ดูต้นฉบับสำหรับ หลุมดำ

[[ไฟล์:Black hole - Messier 87 crop max res.jpg|thumb|275px|ภาพถ่ายวิทยุโทรทรรศน์ของ[[หลุมดำมวลยวดยิ่ง]]ที่แกนกลางของกาแลกซี[[เมซีเย 87]] กลุ่มดาวหญิงสาว มีมวลประมาณหนึ่งพันล้านเท่าของดาวอาทิตย์ ถ่ายโดย[[กล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์]] เผยแพร่เมื่อ 10 เมษายน ค.ศ. 2019]]
[[File:EHT Saggitarius A black hole.tif|thumb|275px|ภาพหลุมดำใจกลาง[[ทางช้างเผือก]]ที่เครือข่าย[[กล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์]]เผยแพร่เมื่อวันที่ 12 พฤษภาคม ค.ศ. 2022]]

'''หลุมดำ''' ({{langx|en|black hole}}) หมายถึงเทหวัตถุใน[[เอกภพ]]ที่มี[[แรงโน้มถ่วง]]สูงมาก ไม่มีอะไรออกจากบริเวณนี้ได้แม้แต่[[แสง]] ยกเว้นหลุมดำด้วยกัน เราจึงมองไม่เห็นใจกลางของหลุมดำ หลุมดำจะมีพื้นที่หนึ่งที่เป็นขอบเขตของตัวเองเรียกว่า[[ขอบฟ้าเหตุการณ์]] ที่ตำแหน่ง[[รัศมีชวาทซ์ชิลท์]] ถ้าหากวัตถุหลุดเข้าไปในขอบฟ้าเหตุการณ์ วัตถุจะต้องเร่งความเร็วให้มากกว่า[[ความเร็วแสง]]จึงจะหลุดออกจากขอบฟ้าเหตุการณ์ได้ แต่เป็นไปไม่ได้ที่วัตถุใดจะมีความเร็วมากกว่าแสง วัตถุนั้นจึงไม่สามารถออกมาได้อีกต่อไป

เมื่อ[[ดาวฤกษ์]]ที่มีมวลมหึมาแตกดับลง มันอาจจะก่อกำเนิดวัตถุที่ดำมืดที่สุด ทว่ามีอำนาจทำลายล้างสูงสุดไว้เบื้องหลัง นักดาราศาสตร์เรียกสิ่งนี้ว่า "หลุมดำ" เราไม่สามารถมองเห็นหลุมดำด้วย[[กล้องโทรทรรศน์]]ใด ๆ เนื่องจากหลุมดำไม่เปล่งแสงหรือรังสีใดเลย แต่สามารถตรวจพบได้ด้วย[[กล้องโทรทรรศน์วิทยุ]] และคลื่นโน้มถ่วงของหลุมดำ (ในเชิงทฤษฎี โครงการ[[ไลโก]]) และจนถึงปัจจุบันได้ค้นพบหลุมดำในจักรวาลแล้วอย่างน้อย 6 แห่ง

หลุมดำเป็นซากที่สิ้นสลายของดาวฤกษ์ที่ถึงอายุขัยแล้ว สสารที่เคยประกอบกันเป็นดาวนั้นได้ถูกอัดตัวด้วยแรงดึงดูดของตนเองจนเหลือเป็นเพียงมวลหนาแน่นที่มีขนาดเล็กยิ่งกว่า[[นิวเคลียส]]ของ[[อะตอม]]เดียว ซึ่งเรียกว่า [[ภาวะเอกฐานเชิงความโน้มถ่วง|ภาวะเอกฐาน]]

หลุมดำแบ่งได้เป็น 4 ประเภท คือ [[หลุมดำมวลยวดยิ่ง]] เป็นหลุมดำในใจกลางของดาราจักร, [[หลุมดำขนาดกลาง]], [[หลุมดำจากดาวฤกษ์]] ซึ่งเกิดจากการแตกดับของดาวฤกษ์, และ [[หลุมดำจิ๋ว]]หรือ[[หลุมดำเชิงควอนตัม]] ซึ่งเกิดขึ้นในยุคเริ่มแรกของเอกภพ

แม้ว่าจะไม่สามารถมองเห็นภายในหลุมดำได้ แต่ตัวมันก็แสดงการมีอยู่ผ่านการมีผลกระทบกับวัตถุที่อยู่ในวงโคจรภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ ตัวอย่างเช่น หลุมดำอาจจะถูกสังเกตเห็นได้โดยการติดตามกลุ่มดาวที่โคจรอยู่ภายในศูนย์กลางหลุมดำ หรืออาจมีการสังเกตก๊าซ (จากดาวข้างเคียง) ที่ถูกดึงดูดเข้าสู่หลุมดำ ก๊าซจะม้วนตัวเข้าสู่ภายใน และจะร้อนขึ้นถึงอุณหภูมิสูง ๆ และปลดปล่อยรังสีขนาดใหญ่ที่สามารถตรวจจับได้จากกล้องโทรทรรศน์ที่โคจรอยู่รอบโลก<ref>[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/compact_binary.html "รังสีแกมมาจากหลุมดำและดาวนิวตรอน"]. [[นาซา]]/[[ศูนย์การบินอวกาศก็อดเดิร์ด]].</ref><ref>Remillard, Ronald A.; McClintock (2006) , [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0606352 "X-ray Properties of Black-Hole Binaries"], Ann.Rev.Astron.Astrophys. 44: 49-92.</ref> การสำรวจให้ผลในทางวิทยาศาสตร์เห็นพ้องต้องกันว่าหลุมดำนั้นมีอยู่จริงใน[[เอกภพ]]<ref>Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999) , [http://arxiv.org/abs/astro-ph/9912186 "Astrophysical evidence for the existence of black holes"], Class. Quant. Grav. 16.</ref> 

แนวคิดของวัตถุที่มีแรงดึงดูดมากพอที่จะกันไม่ให้แสงเดินทางออกไปนั้นถูกเสนอโดยนักดาราศาสตร์มือสมัครเล่นชาวอังกฤษ [[จอห์น มิเชล]]<ref>a b Michell, J. (1784) , ''Phil. Trans. R. Soc. (London) '' '''74''': 35-57 .</ref> ในปี 1783 และต่อมาในปี 1795 นักฟิสิกส์ชาวฝรั่งเศส [[ปีแยร์-ซีมง ลาปลัส]] ก็ได้ข้อสรุปเดียวกัน<ref>[http://library.thinkquest.org/25715/discovery/conceiving.htm#darkstars "Dark Stars (1783)"] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080626101731/http://library.thinkquest.org/25715/discovery/conceiving.htm#darkstars |date=2008-06-26 }}. Thinkquest. เก็บข้อมูลเมื่อ 2008-05-28.</ref><ref> Laplace; see Israel, Werner (1987) , "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W. & Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, Sec. 7.4</ref> ตามความเข้าใจล่าสุด หลุมดำถูกอธิบายโดย[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]] ซึ่งทำนายว่าเมื่อมีมวลขนาดใหญ่มากในพื้นที่ขนาดเล็ก เส้นทางในพื้นที่ว่างนั้นจะถูกทำให้บิดเบี้ยวไปจนถึงศูนย์กลางของปริมาตร เพื่อไม่ให้วัตถุหรือรังสีใด ๆ สามารถออกมาได้

ขณะที่ทฤษฏีสัมพัทธภาพทั่วไปอธิบายว่าหลุมดำเป็นพื้นที่ว่างที่มีความเป็น[[ภาวะเอกฐานเชิงความโน้มถ่วง|ภาวะเอกฐาน]]ที่จุดศูนย์กลางและที่ขอบฟ้าเหตุการณ์บริเวณขอบ คำอธิบายนี้เปลี่ยนไปเมื่อค้นพบ[[กลศาสตร์ควอนตัม]] การค้นคว้าในหัวข้อนี้แสดงให้เห็นว่านอกจากหลุมดำจะดึงวัตถุไว้ตลอดกาล แล้วยังมีการค่อย ๆ ปลดปล่อยพลังงานภายใน เรียกว่า [[รังสีฮอว์คิง]] และอาจสิ้นสุดลงในที่สุด<ref>Hawking, Stephen (1974). "Black Hole Explosions". ''Nature'' 248: pp. 30–31. doi:10.1038/248030a0.</ref><ref>McDonald, Kirk T. (1998) , ''[http://www.hep.princeton.edu/~mcdonald/accel/unruhrad.pdf Hawking-Unruh Radiation and Radiation of a Uniformly Accelerated Charge.] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20081031010810/http://www.hep.princeton.edu/~mcdonald/accel/unruhrad.pdf |date=2008-10-31 }}''</ref><ref> Hawking & Penrose 1996, p. 44.</ref> อย่างไรก็ตาม ยังไม่มีคำอธิบายเกี่ยวกับหลุมดำที่ถูกต้องตาม[[ทฤษฎีควอนตัม]]

== ที่มาของชื่อ ==
การที่เราใช้คำว่า '''หลุมดำ''' เพื่ออธิบายปรากฏการณ์นี้เริ่มขึ้นในช่วงกลางคริสต์ทศวรรษ 1960 โดยไม่ปรากฏหลักฐานที่แน่ชัด โดยทั่วไปจะให้การยกย่องแก่นัก[[ฟิสิกส์]]ชื่อ [[จอห์น วีลเลอร์]] ว่าเป็นผู้บัญญัติศัพท์คำนี้ขึ้นในการบรรยายของเขาในปี ค.ศ. 1967 เรื่อง ''เอกภพของเรา : สิ่งที่รู้และไม่รู้'' โดยใช้คำนี้แทนคำเดิมว่า ''ดาวที่ยุบตัวอย่างสมบูรณ์โดยความโน้มถ่วง'' อย่างไรก็ตามวีลเลอร์ได้ยืนกรานว่าผู้บัญญัติศัพท์เป็นผู้ร่วมสัมมนาคนอื่น เขาเพียงแต่นำมาใช้เพราะมันกระชับและใช้ง่ายดี คำนี้ยังปรากฏอยู่ในจดหมายฉบับหนึ่งของ แอนน์ อิววิง ที่เขียนถึง [[เอเอเอเอส]] ในปี ค.ศ. 1964<ref>Michael Quinion. [http://www.worldwidewords.org/topicalwords/tw-bla1.htm "Black Hole"]. World Wide Words. เก็บข้อมูลเมื่อ 2008-06-17.</ref> มีใจความว่า "..ตาม[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]] (General relativity) ของ[[อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์]] เมื่อเพิ่มมวลให้กับดาวที่กำลังจะหมดอายุขัย สนามโน้มถ่วงขนาดมหึมาที่ดาวกระทำต่อตัวเองจะทำให้เกิด[[การยุบตัวของสภาพแรงโน้มถ่วง]] (gravitational collapse) อย่างรวดเร็ว และทำให้ดาวดวงนั้นกลายเป็น "หลุมดำ" ในเอกภพ.."

มีการใช้วลีนี้ใน[[ภาษาอังกฤษ]]มาหลายปีก่อนหน้านั้นแล้ว ตามชื่อ[[หลุมดำแห่งกัลกัตตา]] ซึ่งเป็นตรุเล็ก ๆ ใน[[ฟอร์ตวิลเลียม]] เมืองป้อมทหารของอังกฤษที่[[กัลกัตตา]] ชาวยุโรป 146 คนถูก Siraj-ud-Daulah เจ้าแคว้นเบงกอลลงโทษคุมขังเอาไว้ที่นี่ระหว่างการสงครามเมื่อปี ค.ศ. 1756 โดยมีเพียง 23 คนที่รอดชีวิต<ref>[http://www.etymonline.com/index.php?search=black+hole&searchmode=none "Online Etymology Dictionary"]</ref>

== ประวัติการศึกษาหลุมดำ ==
=== อิงตามทฤษฎีของนิวตัน ===
แนวความคิดเกี่ยวกับวัตถุที่มีมวลมากเสียจนแม้แต่แสงก็ไม่สามารถหนีออกมาได้เริ่มขึ้นจากนักธรณีวิทยาชื่อ [[จอห์น มิเชล]] ซึ่งได้เขียนจดหมายฉบับหนึ่งในปี [[ค.ศ. 1783]] ส่งถึงเพื่อนชื่อ [[เฮนรี คาเวนดิช]] ในเวลาต่อมาแนวคิดนี้ได้รับการตีพิมพ์โดย[[รอยัลโซไซตี้]]<ref name="Michell1784">{{Cite journal |last=Michell |first=J. |author-link1=John Michell |date=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 |pages=35–57 |bibcode=1784RSPT...74...35M |doi=10.1098/rstl.1784.0008|jstor=106576|doi-access=free |issn=0261-0523 }}</ref>

{{คำพูด|''สำหรับทรงกลมที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ แต่มีความหนาแน่นมากกว่าความหนาแน่นของดวงอาทิตย์ถึง 500 เท่า วัตถุที่ตกลงจากความสูงไม่จำกัดสู่ผิวทรงกลมนั้นจะมีความเร็วที่พื้นผิวทรงกลมสูงกว่าความเร็วแสง ผลที่ตามมาหากแสงถูกกระทำโดยแรงเดียวกันในสัดส่วนสัมพันธ์กับแรงเฉื่อยทิศทางตรงข้ามที่เกิดจากวัตถุอื่น แสงทั้งหมดที่แผ่ออกจากวัตถุนั้นจะถูกดึงกลับไปยังทรงกลมด้วยแรงโน้มถ่วงเฉพาะของตัวมันเอง''}}

ทฤษฎีนี้ถือว่าแสงได้รับอิทธิพลจากความโน้มถ่วงเช่นเดียวกันกับวัตถุอื่นที่มีมวล

ในปี [[ค.ศ. 1796]] นักคณิตศาสตร์ชื่อ [[ปีแยร์-ซีมง ลาปลัส]] ได้เสนอแนวคิดเดียวกันนี้ในหนังสือของเขา ''Exposition du système du Monde'' ทั้งในฉบับพิมพ์ครั้งที่หนึ่งและสอง (แต่แนวคิดนี้ไม่ปรากฏในฉบับพิมพ์ครั้งหลัง ๆ) ในเวลาต่อมา แนวคิดของทั้งมิเชลและลาปลัสที่อิงอยู่บนหลักการของนิวตันมักถูกอ้างถึงว่าเป็น [[ดาวมืด]] เพื่อแยกมันออกจาก "หลุมดำ" ตาม[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]]

