Qara dəlik

Qara dəlik^[7] — zərrəciklər və işıq kimi elektromaqnit dalğaların içindən qaça bilmədiyi güclü qravitasiyaya sahib fəza-zamanın bir nahiyəsi.^[8] Ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə görə, kifayət qədər kompakt kütlə fəza-zamanı deformasiya edərək bir qara dəlik formalaşdıra bilər.^[9][10] Heç bir obyektin qaçışının mümkün olmadığı bölgənin sərhədinə hadisə üfüqü deyilir. Hadisə üfüqü onu keçən obyektin vəziyyətinə böyük ölçüdə təsir göstərməsinə baxmayaraq, lokal olaraq aşkar edilə bilən xüsusiyyətlər müşahidə edilmir.^[11] Bir çox cəhətdən, qara dəlik işığı əks etdirmədiyi üçün ideal qara cisim kimidir.^[12][13] Üstəlik, əyri fəza-zamanda kvant sahə nəzəriyyəsi proqnoz edir ki, qara dəlik kütləsi ilə tərs mütənasüb şəkildə, qara cismin şüalandırdığı istilik ilə eyni spektrumda Hokinq radiasiyası yayır. Bu temperatur ulduz qara dəlikləridə milyardlarla kelvinə bərabər olduğuna görə onların müşahidə edilməsini imkansızlaşdırır.

Ümumi nisbilik nəzəriyyəsi

${\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}T_{\mu \nu }\,}$

Qravitasiya Riyazi ifadə Kosmologiya Fundamental prinsiplər Xüsusi nisbilik nəzəriyyəsi · Fəza-zaman · Ekvivalentlik prinsipi · Uzlaşma xətti · Psevdoriman həndəsəsi Hadisələr ÜNN-də iki cisim haqqında məsələ · Qravitasiya linzası · Qravitasiya dalğaları · İnersial hesablamasistemlərinin genişlənməsi · Geodezik ayrılma · Hadisə üfüqü · Sinqulyar qravitasiya · Qara dəlik Tənlik Eynşteyn sahə tənlikləri · Xəttiləşdirilmiş ÜNN · Postnyuton formalizmi Nəzəriyyənin inkişafı Parametrli postnyuton formalizmi · Kaluç-Kleyn tipli nəzəriyyə · Kvant qravitasiyası · Alternativ nəzəriyyə Məşhur alimlər Albert Eynşteyn · German Minkovskiy · Karl Şvartsşild · Corc Lemert · Artur Eddinqton · Aleksandr Fridman · Hovard Robertson · Vladimir Fok · Roy Kerr · Subramanyan Çandrasekar · Rocer Penrouz · Stiven Hokinq

bax müzakirə redaktə

Qravitasiya sahəsi işığın qaça bilməyəcəyi qədər güclü olan cisimlər ilk dəfə 18-ci əsrdə Con Mixel və Pyer Simon Laplas tərfindən nəzərə alındı. Qara dəliyi xarakterizə edən ümumi nisbiliyin ilk müasir həlli 1916-cı ildə Karl Şvartsşild tərəfindən tapılmışdır, ancaq heç bir şeyin qaça bilməyəcəyi fəza bölgəsi olaraq şərhi ilk dəfə Devid Finkelştein tərəfindən 1958-ci ildə nəşr edildi. Qara dəliklər çoxdan bəri riyazi maraq hesab olunurdu; 1960-cı illərdə nəzəri tədqiqatlar ümumi nisbiliyin ümumi proqnozu olduğunu göstərdi. 1967-ci ildə Coselin Bell Bernell tərəfindən neytron ulduzların kəşf edilməsi, mümkün astrofiziki reallıq olaraq qravitasiya nəticəsində çökmüş kompakt cisimlərə maraq oyatdı.

