הצגת המקור של הדף "חור שחור"

{{פירוש נוסף|נוכחי=היסטוריה, תצפיות ותיאור כללי של חור שחור|אחר=ניתוח מתמטי במסגרת [[תורת היחסות הכללית]]|ראו=[[חור שחור (ניתוח מתמטי)]]}}
[[קובץ:Black hole - Messier 87.jpg|ממוזער|420px|[[חור שחור על-מסיבי]] ש[[מסה|מסתו]] שקולה לכ־6–7.4 מיליארד מסות [[השמש]] <small>(מכונה פאווהי {{אנ|Larry Kimura#Pōwehi (M87*)}}, מ[[הוואית]])</small>, במרכז [[גלקסיה אליפטית|הגלקסיה האליפטית]] הענקית [[M87]] מ[[צביר כוכבים|צביר]] [[צביר הבתולה|הבתולה]] שב[[קבוצת כוכבים|קבוצת]] [[בתולה (קבוצת כוכבים)|בתולה]].{{ש}}החור השחור, המקיים [[סינגולריות כבידתית]], יוצר "צל" <small>(העיגול השחור)</small> התחום ב[[אופק אירועים]] וגודלו נקבע על־פי [[רדיוס שוורצשילד]], בו מתקיימת [[כבידה]] כה חזקה עד שאפילו אור אינו יכול לברוח. במקרה זה, גודל הצל הוא פי 2.6 <small>(בקרוב)</small> מגודל מסת החור עצמה.{{ש}}סביב העיגול [[דיסקת ספיחה]], שצורתה <small>(כעין [[סהר]])</small> היא תוצאה של סיבוב החור השחור ושל כיוון התצפית. קוטרה הממוצע הוא כ־350 [[יחידה אסטרונומית|יחידות אסטרונומיות]] <small>(כ־50 מיליארד ק"מ, כ־48.5 [[שנת אור#ערכים אחרים|שעות אור]])</small> – יותר מפי עשרה ממסלול [[נפטון]] סביב השמש.{{ש}}זוהי "תמונת" החור השחור הראשונה בתולדות האנושות: צולמה באמצעות [[גלי מיקרו]] בתדר של כ־2 [[הרץ|טרה־הרץ]] <small>(1.3 מ"מ)</small> על ידי רשת ה[[רדיו-טלסקופ]]ים "אופק האירועים" <small>{{קישור שפה|אנגלית|Event Horizon Telescope|EHT|EHT}})</small> ב־[[2017 במדע|2017]], עובדה ופורסמה ב־10 באפריל [[2019 במדע|2019]].]]
[[קובץ:EHT Sagittarius A*.jpg|ממוזער|200px|החור השחור העל-מסיבי [[קשת A*]] שבמרכז שביל החלב]]
[[קובץ:BlackHole Lensing.gif|250 פיקסלים|שמאל|ממוזער|[[סימולציה|הדמיית]] [[עידוש כבידתי]]. ה[[גלקסיה]] שברקע נראית כמתעוותת בשל עידוש כבידתי שגורם החור השחור <small>(במרכז)</small> ל[[פוטונים]] הנפלטים ממנה, תופעה הנובעת מ[[תורת היחסות הכללית]]]]
'''חור שחור''' (ב[[אנגלית]]: '''Black Hole''') הוא [[גרם שמיים]] הנוצר מ[[כוכב]] גדול מאוד עם [[כבידה]] חזקה מאוד, שקרס לתוך עצמו. חור שחור הוא גרם שמיים בעל שדה כבידה כה חזק, ששום עצם או קרינה הקרובים אליו יתר על המידה אינם יכולים להימלט ממנו, והם נבלעים לתוכו. כל מסלול תנועה אפשרי בתוך תחומי החור השחור מוליך לנקודה אחת ויחידה - המרכז (סינגולריות). קרוב לחור השחור (כלומר מעבר ל[[אופק האירועים]]) בכל כיוון שנתקדם, נגיע לבסוף אל המרכז. [[מהירות מילוט|מהירות המילוט]] ממנו גבוהה יותר מאשר [[מהירות האור]]. לו ניתן היה לראות את הסינגולריות, היא הייתה נראית בכל כיוון שהוא.

כל מסה הנדחסת לכדור בעל רדיוס קטן או שווה ל[[רדיוס שוורצשילד]], מהווה למעשה חור שחור{{הערה|[http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/blkhol.html Black Hole ], אתר hyperphysics.phy}}. חור שחור יכול להיווצר כתוצאה מ[[קריסה כבידתית]] בשלבים אחרונים של [[מחזור החיים של כוכב|התפתחות כוכב]] כבד מאוד{{הערה|[http://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/stories/nasa-knows/what-is-a-black-hole-k4.html What Is a Black Hole?], אתר [[נאס"א]]}}.
אף על פי שהחור השחור עצמו אינו קורן (ומכאן שמו), תהליך [[תורת הקוונטים|קוונטי]] המכונה [[קרינת הוקינג]] גורם לפליטת [[קרינה]] ו[[חלקיק יסודי|חלקיקים]] מסיביים מהגבול החיצוני של החור השחור, הקרוי [[אופק אירועים]]. [[מסה|מסתו]] של החור השחור גדלה כאשר גוף חוצה את אופק האירועים מבחוץ פנימה, ומאידך, מסתו קטנה בעקבות [[קרינת הוקינג]]{{הערה|[http://www.nature.com/news/stephen-hawking-there-are-no-black-holes-1.14583 Stephen Hawking: 'There are no black holes'], אתר [[Nature]]}}.

ב־10 באפריל 2019 צולמה תמונה (מעובדת) של חור שחור ב[[גלקסיה אליפטית|גלקסיה האליפטית]] [[M87]] באמצעות ה[[טלסקופ]] {{קישור שפה|אנגלית|Event Horizon Telescope|EHT|EHT}}{{הערה|{{קישור כללי|כתובת=https://www.nsf.gov/news/special_reports/blackholes/|כותרת=Exploring Black Holes|אתר=www.nsf.gov|שפה=אנגלית|תאריך_וידוא=2019-04-10}}}}.

ב־12 במאי [[2022]], צולמה התמונה הראשונה של [[קשת A*]], [[חור שחור על-מסיבי]] בלב גלקסיית שביל החלב{{הערה|{{קישור כללי|כתובת=https://beta.nsf.gov/science-matters/image-sgr-black-hole-center-our-galaxy/|כותרת=Image of Sgr A*|אתר=www.nsf.gov|שפה=אנגלית|תאריך_וידוא=2022-05-12}}}}.

== היסטוריית המחקר ==
[[קובץ:Schwarzschild.jpg|שמאל|ממוזער|250px|[[קרל שוורצשילד]], מפתח רעיון החורים השחורים במסגרת [[תורת היחסות הכללית]]]]
הרעיון כי עשוי להתקיים ב[[היקום|יקום]] גוף כה מסיבי עד שאפילו אור לא יוכל לברוח ממנו הועלה לראשונה על ידי ה[[גאולוגיה|גאולוג]] ה[[בריטים|בריטי]] {{קישור שפה|אנגלית|John Michell|ג'ון מישל}}, ששימש בתקופה זו כ[[כומר]]. הוא רשם את הרעיון במכתב{{הערה|J. Michell, Phil. Trans. Roy. Soc., 74 (1784) 35-57.}} שנשלח בשנת [[1783]] לידידו [[הנרי קוונדיש]], והלה פרסם אותו בכתבי [[החברה המלכותית|החברה המלכותית של לונדון]]. באותו זמן התאוריה ה[[אייזק ניוטון|ניוטונית]] של ה[[כבידה]] והמושג של [[מהירות מילוט]] היו כבר ידועים היטב, וכמו כן מהירות האור הייתה ידועה בקירוב. מישל שהאמין ב[[השערה (מדע)|היפותזה]] נוספת של אייזק ניוטון, לפיה האור עשוי מחלקיקים, הסיק ששדה הכבידה של [[כוכב]] מאט את האור שעוזב את פניו, ועל פי חישוביו, בגוף בעל רדיוס הגדול פי 500 מזה של [[השמש]] ו[[צפיפות החומר|צפיפות]] השווה לזו של השמש תהיה מהירות המילוט מפני השטח גדולה ממהירות האור. אף על פי שלא ייחס לכך סבירות גבוהה, מישל הביא בחשבון את האפשרות שישנם עצמים רבים כאלה ברחבי היקום ללא ידיעתנו. הוא גם הציע דרך למצוא אותם ב[[כוכב זוגי|מערכת כוכבים זוגית]] - שיטה המשמשת גם כיום.

