thumb|Bild av det svarta hålet i galaxen Messier 87, från Event Horizon Telescope.
Ett svart hål är, enligt den allmänna relativitetsteorin, en koncentration av massa med ett så starkt gravitationsfält att ingenting, inte ens ljus, kan övervinna dess gravitation. Materia eller ljus som kommer innanför det svarta hålets händelsehorisont förblir där och kan aldrig komma ut igen, förutom eventuellt oerhört långsamt i form av Hawkingstrålning. Man kan inte åstadkomma en reflektion eller spegelbild genom att belysa det med en ljuskälla och inte heller få någon information om materia som försvunnit in i hålet. Svarta hål som skapas genom kollapsande stjärnor kan benämnas stellära svarta hål.
Svarta hål upptäcktes som en möjlig lösning till den allmänna relativitetsteorins ekvationer och var till en början en rent teoretisk konstruktion. Sedan slutet av 1960-talet har ett växande antal astronomiska observationer av svarta håls effekter på omkringliggande materia bekräftat deras existens. Det starkaste beviset på att svarta hål existerar publicerades år 2016 när forskare lyckades upptäcka gravitationsvågor från en kollision mellan två svarta hål som ska ha varit 29 respektive 36 gånger så massiva som solen, smält samman 1,3 miljarder ljusår bort.
Den 10 april 2019 publicerade Event Horizon Telescope (EHT) en bild av ett supermassivt svart hål i galaxen Messier 87. Bilden är resultatet av koordinerade observationer med ett nätverk av radioteleskop fördelade över jorden. Det svarta hålets massa uppskattas till 6,5 miljarder solmassor.
Idéhistoria Idén om en kropp så massiv att inte ens ljus kan undslippa den lades först fram av den brittiske geologen John Michell 1783 i en uppsats insänd till Royal Society. Den dominerande uppfattningen om ljuset var då att det bestod av partiklar, ofta kallade korpuskler. Newtons gravitationsteori och begreppet flykthastighet var vid denna tid ganska väl kända. Michell beräknade att en kropp med 500 gånger solens radie och ungefär samma densitet skulle ha en flykthastighet på ytnivån som motsvarade ljusets hastighet, vilket betydde att kroppen skulle vara osynlig. Med Michells egna ord:
Michell ansåg det var osannolikt men fullt möjligt att många sådana objekt skulle kunna finnas i kosmos.
1796 lade den franske matematikern Laplace fram samma idé i sin Exposition du Système du Monde. Avsnittet fanns i de två första utgåvorna men togs bort från och med den tredje när det började komma experiment som visade ljusets vågegenskaper. Idén om svarta hål fick mycket lite uppmärksamhet under 1800-talet eftersom ljus ansågs vara en vågrörelse som saknade massa och inte påverkades av gravitation.
miniatyr|Simulering av hur ett svart hål framför Vintergatan skulle se ut. Det svarta hålet har 10 solmassor och ses här från ett avstånd på 600 kilometer. För att upprätthålla detta avstånd krävs en motacceleration på omkring 400 miljoner g-krafter.
Albert Einsteins allmänna relativitetsteori 1915 förändrade detta. Han hade redan tidigare visat att gravitation faktiskt påverkar ljus. Några månader efter publiceringen av allmänna relativitetsteorin publicerade Karl Schwarzschild en lösning till ekvationen som beskriver gravitationsfältet runt en punktformig massa i en i övrigt tom rymd och antydde därmed att det vi idag kallar svart hål teoretiskt kunde existera. Schwarzschildradien är idag känd som radien hos ett icke roterande svart hål men förstods inte då – Schwarzschild själv trodde inte att fenomenet manifesterade sig fysiskt.
På 1920-talet hävdade Subramanyan Chandrasekhar att speciella relativitetsteorin implicerade att en icke roterande kropp med massa överstigande en viss gräns – idag känd som Chandrasekhargränsen – skulle kollapsa, eftersom ingenting fanns som kunde hindra kollapsen. Arthur Eddington argumenterade emot teorin och hävdade att något oundvikligen skulle stoppa kollapsen.