แนวความคิดส่วนใหญ่เกี่ยวกับหลุมดำได้ถูกเพิกเฉยไปในคริสต์ศตวรรษที่ 19 หลังจากที่ยอมรับกันแล้วว่าแสงเป็นคลื่นที่ไม่มีมวล ดังนั้นจึงไม่ได้รับอิทธิพลจากความโน้มถ่วง ไม่เหมือนกับหลุมดำในปัจจุบันที่เชื่อว่าวัตถุด้านหลังขอบฟ้าจะยังคงที่อยู่แม้จะเกิดการยุบตัว

=== อิงตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ===
ในปี [[ค.ศ. 1915]] [[อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์]] ได้พัฒนาทฤษฎีเกี่ยวกับความโน้มถ่วงเรียกว่า [[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]] ซึ่งแสดงให้เห็นดังกล่าวข้างต้นแล้วว่า แรงโน้มถ่วงมีผลกระทบกับแสง (แม้ว่าแสงจะมีมวลเป็นศูนย์ก็ตาม ทว่าจุดกำเนิดของสภาพโน้มถ่วงมิได้เกิดจากมวล แต่เกิดจากพลังงาน) หลังจากนั้นไม่กี่เดือน [[คาร์ล ชวาทซ์ชิลท์]] ได้เสนอ[[มาตราชวาทซ์ชิลท์]]สำหรับสนามโน้มถ่วงของมวลแบบจุดและมวลทรงกลม<ref name="Schwarzschild1916"/> ที่แสดงว่าหลุมดำสามารถเกิดขึ้นได้ตามทฤษฎี ปัจจุบัน[[รัศมีชวาทซ์ชิลท์]]เป็นที่รู้จักกันในฐานะรัศมีของ[[ขอบฟ้าเหตุการณ์]]ของหลุมดำที่ไม่หมุน แต่ในเวลานั้นผู้คนยังไม่เข้าใจกัน ตัวอย่างเช่นชวาทซ์ชิลท์เองก็ยังคิดว่ามันไม่อาจเป็นจริงในทางกายภาพ โจฮันเนส โดรสเต นักศึกษาของ[[แฮ็นดริก โลเรินตส์]] ได้เสนอผลลัพธ์แบบเดียวกันสำหรับมวลแบบจุดหลังจากที่ชวาทซ์ชิลท์เสนอแนวคิดเป็นเวลาหลายเดือน ทั้งยังได้อธิบายคุณสมบัติบางประการเพิ่มเติมอีกด้วย

ในปี [[ค.ศ. 1930]] นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชื่อ [[สุพราหมัณยัน จันทรสิกขา]] แย้งว่า ตาม[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ]] วัตถุที่ไม่หมุนและมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 1.44 เท่า (คือค่า[[ขอบเขตจันทรสิกขา]]) จะยุบตัวลงจนสิ้นสูญเพราะไม่มีอะไรเท่าที่รู้จักจะมาหยุดมันได้ ข้อโต้แย้งของเขาถูกโต้กลับโดยนาย[[อาร์เทอร์ เอ็ดดิงตัน]] ผู้ซึ่งเชื่อว่ามีบางอย่างสามารถหยุดการยุบตัวได้ ความคิดของเอ็ดดิงตันก็มีส่วนถูก เพราะ[[ดาวแคระขาว]]ที่มีมวลมากกว่าขอบเขตจันทรสิกขาจะยุบตัวลงกลายเป็น[[ดาวนิวตรอน]] แต่ในปี ค.ศ. 1939 [[โรเบิร์ต ออพเพนไฮม์เมอร์]]ได้ตีพิมพ์บทความ (โดยมีผู้เขียนร่วมหลายคน) ที่ทำนายว่าดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 3 เท่าขึ้นไป (คือค่า[[ขอบเขตโทลแมน-ออพเพนไฮม์เมอร์-โวลคอฟฟ์]]) จะยุบตัวลงกลายเป็นหลุมดำ ด้วยเหตุผลเดียวกันกับที่จันทรสิกขาเคยนำเสนอ<ref>[http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p374_1 On Massive Neutron Cores] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20111120184631/http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p374_1 |date=2011-11-20 }}, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, ''Physical Review'' '''55''', #374 (15 February 1939), pp. 374-381.</ref>

ออพเพนไฮม์เมอร์กับเพื่อนร่วมงานใช้[[มาตราชวาทซ์ชิลท์|ระบบอ้างอิงพิกัดของชวาทซ์ชิลท์]] (ซึ่งเป็นระบบพิกัดอย่างเดียวที่มีให้ใช้ใน ค.ศ. 1939) ทำให้สร้าง[[เอกภาวะทางคณิตศาสตร์]]ออกมาได้ที่[[รัศมีชวาทซ์ชิลท์]] กล่าวอีกนัยหนึ่งสมการล่มลงไปที่ค่ารัศมีชวาทซ์ชิลท์เพราะค่าบางค่ากลายเป็นอนันต์ คำแปลนี้บ่งชี้ว่ารัศมีชวาทซ์ชิลท์เป็นค่าขอบเขตของ "ฟอง" ที่ซึ่งเวลา "หยุด" เป็นเวลาหลายปีทีเดียวที่ดาวยุบตัวเหล่านี้ถูกเรียกว่า "ดาวแช่แข็ง" เพราะการคำนวณแสดงว่าผู้สังเกตภายนอกจะเห็นพื้นผิวของดาวหยุดนิ่งที่เวลาซึ่งการยุบตัวเกิดขึ้นภายในรัศมีชวาทซ์ชิลท์ ทว่านักฟิสิกส์จำนวนมากยังไม่สามารถยอมรับแนวคิดเรื่องเวลาที่หยุดนิ่งภายในรัศมีชวาทซ์ชิลท์ ประเด็นนี้ยังเป็นที่สนใจอยู่บ้างเล็กน้อยตลอดเวลาที่ผ่านไป 20 ปี

== คุณสมบัติ ==
[[ไฟล์:BlackHole.jpg|thumb|250px|ภาพจำลองของหลุมดำจาก[[นาซ่า]]<ref>NASA. [http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/pictures/blackhole/BH1m.jpg "Artist impression of a black hole".] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080910165709/http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/pictures/blackhole/BH1m.jpg |date=2008-09-10 }}</ref>]]

ตาม[[No hair theorem|ทฤษฎีโนแฮร์]] หลุมดำมีคุณสมบัติทางกายภาพที่แยกออกจากกัน 3 ประการ ได้แก่ [[มวล]] [[ประจุไฟฟ้า]] และ[[โมเมนตัมเชิงมุม]]<ref>{{cite journal |author=Heusler, M. |year=1998 |title=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond |journal=Living Rev. Relativity |volume=1 |number=6 |url=http://www.livingreviews.org/Articles/Volume1/1998-6heusler/}}</ref> หลุมดำสองหลุมใด ๆ ที่มีค่าคุณสมบัติทั้งสามเท่ากันจะไม่สามารถแยกแยะความแตกต่างกันได้เลย ซึ่งไม่เหมือนกับวัตถุทางดาราศาสตร์อื่น ๆ เช่น [[ดาวฤกษ์]] ที่มีค่าคุณสมบัติมากมายจนอาจจะนับไม่ถ้วน แสดงว่าในการยุบตัวของดาวฤกษ์จนกลายไปเป็นหลุมดำนั้นมีข้อมูลของคุณสมบัติที่สูญหายไปเป็นจำนวนมหาศาล แต่นัยยะหนึ่งในการศึกษาทฤษฎีทางกายภาพ ข้อมูลก็เป็นคุณสมบัติหนึ่งที่ไม่มีวันสูญหาย การที่ข้อมูลคุณสมบัติของหลุมดำสูญหายไปเกือบหมดจึงเป็นเรื่องน่าพิศวง นักฟิสิกส์เรียกปรากฏการณ์นี้ว่า [[พาราดอกซ์ข้อมูลของหลุมดำ]]

ทฤษฎีโนแฮร์ได้สร้าง[[สมมติฐาน]]บางอย่างเกี่ยวกับธรรมชาติของเอกภพและสสารที่อยู่ในเอกภพ สมมติฐานอื่น ๆ จะนำไปสู่บทสรุปที่ต่างไป ตัวอย่างเช่น ถ้าธรรมชาติยอมให้มี[[แม่เหล็กขั้วเดียว]] ซึ่งเป็นไปได้ในทางทฤษฎีแต่ไม่เคยถูกสังเกตพบ ก็น่าจะเป็นไปได้ที่หลุมดำจะมี[[ประจุแม่เหล็ก]] แต่ถ้าเอกภพมีมากกว่า 4 มิติ (เหมือนที่กล่าวไว้ใน[[ทฤษฎีสตริง]]) หรือมีโครงสร้างทรงกลมแบบ [[แอนไท เดอ ซิทเตอร์ สเปซ]] ทฤษฎีนี้ก็จะผิดไปโดยสิ้นเชิง เพราะจะเกิด "แฮร์" ขึ้นได้จากหลายแหล่ง อย่างไรก็ตาม ทฤษฎีนี้จะยังคงใช้ได้ในมิติของพวกเราที่ปรากฏเป็น 4 มิติ ซึ่งเอกภพมีรูปร่างเกือบจะแบน<ref>{{cite journal| author=Hinshaw, G.|title=Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data  Processing, Sky Maps, and Basic Results|journal=arxiv|year=2008 |url=http://arxiv.org/abs/0803.0732}}.</ref>

=== ประเภทของหลุมดำ ===
หลุมดำแบบง่ายที่สุดที่เป็นไปได้ คือแบบที่มีเพียงมวล แต่ไม่มีประจุและโมเมนตัมเชิงมุม หลุมดำประเภทนี้เรียกว่า [[หลุมดำชวาทซ์ชิลท์]] ตามชื่อนักฟิสิกส์ผู้ค้นพบคำตอบดังกล่าวในปี ค.ศ. 1915 คือ [[คาร์ล ชวาทซ์ชิลท์]]<ref name="Schwarzschild1916">{{cite journal
| last = Schwarzschild
| first = Karl
| author-link = Karl Schwarzschild
| title = Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie
| journal = Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.
| year = 1916
| pages = 189–196
 }} and {{cite journal
| last = Schwarzschild
| first = Karl
| author-link = Karl Schwarzschild
| title = Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie
| journal = Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.
| pages = 424–434
| year = 1916
 }}.</ref> หลุมดำชนิดนี้เป็นผลลัพธ์แท้จริงสำหรับ[[สมการไอน์สไตน์]]อย่างแรกที่มีการค้นพบ รวมถึงสอดคล้องกับ[[ทฤษฎีเบอร์คอฟฟ์]]ที่อธิบายถึง[[สุญญากาศ]]เพียงชนิดเดียวที่เป็นสมมาตรทรงกลม ในโลกแห่งความจริงของฟิสิกส์ นี่หมายความว่าการสังเกตการณ์สนามแรงโน้มถ่วงของหลุมดำกับของวัตถุทรงกลมอื่นที่มีมวลพอ ๆ กันอย่างเช่นดาวฤกษ์หรือดาวเคราะห์ทรงกลมซึ่งครั้งหนึ่งเคยอยู่ในอวกาศว่างเปล่าภายนอกวัตถุ จะไม่มีความแตกต่างกันเลย ทำให้แนวคิดยอดนิยมที่ว่าหลุมดำจะ "ดูดทุกอย่าง" รอบตัวมันเข้าไปนั้นไม่ถูกต้อง สนามโน้มถ่วงภายนอกที่อยู่พ้นจากขอบฟ้าเหตุการณ์ก็มีสภาพเหมือนกับสนามของวัตถุขนาดใหญ่ธรรมดาทั่วไป

ในคริสต์ศตวรรษที่ 20 มีการค้นพบคำอธิบายสำหรับหลุมดำที่กว้างกว่านั้น [[มาตราไรส์เนอร์-นอร์ดสตรอม|ทฤษฎีของไรส์เนอร์-นอร์ดสตรอม]]อธิบายเกี่ยวกับหลุมดำที่มีประจุไฟฟ้า ขณะที่ [[มาตราเคอร์|ทฤษฎีของเคอร์]]แสดงให้เห็นหลุมดำแบบที่มีการหมุนรอบตัวเอง คำอธิบายที่เป็นที่รู้จักมากที่สุดสำหรับหลุมดำที่อยู่กับที่คือ [[มาตราเคอร์-นิวแมน]] ซึ่งหลุมดำจะมีทั้งประจุและโมเมนตัมเชิงมุม ในบรรดาคำอธิบายต่าง ๆ เหล่านี้มีคุณสมบัติร่วมกันอยู่ซึ่งนำมารวมเข้ากับงานของชวาทซ์ชิลท์เป็นระยะทางที่ใหญ่มากเมื่อเทียบกับสัดส่วนของประจุและโมเมนตัมเชิงมุมกับมวล (ใน[[หน่วยธรรมชาติ]])

