Sửa đổi Lỗ đen

{{#switch: {{NAMESPACENUMBER}} | 0 = <div style="height:10px;">[[Thể loại:Mục từ cần bình duyệt]]</div>
<center>[[File:UnderCon icon.svg|frameless|30px|link=]] ''Mục từ này chưa được [[BKTT:Tiêu chuẩn mục từ|bình duyệt]] và có thể cần sự [[Trợ giúp:Hướng dẫn|giúp đỡ của bạn]] để hoàn thiện.''</center> |}}
<!-- BẮT ĐẦU NỘI DUNG MỤC TỪ Ở DƯỚI ĐÂY. XIN ĐỪNG SỬA ĐỔI GÌ TỪ DÒNG NÀY TRỞ LÊN TRÊN, TRƯỚC KHI MỤC TỪ ĐƯỢC BÌNH DUYỆT -->
{{for|loại lỗ đen siêu nặng thường nằm ở trung tâm các [[thiên hà]]|Lỗ đen siêu khối lượng}}
[[Tập tin:Black hole - Messier 87.jpg|thumb|350px|[[Đĩa bồi tụ]] bao quanh [[lỗ đen siêu khối lượng]] ở trung tâm của [[thiên hà elip]] khổng lồ [[Messier 87]] trong chòm sao [[Xử Nữ (chòm sao)|Xử Nữ]]. Khối lượng của nó ước tính bằng 6.5 ± 0.7 × {{val|e=9}} {{Solar mass}} vào năm 2019.<ref>
{{cite journal |author=The Event Horizon Telescope Collaboration et al |title= First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole |date=ngày 10 tháng 4 năm 2019|journal=The Astrophysical Journal |volume=875 |issue=1 |pages= |doi=10.3847/2041-8213/ab0ec7| bibcode= }}
</ref> Đây là hình ảnh đầu tiên về hố đen thu được từ dự án [[Kính thiên văn Chân trời sự kiện]], công bố ngày 10 tháng 4 năm 2019.<ref>{{chú thích web|url=https://www.mpg.de/13337404/first-ever-picture-of-black-hole|title=First-ever picture of a black hole|publisher=[[Hiệp hội Max Planck]]|date=10 tháng 4 năm 2019|accessdate=10 tháng 4 năm 2019}}</ref><ref name="NASA-20190410">{{chú thích báo |first=Elizabeth Landau|title=Black Hole Image Makes History |url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7372 |date=10 tháng 4 năm 2019 |work=[[NASA]] |accessdate=11 tháng 4 năm 2019}}</ref> Trong hình ảnh được các nhà khoa học công bố ngày 10 tháng 4 năm 2019, vòng tròn màu đen ở giữa chỉ là "chiếc bóng" của lỗ đen có đường kính xấp xỉ 2,6 lần [[chân trời sự kiện]] nằm bên trong vùng bóng tối này. Ranh giới của nó là vòng vật chất phát sáng bao quanh được phóng đại bởi hiệu ứng [[thấu kính hấp dẫn]] và hình dạng ảnh hưởng từ sự quay của lỗ đen. Màu sắc trong hình là màu được các nhà khoa học của EHT lựa chọn để thể hiện độ phát sáng của các vật chất bao quanh.]]
[[Tập tin:BH LMC.png|nhỏ|phải|250px|Mô phỏng lỗ đen uốn cong không thời gian quanh nó, xuất hiện nhiều ảnh của cùng một sao cũng như [[vành Einstein]].]]
[[Tập tin:A stellar black hole.jpg|nhỏ|250px|phải|Hình minh họa một lỗ đen có khối lượng gấp vài lần Mặt Trời cùng với sao đồng hành của nó chuyển động gần nhau đến mức khoảng cách giữa chúng nhỏ hơn [[giới hạn Roche]]. Vật chất của ngôi sao gần đó bị lỗ đen hút về tạo nên đĩa bồi tụ vật chất. Chùm hạt và bức xạ năng lượng cao phóng ra ở hai cực do tác động của sự quay quanh trục và từ trường của lỗ đen.]]

'''Động đen''' (黑洞) là vùng [[Không-thời gian|không - thời gian]] có một [[trường hấp dẫn]] mạnh đến nỗi không có [[vật chất]] nói chung chiếm [[khối lượng]] và [[Không gian ba chiều|không gian]] nhất định hoặc các [[bức xạ]] và [[ánh sáng]] nào có thể thoát ra ngoài.<ref name="OBL" >{{Chú thích web | url = https://en.oxforddictionaries.com/definition/black_hole | tiêu đề = Black hole - Definition of black hole in English by Oxford Dictionaries|website=Oxforddictionaries}}</ref><ref>{{harvnb|Wald|1984|pp=299–300}}</ref><ref name="WBH">{{Chú thích web |url=https://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/stories/nasa-knows/what-is-a-black-hole-k4.html |tiêu đề=What is a black hole? |work=Heather R. Smith |nhà xuất bản=NASA |ngày tháng=ngày 30 tháng 8 năm 2009 |ngày truy cập=ngày 22 tháng 5 năm 2013 }}</ref> [[Thuyết tương đối rộng]] tiên đoán một lượng [[vật chất]] với [[khối lượng]] đủ lớn nằm trong phạm vi đủ nhỏ sẽ làm biến dạng không thời gian để trở thành lỗ đen. Xung quanh lỗ đen là một mặt xác định bởi phương trình [[toán học]] gọi là [[chân trời sự kiện]], mà tại đó khi vật chất vượt qua nó sẽ không thể thoát ra ngoài lỗ đen được. Lỗ đen gọi là "đen" bởi vì nó hấp thụ mọi bức xạ và vật chất hút qua chân trời sự kiện, giống như một [[Vật đen|vật đen tuyệt đối]] trong [[nhiệt động lực học]]; nó cũng không phải là một loại "lỗ" hay "hố" nào mà là vùng không thời gian không để cho một thứ gì thoát ra.<ref>{{chú thích sách
|title=Gravity from the ground up
|edition=
|first1=Bernard F. |last1=Schutz 
|publisher=Cambridge University Press
|year=2003
|isbn=0-521-45506-5
|page=110
|url=http://books.google.com/books?id=P_T0xxhDcsIC}}</ref><ref>{{chú thích tạp chí
|last=Davies |first=P. C. W.
|title=Thermodynamics of Black Holes
|url=http://mimoza.marmara.edu.tr/~msakalli/Math255DE/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf
|journal = Reports on Progress in Physics
|accessdate=ngày 9 tháng 5 năm 2013
|volume = 41 |year = 1978
|issue=8 |pages = 1313–1355
|doi = 10.1088/0034-4885/41/8/004
|bibcode = 1978RPPh...41.1313D }}</ref> Lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong tiên đoán tại chân trời sự kiện lỗ đen có phát ra [[bức xạ Hawking|bức xạ]] giống như vật đen có [[nhiệt độ]] nhất định phát ra bức xạ nhiệt. Nhiệt độ này tỉ lệ nghịch với khối lượng của lỗ đen, khiến cho rất khó quan sát được bức xạ này đối với các lỗ đen có khối lượng sao hay trung bình.

Trong thế kỷ 18, John Michell và [[Pierre-Simon Laplace]] từng xét đến vật thể có trường hấp dẫn mạnh mô tả bởi cơ học cổ điển khiến cho ánh sáng không thể thoát ra. Lý thuyết hiện đại đầu tiên về đặc điểm của lỗ đen nêu bởi [[Karl Schwarzschild]] năm 1916 khi ông tìm ra nghiệm chính xác đầu tiên cho [[phương trình trường Einstein]],<ref name="Schwarzschild1916"/> mặc dù ý nghĩa vật lý và cách giải thích về vùng không thời gian mà không thứ gì có thể thoát được do David Finkelstein nêu ra đầu tiên vào năm 1958.<ref>{{chú thích tạp chí
| author=D. Finkelstein
| title=Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle
| journal=Phys. Rev.
| year=1958
| volume=110
| issue=4
| pages= 965–967| doi=10.1103/PhysRev.110.965
|bibcode = 1958PhRv..110..965F }}</ref> Trong một thời gian dài, các nhà vật lý coi nghiệm Schwarzschild là miêu tả toán học thuần túy. Cho đến thập niên 1960, những nghiên cứu lý thuyết mới chỉ ra rằng lỗ đen hình thành theo những tiên đoán chặt chẽ của thuyết tương đối tổng quát. Khi các nhà thiên văn học phát hiện ra các [[sao neutron]], [[sao xung|pulsar]] và [[Cygnus X-1]] - một lỗ đen trong hệ sao đôi, thì những tiên đoán về quá trình suy sụp hấp dẫn trở thành hiện thực, và khái niệm lỗ đen cùng với các thiên thể đặc chuyển thành lý thuyết miêu tả những thực thể đặc biệt này trong [[vũ trụ]].

Theo lý thuyết, lỗ đen khối lượng sao hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn của những [[sao]] có khối lượng rất lớn trong giai đoạn cuối của [[tiến hóa sao|quá trình tiến hóa]]. Sau khi hình thành, chúng tiếp tục thu hút vật chất từ môi trường xung quanh, và khối lượng tăng dần lên theo thời gian. Cùng với quá trình hòa trộn và sáp nhập hai hay nhiều lỗ đen mà tồn tại những [[lỗ đen siêu khối lượng|lỗ đen khổng lồ]] với khối lượng từ vài triệu cho đến hàng chục tỷ lần [[khối lượng Mặt Trời]]. Các dự án khảo sát cho thấy đa phần tại trung tâm [[thiên hà]] lớn đều tồn tại ít nhất một lỗ đen khổng lồ.

Mặc dù theo định nghĩa nó là vật thể đen hoàn toàn hay vô hình, sự tồn tại của lỗ đen có thể suy đoán thông qua tương tác của nó với môi trường vật chất xung quanh và [[bức xạ điện từ|bức xạ]] như ánh sáng. Vật chất rơi vào lỗ đen hình thành lên [[Bồi tụ (thiên văn học)|vùng bồi tụ]],<ref name="NuStar">{{Chú thích web |url=https://www.nasa.gov/mission_pages/nustar/news/nustar20130227.html |tiêu đề=NASA's NuSTAR Helps Solve Riddle of Black Hole Spin |nhà xuất bản=NASA |work=Whitney Clavin & J.D. Harrington |ngày truy cập=ngày 19 tháng 5 năm 2013 }}</ref> ở đây vật chất va chạm và ma sát với nhau, trở thành trạng thái [[plasma]] phát ra bức xạ cường độ lớn; khiến môi trường bao quanh lỗ đen trở thành một trong những vật thể [[độ sáng|sáng nhất]] trong vũ trụ. Nếu có một ngôi sao quay quanh lỗ đen, hình dáng và chu kỳ quỹ đạo của nó cho phép các nhà thiên văn tính ra được khối lượng của lỗ đen và khoảng cách đến nó. Những dữ liệu này giúp họ phân biệt được thiên thể đặc là lỗ đen hay sao neutron... Theo cách này, nhiều lỗ đen được phát hiện ra nằm trong hệ sao đôi, và tại trung tâm [[Ngân Hà]] có một lỗ đen khổng lồ với khối lượng xấp xỉ 4,4 triệu lần khối lượng Mặt Trời.<ref name="Gillessen"/>

Lý thuyết về lỗ đen, nơi có trường hấp dẫn mạnh tập trung trong vùng không thời gian nhỏ, là một trong số những lý thuyết cần sự tổng hợp của thuyết tương đối tổng quát miêu tả lực hấp dẫn với [[Mô hình chuẩn]] của [[cơ học lượng tử]]. Và hiện nay, các nhà lý thuyết vẫn đang trên con đường xây dựng thuyết [[hấp dẫn lượng tử]] để có thể miêu tả [[Điểm kì dị không-thời gian|vùng kì dị]] tại trung tâm lỗ đen.<ref>{{Chú thích web |url=https://physicsworld.com/a/what-is-quantum-gravity/ |tiêu đề=What is quantum gravity? |nhà xuất bản=Physics World |work=Leron Borsten |ngày truy cập=ngày 18 tháng 5 năm 2013 |ngày tháng=ngày 9 tháng 5 năm 2013 }}</ref>

Sự kiện [[Quan sát lần đầu tiên sóng hấp dẫn|đo được trực tiếp đầu tiên về sóng hấp dẫn]] do nhóm LIGO đăng báo ngày 11 tháng 2 năm 2016 cũng đã chứng minh trực tiếp sự tồn tại hệ hai lỗ đen khối lượng sao quay quanh nhau và cuối cùng sáp nhập để tạo thành một lỗ đen quay khối lượng lớn hơn.<ref name="PRL-20160211"/>
{{Thuyết tương đối rộng|cTopic=Hiệu ứng và hệ quả}}
{{TOC limit}}

==Lịch sử nghiên cứu==
[[Tập tin:Black hole lensing web.gif|phải|frame|alt=Schwarzschild black hole|Minh họa ảnh hưởng của hiệu ứng [[thấu kính hấp dẫn]] bởi một lỗ đen, nó làm méo hình ảnh của một [[thiên hà]] nền ([[:File:BlackHole Lensing.gif|phiên bản hình ảnh lớn hơn]])]]

Ý tưởng về một vật thể khối lượng lớn khiến cho ánh sáng không thể thoát ra khỏi nó lần đầu tiên nêu bởi [[John Michell]] trong một lá thư gửi tới [[Henry Cavendish]] ở [[Hội Hoàng gia Luân Đôn|Hội Hoàng gia]] năm 1783:

{{quote|"Nếu bán kính của một khối cầu với cùng khối lượng như Mặt Trời, nhỏ hơn bán kính của Mặt Trời với tỉ lệ 500 trên 1, một vật rơi từ điểm xa vô cùng về phía nó sẽ thu được vận tốc tại lúc chạm bề mặt khối cầu lớn hơn tốc độ ánh sáng; và giả sử là ánh sáng bị hút với cùng một lực tỉ lệ theo khối lượng quán tính, giống như những vật khác, mọi ánh sáng phát ra từ bề mặt của khối cầu sẽ quay trở lại nó do lực hút hấp dẫn của khối cầu."|John Michell<ref name="Michell1784">
{{chú thích tạp chí
|last=Michell |first=J. 
|year=1784
|title=On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose
|journal=Philosophical Transactions of the Royal Society
|volume=74
|issue=0 |pages=35–57
|bibcode=1784RSPT...74...35M
|doi=10.1098/rstl.1784.0008
|ref=harv
|jstor=106576
}}</ref>}} Năm 1796, [[Pierre-Simon Laplace]] cũng nêu ra ý niệm này trong ấn bản lần thứ nhất và thứ hai của cuốn sách ''Exposition du système du Monde'' (nhưng nó đã bị bỏ đi trong những lần ấn bản sau).<ref>{{chú thích sách
| first=C. C. | last=Gillispie
| year=2000
| title=Pierre-Simon Laplace, 1749–1827: a life in exact science
| series=Princeton paperbacks | page=175
| publisher=Princeton University Press | isbn=0-691-05027-9
| url=http://books.google.com/books?id=iohJomX0IWgC&pg=PA175 }}</ref><ref>
{{chú thích sách
|last=Israel |first=W.
|chapter=Dark stars: the evolution of an idea
|url=http://books.google.com/books?id=Vq787qC5PWQC&lpg=PP1&pg=PA199#v=onepage&q&f=false
|editor1-last=Hawking |editor1-first=S. W. |editor1-link=Stephen Hawking
|editor2-last=Israel |editor2-first=W.
|year=1989
|title=300 Years of Gravitation
|publisher=Cambridge University Press
|isbn=978-0-521-37976-2
}}</ref> Những "ngôi sao" tối này sau đó bị lãng quên vào thế kỷ 19, do đa số các nhà vật lý nghĩ rằng ánh sáng không có khối lượng và không thể bị ảnh hưởng bởi [[tương tác hấp dẫn|lực hấp dẫn]].<ref>{{harvnb|Thorne|1994|pp=123–124}}</ref>

===Thuyết tương đối rộng===
Năm 1915, [[Albert Einstein]] hoàn thiện [[thuyết tương đối rộng]], mà trước đó ông đã tiên đoán được trường hấp dẫn làm lệch đường đi của tia sáng. Chỉ hai tháng sau khi công bố lý thuyết, nhà thiên văn học [[Karl Schwarzschild]] tìm thấy [[mêtric Schwarzschild|nghiệm chính xác]] đầu tiên cho [[phương trình trường Einstein]], nghiệm miêu tả [[trường hấp dẫn]] cho một [[khối lượng]] điểm hoặc khối cầu phân bố đều trong "hệ tọa độ cầu" bốn chiều.<ref name="Schwarzschild1916">
{{chú thích tạp chí
|last=Schwarzschild |first=K. |authorlink1=Karl Schwarzschild
|year=1916
|title=Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie
|url=http://www.archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/188/mode/2up
|journal=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften
|volume=7 |pages=189–196
|ref=harv
}} and {{chú thích tạp chí
|last=Schwarzschild |first=K. 
|year=1916
|title=Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie
|url=http://www.archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/424/mode/2up
|journal=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften
|volume=18 |pages=424–434
|ref=harv
}}</ref> Vài tháng sau Schwarzschild, Johannes Droste, lúc đó là sinh viên của [[Hendrik Lorentz]], cũng độc lập đưa ra nghiệm tương tự cho khối lượng điểm và khảo cứu thêm những tính chất của nghiệm này.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Droste |first=J.
|title=On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation, and the motion of a particle in that field
|journal=Proceedings Royal Academy Amsterdam (Royal Netherlands Academy of Arts and Sciences - KNAW)
|year=1917 |volume=19 |issue=1 |pages=197–215
|url=http://www.dwc.knaw.nl/DL/publications/PU00012325.pdf
|ref=harv
}}</ref><ref name="EisenstaedtKox1992">{{chú thích sách|author1=Jean Eisenstaedt|author2=A.J. Kox|title=Studies in the History of General Relativity|url=http://books.google.com/books?id=vDHCF_3vIhUC&pg=PA39|accessdate=ngày 19 tháng 5 năm 2013|date=ngày 7 tháng 2 năm 1992|publisher=Springer|isbn=978-0-8176-3479-7|pages=39–42}}</ref> Nghiệm này có một tính chất kỳ lạ mà ngày nay gọi là [[bán kính Schwarzschild]], biên giới mà tại đó không thời gian miêu tả bởi tọa độ Schwarzschild trở lên [[điểm kỳ dị toán học|gián đoạn]], hay mặt biên này chia hệ tọa độ làm hai vùng tách biệt nhau; và lúc đó các nhà vật lý nghĩ rằng phương trình trường Einstein không miêu tả tốt tại bán kính này. Họ đã không hiểu thấu đáo bản chất của bề mặt này khi đó. Năm 1924, [[Arthur Eddington]] chứng minh được bán kính này biến mất cũng như không thời gian sẽ vẫn liên tục nếu ông chọn một hệ tọa độ khác (xem [[hệ tọa độ Eddington–Finkelstein]]), đồng thời độ cong không thời gian tại bán kính Schwarzschild có giá trị hữu hạn vẫn không đổi giữa các hệ tọa độ. Mặc dù phải đợi cho đến tận năm 1933, [[Georges Lemaître]] mới nhận ra rằng điều này có nghĩa là kỳ dị tại bán kính Schwarzschild là một [[kỳ dị toán học]] không có ý nghĩa vật lý.<ref name="HooftHist">{{chú thích tạp chí
|last='t Hooft |first=G. |authorlink1=Gerard 't Hooft
|year=2009
|title=Introduction to the Theory of Black Holes
|url=http://www.staff.science.uu.nl/~hooft101/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf
|publisher= Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute
|pages=47–48
}}</ref>

Năm 1931, [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] sử dụng [[thuyết tương đối hẹp]] cho chất [[khí Fermi]] của vật thể không tự quay - hay ngày nay là sao lùn trắng cấu tạo bằng vật chất chống đỡ bởi áp suất từ các electron - tính ra được nếu trên một khối lượng xấp xỉ 1,4 [[khối lượng Mặt Trời]] (ngày nay gọi là [[giới hạn Chandrasekhar]]) thì vật thể sẽ không tồn tại ổn định.<ref name=venkataraman92>{{chú thích sách
| first=G. | last=Venkataraman
| title=Chandrasekhar and his limit
| page=86-89 | publisher=Universities Press
| year=1992 | url=http://books.google.com/books?id=HNSdDFOJ4wkC&pg=PA89
| isbn=81-7371-035-X
}}</ref> Kết quả của ông bị một số nhà vật lý cùng thời phản đối như Eddington và [[Lev Landau]], mà ông cho rằng có một cơ chế chưa biết làm dừng quá trình suy sụp lại.<ref>
{{chú thích tạp chí
|last=Detweiler |first=S.
|year=1981
|title=Resource letter BH-1: Black holes
|journal=American Journal of Physics
|volume=49 |issue=5 |pages=394–400
|doi=10.1119/1.12686
|ref=harv
|bibcode = 1981AmJPh..49..394D }}</ref> Họ đã đúng một phần: [[sao lùn trắng]] có khối lượng hơi lớn hơn giới hạn Chandrasekhar sẽ suy sụp hấp dẫn thành [[sao neutron]],<ref>
{{chú thích sách
|last1=Harpaz |first1=A.
|year=1994
|title=Stellar evolution
|url=http://books.google.com/books?id=kd4VEZv8oo0C&pg=PA105
|publisher=A K Peters, Ltd.
|page=105
|isbn=1-56881-012-1
}}</ref> khi [[proton]] bị nén hấp dẫn mạnh kết hợp với [[electron]] thành [[neutron]], mà vật chất neutron có thể ổn định nhờ [[nguyên lý loại trừ Pauli]]. Nhưng vào năm 1939, [[Robert Oppenheimer]] cùng hai người khác chứng minh rằng, với ước tính chặt chẽ hơn sau này, nếu các sao neutron có khối lượng xấp xỉ trên 3 lần khối lượng Mặt Trời ([[giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff]]) thì chúng cũng không thể tồn tại ổn định và nhanh chóng suy sụp hấp dẫn như Chandrasekhar từng tiên đoán, và họ kết luận rằng không một [[định luật vật lý]] nào có thể ngăn cản những loại sao khối lượng lớn suy sụp hấp dẫn.<ref name="OV1939">
{{chú thích tạp chí
|last= Oppenheimer |first=J. R. |authorlink1=J. Robert Oppenheimer
|last2=Volkoff |first2=G. M. |authorlink2=George Volkoff
|year = 1939
|title = On Massive Neutron Cores
|journal = Physical Review
|volume = 55 |issue = 4 |pages = 374–381
|doi = 10.1103/PhysRev.55.374
|ref = harv
|bibcode = 1939PhRv...55..374O }}</ref><ref>
{{chú thích tạp chí
|author=R.C. Tolman
|authorlink=Richard C. Tolman
|year=1939
|title=Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid
|journal=[[Physical Review]]
|volume=55 |issue=4 |pages=364–373
|doi=10.1103/PhysRev.55.364
|bibcode=1939PhRv...55..364T
}}</ref>