בשנת [[1796]] הגיע ה[[מתמטיקה|מתמטיקאי]] ה[[צרפת]]י [[פייר-סימון לפלס]] למסקנות דומות, כנראה מבלי להכיר את עבודתו של מישל, ופרסם את חישוביו בשתי המהדורות הראשונות של ספרו '''חשיפת מערכת העולם''' (Exposition du Système du Monde){{הערה|[http://www.cambridge.org/us/academic/subjects/mathematics/historical-mathematical-texts/exposition-du-systeme-du-monde-2nd-edition?format=PB Exposition du systéme du monde], cambridge.org}}. הפרק הושמט מהמהדורות הבאות. למעשה, עד [[שנות ה-70 של המאה ה-20|שנות ה־70 של המאה ה־20]] הוענקה זכות הבכורה על גילוי החורים השחורים ללפלס, ורק אז התגלה מחדש מכתבו של מישל בין פרסומי החברה המלכותית. ב[[המאה ה-19|מאה ה־19]] זכה הרעיון לתשומת לב מעטה מאוד כיוון שבאותה התקופה ה[[פרדיגמה]] הרווחת הייתה שה[[אור]] הוא [[גל]] חסר [[מסה]], ולפיכך הכבידה אינה משפיעה עליו. גם ההכרה בתכונות החלקיקיות של האור ([[פוטון|פוטונים]]) בתחילת המאה ה־20 לא שינתה את הגישה, היות שהפוטון הוא חלקיק חסר מסה ולא היה מצופה ממנו להיות מושפע מכבידה.

בשנת [[2020]] התגלה חור שחור במרחק של כ־1,000 [[שנת אור|שנות אור]] מ[[כדור הארץ]]{{הערה|{{הידען|אבי בליזובסקי|אסטרונומים מגלים את החור השחור הקרוב ביותר למערכת השמש שלנו שנמצא אי פעם|astronomers-discover-hidden-black-hole-near-earth-closest-ever-found-to-our-solar-system-0805206|8 במאי 2020}}}}, מה שהוביל [[מדען|מדענים]] למסקנה כי ייתכן שמדובר בתופעה נרחבת משהעריכו בעבר{{הערה|{{Ynet|ירון דרוקמן ומשה גלנץ|"נראה שתופעת החורים השחורים נרחבת משחשבנו"|5727228|7 במאי 2020}}}}.

===הסבר ניוטוני לתופעת החור השחור===
לפי ה[[פיזיקה]] הניוטונית יכולתו של גוף חסר כוח הנעה עצמית להשתחרר משדה הכבידה של אחר מותנית בכך שמהירותו תהיה גבוהה מ[[מהירות המילוט]]. מהירות המילוט היא פונקציה של ה[[מסה]] וה[[רדיוס]] של הגוף ממנו מנסים להימלט ואינה תלויה במסתו של הגוף הנמלט:

:<math>\ v_e = \sqrt{\frac{2GM}{R}}</math>

כאשר <math>\ v_{e}</math> היא מהירות המילוט; <math>\ R</math> הוא מרחק הגוף הנמלט ממרכז ה[[גרם שמיים|גרם השמימי]]; <math>\ M</math> היא מסת הגרם השמימי; ו־<math>\ G</math> הוא [[קבוע הכבידה]].

לפי הנחתו של ג'ון מישל, חור שחור הוא גוף שאינו מאפשר הימלטות של אור, כלומר מהירות המילוט ממנו גבוהה ממהירות האור ולכן האור לא יכול להימלט ממנו, לפיכך כאשר מהירות המילוט היא מהירות האור <math> v_e=c </math> כאשר <math>c</math> היא מהירות האור - <math> 3\times10^{8} </math> [[מטר לשנייה]], בחור שחור

:<math>\ R_s = \frac{2GM}{c^{2}}</math>
כאשר <math>R_s</math> הוא רדיוס שוורצשילד - הרדיוס המקסימלי לקיומו של חור שחור. מן המשוואה ניתן להסיק שגוף יהפוך לחור שחור רק אם מסתו תהא גדולה מספיק ורדיוסו קטן מספיק על מנת לעמוד ברדיוס שוורצשילד.

===הסבר מודרני לקיומם של חורים שחורים===

בשנת [[1915]] פיתח [[אלברט איינשטיין]] את [[תורת היחסות הכללית]]. עוד לפני כן הוא חזה שהכבידה משפיעה על מסלול האור{{הערה|[http://www.physik.uni-augsburg.de/annalen/history/einstein-papers/1915_47_879-885.pdf המאמר מ־1915], (גרמנית)|כיוון=ימין}}. מספר חודשים מאוחר יותר מצא [[קרל שוורצשילד]], על מיטת חוליו, את [[חור שחור (ניתוח מתמטי)|הפתרונות הראשונים]] ל[[משוואת איינשטיין|משוואת השדה של איינשטיין]]{{הערה|K. Schwarzschild, "[http://arxiv.org/abs/physics/9905030 On the gravitational field of a mass point according to Einstein's theory]", Sitzungsber.Preuss.Akad.Wiss.Berlin (Math.Phys.), (1916) 189-196.}}{{הערה|K. Schwarzschild, "[http://arxiv.org/abs/physics/9912033 On the gravitational field of a sphere of incompressible fluid according to Einstein's theory]", Sitzungsber.Preuss.Akad.Wiss.Berlin (Math.Phys.), (1916) 424-434.}}, ושלח את מאמריו לאיינשטיין. הפתרונות שלו תיארו את שדה הכבידה הנובע ממסה [[נקודה (גאומטריה)|נקודתית]] ומכוכב [[כדור (גאומטריה)|כדורי]], ותוך כדי כך הוא הראה שהגוף אותו מכנים כיום חור שחור אכן יכול להתקיים. שוורצשילד עצמו, וגם איינשטיין ששלח את מאמריו לפרסום, לא האמינו בקיומם של חורים שחורים ביקום, והתייחסו לחור שחור כאל מושג "לא פיזיקלי". על פי רדיוס שוורצשילד כוכב בעל מסה של השמש יצטרך להתכווץ לרדיוס של שלושה קילומטרים על מנת להפוך לחור שחור. כיווץ שכזה אינו אפשרי כיוון שכוכבים, על פי הידוע בעת ההיא, מסיימים את חייהם כננסים לבנים, שהם גופים שאינם מגיעים לצפיפות כזאת (צפיפות [[ננס לבן]] היא בערך טון לסמ"ק, פי מיליון מצפיפותם של מים).

ב־[[1930]], מצא [[סוברהמניאן צ'נדראסקאר]] כי [[תורת היחסות הפרטית]] מדגימה למעשה שגוף מעל מסה מסוימת, הנקראת כיום [[גבול צ'נדראסקאר]], לא יסיים את חייו כ[[ננס לבן]], אלא יקרוס ל[[כוכב נייטרונים]]. כך, כוכבים שמסתם לאחר הקריסה היא פי 1.44 ממסת השמש קורסים לכוכב נייטרונים - גוף שבו הפרוטונים מאוחים לאלקטרונים והופכים לנייטרונים. צפיפות כוכב הנייטרונים היא בערך אלף טון למילימטר מעוקב. לכוכב נייטרונים בעל מסה גדולה מפי 3 ממסת השמש יש רדיוס קטן מרדיוס שוורצשילד, ולכן הוא חור שחור. מאחר שכוכבים מאבדים מסה במשך מחזור החיים שלהם, כוכב בעל מסה גדולה פי 30 מן השמש יסיים את חייו ככוכב נייטרונים בעל מסה גדולה פי 3 ממסת השמש, ויהפוך לחור שחור.