ขณะที่มวลของหลุมดำสามารถจะมีค่าเท่าใดก็ได้ (ที่เป็นบวก) แต่คุณสมบัติอีกสองประการอันได้แก่ประจุและโมเมนตัมเชิงมุมนั้นจะต้องขึ้นกับมวล ในหน่วยธรรมชาติ ประจุรวม ''Q'' และโมเมนตัมเชิงมุมลัพธ์ ''J'' จะเป็นไปตามความสัมพันธ์ ''Q''<sup>2</sup>+ (''J''/''M'') <sup>2</sup> ≤ ''M''<sup>2</sup> สำหรับหลุมดำที่มีมวล ''M'' หลุมดำที่มีความไม่เท่ากันของความสัมพันธ์นี้อย่างล้นเหลือเรียกว่า [[เอกซ์ตรีมอลแบล็คโฮล]] ผลลัพธ์จากสมการไอน์สไตน์ที่ฝืนความไม่เท่ากันนี้เป็นไปได้โดยไม่มีขอบฟ้าเหตุการณ์ คำอธิบายเหล่านี้ทำลายความเป็นเอกภาวะและไม่อาจเกิดขึ้นได้ในทางฟิสิกส์ [[ทฤษฎีรังสีคอสมิก]] (cosmic censorship hypothesis) กล่าวว่าไม่มีทางที่เอกภาวะจะเกิดขึ้นได้เนื่องจากการสลายของความโน้มถ่วงของสภาพแท้จริงของวัตถุทั่วไป<ref>For a review see {{cite journal 
| author = Robert Wald 
| title = Gravitational Collapse and Cosmic Censorship 
| journal = arxiv
| year = 1997 
| url = http://arxiv.org/abs/gr-qc/9710068}}.</ref> ซึ่งสามารถแสดงให้เห็นได้โดยแบบจำลองทางคณิตศาสตร์<ref>สำหรับการอภิปรายในหัวข้อนี้ ดู {{cite journal
| author = Berger, Beverly K. 
| year = 2002 
| url = http://www.livingreviews.org/lrr-2002-1 
| title = Numerical Approaches to Spacetime Singularities 
| journal = Living Rev. Relativity 
| volume = 5 
| access-date = 2007-08-04}}.</ref>

สำหรับหลุมดำที่เกิดจากการยุบตัวของดาวฤกษ์คาดว่าจะมีประจุที่เกือบเป็นกลางของดาว ทั้งนี้เป็นผลจากแรงมหาศาลของ[[ทฤษฎีแม่เหล็กไฟฟ้า|สนามแม่เหล็กไฟฟ้า]] กระนั้นก็ดี คาดว่าการหมุนรอบตัวเองจะเป็นคุณลักษณะร่วมของวัตถุอัดแน่น และแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ในระบบดาวคู่ GRS 1915+105 ซึ่งน่าจะเป็นหลุมดำด้วย<ref>{{cite journal|author=McClintock, Jeffrey E.|author2=Shafee, Rebecca|author3=Narayan, Ramesh|author4=Remillard, Ronald A.|author5=Davis, Shane W.|author6=Li-Xin |title=The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105 |journal=Astrophys.J. |volume=652 |year=2006 |pages=518-539 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0606076}}.</ref> ดูจะมีโมเมนตัมเชิงมุมใกล้เคียงค่าสูงสุดเท่าที่จะเป็นไปได้

=== ขนาดของหลุมดำ ===
{|align="right" class="wikitable" style="margin: 1ex"
|-
! ชนิด !! มวล !! ขนาด
|-
|[[หลุมดำมวลยวดยิ่ง]] ||style="text-align: center;"| ~10<sup>5</sup> - 10<sup>9</sup> M<sub>[[Sun]]</sub> ||style="text-align: center;"| ~0.001 - 10 [[หน่วยดาราศาสตร์|AU]]
|-
|[[หลุมดำมวลปานกลาง]] ||style="text-align: center;"| ~10<sup>3</sup> M<sub>[[Sun]]</sub> ||style="text-align: center;"| ~10<sup>3</sup> km = R<sub>[[โลก|Earth]]</sub>
|-
|[[หลุมดำจากดาวฤกษ์]] ||style="text-align: center;"| ~10 M<sub>[[Sun]]</sub> ||style="text-align: center;"| ~30 km
|-
|[[หลุมดำจิ๋ว]]||style="text-align: center;"| up to ~M<sub>[[Moon]]</sub> ||style="text-align: center;"|up to ~0.1 mm
|}

หลุมดำในธรรมชาติจะจำแนกประเภทตามขนาดมวล ความแตกต่างของ[[โมเมนตัมเชิงมุม]] J ขนาดของหลุมดำที่คิดจากรัศมีของขอบฟ้าเหตุการณ์ หรือ[[รัศมีชวาทซ์ชิลท์]] เป็นสัดส่วนกับมวล <math>M\,</math> โดย <math>r_{sh} \approx 3.0\, M/M_\bigodot \;\mathrm{km,}</math> เมื่อ <math>r_{sh}\,</math> คือรัศมีชวาทซ์ชิลท์และ <math>M_\bigodot</math>เป็น[[มวลดวงอาทิตย์]] ดังนั้น ขนาดและมวลของหลุมดำจึงมีความสัมพันธ์กันโดย[[หลุมดำหมุน|ไม่ขึ้นกับการหมุน]] เมื่อใช้มวลและขนาดของหลุมดำในการจำแนกจะแบ่งได้เป็น

* [[หลุมดำมวลยวดยิ่ง]] - ประกอบไปด้วยมวลร้อยพันล้านล้านเท่าของ[[มวลดวงอาทิตย์]] และเชื่อว่ามีอยู่จริงบริเวณศูนย์กลางของ[[ดาราจักร]]ส่วนใหญ่รวมถึงดาราจักร[[ทางช้างเผือก]]ของเราด้วย เชื่อว่าเป็นตัวการสำคัญของการเกิด[[นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์]] และอาจจะเกิดขึ้นจากการรวมกันของหลุมดำขนาดเล็กจำนวนมาก หรือจากการพอกพูนของดาวฤกษ์และก๊าซในอวกาศ หลุมดำมวลยวดยิ่งที่ใหญ่ที่สุดที่ค้นพบอยู่บริเวณ [[OJ 287]] มีน้ำหนักประมาณ 18,000 ล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์<ref>{{Citation |last1=Valtonen |first1=M.J. |title=A massive binary black-hole system in OJ 287 and a test of general relativity |journal=Nature |year=2008 |volume=452 |doi=10.1038/nature06896 |pages=851}}</ref>

* [[หลุมดำมวลปานกลาง]] - มีขนาดมวลนับหลายพันเท่าของมวลดวงอาทิตย์ เชื่อว่าเป็นแหล่งกำเนิดพลังงานของ[[แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ความเข้มสูงมาก|แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่มีความเข้มมาก ๆ]] ยังไม่มีหลักฐานว่าหลุมดำขนาดนี้เกิดขึ้นจากอะไร สันนิษฐานว่าอาจเกิดจากการชนกันของหลุมดำที่มีมวลขนาดต่ำในบริเวณใจกลางของกลุ่มดาวฤกษ์หนาแน่น เช่นใ น[[กระจุกดาวทรงกลม]]หรือดาราจักร เหตุการณ์นี้ทำให้เกิดการระเบิดรุนแรงของ[[คลื่นความโน้มถ่วง]] ซึ่งอาจสังเกตพบต่อไปในไม่ช้า การแบ่งประเภทความแตกต่างระหว่างหลุมดำมวลยวดยิ่งกับหลุมดำมวลขนาดกลางเป็นแต่เพียงระเบียบวิธีในหลักการเท่านั้น ข้อมูลอื่นใดเช่น ขนาดของมวลต่ำสุด หรือขนาดของมวลสูงสุดที่หลุมดำหนึ่ง ๆ สามารถก่อตัวขึ้นได้จากการยุบตัวของดาวฤกษ์มวลมาก ยังเป็นที่เข้าใจกันน้อยมาก แต่ก็เชื่อกันว่าน่าจะมีขนาดน้อยกว่า 200 เท่าของมวลดวงอาทิตย์

* [[หลุมดำจากดาวฤกษ์]] - มีมวลต่ำสุดตั้งแต่ประมาณ 1.5–3.0 เท่าของดวงอาทิตย์ (จาก[[ขอบเขตโทลแมน-ออพเพนไฮม์เมอร์-โวลคอฟฟ์]] สำหรับมวลมากสุดของดาวนิวตรอน) ไปจนถึงประมาณ 15–20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หลุมดำชนิดนี้เกิดขึ้นจากการยุบตัวของดาวฤกษ์เดี่ยว หรืออาจเป็นการรวมกันของ[[ดาวนิวตรอนคู่]]ก็ได้ (ซึ่งหนีจากกันไม่พ้นด้วยอิทธิพลของรังสีความโน้มถ่วง ) ดาวฤกษ์เหล่านี้ในตอนเริ่มต้นอาจมีมวลมากถึง ≈100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หรือมากกว่านั้น แต่ได้สูญเสียมวลด้านนอกออกไปในระหว่างช่วงต้นของ วิวัฒนาการ เช่นการสูญเสียมวลไปใน[[ลมดาวฤกษ์]]ระหว่างที่เป็น[[ดาวยักษ์แดง]] หรือระหว่างเป็น[[ดาววูล์ฟ ราเยด]] หรือระหว่างการระเบิด[[ซูเปอร์โนวา]] ซึ่งทำให้ดาวกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือกลายเป็นหลุมดำ จากแบบจำลองทางทฤษฎีวิวัฒนาการดาวฤกษ์ในขั้นท้าย ๆ เรายังไม่สามารถทราบขนาดของมวลสูงสุดที่จะกลายเป็นหลุมดำจากดาวฤกษ์ ถ้าแกนกลางของดาวค่อนข้างโปร่ง มันจะกลายเป็น[[ดาวแคระขาว]]

* [[หลุมดำจิ๋ว]] - มีมวลน้อยกว่ามวลของดาวฤกษ์มาก ที่มวลขนาดนี้จึงได้รับอิทธิพลจาก[[กลศาสตร์ควอนตัม]]มาก ไม่มีกลไกใดเท่าที่ทราบที่สามารถอธิบายการเกิดแบบปกติของหลุมดำประเภทนี้จากวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ แต่จากสมมุติฐาน[[การพองตัวของจักรวาล]]แสดงให้เห็นว่า มีหลุมดำชนิดนี้เกิดขึ้นตั้งแต่ช่วงแรกเริ่มของเอกภพแล้ว ถ้าพิจารณาจากทฤษฎีบางประการว่าด้วย[[ความโน้มถ่วงทางควอนตัม]] หลุมดำประเภทนี้อาจเกิดขึ้นได้จากปฏิกิริยาพลังงานสูงมากที่เกิดจาก[[รังสีคอสมิก]]ปะทะกับ[[ชั้นบรรยากาศ]] หรือเกิดใน[[เครื่องเร่งอนุภาค|ตัวเร่งอนุภาค]] เช่น [[เครื่องเร่งอนุภาคขนาดใหญ่]] ทฤษฎี[[รังสีฮอว์คิง]]ทำนายว่าหลุมดำประเภทนี้จะระเหยไปเป็นแสงสว่างวาบระหว่าง[[การแผ่รังสีแกมมา]] ซึ่ง[[กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีแกมมาเฟอร์มี]]ของ[[นาซา]] (ชื่อเดิมว่า [[GLAST|กลาสท์]]) ที่ส่งขึ้นไปสู่อวกาศเมื่อปี ค.ศ. 2008 กำลังทำการค้นหาแสงวาบชนิดนี้อยู่

== องค์ประกอบ ==
=== ขอบฟ้าเหตุการณ์ ===
{{บทความหลัก|ขอบฟ้าเหตุการณ์}}
คำจำกัดความ[[ขอบฟ้าเหตุการณ์]]อันเป็นองค์ประกอบหนึ่งของหลุมดำ คือพื้นผิวในกาลอวกาศซึ่งระบุตำแหน่งที่ไม่สามารถย้อนกลับได้ เมื่อวัตถุได้ข้ามผ่านพื้นผิวนี้ไปแล้ว จะไม่มีทางผ่านกลับออกมายังอีกด้านได้อีก ดังนั้นอะไรก็ตามภายในพื้นผิวนี้จึงไม่สามารถมองเห็นได้จากผู้สังเกตภายนอก นอกจากนี้ ขอบฟ้าเหตุการณ์นี้ยังกลมกลืนเป็นอันหนึ่งอันเดียวกับอวกาศทั่วไป โดยไม่มีลักษณะเด่นอะไรจะให้ผู้ล่วงผ่านไปในหลุมดำทราบว่าเขาได้ข้ามผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์ไปแล้ว ขอบฟ้าเหตุการณ์ไม่ได้เป็นพื้นผิวที่เป็นของแข็ง ไม่ได้กีดขวางหรือทำให้สสารหรือรังสีที่เคลื่อนผ่านบริเวณนั้นช้าลงเลย

ภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ สนามโน้มถ่วงก็ถูกสร้างขึ้นเช่นเดียวกันโดยวัตถุที่เป็นทรงกลมสมมาตรที่มีมวลเท่ากัน แนวคิดที่มักจะกล่าวว่าหลุมดำจะดูดกลืนทุกสิ่งทุกอย่างลงไปนั้นผิด เพราะวัตถุยังสามารถคงรอบโคจรไว้รอบ ๆ หลุมดำได้อย่างไม่มีที่สิ้นสุด จัดให้มันอยู่นอกทรงกลมโฟตอน (อธิบายด้านล่าง) และไม่สนใจผลกระทบใด ๆ ของรังสีความโน้มถ่วง ที่ทำให้เกิดการสูญเสียพลังงานจากการโคจร คล้าย ๆ ผลกระทบจาก[[รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า]]

=== ภาวะเอกฐาน ===
{{บทความหลัก|ภาวะเอกฐานเชิงความโน้มถ่วง}}
ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ในบริเวณใจกลางหลุมดำทรงกลมนั้นจะมีเอกภาวะกาลอวกาศอยู่ นั่นหมายถึงสุดโค้งของกาลอวกาศ หมายความว่าจากจุดที่ผู้สังเกตที่กำลังจะเข้าสู่หลุมดำ ที่เวลาหนึ่งที่กำลังจะข้ามผ่านจุดนั้นไป หลุมดำจะกลายมาถูกกดอัดเข้าสู่บริเวณที่ปริมาตรเป็นศูนย์ ดังนั้นความหนาแน่นอนันต์ ที่ปริมาตรศูนย์นี้ บริเวณที่มีความหนาแน่นไม่สิ้นสุดจะอยู่บริเวณใจกลางหลุมดำพอดีเรียก [[เอกภาวะความโน้มถ่วง]] 