Oppenheimer và đồng nghiệp giải thích kỳ dị tại bán kính Schwarzschild như là một bong bóng với thời gian ngừng lại tại biên này. Quan điểm này chỉ đúng với người quan sát đứng ở bên ngoài bán kính Schwarzschild, nhưng không đúng đối với một người rơi qua biên và hướng về tâm lỗ đen. Bởi vì tính chất này, các nhà vật lý từng gọi ngôi sao suy sụp hấp dẫn thành "ngôi sao bị đóng băng",<ref>
{{chú thích tạp chí
|last=Ruffini |first=R. 
|last2=Wheeler |first2=J. A. |authorlink2=John Archibald Wheeler
|year=1971
|title=Introducing the black hole
|url=https://authors.library.caltech.edu/14972/1/Ruffini2009p1645Phys_Today.pdf
|journal=Physics Today
|volume= |issue=1 |pages=30–41
|doi=
|ref=harv
}}</ref> bởi vì quan sát viên đứng ở xa bên ngoài sẽ thấy hình ảnh của vật rơi vào lỗ đen như dừng lại tại phía ngoài sát biên giới của bán kính Schwarzschild, và nếu vật có phát ra ánh sáng thì ánh sáng đó sẽ dần dần mờ đi rồi tắt hẳn, tuy vậy đối với vật thể rơi vào tâm lỗ đen nó sẽ chỉ mất một thời gian hữu hạn để đi qua chân trời sự kiện.<ref name="newscientist1">{{Chú thích web |url=https://www.newscientist.com/article/dn16885-what-would-it-look-like-to-fall-into-a-black-hole/ |tiêu đề=What would it look like to fall into a black hole? |work=Stephen Battersby |nhà xuất bản=Newscientist |ngày tháng=1 tháng 4 năm 2009 |ngày truy cập=18 tháng 4 năm 2013 }}</ref><ref name="hubble1">{{Chú thích web |url=http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/encyc_mod3_q15.html |tiêu đề=Journey to a black hole - Drop a clock into a black hole |work=Staff |nhà xuất bản=Hubblesite.org |ngày truy cập=ngày 19 tháng 5 năm 2013 }}</ref>

===Thời kỳ vàng===
{{Xem thêm|Lịch sử thuyết tương đối rộng}}
Năm 1958, David Finkelstein miêu tả bề mặt Schwarzschild như một [[chân trời sự kiện]], "một màng tưởng tượng không phương hướng hoàn hảo: những ảnh hưởng nhân quả chỉ có thể đi qua mặt theo một hướng nhất định".<ref>
{{chú thích tạp chí
|last=Finkelstein |first=D. |authorlink1=David Finkelstein
|year=1958
|title=Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle
|journal=Physical Review
|volume=110
|issue=4 |pages=965–967
|doi=10.1103/PhysRev.110.965
|ref=harv
|bibcode = 1958PhRv..110..965F }}</ref> Nhận xét này không mâu thuẫn với kết quả của Oppenheimer và đồng nghiệp, nhưng cho phép mở rộng chúng sang quan điểm của quan sát viên đang rơi vào trong lỗ đen. Hệ tọa độ của Finkelstein mở rộng nghiệm Schwarzschild miêu tả những người rơi vào lỗ đen sẽ thấy cấu trúc không thời gian biến đổi như thế nào trong quá trình rơi xuống. Martin Kruskal ngay sau đó nêu ra phương pháp [[hệ tọa độ Kruskal-Szekeres|mở rộng]] đầy đủ hoàn toàn cho nghiệm này.<ref>
{{chú thích tạp chí
|last1=Kruskal |first1=M. |authorlink1=Martin Kruskal
|year=1960
|title=Maximal Extension of Schwarzschild Metric
|journal=Physical Review
|volume=119
|issue=5 |page=1743
|doi=10.1103/PhysRev.119.1743
|bibcode = 1960PhRv..119.1743K }}</ref>

Những kết quả này là sự khởi đầu cho "thời kỳ vàng của thuyết tương đối rộng", do Kip Thorne đặt tên, đánh dấu thời điểm thuyết tương đối tổng quát và vật lý lỗ đen trở thành một trong những hướng nghiên cứu chính của vật lý học hiện đại.<ref>{{chú thích sách |title=The future of theoretical physics and cosmology: celebrating Stephen Hawking's 60th birthday |chapter=Warping spacetime |first1=Kip |last1=Thorne |publisher=Cambridge University Press |year=2003 |isbn=0-521-82081-2 |page=74 |url=http://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC}}, [http://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC&pg=PA74 Trang 74]</ref> Trong thời gian này có thêm sự khám phá ra [[sao xung|pulsar]] năm 1967,<ref>
{{citation
| display-authors=1 | last1=Hewish | first1=A. 
| last2=Bell | first2=S. J. 
| last3=Pilkington | first3=J. D. H.
| last4=Scott | first4=P. F. | last5=Collins | first5=R. A.
|year=1968
|title=Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source
|journal=[[Nature (tạp chí)|Nature]]
|volume=217
|issue=5130 |pages=709–713
|doi=10.1038/217709a0
|ref=harv
|bibcode=1968Natur.217..709H
}}</ref><ref>
{{citation
| display-authors=1 | last1=Pilkington | first1=J. D. H.
| last2=Hewish | first2=A. 
| last3=Bell | first3=S. J. |authorlink3=Jocelyn Bell Burnell
| last4=Cole | first4=T. W.
|year=1968
|title=Observations of some further Pulsed Radio Sources
|journal=Nature
|volume=218
|issue=5137 |pages=126–129
|doi=10.1038/218126a0
|ref=harv
|bibcode = 1968Natur.218..126P }}</ref> mà sau đó vào năm 1969, [[Antony Hewish]] chỉ ra đây là những sao neutron quay rất nhanh quanh trục của chúng.<ref name="araa8_265">
{{chú thích tạp chí
| last=Hewish | first=A. 
| year=1970
| title=Pulsars
| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
| volume=8
| issue=1 | pages=265–296
| bibcode=1970ARA&A...8..265H
| doi=10.1146/annurev.aa.08.090170.001405
}}</ref> Cho đến tận thời điểm đó, các nhà vật lý coi sao neutron, giống như lỗ đen, là những mẫu hình kỳ lạ của thuyết tương đối rộng; nhưng việc phát hiện ra các pulsar có những tính chất vật lý liên quan đến mô hình lý thuyết cũng chứng tỏ những thiên thể đặc thú vị khác phải hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn.

Trong thời gian này, thêm một số nghiệm chính xác miêu tả lỗ đen được tìm ra. Năm 1963, [[Roy Kerr]] tìm được [[mêtric Kerr|nghiệm chính xác]] cho một lỗ đen đứng yên quay quanh trục của nó. Hai năm sau, Ezra Newman tổng quát hóa mêtric Kerr cho lỗ đen quay và mang điện tích.<ref>
{{citation
| display-authors=1 | last1=Newman | first1=E. T. |authorlink1=Ezra T. Newman
| last2=Couch | first2=E. | last3=Chinnapared | first3=K.
| last4=Exton | first4=A. | last5=Prakash | first5=A.
| last6=Torrence | first6=R.
|year=1965
|title=Metric of a Rotating, Charged Mass
|journal=Journal of Mathematical Physics
|volume=6
|issue=6 |page=918
|doi=10.1063/1.1704351
|bibcode = 1965JMP.....6..918N }}</ref> Và những nghiên cứu tiếp sau đó của Werner Israel,<ref>
{{chú thích tạp chí
|last=Israel |first=W. |authorlink=Werner Israel
|year=1967
|title=Event Horizons in Static Vacuum Space-Times
|journal=Physical Review
|volume=164
|issue=5 |page=1776
|doi=10.1103/PhysRev.164.1776
|bibcode = 1967PhRv..164.1776I }}</ref> Brandon Carter,<ref>
{{chú thích tạp chí
|last=Carter |first=B. |authorlink1=Brandon Carter
|year=1971
|title=Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom
|journal=[[Physical Review Letters]]
|volume=26
|issue=6 |page=331
|doi=10.1103/PhysRevLett.26.331
|bibcode=1971PhRvL..26..331C
}}</ref><ref>
{{chú thích sách
|last=Carter |first=B. 
|year=1977
|chapter=The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations
|editor-last= |editor-first=
|title=Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity
|pages=243–254
|publisher=
|isbn=
}}</ref> và David Robinson<ref>
{{chú thích tạp chí
|last1=Robinson |first1=D.
|year=1975
|title=Uniqueness of the Kerr Black Hole
|journal=Physical Review Letters
|volume=34
|issue=14 |page=905
|doi=10.1103/PhysRevLett.34.905
|bibcode=1975PhRvL..34..905R
}}</ref> dần mang lại định lý lỗ đen "không có tóc", phát biểu rằng nghiệm chính xác miêu tả lỗ đen đứng yên chỉ cần ba tham số trong mêtric Kerr–Newman; [[khối lượng]], [[Mô men động lượng|động lượng quay]], và [[điện tích]] là đủ.<ref name="HeuslerNoHair"/>

Ban đầu, các nhà vật lý nghĩ rằng những đặc điểm kì lạ của các mêtric miêu tả lỗ đen là do cách lựa chọn các tính chất đối xứng trong quá trình tìm lời giải cho phương trình trường Einstein, và do vậy miền kì dị xuất hiện chỉ mang tính nhân tạo và không mang ý nghĩa vật lý trong mọi tình huống. Quan điểm này được các nhà vật lý Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov, và Evgeny Lifshitz ủng hộ khi họ cố gắng chứng minh không tồn tại các kì dị trong những tình huống nói chung.<ref>{{chú thích tạp chí |last1=Belinskii |first1=V. |authorlink1=Vladimir Belinski |last2=Khalatnikov |first2=I. |authorlink2=Isaak Markovich Khalatnikov |last3=Lifschitz |first3=E. |authorlink3=Evgeny Lifshitz |title=Oscillatory approach to a singular point in the relativistic cosmology| journal=Adv. In Phys. | year=1970 | volume=19 | issue=80 | pages=525–573 | doi=10.1080/00018737000101171|bibcode = 1970AdPhy..19..525B }}</ref> Tuy nhiên, vào cuối những năm 1960 [[Roger Penrose]]<ref name="penrose1965"/> và [[Stephen Hawking]] sử dụng kĩ thuật toàn cục để chứng minh rằng mọi metric miêu tả lỗ đen đều xuất hiện kì dị trong đó.<ref>
{{chú thích tạp chí
|last1=Ford |first1=L. H.
|year=2003
|title=The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes
|journal=International Journal of Theoretical Physics
|volume=42
|issue=6 |page=1219
|doi=10.1023/A:1025754515197
}}</ref>

Những nghiên cứu của James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, và Hawking trong đầu thập niên 1970 đã khai sinh ra ngành nhiệt động lực học lỗ đen.<ref>
{{chú thích tạp chí
|last1=Bardeen |first1=J. M. |authorlink1=James M. Bardeen
|last2=Carter |first2=B. 
|last3=Hawking |first3=S. W. 
|year=1973|title=The four laws of black hole mechanics
|journal=Communications in Mathematical Physics
|volume=31 |issue=2 |pages=161–170
|doi=10.1007/BF01645742
|mr=MR0334798
|zbl=1125.83309
|ref=harv
|bibcode = 1973CMaPh..31..161B }}</ref> Những định luật này miêu tả các tính chất của lỗ đen theo những đặc điểm tương tự như [[các định luật của nhiệt động lực học]] bởi liên hệ giữa khối lượng và [[năng lượng]], diện tích chân trời sự kiện với [[entropy]], và [[hấp dẫn bề mặt]] với [[nhiệt độ]]. Vào năm 1974, Hawking hoàn thiện các liên hệ này khi chứng minh rằng [[lý thuyết trường lượng tử]] trong không thời gian cong tiên đoán các lỗ đen có phát ra các bức xạ - giống như [[vật đen]] ở nhiệt độ xác định phát ra bức xạ nhiệt - tỷ lệ với hấp dẫn bề mặt của lỗ đen.<ref name=Hawking1974/>

Thuật ngữ "lỗ đen" do nhà vật lý [[John Archibald Wheeler|John Wheeler]] lần đầu tiên nhắc tới trong một bài giảng năm 1967. Mặc dù cộng đồng khoa học coi ông là người khai sinh ra thuật ngữ này, nhưng ông luôn nói rằng ông lấy tên gọi này từ một người khác gợi ra ý tưởng cho ông. Trước đó, bài báo đầu tiên sử dụng thuật ngữ lỗ đen trong bài viết ''"Black Holes in Space"'' của nhà báo Ann Ewing, đề ngày 18 tháng 1 năm 1964, đọc trong hội nghị của Hiệp hội Mỹ vì sự phát triển khoa học [[AAAS]].<ref>
{{Chú thích web
|họ 1=Quinion |tên 1=M. 
|ngày tháng=ngày 26 tháng 4 năm 2008
|tiêu đề=Black Hole
|work=World Wide Words
|url=http://www.worldwidewords.org/topicalwords/tw-bla1.htm
|ngày truy cập = ngày 17 tháng 6 năm 2008}}</ref> Sau khi Wheeler phổ biến thuật ngữ này ra, nó nhanh chóng được giới khoa học và công chúng sử dụng rộng rãi.

==Các tính chất và cấu trúc==
[[Tập tin:M87 jet.jpg|nhỏ|phải|250px|Luồng hạt và bức xạ dài khoảng 5.000 [[năm ánh sáng|ly]] chuyển động nhanh phát ra từ thiên hà '''[[Messier 87|M87]]''' có nguồn gốc từ một lỗ đen quay khối lượng 6,6 tỷ lần khối lượng Mặt Trời tại tâm của thiên hà đó.]]

[[Định lý không có tóc]] phát biểu rằng, lúc đạt đến điều kiện ổn định sau khi hình thành, một lỗ đen đứng yên chỉ cần ba tham số vật lý độc lập để miêu tả nó: khối lượng, điện tích, và mô men động lượng.<ref name="HeuslerNoHair">{{chú thích tạp chí
|last=Heusler |first=M.
|year=1998
|title=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond
|journal=Living Reviews in Relativity
|volume=1 |issue=6
|url= https://link.springer.com/article/10.12942/lrr-2012-7
|accessdate = ngày 10 tháng 8 năm 2012 |ref=harv}} {{Chú thích arXiv|eprint = 1205.6112}}</ref><ref name="AEI1">{{Chú thích web
|tác giả 1=Piotr Chrusciel
|ngày tháng=2010
|tiêu đề=How many different kinds of black holes are there?
|url=http://www.einstein-online.info/spotlights/bh_uniqueness.html
|nhà xuất bản=Max Planck Institute for Gravitational Physics
|ngày truy cập=ngày 19 tháng 5 năm 2013}}</ref> Bất kỳ hai lỗ đen nào mà có cùng những tính chất vật lý này, hay mỗi cặp ba tham số bằng nhau, thì không thể phân biệt được với nhau theo [[cơ học cổ điển]] (hay là phi-[[cơ học lượng tử|lượng tử]]).

Những tính chất này đặc biệt vì một người đứng ở bên ngoài lỗ đen sẽ đo được ba tham số này. Ví dụ, một hố đen mang điện tích sẽ đẩy những lỗ đen khác mang điện tích cùng dấu khác giống như trong [[tĩnh điện học]] cổ điển. Tương tự, tổng khối lượng (theo nghĩa năng lượng + khối lượng), [[khối lượng ADM]], bên trong lỗ đen có thể tìm được bằng cách sử dụng [[định luật Gauss]] cho hấp dẫn hoặc quan sát [[quỹ đạo]] của các vật thể quay quanh nó.<ref>{{harvnb|Carroll|2004|p=253}}</ref> Và đối với mô men động lượng, một người ở xa có thể xác định được thông qua hiệu ứng [[kéo hệ quy chiếu]] gây bởi sự tự quay của nó ([[hấp dẫn từ học|trường hấp dẫn từ]]).<ref>{{Chú thích web |url=http://einstein.stanford.edu/SPACETIME/spacetime4.html |tiêu đề=Space time and spin |work=James Overduin |nhà xuất bản=[[đại học Stanford|Stanford University]] |ngày tháng=ngày 10 tháng 1 năm 2008 |ngày truy cập=ngày 18 tháng 4 năm 2013}}</ref>

Khi một vật rơi vào lỗ đen, bất kỳ [[thông tin vật lý|thông tin]] nào về hình dạng, phân bố điện tích... của vật đó hoàn toàn biến mất đối với quan sát viên đứng ở ngoài xa lỗ đen. Tính chất của chân trời sự kiện trong tình huống này như một hệ tiêu tán tương tự với một màng hai chiều, trên đó hình dung tồn tại [[chất lỏng]] có [[ma sát]] mang điện tích và [[dẫn điện]], trong không thời gian bốn chiều—hay mô hình màng về lỗ đen.<ref>{{chú thích sách
|title=Black holes: the membrane paradigm
|last1=Thorne |first1=K. S. 
|last2=Price |first2=R. H. |authorlink2=Richard H. Price
|publisher=Yale University Press
|pages=Editor's preface
|year=1986
|isbn=978-0-300-03770-8}}</ref> Đặc điểm này khác với các lý thuyết trường khác của vật lý học như [[trường điện từ]] cổ điển, mà chúng không có ma sát hay độ dẫn điện ở cấp vi mô, bởi vì chúng tuân theo đối xứng thời gian, trong khi một vật rơi vào lỗ đen thì không thể bay trở ra được. Bởi vì trạng thái ổn định sau khi hình thành lỗ đen chỉ cần miêu tả bởi ba tham số, không có cách nào để tránh khỏi mất thông tin về những điều kiện ban đầu: trường hấp dẫn và điện từ của lỗ đen cho rất ít thông tin về trạng thái trước khi hình thành nó và về những cái rơi vào nó. Ví dụ, một [[vệ tinh nhân tạo]] hình [[khối lập phương|lập phương]] rơi vào lỗ đen thì chúng ta chỉ biết được, về nguyên lý, lỗ đen tăng thêm khối lượng bằng khối lượng vệ tinh còn không thể biết được vệ tinh có hình lập phương hay [[hình trụ tròn]]. Ngoài ra, có rất nhiều dạng thông tin vật lý bị mất, những đại lượng không thể đo được bởi một người đứng ở xa bên ngoài chân trời sự kiện, bao gồm các đại lượng tuân theo định luật bảo toàn, [[số lượng tử]], [[số baryon]] và [[số lepton]], số hạt mang điện tích... Những điều này được phát biểu toán học chi tiết hơn ở [[nghịch lý thông tin bị mất trong lỗ đen]].<ref>{{Chú thích web
|url=http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/info_loss.html
|tiêu đề=The Black Hole Information Loss Problem
|work=Usenet Physics FAQ
|họ 1=Anderson|tên 1=Warren G.
|năm=1996
|ngày truy cập = ngày 24 tháng 3 năm 2009}}</ref><ref>{{cite conference
|last=Preskill |first=J. |authorlink1=John Preskill
|url=http://www.theory.caltech.edu/~preskill/talks/blackholes.pdf
|title=Black holes and information: A crisis in quantum physics
|date = ngày 21 tháng 10 năm 1994 |conference=Caltech Theory Seminar}}</ref>

===Tính chất vật lý===
[[Tập tin:Black Holes - Monsters in Space.jpg|nhỏ|phải|250px|Lỗ đen siêu khối lượng hút vật chất bao quanh nó và chùm tia năng lượng cao phóng ra do hệ quả của lỗ đen quay quanh trục.]]

Loại lỗ đen đơn giản nhất là chỉ có khối lượng mà không có điện tích hay quay quanh trục của nó. Những lỗ đen này được miêu tả bằng [[mêtric Schwarzschild]] mang tên Karl Schwarzschild, người đã tìm ra lời giải chính xác cho phương trình của thuyết tương đối tổng quát năm 1916.<ref name="Schwarzschild1916"/> Theo định lý Birkhoff, đây là nghiệm miêu tả không thời gian vùng chân không bên ngoài một khối vật chất có dạng đối xứng cầu.<ref>{{harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=Appendix B}}</ref> Điều này có nghĩa là không có sự khác biệt giữa trường hấp dẫn của một lỗ đen với những vật thể khác với bán kính lớn hơn dạng cầu có cùng khối lượng.<ref>{{Chú thích web |url=http://www.einstein-online.info/en/navMeta/dictionary/b/index.html |tiêu đề=Dictionary - Birkhoff's theorem |work=Markus Pössel |nhà xuất bản=Albert Einstein Institut |ngày truy cập=ngày 21 tháng 5 năm 2013 }}</ref> Hình ảnh phổ biến trong kiến thức đại chúng về một lỗ đen đó là nó hút mọi thứ xung quanh về phía chân trời sự kiện của nó; xa bên ngoài lỗ đen, trường hấp dẫn do lỗ đen làm cong không thời gian quanh nó trở lên yếu đi và giống với trường hấp dẫn của vật thể cầu cùng khối lượng.<ref>{{citation
| first1=Michael A. | last1=Seeds
| first2=Dana E. | last2=Backman
| title=Perspectives on Astronomy | page=167
| publisher=Cengage Learning | year=2007 | isbn=0-495-11352-2
| url=http://books.google.com/books?id=CXom04KGIL8C&pg=PA167 }}</ref>

Cũng có những nghiệm tổng quát hơn miêu tả gần với thực tế của lỗ đen. Lỗ đen dạng cầu mang điện tích được miêu tả bởi [[mêtric Reissner–Nordström]], tuy vậy trong vũ trụ đa số các lỗ đen là trung hòa về điện. Lỗ đen đứng yên và quay quanh trục miêu tả theo [[mêtric Kerr]]. Mô hình tổng quát nhất cho lỗ đen đứng yên, quay quanh trục và mang điện tích đó là [[mêtric Kerr–Newman]], do Erza Newman tìm ra.<ref name=shapiro_teukolsky1983>{{chú thích sách
| last1=Shapiro |first1=S. L.
| last2=Teukolsky |first2=S. A. |author2-link=Saul Teukolsky
| title=Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects
| page=357 | publisher=John Wiley and Sons | year=1983
| isbn=0-471-87316-0 }}</ref>

Trong thuyết tương đối rộng, khối lượng lỗ đen có thể nhận một giá trị dương bất kỳ, nhưng giá trị điện tích và mô men động lượng bị giới hạn theo giá trị khối lượng của nó. Trong [[Hệ thống đo lường Planck|đơn vị Planck]], tổng điện tích ''Q'' và mô men động lượng toàn phần ''J'' thỏa mãn [[bất đẳng thức]]
:<math>Q^2+\left (\tfrac{J}{M} \right)^2\le M^2\, </math>

{| class="wikitable" style="float:right; margin:0 0 0.5em 1em;"
|+ Phân loại theo tính chất
|
| Không quay (''J'' = 0)
| Quay (''J'' ≠ 0)
|- 
| Trung hòa (''Q'' = 0)
| [[mêtric Schwarzschild|Schwarzschild]]
| [[mêtric Kerr|Kerr]]
|-
| Điện tích (''Q'' ≠ 0)
| [[mêtric Reissner–Nordström|Reissner–Nordström]]
| Kerr–Newman 
|}

với ''M'' là khối lượng lỗ đen. Những lỗ đen có giá trị các tham số thỏa mãn dấu bằng của bất đẳng thức gọi là các lỗ đen cực trị. Cũng tồn tại những nghiệm của phương trình trường Einstein vi phạm bất đẳng thức này, nhưng trong nghiệm lại không có một chân trời sự kiện. Các nhà vật lý lý thuyết gọi những nghiệm này là [[Điểm kỳ dị trần trụi|kì dị trần trụi]], tức là điểm kì dị mà người ở xa bên ngoài nhìn thấy được nó hay không bị ngăn cản bởi một chân trời sự kiện.<ref>{{Chú thích web |url=https://www.encyclopediaofmath.org/index.php/Naked_singularity |tiêu đề=Naked singularity |nhà xuất bản=Encyclopedia of Math |ngày truy cập=ngày 20 tháng 5 năm 2013 }}</ref><ref>{{Chú thích web |url=http://www.einstein-online.info/dictionary/singularity-theorems.html |tiêu đề=Singularity |work=Markus Pössel |nhà xuất bản=Max Planck Instituts für Gravitationsphysik (Albert Einstein Institut) |ngày truy cập=ngày 21 tháng 5 năm 2013 }}</ref> Nhà toán lý Roger Penrose đưa ra [[phỏng đoán kiểm duyệt vũ trụ]] khi ông cho rằng, ngoài kì dị Big Bang, thì không tồn tại kì dị trần trụi nào xuất hiện sau quá trình suy sụp hấp dẫn của vật chất trong vũ trụ.<ref>{{cite arxiv
|last=Wald
|first=R. M.
|author-link=Robert Wald
|title=Gravitational Collapse and Cosmic Censorship
|year=1997
|eprint=gr-qc/9710068
|class=gr-qc
}}</ref><ref>{{SpringerEOM
 | title=Penrose cosmic censorship
 | id= Penrose_cosmic_censorship&oldid=24525
 | last=
 | first=
 | authorlink=Marcus Kriele
 | last2=
 | first2=
 | author2-link=
}}</ref> Các mô phỏng trên [[siêu máy tính]] cho kết quả ủng hộ giả thuyết này.<ref name="Berger">{{chú thích tạp chí
|last=Berger|first=B. K.
|year=2002
|url=https://link.springer.com/article/10.12942%2Flrr-2002-1
|title=Numerical Approaches to Spacetime Singularities
|journal=Living Reviews in Relativity
|doi = 10.12942/lrr-2002-1
|volume=5
|accessdate = ngày 4 tháng 8 năm 2007 |ref=harv}}</ref>

Do cường độ tương đối lớn của [[tương tác điện từ|lực điện từ]], các lỗ đen hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn của các [[sao]] sẽ trung hòa về điện. Cũng có lỗ đen sau khi hình thành chúng quay rất nhanh quanh trục, một tính chất có thể suy ra từ [[định luật bảo toàn mô men động lượng]]. Có khả năng trong hệ hai thiên thể, [[GRS 1915+105]] với một nguồn [[tia X]] mạnh chứa lỗ đen,<ref>{{chú thích tạp chí
|first1=J. E. |last1=McClintock
|first2=R. |last2=Shafee
|first3=R. |last3=Narayan
|first4=R. A. |last4=Remillard
|first5=S. W. |last5=Davis
|first6=L.-X. |last6=Li
|title=The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105
|journal=Astrophysical Journal
|volume=652
|issue=1 |year=2006 |pages=518–539
|arxiv=astro-ph/0606076
|doi=10.1086/508457 |ref=harv |bibcode=2006ApJ...652..518M}}</ref> mà các nhà thiên văn đo được vận tốc tự quay của nó đạt xấp xỉ giá trị cực đại theo tính toán trên lý thuyết cho một lỗ đen.