את טיעוניו של צ'נדראסקאר ניסה לסתור [[ארתור אדינגטון]], המנחה שלו בלימודי הדוקטורט. היום ידוע שצ'נדראסקאר צדק, ומוכר גם גבול נוסף ([[גבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף|גבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף]]), שגוף בעל מסה גדולה ממנו יקרוס באופן מלא, ולא יהיה דבר שיעצור את הפיכתו לחור שחור. את מנגנון הקריסה המלאה הבינו בשנת [[1939]] [[רוברט אופנהיימר]] והארטלנד סניידר{{הערה|J.R.Oppenheimer and H.Snyder, Phys. Rev. 56 (1939) 455.}}. תוצאה, שקמו לה מסתייגים רבים בזמנו, ועל אף שהיא התייחסה רק לכוכב שהוא כדור מושלם, הראתה לראשונה את מנגנון ההיווצרות של חורים שחורים. עצמים שכאלה נקראו למשך תקופה מסוימת '''כוכבים שעברו קריסה כבידתית מלאה''' או '''כוכבים קפואים'''{{הערה|קיימת משמעות נוספת למונח [[Frozen Star]], ראו {{אנג|Frozen star (hypothetical star)}}}}, מכיוון שצופה חיצוני לא יראה את המשך הקריסה מעבר ל[[רדיוס שוורצשילד]] ולגביו הכוכב "יקפא" במצב זה. עצמים אלו לא זכו להתעניינות משמעותית ב[[פיזיקה תאורטית|פיזיקה התאורטית]] עד לשנות ה־60 המאוחרות.

העניין בכוכבים קורסים עלה שוב בשנת [[1967]] עם גילוים של ה[[פולסר]]ים, שאז עדיין לא ידעו כי אלו כוכבי נייטרונים, והיו השערות שונות באשר לזהותם. [[ג'ון ארצ'יבלד וילר]] [[תחדיש|טבע בשנה זו את המונח]] "חור שחור", כאופציה לא מקובלת לזהותם של הפולסרים, והחל להשתמש בשם זה מבלי להסביר את כוונתו. השם הקליט התפשט בקרב הפיזיקאים תוך זמן קצר ותורגם לרוב השפות. אפילו ב[[צרפתית]] וב[[רוסית]], בהן הייתה לביטוי זה משמעות אחרת קודם לכן, הצירוף מוכר כיום רק במשמעותו האסטרונומית. ניתן גם להזכיר כי בינואר 1967, עת רווחו עדיין שמות אחרים לחורים שחורים, המונח '''כוכב שחור''' הופיע בפרק "מחר הוא אתמול" בעונה הראשונה של [[מסע בין כוכבים]].

[[קובץ:Cygnus X-1.png|ממוזער|שמאל|איור אמן של [[כוכב כפול|מערכת בינארית]]: חומר נשאב מ[[כוכב משתנה]] [[ענק כחול]]{{ש}} HDE 226868 אל החור השחור{{ש}} Cygnus X-1 שמוקף ב[[דיסקת ספיחה]]]]
[[ברבור X-1|Cygnus X-1]] הוא החור השחור הראשון שהתגלה ואומת ב־1973. ב־1971 נערך סקר של [[קרינת רנטגן]] ב[[ברבור (קבוצת כוכבים)|קבוצת כוכבים ברבור]] שם הופיע אזור הפולט קרינת רנטגן חזקה. מהסתכלות על הכוכב [[ברבור X-1#מערכת בינארית|HDE 226868]] נתגלה שהוא משנה את צבעו כל 5.6 ימים, מאדום לכחול עקב [[אפקט דופלר]], אך לא הובן מה הוא מקיף. ההשערה הייתה שזה חור שחור. לצורך כך היה צורך בחישוב מסתו, שבהתחלה חושבה לפי 3 לפחות ממסת [[השמש]], אך רק כעבור 40 שנה התגלתה שהמסה היא פי 14–16 פעמים מסת השמש, והמרחק עומד על 6000 שנות אור. המרחק הקצר בין הכוכב HDE 226868 לחור גורם לכך שהאחרון סופח ממנו חומר, היוצר [[דיסקת ספיחה]], וכן שני סילונים ניצבים לדיסקה, המשגרים חומר לחלל במהירות הקרובה למהירות האור. החומר הנופל לחור השחור [[קרינת גוף שחור|מתחמם עד למיליון מעלות צלזיוס, מה שגורם לו לפלוט קרינת רנטגן]].

===שאלות פתוחות===
קיימות שתי שאלות פתוחות מפורסמות בנוגע לחורים שחורים. ידוע כי מאחורי כל אופק אירועים נמצאת [[סינגולריות כבידתית]] - נקודה (או טבעת שעובייה אפס) במרחב בה הצפיפות היא אינסופית, כיוון שהמסה מרוכזת בנקודה קוונטית אחת. השאלה הראשונה היא שאלת נכונותה של [[השערת הצנזורה הקוסמית]], שלפיה כל סינגולריות מוסתרת מאיתנו על ידי אופק אירועים. השאלה השנייה קשורה למציאת פתרון ל[[פרדוקס השמדת המידע]] הנובע מכך שחורים שחורים "מתאדים", ובכך לכאורה מושמד עמם המידע הקוונטי של כל מה שספחו לתוכם - מה שסותר את חוקי הפיזיקה{{הערה|[http://arxiv.org/abs/hep-th/9508151 The black hole information paradox], Steven B. Giddings}}.

== מבנה חורים שחורים ==
=== אופק אירועים ===
{{הפניה לערך מורחב|אופק אירועים}}
[[קובץ:BlackHole.jpg|שמאל|ממוזער|250px|איור המתאר חור שחור ומסביבו [[דיסקת ספיחה]]. המעטפת של החור השחור קרויה אופק אירועים]]
"שטח הפנים" של חור שחור נקרא "אופק אירועים". זהו משטח דמיוני המקיף את המסה של החור השחור. כל מה שנמצא בתוך אופק האירועים, ובכלל זה גם [[פוטון|פוטונים]], לא רק שאינו יכול להגיע לאופק האירועים אלא גם שכל מסלול שלו מסתיים בהכרח בסינגולריות שבלב החור השחור. חלקיקים הנמצאים מחוץ לאזור זה יכולים ליפול פנימה ולחצות את אופק האירועים, אך לעולם לא יוכלו לחזור החוצה ויסיימו את דרכם במרכז החור השחור.

על פי תורת היחסות הכללית, אופק האירועים הוא אזור שבו המרחב־זמן נמתח עד אינסוף, כלומר ביחס לצופה מן החוץ תנועה באזור הזה היא איטית עד אינסוף, ולכן לא ניתן לעבור אותו לעולם (גם פנימה וגם החוצה).

בניסוח מתמטי, ביחס לקואורדינטות מרחב־זמן של צופה מן החוץ, ה[[מטריקה]] של המרחב נמתחת לאינסוף, וכל עצם (בפרט פוטון) סביב אופק האירועים נראה איטי ו[[הסחה לאדום|מוסח לאדום]] עד אינסוף.

מכיוון שאין חלקיקים היכולים לצאת מתוך חור שחור, אין דרך בה צופה מן החוץ יוכל לקבל מידע מחלקו הפנימי של החור השחור. לחורים שחורים אין מאפיינים חיצוניים שבהם ניתן להשתמש כדי להעריך את תוכנם. [[משפט האין-שיער|משפט האין־שיער]] קובע כי על פי תורת היחסות הכללית, מחוץ לאופק האירועים ניתן למדוד רק שלושה פרמטרים של חורים שחורים: [[מסה]], [[תנע זוויתי]] ו[[מטען חשמלי]].