เอกภาวะใน[[หลุมดำที่ไม่หมุน|หลุมดำที่ไม่มีการหมุน]]นั้นเป็นจุดจุดหนึ่ง หรืออาจกล่าวได้ว่ามันมีความยาว กว้างและลึกเป็นศูนย์ เอกภาวะของ[[หลุมดำหมุน|หลุมดำที่หมุนได้]] จะไม่นับเป็นการก่อสร้างของ[[วงแหวนพิศวง]] ที่อยู่นอกระนาบการหมุน ในวงแหวนนั้นจะไม่มีความหนาและไม่มีปริมาตร

การปรากฏของเอกภาวะเป็นที่เข้าใจว่าเป็นสัญญาณของจุดสิ้นสุดของ[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]] โดยไม่คาดคิด เหมือนกับที่เกิดเมื่อกลศาสตร์ควอนตัมมีผลกระทบและกลายมาเป็นความสำคัญ เนื่องจากความกดดันมีมากและอนุภาคก็มีผลกระทบซึ่งกันและกัน โชคไม่ดีที่ไม่สามารถที่จะรวมทฤษฎีควอนตัมและความโน้มถ่วงเข้าด้วยกันได้ แต่อย่างไรก็ตามก็คาดว่าทฤษฎีโน้มถ่วงควอนตัมจะแสดงลักษณะเด่นของหลุมดำโดยไม่มีเอกภาวะ

อย่างไรก็ตาม การก่อตัวของเอกภาวะอาจใช้เวลาจำกัดมากจากจุดที่ผู้สังเกตการยุบตัวของวัตถุ แต่จากจุดที่ไกลจากผู้สังเกตอาจจะใช้เวลาไม่สิ้นสุดเนื่องจาก[[การยืดเวลาเนื่องจากความโน้มถ่วง]]

=== ทรงกลมโฟตอน ===
{{บทความหลัก|ทรงกลมโฟตอน}}
ทรงกลมโฟตอนเป็นขอบเขตของความหนาที่เป็นศูนย์เมื่อโฟตอนเคลื่อนที่ไปตาม[[เส้นสัมผัสวงกลม]]ที่จะทำให้วงโคจรเป็นวงกลม สำหรับหลุมดำที่ไม่มีการหมุน ทรงกลมโฟตอนจะมีรัศมีประมาณ 1.5 เท่าของรัศมีชวาทซ์ชิลท์ วงโคจรจะไม่คงที่ ดังนั้นไม่ว่าอะไรก็ตามที่ตกลงไปแม้จะมีขนาดเล็กก็จะเติบโตข้ามเวลา แม้ว่าจะถูกกำหนดให้อยู่วงโคจรรอบนอกเพื่อหนีจากหลุมดำ หรือข้ามขอบฟ้าเหตุการณ์ไปก็ตาม

เมื่อแสงสามารถหนีจากภายในทรงกลมโฟตอนได้ ไม่ว่าจะเป็นแสงใดที่สามารถข้ามผ่านทรงกลมโฟตอนในเส้นทางโคจรภายในจะถูกจับโดยหลุมดำ ดังนั้นแสงใด ๆ ที่อยู่นอกผู้สังเกตจากภายในทรงกลมโฟตอนจะต้องมีการแผ่ออกมาจากวัตถุภายในทรงกลมโฟตอนแต่ก็ยังอยู่นอกขอบฟ้าเหตุการณ์อยู่ดี

วัตถุรวมตัวกันแน่นอื่น ๆ เช่น [[ดาวนิวตรอน]] ก็สามารถมีทรงกลมโฟตอนได้เช่นกัน<ref>
{{citation |first=Robert J. |last=Nemiroff |title=Visual distortions near a neutron star and black hole |journal= American Journal of Physics |volume=61 |pages=619 |year=1993}}</ref> ในความเป็นจริงสนามความโน้มถ่วงของวัตถุนี้ไม่ขึ้นกับขนาดที่แท้จริง ดังนั้นวัตถุใด ๆ ก็ตามที่มีขนาดเล็กกว่า 1.5 เท่าของรัศมีชวาทซ์ชิลท์ก็จะมีทรงกลมโฟตอนได้

=== เออร์โกสเฟียร์ ===
[[ไฟล์:Ergosphere of a rotating black hole.svg|thumb|right|250px|ergosphere of a rotating black hole|เออร์โกสเฟียร์เป็นทรงรีที่บริเวณด้านนอกของขอบฟ้าเหตุการณ์ เมื่อวัตถุไม่สามารถที่จะอยู่กับที่ได้]]
{{บทความหลัก|เออร์โกสเฟียร์}}
หลุมดำที่หมุนได้จะถูกล้อมรอบด้วยบริเวณกาลอวกาศที่ไม่สามารถจะอยู่นิ่งได้เรียก [[เออร์โกสเฟียร์]] เป็นผลมาจาก[[กระบวนการย้ายกรอบ]] ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปทำนายว่ามวลที่หมุนใด ๆ จะมีการค่อย ๆ ผ่านพ้นไปตามกาลอวกาศทันทีรอบตัวมันเอง วัตถุใด ๆ ใกล้ ๆ กับมวลที่หมุนได้จะเริ่มเคลื่อนในทิศทางที่กำลังจะหมุน ผลกระทบสำหรับหลุมดำที่กำลังหมุนนี้จะรุนแรงมากขึ้นใกล้กับขอบฟ้าเหตุการณ์ที่วัตถุใด ๆ สามารถเคลื่อนที่เร็วกว่าความเร็วแสงในทิศทางตรงข้าม

เออร์โกสเฟียร์ ของหลุมดำถูกล้อมรอบโดย
* ในภายนอกทรงรีรูปไข่ ที่เกิดขึ้นพร้อมกันกับขอบฟ้าเหตุการณ์ที่ขั้วและเป็นที่สังเกตได้กว้างกว่ารอบ ๆ เส้นศูนย์สูตร ขอบเขตนี้บางทีเรียกว่า"เออร์โกเฟส" แต่มันเป็นขอบเขตและไม่เป็นสถานะของแข็งไปมากกว่าบริเวณขอบฟ้าเหตุการณ์ ที่จุดนี้ เป็นการลากผ่านความเร็วแสงของกาลอวกาศ
* ภายในแต่อยู่ภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์

ในกาลอวกาศเออร์โกสเฟียร์ ถูกลากผ่านไปรอบ ๆ ด้วยความเร็วกว่าแสง ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปห้ามไม่ให้วัสดุใด ๆ เคลื่อนที่ด้วยความเร็วมากกว่าแสงเช่นเดียวกับ[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ]] แต่อนุญาตให้บริเวณของกาลอวกาศเคลื่อนที่ได้เร็วกว่าแสงเมื่อสัมพันธ์กับกาลอวกาศอื่น 

วัตถุและรังสีรวมไปถึงแสงสามารถที่จะคงอยู่ในวงโคจรภายใน เออร์โกสเฟียร์ได้โดยไม่ตกลงในใจกลาง แต่พวกมันไม่สามารถอยู่ใกล้ แต่จะคงที่เหมือนกับที่สามารถสังเกตเห็นได้โดยผู้สังเกตจากภายนอก เพราะว่านั่นสามารถที่จะทำให้มันเคลื่อนที่ถอยหลังได้เร็วกว่าแสงสัมพัทธ์กับบริเวณกาลอวกาศของมันที่เคลื่อนที่เร็วกว่าความเร็วแสงสัมพัทธ์ของผู้สังเกตภายนอก

วัตถุและรังสีสามารถที่จะหนีจาก เออร์โกสเฟียร์ ในความเป็นจริงแล้วกระบวนการเพนโรส (Penrose process) ทำนายว่าวัตถุจะบินหนีจากเออโกสเฟียร์ โดยขโมยพลังงานบางส่วนออกมาจากหลุมดำหมุนได้ด้วย ถ้ามวลขนาดใหญ่ของวัตถุหนีด้วยวิธีการนี้หลุมดำจะค่อย ๆ หมุนช้าลงและหยุดไปในที่สุด

=== รังสีฮอว์คิง ===
{{บทความหลัก|รังสีฮอว์คิง}}
ในปี 1974 [[สตีเฟน ฮอว์คิง]] ได้แสดงว่าหลุมดำเป็นสีดำทั้งหมดแต่แผ่รังสีความร้อนจำนวนหนึ่งออกมา<ref name=Hawking1974>{{Citation|last=Hawking |first=S.W. |title=Black hole explosions? |journal=nature |year=1974 |volume=248 |pages=30–31 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v248/n5443/abs/248030a0.html |doi=10.1038/248030a0}}</ref> เขาได้คำตอบโดยการประยุกต์[[ทฤษฎีสนามควอนตัม]] ในพื้นหลุมดำสถิตย์ ผลลัพธ์ที่ได้จากการคำนวณก็คือหลุมดำควรจะปลดปล่อยอนุภาคในรูปสเปกตรัมของ[[วัตถุดำ]] ซึ่งผลนี้เป็นที่รู้จักในเวลาต่อมาว่ารังสีฮอว์คิง เมื่อผลลัพธ์จากฮอว์คิงอาจจะขยายผลไปได้อีกกับผลกระทบจากระเบียบวิธีอื่น ๆ<ref>{{Citation|last=Page |first=Ron N.|title=Hawking Radiation and Black Hole Thermodynamics |year=2005 |journal=New.J.Phys. |volume=7 |number=203 |url=http://arxiv.org/abs/hep-th/0409024 |doi=10.1088/1367-2630/7/1/203|pages=203}}</ref>

อุณหภูมิของการแผ่รังสีของสเปกตรัมของวัตถุดำเป็นปฏิภาคกับ[[ความโน้มถ่วงพื้นผิว]] (surface gravity) ของหลุมดำ สำหรับหลุมดำของชวาทซ์ชิลท์ เป็นส่วนกลับกับมวล ดังนั้นหลุมดำขนาดใหญ่จะอุณหภูมิต่ำมากและแผ่รังสีที่มีขนาดเล็กมาก หลุมดำที่เกิดจากการระเบิดของดาวที่มีมวล 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เช่น อาจจะมีอุณหภูมิฮอว์คิงในหลาย ๆ นาโนเคลวินน้อยกว่า 2.7K เกิดจาก[[รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล]] ส่วนหลุมดำจิ๋วนั้นควรจะค่อนข้างสว่างเนื่องจากผลิตพลังงานสูงจากรังสีแกมมา 

อย่างไรก็ตามก็ยังไม่มีการสำรวจรังสีฮอว์คิงที่หลุมดำใด ๆ

== การก่อตัวและวิวัฒนาการ ==
จากธรรมชาติที่แปลกประหลาดของหลุมดำ ก็เป็นธรรมดาว่าต้องมีการตั้งคำถามถึงวัตถุที่อันตรายที่มีอยู่จริงในธรรมชาติหรืออาจะเป็นเพียงคำตอบของสมการไอน์สไตน์ กระนั้นในปี 1970 ฮอว์คิงและเพนโรส ได้พิสูจน์ในทางตรงข้ามว่าภายใต้สภาวะทั่วไปของหลุมดำจะสามารถก่อตัวในเอกภพใด ๆ ก็ได้<ref name=HawkingPenrose1970>{{Citation|last1=Hawking |first1=S.W. |last2=Penrose |first2=R. |title=The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology |journal=Proc.Roy.Soc.Lon |year=1970 |volume=314 |number=1519 |pages=529–548 |url=http://www.jstor.org/stable/2416467}}</ref> และกระบวนการก่อนตัวเริ่มต้นสำหรับหลุมดำนี้ก็คาดว่าจะเกิดจาก[[การยุบตัวของสภาพโน้มถ่วง]] (gravitational collapse) ของวัตถุหนักเช่นดาว แต่มีกระบวนการที่แปลกกว่านั้นที่ทำให้เกิดหลุมดำได้

=== การยุบตัวของสภาพโน้มถ่วง ===
{{main|การยุบตัวของสภาพโน้มถ่วง}}

การยุบตัวของสภาพโน้มถ่วงนี้เกิดจากเมื่อวัตถุอยู่ภายใต้ความดันที่สภาพโน้มถ่วงของตัวมันเองไม่สามารถต้านทานได้ ถ้าเป็นดาวก็อาจจะเกิดขึ้นจากการที่ดาวมีการสังเคราะห์นิวคลีโอดาวน้อยเกินไป ที่จะรักษาอุณหภูมิไว้ได้ หรือเนื่องมาจากดาวที่มีความเสถียรเมื่อได้รับมวลมากในทางที่ไม่สามารถเพิ่มอุณหภูมิที่แก่นได้ หรือในอีกกรณีที่อุณหภูมิของดาวไม่เพียงพอที่จะปกป้องดาวจากการยุบตัวภายใต้น้ำหนักของตัวมันเองได้จากกฎ[[แก๊สอุดมคติ]] ซึ่งอธิบายความเชื่อมโยงระหว่างความดัน อุณหภูมิและปริมาตร

การยุบตัวอาจจะหยุดได้ด้วยความกดดันที่ลดลงของส่วนประกอบของดาว หรือก็คือการที่สสารกลายเป็นของเหลวในสภาวะเสื่อมสลายที่ประหลาด ผลลัพธ์ที่ได้จัดเป็นหนึ่งในดาวหลายประเภทของดาวที่มีความหนาแน่นสูง โดยดาวที่หนาแน่นเหล่านี้ประเภทใดที่จะก่อตัวนั้นก็ขึ้นอยู่กับมวลเล็กมวลน้อยมารวมกัน สสารจะที่เหลือก็จะเปลี่ยนกลไกด้วยการยุบตัวไปในชั้นนอก (เช่น การเกิด[[ซูเปอร์โนวา]] หรืออาจจะมีการสั่นสะเทือนจนกลายเป็น[[เนบิวลาดาวเคราะห์]] และต้องเข้าใจว่ามวลที่เหลือออกมานั้นเป็นน้อยกว่าของดาวแม่มาก คือจากดาวที่มีมวล 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์อาจเหลือเพียงแค่ 5 เท่า เท่านั้นหลังจากเกิดการยุบตัว

