Черная дыра - это область пространства-времени, где гравитация настолько сильна, что ничто - никакие частицы или даже электромагнитное излучение, такое как свет - не может вырваться из нее. Теория общей теории относительности предсказывает, что достаточно компактная масса может деформировать пространство-время, чтобы образовать черную дыру. Граница области, из которой невозможно убежать, называется горизонтом событий.
Хотя горизонт событий оказывает огромное влияние на судьбу и обстоятельства объекта, пересекающего его, он не имеет локально обнаруживаемых особенностей. Во многих отношениях черная дыра действует как идеальное черное тело, так как не отражает свет. Более того, квантовая теория поля в искривленном пространстве-времени предсказывает, что горизонты событий испускают излучение Хокинга с тем же спектром, что и у черного тела с температурой, обратно пропорциональной его массе. Эта температура составляет порядка миллиардных долей Кельвина для черных дыр звездной массы, что делает ее практически невозможной для наблюдения.
Объекты, чьи гравитационные поля слишком сильны, чтобы свет не мог убежать, впервые были рассмотрены в 18-м веке Джоном Мичеллом и Пьером-Симоном Лапласом. Черные дыры долгое время считались математическими любопытство; именно в течение 1960-х теоретические работы показали, что они являются общим прогнозом общей теории относительности. Открытие нейтронных звезд Джоселин Белл Бернелл в 1967 году вызвало интерес к гравитационно свернутым компактным объектам как к возможной астрофизической реальности.
Ожидается, что черные дыры звездной массы сформируются, когда очень массивные звезды коллапсируют в конце своего жизненного цикла. После образования черной дыры она может продолжать расти, поглощая массу из окружающей среды. Поглощая другие звезды и сливаясь с другими черными дырами, могут образоваться сверхмассивные черные дыры миллионов солнечных масс (M☉). Существует общее мнение, что сверхмассивные черные дыры существуют в центрах большинства галактик.
О наличии черной дыры можно судить по ее взаимодействию с другим веществом и электромагнитным излучением, таким как видимый свет. Материя, которая падает на черную дыру, может образовывать внешний аккреционный диск, нагретый трением, образуя одни из самых ярких объектов во вселенной. Звезды, проходящие слишком близко к сверхмассивной черной дыре, можно разрезать на стримеры, которые очень ярко светятся до того, как их «проглотят». Если есть другие звезды, вращающиеся вокруг черной дыры, их орбиты можно использовать для определения массы и местоположения черной дыры. , Такие наблюдения могут быть использованы для исключения возможных альтернатив, таких как нейтронные звезды. Таким образом, астрономы определили многочисленные звездные кандидаты в черные дыры в двойных системах и установили, что радиоисточник, известный как Стрелец A *, в ядре галактики Млечный Путь, содержит сверхмассивную черную дыру около 4,3 миллиона солнечных масс.
11 февраля 2016 года коллаборация LIGO объявила о первом прямом обнаружении гравитационных волн, что также стало первым наблюдением слияния чёрных дыр. По состоянию на декабрь 2018 года было зарегистрировано одиннадцать событий гравитационных волн, которые произошли из десяти сливающихся черных дыр (вместе с одним слиянием двойной нейтронной звезды).
10 апреля 2019 года было опубликовано первое в истории прямое изображение черной дыры и ее окрестностей после наблюдений, проведенных телескопом «Горизонт событий» в 2017 году сверхмассивной черной дыры в галактическом центре Мессье-87.
В 1915 году Альберт Эйнштейн разработал свою теорию общей теории относительности, ранее показав, что гравитация влияет на движение света. Всего несколько месяцев спустя Карл Шварцшильд нашел решение уравнения поля Эйнштейна, которое описывает гравитационное поле точечной массы и сферической массы. Через несколько месяцев после Шварцшильда Йоханнес Дросте, ученик Хендрика Лоренца, независимо дал такое же решение для точечной массы и более подробно писал о ее свойствах. Это решение имело своеобразное поведение на том, что сейчас называется радиусом Шварцшильда, где оно стало единичным, что означает, что некоторые члены в уравнениях Эйнштейна стали бесконечными.
Природа этой поверхности была не совсем понятна в то время. В 1924 году Артур Эддингтон показал, что сингулярность исчезла после изменения координат (см. Координаты Эддингтона-Финкельштейна), хотя Жоржу Лемэтру потребовалось до 1933 года, чтобы осознать, что это означает, что сингулярность в радиусе Шварцшильда была нефизической сингулярностью.
В 1931 году Субрахманян Чандрасекхар с помощью специальной теории относительности рассчитал, что невращающееся тело электронно-вырожденного вещества выше некоторой предельной массы (теперь называемой пределом Чандрасекара при 1,4 М☉) не имеет устойчивых решений. Его аргументам противостояли многие его современники, такие как Эддингтон и Лев Ландау, которые утверждали, что какой-то еще неизвестный механизм остановит крах. Они были отчасти верны: белый карлик, немного более массивный, чем предел Чандрасекара, разрушится в нейтронную звезду, которая сама по себе стабильна.