עצמים בשדה כבידה יחושו [[התארכות זמן]]. תופעה זו נבדקה בניסויים ב[[לוויין|לוויינים]] ועל־פני [[כדור הארץ]]{{הערה|[http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/relativ/gratim.html Gravitational Red Shift]}}. קרוב לחור שחור, התארכות הזמן היא משמעותית מאוד. מנקודת ראותו של צופה נייח מן החוץ, נראה שנדרש לגוף [[זמן]] [[אינסוף|אינסופי]] כדי להגיע אל אופק האירועים, שממנו ואילך האור [[הסחה לאדום|מוסח לאדום]] בצורה אינסופית. לצופה מרחוק נדמה שהעצם, הנופל יותר ויותר לאט, מתקרב, אך לעולם לא מגיע לאופק האירועים (כלומר, לוקח לו זמן אינסופי כדי להגיע אליו). מנקודת ראותו של הגוף הנופל עצמו, הזמן הנדרש כדי לחצות את אופק האירועים ולהגיע לסינגולריות יהיה סופי.

'''ההשפעות על הכבידה'''

כשנמצאים במרחק גדול מהחור השחור, אין הבדל בין הכבידה שלו ובין זו של כוכב רגיל. אילו היו מחליפים את השמש שלנו בחור שחור בעל מסה זהה, כדור הארץ היה ממשיך במסלולו ללא הפרעה.<ref>{{קישור כללי|כתובת=https://davidson.weizmann.ac.il/online/sciencepanorama/סודות-החורים-השחורים|כותרת=סודות החורים השחורים|אתר=מכון דוידסון לחינוך מדעי|תאריך=2016-10-27|שפה=he|תאריך_וידוא=2024-05-18}}</ref>

====גודלו של חור שחור====
את החורים השחורים ניתן לסווג לחמש קבוצות על־פי גודלם (מהקטן לגדול): [[חור שחור זעיר]], [[חור שחור קדמון]] (שנוצר בתקופת [[המפץ הגדול]]), [[חור שחור כוכבי]], {{קישור שפה|אנגלית|Intermediate-mass black hole|חור שחור בינוני}} ו[[חור שחור על-מסיבי|חור שחור על־מסיבי]]. כיום ישנן ראיות [[אסטרונומיה|אסטרונומיות]] לקיומם של חורים שחורים כוכביים ועל-מסיביים{{הערה|[https://heb.wis-wander.weizmann.ac.il/החורים-השחורים-הנעלמים/חלל-ופיסיקה החורים השחורים הנעלמים], באתר [[מכון ויצמן למדע]], 26 ביוני 2017}}, ואילו השלושה האחרים (זעירים, קדמונים ובינוניים) עדיין [[השערה (מדע)|היפותטיים]]. למרות ראיות לקיומם של חורים שחורים, קיים מיעוט בקרב ה[[פיזיקאי]]ם, שלא מסכימים כי חורים שחורים מסוג כלשהו אכן קיימים{{הערה|[http://phys.org/news/2014-09-black-holes.html Researcher shows that black holes do not exist], אתר phys.org}}.

גודלו של חור שחור נחשב לגודל של אופק האירועים, מכיוון שלא ניתן לקבל מידע מאזורים הנמצאים בתוך האופק. על פי פתרון פרטי במשוואת רדיוס שוורצשילד:
: <math>R_s = \frac{2GM}{c^2}.</math>
עבור עצם עם מסה הדומה לזו של [[כדור הארץ]] ({{תמ|5.9742|24}} ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 9 מילימטרים. עבור עצם עם מסה כמו של [[השמש]] ({{תמ|1.988435|30}} ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 3 קילומטרים (הרדיוס הנוכחי של השמש הוא בערך 700,000 קילומטרים).

הצפיפות הממוצעת בתוך רדיוס שוורצשילד קטנה ככל שמסת החור השחור גדלה. לחור שחור שמסתו שווה למסת כדור הארץ תהיה צפיפות של {{SN|2|30}} kg/m<sup>3</sup>, ואילו לחור שחור על־מסיבי עם מסה של {{SN||9}} מסות שמש תהיה צפיפות של בערך &lrm;20 kg/m<sup>3</sup>. ניתן לחשב את הצפיפות הממוצעת על־פי:
: <math>\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi M^2G^3}</math>
מכיוון שלכדור הארץ יש רדיוס ממוצע של 6371 קילומטרים, יהיה עליו להידחס {{SN|4|26}} פעמים כדי לקרוס ולהפוך לחור שחור.

בשנת 2022 פורסמה הערכה לכמות החורים השחורים בעלי מסת שמש. ההערכה היא של 40 [[קווינטיליון]] חורים שחורים ביקום{{הערה|{{וואלה|מערכת וואלה! טכנולוגיה|בלתי נתפס: מחקר חדש מגלה כמה חורים שחורים יש ביקום|3483932|20 בינואר 2022}}}}{{הערה|https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac34fb The Black Hole Mass Function Across Cosmic Times. I. Stellar Black Holes and Light Seed Distribution}}

=== סינגולריות ===
במרכזו של אופק האירועים נמצאת "[[סינגולריות כבידתית|סינגולריות]]", שם צופה תורת היחסות הכללית את עיקומו האינסופי של ה[[מרחב (פיזיקה)|מרחב]]. ה[[מרחב-זמן|מרחב־זמן]] בתוך אופק האירועים הוא יוצא דופן בכך שהסינגולריות היא העתיד האפשרי היחיד, כך שכל החלקיקים בתוך אופק האירועים חייבים לנוע לעברה. במילים אחרות, עצם שנמצא פנימה לאופק האירועים - נגזר גורלו לא רק להישאר בתוך החור השחור, אלא אף להגיע אל הסינגולריות עצמה, שבה הזמן עבורו ייעצר{{הערה|[https://jila.colorado.edu/~ajsh/bh/singularity.html Falling to the Singularity of the Black Hole], אתר casa.}}.

הרחבות או חלופות עתידיות לתורת היחסות הכללית (ובמיוחד ה[[כבידה קוונטית]]) יצטרכו להתמודד עם סוגיות כדוגמת [[השערת הצנזורה הקוסמית]] ולהגדיר את אשר מתרחש בסינגולריות ובסביבתה. ישנם פיזיקאים שמפרשים את קיומה של [[סינגולריות (מתמטיקה)|סינגולריות מתמטית]] בתוך חור שחור כראייה לכך שהתאוריה הנוכחית אינה שלמה.

=== נפילה לחור שחור ===
טעות נפוצה היא לחשוב שלא ניתן להמלט מחור שחור מאחר שמהירות ההימלטות ממנו גבוהה ממהירות האור. למעשה עצם יכול להמלט מגוף שמימי גם אם מהירותו נמוכה ממהירות המילוט, אם יפעיל כוח רציף הגדול ממשיכת הגוף השמימי{{הערה|בתוך אופק האירועים (למעט בסינגולריות עצמה) כוח המשיכה של החור השחור סופי, ואין מניעה תאורטית לחשוב על חללית עם מנוע שיפעיל כוח גדול ממנו|כיוון=ימין}}. בתוך אופק האירועים של חור שחור הדבר בלתי אפשרי - משום שהמרחב והזמן מכופפים כך שכל מסלול אפשרי, בכל כיוון שהוא, מוליך לסינגולריות שבמרכז. לשון אחרת, בתוך אופק האירועים בכל כיוון שנביט נראה דבר אחד ויחיד - את הסינגולריות. אין דרך החוצה.

בגלל אפקט התארכות הזמן, [[אסטרונאוט]] שנופל לעבר החור השחור ייראה בעיני צופה מרוחק כאילו הוא מאט את תנועתו, ו[[הסחה לאדום|הסחה כבידתית לאדום]] תגרום לפנס שנמצא בידיו להראות [[אדום]] יותר בעיני אותו צופה מרוחק. למעשה, צופה חיצוני לעולם לא יראה את האסטרונאוט חוצה את אופק האירועים, ובשלב מסוים לא ניתן יהיה להבדיל בין האור שעוזב את הפנס ובין קרינת הוקינג של החור השחור. אולם, ב[[מערכת ייחוס|מערכת הייחוס]] שלו, יחצה האסטרונאוט את אופק האירועים ויגיע לסינגולריות בזמן סופי. מרגע שחצה את אופק האירועים, בלתי אפשרי לצפות באסטרונאוט מן החוץ.