ถ้ามวลของเศษเล็กเศษน้อยที่เหลือ เหลืออยู่เพียง 3-4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (จากขอบเขตของโทลแมน-ออพเพนไฮน์เมอร์-โวลคอฟ) ไม่ว่าจะเป็นเพราะดาวดวงเดิมนั้นอาจจะเคยใหญ่มา หรือเป็นเพราะว่าเศษที่เหลือนั้นรวมไปกับมวลอื่น ๆ อาจจะเป็นนิวตรอนที่ลดความดันลงมา ก็อาจะจะไม่เพียงพอที่จะหยุดการยุบตัวนี้ได้ กลไกหลังจากนี้ (ยกเว้นความดันที่ลดลงของ[[ควาร์ก]]) มีพลังมากพอที่จะหยุดการยุบตัวและวัตถุจะสามารถกลายเป็นหลุมดำได้ทั้งสิ้น

การยุบตัวอันเกิดจากแรงโน้มถ่วงของดาวนี้สรุปได้ว่าเป็นการก่อตัวของหลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ส่วนใหญ่

===== การเกิดขึ้นของหลุมดำจากบิกแบง =====
การยุบตัวจากแรงโน้มถ่วงอาศัยความหนาแน่นมาก ๆ ในยุคปัจจุบันของเอกภพ ความหนาแน่นมาก ๆ ขนาดนี้จะพบแต่เพียงบนดาว แต่ในยุคก่อนหน้านี้หลังจากเกิด[[บิกแบง]] ความหนาแน่นจะมากกว่านี้มากพอที่จะสร้างหลุมดำขึ้นมาได้ ความหนาแน่นมาก ๆ อย่างเดียวนี้ไม่เพียงพอที่จะสร้างหลุมดำ เมื่อมวลกระจัดกระจายและไม่สามารถรวมกันได้ สำหรับจุดเริ่มต้นของหลุมดำนั้น จะสร้างตัวกลางที่มีความหนาแน่น และจะต้องเป็นการรบกวนความหนาแน่นเริ่มต้นที่สามารถที่จะเกิดขึ้นภายในแรงโน้มถ่วงของตัวมันเอง แบบจำลองที่ต่างไปสำหรับเอกภพในอดีตนั้นค่อนข้างที่จะกว้างกว่าที่จะทำนายความยุ่งเหยิงได้ แบบจำลองมากมายพยายามทำนายการเกิดของหลุมดำ เริ่มมาจาก[[มวลแพลงค์]] ถึงร้อยหรือพันเท่าของมวลดวงอาทิตย์<ref>{{citation|last=Carr |first=B.J. |contribution=Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful? |title=Proceedings of "Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology" |publisher=Universal Academy Press Inc and Yamada Science Foundation |year=2005 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0511743}}</ref> การเริ่มต้นเกิดของหลุมดำนี้อาจถือได้ว่าเป็นการเกิดแบบหนึ่งของหลุมดำได้

=== ผลจากการชนพลังงานสูง ===
การยุบตัวจากแรงโน้มถ่วงไม่ได้เป็นกระบวนการเดียวที่จะสร้างหลุมดำเท่านั้น ในทางทฤษฎี หลุมดำอาจจะเกิดขึ้นจากการชนกันที่มีความหนาแน่นมากพอ ด้วยเหตุผลที่ว่าหลุมดำสามารถที่จะนำเอามวลใด ๆ (หลุมดำจิ๋ว) มาสร้างก็ได้ไม่ว่ามวลนั้นจะมีพลังงานต่ำเพียงใด อย่างไรก็ตาม จนถึงทุกวันนี้ ไม่มีเหตุการณ์ใดที่พิสูจน์ว่าเป็นการทดลองของมวลสมมาตรในตัวสั่นสะเทือนอนุภาค<ref>{{citation|first1=Steven B. |last1=Giddings |first2=Scott |last2=Thomas |title=High Energy Colliders as Black Hole Factories: The End of Short Distance  Physics |journal=Phys.Rev. D |volume=65 |year=2002 |number=056010 |url=http://arxiv.org/abs/hep-ph/0106219}}</ref> คำแนะนำนี้อาจจะเป็นขอบเขตสำหรับมวลของหลุมดำได้

ในทางทฤษฎีแล้ว ขอบเขตนี้คาดว่าจะอยู่รอบ ๆ มวลแพลงค์ (~10<sup>19</sup> [[GeV]]/c<sup>2</sup>) เมื่อผลกระทบทางควอนตัมทำให้ความเป็นไปได้ทางทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปหยุดลง ซึ่งทำให้การสร้างหลุมดำด้วยกระบวนการที่ใช้พลังงานสูงเกินเอื้อมไปหรือไม่สามารถที่จะเกิดใกล้ ๆ โลกได้ การพัฒนาล่าสุดในทางแรงโน้มถ่วงทางควอนตัมพบว่าขอบเขตควรจะน้อยกว่านี้มาก [[braneworld]] ที่คาดว่าจะเกิดขึ้นทำให้มวลแพลงน้อยลงไปอีกอาจจะเข้าใกล้ 1 TeV ก็เป็นได้<ref>{{citation|first1=Nima |last1=Arkani-Hamed  |first2=Savas |last2=Dimopoulos |first3=Gia |last3=Dvali |title=The Hierarchy Problem and New Dimensions at a Millimeter |journal=Phys.Lett. B |volume=429 | year=1998 |pages=263-272 |url=http://arxiv.org/abs/hep-ph/9803315}}</ref> และนี่จะทำให้ความเป็นไปได้ของหลุมดำจิ๋วจะถูกสร้างจากการชนพลังงานสูง เกิดจากรังสีคอสมิกที่ชนกับชั้นบรรยากาศ หรือแม้กระทั่งใน[[เครื่องชนอนุภาคขนาดใหญ่]]ที่ [[เซิร์น]] และทฤษฎีเหล่านี้ยังอยู่ในการคาดเดา และการเกิดของหลุมดำจากกระบวนการเหล่านี้ก็ถูกลงความเห็นจากผู้เชี่ยวชาญทั้งสิ้น

=== การเติบโต ===
เมื่อหลุมดำก่อตัว มันสามารถที่จะเติบโตขึ้นได้จากการดูดซับสสารอื่น ๆ ได้หลุมดำใด ๆ จะดูดซับฝุ่นภายในดาวจากที่อยู่รอบ ๆ ตัวมัน และที่แทรกอยู่ทั่วไปในรังสีพื้นหลังของจักรวาล แต่ไม่มีกระบวนการใดเหล่านี้ควรที่จะมีผลต่อมวลของหลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ โดยกระบวนการเหล่านี้จะเกิดขึ้นในระบบดาวคู่ หลังจากการก่อตัวของหลุมดำสามารถที่จะดึงสสารจำนวนหนึ่งมาจากสิ่งที่อยู่รอบ ๆ ได้

การรวมตัวนี้จะใหญ่ขึ้นเมื่อหลุมดำมารวมกับดาวอื่นหรือวัตถุที่หนาแน่นอื่น ๆ ใน[[หลุมดำมวลยวดยิ่ง]]นั้นสันนิษฐานว่าเป็นศูนย์กลางของกาแล็กซี่จำนวนมาก และคาดว่าจะก่อตัวจากการรวมตัวกันของวัตถุขนาดเล็ก กระบวนการนี้สามารถที่จะเป็นจุดกำเนิดของหลุมดำขนาดกลางได้เช่นกัน

=== การระเหยของหลุมดำ ===
ถ้าทฤษฎีของฮอว์คิงเกี่ยวกับรังสีในหลุมดำนั้นถูกต้อง หลุมดำก็จะต้องมีการปลดปล่อยรังสีสเปกตรัมออกมาจากการสูญเสียพลังงานเนื่องจากตามทฤษฎีของมวลสัมพัทธ์แล้วพลังงานที่หนาแน่นเท่านั้น (e = mc<sup>2</sup>)<ref name=Hawking1974/> หลุมดำจะหดลงและระเหยไปตามกาลเวลา [[อุณหภูมิฮอว์คิง]]เป็นสัดส่วนกับ[[ความโน้มถ่วงพื้นผิว]] ของหลุมดำ ที่เป็นส่วนกลับของมวล หลุมดำขนาดใหญ่จะแผ่รังสีมากกว่าหลุมดำขนาดเล็ก

หลุมดำที่มีการหมุนจะแผ่คลื่นความโน้มถ่วงออกมา ซึ่งคลื่นความโน้มถ่วงคือพลังงานในการหมุนของหลุมดำ เมื่อแผ่คลื่นความโน้มถ่วงออกไปหลุมดำจะหมุนช้าลงจนในที่สุด เมื่อหลุมดำหยุดหมุน คลื่นความโน้มถ่วงจะไม่หายไป แต่หลุมดำจะค่อยเสียมวลออกไปเพื่อใช้เป็นพลังงานในการแผ่คลื่นความโน้มถ่วง หรือที่เรียกว่าหลุมดำระเหย

หลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ที่มีมวล 5 เท่าของดวงอาทิตย์นั้นมีอุณหภูมิฮอว์คิงประมาณ 12 [[นาโน]][[เคลวิน]] ซึ่งน้อยกว่า 2.7 เคลวินมาก และเกิดจาก[[รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล]] มวลดาวฤกษ์และที่ใหญ่กว่านั้นทำให้หลุมดำได้รับมวลมากกว่าที่มันจะแผ่ออกมาผ่านรังสีฮอว์คิงจากไมโครเวฟพื้นหลัง และจากเพิ่มขึ้นแทนที่จะลดลง เพื่อที่จะให้มีอุณหภูมิมากกว่า 2.7 K (และที่อุณหภูมินี้ก็สามารถที่จะระเหยได้) หลุมดำต้องการที่จะเบากว่า[[ดวงจันทร์]] (ซึ่งมีเส้นผ่าศูนย์กลางน้อยกว่าสิบเท่าของหน่วยมิลลิเมตร)

ในทางกลับกันถ้าหลุมดำมีขนาดเล็กมาก คาดว่าผลจากรังสีจะเพิ่มขึ้น แม้หลุมดำจะถูกเปรียบเทียบว่าหนักเท่ากับมนุษย์นั้นจะระเหยในทันที โดยหลุมดำที่มีน้ำหนักเท่ากับรถ (~ 10<sup>-24</sup> m) ก็จะใช้เวลาประมาณเสี้ยววินาทีในการระเหย ในช่วงนั้นจะปรากฏความสว่างมากกว่า 200 เท่าของดวงอาทิตย์ หลุมดำที่เบากว่าจะระเหยได้เร็วกว่า เช่นถ้ามีขนาด 1 TeV/c<sup>2</sup> จะใช้เวลาน้อยกว่า 10<sup>-88</sup> วินาทีที่จะระเหย และแน่นอนว่าแรงโน้มถ่วงควอนตัมในหลุมดำที่มีขนาดเล็กกว่าจะมีบทบาทแม้ว่าการพัฒนาความโน้มถ่วงควอนตัมจะทำให้หลุมดำขนาดเล็กคงที่ตามสมมติฐาน

== ผลของการตกลงไปในหลุมดำ ==
ในส่วนนี้จะเป็นการอธิบายว่าจะเกิดอะไรขึ้นถ้ามีบางสิ่งตกลงไปในหลุมดำชวาทซ์ชิลท์ ที่เป็นหลุมดำแบบไม่หมุนและไม่มีประจุ ส่วนหลุมดำที่หมุนและมีประจุจะมีความยุ่งยากที่เพิ่มขึ้นมาเมื่อตกลงไป ซึ่งจะไม่อธิบายในส่วนนั้น

=== กระบวนการสปาเกตตี้ ===
{{บทความหลัก|กระบวนการสปาเกตตี้}}
วัตถุที่อยู่ภายใต้แรงดึงดูดขนาดใหญ่จะสัมผัสได้ถึง[[แรงไทดัล]] ที่ทำให้มันไปในทิศทางของวัตถุที่ก่อให้เกิดสนามโน้มถ่วง นี่อาจจะเกิดจากกฎกำลังสองผกผันทำให้ส่วนที่ใกล้กว่าของวัตถุที่ถูกแผ่ออกสัมผัสกับแรงดึงดูดได้เร็วกว่าส่วนที่อยู่ไกลกว่า ใกล้ ๆ กับหลุมดำ แรงไทดอลจะถูกคาดหวังว่าจะเพียงพอที่จะทำให้วัตถุตกลงไป ไม่ว่าจะเป็นอะตอม หรือนิวคลีออน เรียกปรากฏการณ์นี้ว่า [[กระบวนการสปาเกตตี้]] กระบวนการสปาเกตตี้นี้จะเริ่มจากวัตถุที่ตกลงไปในหลุมดำแยกเป็นสองส่วน จากนั้นแต่ละส่วนก็จะแยกออกเป็นอีกสองส่วนรวมเป็นสี่ แล้วก็แยกเป็นแปด กระบวนการแยกออกเป็นสอง นี้จะดำเนินไปเรื่อย ๆ และผ่านจุดที่จะแยกวัตถุต้นแบบในระดับอะตอม และสุดท้ายกระบวนการนี้จะทำให้วัตถุกลายเป็น[[ทฤษฎีสตริง|สตริง]]ของอนุภาคพื้นฐาน 

ความแรงของแรงไทดัลของหลุมดำขึ้นกับค่าความโน้มถ่วงนั้นเปลี่ยนแปลงระยะอย่างไรมากกว่าที่จะคิดถึงแรงสัมบูรณ์ที่ตกลงไป นั่นหมายความว่าหลุมดำขนาดเล็กจะเกิดปรากฏการณ์สปาเกตตี้เมื่อวัตถุที่ตกลงไปนั้นยังอยู่ภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ ขณะที่วัตถุที่ตกลงไปในหลุมดำขนาดใหญ่นั้นอาจไม่ผิดแผกแตกต่างไป หรืออาจจะไปสัมผัสแรงขนาดใหญ่ที่ผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์ไป