Qara dəliklərin sinqulyarlıqlarına görə üçölçülü olmadıqları və sıfır həcmli olduqları qəbul edilir. Qara dəliklərin daxilində zamanın yavaş irəlilədiyi və ya ümumiyyətlə irəliləmədiyi təxmin edilir. Qara dəliklər Eynşteynin ümumi nisbilik nəzəriyyəsi ilə təsvir edilir. Birbaşa müşahidə edilə bilmirlər. Onlar müxtəlif dalğa uzunluqları istifadə edən bilavasitə müşahidə üsulları sayəsində kəşf edilmişdir. Bu üsullar eyni zamanda ətraflarında yaranan varlıqların da müşahidə edilməsini təmin etmişdir. Məsələn, bir qara dəliyin potensial quyusunun çox dərin olması səbəbi ilə yaxınlığında yaranan böyümə diskinin üzərinə düşən maddələr diskin çox yüksək temperatura çatmasına səbəb olacaq. Bu da yayılan rentgen şüalarının təyin edilməsi ilə diskin (və dolayı olaraq qara dəliyin) aşkar olunmasını təmin edəcək. Hal-hazırda qara dəliklərin varlığı bu problemlə maraqlanan astrofiziklər və nəzəri fiziklərdən ibarət olan elmi birliyin demək olar ki, bütün fərdləri tərəfindən təsdiq edilərək dəqiqlik qazanmış vəziyyətdədir.^[14]

Qara dəlik sinqulyar qravitasiya adlanan bir nöqtəyə cəmlənmiş kütləyə sahibdir. Bu kütlə mərkəzi sinqulyar qravitasiya olan və qara dəliyin hadisə üfüqü adlanan bir kürəni yaradır. Bu kürə qara dəliyin fəzada tutduğu yer kimi də başa düşülə bilər. Kütləsi Günəşin kütləsinə bərabər olan bir qara dəliyin radiusu təxminən 3 km-dir.^[1]

Ulduzlar arasındakı milyonlarla kilometr məsafəni nəzərə alsaq, bir qara dəliyin başqa bir kosmik cismə göstərdiyi cazibə təsiri bu qara dəliklə eyni kütləyə sahib olan başqa bir kosmik cismin göstərdiyi cazibə təsiri ilə eyni ədədi qiymətə malikdir. Yəni, qara dəlikləri müqavimət göstərilə bilməyən bir kosmik "aspirator" olaraq düşünmək düzgün deyil. Məsələn, Günəşin yerində onunla eyni kütləyə sahib bir qara dəlik olsa, Günəş sistemindəki planetlərin orbitlərində hər hansı bir dəyişiklik olmayacaq.

Bir çox qara dəlik növü mövcuddur. Bir ulduzun daxilinə (öz içinə) çökməsi ilə yaranan qara dəliyə ulduz qara dəliyi deyilir. Bu qara dəliklər qalaktikaların mərkəzində olsa, bir neçə milyardlıq günəş kütləsi kimi nəhəng bir kütləyə sahib ola bilər və bu vəziyyətdə nəhəng qara dəlik (və ya qalaktik qara dəlik)^[2] adını alar. Kütləsi ədədi qiymətcə bu iki növ qara dəliyin kütlələri arasında olan (yəni, kütləsi təqribən bir neçə min günəş kütləsinə bərabər olan) üçüncü növün mövcud olduğu düşünülür və bu növə orta kütləli qara dəlik^[3] deyilir. Ən aşağı kütləli qara dəliklərin isə kainat tarixinin başlanğıcındakı Böyük Partlayışda yarandıqları düşünülür və bunlara da ilkin qara dəlik^[4] adı verilir. Lakin ilkin qara dəliklərin varlığı hal-hazırda təsdiqlənmiş deyil.

Bir qara dəliyi birbaşa müşahidə etmək mümkün deyil. Bilirik ki, bir cismin görünməsi üçün özündən işıq çıxmalı və ya özünə gələn işığı əks etdirməlidir, amma qara dəliklər üzərinə düşən işıqlarla yanaşı çox yaxınından keçən işıqları da udur. Qara dəliyin varlığı ətrafındakı cazibə performansından (məhsuldarlığından), xüsusilə, mikrokvazarlarda və aktiv qalaktika nüvələrində qara dəlik üzərinə düşən yaxınlıqdakı maddənin yüksək dərəcədə qızmış olmasından və güclü bir şəkildə rentgen şüaları yaymasından başa düşülür. Beləliklə, müşahidələr nəhəng və ya kiçik ölçülərdəki bu cür cisimlərin varlığı fikrini irəli sürür. Bu müşahidələrə uyğun gələn və ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə tabe olan cisimlər yalnızca qara dəliklərdir.