{| class="wikitable" style="float:right; margin:0 0 0.5em 1em;"
|+ Phân loại theo khối lượng
|-
! Lớp!! Khối lượng!! Kích thước
|-
| [[Lỗ đen siêu khối lượng]]<ref name="CMS1999"/> || style="text-align: center;"| ~10<sup>6</sup>–10<sup>10</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> || style="text-align: center;"| ~0,001–400 [[đơn vị thiên văn|AU]]
|-
| [[Lỗ đen khối lượng trung gian]]<ref>{{Chú thích web |url=http://hubblesite.org/news_release/news/2002-18 |tiêu đề=Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places |work=Rebecca Johnson et al |năm=2002 |nhà xuất bản=hubblesite.org |ngày truy cập=ngày 18 tháng 4 năm 2013 }}</ref> || style="text-align: center;"| ~10<sup>3</sup>–10<sup>5</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> || style="text-align: center;"| ~10<sup>3</sup> km ≈ [[bán kính Trái Đất|''R''<sub>Trái Đất</sub>]]
|-
| [[Lỗ đen khối lượng sao]]<ref name="CMS1999"/> || style="text-align: center;"| ~10–10<sup>2</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> || style="text-align: center;"| ~30&nbsp;km
|-
| [[Lỗ đen siêu nhỏ]] || style="text-align: center;"| đến ~''M''<sub>[[Mặt Trăng]]</sub> || style="text-align: center;"|up to ~0,1&nbsp;mm
|}
Trong vật lý thiên văn, lỗ đen còn được phân loại theo khối lượng của chúng không kể tới hai tham số kia; ngoài cách phân loại theo tính chất là khối lượng, mô men động lượng ''J'' hay điện tích ''Q''. Kích thước của một lỗ đen, như được xác định bằng bán kính của chân trời sự kiện, hay [[bán kính Schwarzschild]], tỉ lệ với khối lượng ''M'' của nó
:<math>r_S =\frac{2GM}{c^2} \approx 2,95\, \frac{M}{M_{\odot}}~\mathrm{km}</math>
với ''r''<sub>S</sub> là bán kính Schwarzschild và ''M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>'' là [[khối lượng Mặt Trời]].<ref>{{harvnb|Wald|1984|pp=124–125}}</ref> Liên hệ này chỉ đúng chính xác cho lỗ đen không quay quanh trục và không có điện tích; đối với lỗ đen tổng quát nói chung giá trị này có thể lớn gấp 2 lần.

Đến 2013, lỗ đen có khối lượng nhỏ nhất từng đo được là [[GRO J0422+32]] với xấp xỉ 5 M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>,<ref>{{chú thích tạp chí |author=Gelino, Dawn M.; Harrison, Thomas E. |title=GRO J0422+32: The Lowest Mass Black Hole? |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...599.1254G |year=2003 |journal=The Astrophysical Journal |volume= 599 |issue=2 |pages=1254-1259 |doi=10.1086/379311 |publisher=IOP publishing }}</ref> mặc dù năm 2008 các nhà khoa học NASA công bố phát hiện thiên thể XTE J1650-500 có khối lượng xấp xỉ 3,8 lần khối lượng Mặt Trời<ref>{{Chú thích web |url=https://www.nasa.gov/topics/universe/features/smallest_blackhole.html |tiêu đề=NASA Scientists Identify Smallest Known Black Hole |work=Robert Naeye |ngày tháng= ngày 1 tháng 4 năm 2008 |ngày truy cập=ngày 19 tháng 5 năm 2013 |nhà xuất bản=NASA }}</ref> nhưng sau đó các kết quả đo đạc lại chứng tỏ nó có khối lượng ít nhất 5-10 khối lượng Mặt Trời.<ref name="ShaposhnikovTitarchuk2009">{{chú thích tạp chí|last1=Shaposhnikov|first1=Nickolai|last2=Titarchuk|first2=Lev|title=Determination of black hole masses in galatic black hole binaries using scaling of spectral and variability characteristics|journal=The Astrophysical Journal|volume=699|issue=1|year=2009|pages=453–468|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/699/1/453}}</ref> Một số lỗ đen có khối lượng lớn nhất bao gồm: tại trung tâm thiên hà [[NGC 1277]], cách Trái Đất 220 x 10<sup>6</sup> [[năm ánh sáng|ly]] với giá trị 17 x 10<sup>9</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>;<ref name="van den BoschGebhardt2012">{{chú thích tạp chí|last1=van den Bosch|first1=Remco C. E.|last2=Gebhardt|first2=Karl|last3=Gültekin|first3=Kayhan|last4=van de Ven|first4=Glenn|last5=van der Wel|first5=Arjen|last6=Walsh|first6=Jonelle L.|title=An over-massive black hole in the compact lenticular galaxy NGC 1277|journal=Nature|volume=491|issue=7426|year=2012|pages=729–731|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature11592}}</ref> hệ hai lỗ đen [[OJ 287]] có khối lượng lần lượt 100 x 10<sup>6</sup> và 17 ~ 18 x 10<sup>9</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> nằm cách Trái Đất 3,5 x 10<sup>9</sup> ly;<ref name="OJ287">{{chú thích tạp chí |author=M. J. Valtonen et al |title=A massive binary black-hole system in OJ 287 and a test of general relativity |journal=Nature |year=2008 |volume=452 |pages=851-853 |doi=10.1038/nature06896 |url=http://astrophysics.rit.edu/pastjclub/nature06896.pdf |format=PDF }}</ref> tại trung tâm thiên hà [[NGC 4889]] cách Trái Đất 308 x 10<sup>6</sup> ly với khối lượng 21 x 10<sup>9</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> (với độ bất định 6 ~ 37 x 10<sup>9</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>).<ref>{{chú thích tạp chí |author=Nicholas J. McConnell et al |title=Two ten-billion-solar-mass black holes at the centres of giant elliptical galaxies |journal=Nature |year=2011 |volume=480 |issue=7376 |pages=215–218 |doi=10.1038/nature10636 |arxiv=1112.1078v1 }}</ref>

===Chân trời sự kiện===
{{chính|Chân trời sự kiện}}
{| class="wikitable" style="float:right; margin:0 0 1em 1em; width:400px; font-size:85%;"
|- width
| [[Tập tin:BH-no-escape-1.svg]]<br/> Một hạt ở xa bên ngoài lỗ đen có thể chuyển động theo hướng bất kỳ, như minh họa bởi các mũi tên. Nó chỉ bị giới hạn bởi [[tốc độ ánh sáng]].<ref>{{harvnb|Hawking|Ellis|1973|page=152}}</ref>
|-
| [[Tập tin:BH-no-escape-2.svg]]<br/>Càng gần lỗ đen, không thời gian bao quanh nó bị uốn cong mạnh hơn (thể hiện bởi nón ánh sáng theo lưới màu vàng nhạt và xanh nhạt). Bắt đầu có nhiều đường đi của hạt dẫn về lỗ đen hơn các đường di chuyển tự do.{{#tag:ref|Tập hợp mọi đường đi khả dĩ, hay chính xác hơn phần [[nón ánh sáng]] tương lai chứa mọi [[tuyến thế giới]] (world line) khả dĩ (trong hình này các nón ánh sáng biểu diễn bởi lưới màu vàng/xanh nhạt), bị nghiêng đi trong hệ tọa độ Eddington–Finkelstein (biểu đồ này là phiên bản "đơn giản" của biểu đồ hệ tọa độ Eddington–Finkelstein), nhưng trong những hệ tọa độ khác nón ánh sáng không bị nghiêng như ở biểu đồ này, ví dụ trong hệ tọa độ Schwarzschild chúng chỉ bị thu hẹp đi khi càng tiếp cận gần chân trời sự kiện, và trong [[hệ tọa độ Kruskal–Szekeres]] nón ánh sáng không thay đổi hình dạng hay hướng ở mọi điểm trong hệ tọa độ này.<ref>{{harvnb|Thorne|Misner|Wheeler|1973|p=848}}</ref>|group="Ct"}}
|-
| [[Tập tin:BH-no-escape-3.svg]]<br/>Bên trong chân trời sự kiện, mọi đường đi của hạt hướng về tâm lỗ đen và hạt không thể thoát ra được.
|}
Bề mặt biểu kiến của lỗ đen được định nghĩa tại chân trời sự kiện—biên giới trong [[không-thời gian|không thời gian]] mà khi vượt qua nó vật chất và bức xạ chỉ có thể đi về tâm lỗ đen. Không một thứ gì, ngay cả ánh sáng, có thể từ trong lỗ đen thoát ra ngoài chân trời sự kiện. Chân trời sự kiện được định nghĩa như vậy bởi vì đối với những sự kiện xảy ra bên trong nó, mọi thông tin của sự kiện không thể vượt ra ngoài để đến được một quan sát viên ở xa lỗ đen, khiến cho người đó không thể biết được bên trong nó là như thế nào.<ref>{{harvnb|Wheeler|2007|p=179}}</ref>

Thuyết tương đối tổng quát tiên đoán khối lượng làm uốn cong không thời gian khiến cho quỹ đạo (hay [[đường trắc địa]]) của hạt hoặc của [[photon]] bị lệch hướng về phía khối lượng đó.<ref>{{harvnb|Carroll|2004|loc=Ch. 5.4 và 7.3}}</ref> Tại chân trời sự kiện của lỗ đen, độ cong không thời gian trở lên rất lớn khiến cho không một đường nào có thể đi ra khỏi lỗ đen.

Đối với một người ở rất xa, họ sẽ thấy những đồng hồ càng gần lỗ đen chạy chậm hơn so với những đồng hồ nằm xa hơn.<ref>{{harvnb|Carroll|2004|p=217}}</ref> Do hiệu ứng này, gọi là [[sự giãn thời gian do hấp dẫn]], quan sát viên ở xa thấy một vật rơi vào lỗ đen dường như chuyển động chậm dần đi khi nó đến gần chân trời sự kiện, và cần một thời gian vô hạn để đến tới chân trời này.<ref>{{harvnb|Carroll|2004|p=218}}</ref> Nếu như vật phát ra ánh sáng xanh, thì quan sát viên ở ngoài sẽ thấy ánh sáng càng đỏ hơn và mờ hơn khi vật tiến đến chân trời sự kiện, một hiệu ứng mà các nhà vật lý gọi là [[dịch chuyển đỏ do hấp dẫn]].<ref>{{Chú thích web
|url=http://nrumiano.free.fr/Estars/int_bh.html
|tiêu đề=Inside a black hole
|work=Knowing the universe and its secrets
|ngày truy cập = ngày 26 tháng 3 năm 2009}}</ref> Tuy đối với người ở xa tưởng chừng như vật đó rơi đến và đứng yên tại nơi gần biên giới lỗ đen, nhưng đối với vật thể nó chỉ cần thời gian hữu hạn để vượt qua chân trời lỗ đen.<ref name="newscientist1"/><ref name="hubble1"/>

Hình dạng của chân trời sự kiện lỗ đen luôn luôn có dạng xấp xỉ hình cầu.{{#tag:ref|Điều này chỉ đúng cho không thời gian 4 chiều. Đối với những [[chiều cao]] hơn thì có thể tồn tại dạng chân trời hình vòng xuyến.<ref>{{chú thích tạp chí
|first1=R. |last1=Emparan
|first2=H. S. |last2=Reall
|title=Black Holes in Higher Dimensions
|journal=Living Reviews in Relativity
|volume=11 |issue=6 |year=2008
|url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2008-6/
|accessdate = ngày 10 tháng 2 năm 2011 |arxiv=0801.3471
|bibcode = 2008LRR....11....6E }}</ref><ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Obers |first1=N. A.
|editor1-last=Papantonopoulos
|editor1-first=Eleftherios
|title=Black Holes in Higher-Dimensional Gravity
|journal=Lecture Notes in Physics
|volume=769 |pages=211–258 |year=2009
|doi=10.1007/978-3-540-88460-6
|arxiv=0802.0519
}}</ref>|group="Ct"}}<ref>{{harvnb|hawking|ellis|1973|loc=Ch. 9.3}}</ref> Đối với lỗ đen đứng yên không quay, biên giới lỗ đen có dạng hình cầu. Nếu lỗ đen đứng yên và quay quanh trục thì nó có dạng [[Hình cầu dẹt|hình phỏng cầu]] và theo các phương trình toán học nó có hai chân trời sự kiện.<ref>{{chú thích sách|author1=M. P. Hobson |author2=G. P. Efstathiou|author3=A. N. Lasenby|title=General Relativity: An Introduction for Physicists|url=http://books.google.com/books?id=5dryXCWR7EIC&pg=PA310|accessdate=ngày 21 tháng 5 năm 2013|date=ngày 2 tháng 2 năm 2006|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-82951-9|pages=325–}}</ref>

===Vùng kì dị===
{{chính|Điểm kì dị hấp dẫn}}

[[Tập tin:LorentzianWormhole.jpg|nhỏ|phải|250px|Minh họa lỗ sâu đục.]]

Một đặc điểm của thuyết tương đối tổng quát đó là trong các nghiệm miêu tả lỗ đen, tại trung tâm của nó có một vùng kì dị hấp dẫn, nơi [[độ cong]] không thời gian có giá trị vô hạn (hay kì dị độ cong).<ref>{{harvnb|Carroll|2004|p=205}}</ref> Đối với lỗ đen không quay, vùng này chỉ là một điểm r = 0, và đối với [[lỗ đen quay]], vùng này hình thành lên vòng tròn kì dị nằm trong mặt phẳng của xích đạo lỗ đen.<ref>{{harvnb|Carroll|2004|pp=264–265}}</ref> Trong cả hai trường hợp, vùng kì dị có thể tích bằng không. Các nhà vật lý cũng chứng minh được rằng vùng kì dị chứa toàn bộ khối lượng của lỗ đen.<ref>{{harvnb|Carroll|2004|p=252}}</ref> Do vậy có thể coi vùng này có mật độ vật chất lớn vô hạn.

Cách gọi điểm kì dị hay vòng tròn kì dị hấp dẫn chỉ là tên gọi cho dễ phổ biến. Chúng thường được biểu diễn trên không gian hai hay ba chiều nhằm dễ hình dung bằng trực giác. Còn thực tế vùng kì dị nằm trong không thời gian bốn chiều, và "điểm kì dị" hấp dẫn không phải là [[Điểm (hình học)|điểm hình học]] Euclid như định nghĩa của nó.<ref name="AEI2">{{Chú thích web
|tác giả 1=Markus Pössel
|ngày tháng=2010
|tiêu đề=Changing places - space and time inside a black hole
|url=http://www.einstein-online.info/spotlights/changing_places.html
|nhà xuất bản=Max Planck Institute for Gravitational Physics
|ngày truy cập=ngày 19 tháng 5 năm 2013}}</ref>

Như phân tích ở trên, chân trời sự kiện là mặt biên trong mêtric mô tả lỗ đen tại r = r<sub>S</sub>, và dường như một số giá trị vật lý tại mặt này (như thời gian một vật rơi qua biên giới lỗ đen đo bởi người ở xa) có giá trị vô hạn. Nhưng thực chất nó là một mặt định nghĩa bằng thuần túy toán học, xuất hiện do việc lựa chọn [[hệ tọa độ]] nhằm miêu tả không thời gian và khi lựa chọn hệ tọa độ khác thì giá trị vô hạn mất đi tại mặt này (còn gọi là kì dị tọa độ).<ref>{{harvnb|Schutz|2009|p=299}}</ref> Nhưng đối với vùng kì dị hấp dẫn thì lại khác, các nhà vật lý không thể loại bỏ nó bằng cách chọn một hệ tọa độ phù hợp nào khác. Những kì dị này xuất hiện và là thuộc tính không tránh khỏi của thuyết tương đối tổng quát, với các mêtric miêu tả lỗ đen hay tại thời điểm khai sinh vũ trụ, kì dị [[Vụ Nổ Lớn|Big Bang]].<ref>{{harvnb|Schutz|2009|p=300}}</ref>

Một vệ tinh kích thước nhỏ đi vào lỗ đen Schwarzschild không thể tránh khỏi chạm vào vùng kì dị một khi nó đã băng qua chân trời sự kiện. Vệ tinh chỉ có thể làm chậm quá trình rơi vào đến gần chân trời bằng cách sử dụng động cơ phản lực, nhưng khi vượt qua nó thì không thể cứu vãn được.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Lewis |first=G. F.
|last2=Kwan |first2=J.
|title=No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon
|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia
|volume=24 |issue=2 |pages=46–52 |year=2007
|doi=10.1071/AS07012
|arxiv=0705.1029
|bibcode = 2007PASA...24...46L }}</ref> Khi vệ tinh chạm đến điểm kì dị, toàn bộ khối lượng của nó sẽ hòa trộn vào mật độ khối lượng vô hạn của kì dị lỗ đen. Trước khi đến trung tâm, vật thể sẽ trải qua tác động của [[lực thủy triều]] lên cấu trúc và bị xé tan nát thành những mảnh vụn nhỏ.<ref>{{harvnb|Wheeler|2007|p=182}}</ref>

Sự xuất hiện không tránh khỏi của các vùng kì dị hấp dẫn trong mêtric không thời gian của thuyết tương đối rộng hàm ý lý thuyết chưa hoàn thiện ở cấp vi mô.<ref>{{harvnb|Wald|1984|p=212}}</ref> Tuy nhiên, sự mất hiệu lực này có thể giải quyết được khi tính tới ảnh hưởng của cơ học lượng tử tại cấp độ vi mô, ở phạm vi mật độ vật chất là rất lớn và 4 [[tương tác cơ bản]] giữa các hạt không thể bỏ qua được. Cho tới nay, vẫn chưa có một lý thuyết nhất quán nào kết hợp hiệu quả giữa cơ học lượng tử và hiệu ứng hấp dẫn thành một lý thuyết hoàn chỉnh, mặc dù nhiều nhà vật lý đã đưa ra các mô hình khác về một lý thuyết gọi chung là [[hấp dẫn lượng tử]]. Họ cũng hi vọng rằng một khi có được lý thuyết này thì những vùng kì dị sẽ biến mất.<ref>{{Chú thích web
|url=http://www.damtp.cam.ac.uk/research/gr/public/bh_hawk.html
|tiêu đề=Black Holes and Quantum Gravity
|work=Cambridge Relativity and Cosmology
|họ 1=Hamade |tên 1=R.
|năm=1996
|nhà xuất bản=University of Cambridge
|ngày truy cập = ngày 26 tháng 3 năm 2009}}</ref><ref>{{Chú thích web
|url=https://imagine.gsfc.nasa.gov/ask_astro/black_holes.html
|tiêu đề=Ask an Astrophysicist: Black Holes
|họ 1=Palmer |tên 1=D.
|nhà xuất bản=NASA
|ngày truy cập = ngày 26 tháng 3 năm 2009}}</ref> ngoài ra điểm kì dị của hố đen dẫn vật thể tới một "đường hầm" mà nó sẽ xuyên từ lỗ đen tới [[lỗ trắng]]

===Mặt cầu photon===
[[Tập tin:Kerr photon orbits with orbital inclination.gif|nhỏ|350px|Các [[quỹ đạo]] mà [[Photon]] có thể có xung quanh [[Mêtric Kerr|một lỗ đen quay Kerr]] với tham số spin a=Jc/G/M²=1]]
{{chính|Mặt cầu photon}}
Mặt cầu photon là biên giới hạn hình cầu mà những [[photon]] có hướng của [[vectơ]] vận tốc [[tiếp tuyến]] với nó sẽ bị bẫy trong một quỹ đạo tròn là đường tròn lớn của mặt cầu. Đối với lỗ đen không quay, mặt cầu photon có bán kính bằng 1,5 lần bán kính Schwarzschild r<sub>S</sub>. Trên lý thuyết, photon rơi vào những quỹ đạo này sẽ chuyển động mãi mãi trên đó.<ref name="loeb"/> Tuy nhiên, về mặt động lực, những quỹ đạo này không ổn định, do vậy bất kỳ một nhiễu loạn nhỏ nào (như các hạt photon tương tác với hạt khác trong quá trình rơi vào lỗ đen) khiến cho hạt hoặc có quỹ đạo hướng thoát ra ngoài hoặc bị hút về phía chân trời sự kiện.<ref name="teo"/><ref>{{harvnb|Schutz|2009|p=313-316}}</ref>

Bên trong mặt cầu photon, không thể tồn tại quỹ đạo tròn cho photon. Nếu chiếu tia sáng ra bên ngoài thì nó vẫn có thể thoát khỏi ảnh hưởng của lỗ đen, nhưng nếu chiếu ánh sáng về phía lỗ đen thì ánh sáng sẽ bị nó hấp thụ hoàn toàn. Do vậy nếu một quan sát viên nhận được ánh sáng phát ra từ phía trong mặt cầu photon thì chắc chắn nguồn sáng phải nằm bên trong mặt cầu này và vẫn ở phía ngoài chân trời của lỗ đen.<ref name=prd84_6>{{citation
| last1=Nitta | first1=Daisuke
| last2=Chiba | first2=Takeshi
| last3=Sugiyama | first3=Naoshi
| title=Shadows of colliding black holes
| journal=Physical Review D | volume=84 | issue=6
| month=September | year=2011
| doi=10.1103/PhysRevD.84.063008
| bibcode=2011PhRvD..84f3008N | arxiv=1106.2425v2 }}</ref>