=== ก่อนที่วัตถุที่ตกลงไปจะข้ามขอบฟ้าเหตุการณ์ ===
วัตถุที่อยู่ในสนามความโน้มถ่วงจะมีเวลาที่ช้าลงเรียกว่า [[การยืดของช่วงเวลาจากความโน้มถ่วง]] สัมพันธ์กับผู้สังเกตภายนอกสนาม โดยผู้สังเกตจะมองเห็นกระบวนการทางกายภาพรวมไปถึงนาฬิกาที่เดินช้าลงเช่นกัน เมื่อวัตถุที่นำมาทดลองได้ผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์ไปนั้น พบว่าเกิดการยืดของช่วงเวลาอันมีผลมาจากความโน้มถ่วง (เมื่อวัดโดยผู้สังเกตจากระยะไกลหลุมดำ) จนเข้าใกล้ค่าอนันต์ หรือก็คือเวลาจะหยุดลง

จากมุมมองของผู้สังเกตการณ์ที่อยู่ไกล วัตถุที่ตกลงไปนั้นอาจจะเคลื่อนที่ช้าลง เมื่อเข้าใกล้แต่คล้ายกับว่าจะไม่ไปถึงขอบฟ้าเหตุการณ์ได้ และมีลักษณะที่แดงและมืดทึบลงเนื่องจากเกิดการเลื่อนของสเปกตรัมไปในทิศทางที่มีความยาวคลื่นเพิ่มขึ้น [[การเคลื่อนไปทางแดง]]ที่เกิดขึ้นโดยความโน้มถ่วงจากหลุมดำ ในที่สุดวัตถุนั้นจะค่อนข้างมืดลงไปจนไม่สามารถมองเห็นได้ที่จุดก่อนที่จะเข้าใกล้ขอบฟ้าเหตุการณ์ ทั้งหมดนี้เป็นผลมาจากการยืดของช่วงเวลา ซึ่งการเคลื่อนที่ของวัตถุเป็นกระบวนการหนึ่งที่ช้าลงเรื่อย ๆ และการยืดของช่วงเวลานี้มีผลกระทบมากกว่าค่าความเร่งเนื่องจากแรงโน้มถ่วงเสียอีก โดยที่[[ความถี่]]ของแสงมีค่าลดลง และทำให้ดูราวกับว่ามีสีแดงมากขึ้น เนื่องจากแสดงเคลื่อนที่ไปครบรอบใช้เวลาน้อยกว่าการเคลื่อนของเข็มนาฬิกาของผู้สังเกตในหนึ่งวินาที ความถี่ที่ต่ำลงมีพลังงานที่ลดลงและมีความทึบและเป็นสีแดงมากขึ้น 

จากมุมมองการตกของวัตถุ ระยะที่วัตถุเกิด[[การเคลื่อนไปทางน้ำเงิน]] หรือการที่สเปกตรัมเคลื่อนที่เข้าหาผู้สังเกต และมีความยาวคลื่นสั้นลงอันเนื่องจากเคลื่อนที่เข้าหาผู้สังเกต จะมีความยาวคลื่นสั้นลงมาจากค่าสนามโน้มถ่วงของหลุมดำ ปรากฏการณ์นี้เป็นส่วนหนึ่งหรือเป็นส่วนกลับของ [[การเคลื่อนไปทางแดง]] ที่เกิดขึ้นโดยความเร็วของการตกของวัตถุเมื่อเทียบกับระยะทาง

=== เมื่อวัตถุผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์ ===
จากมุมมองของวัตถุที่ตกลงไป ไม่มีอะไรเกิดขึ้นเป็นพิเศษที่บริเวณขอบฟ้าเหตุการณ์ ความจริงเพราะว่าไม่มีทางใดที่วัตถุนั้นจะหาทางออกมาได้ ไม่ว่าจะผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์แล้วหรือไม่ก็ตาม เป็นตัวเปรียบเทียบว่าคงต้องใช้เวลาที่เป็นอนันต์ที่ผู้สังเกตจากระยะไกลจะมองเห็นการข้ามผ่านขอบวัตถุบริเวณขอบฟ้าเหตุการณ์

=== ภายในขอบฟ้าเหตุการณ์ ===
เมื่อวัตถุผ่านไปที่เอกภาวะที่ศูนย์กลางด้วยค่าเวลาที่เหมาะสมจากการวัดโดยใช้วัตถุที่ตกลงไปนั้น ผู้สังเกตที่อยู่บนวัตถุจะเห็นความต่อเนื่องของวัตถุที่บริเวณภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ไม่ว่าจะเป็นการเคลื่อนไปทางน้ำเงินหรือไปทางแดงก็ขึ้นอยู่กับวิถีโคจร

เมื่อเวลาที่เหมาะสมของวัตถุที่ตกลงไปในขอบฟ้าเหตุการณ์ขึ้นอยู่กับจุดเริ่มต้นจากจุดหยุดนิ่งที่บริเวณขอบฟ้าเหตุการณ์ มีรายงานในปี ค.ศ. 2007 ว่าผลของจรวดที่เข้าไปในหลุมดำนั้นพบว่าเป็นเพียงการลดเวลาที่เหมาะสมของคน ๆ หนึ่งที่เริ่มจากจุดหยุดนิ่งที่ขอบฟ้าเหตุการณ์แต่ถ้าเป็นคนอื่นที่จรวดเกิดการระเบิดพอดีก็จะสามารถยืดเวลาของการตกลงไปได้ และเมื่อทำซ้ำเวลาก็จะลดลงอีก<ref>{{cite journal
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007PASA...24...46L
| author = Lewis, G. F. and Kwan, J.
| year = 2007
| 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
}}</ref>

=== การชนเอกภาวะ ===
เมื่อวัตถุเคลื่อนที่เข้าใกล้เอกภาวะมาก ๆ ด้วยแรงไทดัลที่มีค่าอนันต์ ส่วนประกอบทั้งหมดของวัตถุรวมไปถึง[[อะตอม]] และอนุภาคขนาดเล็กกว่าอะตอม จะถูกฉีกออกจากกันก่อนที่จะถึงเอกภาวะ โดยที่ไม่สามารถทราบผลลัพธ์ที่เกิดขึ้นภายในเอกภาวะ แต่เชื่อว่าจากทฤษฎีควอนตัมโน้มถ่วง ต้องการที่จะอธิบายเหตุการณ์บริเวณใกล้เคียง เมื่อวัตถุข้ามผ่านไปในขอบฟ้าเหตุการณ์ มันจะหายไปจากเอกภพภายนอก ผู้สังเกตการณ์ระยะไกลจะมองเห็นการเปลี่ยนแปลงของมวล ประจุ และโมเมนตัมเชิงมุมเล็กน้อย ไม่ว่าอะไรก็ตามที่ผ่านจุดนี้ไปจะไม่สามารถเป็นตัวอย่างศึกษาได้อีกต่อไป จากภายนอกเอกภพ พบว่าหินที่ถูกโยนเข้าไปในหลุมหนึ่งล้านปีที่แล้วยังไม่สามารถที่จะผ่านขอบฟ้าไปได้ตามทฤษฏีอาจต้องมีการแก้ไข

=== อะไรทำให้สสารหลุดจากหลุมดำไม่ได้ ===
{| align="right" class="wikitable" style="margin:1ex 1ex 1ex 1ex" width="350"
|-width
|[[ไฟล์:BH-no-escape-1.svg]]<br />วัตถุสามารถเคลื่อนที่ในทิศทางใดก็ได้เมื่ออยู่ห่างจากหลุมดำ ภายใต้ความเร็วแสง
|-
|[[ไฟล์:BH-no-escape-2.svg]]<br />ยิ่งใกล้หลุมดำเข้ามาพื้นผิวจะเริ่มบิดเบี้ยว ทางที่จะเข้าสู่หลุมดำจะมีมากกว่าทางที่จะหลุดออกจากหลุมดำ
|-
|[[ไฟล์:BH-no-escape-3.svg]]<br />ภายในขอบฟ้าเหตุการณ์ เส้นทางทั้งหมดจะดึงอนุภาคเข้าใกล้ศูนย์กลางของหลุมดำ ไม่มีความเป็นไปได้ที่จะหลุดออกมาได้อีก<ref>The diagrams here are effectively Finkelstein diagrams using an advanced time parameter. Compare to {{harv|Hawking|Ellis|1973|loc=figure 23ii}}.</ref>
|}
เหตุผลที่นิยมจะนำมาอธิบายปรากฏการณ์หลุมดำก็คือแนวคิดเกี่ยวกับ[[ความเร็วหลุดพ้น]] ความเร็วนี้เป็นที่ต้องการสำหรับการเริ่มต้นที่ผิวของวัตถุขนาดใหญ่เพื่อที่จะหลุดจากสนามโน้มถ่วงของวัตถุใด ๆ แนวคิดนี้มาจากกฎความโน้มถ่วงของนิวตันที่ความเร็วหลุดพ้นของวัตถุหนาแน่นเพียงพอจะเท่ากับหรือมากกว่า[[ความเร็วแสง]] มีการกล่าวอ้างว่าไม่มีอะไรที่จะมากกว่าความเร็วแสงได้ จึงสรุปได้ว่าไม่มีสสารใดจะสามารถหนีจากวัตถุที่หนาแน่นขนาดนี้ได้<ref>An example of this reasoning can be found on this website created by students from Tufts university.</ref> อย่างไรก็ดี ข้อขัดแย้งนี้ก็ยังมีช่องโหว่ที่ไม่สามารถอธิบายได้ว่าทำไมแสงจึงมีผลต่อวัตถุที่มีแรงโน้มถ่วง หรือเหตุใดมันจึงไม่สามารถหลุดออกมาได้ และก็ไม่สามารถอธิบายว่าทำไมยานอวกาศที่มีกำลังส่งไม่สามารถที่จะหยุดได้อย่างอิสระ

สองแนวคิดของ[[อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์]]ต้องนำมาใช้อธิบายปรากฏการณ์ แนวความคิดแรกก็คือเวลาและอวกาศ นั้นไม่ใช่แนวคิดที่จะแยกออกจากกัน แต่มีความเกี่ยวข้องกันและรวมเรียกเป็น[[กาลอวกาศ]] ความเกี่ยวข้องนี้มีลักษณะพิเศษ คือ วัตถุจะไม่สามารถเคลื่อนที่ในกาลอวกาศได้อย่างอิสระ มันจะเคลื่อนที่นำหน้าเวลาและไม่สามารถเปลี่ยนแปลงตำแหน่งในอวกาศได้เร็วกว่าความเร็วแสง และนี่คือผลลัพธ์[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ]]

แนวคิดที่สองอยู่บนพื้นฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป คือมวลจะถูกทำให้ผิดรูปร่างอยู่ในกาลอวกาศนี้ ผลกระทบของมวลในกาลอวกาศนี้อธิบายให้รู้ว่าเมื่อทิศทางของเวลาเบี่ยงเบนไปข้างหน้ามวล มีผลให้วัตถุจะเคลื่อนที่นำหน้ามวล นี่เป็นประสบการณ์จากความโน้มถ่วง ผลกระทบจากความเบี่ยงเบนนี้ทำหน้าระยะทางคล้ายกับจะสั้นลง ในบางจุดใกล้มวล ความเบี่ยงเบนนี้จะมากขึ้นทำให้เส้นทางที่เป็นไปได้ทั้งหมดของวัตถุสามารถนำหน้ามวลได้ทั้งสิ้น<ref>{{Citation |last=Townsend |first=P.K. |title=Black Holes |url=http://www.arxiv.org/abs/gr-qc/9707012 |page=18}}. Lecture notes for a Cambridge Part III course.</ref> นั่นก็หมายความว่าวัตถุใด ๆ ที่ผ่านจุดนี้ไปแล้วจะไม่สามารถไปได้ไกลกว่ามวล แม้ว่าจะมีกำลังจากการบิน โดยเรียกจุดนี้ว่า [[ขอบฟ้าเหตุการณ์]]

== เทคนิคการหาหลุมดำ ==
=== วงแหวนก๊าซและลำก๊าซ ===
[[ไฟล์:Black hole jet diagram.jpg|left|thumb|การก่อตัวของ ลำก๊าซภายนอกกาแล๊กซี่จาก วงแหวนก๊าซของหลุมดำ]]
[[จานพอกพูนมวล]] เป็นก๊าซร้อนที่ประกอบด้วยอะตอม และไอออนของธาตุต่าง ๆ รวมทั้งอิเล็กตรอนอิสระ และอนุภาคพลังงานสูงมากมาย และก๊าซร้อน หรือ [[พลาสมา (สถานะของสสาร)|พลาสมา]] ที่พุ่งออกมาเป็นลำอากาศ ซึ่งเกิดจากการเหนียวนำในจานพอก แต่จานพอกนี้ไม่ได้เป็นตัวพิสูจน์ว่า[[หลุมดำจากดาวฤกษ์]]มีอยู่จริง เพราะวัตถุขนาดใหญ่และมีความหนาแน่นมาก เช่น [[ดาวนิวตรอน]]และ[[ดาวแคระขาว]] สามารถสร้างวงแหวนก๊าซและลำก๊าซก่อตัว ซึ่งมีประพฤติตัวเหมือน ๆ กันกับหลุมดำ 

ในทางกลับกัน วงแหวนก๊าซและลำแก๊สอาจจะเป็นหลักฐานที่ดีสำหรับการปรากฏของ[[หลุมดำมวลยวดยิ่ง]] เพราะเรารู้ว่ามวลมีขนาดใหญ่พอจะทำให้เกิดปรากฏการณ์นี้ได้ก็มีแต่หลุมดำเท่านั้น