Qara dəlik anlayışı ilk olaraq XVIII əsrin sonunda Nyutonun ümumdünya cazibə qanunu əhatəsində yaranmışdır. Lakin o dövrdə məsələ yalnızca ikinci kosmik sürətin işıq sürətindən daha böyük olmasını təmin edə bilən kütləli cisimlərin^[15] var olub-olmadığını bilmək idi.^[16] Yəni qara dəlik anlayışı ancaq 20-ci əsrin əvvəllərində və xüsusilə Albert Eynşteynin ümumi nisbilik nəzəriyyəsinin ortaya atılması ilə fantastik bir anlayış olmaqdan çıxmışdır. Eynşteynin işlərinin yayımlanmasından qısa müddət sonra Karl Şvartsşild^[17][18] tərəfindən Eynşteyn sahə tənliklərinin mərkəzi bir qara dəliyin varlığını ehtiva edən bir həll yayımlanmışdı.^[5] Qara dəliklər üstündə ilk əsas işlər 1960-cı illərə söykənir. Çünki yalnız bu zamanlarda varlıqları haqqında ilk əsaslı əlamətlərin müşahidələrini etmişdilər.^[19] İçində qara dəlik saxlayan bir cismin ilk müşahidəsi^[6][7] 1971-ci ildə Uhuru peyki tərəfindən edildi. Peyk Qu bürcünün ən parlaq ulduzu olan Qu X-1 qoşa ulduzunda rentgen şüaları mənbəyi olduğunu təyin etmişdi. Lakin "qara dəlik" termini daha əvvəlcədən, 1960-cı illərdə amerikalı fizik Kip Torn vasitəsilə ortaya atılmışdı. Bu terminin terminologiyaya yerləşməsindən əvvəl "qara dəlik" əvəzinə "Şvartsşild cismi" və "qapalı ulduz" terminləri istifadə edilirdi.^[20]

Qara dəlik digər astrofiziki cisimlər kimi bir cisimdir. Qara dəlik birbaşa müşahidəsinin çox çətin olması və mərkəzi bölgəsinin fizika qanunları ilə qənaətbəxş formada təsvir edilə bilməməsi ilə xarakterizə edilir. Mərkəzi bölgəsinin təsvir edilə bilməməsindəki ən vacib faktor mərkəzində bir sinqulyar qravitasiyanın olmasıdır. Bu sinqulyar qravitasiya ancaq bir kvant cazibəsi qanunu ilə təsvir edilə bilər, amma hal-hazırda belə bir qanun yoxdur.^[8] Buna baxmayaraq, tətbiq edilən müxtəlif dolayı üsullar sayəsində ətraf-mühitdə hökm sürən fiziki şərait və ətrafındakı sahəyə və cisimlərə təsiri mükəmməl bir formada təsvir edilə bilir.

Digər bir tərəfdən qara dəliklər çox az sayda parametrlərlə təsvir edildiklərinə görə təəccübləndirici cisimlərdir. Yaşadığımız kainatdakı təsviri yalnızca üç parametrə bağlıdır: kütlə, elektrik yükü və impuls momenti. Qara dəliklərin bütün digər parametrləri (ölçüsü, forması və s.) bunlarla təyin olunur. Bir müqayisə aparsaq, məsələn, bir planetin təsvir edilməsində yüzlərlə parametrdən danışıla bilər (kimyəvi birləşmələr, elementlərin fərqlənməsi, konveksiya, atmosfer və s.). 1967-ci ildən bəri qara dəliklər yalnız bu üç parametrlə xarakterizə edilirlər ki, bu da 1967-ci ildə Uerner İsrael tərəfindən ortaya atılan absurd nəzəriyyəsi^[9] sayəsində edilir. Bu, uzun məsafəli fundamental qarşılıqlı təsirlərin yalnız cazibə qüvvəsi və elektrodinamikanın olmasını da izah edir; qara dəliklərin ölçülə bilən xüsusiyyətləri yalnız bu qüvvələri xarakterizə edən parametrlərlə, yəni kütlə, elektrik yükü və impuls momenti ilə verilir.