ככל שהוא יתקרב לסינגולריות, כך הפרשי הכבידה בין חלק גופו הקרוב לסינגולריות ובין חלק הגוף הרחוק יותר ([[כוחות גאות ושפל]]) יהפכו למוחשיים יותר, והוא יימתח ולבסוף ייקרע, בתהליך הידוע בשם [[ספגטיפיקציה]]. בקרבת הסינגולריות, הפרשי הכוחות נעשים חזקים מספיק כדי שהגוף יתפרק ל[[אטום|אטומים]], ואחר־כך אפילו ל[[חלקיק יסודי|חלקיקים יסודיים]]. הנקודה בה הפרשי הכוחות הללו הופכים משמעותיים תלויה בגודלו של החור השחור. ב[[חור שחור על-מסיבי|חורים שחורים על־מסיביים]], אשר נמצאים במרכזי [[גלקסיה|גלקסיות]], נקודה זו נמצאת הרחק בתוך אופק האירועים, כך שהאסטרונאוט עשוי לחצות את אופק האירועים ללא פגע. לעומת זאת, ב[[חור שחור כוכבי]], הפרשים אלו הופכים למשמעותיים עוד לפני ההגעה לאופק האירועים.

== סוגי חורים שחורים ==
אופק האירועים של חור שחור שאינו מסתובב, הקרוי '''חור שחור מטיפוס שוורצשילד''', הוא כדורי, והסינגולריות שלו נקודתית.

=== חור שחור מסתובב ===
[[קובץ:Ergosphere of a rotating black hole.svg|שמאל|ממוזער|250px|מבנה של חור שחור מסתובב. מסביב ל[[אופק אירועים|אופק האירועים]] קיים אזור הקרוי ארגוספירה שבו גופים חייבים להסתובב עקב {{קישור שפה|אנגלית|Frame-dragging|גרירת מרחב|גרירת המרחב}} (frame dragging) על ידי סיבוב החור]]
אם לחור השחור יש [[תנע זוויתי]], הנרכש בדרך כלל מהכוכב המקורי ממנו נוצר החור השחור, אז הוא מתחיל "לסחוב" איתו את ה[[מרחב-זמן|מרחב־זמן]] שנמצא סביב אופק האירועים. חור שחור מסתובב נקרא '''חור שחור מטיפוס קר''' (Kerr). האזור המסתובב שנמצא סביב אופק האירועים נקרא בשם '''ארגוספירה'''. כיוון שהארגוספירה נמצאת מחוץ לאופק האירועים, עצמים יכולים לשרוד בה בלי ליפול לחור השחור, אולם תנועתו של המרחב־זמן בתוך הארגוספירה מונעת מעצמים המצויים בה להישאר במקום.

[[חללית]] שנכנסת לתוך הארגוספירה מבחוץ מסוגלת לצאת ממנה עם אנרגיה גדולה מהאנרגיה ההתחלתית שלה, בעזרת תהליך הקרוי {{קישור שפה|אנגלית|Penrose process|תהליך פנרוז}}. בתהליך זה, החללית, בעודה נמצאת בארגוספירה, משליכה קפסולה אל עבר החור השחור, והיא עצמה בורחת אל מחוץ לארגוספירה. אמנם מסת החור השחור גדלה, אבל האנרגיה הסיבובית שלו פוחתת ומכאן המקור לעודף האנרגיה של החללית.

הבדל נוסף בין חור שחור נייח לחור שחור מסתובב הוא צורת הסינגולריות. בחור שחור מסתובב צורתה טבעת, לעומת נקודה בחור שחור נייח. כמו כן, בחור שחור מסתובב, ניתן להגדיר שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים. בתוך אופק האירועים הפנימי אין היפוך של זמן ומרחב, ועל־כן גוף שנמצא שם לא בהכרח יגיע לסינגולריות.

=== חור שחור טעון ===
חור שחור טעון, הקרוי גם '''חור שחור מטיפוס רייסנר־נורדסטרום''' (Reissner-Nordström) מכיל שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים (בדומה לחור שחור מסתובב), אולם אין מסביבו ארגוספירה, והסינגולריות שלו נקודתית. חורים שחורים שהם גם טעונים וגם מסתובבים קרויים '''חורים שחורים מטיפוס קר־ניומן''' (Kerr-Newman).

== אנטרופיה וקרינת הוקינג ==
בשנת [[1971]], הוכיח [[סטיבן הוקינג]] שהשטח הכולל של אופק האירועים של כל חור שחור קלאסי (בלי לקחת בחשבון את [[תורת הקוונטים]]) לעולם לא יכול לקטון. הדבר נשמע דומה למדי ל[[החוק השני של התרמודינמיקה|חוק השני של התרמודינמיקה]] ומכיוון שכך, הציע [[יעקב בקנשטיין]] את האפשרות ולפיה ה[[אנטרופיה]] של החור השחור תלויה ב[[שטח (מתמטיקה)|שטח]] אופק האירועים. בשנת [[1974]] מצא הוקינג שחישובי [[תורת השדות הקוונטית]] באזור של מרחב־זמן מעוקם מאוד, כלומר בקרבת חורים שחורים, צופים [[קרינת גוף שחור]], הידועה כיום בשם [[קרינת הוקינג]]. קרינה זו נפלטת מהאזור הסמוך לאופק האירועים והיא מובילה להפחתת מסת החור השחור. הניתוח של חור שחור כגוף בעל [[טמפרטורה]] הפולט קרינה אפשר לו לחשב את האנטרופיה ולמצוא את היחס בינה ובין שטח אופק האירועים, ובכך הוא חיזק את השערתו של בקנשטיין. מאוחר יותר, נתגלה כי חורים שחורים הם בעלי אנטרופיה מקסימלית, כלומר האנטרופיה המקסימלית לאזור בחלל היא האנטרופיה של החור השחור הגדול ביותר שהוא יכול להכיל. קביעה זו הובילה להצעת [[העיקרון ההולוגרפי]].

קרינת הוקינג מורכבת משלל החלקיקים היסודיים, ומשום שהיא מכילה גם פוטונים, ניתן להסיק כי חורים שחורים אינם שחורים לחלוטין. מעבר לכך, התופעה מראה שהמסה של החור השחור קטנה ככל שעובר הזמן. על אף שתופעות אלו הן זניחות בעצמים בקנה מידה אסטרונומי, הן נעשות משמעותיות עבור [[חור שחור זעיר|חורים שחורים זעירים]], מפני שטמפרטורת החור השחור ('''טמפרטורת הוקינג''') גדולה יותר ככל שמסת החור השחור קטנה יותר. חורים שחורים זעירים צפויים "להתאדות", ולבסוף להיעלם בפרץ של [[אנרגיה]]. מכיוון שכך, כל חור שחור שאינו מגדיל את מסתו צפוי להיעלם תוך זמן סופי. בהקשר זה ראוי להזכיר גם את [[פרדוקס השמדת המידע]] הנובע מכך שקרינת הוקינג הנוצרת על יד אופק האירועים, אינה מכילה מידע על תוכנו של החור השחור, ככל הנראה. פיזיקאים מסוימים טוענים שקרינה זו מכילה בסופו של דבר מידע, אך אין ראיות פיזיקליות ספציפיות לכך מלבד [[העיקרון ההולוגרפי]] - עיקרון על פיו המידע שאותו נושא גוף מסוים מרוכז על־פני המעטפת החיצונית שלו; היות שמקורה של קרינת הוקינג באופק האירועים (המעטפת החיצונית של החור השחור), ייתכן שקרינת הוקינג בכל־זאת נושאת מידע כלשהו.