Những [[sao đặc]] khác, như [[sao neutron]], về mặt lý thuyết nếu nó đặc và nhỏ hơn nữa, cũng sẽ có một mặt cầu photon bao quanh.<ref>{{chú thích tạp chí
|first=R. J. |last=Nemiroff
|title=Visual distortions near a neutron star and black hole
|journal= American Journal of Physics
|volume=61
|issue=7 |page=619 |year=1993
|doi=10.1119/1.17224
|arxiv=astro-ph/9312003
|ref=harv
|bibcode = 1993AmJPh..61..619N }}</ref> Điều này là do trong thuyết tương đối tổng quát, trường hấp dẫn là biểu hiện sự cong của không thời gian và không phụ thuộc bán kính của vật thể, cho nên bất kỳ một thiên thể nào có bán kính nhỏ hơn 1,5 r<sub>S</sub> tính theo khối lượng của nó thì sẽ có một mặt cầu photon.<ref>{{chú thích tạp chí
|first1=R. J. |last1=Nemiroff |first2=P. A. |last2=Becker |first3=K. S. |last3=Wood
|title=Properties of ultracompact neutron stars
|journal= Astrophysical Journal
|volume=406
|issue=2 |page=590-595 |year=1993
|doi=10.1086/172471
|ref=harv
|bibcode = 1993ApJ...406..590N }}</ref>

Đối với lỗ đen quay quanh trục miêu tả bởi mêtric Kerr, tồn tại hai quỹ đạo tròn giới hạn của photon đồng phẳng với mặt phẳng xích đạo lỗ đen và những quỹ đạo khác không đồng phẳng, không tròn cho phép photon chuyển động bán ổn định trên đó mặc dù những quỹ đạo này cùng thuộc một mặt cầu-hay quỹ đạo cầu.<ref name="teo"/><ref>{{harvnb|Schutz|2009|p=316}}</ref> Đối với lỗ đen Kerr, trên mặt phẳng xích đạo, một quỹ đạo tròn tương ứng với các photon chuyển động theo hướng cùng với chiều quay của lỗ đen và nằm gần lỗ đen hơn, còn vòng tròn kia tương ứng với photon chuyển động theo chiều ngược lại và nằm ở xa lỗ đen.<ref>{{Chú thích web |url=http://www.gothosenterprises.com/black_holes/rotating_black_hole.html |tiêu đề=Crossection of a rotating black hole |work=Jillian |nhà xuất bản=gothosenterprises.com |ngày truy cập=ngày 20 tháng 5 năm 2013}}</ref>

Tuy những quỹ đạo của photon trên mặt cầu này là không ổn định, chúng không có ý nghĩa vật lý do nó chỉ xác định ranh giới cuối cùng mà lỗ đen cho phép tia sáng chuyển động tròn quanh nó. Những mặt cầu và quỹ đạo photon này đóng vai trò quan trọng trong việc hình thành hình ảnh quang học của những đĩa vật chất bồi tụ bao quanh lỗ đen.<ref name="loeb">{{chú thích tạp chí |author=Avery E. Broderick and Abraham Loeb |title=Potrait of a black hole |journal=Scientific American |volume=December |year=2009 |url=https://www.cfa.harvard.edu/~loeb/sciam2.pdf |publisher=Nature America, Inc |format=PDF }}</ref><ref name="teo">{{chú thích tạp chí |author=Edward Teo |title=Spherical Photon Orbits Around a Kerr Black Hole |url=https://link.springer.com/article/10.1023/A:1026286607562 |journal=General Relativity and Gravitation |volume=35 |year=2003 |issue=11 |pages=1909-1926 |doi=10.1023/A:1026286607562 |format=PDF |publisher=Kluwer Academic Publishers }}</ref>

===Vùng sản công===
{{chính|Vùng sản công}}
[[Tập tin:Ergosphere and event horizons of a rotating black hole.gif|lang=en|nhỏ|phải|250px|Minh họa giới hạn tĩnh (vùng sản công màu xám) và chân trời sự kiện lớp trong và lớp ngoài của một lỗ đen quay.
"a" là tham số Spin quay của lỗ đen; với giá trị a nhỏ mặt sản công trở thành một hình ellipsoid, trong khi với tham số a giá trị lớn dần tới 1, mặt sản công có hình quả bí ngô. Các hệ tọa độ sử dụng ở đây là hệ tọa độ Boyer-Lindquist và hệ tọa độ Kerr-Schild. Các trục có đơn vị GM/c². Nếu a=0 cả hai hệ tọa độ cho miêu tả chân trời sự kiện theo nghiệm Schwarzschild.]]
Có một vùng không thời gian bao quanh lỗ đen quay mà khi vật nằm trong vùng này nó không thể đứng im được gọi là mặt cầu sản công (ergosphere). Kết quả này là do ảnh hưởng của hiệu ứng [[kéo hệ quy chiếu]]; thuyết tương đối tổng quát tiên đoán rằng một vật quay quanh trục sẽ "kéo" không thời gian lân cận vật đó. Vì vậy bất kỳ vật nào nằm gần khối lượng quay sẽ bắt đầu chuyển động xoay quanh vật trung tâm theo chiều quay của nó. Đối với lỗ đen quay quanh trục, hiệu ứng trở lên rất mạnh gần chân trời sự kiện khiến ngay cả ánh sáng cũng không thể chuyển động ngược với chiều quay của lỗ đen.<ref>{{harvnb|Schutz|2009|pp=312}}</ref><ref>{{harvnb|Carroll|2004|loc=Ch. 6.6}}</ref>

Vùng sản công của lỗ đen quay giới hạn bởi chân trời sự kiện (ngoài) và bên trong một hình cầu dẹt tiếp xúc với chân trời sự kiện tại hai cực (xem hình). Biên phía ngoài này đôi khi còn gọi là ''mặt sản công''.

Các vật và bức xạ vẫn có thể thoát ra bên ngoài từ trong vùng sản công, chúng thoát ra theo hướng quay của lỗ đen đòi hỏi ít năng lượng hơn so với thoát theo hướng ngược lại. Thông qua [[cơ chế Penrose]], có thể thu năng lượng từ lỗ đen quay bằng cách gửi các vật từ xa bên ngoài vào vùng sản công. Khi vật ở trong vùng này thực hiện một cách nào đó tách nó ra làm hai vật, sao cho một vật rơi vào lỗ đen còn vật kia bắn ra khỏi vùng sản công. Penrose tính toán được khả năng vật bắn ra có năng lượng lớn hơn vật gửi vào. Năng lượng lấy đi này làm lỗ đen quay chậm dần lại theo thời gian, và khi nó ngừng quay thì sẽ không tồn tại vùng sản công nữa.<ref>{{harvnb|Carroll|2004|loc=Ch. 6.7}}</ref><ref>{{harvnb|Schutz|2009|pp=315-316}}</ref>

===Đi vào bên trong lỗ đen và du hành thời gian===
[[Tập tin:Einstein rings zoom web.gif|nhỏ|phải|250px|Minh họa đi vào chân trời lỗ đen.]]
*Xem thêm mô phỏng đi vào lỗ đen tại trang [http://jila.colorado.edu/~ajsh/insidebh/index.html jila.colorado.edu]

Mọi thứ rơi qua chân trời lỗ đen vào vùng kì dị đều bị phá hủy hoàn toàn. Nhưng ''giả sử'' có [[nhà du hành vũ trụ]] mạo hiểm bắt đầu tiến gần thăm dò một lỗ đen siêu khối lượng bằng con tàu của mình. Lúc ở xa, người đó và con tàu ở trong trạng thái [[không trọng lượng]] vì lực hấp dẫn khá yếu, cơ thể anh ta cũng không cảm thấy có lực kéo nào.<ref name="pbs1">{{Chú thích web |tiêu đề=Is time travel possible? |url=https://www.youtube.com/watch?v=X02WMNoHSm8 |work=Michio Kaku |nhà xuất bản=PBS |ngày truy cập=ngày 24 tháng 5 năm 2013}}</ref><ref name="baez1">{{Chú thích web |url=http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/fall_in.html |tiêu đề=What happen to you if you fall into a black hole? |work=Matt McIrvin |ngày truy cập=ngày 24 tháng 5 năm 2013}}</ref>

Đối với lỗ đen càng lớn, [[lực thủy triều]] gần chân trời sự kiện càng yếu hơn so với lỗ đen nhỏ hơn. Điều này cho phép con tàu có khả năng tiếp cận biên giới lỗ đen. Giả sử nhà du hành ngồi lái với chân anh ta hướng về lỗ đen. Càng gần biên giới, nhà du hành cảm thấy rõ rệt lực thủy triều tác động lên phía chân mạnh hơn so với phần đầu. Giả sử con tàu và nhà du hành chịu được sức ép và kéo; và băng qua chân trời sự kiện lỗ đen. Trong con tàu, nơi hệ tọa độ là cục bộ, anh ta sẽ không biết khi nào hay cảm giác gì lúc con tàu băng qua mặt biên này (ngoại trừ lực thuỷ triều).<ref name="pbs1"/><ref name="baez1"/>
*Trong lúc đi vào, nếu anh ta nhìn ngược ra phía ngoài vũ trụ, nhà du hành sẽ thấy các ngôi sao nằm lệch khỏi vị trí của chúng, càng vào sâu thì các ngôi sao càng sáng hơn và nằm gần nhau hơn. Điều này là do lỗ đen làm uốn cong không thời gian và hiệu ứng [[dịch chuyển đỏ do hấp dẫn]] làm bước sóng tia sáng phát ra từ các ngôi sao bị hút về lỗ đen dịch chuyển về phía tím nhiều hơn. Khi đã băng qua chân trời, chỉ hết thời gian hữu hạn đo ở trong con tàu, anh ta cùng con tàu sẽ không tránh khỏi bị phá hủy bởi hiệu ứng thủy triều cực mạnh và hòa vào vùng kì dị của lỗ đen.<ref name="pbs1"/><ref name="baez1"/>
*Còn đối với người ở ngoài xa lỗ đen, thông qua tín hiệu con tàu phát ra (hay hình ảnh của nó), họ sẽ thấy con tàu rơi chậm dần về phía chân trời sự kiện. Tín hiệu nhận được sẽ chuyển dần từ bước sóng ngắn sang bước sóng dài hơn hay dịch chuyển đỏ hơn. Và dường như phải đợi rất lâu (gần như lâu vô hạn, đo bởi đồng hồ nằm rất xa lỗ đen) để thấy con tàu rơi qua biên giới lỗ đen. Người ở xa nhận được tín hiệu có bước sóng càng lúc càng dài, đến khi thiết bị của họ không còn khả năng thu được bước sóng dài đó nữa thì coi như hình ảnh và tín hiệu con tàu đã biến mất.<ref name="pbs1"/><ref name="baez1"/><ref>{{harvnb|Carroll|2004|p=222}}</ref>

Trong trường hợp của lỗ đen tích điện (Reissner–Nordström) hay lỗ đen quay quanh trục (Kerr), khi rơi vào chúng, về lý thuyết có thể tránh được vùng kì dị hấp dẫn. Bằng cách mở rộng miêu tả toán học những nghiệm này lên mức tổng quát nhất có thể, các nhà vật lý nhận thấy có khả năng một người đi vào những lỗ đen này sẽ thoát sang một vùng không thời gian khác, và lúc này lỗ đen trở thành một chiếc cổng nối hay là [[lỗ sâu|lỗ sâu đục]].<ref>{{harvnb|Carroll|2004|pp=257–259 and 265–266}}</ref> Tuy nhiên xác suất để du hành sang một vũ trụ khác là rất thấp do chỉ cần một nhiễu loạn nhỏ trong lỗ đen sẽ ngay lập tức phá hủy chiếc cầu nối này và thay vào đó người đó sẽ rơi trở lại vùng kì dị hấp dẫn.<ref>{{chú thích tạp chí
|title=Black holes: the inside story
|first1=S. |last1=Droz
|first2=W. |last2=Israel
|first3=S. M. |last3=Morsink
|journal=Physics World
|volume=9 |issue=1 |pages=34–37 |year=1996
|url=https://sites.ualberta.ca/~morsink/blackhole/
|ref=harv
|bibcode = 1996PhyW....9...34D }}</ref> Cũng có một khả năng cho phép du hành theo những cung đóng kiểu thời gian (hay là quay ngược trở lại quá khứ của chính nhà du hành) xung quanh vòng kì dị của lỗ đen Kerr, nhưng nó lại dẫn đến những vấn đề nguyên nhân - kết quả như nghịch lý ông nội (người cháu có khả năng trở về quá khứ và gặp lại ông nội của mình).<ref>{{harvnb|Carroll|2004|p=266}}</ref> Các nhà lý thuyết cho rằng không thể tồn tại những khả năng kì lạ này một khi tính đến những hiệu ứng lượng tử cho lỗ đen mang điện tích hoặc quay quanh trục.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Poisson |first1=E.
|last2=Israel |first2=W.
|title=Internal structure of black holes
|journal=Physical Review D
|volume=41
|issue=6| page=1796 |year=1990
|doi=10.1103/PhysRevD.41.1796
|bibcode = 1990PhRvD..41.1796P }}</ref>

Nếu như nhà du hành thay vì đi thẳng vào lỗ đen, anh ta lái con tàu quay quanh nó rất nhiều vòng thì [[hiệu ứng giãn thời gian do hấp dẫn]] làm cho thời gian trôi trong con tàu chậm hơn so với thời gian đo bởi đồng hồ ở rất xa lỗ đen. Sau khi quay đủ nhiều vòng, con tàu rời lỗ đen và trở về nơi xuất phát. Lúc này nhà du hành có độ tuổi trẻ hơn nhiều so với những người tại đây, và coi như anh ta đã du hành đến tương lai của chính mình.<ref name="dailymail">{{Chú thích web |tiêu đề=How to build a time machine |url=https://www.dailymail.co.uk/home/moslive/article-1269288/STEPHEN-HAWKING-How-build-time-machine.html |work=Stephen Hawking |nhà xuất bản=dailymail.co.uk |ngày truy cập=ngày 24 tháng 5 năm 2013}}</ref>

==Sự hình thành và tiến hóa==

{{quote|Các hố đen có thể hình thành khi một ngôi sao khổng lồ bùng phát ra nhiên liệu hạt nhân và sụp đổ dưới trọng lực riêng của nó. Nếu ngôi sao đủ lớn không có lực nào có thể chống lại lực hấp dẫn ngày càng tăng, và nó sẽ sụp đổ đến một điểm mật độ vô hạn. Trước khi đạt đến giai đoạn này, trong phạm vi bán kính nhất định (chân trời sự kiện) bản thân ánh sáng trở nên bị mắc kẹt và vật thể trở nên vô hình.<ref name="OBL" />}}

Với những tính chất kỳ lạ của lỗ đen như đã nêu, một câu hỏi tự nhiên xuất hiện là những thiên thể kì quái này có tồn tại trong [[tự nhiên]] hay chúng chỉ là những nghiệm toán học trong phương trình Einstein. Năm 1939, trong một bài báo của Einstein, ông nghĩ là lỗ đen không hình thành trong vũ trụ, với lập luận rằng mô men động lượng quay của các hạt trong quá trình suy sụp giúp ổn định chúng tại một số bán kính nhất định.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Einstein |first=A.
|title=On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses
|journal= Annals of Mathematics
|volume=40 |issue = 4 |pages=922–936 |year=1939
|doi= 10.2307/1968902
|ref= harv
}}</ref><ref>{{harvnb|Thorne|1994|pp=135}}</ref><ref name="Bernstein">{{chú thích tạp chí |title=The Reluctant Father of Black Holes |author=Jeremy Bernstein |url=https://www.scientificamerican.com/article/the-reluctant-father-of-black-holes-2007-04/ |journal=[[Scientific American]] |year=2007 |volume=17 |pages=4-11 |doi=10.1038/scientificamerican0407-4sp |publisher=Nature publishing group}}</ref> Nhưng chỉ vài tháng sau, Oppenheimer và cộng sự lần đầu tiên chỉ ra khả năng lỗ đen hình thành như thế nào bằng thuyết tương đối tổng quát.<ref name="Bernstein"/> Khi Schwarzschild tìm ra nghiệm của ông, ban đầu các nhà vật lý nghĩ rằng lỗ đen có thể tồn tại tuân theo các định luật vật lý. Sau đó, trong nhiều năm Einstein và cộng đồng vật lý lại nghĩ nó không tồn tại, chỉ có một số người mới nghiêm túc quan tâm đến câu hỏi về sự tồn tại của thực thể này<ref>{{chú thích sách
|chapter=The Kerr and Kerr-Schild metrics
|first=R. P. |last=Kerr
|title=The Kerr Spacetime
|editor1-first=D. L. |editor1-last=Wiltshire
|editor2-first=M. |editor2-last=Visser
|editor3-first=S. M. |editor3-last=Scott
|publisher=Cambridge University Press
|year=2009
|isbn=978-0-521-88512-6
|arxiv=0706.1109
}}</ref> và cho đến cuối thập niên 1950, họ đã chứng minh được không thể có gì cản trở những ngôi sao khối lượng lớn suy sụp trở thành lỗ đen bao bởi chân trời sự kiện.<ref>{{harvnb|Thorne|1994|pp=138}}</ref>

Khi chân trời sự kiện hình thành trong giai đoạn suy sụp, Penrose chứng minh được là vùng kì dị hấp dẫn cũng phải hình thành ở bên trong nó.<ref name="penrose1965">
{{cite journal
 |last1=Penrose |first1=R. |authorlink1=Roger Penrose
 |date=1965
 |title=Gravitational Collapse and Space-Time Singularities
 |journal=[[Physical Review Letters]]
 |volume=14
 |issue=3 |page=57
 |doi=10.1103/PhysRevLett.14.57
|bibcode=1965PhRvL..14...57P
 |ref=harv
}}</ref> Ngay sau đó, Hawking chỉ ra rằng các mô hình miêu tả vũ trụ về thời điểm [[Vụ Nổ Lớn]] cũng xuất hiện những kì dị hấp dẫn mà không cần đến dạng vật chất lạ nào (xem [[định lý kì dị hấp dẫn Penrose-Hawking]]). Mêtric Kerr, định lý "không có tóc" các định luật của nhiệt động học lỗ đen cho thấy các tính chất vật lý của lỗ đen là đơn giản và có thể nắm bắt được, lúc này các thiên thể đặc từ những đối tượng lý thuyết trở thành ngành nghiên cứu của thiên văn vật lý.<ref name=HawkingPenrose1970>{{chú thích tạp chí
|first=S. W. |last=Hawking 
|first2=R. |last2=Penrose 
|title=The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology
|journal=Proceedings of the Royal Society A
|volume=314 |issue=1519 |pages=529–548
|month=January |year=1970
|doi=10.1098/rspa.1970.0021
|ref=harv
|jstor=2416467
|bibcode = 1970RSPSA.314..529H }}</ref> Quá trình cơ bản hình thành lỗ đen đó là sự [[suy sụp hấp dẫn]] của những thiên thể khối lượng lớn như các ngôi sao già..., nhưng cũng có những quá trình khác dẫn đến hình thành lỗ đen. Thông qua quan sát tại bước sóng vô tuyến, hồng ngoại và tia X...trên mặt đất hay từ các đài quan sát vệ tinh đã chứng tỏ là lỗ đen quả thực tồn tại trong vũ trụ.<ref name="WBH"/>

===Suy sụp hấp dẫn===
{{chính|Suy sụp hấp dẫn}}
[[Tập tin:Star collapse to black hole.png|nhỏ|phải|250px|Mô phỏng quá trình suy sụp hấp dẫn hình thành ra lỗ đen khối lượng sao và sóng hấp dẫn.]]
[[Tập tin:Animation of Supernova Producing a Black Hole (SN 1979C).ogv|nhỏ|upright=1.15|Minh họa vụ nổ siêu tân tinh từ sao khối lượng lớn hình thành lên lỗ đen.]]

Giai đoạn suy sụp hấp dẫn xuất hiện khi [[áp suất]] trong lòng vật thể không còn đủ lớn để chống lại lực hút hấp dẫn của chính nó. Đối với ngôi sao, quá trình này xuất hiện hoặc là do nó có quá ít "nhiên liệu" còn lại để duy trì nhiệt độ thông qua các phản ứng [[tổng hợp hạt nhân sao]], hoặc bởi vì ngôi sao nhận thêm vật chất từ môi trường hoặc từ sao đồng hành khiến cho lực hấp dẫn của nó lớn hơn áp suất trong lòng ngôi sao. Trong cả hai trường hợp, áp suất không đủ lớn để ngăn cản sự suy sụp hấp dẫn dưới chính khối lượng của nó.<ref name="Carroll5.8">{{harvnb|Carroll|2004|loc=Section 5.8}}</ref> Quá trình suy sụp có thể dừng lại bởi "áp suất lượng tử" của các thành phần hạt vật chất trong ngôi sao, hình thành lên dạng vật chất với mật độ rất lớn trong nó. Kết quả này mang lại có một số kiểu [[sao đặc]] khác nhau. Kiểu sao đặc hình thành phụ thuộc vào khối lượng vật chất còn lại sao khi những lớp bên ngoài đã bị thổi bay đi, như từ vụ nổ [[siêu tân tinh]] hoặc bởi gió sao thổi vật chất vào môi trường liên sao tạo nên [[tinh vân hành tinh]]. Do vậy khối lượng tàn dư thường nhỏ hơn rất nhiều khối lượng của sao gốc—ví dụ những thiên thể tàn dư có khối lượng trên 5 lần khối lượng Mặt Trời hình thành từ những ngôi sao ban đầu có khối lượng trên 20 lần khối lượng Mặt Trời trước khi nó suy sụp hấp dẫn.<ref name="Carroll5.8"/>

Nếu khối lượng tàn dư vượt hơn 3–4 khối lượng Mặt Trời ([[giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff]]<ref name="OV1939"/>)—do bởi ngôi sao gốc có khối lượng rất lớn hoặc do bởi thiên thể tàn dư tích tụ thêm vật chất thông qua đĩa bồi tụ—thì ngay cả áp suất lượng tử của các hạt [[neutron]] (tuân theo nguyên lý loại trừ Pauli) là không đủ lớn để ngăn cản lực hấp dẫn để tiến tới suy sụp hấp dẫn. Không một cơ chế nào khác (ngoại trừ khả năng áp suất gây bởi vật chất [[quark]], xem [[sao quark]]) đủ mạnh để ngăn cản sự nổ vào bên trong và thiên thể đặc không thể tránh khỏi hình thành lên lỗ đen.<ref name="Carroll5.8"/>

Các nhà vật lý lý thuyết cho rằng các lỗ đen khối lượng sao hình thành từ quá trình suy sụp hấp dẫn của các ngôi sao gốc khối lượng lớn. [[Sự hình thành sao]] trong lúc vũ trụ còn sơ khai có thể dẫn đến những ngôi sao có khối lượng rất lớn, với giai đoạn cuối đời của chúng tạo ra những lỗ đen khối lượng cỡ ~10<sup>2</sup> khối lượng Mặt Trời. Những lỗ đen này có thể là mầm hình thành lên lỗ đen siêu khối lượng thường tìm thấy tại trung tâm của các thiên hà.<ref name="ReesVolonteri">{{chú thích sách
|first1 = M. J. |last1=Rees
|first2 = M. |last2=Volonteri
|chapter= Massive black holes: formation and evolution
|title = Black Holes from Stars to Galaxies—Across the Range of Masses
|editor1-first=V. | editor1-last=Karas
|editor2-first=G. | editor2-last=Matt
|pages = 51–58
|publisher = Cambridge University Press
|year = 2007
|isbn =978-0-521-86347-6
|arxiv = astro-ph/0701512
}}</ref>

Trong khi đa số năng lượng giải phóng trong quá trình suy sụp hấp dẫn phát ra rất nhanh, một người ở xa bên ngoài không thực sự nhìn thấy quá trình này kết thúc. Ngay cả khi nó chỉ diễn ra trong một thời gian hữu hạn đối với [[hệ quy chiếu]] của vật chất đang rơi suy sụp, quan sát viên ở xa sẽ thấy vật chất rơi về trung tâm chậm dần và dừng lại ngay trước chân trời sự kiện, do hiệu ứng "giãn thời gian do hấp dẫn". Ánh sáng phát ra từ vật chất co sụp càng mất thời gian lâu hơn để đến được vùng bên ngoài, với ánh sáng phát ra ngay trước khi vật chất băng qua chân trời sự kiện mất khoảng thời gian gần vô hạn để tới được quan sát viên. Do vậy, người này sẽ không thể nhìn thấy hình thành chân trời sự kiện của lỗ đen. Vật chất suy sụp theo thời gian trở lên mờ hơn và bước sóng ánh sáng phát ra dịch chuyển về phía đỏ nhiều hơn và cuối cùng tàn lụi đi, không còn thứ ánh sáng nào nữa.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Penrose |first1=R. 
|title=Gravitational Collapse: The Role of General Relativity
|journal=General Relativity and Gravitation
|volume=34
|issue=7 |page=1141 |year=2002
|doi=10.1023/A:1016578408204
|url=http://www.imamu.edu.sa/Scientific_selections/abstracts/Physics/Gravitational%20Collapse%20The%20Role%20of%20General.pdf
|bibcode = 2002GReGr..34.1141P }}</ref>

====Lỗ đen nguyên thủy sau Vụ Nổ Lớn====
Suy sụp hấp dẫn đòi hỏi mật độ vật chất lớn. Trong kỷ nguyên hiện tại của vũ trụ những mật độ cao này chỉ tồn tại trong các sao, nhưng vào lúc vũ trụ mới hình thành sau [[Vụ Nổ Lớn]] mật độ vật chất lúc đó rất cao, với khả năng cho phép hình thành các lỗ đen nguyên thủy. Nếu chỉ có mật độ cao không thôi thì chưa đủ để cho phép hình thành lỗ đen bởi vì sự phân bố khối lượng đồng đều không khiến vật chất tích tụ lại với nhau. Để những [[lỗ đen nguyên thủy]] hình thành trong môi trường đậm đặc này, ban đầu phải có sự thăng giáng mật độ cho phép vật chất tích tụ lại với nhau nhờ lực hấp dẫn. Các mô hình khác nhau về thời kỳ sơ khai của vũ trụ cho những tiên đoán khác nhau về mức độ thăng giáng này. Một số mô hình tiên đoán các lỗ đen nguyên thủy sẽ hình thành, từ cấp độ [[khối lượng Planck]] cho đến hàng trăm lần khối lượng Mặt Trời.<ref>{{chú thích sách
|last1=Carr |first1=B. J.
|chapter=Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?
|editor1-first=H. |editor1-last=Suzuki
|editor2-first=J. |editor2-last=Yokoyama
|editor3-first=Y. |editor3-last=Suto
|editor4-first=K. |editor4-last=Sato
|title=Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology
|publisher=Universal Academy Press
|year=2005
|isbn=4-946443-94-0
|arxiv=astro-ph/0511743
}}</ref> Lỗ đen nguyên thủy có thể tham gia vào quá trình hình thành lên lỗ đen khối lượng trung gian và lỗ đen siêu khối lượng.