Robert Oppenheimer (tillsammans med Hartland Snyder) förutsade att massiva stjärnor kunde genomgå en dramatisk gravitationskollaps. Svarta hål kunde i princip uppstå i naturen. Under en period kallades sådana kroppar frusna stjärnor eftersom kollapsen skulle kunna iakttas som en hastig nedsaktning för att sedan övergå i rött närmare Schwarzschildradien. De tills vidare hypotetiska svarta hålen fick dock inte särskilt mycket uppmärksamhet förrän under det sena 1960-talet.
Intresset för sammanstörtade objekt tändes på nytt 1967 i och med upptäckten av pulsarer. Kort därefter myntades termen svart hål (black hole) av den teoretiske fysikern John Wheeler. Dessförinnan hade uttrycket svart stjärna (black star) emellanåt använts. Uttrycket förekommer bland annat i ett tidigt avsnitt av Star Trek och förekom även efter 1967. "Svart hål" har i översättning till bland annat franska och ryska en innebörd som väcker anstöt, vilket förklarar att uttrycket "svart stjärna" i viss mån lever kvar.
Kvalitativ fysik Svarta hål, i sin moderna tolkning, beskrivs av den allmänna relativitetsteorins modell med en krökt rumtid.
Att ramla in miniatyr|En visuell tolkning av ett svart hål eller neutronstjärna med en närliggande stjärna utanför dess Roche-gräns. Infallande materia bildar en ackretionsskiva samtidigt som annan materia med mycket hög energi slungas ut i form av polära jetstrålar. Man kan föreställa sig en astronaut som faller med fötterna före in mot ett enkelt (icke-roterande) svart hål av Schwarzschild-typ. En avlägsen observatör skulle se astronautens fall sakta av när händelsehorisonten närmar sig, eftersom enligt denna avlägsna observatör går den fallande astronautens klocka allt långsammare ju närmare det svarta hålet astronauten kommer, så kallad tidsdilatation, och till slut står klockan stilla när astronauten kommer fram till händelsehorisonten. Den avlägsna observatören kommer också att se att astronauten blir allt rödare, eftersom också ljuset som sänds ut från observatören svänger allt långsammare och därmed får allt längre våglängd. Det skulle förefalla som om astronauten aldrig riktigt når händelsehorisonten. I verkligheten, eftersom astronauten utsänder ett ändligt antal fotoner innan händelsehorisonten nås, skulle dock den sista fotonen från astronauten nå observatören inom något ögonblick och sedan skulle astronauten vara borta för alltid.
Från sin egen betraktelsepunkt skulle däremot astronauten nå händelsehorisonten inom en ändlig tid och sedan fortsätta in mot den singularitet, som finns i det svarta hålets centrum, efter en ändlig tid. När händelsehorisonten passerats kan astronauten inte ses från det utanförliggande universum. Astronauten kan däremot fortfarande se resten av universum, och enligt astronauten går tiden allt snabbare i det utanförliggande universumet och ljuset därifrån blir allt blåare. Enligt astronauten inträffar det inte något speciellt när händelsehorisonten passeras, men då singulariteten närmar sig kommer skillnaden i gravitation mellan fotända och huvudända att öka, och astronauten kommer därefter att känna sig utsträckt och slutligen itusliten. Till slut blir skillnaden i gravitationen så stark att den sliter sönder atomer, atomkärnor och elementarpartiklar. Exakt när ett objekt slits itu av denna tidvattenskraft beror på det svarta hålets massa och objektets storlek. Ju större objektet är desto tidigare slits det sönder, men ju tyngre det svarta hålet är desto närmare måste objektet komma innan det slits sönder. För några av de största svarta hålen, vilka finns i galaxernas centrum, kan en hel stjärna passera genom händelsehorisonten innan den slits sönder, medan ett svart hål med en massa som en stjärna deformerar en grannstjärna, när den fyller sin Roche-lob, och drar ut gas från den, medan stjärnan ligger långt utanför det svarta hålets händelsehorisont.
Händelsehorisonten Händelsehorisonten är en teoretisk yta, som släpper igenom vad som helst som faller in från utsidan, men ingenting kan passera ut genom horisonten oavsett hur stor kraft som används. Strax utanför händelsehorisonten är det dock möjligt att lämna det svarta hålet, om tillräcklig kraft används. Händelsehorisonten är alltså en ovillkorlig "point of no return".