=== การแผ่รังสีอย่างรุนแรง ===
[[ไฟล์:Black hole quasar NASA.jpg|thumb|right|ภาพวาดของ"[[ควอซาร์]]"ซึ่งอาจจะเป็นหลุมดำ.]]
การแผ่[[รังสีเอกซ์]] และ[[รังสีแกมมา]] ไม่ได้พิสูจน์ว่าหลุมดำจะปรากฏ แต่สามารถบอกได้ว่าเป็นจุดที่ควรจะมองหา และข้อดีอีกอย่างคือมันสามารถผ่านเนบิวลาและกลุ่มก๊าซได้ง่าย 

แต่การแผ่รังสีเอกซ์ และแกมมารวมไปถึงคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่รุนแรงผิดปกตินั้น จะเป็นข้อพิสูจน์ว่านั่นไม่ใช่หลุมดำ ดังนั้นนักล่าหลุมดำทั้งหลายสามารถย้ายเป้าหมายไปแหล่งอื่นได้เลย ดาวนิวตรอนและดาวอื่น ๆ ที่มีพื้นผิวค่อนข้างหนาแน่น และสสารที่ชนกันกับพื้นผิวที่เปอร์เซ็นต์ของความเร็วแสงสูงนั้นจะผลิตรังสีที่สว่างวูบรุนแรงในช่วงเวลาหนึ่ง หลุมดำที่ไม่มีวัสดุพื้นผิว ก็จะไม่เกิดปรากฏการณ์นี้ ส่วนวัตถุที่หนาแน่นมากจะเป็นจุดที่อาจจะเจอหลุมดำได้

[[แสงวาบรังสีแกมมา]] หรือจีอาร์บี ครั้งหนึ่งอาจจะเป็นสัญญาณว่าจะมีหลุมดำเกิดใหม่ เนื่องจากนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์คิดว่าจีอาร์บี ทำให้เกิดการยุบตัวของสนามโน้มถ่วงและหรือดาวยักษ์<ref>{{cite journal|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002AJ....123.1111B&db_key=AST
| author = Bloom, J.S., Kulkarni, S. R., & Djorgovski, S. G.
| year = 2002
| title = The Observed Offset Distribution of Gamma-Ray Bursts from Their Host Galaxies: A Robust Clue to the Nature of the Progenitors
| journal = Astronomical Journal
| volume = 123
| pages = 1111-1148
}}</ref> หรือโดยการชนระหว่างดาวนิวตรอน<ref name = "Harvard.edu-NeutronStars">{{
cite journal
| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1984SvAL...10..177B&db_key=AST&link_type=ABSTRACT&high=4322390bbe18728
| author = Blinnikov, S.
| year = 1984
| title = Exploding Neutron Stars in Close Binaries
| journal = Soviet Astronomy Letters
| volume = 10
| pages = 177
}}</ref> และลักษณะสำคัญทั้งสองรวมไปถึงมวลและความดันที่เพียงพอจะสร้างหลุมดำ แต่ปรากฏว่าการชนกันระหว่างดาวนิวตรอนและหลุมดำก็สามารถเกิดปรากฏการณ์นี้ได้เช่นกัน<ref>{{
cite journal
| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1976ApJ...210..549L&db_key=AST&link_type=ABSTRACT&high=4322390bbe17313
| author = Lattimer, J. M. and Schramm, D. N.
| year = 1976
| title = The tidal disruption of neutron stars by black holes in close binaries
| journal = Astrophysical Journal
| volume = 210
| pages = 549
}}</ref> ดังนั้นการระเบิดของรังสีแกมมานี้ไม่ได้พิสูจน์ว่าจะมีหลุมดำเกิดขึ้น และเป็นที่รู้กันว่าการระเบิดนี้นอกกาแล๊กซี่ ส่วนใหญ่มาจากระยะทางเป็นล้านล้านปีแสง<ref>{{
cite journal
| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1995PASP..107.1167P
| author = Paczynski, B.
| year = 1995
| title = How Far Away Are Gamma-Ray Bursters?
| journal = Publications of the Astronomical Society of the Pacific
| volume = 107
| pages = 1167
}}</ref> ดังนั้นหลุมดำจะที่เจอนั้นความจริงแล้วมีอายุกว่าล้านปี

นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่าแหล่งกำเนิดของรังสีเอกซ์ที่สว่างมาก ๆ นั้นอาจจะเป็น [[จานพอกพูนมวล]] ของ[[หลุมดำขนาดกลาง]]<ref>{{
cite journal
| url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0512480
| author = Winter, L.M., Mushotzky, R.F. and Reynolds, C.S.
| date = 2006
| title = XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies
| journal = Astrophysical Journal
| volume = 649
| pages = 730
}}</ref>

[[เควซาร์]]ถูกคิดว่าเป็นวงแหวนก๊าซของ[[หลุมดำมวลยวดยิ่ง]] เพราะว่าไม่มีวัตถุอื่นใดที่ค้นพบแล้วจะมีพลังงานมากพอที่จะแผ่พลังงานได้มาก เควซาร์สามารถที่จะแผ่ออกผ่าน[[สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า]] รวมไปถึง[[รังสีอัลตราไวโอเลต]] [[รังสีเอกซ์]] และ[[รังสีแกมมา]] และสามารถมองเห็นได้จากระยะไกลเนื่องจากความสว่างที่มีค่ามาก ประมาณ 5 และ 25% ของเควซาร์เป็นกลุ่มเมฆวิทยุ ที่เรียกอย่างนี้เพราะว่าการแผ่ของคลื่นวิทยุมีกำลังมาก<ref>{{
cite journal
| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2007ApJ...656..680J
| author = Jiang, L., Fan, X., Ivezić, Ž., Richards, G.~T., Schneider, D.~P., Strauss, M.~A., Kelly, B.~C.
| year = 2007
| title = The Radio-Loud Fraction of Quasars is a Strong Function of Redshift and Optical Luminosity
| journal = Astrophysical Journal
| volume = 656
| pages = 680-690
}}</ref>

=== การมองผ่านความโน้มถ่วง ===
[[ไฟล์:Black hole lensing web.gif|170px|left|thumb|การสั่นของ [[เลนส์ความโน้มถ่วง]] โดยหลุมดำที่ทำให้พื้นหลัง[[ดาราจักร]] ผิดรูปร่างไป]]

[[เลนส์ความโน้มถ่วง]] นี้ก่อตัวมาจากแสงจากแหล่งที่สว่างจากระยะไกลมาก ๆ เช่น [[เควซาร์]] ที่จะบิดเบี้ยวอยู่รอบ ๆ วัตถุขนาดใหญ่เช่น หลุมดำ ระหว่างแหล่งกำเนิดและผู้สังเกต กระบวนการนี้เป็นที่รู้จักกันในนาม '''การมองผ่านความโน้มถ่วง''' และเป็นการทดสอบอีกอย่างของการคาดการณ์จากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ตามทฤษฎีแล้วมวลจะล้อมรอบ[[กาลอวกาศ]] เพื่อที่จะสร้างสนามความโน้มถ่วง และจะมีผลที่จะเบนแสงไป

ภาพจากแหล่งที่อยู่หลังเลนส์จะปรากฏให้ผู้สังเกตเห็นเป็นหลายภาพ ในกรณีที่แหล่งกำเนิด วัตถุที่ทำหน้าที่เป็นเลนส์และผู้สังเกตอยู่ในแนวเส้นตรงเดียวกัน แหล่งกำเนิดจะปรากฏเป็นวงแหวนหลังวัตถุต้นกำเนิด

การมองผ่านความโน้มถ่วงนี้อาจเกิดจากวัตถุอื่นนอกจากหลุมดำ เพราะสนามความโน้มถ่วงที่มีมากนี้จะไปเบี่ยงเบนรังสี ผลที่เกิดจากรูปภาพหลาย ๆ รูปนี้อาจจะมาจากกาแล๊กซี่ที่อยู่ไกล ๆ ก็ได้

=== วัตถุที่โคจรรอบหลุมดำ ===
{{See also|ปัญหาของเคปเลอร์เกี่ยวกับสัมพัทธภาพทั่วไป}}
วัตถุที่โคจรรอบหลุมดำนี้ เป็นตัววัดค่าสนามโน้มถ่วงรอบ ๆ ศูนย์กลางวัตถุ ตัวอย่างในอดีตอาทิเช่น การค้นพบในปี 1970 ซึ่งสมมติให้วงแหวนแก๊สนี้จะโคจรอยู่รอบ ๆ หลุมดำ ที่ทำให้ [[ซิกนัส เอกซ์-1]] เป็นที่รู้จักจากการเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ ในขณะที่เราไม่สามารถมองวัตถุได้โดยตรง รังสีเอกซ์จะริบหรี่เป็นหน่วย มิลลิวินาที และเป็นไปตามคาดที่ก้อนก๊าซร้อนโคจรรอบ ๆ หลุมดำที่มีมวลประมาณ 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ สเปกตรัมของรังสีเอกซ์จะแสดงรูปร่างตามที่คาดสำหรับวงแหวนที่โคจรรอบวัตถุใด ๆ และเส้นของธาตุเหล็กที่แผ่รังสีที่ประมาณ 6.4 keV และขยายไปถึงแถบสีแดง (บนด้านที่ต่ำกว่าของวงแหวน) และถึงสีน้ำเงิน (ในส่วนที่เข้าใกล้)

อีกตัวอย่างหนึ่งคือ ดาวเอสทู ที่มองเห็นโคจรอยู่ที่ใจกลางกาแล็กซี่ เป็นดาวที่มีแสงจากหลุมดำที่มีขนาดประมาณ 3.5×10<sup>6</sup> เท่าของดวงอาทิตย์ ดังนั้นสามารถที่จะพล็อตการเคลื่อนไหวของวงโคจรได้ แต่ไม่มีการสำรวจอื่น ๆ ที่ใจกลางของวงโคจรนอกจากตำแหน่งของหลุมดำ

=== การระบุมวลของหลุมดำ ===
[[การสั่นกึ่งคาบ]] สามารถใช้ระบุมวลของหลุมดำได้<ref>{{cite web|url=http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/nsfc-nsi040108.php|title=NASA scientists identify smallest known black hole|access-date=2008-11-24|archive-date=2008-12-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20081227195554/http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/nsfc-nsi040108.php|url-status=dead}}</ref> เทคนิคนี้สามารถใช้ได้กับความสัมพันธ์ระหว่างหลุมดำและภายในวงแหวนรอบ ๆ ตัวมัน ที่มีก๊าซหมุนวนภายในก่อนที่จะถึงขอบฟ้าเหตุการณ์ เมื่อก๊าซยุบตัวลงจะแผ่รังสีเอกซ์ด้วยความเข้มที่แตกต่างกันในรูปแบบซ้ำ ๆ ในช่วงเวลาปกติ สัญญาณนี้เรียกว่า ควอไซน์ พิริออดิก ออสซิลเลชั่น หรือ คิวพีโอ ความถี่ คิวพีโอ นี้ขึ้นกับมวลของหลุมดำ ซึ่งจะเกิดที่ขอบฟ้าเหตุการณ์ใกล้ ๆ กับหลุมดำ ดังนั้น คิวพีโอจะมีความถี่มากขึ้น สำหรับหลุมดำที่มีมวลมากกว่านี้ ขอบฟ้าเหตุการณ์ก็จะอยู่ไกลข้น ทำให้ ความถี่คิวพีโอ ลดลง

== วัตถุที่น่าจะเป็นหลุมดำ ==
=== หลุมดำมวลยวดยิ่งที่ใจกลางดาราจักร ===

[[ไฟล์:M87 jet.jpg|left|thumb|250px|พวยก๊าซที่พุ่งออกจากใจกลางเมสสิเยร์ 87 ในรูปนี้มาจาก[[นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์]]ที่อาจจะมีหลุมดำยักษ์อยู่ Credit: [[กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล|กล้องฮับเบิล]]/[[นาซา]]]]

จากข้อมูลสมาคมดาราศาสตร์อเมริกา ดาราจักรขนาดใหญ่มักจะมีหลุมดำขนาดใหญ่ที่ใจกลาง โดยที่มวลของหลุมดำจะแปรผันตรงกับดาราจักรที่มันอยู่ มีการใช้[[กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล]]และกล้องโทรทรรศน์ภาพพื้นใน[[ฮาวาย]]ในการสำรวจดาราจักรขนาดใหญ่

นักดาราศาสตร์ใช้คำว่า "ดาราจักรกัมมันต์" มานานหลายทศวรรษในการเรียกขานดาราจักรที่มีลักษณะประหลาด เช่น เส้นสเปกตรัมที่ผิดปกติ และการแผ่คลื่นวิทยุอย่างรุนแรง<ref name="krolik1999">{{cite book
| author = J. H. Krolik
| year = 1999
| title = Active Galactic Nuclei
| url = https://archive.org/details/activegalacticnu0000krol
| publisher = Princeton University Press
| location = Princeton, New Jersey
| id = ISBN 0-691-01151-6}}</ref><ref name="sparkegallagher2000">{{cite book
| author = L. S. Sparke, J. S. Gallagher III
| year = 2000
| title = Galaxies in the Universe: An Introduction
| url = https://archive.org/details/galaxiesinuniver0000spar
| publisher = Cambridge University Press
| location = Cambridge
| id = ISBN 0-521-59704-4}}</ref> 

อย่างไรก็ตาม การศึกษาทั้งในทางทฤษฎีและจากผลสังเกตการณ์แสดงให้เห็นว่าใน[[นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์]]ของดาราจักรเหล่านั้นน่าจะมี[[หลุมดำมวลยวดยิ่ง]]อยู่<ref name="krolik1999"/><ref name="sparkegallagher2000"/> แบบจำลองของนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์นี้ประกอบด้วยหลุมดำที่ใจกลางซึ่งมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์เป็นล้านหรือพันล้านเท่า แผ่นจานของก๊าซและฝุ่นซึ่งเรียกว่า[[จานรวมมวล]] และลำอนุภาคพลังงานสูง (relativistic jet) ที่ตั้งฉากกับจานรวมมวล<ref name="sparkegallagher2000"/>