== היווצרות חורים שחורים ==
[[קובץ:Stars comp big.jpg|שמאל|ממוזער|250px|השוואה מקורבת בין גודלם של [[ננס לבן]] או [[ננס שחור]] (בשחור), [[ננס חום]] (בחום), [[ננס אדום]] (באדום) ו[[השמש]] (בצהוב)]]
[[קובץ:Stars comp.jpg|ימין|ממוזער|250px|השוואה מקורבת בין גודלם של חור שחור (בשחור), [[כוכב נייטרונים]] (בסגול) ו[[ננס לבן]] או [[ננס שחור]] (באפור)]]
[[כוכב]]ים צפויים לעבור [[קריסה כבידתית]] לאחר שאוזל מלאי הדלק הגרעיני שלהם והם מפסיקים להפיק [[אנרגיה]] באמצעות [[היתוך גרעיני]]. במהלך הקריסה, הכוכב משיל מעליו את המעטפת החיצונית, שהופכת במקרים רבים ל[[ערפילית פלנטרית]], והגלעין שלו הופך לגוף קטן ודחוס. כוכב ש[[מסה|מסתו]] המקורית קטנה מ־8 [[מסת שמש|מסות שמש]] צפוי להפוך ל[[ננס לבן]], ולאחר השלת המעטפת החיצונית, מסתו לא תעלה על [[גבול צ'נדראסקאר]], שגודלו 1.44 מסות [[השמש|שמש]]. כוכב מסיבי יותר, בעל מסה גדולה מ־8 מסות שמש וקטנה מ־20 מסות שמש יקרוס ל[[כוכב נייטרונים]] תוך כדי פיצוץ [[סופרנובה]]. מסתו הסופית תהיה קטנה מ[[גבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף|גבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף]], שגודלו כ־3 מסות שמש.

לעומת זאת, כוכב מסיבי מאוד, בעל מסה של 20 מסות שמש ומעלה, יקרוס בסוף חייו באירוע סופרנובה לחור שחור. גם קריסה זו תתרחש תוך כדי השלת המעטפת החיצונית ויצירת [[ערפילית]] פלנטרית. מסתו הסופית של חור שחור כזה, הקרוי [[חור שחור כוכבי]], צפויה להיות גדולה מ־3 מסות שמש. באופן מעשי, הוא הופך לחור שחור רק כאשר המסה שלו מתרכזת בתוך כדור שרדיוסו קטן מרדיוס שוורצשילד המתאים לה, והדבר צפוי להתרחש במהלך הקריסה. במילים אחרות, החור השחור נוצר יחד עם היווצרות אופק אירועים סביבו. מרגע זה, אור שעוזב את פני הכוכב לא יכול לצאת מחוץ לאופק האירועים. [[משפט (מתמטיקה)|משפט מתמטי]] קובע שפנימה לאופק האירועים החומר חייב, בסופו של התהליך, להתרכז בנקודה אחת, וליצור סינגולריות.

קריסה שכזו צפויה ליצור רק חורים שחורים שמסתם 3 מסות שמש או יותר. חורים שחורים הקטנים מגבול זה יכולים להיווצר רק באזור בעל [[צפיפות החומר|צפיפות חומר]] גבוהה מאוד. כיום, תנאים כאלה קרוב לוודאי לא קיימים, אבל ייתכן שהתנאים ב[[היקום|יקום]] הצעיר מאוד, רגעים ספורים לאחר [[המפץ הגדול]], איפשרו את היווצרותם של חורים שחורים קטנים. חורים שחורים היפותטיים אלו מכונים [[חור שחור קדמון|חורים שחורים קדמונים]].

התהליך שמתאר היווצרות של [[חור שחור על-מסיבי|חורים שחורים על־מסיביים]] אינו ברור די צרכו. על פי אחת ההשערות חורים שחורים אלו, שמסתם גדולה פי מיליונים עד מיליארדים ממסת השמש, נוצרו תוך כדי קריסה כבידתית של כוכבי ענק היפותטיים קדומים. אפשרויות אחרות הן קריסה של חומר רב שנמצא באזור קטן יחסית, נפילת כמויות גדולות של חומר לתוך חור שחור קיים, או התמזגות של חורים שחורים קיימים. כיום, חורים שחורים אלו, שמצויים במרכזי ה[[גלקסיה|גלקסיות]] המהווים אזור צפוף בדרך כלל, מספחים אליהם באופן קבוע חומר שנמצא שם.

תהליך נוסף שמתרחש הוא מיזוג חורים שחורים{{הערה|[http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4719 Funky Light Signal From Colliding Black Holes Explained], אתר [[נאס"א]]}}, תהליך שאומת ב־2016 בעזרת [[LIGO]] וזיכה את המדענים ב[[פרס נובל לפיזיקה]] ב-[[2020]]{{הערה|{{ynet|מכון דוידסון, ynet|פרס נובל לפיזיקה הוענק על חקר החורים השחורים|environment-science/article/rJYQZ2YLD|6 באוקטובר 2020}}}}.

== גילוי חורים שחורים ==
[[קובץ:M87_jet.jpg|שמאל|ממוזער|250px|ה[[סילון]] היוצא ממרכז ה[[גלקסיה]] [[M87]]. מקורו ב[[דיסקת ספיחה|דיסקת הספיחה]] של החור השחור העל־מסיבי במרכז הגלקסיה]]
לא ניתן לצפות בחורים שחורים בעזרת פליטת אור ישירה כמו מכוכבים, משום שעוצמתה של קרינת הוקינג חלשה מכדי להתגלות עבור חורים שחורים כוכביים. אולם, ניתן לגלות אותם בעזרת בחינת תופעות הנובעות מנוכחותם, כגון [[עידוש כבידתי]] או כוכבים החגים סביב אזור בו אין חומר נראה. בנוסף, [[דיסקת ספיחה]] סביב החור השחור יכולה להגיע לטמפרטורות גבוהות למדי, כך שכן ניתן לאתר את הפליטה ממנה{{הערה|[http://science.howstuffworks.com/dictionary/astronomy-terms/black-hole3.htm How Black Holes Work], Craig Freudenrich, Ph.D.}}.

במערכת כוכבים זוגית שאחד ממרכיביה הוא חור שחור, ייתכן כי חומר מבן־הזוג יילכד בשדה הכבידה של החור השחור, ינוע לעברו, וייאסף ב[[דיסקת ספיחה]] (Accretion disc) לוהטת המסתחררת במהירות אדירה סביב החור השחור. התנגשויות בין [[אטום|אטומי]] ה[[גז]] בדיסקת הספיחה גורמות לו לאבד אנרגיה ולנוע במסלול לולייני אל עבר החור השחור עצמו. תוך כדי כך מתלהט הגז לטמפרטורות של מיליוני מעלות וכתוצאה מכך, הוא מקרין [[קרינת רנטגן]] (ראו [[חוק וין]]). התחממות זו היא יעילה מאוד, ויכולה להפוך עד מספר אחוזים מהמסה של הגז לקרינה, בתהליך יעיל הרבה יותר מאשר [[היתוך גרעיני]], למשל. תופעה נוספת הצפויה להתרחש, היא היווצרות שני [[סילון|סילוני]] חלקיקים במהירויות קרובות למהירות האור הנפלטים בכיוון הניצב לדיסקת הספיחה.

למעשה, דסקות ספיחה, סילוני חלקיקים ועצמים מסתובבים ניתן למצוא לא רק בקרבת חורים שחורים אלא גם סביב עצמים אחרים, [[כוכב נייטרונים|כוכבי נייטרונים]] למשל. הדינמיקה של גופים אלו בקרבת עצמים שאינם חורים שחורים יכולה להיות זהה לזו שבקרבת חורים שחורים. הערכה של מסת הגוף הדחוס וצפיפותו יכולה להכריע אם מדובר בחור שחור או בעצם קומפקטי אחר. אם יש ראיות לכך שמסה מסוימת מרוכזת בתוך אזור המוגבל על ידי רדיוס שוורצשילד המתאים למסה זו, אז על־פי תורת היחסות הכללית לפנינו חור שחור.