Bir qara dəliyin kütlə və elektrik yükü ilə əlaqəli xüsusiyyətləri "klassik" (ümumi nisbiliyin olmadığı) fizikanın tətbiq edilə bilən adi xüsusiyyətləridir: qara dəliyin kütləsinə uyğun olaraq bir cazibə sahəsi və elektrik yükünə uyğun olaraq bir elektrik sahəsi vardır. Buna baxmayaraq, impuls momenti təsiri ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə xas bir xüsusiyyət daşıyır: öz oxu ətrafında dönən bəzi kosmik cisimlər ətraflarındakı fəza-zamanı^[22][10] da əymək meylindədir.^[23][24] Lens-Tirrinq təsiri^[11] adlanan bu fenomen hələ ki Günəş sistemində müşahidə edilmir.^[12] Öz oxu ətrafında dönən qara dəliyin ətrafındakı fəzada bu fenomen inanılmaz ölçülərdə reallaşmaqdadır ki, bu sahəyə "güc bölgəsi" (fr. ergorégion) və ya "güc kürəsi"^[13] adı verilir.

Qalaktik bir qara dəliyin kütləsi, əsasən, balcdakı maddənin kütləsinin təxminən mində birinə bərabərdir.^[25]

Qara dəliklər bəzi parametrləri (impuls momenti (L), elektrik yükü (q) və həmişə sıfırdan böyük olan kütləsi (m)) vardır ki, bunlara görə müəyyən edilən fərziyyəyə əsasən qara dəliklərin dörd növü vardır.

	m > 0
	L = 0	L ≠ 0
Q = 0	Şvartsşild qara dəliyi	Kerr qara dəliyi
Q ≠ 0	Reysner-Nordström qara dəliyi	Kerr-Nyumen qara dəliyi

Bir qara dəliyin bütün xüsusiyyətlərini müəyyən edən üç amil vardır: kütləsi, impuls momenti və elektrik yükü. Bir qara dəliyin kütləsi hər zaman sıfırdan böyükdür. Digər amillərin sıfır ya da sıfırdan böyük olmasına görə qara dəlikləri dörd sinifə ayırmaq mümkündür.

İmpuls momenti və elektrik yükü sıfıra bərabər olan qara dəliklərə Şvartsşild qara dəliyi deyilir. Bu ad 1916-cı ildə belə cisimlərin varlığı fikrini ortaya atmış olan Karl Şvartsşildə ithafən verilmişdir.

Qara dəliyin elektrik yükü sıfırdan fərqli, impuls momenti isə sıfıra bərabər olsa, Reysner-Nordström qara dəliyi növü ortaya çıxır. Elmə məlum olan heç bir proses daxilində belə davamlı elektrik yüklü sıxılmış bir cisim yaratmaq mümkün olmadığına görə bu cür qara dəliklər varsa belə, astrofizikanın maraq dairəsinə daxil deyil. Qara dəlik ətrafındakı əks elektrik yüklərini udaraq zaman keçdikcə elektrik cəhətdən neytrallaşa bilər.^[26][14] Nəticə olaraq, Reysner-Nordström qara dəliyi kainatda mövcud olmaq ehtimalı az olan nəzəri bir cisimdir.

Qara dəliyin impuls momenti sıfırdan fərqli olarsa (yəni öz oxu ətrafında dönərsə) və elektrik yükü olmazsa Kerr qara dəliyi növü ortaya çıxır. Bu ad 1963-cü ildə bu cür cisimləri xarakterizə edən düsturu tapan Yeni Zellandiyalı riyaziyyatçı Roy Kerrə ithafən verilmişdir. Reysner-Nordström və Şvartsşild qara dəliklərinin əksinə Kerr qara dəliyi astrofiziklərin maraq dairəsinə daxil olmuşdur. Çünki qara dəliklərin yaranma və təkamül nümunələri onların ətraflarındakı maddəni bir böyümə diski^[15] vasitəsilə udmaq meylində olduqlarını və maddələrin böyümə diskinə qara dəliyin fırlanma istiqamətində spiral cızaraq düşdüklərini göstərir. Beləliklə, maddə özünü udan qara dəliyin impuls momenti ilə əlaqə qurur. Bu vəziyyətdə astronomiyanın maraqlana biləcəyi qara dəliklər yalnızca Kerr qara dəlikləridir.

Buna baxmayaraq, bu qara dəliklərin impuls momentlərinin hərtərəfli zəiflədiyi hallarda, təbii olaraq, Şvartsşild qara dəliklərini xatırlatmaları mümkündür.

Dördüncü növ qara dəlik Kerr qara dəliyinin elektrik yükünə sahib olan növüdür. Buna Kerr-Nyumen qara dəliyi deyilir. Kerr-Nyumen qara dəliklərinin də var olmaq ehtimalı çox zəif olduğuna görə bu növə də çox maraq göstərilmir.