===Hình thành từ các hạt va chạm năng lượng cao===
[[Tập tin:ATLAS TGC chamber (November 2006).jpg|nhỏ|phải|250px|Máy dò ATLAS của [[Máy gia tốc hạt lớn|LHC]].]]
Ngoài quá trình suy sụp hấp dẫn hình thành lên lỗ đen, về nguyên lý thì những va chạm hạt [[vật lý hạt|năng lượng cao]] trong các [[máy gia tốc]] cũng có thể hình thành lỗ đen khi đạt mật độ cho phép.<ref name="Science2010">{{Chú thích web |url=http://news.sciencemag.org/sciencenow/2010/01/22-01.html |tiêu đề=Colliding Particles Can Make Black Holes |work=Adrian Cho |nhà xuất bản=[[Science]] |ngày tháng=ngày 22 tháng 1 năm 2010 |ngày truy cập=ngày 22 tháng 5 năm 2013 }}</ref> Cho đến 2013, chưa một sự kiện nào được xác nhận, trực tiếp hay gián tiếp, một [[lỗ đen siêu nhỏ]] hình thành trong các máy gia tốc hạt.<ref name="Cavaglia">{{Chú thích web
|họ 1=Cavaglià |tên 1=Marco 
|tiêu đề=Particle accelerators as black hole factories?
|ngày tháng=2010
|nhà xuất bản=Viện Vật lý hấp dẫn Max Planck - Viện Albert Einstein
|url=http://www.einstein-online.info/spotlights/accelerators_bh.1.html
|ngày truy cập=ngày 22 tháng 5 năm 2013 }}</ref> Về mặt lý thuyết, giới hạn khối lượng cho phép hình thành lỗ đen siêu nhỏ nằm trong khoảng [[khối lượng Planck]] (''m''<sub>P</sub> = {{radic|''[[hằng số Planck|ħ]][[tốc độ ánh sáng|c]]''/''[[hằng số hấp dẫn|G]]''}} ≈ {{val|1.2|e=19|ul=GeV/c2}} ≈ {{val|2.2|e=-8|u=kg}}), nơi các hiệu ứng lượng tử có ảnh hưởng đáng kể.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Harada |first1=T.
|title=Is there a black hole minimum mass?
|journal=Physical Review D
|volume=74
|issue=8 |page=084004 |year=2006
|doi=10.1103/PhysRevD.74.084004
|arxiv=gr-qc/0609055
|bibcode = 2006PhRvD..74h4004H }}</ref> Giới hạn này cho thấy trong mức hoạt động hiện nay của một số máy gia tốc thì không có khả năng sinh ra các lỗ đen siêu nhỏ. Mặt khác, một số lý thuyết về hấp dẫn lượng tử cho kết quả khối lượng Planck có thể còn có giá trị thấp hơn: có mô hình "thế giới brane" tính ra giá trị này bằng {{val|1|u=TeV/c2}}.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Arkani–Hamed |first=N.
|last2=Dimopoulos |first2=S.
|last3=Dvali |first3=G.
|title=The hierarchy problem and new dimensions at a millimeter
|journal=Physics Letters B
|volume=429
|issue=3–4 |page=263 |year=1998
|arxiv=hep-ph/9803315
|doi=10.1016/S0370-2693(98)00466-3
|ref=harv
|bibcode = 1998PhLB..429..263A }}</ref><ref name="phys13">{{chú thích tạp chí |authors=William E. East and Frans Pretorius |title=Micro black holes could form at lower-than-expected energies |url=https://physicsworld.com/a/micro-black-holes-could-form-at-lower-than-expected-energies/ |journal=Phys. Rev. Lett. |volume=110 |issue=10 |year=2013 |publisher=American Physical Society |doi=10.1103/PhysRevLett.110.101101 |arxiv=1210.0443v2 }}</ref> Điều này cho phép các lỗ đen vi mô có thể sinh ra trong tích tắc tại những va chạm năng lượng cao của LHC tại [[CERN]], hoặc chúng có thể sinh ra từ những [[tia vũ trụ]] năng lượng cao đi vào bầu khí quyển Trái Đất.<ref name="Cavaglia"/> Mặc dù các lý thuyết là rất gợi mở, nhưng một số nhà vật lý không ủng hộ cho khả năng xuất hiện các lỗ đen siêu nhỏ trong các máy gia tốc nhân tạo.<ref name="LHCsafety">{{Chú thích web
|url=http://lsag.web.cern.ch/lsag/LSAG-Report.pdf
|tiêu đề=Review of the Safety of LHC Collisions
|tác giả 1=LHC Safety Assessment Group
|nhà xuất bản=CERN
}}</ref> Ngay cả khi những lỗ đen này hình thành, theo lý thuyết chúng sẽ nhanh chóng [[sự bốc hơi của lỗ đen|bốc hơi]] với khoảng thời gian 10<sup>−25</sup> giây, và không gây ảnh hưởng đến Trái Đất.<ref name="Cavaglia"/> Sự hình thành lỗ đen vi mô cũng liên quan tới [[#Phỏng đoán vòng|phỏng đoán vòng]] về chu vi giới hạn của vật thể sau quá trình va chạm hoặc suy sụp.<ref name="Berger"/><ref name="phys13"/>

===Phát triển và sáp nhập===
[[Tập tin:This visualization shows what Einstein envisioned.jpg|nhỏ|phải|250px|Mô phỏng hai lỗ đen sáp nhập và phát ra sóng hấp dẫn. ''[https://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/gwave.html NASA Achieves Breakthrough In Black Hole Simulation]''.]]
[[Tập tin:OJ287.svg|nhỏ|phải|250px|Hai lỗ đen trong hệ OJ 287.<ref name="OJ287"/>]]

Trong thời gian tồn tại của lỗ đen, nó có thể tăng thêm khối lượng bằng quá trình hút vật chất từ không gian xung quanh vào. Nó sẽ liên tục hấp thụ khí và bụi liên sao từ môi trường xung quanh và cả [[bức xạ nền vi sóng vũ trụ]]. Quá trình hấp thụ khối lượng là một trong những quá trình cơ bản hình thành lên lỗ đen siêu khối lượng.<ref name="ReesVolonteri"/> Và có thể quá trình này cũng áp dụng cho các lỗ đen khối lượng trung gian nằm ở các [[cụm sao cầu]].<ref>{{chú thích tạp chí
|first1=E. |last1=Vesperini
|first2=S. L. W. |last2=McMillan
|first3=A. |last3=D'Ercole
|first4=F. |last4=D'Antona
|display-authors=3
|title=Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters
|journal=The Astrophysical Journal Letters
|volume=713 |issue=1
|pages=L41–L44 |year=2010
|doi=10.1088/2041-8205/713/1/L41
|arxiv=1003.3470
|bibcode = 2010ApJ...713L..41V }}</ref>

Một cơ chế khác đó là lỗ đen sáp nhập với các thiên thể khác như sao hay chính lỗ đen. Quá trình này đặc biệt quan trọng vì nó mang lại khả năng giải thích hợp lý tại sao lại có những lỗ đen khổng lồ, mà chúng hình thành từ việc sáp nhập nhiều lỗ đen nhỏ hơn.<ref name="ReesVolonteri"/> Các lỗ đen khối lượng khổng lồ nằm tại tâm mỗi thiên hà có thể sáp nhập với nhau trong giai đoạn hai thiên hà va chạm và sáp nhập, và quá trình này có thể xảy ra đối với lỗ đen khối lượng trung gian, như [[Omega Centauri]].<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Zwart |first1=S. F. P.
|last2=Baumgardt |first2=H.
|last3=Hut |first3=P.
|last4=Makino |first4=J.
|last5=McMillan |first5=S. L. W.
|display-authors=3
|title=Formation of massive black holes through runaway collisions in dense young star clusters
|journal=Nature
|volume=428
|issue=6984 |page=724 |year=2004
|doi=10.1038/nature02448
|pmid=15085124
|arxiv = astro-ph/0402622 |bibcode = 2004Natur.428..724P }}</ref><ref>{{chú thích tạp chí
|last1=O'Leary |first1=R. M.
|last2=Rasio |first2=F. A.
|last3=Fregeau |first3=J. M.
|last4=Ivanova |first4=N.
|last5=O'Shaughnessy |first5=R.
|display-authors=3
|title=Binary Mergers and Growth of Black Holes in Dense Star Clusters
|journal=The Astrophysical Journal
|volume=637
|issue=2 |page=937 |year=2006
|doi=10.1086/498446
|arxiv=astro-ph/0508224 |bibcode=2006ApJ...637..937O
}}</ref>

Quá trình thu hút vật chất về phía lỗ đen sẽ hình thành lên một đĩa sáng [[bồi tụ (thiên văn học)|bồi tụ]] chứa vật chất trạng thái plasma nóng hàng triệu độ, và vùng này phát ra nguồn tia X rất mạnh.<ref name="Muller">{{Chú thích web |url=http://www.einstein-online.info/spotlights/accretion.html |tiêu đề=Luminous disks: How black holes light up their surroundings |work=Andreas Müller |nhà xuất bản=Albert Einstein Institute |ngày tháng=2010 |ngày truy cập=ngày 24 tháng 5 năm 2013}}</ref><ref>{{chú thích tạp chí |author=J. M. Corral-Santana et al |title=A Black Hole Nova Obscured by an Inner Disk Torus |journal=Science |volume=339 |issue=6123 |pages=1048-1051 |year=2013 |publisher=AAAS |doi=10.1126/science.1228222}}</ref> [[chớp gamma|Chớp tia gamma]] thu được từ các đài quan sát vệ tinh phát ra từ những nguồn ở rất xa cũng có thể giải thích từ quá trình sáp nhập hai sao đặc hoặc bởi lỗ đen hút các sao đặc khác. Thông qua nguồn tia X mà các nhà thiên văn có thể nhận biết ra sự tồn tại của lỗ đen.<ref name="NuStar"/>

Hai lỗ đen quay quanh nhau sẽ phát ra [[sóng hấp dẫn]] mang năng lượng của hệ đi. Do mất năng lượng, chúng sẽ có quỹ đạo càng gần nhau hơn, cuối cùng khi hòa nhập lại sẽ hình thành một lỗ đen khối lượng lớn hơn và quay rất nhanh quay trục. Lỗ đen mới có thể bị đẩy ra khỏi vùng của hai lỗ đen ban đầu với vận tốc cỡ 400&nbsp;km/s, và thậm chí sau thời gian dài nó có thể thoát khỏi thiên hà ban đầu.<ref name="KoppitzPollney2007">{{chú thích tạp chí|last1=Koppitz|first1=Michael|last2=et al|title=Recoil Velocities from Equal-Mass Binary-Black-Hole Mergers|journal=Physical Review Letters|volume=99|issue=4|year=2007|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.99.041102 |arxiv=gr-qc/0701163v2 |url=https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.99.041102}}</ref>

===Bốc hơi===
{{chính|Bức xạ Hawking}}

Năm 1974, Hawking chứng minh rằng lỗ đen không hoàn toàn đen mà có phát ra một lượng nhỏ [[bức xạ nhiệt]];<ref name=Hawking1974>{{chú thích tạp chí
|last=Hawking |first=S. W.
|title=Black hole explosions?
|journal=Nature
|year=1974 |volume=248
|issue=5443 |pages=30–31
|doi=10.1038/248030a0
|ref=harv
|bibcode = 1974Natur.248...30H }}</ref> một hiệu ứng mà ngày nay gọi là [[bức xạ Hawking]]. Bằng cách áp dụng lý thuyết trường lượng tử cho một lỗ đen đứng yên trong không thời gian, ông xác định được nó sẽ phát ra các hạt trong phổ bức xạ vật đen tuyệt đối. Từ sau bài báo của Hawking, nhiều người đã xác nhận kết quả theo nhiều cách tiếp cận khác nhau.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Page|first=D. N.
|title=Hawking radiation and black hole thermodynamics
|journal=New Journal of Physics
|volume=7 |page=203 |year=2005
|arxiv=hep-th/0409024
|doi=10.1088/1367-2630/7/1/203
|ref=harv
|bibcode = 2005NJPh....7..203P }}</ref> Nếu lý thuyết của Hawking về lỗ đen bức xạ là đúng, thì các lỗ đen sẽ giảm dần khối lượng và bốc hơi sau một thời gian bởi vì chúng mất khối lượng thông qua năng lượng của các hạt phát ra.<ref name=Hawking1974/> Nhiệt độ của phổ bức xạ (nhiệt độ Hawking) tỷ lệ với giá trị hấp dẫn bề mặt của lỗ đen, mà đối với lỗ đen Schwarzschild, nhiệt độ tỷ lệ nghịch với khối lượng của nó. Do vậy, các lỗ đen khối lượng lớn phát ra ít bức xạ hơn so với lỗ đen khối lượng nhỏ hơn.<ref>{{harvnb|Carroll|2004|loc=Ch. 9.6}}</ref>

Giả sử một lỗ đen có khối lượng bằng khối lượng Mặt Trời thì nó có nhiệt độ Hawking bằng 100 [[Kelvin|nanokelvin]]. Giá trị này nhỏ hơn hẳn nhiệt độ 2,7 K của bức xạ nền vi sóng vũ trụ. Do đó lỗ đen khối lượng sao hay lớn hơn sẽ nhận thêm khối lượng từ bức xạ nền vũ trụ so với lượng nhỏ bức xạ Hawking chúng phát ra, và vì vậy chúng lớn lên thay vì nhỏ dần đi. Để có nhiệt độ Hawking lớn hơn 2,7 K (và cho phép bốc hơi), lỗ đen phải có khối lượng nhỏ hơn khối lượng [[Mặt Trăng]]. Những lỗ đen này chỉ có đường kính bé hơn 1/10 của milimét.<ref>{{Chú thích web
|url=http://www.einstein-online.info/elementary/quantum/evaporating_bh.html
|tiêu đề=Evaporating black holes?
|work=Einstein online
|nhà xuất bản=Max Planck Institute for Gravitational Physics
|năm=2010
|ngày truy cập = ngày 12 tháng 12 năm 2010}}</ref>

Lỗ đen càng nhỏ thì hiệu ứng bức xạ càng mạnh. Một lỗ đen có khối lượng bằng người bình thường sẽ ngay lập tức bốc hơi. Lỗ đen khối lượng bằng chiếc ô tô có đường kính khoảng 10<sup>−24</sup> m bốc hơi xấp xỉ sau 1 nano giây, lúc đó nó sẽ [[độ sáng|phát sáng]] gấp 200 lần [[độ sáng Mặt Trời]]. Lỗ đen nhỏ hơn có thời gian bốc hơi ngắn hơn nữa; lỗ đen khối lượng 1 TeV/''c''<sup>2</sup> chỉ cần ít hơn 10<sup>−88</sup> giây để biến mất. Đối với những lỗ đen vi mô, các nhà khoa học kỳ vọng hiệu ứng [[hấp dẫn lượng tử]] trở lên đáng kể—mặc dù những phát triển hiện tại không cho thấy điều này<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Giddings |first1=S. B.
|last2=Mangano |first2=M. L.
|title=Astrophysical implications of hypothetical stable TeV-scale black holes
|journal=Physical Review D
|volume=78
|issue=3|page=035009|year=2008
|doi=10.1103/PhysRevD.78.035009
|arxiv=0806.3381
|bibcode = 2008PhRvD..78c5009G }}</ref>—và trên lý thuyết cho phép những lỗ đen vi mô có thể tồn tại ổn định.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Peskin |first1=M. E.
|title=The end of the world at the Large Hadron Collider?
|journal=Physics
|volume=1|page=14|year=2008
|doi=10.1103/Physics.1.14
|bibcode = 2008PhyOJ...1...14P }}
</ref> Tuy lỗ đen có thể bốc hơi theo lý thuyết, nhưng nó không thể tách thành hai lỗ đen nhỏ hơn, lỗ đen chỉ có thể sáp nhập với nhau.<ref>{{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=Ch 33}}</ref>

==Quan sát==
{{multiple image |align=center |total_width=850 |direction=horizontal |header=Thiên hà [[Messier 87]] chứa lỗ đen trung tâm được chụp ảnh đầu tiên |image1=PIA23122-M87-SMBH-SpitzerST-Context-20190424.jpg |caption1=<div align="center">Các thiên hà xung quanh</div> |image2=PIA23122-M87-SMBH-SpitzerST-Closeup-20190424.jpg ||caption2=<div align="center">chụp vùng trung tâm thiên hà</div> |image3=Black hole - Messier 87 crop max res.jpg |caption3=<div align="center">[[kính thiên văn Chân trời sự kiện|ảnh lỗ đen siêu khối lượng]]</div> }}

Theo tính chất của lỗ đen, nó không trực tiếp phát ra bất kỳ một tín hiệu nào ngoài giả thiết bức xạ Hawking; do trong phạm vi thiên văn vật lý bức xạ Hawking là rất yếu, cho nên không thể quan sát thấy bức xạ này từ Trái Đất. Trường hợp ngoại lệ cho bức xạ Hawking đó là giai đoạn cuối cùng của những lỗ đen nguyên thủy bốc hơi phát ra nó; mặc dù chưa tìm kiếm thành công và điều này đặt ra giới hạn cho khả năng tồn tại bức xạ này từ những lỗ đen nguyên thủy.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Fichtel |first1=C. E.
|last2=Bertsch |first2=D. L.
|last3=Dingus |first3=B. L.
|last4=Esposito |first4=J. A.
|last5=Hartman |first5=R. C.
|last6=Hunter |first6=S. D.
|last7=Kanbach |first7=G.
|last8=Kniffen |first8=D. A.
|last9=Lin |first9=Y. C.
|display-authors=3
|title=Search of the energetic gamma-ray experiment telescope (EGRET) data for high-energy gamma-ray microsecond bursts
|journal=Astrophysical Journal
|volume=434 |issue=2 |pages=557–559 |year=1994
|doi=10.1086/174758
|ref=harv |bibcode=1994ApJ...434..557F}}</ref> Kính thiên văn không gian tia gamma Fermi của NASA phóng lên 2008 với một trong những mục đích của nó là thu thập những tín hiệu này.<ref>{{Chú thích web
|tên 1=R. |họ 1=Naeye
|tiêu đề=Testing Fundamental Physics
|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/testing_fundamental_physics.html
|nhà xuất bản=NASA
|ngày truy cập = ngày 16 tháng 9 năm 2008}}</ref>

Quan sát thiên văn vật lý về lỗ đen phải dựa trên những quan sát gián tiếp. Sự tồn tại của lỗ đen có thể suy ra từ các ảnh hưởng hấp dẫn của nó với môi trường xung quanh. Một trong số những cuộc khảo sát đó là dự án "[[Kính thiên văn Chân trời sự kiện]]" hợp tác giữa các tổ chức quốc tế đang nỗ lực lần đầu tiên quan sát trực tiếp được vùng bao quanh chân trời sự kiện của lỗ đen.<ref>{{Chú thích web |url=http://eventhorizontelescope.org/index.html |tiêu đề= Event Horizon Telescope |nhà xuất bản= NSF |ngày truy cập= ngày 6 tháng 4 năm 2012 }}</ref>