แม้จะมีการคาดการณ์ว่า น่าจะพบหลุมดำมวลยวดยิ่งในแกนกลางของดาราจักรกัมมันต์ส่วนใหญ่ แต่มีการศึกษาอย่างละเอียดเพื่อพยายามตรวจหาและระบุมวลที่แท้จริงในใจกลางของดาราจักรที่น่าจะมีหลุมดำมวลยวดยิ่งแต่เพียงบางแห่งเท่านั้น ได้แก่ [[ดาราจักรแอนดรอเมดา]] [[เมซีเย 32|เมสสิเยร์ 32]] [[เมซีเย 87|เมสสิเยร์ 87]] [[NGC 3115]] [[NGC 3377]] [[เมซีเย 106|NGC 4258]] และ[[ดาราจักรหมวกปีก]]<ref name="kormendyrichstone1995">{{cite journal
| author = J. Kormendy, D. Richstone
| title = Inward Bound---The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei
| journal = Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics
| year = 1995
| volume = 33
| pages = 581–624
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33..581K
| doi = 10.1146/annurev.aa.33.090195.003053}}</ref>

โดยที่ใจกลางดาราจักร[[ทางช้างเผือก]]ของเราก็มีหลุมดำมวลยวดยิ่งอยู่ในบริเวณที่เรียกว่า [[คนยิงธนูเอ*|ซาจิเทอเรียสเอ* (Sagittarius A*)]]
* ดาว S2 ที่ตามวงโคจรรูปวงรีด้วยคาบการโคจร 15.2 ปีและจุดใกล้ที่สุดที่มีระยะทางประมาณ 17 ชั่วโมงแสงจากศูนย์กลางวัตถุ
* การประมาณครั้งแรกชี้ว่าที่ศูนย์กลางของวัตถุมีมวล 2.6 เท่าของดวงอาทิตย์และมีรัศมีน้อยกว่า 17 ชั่วโมงแสง ก็มีแต่หลุมดำเท่านั้นที่จะสามารถมีมวลมากขนาดนั้นในปริมาตรน้อย ๆ 
* การสังเกตการณ์ขั้นต่อไป<ref>{{cite journal| last = Ghez| first = A. M.| authorlink = Andrea Ghez| author2 = Salim, S.| author3 = Hornstein, S. D.| author4 = Tanner, A.| author5 = Lu, J. R.| author6= Morris, M.| author7= Becklin, E. E.| author8= Duchêne, G.| title = Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole| journal = The Astrophysical Journal| volume = 620| issue = 2| pages = 744–757| date = May 2005| url = http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/427175| accessdate = 2008-05-10| doi = 10.1086/427175| archive-date = 2020-01-28| archive-url = https://web.archive.org/web/20200128005113/http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/427175| url-status = dead}}</ref> เป็นการยืนยันการมีอยู่จริงของหลุมดำโดยการแสดงว่าที่ใจกลางใจวัตถุนั้นมีมวลประมาณ 3.7 เท่าของมวลดวงอาทิตย์และมีรัศมีไม่มากไปกว่า 6.25 ชั่วโมงแสง

=== หลุมดำขนาดกลางในกระจุกดาวทรงกลม ===
ในปี 2002 [[กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล]]ได้ทำการสังเกตและแสดงว่าน่าจะมีหลุมดำขนาดกลางและกระจุกดาวทรงกลมชื่อ เมสสิเยร์ 15 และมายอล II<ref>{{cite journal |author=Gerssen, Joris|author2=van der Marel, Roeland P.|author3=Gebhardt, Karl|author4=Guhathakurta, Puragra|author5=Peterson, Ruth C.|author6=Pryor, Carlton |date=December 2002|title=Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster M15. II. Kinematic Analysis and Dynamical Modeling |journal=The Astronomical Journal |volume=124 |issue=6 |pages= 3270–3288 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209315 | doi = 10.1086/344584}}</ref><ref>{{cite web|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/cosmology/2002/18/text/|title=Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places|work=HubbelSite |accessdate=2007-10-31|date=2002-09-17}}</ref> โดยการตีความนี้ขึ้นอยู่กับขนาดและคาบของการโคจรของดาวในกระจุกดาวทรงกลม แต่จากหลักฐานที่ได้จากกล้องฮับเบิลนั้นก็ไม่สามารถให้ข้อสรุปที่ดีได้ เมื่อพบว่ากลุ่มของ[[ดาวนิวตรอน]]นั้นก็ให้ผลการสังเกตที่คล้ายกัน กระทั่งการค้นพบครั้งล่าสุดที่นักดาราศาสตร์คาดว่าความโน้มถ่วงที่ซับซ้อนที่มีต่อกันในกระจุกดาวทรงกลมนั้นจะทำให้เกิดหลุมดำได้

ในปี 2004 กลุ่มของนักดาราศาสตร์รายงานว่ามีการค้นพบหลุมดำมวลขนาดกลางที่ได้รับการยืนยันใน[[ทางช้างเผือก]] โคจรสามปีแสงจากซาจิเทอเรียส เอ หลุมดำที่มีมวล 1,300 เท่าของมวลดวงอาทิตย์นี้อยู่ภายในกระจุกดาว 7 ดวง ซึ่งอาจจะเป็นเศษเล็กเศษน้อยจากกระจุกดาวขนาดใหญ่ซึ่งเป็นลากเป็นทางผ่านใจกลางดาราจักร<ref name = "Nature.com-20060325">{{cite web| url=http://www.nature.com/news/2004/041108//full/041108-2.html#B2| title=Second black hole found at the centre of our Galaxy| work=NatureNews |accessdate=2006-03-25 |doi=10.1038/news041108-2}}</ref><ref name = "edpsciences-usa.org-2004">{{citation |first1=J.P. |last1=Maillard |first2=T. |last2=Paumard   |first3=S.R. |last3=Stolovy |first4=F. |last4=Rigaut |title=The nature of the Galactic Center source IRS 13 revealed by high spatial resolution in the infrared |journal=Astron.Astrophys. |volume=423 |year=2004 |pages=155–167 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0404450 |doi=10.1051/0004-6361:20034147}}</ref> การสังเกตการณ์นี้น่าจะมีการเสริมแนวคิดที่ว่าหลุมดำขนาดใหญ่จะเกิดขึ้นโดยการดูดซับหลุมดำที่มีขนาดเล็กกว่าและดาวข้างเคียง

ในเดือนมกราคมปี 2007 นักวิจัยจากมหาวิทยาลัยเซาท์แธมตัน ประเทศสหราชอาณาจักร รายงานการพบหลุดดำที่มีมวลขนาด 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ในกระจุกดาวทรงกลมรวมกับ[[ดาราจักร]]ชื่อ เอ็นจีซี 4427 โดยมีระยะห่างประมาณ 55 ล้าน[[ปีแสง]]<ref>http://xxx.lanl.gov/abs/0805.2952{{ลิงก์เสีย|date=มกราคม 2025 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref><ref>{{citation |first1=Thomas J. |last1=Maccarone |first2=Arunav |last2=Kundu |first3=Stephen E. |last3=Zepf |first4=Katherine L. |last4=Rhode |title= A black hole in a globular cluster |journal=Nature |volume=445 |year=2007 |pages=183–185 |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701310 |doi= 10.1038/nature05434}}</ref>

=== หลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ในกาแล็กซี่ทางช้างเผือก ===
[[ไฟล์:Accretion disk.jpg|right|250px|thumb|ภาพจินตนาการช่างภาพเกี่ยวกับระบบดาวคู่ที่ประกอบไปด้วยหลุมดำและดาวหลัก โดยที่หลุมดำกำลังดึงดูดสสารจากดาวหลักผ่าน[[จานพอกพูนมวล]]รอบ ๆ มัน และสสารเหล่านี้จะรวมตัวกันเป็นกลุ่มก๊าซใน[[ดาราจักร]]]]

กาแล๊กซี่ทางช้างเผือกของเรานั้นน่าจะประกอบไปด้วยหลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ที่จะอยู่ใกล้เรามากกว่าหลุมดำในบริเวณซาจิเทอเรียสเอ ซึ่งหลุมดำเหล่านี้เป็นสมาชิกของระบบดาวคู่รังสีเอกซ์ที่ทำให้วัตถุมีความหนาแน่นมากขึ้นจากคู่ของมันผ่าน[[อะครีชั่นดิสก์]] หลุมดำที่เป็นไปได้ในระบบนี้น่าจะมีมวลมากกว่า 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์<ref name = "Casares-Holes">{{Cite conference |first=J. |last=Casares |title=Observational evidence for stellar mass black holes |year=2006 |conference=Proceedings of IAU Symposium 238: "Black Holes: From Stars to Galaxies -Across the Range of Masses" |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612312}} </ref><ref name = "Garcia-Jets">{{Citation |first1=M.R. |last1=Garcia |first2=J. M. |last2=Miller |first3=J. E. |last3=McClintock |first4=A. R. |last4=King |first5=J. |last5=Orosz |title=Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae |journal=Astrophys.J. |volume=591 |year=2003 |pages=388–396 | url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0302230 |doi=10.1086/375218}}</ref> หลุมดำที่เกิดจากดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จากที่เคยสำรวจมาจะเป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวคู่ที่ตั้งอยู่ในกาแล็กซี่เมซิเออ 33<ref>{{cite journal |author=Orosz, J.A.|title= A 15.65 solar mass black hole in an eclipsing binary in the nearby  spiral galaxy Messier 33 |journal=Nature |volume=449 |pages=872–875 |year=2007 |doi=10.1038/nature06218 |url=http://arxiv.org/abs/0710.3165 |url-access=subscription}}</ref>

=== หลุมดำจิ๋ว ===

ในทางทฤษฎี ไม่มีขนาดที่เล็กที่สุดสำหรับหลุมดำ เมื่อหลุมดำเกิดขึ้นมาหลุมหนึ่งก็จะมีคุณสมบัติของหลุมดำ โดยสตีเฟน ฮอวคิง ได้อธิบายไว้ในทฤษฎีของหลุมดำแรกเริ่ม ที่สามารถจะระเหยและมีขนาดเล็กลงได้ นั่นก็คือ[[หลุมดำจิ๋ว]] การค้นหาหลุมดำแรกเริ่มที่ยังมีการระเหยอยู่นั้นเป็นเป้าหมายหลักของดาวเทียมกลาส ที่ปล่อยขึ้นไปในปี 2008 อย่างไรก็ตามถ้าหลุมดำจิ๋วสามารถที่จะสร้างได้ด้วยวิธีการอื่น เช่น ผลจาก[[รังสีคอสมิค]] หรือจากการปะทะกันซึ่งก็ไม่แน่ว่าจะทำให้มันระเหยได้

มีรายงานว่าสามารถที่จะจับสัญญาณการสั่นของอนุภาคจากบนโลกได้เมื่อเกิดการก่อตัวของหลุมดำ โดยสัญญาณเหล่านี้จะไม่เหมือนกับความโน้มถ่วงภายในหลุมดำ แต่ก็จะมีการเทียบกับพื้นผิวสำหรับทฤษฎีควอนตัมโน้มถ่วง<ref>{{arxiv |hep-th |0501068}}</ref>

พฤติกรรมคล้ายหลุมดำเนื่องจากเอดีเอสและซีเอฟทีระหว่างทฤษฎีของแรงนิวเคลียร์ที่รุนแรงไม่มีอะไรเกี่ยวข้องกับทฤษฎีแรงโน้มถ่วงและทฤษฎีแรงโน้มถ่วงควอนตัม ทฤษฎีเหล่านี้คล้ายกันเพราะใช้อธิบาย[[ทฤษฎีสตริง]] ดังนั้นการก่อตัวและความไม่ต่อเนื่องของ ควาร์ก-กลูออน พลาสมานั้นก็เกี่ยวข้องกับการเกิดหลุมดำ ลูกไฟที่ [[Relativistic Heavy Ion Collider]] [อาร์เอชไอซี] เป็นปรากฏการณ์ที่อาจเทียบได้กับหลุมดำ และคุณสมบัติส่วนใหญ่จะทำให้ได้อย่างถูกต้องโดยใช้การเปลี่ยนเทียบนี้ อย่างไรก็ดี ลูกไฟนี้ไม่ใช่วัตถุโน้มถ่วง และก็ยังไม่ทราบแน่ชัดว่าจะมีพลังงานมากกว่าที่[[เครื่องชนอนุภาคแฮดรอนขนาดใหญ่]] (LHC) จะสามารถสร้างหลุมดำจิ๋วขึ้นมาตามทฤษฎีหรือไม่<ref>See [[Safety of particle collisions at the Large Hadron Collider]] for a more in depth discussion.</ref>

== อ้างอิง ==
{{รายการอ้างอิง}}

== ดูเพิ่ม ==
* [[หลุมดำมวลยวดยิ่ง]]
* [[หลุมดำเชิงควอนตัม]]

== แหล่งข้อมูลอื่น ==
* [[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]: "[http://plato.stanford.edu/entries/spacetime-singularities/ Singularities and Black Holes]" by Erik Curiel and Peter Bokulich.
* "[http://www.scholarpedia.org/article/Black_hole Black hole]" on Scholarpedia.
* [http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/ Black Holes: Gravity's Relentless Pull]—Interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
* [http://apod.nasa.gov/htmltest/gifcity/bh_pub_faq.html Frequently Asked Questions (FAQs) on Black Holes]
* "[http://casa.colorado.edu/~ajsh/schwp.html Schwarzschild Geometry] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/19980118051503/http://casa.colorado.edu/~ajsh/schwp.html |date=1998-01-18 }}"
* [http://library.thinkquest.org/C007571/english/advance/core8.htm Advanced Mathematics of Black Hole Evaporation] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20121017061255/http://library.thinkquest.org/C007571/english/advance/core8.htm |date=2012-10-17 }}
* [http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/home.html Hubble site]

{{ดาวฤกษ์}}

[[หมวดหมู่:ดาราจักร]]
[[หมวดหมู่:ทฤษฎีสัมพัทธภาพ]]
[[หมวดหมู่:หลุมดำ| ]]
[[หมวดหมู่:ฟิสิกส์ดาราศาสตร์]]