=== גילוי חורים שחורים בגדלים שונים ===
כיום, קיימת כמות גדולה של עדויות לכך שחורים שחורים אכן קיימים, בשני טווחים עיקריים:
* [[חור שחור כוכבי]] - בעל מסה של [[כוכב]] מ[[הסדרה הראשית]], וליתר דיוק: 3 עד עשרות [[מסת שמש|מסות שמש]].
* [[חור שחור על-מסיבי|חור שחור על־מסיבי]] - נמצאים במרכזי גלקסיות, ומסתם שווה ל־0.1% ממסת החלק הכדורי של ה[[גלקסיה]]. מסתם של אלה מגיעה לסדר גודל של 10<sup>10</sup> מסות שמש.

בנוסף, קיימות מספר טענות לקיומם של [[חור שחור בינוני|חורים שחורים בינוניים]] (IMBH), שלהם מסה של כמה מאות מסות שמש, אם כי עדיין לא ידוע בוודאות על חור שחור כזה. חורים שחורים אלה עשויים להיות שלב מוקדם בהיווצרות חורים שחורים על מסיביים.

חורים שחורים כוכביים מאותרים בדרך כלל כאשר סביב גופים בלתי נראים בעלי מסה גדולה מ־3 מסות שמש נמצאת דיסקת ספיחה הפולטת קרינת רנטגן בקצב משתנה. חורים שחורים כוכביים בודדים, שלא כחלק ממערכת כוכבים כפולה, יכולים להתגלות על ידי אפקט העידוש הכבידתי שרואים כאשר הם נמצאים בקו אחד עם כדור הארץ ועם כוכב מרוחק, המצוי מאחוריהם יחסית ל[[כדור הארץ]].

ההשערה בדבר קיומם של חורים שחורים על־מסיביים הופיעה לראשונה עם גילוי [[קוואזר]]ים ו[[גלקסיות אקטיביות]] ב[[שנות ה-60 של המאה ה-20|שנות ה־60 של המאה ה־20]]. המרת מסה לאנרגיה בעקבות התנגשויות בדיסקת הספיחה של חור שחור היא ככל הנראה ההסבר לכמויות האנרגיה העצומות הנוצרות בעצמים כאלו. כיום מקובל לראות בקוואזרים חורים שחורים על־מסיביים שנמצאים במרכזן של גלקסיות רחוקות. עצמת הקרינה מקוואזר יכולה להיות חזקה יותר מעצמת הקרינה של הגלקסיה שמקיפה אותו. מקובל כיום להניח, בעקבות תצפיות רבות, שחורים שחורים על־מסיביים נמצאים במרכזיהן של כל הגלקסיות, או לפחות ברובן.

[[חור שחור קדמון|חורים שחורים קדמונים]] הם חורים שחורים היפותטיים בעלי מסה של מספר טונות, שייתכן כי נוצרו זמן קצר לאחר המפץ הגדול, כאשר צפיפות המסה ביקום הייתה גדולה. בגיל הנוכחי של היקום הם צפויים לסיים את חייהם כתוצאה מקרינת הוקינג שהקטינה את מסתם במשך מיליארדי שנה.

[[חור שחור זעיר|חורים שחורים זעירים]] הם חורים שחורים היפותטיים בעלי גודל תת־[[פרוטון|פרוטוני]], שעל פי התאוריה הדנה בממדי מרחב נוספים יכולים להיווצר ב[[מאיץ חלקיקים|מאיצי חלקיקים]]
{{הערה|[http://phys.org/news/2015-03-mini-black-holes-lhc-parallel.html Detection of mini black holes at the LHC could indicate parallel universes in extra dimensions], אתר /phys.org}}. משוער שחורים שחורים אלו נוצרים באופן ספונטני גם בתהליכים טבעיים, אך לא נמצאו עדויות לקיומם{{הערה|[http://phys.org/news/2011-05-mini-black-holes-atoms-earth.html Mini black holes that look like atoms could pass through Earth daily], אתר phys.org}}.

ב[[גלקסיה]] [[SAGE0536AGN]] התגלה חור שחור גדול במיוחד שהמדע לא יכול להסביר את גודלו{{הערה|{{קישור כללי|כותרת=Black hole is 30 times bigger than expected|אתר=CNN|תאריך=2015-09-26|כתובת=https://www.cnn.com/2015/09/26/world/black-hole-is-30-times-expected-size/index.html|שפה=en|תאריך_וידוא=2024-04-28|הכותב=Amanda Barnett}}}}.

ב־[[10 באפריל]] [[2019]] הודיעה קבוצת מדענים. בהם [[קייטי באומן]], כי הצליחה לייצר תמונה של החור השחור שבגלקסיה M87, באמצעות שימוש בטלסקופים הפזורים במספר מקומות על פני כדור הארץ ותזמון ביניהם באמצעות [[שעון אטומי]].

=== *Sagittarius A - מרכז גלקסיית שביל החלב===
{{ערך מורחב|ערך=[[סגיטריוס A*]]}}
[[קובץ:Black-hole-workable.gif|ממוזער|כוכבים מאסיביים מקיפים את החור השחור במרכז שביל החלב. משמאל למעלה - מועד הצילום. מימין למעלה - קנה מידה. הצלב מסמן את מיקומו של החור השחור.{{ש}}A. Eckart (U. Koeln) & R. Genzel (MPE-Garching), SHARP I, NTT, La Silla Obs., ESO]]
מדענים ערכו תצפיות על תנועת כוכבים סביב מרכז גלקסיית [[שביל החלב]], שמהווה מקור של קרינת רדיו וקרינת רנטגן, הקרוי *Sgr A, והתמקדו בקבוצה של 28 כוכבים{{הערה|[http://www.nature.com/nature/journal/v455/n7209/full/455039a.html Astrophysics: Bringing black holes into focus], Nature}}.

כאשר נעזרו ב[[רדיו-טלסקופ]] בתחום [[גלי מיקרו|גלי המיקרו]] המסוגל לצפות דרך האבק הבין־כוכבי, גילו כי הכוכבים האלו מקיפים עצם בלתי נראה.

על פי חישובים שערכו, הכוכבים, שאחד מהם הספיק לסיים הקפה מלאה, מקיפים עצם דחוס במרכז הגלקסיה. על פי הערכה זו, מסתו קרובה ל־4 מיליון מסות השמש{{הערה|עודד כרמלי, [http://www.space.gov.il/news-space/130061 כיצד נראה הבלתי נראה: אסטרונומים מתכוונים לצלם לראשונה חור שחור], באתר [[סוכנות החלל הישראלית]], 30 במרץ 2017}}, והוא מהווה דוגמה לחור שחור על־מסיבי.

תמונה של החור השחור פורסמה לראשונה ב־12 במאי 2022.

== חורים שחורים במדע בדיוני==
חורים שחורים נפוצים ב[[מדע בדיוני]] בתפקיד '''[[חור תולעת]]''' המוליך את הנכנס למקום אחר או [[היקום|יקום]] אחר. רעיון זה מתעלם, אולי בשל [[בורות]], מכך שכל עצם בגודל שאינו אפסי מושמד ב[[ספגטיפיקציה]] עם היבלעותו בליבת החור השחור. רק עצם שגודלו לכל היותר אפס (על פי יחסות כללית) או [[אורך פלאנק]] או (על פי רעיונות המבוססים ב[[מכניקת הקוונטים]]) נבלע בליבה.

רעיון של חורים שחורים שמעוותים את הזמן והמרחב סביבם מופיע לעיתים בספרי וסרטי מדע בדיוני. לדוגמה, בספר ה[[פנטזיה]] של [[רוג'ר זילאזני]] "{{קישור שפה|אנגלית|Creatures of Light and Darkness|יצורי אור וחושך}}" (Creatures of Light and Darkness) מופיעה דמות המכילה בתוכה חור שחור.