=== Đo sóng hấp dẫn từ hai hố đen sáp nhập ===
[[tập tin:Warped Space and Time Around Colliding Black Holes (Courtesy Caltech-MIT-LIGO Laboratory, produced by SXS project).webm|thumb|Mô phỏng chuyển động quỹ đạo xoáy tròn và hợp nhất của hai hố đen tương tự với sự kiện GW150914.]]
Ngày 14 tháng 9 năm 2015, hai Trạm quan sát sóng hấp dẫn bằng giao thoa kế laser [[LIGO]] đã [[quan sát trực tiếp sóng hấp dẫn lần đầu tiên|đo được trực tiếp]] sóng hấp dẫn.<ref name="PRL-20160211">{{cite journal |author=Abbott, B.P. |title=Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger |url=http://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.061102 |journal=Phys. Rev. Lett. |volume=116 |pages=061102 |year=2016 |doi=10.1103/PhysRevLett.116.061102 |display-authors=etal|arxiv = 1602.03837 |bibcode = 2016PhRvL.116f1102A |pmid=26918975}}</ref><ref name="NYT-20160211-db">{{chú thích báo |last=Overbye |first=Dennis |title=Physicists Detect Gravitational Waves, Proving Einstein Right |url=http://www.nytimes.com/2016/02/12/science/ligo-gravitational-waves-black-holes-einstein.html |date=ngày 11 tháng 2 năm 2016 |work=[[New York Times]] |accessdate=ngày 11 tháng 2 năm 2017 }}</ref> Tín hiệu thu được khớp với dự đoán bằng lý thuyết và mô phỏng máy tính cho sóng hấp dẫn phát ra từ sự sáp nhập của hai lỗ đen: một hố đen có khối lượng 36 lần khối lượng Mặt Trời, và hố đen kia có khối lượng 29 lần khối lượng Mặt Trời (đo trong hệ quy chiếu gắn với hệ).<ref name="PRL-20160211"/><ref name="Properties">{{cite journal | publisher = LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration | last1 = Abbott | first1 = Benjamin P. | arxiv=1602.03840 | title=Properties of the binary black hole merger GW150914 |journal=Phys. Rev. Lett.|volume=116|issue=24|doi=10.1103/PhysRevLett.116.241102 | date=ngày 14 tháng 6 năm 2016}}</ref> Quan sát này cung cấp chứng cứ cụ thể nhất cho sự tồn tại của lỗ đen cho tới ngày nay. Ví dụ, tín hiệu sóng hấp dẫn gợi ra rằng khoảng cách giữa hai vật thể trước va chạm chỉ bằng 350&nbsp;km (hay gần bằng 4 lần bán kính Schwarzschild tương ứng với khối lượng của vật thể). Hai vật thể này từ đó phải cực kỳ đặc, để lại cách giải thích hợp lý nhất chúng phải thực sự là các hố đen.<ref name="PRL-20160211"/>

Quan trọng hơn, tín hiệu đo được bởi LIGO cũng thu được giai đoạn sau sáp nhập (ringdown), tín hiệu phát ra từ vật thể đặc mới hình thành nhanh chóng tắt tới trạng thái dừng (nếu không phải là lỗ đen, tín hiệu sau va chạm sẽ thăng giáng rất lớn bởi sự kiện va chạm của hai vật thể có khối lượng cỡ như thế). Có thể nói, tín hiệu dao động tắt lịm nhanh chóng sau va chạm là cách trực tiếp nhất để khẳng định đó là một lỗ đen.<ref name="Cardoso2016">{{cite journal 
|author1=Cardoso, V. |author2=Franzin, E. |author3= Pani, P. |title=Is the gravitational-wave ringdown a probe of the event horizon?
|doi=10.1103/PhysRevLett.116.171101 
|journal=[[Physical Review Letters]]
|arxiv=1602.07309
|year=2016 |volume=116 |bibcode=2016PhRvL.116q1101C}}</ref> Từ dữ liệu của LIGO, có thể phân tích ra tần số và thời gian tắt của giai đoạn ringdown này. Từ tần số và tốc độ biến thiên tần số đo được ở giai đoạn này, các nhà vật lý tính ra được khối lượng và mô men động lượng của vật thể cuối cùng, mà giá trí tính được khớp một cách độc lập với mô phỏng bằng [[siêu máy tính]] của sự kiện va chạm và sáp nhập.<ref name="tests"/> Tần số và khoảng thời gian biến thiên của mốt điển hình được xác định bởi hình học của mặt cầu photon. Vì vậy, quan sát mốt này xác nhận sự có mặt của mặt cầu photon, tuy nhiên nó không thể ngoại trừ khả năng kỳ lạ khác thay cho hố đen mà vật thể đủ đặc để có một mặt cầu photon.<ref name="Cardoso2016"/>

Quan sát này cũng lần đầu tiên cung cấp bằng chứng thực nghiệm về sự tồn tại của cặp lỗ đen khối lượng sao. Hơn nữa, đây là chứng cứ thực tế đầu tiên về những lỗ đen có khối lượng lớn hơn 25 lần khối lượng Mặt Trời.<ref name="implications">{{cite journal
|publisher = LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration
|title=Astrophysical Implications of the Binary Black Hole Merger GW150914
|doi=10.3847/2041-8205/818/2/L22
|journal=Astrophys. J. Lett.
|volume=818
|number=2
|pages=L22
|url=https://dcc.ligo.org/P1500262/public
|arxiv = 1602.03846 |bibcode = 2016ApJ...818L..22A }}</ref>

===Đĩa bồi tụ vật chất===
{{Xem thêm|Đĩa bồi tụ}}
[[Tập tin:A star is consumed by a black hole.ogv|nhỏ|upright=1.15|Mô phỏng máy tính một lỗ đen hút vật chất từ ngôi sao. Chấm xanh là vị trí của lỗ đen.]]
[[Tập tin:Intermediate-mass black hole in a globular cluster 2010.jpg|nhỏ|phải|250px|Nguồn tia X siêu sáng (chấm lớn phía trên bên trái) phát ra khi lỗ đen phá hủy một sao lùn trắng. Ảnh của kính thiên văn tia X Chandra.]]

Theo [[định luật bảo toàn mô men động lượng]], khí và bụi rơi vào "giếng hấp dẫn" của vật thể lớn sẽ hình thành lên cấu trúc dạng đĩa chứa plasma bao quanh vật thể. Plasma tiếp xúc ma sát với nhau do mô men động lượng truyền từ bên ngoài vào, dẫn đến giải phóng năng lượng dưới dạng bức xạ điện từ và làm tăng [[nhiệt độ]] của đĩa bồi tụ lên hàng triệu độ.<ref name="Muller"/><ref name=McClintockRemillard2006>{{chú thích sách
|last1=McClintock |first1=J. E.
|last2=Remillard |first2=R. A.
|contribution=Black Hole Binaries
|editor1-first=W. |editor1-last=Lewin
|editor2-first=M. |editor2-last=van der Klis
|title=Compact Stellar X-ray Sources
|year=2006
|publisher=Cambridge University Press
|isbn=0-521-82659-4
|arxiv=astro-ph/0306213
}} phần 4.1.5.</ref> Nguồn bức xạ sóng ngắn phát ra từ vùng bồi tụ của [[sao lùn trắng]], [[sao neutron]] hoặc lỗ đen cho phép các kính thiên văn phát hiện ra nguồn này. Quá trình bồi tụ là một trong những quá trình sản sinh năng lượng hiệu quả nhất từng được biết; tới khoảng 40% khối lượng nghỉ của vật chất trong đĩa bị [[Sự tương đương khối lượng-năng lượng|biến đổi]] thành dạng năng lượng bức xạ.<ref name=McClintockRemillard2006/> (ở các [[phản ứng tổng hợp hạt nhân]] chỉ khoảng 0,7% khối lượng nghỉ giải phóng dưới dạng năng lượng bức xạ.) Trong nhiều trường hợp, đĩa bồi tụ thường đi kèm với [[chùm tia tương đối tính]] phát ra dọc hai cực của thiên thể đặc, mang theo năng lượng với các hạt có vận tốc rất lớn. Các nhà vật lý vẫn chưa hiểu thực sự cơ chế hình thành những tia này.

Một trong những cơ chế lý giải hình thành các tia phát ra từ hai cực lỗ đen đó là do sự kết hợp giữa vùng sản công và từ trường lỗ đen tác động lên các hạt vật chất rơi về lỗ đen, một số rơi qua chân trời sự kiện, một số vật chất bắn ngược ra bên ngoài tạo nên hai tia đối cực.<ref>{{harvnb|Schutz|2009|pp=317}}</ref>

Nhiều hiện tượng năng lượng cao trong vũ trụ có nguồn gốc từ đĩa bồi tụ vật chất quanh lỗ đen. Đặc biệt, [[nhân thiên hà hoạt động]] hoặc [[quasar]] được cho là do bức xạ phát ra từ đĩa vật chất bao quanh lỗ đen siêu khối lượng.<ref name="CMS1999"/> Tương tự, nguồn tia X trong những hệ [[sao đôi]] xuất phát từ một trong hai thiên thể là sao đặc với đĩa bồi tụ.<ref name="CMS1999"/> Một số [[nguồn tia X siêu sáng]] có thể là các vùng bồi tụ quanh lỗ đen khối lượng trung gian.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Winter |first=L. M.
|last2=Mushotzky |first2=R. F.
|last3=Reynolds |first3=C. S.
|title=XMM‐Newton Archival Study of the Ultraluminous X‐Ray Population in Nearby Galaxies
|year=2006
|journal=The Astrophysical Journal
|volume=649 |issue=2 |page=730
|arxiv=astro-ph/0512480
|doi=10.1086/506579
|ref=harv |bibcode=2006ApJ...649..730W
}}</ref> Do hiệu ứng lực thủy triều, nhiệt độ trong các đĩa bồi tụ của lỗ đen khối lượng sao lớn hơn nhiệt độ của đĩa bồi tụ ở lỗ đen siêu khối lượng.<ref name="Muller1"/> Phổ bức xạ mạnh nhất phát ra từ vùng bồi tụ của lỗ đen siêu khổng lồ là miền [[tử ngoại]], trong khi đối với các lỗ đen khối lượng sao là miền tia X. Tuy vậy, độ sáng phát ra từ vùng lân cận quanh lỗ đen siêu khối lượng lại sáng hơn hàng trăm nghìn tỷ lần Mặt Trời, trong khi đối với lỗ đen khối lượng sao là hàng triệu lần độ sáng Mặt Trời.<ref name="Muller1"/>

===Nguồn tia X trong hệ sao đôi===
{{Xem thêm|Nguồn tia X trong hệ sao đôi}}
[[Tập tin:How to Measure the Spin of a Black Hole.jpg|nhỏ|trái|250px|Minh họa mô hình cơ bản nhằm xác định tốc độ quay của lỗ đen. ''[https://www.nasa.gov/home/hqnews/2013/feb/HQ_13-063_NuSTAR_Black_Hole_Spin.html Ảnh của NuStar - NASA]''.]]

Nguồn tia X trong hệ sao đôi thuộc về hệ thống [[sao đôi]] với năng lượng phát ra chủ yếu trong phổ của [[tia X]]. Đa phần những nguồn này là do một trong những sao đặc bồi tụ vật chất lấy từ sao đồng hành trong hệ. Sự có mặt của những ngôi sao đồng hành trong các hệ này cho phép các nhà thiên văn có cơ hội nghiên cứu chi tiết thiên thể đặc trung tâm và có thể là lỗ đen.<ref name="Muller1">{{Chú thích web |url=http://www.einstein-online.info/spotlights/bh_xray/?set_language=en |tiêu đề=Active black hole: Ultra hot cosmic beacons |work=Andreas Müller |nhà xuất bản=Max Planck Institute for Gravitational Physics |ngày tháng=2006 |ngày truy cập=ngày 23 tháng 5 năm 2013 }}</ref>

Nếu tín hiệu phát ra thuộc về thiên thể đặc (bỏ qua tín hiệu thuộc về vùng bồi tụ), thì thiên thể này không thể là lỗ đen. Tuy nhiên, nếu thiên thể đặc không phát ra tín hiệu nào, thì vẫn chưa thể loại trừ khả năng nó là một sao neutron. Bằng cách nghiên cứu sao đồng hành cho phép đo và tính ra các [[tham số quỹ đạo]] của hệ, từ đó các nhà thiên văn có thể tính ra khối lượng của thiên thể đặc. Nếu giá trị này lớn hơn giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff (khối lượng lớn nhất mà một sao neutron có thể đạt được sau giai đoạn suy sụp hấp dẫn) thì vật thể đặc không thể là sao neutron mà xác suất cao đó là một lỗ đen.<ref name="CMS1999">{{chú thích tạp chí
|last1=Celotti |first1=A.
|last2=Miller |first2=J. C.
|last3=Sciama |first3=D. W.
|title= Astrophysical evidence for the existence of black holes
|journal=Classical and Quantum Gravity
|publisher=IOP publishing
|volume=16
|issue=12A
|pages=A3–A21 |year=1999
|arxiv=astro-ph/9912186
|doi = 10.1088/0264-9381/16/12A/301
|ref=harv
}}</ref>

[[Tập tin:RXTE Detects Heartbeat Of Smallest Black Hole Candidate.ogv|upright=1.15|nhỏ|Minh họa xung nhịp tia X của hai thiên thể GRS 1915 và IGR J17091, các lỗ đen đang hút khí từ các sao đồng hành.]]

Khả năng thuyết phục mạnh đầu tiên về một lỗ đen tồn tại, [[Cygnus X-1]], do nhà thiên văn [[Charles Thomas Bolton]],<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Bolton |first=C. T.
|title=Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868
|journal=Nature
|volume=235
|issue=5336 |pages=271–273 |year=1972
|doi=10.1038/235271b0
|ref=harv|bibcode = 1972Natur.235..271B }}</ref> Louise Webster và Paul Murdin<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Webster |first1=B. L.
|last2=Murdin |first2=P.
|title= Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion ?
|journal=Nature
|volume=235
|issue=5332 |pages=37–38 |year=1972
|doi=10.1038/235037a0
|ref=harv
|bibcode = 1972Natur.235...37W }}</ref> phát hiện nhờ vào phương pháp này năm 1972.<ref>{{Chú thích web
|họ 1=Rolston
|tên 1=B.
|ngày tháng=ngày 10 tháng 11 năm 1997
|url=http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm
|url lưu trữ=https://web.archive.org/web/20080502230214/http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm
|ngày lưu trữ=2008-05-02
|tiêu đề=The First Black Hole
|work=The bulletin
|nhà xuất bản=University of Toronto
|ngày truy cập=ngày 11 tháng 3 năm 2008
|dead-url=no" == DeadURL or "không
}}</ref><ref>{{chú thích tạp chí
|last=Shipman |first=H. L.
|title=The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole
|journal=Astrophysical Letters
|date=ngày 1 tháng 1 năm 1975
|volume=16|issue=1|pages=9–12
|bibcode=1975ApL....16....9S
|doi=10.1016/S0304-8853(99)00384-4
|ref=harv
}}</ref> Tuy nhiên, ban đầu có những sai số trong kết quả đo và khối lượng của sao đồng hành có giá trị tương đối lớn.<ref name="Muller1"/> Hiện tại, nhiều ứng cử viên là lỗ đen được tìm thấy trong lớp các hệ sao đôi tia X gọi là nguồn chuyển tiếp tia X năng lượng thấp (soft X-ray transients).<ref name="CMS1999"/> Trong lớp này, khối lượng của sao đồng hành khá thấp cho phép ước lượng chính xác hơn khối lượng của lỗ đen. Hơn nữa, mỗi lần tia X phát ra từ những hệ này chỉ có thời gian trong vài tháng với khoảng chu kỳ 10–50 năm. Trong thời gian nguồn tia X ngừng phát hoặc yếu, vùng bồi tụ trở lên rất mờ cho phép thực hiện quan sát chi tiết về sao đồng hành. Một trong những hệ như thế là [[V404 Cyg]].

====Thời gian ngừng hoạt động====

Sự mờ nhạt của đĩa trong thời gian nó ngừng hoạt động có thể là nguyên nhân luồng vật chất ở vào giai đoạn lạnh đi (ADAF). Trong giai đoạn này, đa phần năng lượng của plasma trong đĩa bị giam giữ dọc theo luồng hạt hơn là phát ra theo mọi phía. Nếu mô hình này là đúng, thì đây là một trong những bằng chứng thực nghiệm chứng tỏ tồn tại chân trời sự kiện.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Narayan |first1=R.
|last2=McClintock|first2=J.
|title=Advection-dominated accretion and the black hole event horizon
|journal=New Astronomy Reviews
|volume=51
|issue=10–12|page=733|year=2008
|doi=10.1016/j.newar.2008.03.002
|bibcode = 2008NewAR..51..733N |arxiv = 0803.0322 }}</ref> Bởi vì, nếu vật thể ở trung tâm của đĩa bồi tụ có bề mặt rắn, nó sẽ phát ra một lượng lớn bức xạ năng lượng cao khi khí và plasma va đập xuống bề mặt của nó, một hiệu ứng đã được quan sát ở sao neutron trong cùng trạng thái này.<ref name=McClintockRemillard2006/> (xem mô phỏng nguồn tia X của hai lỗ đen GRS 1915 và IGR J17091 về khoảng thời gian ngừng phát tia X.)

====Dao động gần tuần hoàn====

[[Tập tin:ESO Centaurus A LABOCA.jpg|nhỏ|phải|250px|Hai luồng tia và hạt vận tốc lớn bắn ra từ thiên hà [[Centaurus A]]. Ảnh của [[ESO]].]]

Bức xạ tia X từ đĩa bồi tụ đôi khi lặp lại theo những khoảng gần đều đặn trong phổ thu được. Những tín hiệu này được gọi là dao động gần tuần hoàn và khả năng chúng phát ra từ vùng trong cùng của đĩa bồi tụ (nơi quỹ đạo tròn ổn định của hạt có bán kính nhỏ nhất - quỹ đạo này trong lỗ đen Schwarzschild có giá trị 3r<sub>S</sub>, lớn hơn quỹ đạo của photon<ref>{{harvnb|Schutz|2009|pp=286}}</ref>). Những tần số tia X này có liên hệ với khối lượng của thiên thể đặc và là phương pháp khác để xác định khối lượng của lỗ đen.<ref>{{cite press release
|title=NASA scientists identify smallest known black hole
|publisher=Goddard Space Flight Center
|date = ngày 1 tháng 4 năm 2008 |url=http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/nsfc-nsi040108.php
|accessdate = ngày 14 tháng 3 năm 2009}}</ref> (xem mô phỏng nguồn tia X của hai lỗ đen GRS 1915 và IGR J17091 về sự lặp lại gần tuần hoàn của cường độ tia X.)

===Nhân thiên hà===
{{Xem thêm|Nhân thiên hà hoạt động}}

Các nhà thiên văn học sử dụng thuật ngữ "[[thiên hà hoạt động]]" để miêu tả các thiên hà với những đặc trưng khác lạ, như vạch quang phổ phát xạ bất thường hay bức xạ vô tuyến mạnh. Những nghiên cứu lý thuyết và quan sát cho thấy sự hoạt động trong các nhân thiên hà có thể giải thích bởi tồn tại các lỗ đen siêu khối lượng. Các mô hình về nhân thiên hà hoạt động (AGN) bao gồm một lỗ đen trung tâm với khối lượng vài triệu đến hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời; một đĩa bồi tụ gồm khí và bụi liên sao bao quanh; và hai luồng tia tương đối tính phóng ra gần vuông góc với mặt phẳng đĩa.<ref name="krolik1999">{{chú thích sách
|first=J. H. |last=Krolik
|year=1999
|title=Active Galactic Nuclei
|publisher=Princeton University Press
|isbn=0-691-01151-6
|at=Ch. 1.2
|url=http://books.google.com/?id=oRK8otMiWIgC&printsec=frontcover&dq=Active+Galactic+Nuclei#v=onepage&q&f=false
}}</ref><ref name="sparkegallagher2000">{{chú thích sách
|first=L. S. |last=Sparke
|first2=J. S. |last2=Gallagher
|year=2000
|title=Galaxies in the Universe: An Introduction
|publisher=Cambridge University Press
|at=Ch. 9.1
|url=http://books.google.com/?id=N8Hngab5liQC&printsec=frontcover&dq=Galaxies+in+the+Universe:+An+Introduction#v=onepage&q&f=false
|isbn=0-521-59740-4
}}</ref>

Các nhà thiên văn cho rằng các lỗ đen khổng lồ sẽ được tìm thấy tại trung tâm thiên hà hoạt động, mặc dù chỉ một số nhân thiên hà đã được nghiên cứu kỹ lưỡng nhằm phát hiện và đo đạc khối lượng của lỗ đen nằm ở trung tâm. Những thiên hà nổi bật với khả năng chứa lỗ đen siêu khối lượng bao gồm [[thiên hà Andromeda]], [[Messier 32|M32]], [[Messier 87|M87]], [[NGC 3115]], [[NGC 3377]], [[NGC 4258]], [[NGC 4889]], [[NGC 1277]], [[OJ 287]], [[APM08279+5255]] và [[thiên hà Sombrero]].<ref name="kormendyrichstone1995">{{chú thích tạp chí
|first=J. |last=Kormendy
|first2=D. |last2=Richstone
|title=Inward Bound—The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei
|journal=Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics
|year=1995 |volume=33
|issue=1 |pages=581–624
|bibcode=1995ARA&A..33..581K
|doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.003053
|ref=harv
}}</ref>

Ngày nay, phần lớn cộng đồng thiên văn học đều công nhận rằng không chỉ tại các thiên hà hoạt động, mà đa số các thiên hà lớn đều chứa ít nhất một lỗ đen siêu khối lượng.<ref name="King">{{chú thích tạp chí
|last=King |first=A.
|title=Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation
|journal=The Astrophysical Journal Letters
|volume=596 |issue=1 |pages=27–29 |year=2003
|doi=10.1086/379143
|arxiv=astro-ph/0308342
|ref=harv |bibcode=2003ApJ...596L..27K
}}</ref> Có một mối liên hệ trong thực nghiệm giữa khối lượng của lỗ đen và vận tốc quay của chỗ phình thiên hà chứa nó, hay liên hệ M-sigma, cho biết mối liên hệ giữa sự hình thành của lỗ đen cũng như khối lượng của chúng với quá trình tiến hóa thiên hà.<ref name="msigma2000">{{chú thích tạp chí
|title=A Fundamental Relation Between Supermassive Black Holes and their Host Galaxies
|last=Ferrarese |first=L.
|last2=Merritt |first2=D. |author2-link = David Merritt
|journal = The Astrophysical Journal Letters
|volume = 539| issue = 1| pages = 9–12 |year= 2000
|bibcode=2000ApJ...539L...9F
|doi=10.1086/312838
|arxiv=astro-ph/0006053
|ref=harv
}}</ref>

[[Tập tin:A Black Hole’s Dinner is Fast Approaching - Part 2.ogv|nhỏ|upright=1.15|Mô phỏng lỗ đen tại trung tâm Ngân Hà hút đám khí quay quanh nó.<ref>{{chú thích báo|title=A Black Hole's Dinner is Fast Approaching|url=http://www.eso.org/public/news/eso1151/|accessdate=ngày 6 tháng 2 năm 2012|newspaper=ESO Press Release}}</ref>]]

=== Chuyển động riêng của các ngôi sao quanh Sagittarius A* ===

Hiện tại, có những bằng chứng thuyết phục về một lỗ đen khổng lồ tại trung tâm của [[Ngân Hà]], thông qua việc nghiên cứu [[chuyển động riêng]] của các ngôi sao quanh vùng này.<ref name="Gillessen">{{chú thích tạp chí
|last1=Gillessen |first1=S.
|last2=Eisenhauer |first2=F.
|last3=Trippe |first3=S.
|last4=Alexander |first4=T.
|last5=Genzel |first5=R.
|last6=Martins |first6=F.
|last7=Ott |first7=T.
|display-authors=3
|title=Monitoring Stellar Orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center
|journal=The Astrophysical Journal
|volume=692
|issue=2|page=1075|year=2009
|doi=10.1088/0004-637X/692/2/1075
|arxiv=0810.4674
|bibcode=2009ApJ...692.1075G
}}</ref> Từ năm 1995, các nhà thiên văn thực hiện theo dõi [[những định luật của Kepler về chuyển động thiên thể|chuyển động]] của 90 sao trong một vùng gọi là [[Sagittarius A*]]. Bằng cách làm khớp số liệu quan sát với các tham số của [[quỹ đạo Kepler]], họ kết luận vào năm 1998 rằng phải có vật thể khối lượng 2,6 x 10<sup>6</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> nằm trong vùng bán kính 0,02 [[năm ánh sáng|ly]].<ref name="Ghez1998">{{chú thích tạp chí
|last1=Ghez |first1=A. M.
|last2=Klein |first2=B. L.
|last3=Morris |first3=M.
|last4=Becklin |first4=E. E.
|display-authors=3
|title=High Proper‐Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy
|journal=The Astrophysical Journal
|volume=509
|issue=2|page=678|year=1998
|doi=10.1086/306528
|arxiv=astro-ph/9807210 |bibcode=1998ApJ...509..678G
}}</ref> Sau khi một [[sao|ngôi sao]] gọi là S2 hoàn thành xong một vòng quỹ đạo, những dữ liệu thu được cho phép các nhà khoa học ước tính khối lượng và phạm vi chính xác hơn của vật trung tâm ở Sagittarius A*. Họ đã tính ra có một thiên thể khối lượng 4,3 x 10<sup>6</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> nằm trong bán kính nhỏ hơn 0,002 ly.<ref name="Gillessen"/> Mặc dù bán kính này vẫn lớn hơn 3.000 lần bán kính Schwarzschild của lỗ đen cùng khối lượng, nhưng theo thuyết tương đối tổng quát, những thiên thể có khối lượng lớn như vậy phải là một lỗ đen, và "không có một cụm sao nào có thể tập trung khối lượng lớn như vậy trong một vùng rất nhỏ".<ref name="Ghez1998"/> (khoảng cách từ Mặt Trời đến sao gần nhất [[Cận Tinh|Proxima Centauri]] là 4,24 ly.)