Qara dəliklərin varlığı iddiası Con Miçell^[27][16] və Pyer Simon Laplas tərəfindən bir-birlərindən xəbərsiz olaraq, hələ 18-ci əsrdə irəli sürülmüşdü.^[28][29] O vaxtlar ikinci kosmik sürətin^[17] işıq sürətindən daha çox ola biləcəyi, yəni işığın belə qaça bilməyəcəyi qədər güclü təsirli kosmik cisimlərin varlığı düşünülürdü.^[30] İşığın qara dəlik tərəfindən cəzb edilməsi faktında bir gücdən əlavə, "Eynşteyn balansı", "qırmızı yerdəyişmə" və ya "cazibə qırmızı yerdəyişməsi"^[18] kimi adlarla göstərilən işığın (fotonların) cazibə sahəsinin təsiri ilə məruz qaldığı bir dəyişiklikdən danışılır.^[31] Cazibə sahəsi təsiri ilə yaradılan bu balans və ya dəyişiklikdə işıq bir qara dəliyin potensial quyularından^[19] çıxmağa çalışarkən enerji tamlığını itirir. Burada kainatın genişlənməsindən danışıla bilər. Kainatın genişlənməsi deyəndə, yəni uzaq qalaktikalarda müşahidə edilən və çox dərin potansial quyuların olmadığı bir kainat genişlənməsindən yaranan genişləməyə nəzərən bir az fərqli təbiətdə bir qırmızılaşma dəyişikliyi nəzərdə tutulur. Bu xüsusiyyət də qara dəliyin "qara" cəhətinə çox uyğun gəlir, çünki bir qara dəlik işıq yaya bilmir. Buna görə də "qara dəlik" adına "qara" sifəti əlavə edilmişdir. Bu, işıq üçün olduğu qədər, maddə üçün də əsaslıdır; çünki bir dəfə qara dəlik tərəfindən çəkilməyə başladıqdan sonra heç bir hissəcik o qara dəlikdən qaça bilmir. Bu da qara dəliyə "dəlik" adının verilməsinin səbəbidir.

Əsas məqalə: Hadisə üfüqü

Qara dəlikdən uzaqdakı bir zərrəcik hər hansı bir istiqamətdə hərəkət edə bilər.

Qara dəliyə yaxınlaşdıqca fəza-zaman onu deformasiya etməyə başlayır.

Hadisə üfüqünün içində bütün yollar zərrəciyi qara dəliyin mərkəzinə sövq edər. Zərrəcik üçün qaçış yoxdur.

İşıq və maddənin artıq qaça bilmədiyi bölgəni sərhədləyən qurşağa hadisə üfüqü^[20] deyilir. Hadisə üfüqü hər hansı bir fiziki araşdırma edə bilmədiyimiz bir kosmik parçadır. Nə hadisə üfüqünün ətrafını məlum olan qanunlarla izah etmə imkanı var, nə də orada nə olub bitdiyini bilməyin bir yolu var. Bir hadisə üfüqü ulduzun çökməzdən əvvəlki kütləsi ilə düz mütənasibdir. Məsələn, kütləsi 10 günəş kütləsi olan bir ulduz içə çöküb qara dəlik halına gəldiyində diametri 60 kilometr olan bir hadisə üfüqünə sahib olur. Qara dəlik maddə udduqca hadisə üfüqünü genişləndirir. Hadisə üfüqü genişləndikcə daha güclü cazibə sahəsinə sahib olur. Qara dəliyin hadisə üfüqündə, nəzəri olaraq, zaman tamamilə dayanır. Bəzi qara dəliklərdə iki hadisə üfüqü vardır.

Bəziləri "hadisə üfüqü" termini yerinə qara dəliyə çox da uyğun olmayan "qara dəliyin səthi" terminini istifadə edirlər. Terminin uyğun olmamasının səbəbi bir qara dəliyin planet və ya ulduzdakı kimi qatı və ya qazlardan təşkil olan bir səthinin olmamasıdır. Lakin burada bəzi xüsusi xüsusiyyətlər göstərən bir bölgədən danışılmır; bir müşahidəçi qara dəliyə üfüqü aşacaq qədər yaxınlaşsa, özünə səth təəssüratı verə biləcək heç bir xüsusiyyət və ya dəyişiklik hiss edə bilməyəcək. Buna görə də geri dönmə cəhdini edəndə, artıq bu bölgədən qaça bilməyəcəyini anlayacaq. Bu sanki "dönüşü olmayan nöqtə"dir.^[21] Bu vəziyyət axıntısı güclü bir dənizdə axıntıdan xəbərsiz bir üzgüçünün vəziyyətinə bənzədilə bilər.