הסרט [[בין כוכבים]] מכיל [[סימולציה|סימולציית]] מחשב המדמה (בצורה דמיונית) חור שחור. בנוסף, הסרט מתמקד בעיוות זמן.

== ראו גם ==
{{קישורי פורטל|מדעי החלל}}
* [[תורת היחסות הכללית]]
* [[כבידה]]
* [[גלי כבידה]] - יכולים להיווצר בין השאר בהתנגשות בין שני חורים שחורים{{הערה|{{דוידסון|חגי אדרי|פרס נובל בפיזיקה 2017 על גילוי הגלים הכבידתיים|sciencenews/פרס-נובל-בפיזיקה-2017-על-גילוי-הגלים-הכבידתיים|3 באוקטובר 2017}}}}
* [[תורת המיתרים]]
* [[חור לבן]]
* [[חור תולעת]]
* [[כוכב נייטרונים]]
* [[חור שחור זעיר]]
* [[חור שחור על-מסיבי|חור שחור על־מסיבי]]
* [[חור שחור אקוסטי]]
* [[פרדוקס השמדת המידע]]
* [[השערת הצנזורה הקוסמית]]
* [[התפרצות גמא]]
* [[מסע בזמן]]
* [[חור שחור כוכבי (כוכב)]]

== לקריאה נוספת ==
* {{אוניברסיטה משודרת|[[צבי פירן]]|חורים שחורים - הגופים המוזרים ביותר ביקום|2006}}
* {{אוניברסיטה משודרת|[[דרור שדה]]|חורים שחורים וננסים לבנים - פרקים באסטרונומיה מודרנית|1980}}
* [[סטיבן הוקינג]], '''[[קיצור תולדות הזמן|קיצור תולדות הזמן - מן המפץ הגדול עד חורים שחורים]]''', 1988.
* [[קיפ תורן]], '''Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy''', {{כ}}1994.

== קישורים חיצוניים ==
{{מיזמים|ויקישיתוף=Category:Black holes|שם ויקישיתוף=חורים שחורים|ויקימילון=חר שחר}}
* {{בריטניקה}}
* {{מחשבות|[[צבי ינאי]]|הגרביטציה – החלש והאדיר בכוחות הטבע|m044p003-009|אוגוסט 1976}}
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/htmltest/gifcity/bh_pub_faq.html שאלות נפוצות על חורים שחורים] - באתר נאס"א {{אנגלית}}
* [https://web.archive.org/web/20061107132324/http://casa.colorado.edu/~ajsh/schw.shtml נפילה לתוך חור שחור] - באתר אוניברסיטת קולורדו, בולדר {{אנגלית}}
* [http://astroclub.tau.ac.il/video_h.html#stars הרצאות וידאו על חורים שחורים], ב[http://astroclub.tau.ac.il/index.html מועדון האסטרונומיה] של [[אוניברסיטת תל אביב]]
* {{אסטרופדיה}}
* * {{הידען||אשכול חורים שחורים|category/space_and_astronomy/astromomy_and_astrophysics/astrophysics/black_holes/|}}
* המושג [http://www.space.gov.il/inspiration/148 חור שחור], באתר [[סוכנות החלל הישראלית]]
* "[https://web.archive.org/web/20081001054732/http://www.sbc.co.il/galileo/full/Black%20holes92.pdf גוליבר בארץ החורים השחורים]", אריה מלמד־כץ, [[גליליאו (כתב עת)|גליליאו]] 92
* "[https://web.archive.org/web/20071006141412/http://www.sbc.co.il/galileo/full/Liliput39b.pdf ליליפוט של החורים השחורים]", אריה מלמד־כץ, [[גליליאו (כתב עת)|גליליאו]] 94
* {{דוידסון|ארז גרטי|חורים שחורים|maagarmada/astrophysics/חורים-שחורים|7 ביולי 2011}}
* {{ynet|AP|תגלית נדירה: אותרו חורים שחורים הגדולים ביקום|4157531|6 בדצמבר 2011}}
* {{יוטיוב|Y0Sx8q_f72k|שם=דר' טל אלכסנדר - החור השחור במרכז הגלקסיה|אורך=01:17:53|ערוץ=האוניברסיטה העברית בירושלים}}
* {{nrg|אסף גולן|סטיבן הוקינג: אין כזה דבר חורים שחורים|544/868|26 בינואר 2014|1|2}}, ראו גם [http://www.space.com/24418-stephen-hawking-no-black-holes.html Stephen Hawking: There Are No Black Holes], באתר space.com
* {{הידען|סיינטיפיק אמריקן ישראל|חורים שחורים במחלוקת מחודשת / מייקל מויר|the-new-black-hole-battle-2707149|27 ביולי 2014}}
* {{הידען|איתי נבו|פיסיקאית מארה"ב: חורים שחורים אינם יכולים להתקיים|there-are-no-such-things-as-black-holes-2609147|27 בספטמבר 2014}}
* [[אליעזר רבינוביץ (פיזיקאי)|אליעזר רבינוביץ]], [http://www.haaretz.co.il/st/c/prod/global/100relative/2/b/ חורים שחורים: הצד האפל של תורת היחסות הכללית], באתר [[הארץ]] {{סרטונים}}
* {{הארץ|'גיא ניר|סודותיהם המרתקים של החורים השחורים|1.3123499|16 בנובמבר 2016|מנויים=לא}}
* {{סיינטיפיק אמריקן| ס' ברדלי סנקו , ניל גרלז|כיצד חורים שחורים זוללים כוכבים|כיצד-חורים-שחורים-זוללים-כוכבים|8 ביוני 2017}}
* {{הידען|מגזין מכון ויצמן|החורים השחורים הנעלמים|the-missing-black-holes-2806175|28 ביוני 2017}}
* {{סלה|עודד כרמלי|מהירותו של החור השחור הזה מגיעה לחצי ממהירות האור|131459|ינואר 2019}}
* [https://www.youtube.com/watch?v=aMTwtb3TVIk&feature=youtu.be NASA's Guide To Black Hole Safety] - סרטון הסבר של NASA Goddard על חורים שחורים {{באנגלית}} {{סרטונים}}
* {{הארץ|אסף רונאל|אסטרונאוט נופל לתוך חור שחור. לאן הוא מגיע?|1.8903086|7 ביוני 2020}}
* {{וואלה||בלתי נתפס: מחקר חדש מגלה כמה חורים שחורים יש ביקום|3483932|20 בינואר 2022}}
* {{וואלה|ניב ליליאן|מרהיב ומפחיד: נאס"א פרסמה צלילים מהחלל החיצון|3525987|23 באוגוסט 2022}}
* {{הארץ|הניו יורק טיימס|חורים שחורים מסתירים סוד שומט לסתות על היקום שלנו|00000184-6271-df31-afc5-e6f9cb660000|16 בנובמבר 2022|מנויים=לא}}
* {{דף שער בספרייה הלאומית|987007283120105171|חורים שחורים (אסטרונומיה)}}
* {{ynet|ירון דרוקמן|1,500 שנות אור מכדור הארץ: התגלה החור השחור הכבד ביותר בשביל החלב|environment-science/article/skjkvksxc|16 באפריל 2024}}

<div class="mw-content-ltr">
* {{סרטונים}} [[:en:Sheperd S. Doeleman|Sheperd Doeleman]],[[:en:Event Horizon Telescope|head of the Event Horizon Telescope collaboration]], [[TED]], April 2019
</div>

== הערות שוליים ==
{{הערות שוליים|יישור=שמאל}}

{{ערך מומלץ}}

{{מחזור חייו של כוכב}}

{{בקרת זהויות}}

[[קטגוריה:חורים שחורים|*]]
[[קטגוריה:אסטרופיזיקה]]
[[קטגוריה:גרמי שמיים]]
[[קטגוריה:כבידה]]
[[קטגוריה:שלבים במחזור החיים של כוכבים]]