===Chớp tia gamma===
[[Tập tin:GRB 110328A (captured by the Hubble Space Telescope).jpg|nhỏ|trái|250px|Chớp gamma GRB 110328A trong bước sóng khả kiến. ''Ảnh của Hubble'']]

[[chớp gamma|Chớp tia gamma]] là một trong những nguồn [[tia gamma]] mang năng lượng lớn nhất trong vũ trụ phát ra từ các thiên hà ở xa.<ref name="Swift05">{{Chú thích web |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/swift/bursts/short_burst_oct5.html |tiêu đề=In a Flash NASA Helps Solve 35-year-old Cosmic Mystery |nhà xuất bản=NASA |work=Staff |ngày truy cập=ngày 23 tháng 5 năm 2013}}</ref> Cơ chế giải thích cho những nguồn này có thể bắt nguồn từ sự sáp nhập của hai sao neutron, bởi lỗ đen hút sao đặc đồng hành hay bởi vùng bồi tụ quanh lỗ đen,<ref name="Ron Cowen1">{{Chú thích web |work=Ron Cowen |tiêu đề=Ghostly jets seen streaming from Milky Way's core |nhà xuất bản=Nature |url=http://www.nature.com/news/ghostly-jets-seen-streaming-from-milky-way-s-core-1.10749 |ngày truy cập=ngày 23 tháng 5 năm 2013}}</ref><ref name="Reddy1">{{Chú thích web |tiêu đề=Study Reveals a Remarkable Symmetry in Black Hole Jets |url=http://www.nasa.gov/topics/universe/features/black-hole-symmetry.html |work=Francis Reddy |nhà xuất bản=NASA |ngày truy cập=ngày 23 tháng 5 năm 2013 }}</ref> hoặc từ sự suy sụp hấp dẫn của sao có khối lượng rất lớn trong vụ nổ [[siêu tân tinh]].<ref name="Swift1">{{Chú thích web |tiêu đề=Dying Supergiant Stars Implicated in Hours-long Gamma-Ray Bursts |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/swift/bursts/supergiant-stars.html |work=Francis Reddy |nhà xuất bản=NASA |ngày truy cập=ngày 23 tháng 5 năm 2013 }}</ref>

Đa số các chớp có thời gian ghi nhận được lớn hơn khoảng 2 giây và phân loại vào nhóm chớp tia gamma kéo dài, và khoảng 30% các quan sát là những chớp diễn ra ngắn hơn 2 giây hay chớp tia gamma ngắn.<ref name="Swift05"/> Chớp tia gamma kéo dài có nguồn gốc từ quá trình suy sụp hấp dẫn của sao khối lượng rất lớn, như các sao khổng lồ xanh trong các vùng sản sinh sao.<ref name="Swift1"/> Đặc biệt, một trong những chớp gamma có năng lượng lớn nhất, [[GRB 110328A]], kéo dài tới hàng tháng nằm ở một thiên hà cách xa 3,8 tỷ năm ánh sáng có thể là do một lỗ đen siêu khối lượng xé tan và hấp thụ dần một sao lùn trắng quay gần nó.<ref>{{chú thích tạp chí|last1=Levan|first1=A. J.|last2=et al|title=An Extremely Luminous Panchromatic Outburst from the Nucleus of a Distant Galaxy|journal=Science|volume=333|issue=6039|year=2011|pages=199–202|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.1207143|arxiv=1104.3356v1}}</ref>

Dựa vào tính chất của chớp gamma như thời gian xảy ra, năng lượng phát ra và biểu đồ cường độ thu được mà có thể suy đoán ra nguồn gốc những chớp này từ những chùm tia tương đối tính phát ra từ lỗ đen, hay từ quá trình hình thành lên lỗ đen hoặc sự sáp nhập từ hai sao neutron.<ref name="Swift05"/><ref name="Reddy1"/><ref name="Swift1"/>

===Hiệu ứng của trường hấp dẫn mạnh===
[[Tập tin:Black Hole Milkyway.jpg|nhỏ|phải|250px|Mô phỏng lỗ đen bẻ cong ánh sáng phát ra từ Ngân Hà ở phía sau nó. [http://www.spacetimetravel.org/ Xem thêm tại đây].]]

Một tính chất khác của lỗ đen so với các thiên thể đặc cho phép phát hiện sự tồn tại của nó, đó là hiệu ứng của trường hấp dẫn tác động mạnh hơn lên không thời gian bao quanh nó. Một trong những hiệu ứng này là [[thấu kính hấp dẫn]]: Một vật thể lớn uốn cong không thời gian bao quanh nó khiến cho các tia sáng bị lệch đường đi giống như tác động của các [[thấu kính]] quang học. Hiện tại đã có một số dự án khảo sát phát hiện hiệu ứng thấu kính hấp dẫn yếu, trong đó tia sáng chỉ bị lệch vài [[giây cung]]. Tuy vậy, cho đến nay chưa thể chụp ảnh được trực tiếp hiệu ứng này đối với lỗ đen.<ref name="Bozza"/> Một cách khác để quan sát hiệu ứng thấu kính hấp dẫn là thông qua ánh sáng phát ra từ những ngôi sao quay quanh lỗ đen. Hiện nay các nhà thiên văn đang thực hiện quan sát tính chất này đối với các sao quay trong vùng [[Sagittarius A*]], mặc dù hiệu ứng là rất nhỏ.<ref name="Bozza">{{chú thích tạp chí
|arxiv=0911.2187
|last1=Bozza
|first1=V.
|title=Gravitational Lensing by Black Holes
|journal=General Relativity and Gravitation
|issue=42 |year=2010 |pages=2269–2300
|doi=10.1007/s10714-010-0988-2
|bibcode = 2010GReGr..42.2269B }}</ref>

Phương pháp quan trắc trực tiếp khác đó là phát hiện [[sóng hấp dẫn]] phát ra từ hệ chứa lỗ đen, ví dụ như các thiên thể đặc quay quanh nó và cuối cùng bị hút về phía lỗ đen. Bằng cách làm phù hợp dữ liệu quan trắc so với tiên đoán của [[thuyết tương đối rộng|thuyết tương đối tổng quát]] cho phép tính ra chính xác khối lượng và mô men động lượng của vật thể trung tâm, cũng như thực hiện song song việc kiểm nghiệm thuyết tương đối rộng trong trường hấp dẫn mạnh.<ref>{{chú thích tạp chí
|first1=L. |last1=Barack
|first2=C. |last2=Cutler
|title=LISA capture sources: Approximate waveforms, signal-to-noise ratios, and parameter estimation accuracy
|journal=
Physical Review D |issue=69 |year=2004 |page=082005
|doi=10.1103/PhysRevD.69.082005
|arxiv=gr-qc/0310125
|bibcode = 2004PhRvD..69h2005B }}</ref> Sóng hấp dẫn đã được đo trực tiếp phát ra từ hệ hai lỗ đen khối lượng sao do đài quan trắc [[LIGO]] thu được vào ngày 14 tháng 9 năm 2015. Nhóm Hợp tác Khoa học LIGO đã không tìm thấy sự sai khác trong phạm vi sai số thống kê giữa những tiên đoán của thuyết tương đối rộng và kết quả đo được từ sự kiện [[GW150914]].<ref name="tests">{{cite journal |url=https://dcc.ligo.org/P1500213/public |title=Tests of general relativity with GW150914 |publisher=LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration |last1=Abbott |first1=Benjamin P. | last2 = et al. | date = ngày 11 tháng 2 năm 2016 |doi=10.1103/PhysRevLett.116.221101 |journal=Phys. Rev. Lett.|volume=116|issue=22 |accessdate = ngày 11 tháng 2 năm 2017}}</ref> ESA đang có kế hoạch xây dựng ăng ten giao thoa kế eLISA trên vũ trụ nhằm phát hiện trực tiếp sóng hấp dẫn ở những tần số thấp hơn so với các thiết bị mặt đất...

===Khả năng khác===

Kết luận tồn tại lỗ đen khối lượng sao dựa trên tính toán lý thuyết về giới hạn trên của khối lượng sao neutron. Giá trị này lại phụ thuộc vào giả thuyết về tính chất của vật chất trong trạng thái mật độ cao. Do vậy, những pha mới ngoại lai của vật chất cho phép khối lượng giới hạn cao hơn ở các sao đặc.<ref name="CMS1999"/> Một trong số đó gồm [[sao quark]] với lõi chứa các hạt [[quark]] "tự do" ở mật độ rất cao,<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Kovacs |first1=Z.
|last2=Cheng |first2=K. S.
|last3=Harko |first3=T.
|title=Can stellar mass black holes be quark stars?
|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|year=2009 |volume=400 |issue=3 |pages=1632–1642
|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15571.x
|arxiv=0908.2672
|bibcode=2009MNRAS.400.1632K}}</ref> hay các mô hình siêu đối xứng trong vật lý hạt tiên đoán sự tồn tại của loại sao Q.<ref>{{cite arxiv
|eprint=hep-ph/0612159
|first1=A. |last=Kusenko
|title=Properties and signatures of supersymmetric Q-balls
|class=hep-ph
|year=2006
}}</ref> Một số lý thuyết mở rộng của [[Mô hình chuẩn]] với giả sử các hạt [[preon]] cấu thành lên hạt quark và [[lepton]], và dẫn đến giả thuyết tồn tại [[sao preon]] với khối lượng cao hơn hẳn sao neutron.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Hansson |first1= J.
|last2=Sandin |first2= F.
|title= Preon stars: a new class of cosmic compact objects
|journal= Physics Letters B
|volume= 616
|issue=1–2|page= 1|year= 2005
|doi= 10.1016/j.physletb.2005.04.034
|arxiv=astro-ph/0410417
|bibcode = 2005PhLB..616....1H }}</ref> Những mô hình này có khả năng giải thích thay thế cho lỗ đen khối lượng sao ở một số quan trắc về các thiên thể đặc trong vũ trụ. Tuy nhiên, theo chứng minh từ thuyết tương đối rộng thì loại sao nào cũng có giới hạn khối lượng trên, và vì thế các mô hình đều dẫn tới sự hình thành lỗ đen.<ref name="CMS1999"/>

Vì mật độ trung bình khối lượng của lỗ đen bên trong bán kính Schwarzschild tỉ lệ nghịch với bình phương khối lượng của nó, các lỗ đen siêu khổng lồ có mật độ trung bình nhỏ hơn của lỗ đen khối lượng sao (mật độ trung bình của lỗ đen cỡ 10<sup>8</sup> M<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub> gần bằng khối lượng riêng của [[nước]]).<ref name="CMS1999"/> Hệ quả là, có những mô hình thay thế khác được đưa ra, mặc dù mô hình lỗ đen siêu khối lượng phù hợp gần với các quan sát thiên văn vật lý. Ví dụ, một khối lượng lớn tập trung trong vùng không gian nhỏ được giải thích bằng việc mô hình hóa một đám lớn các vật thể tối tập trung quanh nhau. Tuy nhiên, mô hình này không ổn định về mặt động lực học để thay thế cho khả năng vùng đó chứa một lỗ đen siêu khối lượng.<ref name="CMS1999"/>

Sự tồn tại của các lỗ đen khối lượng sao và khổng lồ trong vũ trụ hàm ý thuyết tương đối tổng quát không miêu tả tốt trạng thái và bản chất của kì dị hấp dẫn trong lỗ đen, và có lẽ do lý thuyết lỗ đen chưa kết hợp được với tính chất của [[cơ học lượng tử]]. Lý thuyết về hấp dẫn lượng tử có thể sẽ loại bỏ được những vùng kì dị hay chân trời sự kiện và do vậy theo định nghĩa sẽ không có lỗ đen nữa.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Kiefer |first1=C.
|title=Quantum gravity: general introduction and recent developments
|journal=[[Annalen der Physik]]
|volume=15
|issue=1–2 |page=129 |year=2006
|doi=10.1002/andp.200510175
|arxiv=gr-qc/0508120
|bibcode = 2006AnP...518..129K }}</ref> Dựa trên tính toán trong những tình huống cụ thể của [[lý thuyết dây]], cho kết quả lỗ đen đơn lẻ không còn chứa biên chân trời hay kì dị hấp dẫn, nhưng đối với quan sát viên thuộc miêu tả của vật lý phi lượng tử, trên trung bình, họ vẫn trông thấy những tính chất này giống như trong miêu tả của thuyết tương đối rộng.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Skenderis |first1=K.
|last2=Taylor |first2=M.
|title=The fuzzball proposal for black holes
|journal=Physics Reports
|volume=467
|issue=4–5 |page=Section 2 |year=2008
|doi=10.1016/j.physrep.2008.08.001
|arxiv=0804.0552
|bibcode = 2008PhR...467..117S }}</ref>

==Những vấn đề lý thuyết==

Ngoài một số mục tiêu như miêu tả vùng kì dị hấp dẫn bằng thuyết hấp dẫn lượng tử cũng như chứng minh hay bác bỏ giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ của Penrose, có những vấn đề lý thuyết liên quan đến lỗ đen như sau.

===Phỏng đoán vòng===
Năm 1972, Thorne nêu ra phỏng đoán vòng (hoop conjecture), rằng khi nén một vật xuống kích cỡ nhỏ hơn một chu vi giới hạn theo mọi hướng thì nó sẽ hình thành lên lỗ đen. Chu vi giới hạn này thường là vòng tròn có bán kính Schwarzschild liên hệ với khối lượng của vật.

Phỏng đoán vòng có một số khía cạnh khi xét vật thể trong không gian nhiều chiều và có khả năng liên quan đến phỏng đoán kiểm duyệt vũ trụ về kì dị hấp dẫn trần trụi cũng như quá trình hình thành lỗ đen vi mô.<ref name="Berger"/>

===Entropy và [[nhiệt động lực học]]===
{{Image frame|content=<span style="font-size:165%"><math>S=\frac 1 4 \frac{c^3 k}{G \hbar} A</math></span>|caption=Công thức tính entropy Bekenstein–Hawking (S) của một lỗ đen, nó phụ thuộc vào diện tích chân trời (A). Các hằng số [[tốc độ ánh sáng]] (c), [[hằng số Boltzmann]] (k), [[hằng số hấp dẫn Newton]] (G), và [[hằng số Planck|hằng số thu gọn Planck]] (ħ).|width=200}}

{{Xem thêm|en:Black hole thermodynamics}}
Năm 1971, Hawking chứng minh dưới những điều kiện chung<ref group=Ct>Đặc biệt, ông giả sử rằng mọi vật chất thỏa mãn [[điều kiện năng lượng]] yếu.</ref> tổng diện tích của chân trời sự kiện của bất kỳ một lỗ đen cổ điển nào không thể giảm, ngay cả khi chúng sáp nhập hoặc va chạm.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Hawking |first=S. W.
|title=Gravitational Radiation from Colliding Black Holes
|journal=Physical Review Letters
|volume=26
|issue=21 |pages=1344–1346 |year=1971
|doi=10.1103/PhysRevLett.26.1344
|bibcode=1971PhRvL..26.1344H
}}</ref> Kết quả này, ngày nay gọi là [[:en:Black hole thermodynamics#The second law|định luật 2 của cơ học lỗ đen]], rất giống với [[định luật hai của nhiệt động lực học]], nói rằng tổng [[entropy]] của một hệ không bao giờ giảm. Và như một vật thể trong vật lý cổ điển tại [[độ không tuyệt đối]], tương ứng với lỗ đen có entropy bằng 0. Nếu có một lỗ đen mà entropy bằng 0, định luật hai của nhiệt động lực học sẽ bị vi phạm khi vật chất có entropy từ bên ngoài rơi vào lỗ đen này, khiến cho tổng entropy của toàn bộ vũ trụ giảm đi. Do vậy, Bekenstein đề xuất lỗ đen phải có entropy - cũng như nhiệt độ khác 0, và giá trị này tỷ lệ với diện tích chân trời sự kiện.<ref name="wald99">{{chú thích tạp chí
|last=Wald |first=R. M.
|title=The Thermodynamics of Black Holes
|journal=Living Reviews in Relativity
|volume=4 |issue=6 |year=2001
|arxiv=gr-qc/9912119
|url=https://arxiv.org/pdf/gr-qc/9912119.pdf
|doi = 10.12942/lrr-2001-6
|accessdate = ngày 10 tháng 2 năm 2011 |bibcode = 1999gr.qc....12119W }}</ref>

Sự liên kết với nhiệt động học được củng cố thêm khi Hawking khám phá ra lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong tiên đoán lỗ đen phát ra bức xạ tại nhiệt độ nhất định giống như bức xạ của vật đen tuyệt đối. Dường như điều này vi phạm định luật hai của cơ học lỗ đen, bởi vì bức xạ Hawking sẽ mang năng lượng của lỗ đen đi và khiến cho lỗ đen giảm khối lượng, dẫn đến giảm entropy. Tuy nhiên, bức xạ cũng mang entropy ra khỏi lỗ đen, và có thể chứng minh dưới những giả sử tổng quát rằng tổng entropy của vật chất bao quanh lỗ đen cộng với 1/4 diện tích chân trời sự kiện - đo theo [[đơn vị Planck]] - luôn luôn tăng (phải cộng cả vật chất bao quanh lỗ đen bởi vì bức xạ Hawking xuất hiện khi cặp hạt vật chất - phản vật chất sinh ra trong chân không, hạt phản vật chất rơi vào lỗ đen còn hạt vật chất thoát ra ngoài dưới dạng bức xạ). Điều này cho phép thiết lập ra định luật thứ nhất của cơ học lỗ đen tương tự như [[định luật thứ nhất của nhiệt động lực học]], với khối lượng có vai trò như năng lượng, hấp dẫn bề mặt như nhiệt độ và diện tích như entropy.<ref name="wald99"/>

Một trong những đặc điểm khác thường đó là entropy của lỗ đen tỷ lệ với diện tích hơn là thể tích của nó, do thông thường entropy là một đại lượng mở rộng tỷ lệ tuyến tính với thể tích của hệ. Tính chất kỳ lạ này đưa [[Gerard 't Hooft]] và [[Leonard Susskind]] dẫn đến giả thuyết về [[nguyên lý toàn ảnh]], nói rằng bất cứ điều gì xảy ra bên trong không thời gian bao bởi vùng thể tích có thể được miêu tả bằng dữ liệu trên biên của thể tích đó.<ref>{{chú thích sách
|first=G. |last='t Hooft
|chapter=The Holographic Principle
|title=Basics and highlights in fundamental physics
|series=Subnuclear series
|volume=37
|editor-last=Zichichi |editor-first=A.
|year=2001
|publisher=World Scientific
|isbn=978-981-02-4536-8
|arxiv=hep-th/0003004
}}</ref>

Mặc dù có thể áp dụng thuyết tương đối rộng trong tính toán bán cổ điển về entropy của lỗ đen, nhưng nó lại mang đến định nghĩa không chặt chẽ. Trong [[cơ học thống kê]], entropy được hiểu là đếm số cấu hình vi mô của một hệ có cùng những đại lượng vĩ mô (như khối lượng, điện tích, [[áp suất]], vv.). Một khi chưa có lý thuyết [[hấp dẫn lượng tử]], các nhà vật lý không thể thực hiện những phép đếm này cho lỗ đen. Một số cách khắc phục đã được đưa ra trên con đường họ đi đến hấp dẫn lượng tử. Năm 1995, [[Andrew Strominger]] và [[Cumrun Vafa]] chứng minh từ cách đếm các trạng thái vi mô của một lỗ đen cụ thể miêu tả bởi mô hình siêu đối xứng trong thuyết dây cho phép tính ra entropy Bekenstein–Hawking.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Strominger |first1=A.
|last2=Vafa |first2=C.
|title=Microscopic origin of the Bekenstein-Hawking entropy
|journal=Physics Letters B
|volume=379
|issue=1–4 |page=99 |year=1996
|doi=10.1016/0370-2693(96)00345-0
|arxiv=hep-th/9601029
|bibcode = 1996PhLB..379...99S }}</ref> Từ đó, các nhà vật lý lý thuyết đưa ra một vài kết quả tương tự cho những lỗ đen khác nhau trong cả thuyết dây lẫn những thuyết khác về hấp dẫn lượng tử như [[hấp dẫn lượng tử vòng]] nhằm khắc phục định nghĩa entropy cho lỗ đen.<ref>{{chú thích tạp chí
|last1=Carlip |first1=S.
|title=Black Hole Thermodynamics and Statistical Mechanics
|journal=Lecture Notes in Physics
|volume=769 |page=89 |year=2009
|doi=10.1007/978-3-540-88460-6_3
|arxiv=0807.4520
}}</ref>

===Nghịch lý thông tin bị mất===
{{chính|Nghịch lý thông tin lỗ đen}}

Bởi vì chỉ cần ba tham số đủ để miêu tả lỗ đen phi lượng tử, hầu hết thông tin về vật chất rơi vào lỗ đen đều biến mất dưới chân trời sự kiện. Người ở bên ngoài không thể biết nó hình thành từ những ngôi sao hay từ tàu không gian, bàn ghế, máy tính, ti vi..., bởi người đó chỉ đo được khối lượng, điện tích và mô men động lượng của lỗ đen. Trong một thời gian dài, các nhà vật lý cho rằng lỗ đen làm mất thông tin, mặc dù thông tin có thể tồn tại bên trong lỗ đen nhưng người ngoài không thể biết được trong đó có gì. Tuy nhiên, theo lý thuyết thì lỗ đen dần dần phát ra bức xạ Hawking và sau một thời gian rất lâu nó bốc hơi (đối với các lỗ đen vĩ mô). Sự bốc hơi này dường như không giải thoát ra bất kỳ thông tin gì về những thứ hình thành lên và đã rơi vào lỗ đen, có nghĩa là về nguyên lý thông tin bị mất mãi mãi.<ref name="PlayDice000">{{Chú thích web
|tiêu đề=Does God Play Dice?
|tên 1=S. W. |họ 1=Hawking
|url=http://www.hawking.org.uk/does-god-play-dice.html
|work=www.hawking.org.uk
|ngày truy cập = ngày 14 tháng 3 năm 2009}}</ref>

