да крећући се спирално пада на невидљивог пратиоца где се загрева и емитује рендгенско зрачење. То се назива акреацијски диск црне рупе. На основу уочене орбите видљиве звезде долази се до вредности масе невидљивог пратиоца која је отприлике 6 Сунчевих, што може указати само на црну рупу. Гравитационо сочиво је један од ефеката који се јавља када објекат снажне гравитације савије светлост која потиче од неког удаљеног извора, према једној жижној тачки, чинећи удаљени објекат ближим. Овај ефекат често изазивају црне рупе својом снажном гравитацијом. Млазеви црне рупе јављају се кад и акреацијски диск, кад се црна рупа „храни“. Ови млазеви се јављају као последица магнетног поља материје која се креће спирално око црне рупе и образује акреацијски диск. Магнетско поље избацује материју у виду плазме у правцу осе ротације акреацијског диска. То је још један начин да се детектује црна рупа.
Најближе црне рупе Поред Сагитариуса А, супермасивне црне рупе која се налази у центру наше галаксије ово су могуће црне рупе у релативној близини Земље.
Карактеристике и теорије црне рупе Величина црних рупа Црне рупе могу имати скоро било коју масу. Скоро сваки објекат кад је довољно сабијен може постати црна рупа, јер би његова гравитација расла са смањењем запремине. Међутим, црне рупе природно могу да настану само са одређеним масама.
Црне рупе се могу поделити у више категорија у зависности од њихове величине: Супермасивне црне рупе – имају масу једнаку милијарди соларних (маса Сунца). Сматра се да се оне налазе у центрима галаксија јер се једино тако може објаснити шта може окупити велики број звезда у једну галаксију. Чак се и у центру наше галаксије налази супермасивна црна рупа, Сагитариус А. Један од начина на који могу да настану ове црне рупе је гравитациони колапс супермасивног црвеног џина, али могу да настану и тако што мања црна рупа једноставно „порасте“ апсорпцијом велике количине материје. Црне рупе средње масе – садрже око хиљаду соларних маса. Стеларне црне рупе – црне рупе које настају колабирањем индивидуалних звезда са масама од 3 до 30 соларних. Међутим, теоретски „додавањем“ масе неутронској звезди може да проузрокује то да она преде Чандрсекареву границу и да колабира.