Digər bir tərəfdən hadisə üfüqünün sərhədinə yaxınlaşmış bir müşahidəçi qara dəlikdən müəyyən qədər uzaqda duran bir müşahidəçiyə nəzərən zamanın daha fərqli bir şəkildə keçdiyini hiss edəcək. Qara dəlikdən uzaqda olan müşahidəçinin digərinə sabit aralıqlarla (məsələn, bir saniyə ara ilə) işıq işarələri yolladığını qəbul edək: qara dəliyə yaxın müşahidəçi bu işarələri həm daha enerjili (işığın qara dəliyə düşmək üzrə yaxınlaşdıqca maviyə sürüşməsi^[22] nəticəsiylə bu işıq işarələrinin tezliyi daha yüksək olacaq), həm də ardıcıl işarələrin aralarındakı zaman aralığı daha qısalmış (bir saniyədən daha az) olaraq alacaq. Yaxın müşahidəçi uzaqdakına nəzərən zamanın daha sürətli keçdiyini görəcək. Uzaqdakı müşahidəçi də, əksinə, digərində meydana gələn şeylərin get-gedə daha yavaş olduğunu, zamanın daha yavaş keçdiyini görəcək.

Uzaqdakı bir müşahidəçinin bir obyektin qara dəliyə doğru düşməyini müşahidə edəndə müşahidəçiyə görə "cazibə qırmızı yerdəyişməsi" və "zamanın genişlənməsi" təsirləri birləşəcək: obyektdən çıxan işarələr get-gedə qırmızı, get-gedə sönük (uzaqdakı müşahidəçiyə çatmazdan əvvəl get-gedə artan enerji itkisi ilə çıxarılan işıq) və get-gedə aralıqlı olacaqdır. Yəni, praktikada müşahidəçiyə çatan işıq fotonlarının sayı sürətlə azalacaq və obyektin qara dəliyə basdırılıb görünməz olduqdan sonra tükənəcək.^[32] Obyektin hələ hadisə üfüqü sərhədində hərəkətsiz durduğunu görən uzaqdakı müşahidəçinin onun düşməsinə mane olmaq üzrə hadisə üfüqünə yaxınlaşması mənasız olacaq.^[23]

Qara dəliyin sinqulyarlığına yaxınlaşan bir müşahidəçiyə təsir etməyə başlayan faktora qabarma-çəkilmə təsiri deyilir.^[24] Bu təsir cazibə sahəsinin homogen olmayan bir quruluşa sahib olması səbəbi ilə obyektin qeyri-formallaşmasına (təbii formasını itirməsinə) səbəb olur. Bu qabarma-çəkilmə təsiri bölgəsi böyük qara dəliklərdə tamamilə hadisə üfüqündə yerləşir; lakin xüsusilə ulduz qara dəliklərində^[25] hadisə üfüqünün sərhədini də aşaraq təsir edir.^[26] Bu səbəbdən ulduz qara dəliyinə yaxınlaşan bir kosmonavt daha hadisə üfüqünə keçmədən parçalanacaq. Nəhəng qara dəliyə yaxınlaşan bir kosmonavt isə hadisə üfüqünə asanlıqla giriş edə biləndən sonra qabarma-çəkilmə təsiri ilə qarşılaşaraq yox olacaq.

Qara dəliklərin mərkəzində qravitasiya sahəsinin və kosmik bükülmələrin ("əyilmələrin")^[27] sonsuz hala gəldiyi bir bölgə var. Bu bölgə sinqulyar qravitasiya^[28] adlanır. Bu bölgə ümumi nisbilik nəzəriyyəsi çərçivəsində çox yaxşı müəyyən edilməmişdir. Çünki ümumi nisbilik nəzəriyyəsi fəza-zaman bükülməsinin sonsuz olduğu bölgələri təsvir edə bilmir. Onsuz da ümumi nisbilik nəzəriyyəsi kvant mənbəli cazibə təsirlərini ümumi olaraq nəzərə alan bir nəzəriyyə deyil. Fəza-zaman bükülməsi sonsuza doğru meyillənəndə məcburi olaraq kvant təbiətli təsirlərə tabe olur. Nəticədə sinqulyar qravitasiyanı düzgün bir formada izah edə biləcək tək nəzəriyyə bütün kvant təsirlərini nəzərə alan bir cazibə nəzəriyyəsi ola bilər.