Eftersom inga partiklar kan komma ut ur det svarta hålets innandöme, kan ingen information tränga ut till en utanförvarande observatör. Enligt klassisk relativitetsteori kan ett svart hål fullständigt beskrivas med tre parametrar: massa, rörelsemängdsmoment och elektrisk laddning. Denna princip är vad som avses med uttrycket "Svarta hål har inget hår" (Black holes have no hair).
Tiden saktas ned för ett objekt inom ett svart håls gravitationsfält, och vid händelsehorisonten blir tidsdilatation oändligt stor. Därmed kommer också rödförskjutningen vid horisonten att bli oändligt stor. Av detta och den så kallade Hawking-strålningen följer att horisonten omges av en tunn het atmosfär av strålning.
Singulariteten I centrum av det svarta hålet befinner sig en gravitationell singularitet, en plats där den allmänna relativitetsteorin förutsäger att rumtiden är oändligt krökt, det vill säga gravitationen är oändligt stark. Rumtidens struktur i ett svart hål är sådan att allting som kommer innanför händelsehorisonten har singulariteten i sin framtid och kan därmed inte undvika att hamna där. Detta betyder att det svarta hålet skiljer sig från det som beskrevs av Michell 1793. Under Michells teori är flykthastigheten i och för sig lika med ljusets hastighet, men det vore fortfarande möjligt att till exempel utifrån hissa upp föremål från insidan av händelsehorisonten. Allmänna relativitetsteorin eliminerar dessa kryphål, eftersom när en gång ett föremål passerat inom händelsehorisonten kommer dess tidslinje att ha en slutpunkt för själva tiden, och inga möjliga världslinjer kan korsa händelsehorisonten en andra gång. Dessutom kan inget rep av ändlig längd förbinda en punkt utanför horisonten med en punkt innanför då repets längd, sett utifrån, minskar ju närmare händelsehorisonten det kommer.
Roger Penrose la 1969 fram en matematisk förmodan, som brukar kallas den kosmiska censurförmodan, enligt vilken en gravitationell singularitet alltid döljs innanför en händelsehorisont. De flesta teoretiker tolkar den matematiska singulariteten som en indikation på att den nuvarande teorin inte är komplett eller helt korrekt, så att andra fenomen blir aktuella när en partikel närmar sig centrum.
Roterande svarta hål miniatyr|Ett roterande (Kerr) svart håls två fysikaliskt relevanta ytor. Teoretiskt sett är händelsehorisonten hos ett icke-roterande svart hål en sfärisk yta, och dess singularitet är (informellt uttryckt) en punkt. Om det svarta hålet roterar, vilket är ett troligt arv från ursprungsstjärnans rotation före kollapsen, kommer rumtiden kring det svarta hålets händelsehorisont att bilda en ergosfär. På grund av frame-dragging är det omöjligt att befinna sig i vila i ergosfären, utan istället tvingas man att följa med i det svarta hålets rotation. Ergosfären har en ellipsoidisk form. Eftersom ergosfären ligger utanför händelsehorisonten, kan partiklar existera inuti den utan att oundvikligen dras in innanför händelsehorisonten, och under vissa omständigheter kan de slungas ut ur den igen med oerhörd kraft, och på så sätt dra ut energi ur det svarta hålet – därav namnet ergosfär ("arbetande sfär") eftersom den kan utföra arbete.
Att svarta hål roterar med hög hastighet vet man redan, men astronomer har nu undersökt hur snabbt ett svart hål i Vintergatan roterar. Resultatet av studien visade att det svarta hålet snurrade runt sig själv med ungefär ljusets hastighet , och att rymden runt hålet följer med. Hålet ligger 35 000 ljusår från jorden, i stjärnbilden Örnen. Hålet utgör tillsammans med en vanlig stjärna ett så kallat dubbelstjärnsystem. Det som gjorde det möjligt att mäta hastigheten var att hålet sög till sig gas från sin stjärnpartner. Det har givit forskarna ny kunskap om hur en gammablixt uppstår.
Entropi och Hawkingstrålning