Trong thời gian dài, câu hỏi liệu thông tin có thực sự bị mất trong lỗ đen (nghịch lý thông tin bị mất bởi lỗ đen) đã chia cộng đồng các nhà lý thuyết lỗ đen thành hai nhóm (xem [[Vụ cá cược Thorne–Hawking–Preskill]]). Trong [[cơ học lượng tử]], thông tin bị mất tương ứng với sự vi phạm tính chất sống còn của lý thuyết đó là nguyên lý đơn vị (unitarity) - nguyên lý giới hạn về sự tiến triển của một [[hệ lượng tử]] đảm bảo tổng các [[xác suất]] của mọi biến cố khả dĩ cho một sự kiện luôn luôn phải bằng 1 - hay nghịch lý thông tin vi phạm định luật bảo toàn xác suất. Ngoài ra, nếu nguyên lý đơn vị bị vi phạm còn dẫn đến [[định luật bảo toàn năng lượng]] không còn đúng.<ref name="giddings1995">{{cite conference
|first=S. B.
|last=Giddings
|title=The black hole information paradox
|arxiv=hep-th/9508151
|booktitle=Particles, Strings and Cosmology
|year=1995
|conference=Johns Hopkins Workshop on Current Problems in Particle Theory 19 and the PASCOS Interdisciplinary Symposium 5
}}</ref>

Hawking cá rằng thông tin quả thực biến mất khi mọi thứ bị phá hủy tại vùng kì dị hấp dẫn, còn Gerard 't Hooft và Leonard Susskind cho rằng có một cơ chế nào đó lấy lại thông tin ẩn dưới chân trời sự kiện.<ref name="Susskind2008">{{chú thích sách|author=Leonard Susskind|title=The Black Hole War: My Battle with Stephen Hawking to Make the World Safe for Quantum Mechanics|url=http://books.google.com/books?id=f3_rnRVxGIsC|accessdate=ngày 5 tháng 8 năm 2012|date=ngày 7 tháng 7 năm 2008|publisher=Hachette Inc.|chapter=Introduction|isbn=978-0-316-01640-7}}</ref><ref>{{chú thích báo|last=Carroll|first=Sean|title=Lost in Space|url=https://www.wsj.com/articles/SB121720140527588397 |accessdate=ngày 6 tháng 8 năm 2012|newspaper=Wall Street Journal|date=ngày 28 tháng 7 năm 2012}}</ref> Năm 2004, Hawking đăng một bài báo chứng minh các thăng giáng lượng tử tại chân trời sự kiện cho phép lý giải nghịch lý và ông thừa nhận thông tin không bị mất cũng như nhận thua trong vụ cá cược với một bên là Preskill và bên kia là Thorne cùng Hawking.<ref name="baezweek207">{{Chú thích web |url=http://math.ucr.edu/home/baez/week207.html|tiêu đề=This Week's Finds in Mathematical Physics (Week 207)|họ 1=Baez |tên 1=John |ngày truy cập=ngày 25 tháng 9 năm 2012}}</ref> Trong cuốn sách của ông, Susskind lập luận là nguyên lý toàn ảnh kết hợp với thuyết dây có thể lý giải thành công nghịch lý này.<ref name="Susskind2008"/>

Cho đến nay, các công trình lý thuyết chứng tỏ quả thực thông tin và nguyên lý đơn vị được bảo toàn trong cách tiếp cận hấp dẫn lượng tử cho nghịch lý này.<ref>{{cite conference
|first=S. D. |last=Mathur
|title=The information paradox: conflicts and resolutions
|year=2011
|conference=XXV International Symposium on Lepton Photon Interactions at High Energies
|arxiv=1201.2079
}}</ref>

===Nghịch lý tường lửa===
[[Tập tin:BBH gravitational lensing of gw150914.webm|nhỏ|Mô phỏng không gian biến dạng quanh 2 lỗ đen quay quanh và hút nhau tạo ra [[Quan sát trực tiếp sóng hấp dẫn lần đầu tiên|sóng hấp dẫn được con người ghi nhận lần đầu tiên năm 2015-2016]]]]
{{Xem thêm|en:Firewall (physics)}}
Theo miêu tả của [[lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong]], từng [[bức xạ vật đen|bức xạ riêng lẻ]] của [[bức xạ Hawking]] có sự tham gia của hai hạt lượng tử trong trạng thái [[vướng víu lượng tử|vướng víu]] lẫn nhau. Hạt thoát ra ngoài chân trời sự kiện lỗ đen được gán cho là lượng tử của bức xạ Hawking; hạt rơi vào lỗ đen bị lỗ đen nuốt mất. Theo dự đoán của Hawking, một lỗ đen hình thành từ một khoảng thời gian hữu hạn trong quá khứ sẽ cuối cùng bốc hơi hoàn toàn trong khoảng thời gian hữu hạn ở tương lai.<ref name="merali"/> Do vậy, nó sẽ chỉ phát ra một lượng hữu hạn thông tin mã hóa bởi bức xạ Hawking. Giả sử ở thời gian <math>t</math>, có hơn một nửa thông tin đã phát ra ngoài. Theo như nghiên cứu được chấp thuận rộng rãi bởi các nhà vật lý Don Page<ref>{{cite journal|last1=Page|first1=Don N.|title=Information in black hole radiation|journal=Phys. Rev. Lett.|date=1993|volume=71|page=3743|doi=10.1103/PhysRevLett.71.3743|url=http://arxiv.org/abs/hep-th/9306083|arxiv = hep-th/9306083 |bibcode = 1993PhRvL..71.3743P }}</ref><ref>{{cite journal|last1=Page|first1=Don N.|title=Average entropy of a subsystem|journal=Phys. Rev. Lett.|date=1993|volume=71|page=1291|doi=10.1103/PhysRevLett.71.1291|url=http://arxiv.org/abs/gr-qc/9305007|arxiv = gr-qc/9305007 |bibcode = 1993PhRvL..71.1291P }}</ref> và [[Leonard Susskind]], một hạt phát ra bên ngoài ở thời điểm <math>t</math> phải bị vướng víu với mọi hạt lượng tử của bức xạ Hawking mà lỗ đen đã phát ra trước đó. Điều này dẫn tới một nghịch lý là: theo nguyên lý "một cặp vướng víu" ("monogamy of entanglement" principle) đòi hỏi rằng, như ở bất kỳ một hệ lượng tử nào, hạt thoát ra ngoài không thể vướng víu hẳn toàn bộ với hai hệ độc lập ở cùng một thời điểm; mặc dù thể ở đây hạt bay ra ngoài dường như vướng víu với cả hạt rơi vào trong và, một cách độc lập, với cả các bức xạ Hawking trong quá khứ.<ref name="merali">{{cite journal|last1=Merali|first1=Zeeya|title=Astrophysics: Fire in the hole!|url=http://www.nature.com/news/astrophysics-fire-in-the-hole-1.12726|accessdate=ngày 11 tháng 2 năm 2017|journal=Nature|date=ngày 3 tháng 4 năm 2013|pages=20–23|volume=496|doi=10.1038/496020a}}</ref>

Để lý giải được nghịch lý này, có thể các nhà vật lý cuối cùng buộc phải từ bỏ một trong ba lý thuyết đã được kiểm chứng: [[nguyên lý tương đương]] của Einstein, nguyên lý unita trong cơ học lượng tử (tổng xác suất của mọi kết quả khả dĩ của mọi sự kiện luôn bằng 1), hoặc [[lý thuyết trường lượng tử]] hiện nay. Một cách giải thích, mà vi phạm nguyên lý tương đương, đó là tồn tại một mặt cầu lửa (tường lửa, "firewall") bao quanh chân trời sự kiện mà phá hủy mọi hạt rơi qua biên giới này.<ref name="sciam/Confound">{{chú thích báo|last=Ouellette|first=Jennifer|title=Black Hole Firewalls Confound Theoretical Physicists|url=https://www.scientificamerican.com/article/black-hole-firewalls-confound-theoretical-physicists/|accessdate=ngày 29 tháng 10 năm 2013|newspaper=Scientific American|date=ngày 21 tháng 12 năm 2012}} [http://www.simonsfoundation.org/quanta/20121221-alice-and-bob-meet-the-wall-of-fire/ Originally published] in Quanta, ngày 21 tháng 12 năm 2012.</ref> Trong một phân tích các dữ liệu năm 2016 đo được bởi LIGO (GW150914, [[GW151226]] và LVT151012) cho thấy một dấu hiệu chưa chắc chắn về độ vọng sau va chạm hai hố đen gây bởi chân trời sự kiện mờ (fuzzy event horizon); những tiếng vọng này có thể do bởi tường lửa hoặc theo lý thuyết quả bóng mờ (fuzzball theories, trong lý thuyết dây) nhưng tiếng vọng này không thể xuất hiện trong thuyết tương đối tổng quát. Trong tương lai, khi có thêm nhiều sự kiện sóng hấp dẫn đo được bởi LIGO và những trạm khác, các dữ liệu sẽ cho biết liệu những độ vọng này chỉ là nhiễu ngẫu nhiên, hay quả thực chúng là chứng cứ cho sự vi phạm của thuyết tương đối rộng cổ điển.<ref>{{cite journal|last1=Merali|first1=Zeeya|title=LIGO black hole echoes hint at general-relativity breakdown|journal=Nature|date=ngày 9 tháng 12 năm 2016|volume=540|doi=10.1038/nature.2016.21135|url=http://www.nature.com/news/ligo-black-hole-echoes-hint-at-general-relativity-breakdown-1.21135#b1}}</ref>

==Lỗ đen trong khoa học viễn tưởng==

Các đặc điểm và tính chất vật lý của lỗ đen được nhiều tác giả sử dụng đưa vào những truyện [[khoa học viễn tưởng]] trước thập niên 1960, trước khi thuật ngữ này ra đời và cả sau khi những hiểu biết khoa học về nó trở nên đầy đủ hơn. Nó cũng xuất hiện trong các bộ phim khoa học giả tưởng, manga và game.<ref name="SFE">{{Chú thích web |url=http://sf-encyclopedia.com/entry/black_holes |tiêu đề=Black hole |nhà xuất bản=The Encyclopedia of Science Fiction |ngày tháng=ngày 28 tháng 2 năm 2013 |ngày truy cập=ngày 23 tháng 5 năm 2013}}</ref>

Ví dụ, tác phẩm "The City and the Stars" (1956) của [[Arthur C. Clarke]], có nói về một vật thể nhân tạo không thể bị phá hủy và nó bị giam giữ ở rìa thiên hà. Tác giả gọi vật thể giống như ngôi sao đó là "mặt trời đen".<ref>{{chú thích sách |title=The City and the Stars |last=Clarke |first=Arthur C |year=2001 |publisher=Hachette Book Group USA - Aspect |location=New York |page=264 |isbn=0-446-67796-5 }}</ref> "Kyrie" (1968), truyện ngắn của [[Poul Anderson]], nói về một đoàn thám hiểm đến "vùng lõi sau vụ nổ siêu tân tinh".<ref>{{chú thích sách |title=Black Holes |last=Pournelle |first=Jerry |year=1978 |chapter=Kyrie |location=Brooklyn NY |publisher=Fawcett Publications |pages=105; 107 |isbn=0-449-23962-4 }}</ref>
Cuốn [[Lược sử thời gian]] (1988) của [[Stephen Hawking]] ngoài thảo luận về những tính chất của lỗ đen ông cũng nhắc đến viễn cảnh du hành thời gian nhờ đến nó hoặc thông qua [[lỗ sâu]].<ref>Hawking, Stephen; Lược sử thời gian; Bantam Books, 1988, Chương 6 và 7, ISBN-13 9780553109535; bản tiếng Việt do Cao Chi và Phạm Văn Thiều dịch.</ref>

Bộ phim [[Star Trek (phim)|Star Trek]] (2009), có cảnh nói về nhân vật Nero sử dụng "vật chất đỏ" nhằm tạo ra một lỗ đen để phá hủy hành tinh Vulcan.<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=4wVEhafuF7A Planet Vulcan Gets Owned By Black Hole] YouTube</ref> Trong một tập phim của seri 'Star Trek: Voyager', đoàn du hành đã lái tàu vũ trụ băng qua chân trời sự kiện và bị mắc kẹt ở bên trong.<ref>{{Chú thích web | url = http://archive.is/95PxS |tiêu đề=Wormholes, Warp Speed and other Weird Things |nhà xuất bản=Oracle Think Quest |ngày truy cập=ngày 22 tháng 5 năm 2013}}</ref>

Trong bộ [[manga]] [[InuYasha]], nhân vật [[Miroku (Inu Yasha)|Miroku]] với bên tay phải có một ''Phong huyệt'' với khả năng hút tất cả mọi thứ giống như lỗ đen.

Trong [[trò chơi điện tử|game]] [[Mass Effect 2]], người chơi được trang bị loại súng "M-490 Blackstorm" hay "black hole gun" với khả năng tạo ra kì dị hấp dẫn giống như lỗ đen nhằm hút mọi thứ vào trong.<ref>{{Chú thích web |url=https://masseffect.fandom.com/wiki/M-490_Blackstorm |tiêu đề=M-490 Blackstorm |nhà xuất bản=masseffect.wikia.com |ngày truy cập=ngày 23 tháng 5 năm 2013}}</ref>

Trong [[Interstellar]] (2014) của [[Christopher Nolan]], nhân vật Cooper cùng phi hành đoàn phải đi qua một lỗ sâu (worm hole) để đến các hành tinh mới khác nhằm đi tìm hành tinh - ngôi nhà mới cho loài người - các điều kiện sống trên [[Trái Đất]] dần trở
nên khắc nghiệt không còn thích hợp cho loài người sinh sống. Lỗ đen trong phim bẻ cong không gian, khiến cho nó có dạng hình cầu, và làm giãn nở thời gian của các [[hành tinh]] gần nó. Lỗ đen còn có những [[Điểm kì dị không-thời gian|điểm kì dị]] cho ta các không gian năm chiều. Cooper cho rằng cái lỗ đen gần [[sao Thổ]] ấy và các không gian năm chiều là thành phẩm của loài người trong tương lai.

==Xem thêm==

{|
|
* [[Thuyết tương đối rộng]]
* [[Nghiệm Schwarzschild]]
* [[Bán kính Schwarzschild]]
|
* [[Lỗ đen quay]]
* [[Sao đặc|Ngôi sao đặc]]
* [[Hấp dẫn lượng tử]]
|
* [[Lỗ trắng]]
* [[Sao neutron]]
* [[Lỗ đen siêu khối lượng]]
|
* [[Lỗ sâu]]
* [[Danh sách lỗ đen]]
* [[Lý thuyết dây]]
|
* [[Lỗ đen siêu nhỏ]]
* [[Cuộc chiến Susskind-Hawking]]
* [[Cơ học lỗ đen]]
|}

==Chú thích==
<references group="Ct"/>

==Tham khảo==
{{tham khảo|colwidth=30em|2}}

==Đọc thêm==
;Sách phổ biến
* {{chú thích sách| last1=Ferguson | first1=Kitty|title=Black Holes in Space-Time|publisher=Watts Franklin|year=1991|isbn=0-531-12524-6 |ref=harv}}
* {{chú thích sách|first1=Stephen |last1=Hawking |author1-link=Stephen Hawking|title=[[Lược sử thời gian|A Brief History of Time]]|publisher=Bantam Books, Inc|year=1988|isbn=0-553-38016-8|ref=harv}}
* {{chú thích sách|first1=Stephen |last1=Hawking |first2=Roger |last2=Penrose |title=The Nature of Space and Time |year=1996 |publisher=Princeton University Press |isbn=0-691-03791-4 |url=http://books.google.com/?id=LstaQTXP65cC |ref=harv}}
* {{chú thích sách| last1=Melia |first1=Fulvio | author1-link=Fulvio Melia |title=The Black Hole at the Center of Our Galaxy|publisher=Princeton U Press|year=2003|isbn=978-0-691-09505-9 |ref=harv}}
* {{chú thích sách| last1=Melia | first1=Fulvio |title=The Edge of Infinity. Supermassive Black Holes in the Universe|publisher=Cambridge U Press|year=2003|isbn=978-0-521-81405-8 |ref=harv}}
* {{chú thích sách| last1=Pickover | first1=Clifford|title=Black Holes: A Traveler's Guide|publisher=Wiley, John & Sons, Inc|year=1998|isbn=0-471-19704-1}}
* {{chú thích sách| last1=Thorne | first1=Kip S. |title=[[Black Holes and Time Warps]]|publisher=Norton, W. W. & Company, Inc|year=1994|isbn=0-393-31276-3|ref=harv}}
* {{chú thích sách| last=Wheeler |first=J. Craig|title = Cosmic Catastrophes|edition = 2nd|publisher = Cambridge University Press|year = 2007|isbn = 0-521-85714-7 |ref=harv}}

;Sách và giáo trình đại học
* {{chú thích sách|last1=Carroll |first1=Sean M. |title=Spacetime and Geometry |year=2004 |publisher=Addison Wesley |isbn=0-8053-8732-3 |ref=harv}}, the lecture notes on which the book was based are available for free from Sean Carroll's [http://www.preposterousuniverse.com/grnotes/ website].
* {{chú thích sách|last1=Carter |first1=B. |year=1973 |chapter=Black hole equilibrium states |title=Black Holes |editor-last=DeWitt |editor-first=B. S. |editor1-link=Bryce De Witt |editor2-last=DeWitt |editor2-first=C. |ref=harv}}
* {{chú thích sách| last1=Chandrasekhar | first1=Subrahmanyan |authorlink1=Subrahmanyan Chandrasekhar |title=The Mathematical Theory of Black Holes|publisher=Oxford University Press|year=1999|isbn=0198503709 |ref=harv}}
* {{chú thích tạp chí|last1=Frolov |first1=V. P. |last2=Novikov |first2=I. D. |publisher=Springer |year=1998 |title=Black hole physics |isbn=0792351452 |ref=harv}}
* {{chú thích sách |last1=Frolov |first1=Valeri P. |last2=Zelnikov |first2=Andrei |title=Introduction to Black Hole Physics |publisher=Oxford University Press |year=2011 |location=Oxford |url=http://books.google.com/books?id=r_l5AK9DdXsC&lpg=PA34 |isbn=978-0-19-969229-3 |zbl=1234.83001 |ref=harv}}
* {{chú thích sách| last1=Hawking |first1=S. W. |last2=Ellis |first2=G. F. R. |title=Large Scale Structure of space time |publisher=Cambridge University Press |year=1973 |url=http://books.google.com/?id=QagG_KI7Ll8C |isbn=0-521-09906-4|ref=harv}}
* {{chú thích sách| last1=Melia |first1=Fulvio |title=The Galactic Supermassive Black Hole|publisher=Princeton U Press|year=2007|isbn=978-0-691-13129-0 |ref=harv}}
* {{chú thích sách | last=Schutz |first=Bernard F.| title=A first course in general relativity| publisher=Cambridge University Press| edition=2| year=2009| isbn=0-521-88705-4|ref=harv}}
* {{chú thích sách| last1=Taylor | first1=Edwin F. |last2=Wheeler | first2=John Archibald | title=Exploring Black Holes|publisher=Addison Wesley Longman | year=2000|isbn=0-201-38423-X |ref=harv}}
* {{chú thích sách|last1=Misner | first1=Charles |last2=Thorne | first2=Kip S. |last3=Wheeler | first3=John |author2-link=Kip Thorne |author1-link=Charles W. Misner| author3-link=John Archibald Wheeler |title=Gravitation|publisher=W. H. Freeman and Company|year=1973|isbn=0-7167-0344-0 |ref=harv}}
* {{chú thích sách|last=Wald | first=Robert M. |author-link=Robert Wald |title=General Relativity |publisher=University of Chicago Press |year=1984 |isbn=978-0-226-87033-5 |url=http://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC |ref=harv}}
* {{chú thích sách| last1=Wald | first1=Robert M. |title=Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes|publisher= University of Chicago Press| year=1992|isbn=0-226-87029-4 |ref=harv}}

;Bài tổng quan
* {{chú thích tạp chí|last1=Gallo|first1=Elena|last2=Marolf|first2=Donald|doi=10.1119/1.3056569|title=Resource Letter BH-2: Black Holes|year=2009|page=294|issue=4|volume=77|journal=American Journal of Physics|arxiv=0806.2316|bibcode = 2009AmJPh..77..294G }}
* {{cite arxiv |eprint=hep-ph/0511217 |last1=Hughes|first1=Scott A. |title=Trust but verify: The case for astrophysical black holes |class=hep-ph |year=2005}} Lecture notes from 2005 SLAC Summer Institute.

== Liên kết ngoài ==

{{vi}}
* {{TĐBKVN|13186|Hốc đen}}
* [https://vatlythienvan.wordpress.com/2011/07/11/h%E1%BB%91-den-black-hole-don-nardo/ Hố đen - Don Nardo - Bản dịch tiếng Việt của CLB Thiên văn Bách khoa]. Bản gốc tiếng Anh: ISBN 1590181018
* [http://vietsciences.free.fr/timhieu/khoahoc/astronomie/hoden.htm Thông tin thêm về Hố đen] vietsciences.free.fr
* S. Hawking, ''Universe in a nutshell'', Bantam, 2001. ([http://vietsciences.free.fr/design/cht_vutrutrongmotvohat.htm Bản dịch tiếng Việt ''Vũ trụ trong một vỏ hạt''])
* S. Hawking, ''A brief history of time'', Bantam, 1986. ([http://thuvienhoasen.org/a6922/luoc-su-thoi-gian-stephen-hawking-dich-viet-cao-chi-va-pham-van-thieu Bản dịch tiếng Việt ''Lược sử thời gian'' của Cao Chi và Phạm Văn Thiều]). [https://web.archive.org/web/20160304221346/http://utb.edu.vn/elib/Khoa%20hoc/Luoc%20su%20thoi%20gian%20(Stephen%20Hawking).PDF Bản PDF trên trang của [[Trường Đại học Tây Bắc|ĐHTB]]]
* S. Hawking, ''Does God Play Dice?'', public lecture ([http://datrach.blogspot.com/2004/12/cha-c-chi-tr-sc-sc.html ''Chúa có chơi trò súc sắc?''] Stephen Hawking. Bản dịch tiếng Việt của [[Thành viên:Zatrach|Zatrach]] 5/12/2004 từ nguyên văn [http://www.hawking.org.uk/does-god-play-dice.html ''Does God play Dice?'']
* [http://www.bbc.com/vietnamese/science/story/2004/07/040721_hawking.shtml GS Hawking nhận sai lầm] (về thuyết hố đen của ông) BBC tiếng Việt, 22/7/2004

{{En icon}}
* {{britannica|67925}}
* [http://www.einstein-online.info/elementary/blackHoles Black holes & Co.] Einstein Online
* [https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/black-holes/ Black Holes] NASA's Science Mission Directorate (SMD) news
* [https://apod.nasa.gov/htmltest/gifcity/bh_pub_faq.html ''Frequently Asked Questions (FAQs) on Black Holes''. Những câu thường hỏi về hố đen] của [[NASA]]
* [http://cosmology.berkeley.edu/Education/BHfaq.html Những câu thường hỏi về hố đen] của [[Đại học California tại Berkeley]]
* [http://jila.colorado.edu/~ajsh/bh/schwp.html ''More about the Schwarzschild Geometry'' Hình học Schwarzschild] tại [http://jila.colorado.edu/~ajsh/ trang của Andrew Hamilton]
* [http://jila.colorado.edu/~ajsh/insidebh/index.html Inside black hole] Đại học Colorado
* '''[http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/ Black Holes: Gravity's Relentless Pull]''' Award-winning interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
* Tufts University: [http://hepguru.com/blackholes/ Student Project (Great Kid's Section)]
* [http://www.gothosenterprises.com/black_holes/ Jillian’s Guide to Black Holes]
* [http://www.universetoday.com/category/black-holes/ Universe Today] Black hole news stories 
* [https://www.black-holes.org/ Simulating Extreme Spactimes] A Caltech - Cornell project
* [http://www.mpe.mpg.de/ir/GC Galactic Center Research: Galactic Black Hole disrupts Gas Cloud] from Max Plank Institute
* {{YouTube|cW7BvabYnn8|The Largest Black Holes in the Universe (VERSION ONE)}} SpaceRip tải lên ngày 28-09-2009
[[Thể loại:Vũ trụ]]