Dolayı yolla hal-hazırda sinqulyar qravitasiyanın tərifi verilməyib.^[29] Həmçinin, bu bilinir ki, necə ki, qara dəliyə girib içinə yerləşmiş maddə çölə çıxmırsa, sinqulyar qravitasiya da qara dəliyin içinə yerləşdikcə qara dəliyin çölünə təsir etmir.

Sinqulyar qravitasiya sirlərini hələ də qoruyur. Çünki bu tam olaraq təsvir edilməyib və ümumi nisbilik nəzəriyyəsi bütün cazibə fenomenlərini təsvir etməkdə kafi deyil. Bütün bunlar qara dəliyin bizim tərəfimizdə yerləşən hadisə üfüqünə görə onları təsvir etməyimizə bir maneə yaratmır.

Ulduzların ölümü

Ulduzun kütləsi	Diametri	Sıxlıq	Son məhsul
M* < 0,8 Mʘ		10–103 qr/sm3	Qəhvəyi cırtdanlar və ya qara cırtdanlar
0,8 Mʘ < M* < 1,44 Mʘ	7000 km	106 qr/sm3	Ağ cırtdanlar
~1,35 Mʘ < M*< ~2,1 Mʘ	10–20 km	8x1013−2x1015 qr/sm3	Neytron ulduzu
M* < ~3 Mʘ	4 km	> 1016 qr/sm3	Qara dəlik

Qara dəliklərin reallıqda olması ehtimalı ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə aid bir nəticə deyil; qravitasiyadan bəhs edən, demək olar ki, bütün digər real fiziki qanunlar da onların varlığının ehtimalının böyük olduğunu göstərir. Digər qravitasiya qanunları kimi ümumi nisbilik nəzəriyyəsi də qara dəliklərin varlığını proqnozlaşdırmaqla kifayətlənməyib onların kosmosun bir bölgəsində sıxılmış maddədən yaranmış ola biləcəyi fikrini irəli sürür. Məsələn, Günəş diametri təxminən 3 kilometr olan bir kürə içinə (yəni həcminin 4 milyonda biri qədər həcmi olan bir kürəyə) sıxışdırılmış olsa, bir qara dəlik halına gələr. Hətta Günəşi 1 sm³ (kub-santimetr) həcminə sıxışdıra bilsək, bu dəfə 1 sm³-lik bir qara dəlik düzəltmiş olarıq. Lakin bu vəziyyətdə Günəş sistemindəki planetlərin orbit hərəkətlərində bir dəyişiklik olmayacaq; yəni sistemimizdəki planetlər bu 1 sm³-lik qara dəliyin Günəşinkinə bərabər cazibə qüvvəsi ilə orbitlərində fırlanmağa davam edəcək. Bir başqa nümunədə Dünya bir neçə kub-santimetrlik bir həcm içinə sıxışdırılmış olsa, o da bir qara dəlik halına gələcək.

Astrofizikada qara dəlik bir cazibənin içə çökməsinin son mərhələsi olaraq nəzərə alınır. Ulduzların təkamül müddətinin sonu sahib olduqları kütləyə görə müəyyən edilir. Təkamül müddətinin son mərhələsinə yaxınlaşmış ulduzlarda maddənin sıxılması sonunda kütlələrinə görə iki hal yaranır: bunlar ya ağ cırtdan, ya da sonradan qara dəliyə çevrilə biləcək neytron ulduzudur. Ağ cırtdanı qravitasiyaya qarşı tarazlıq halında tutan şey elektronların reqressiya (geriləmə, tənəzzül) təzyiqidir.^[30] Neytron ulduzu halındadırsa, nukleonların reqressiya təzyiqindən danışılmır, çünki tarazlıq halını saxlayan təsir güclü qarşılıqlı təsirdir.^[33][31]

Lakin təkamül müddətində çevrilmə anındakı ulduz müəyyən bir kritik kütləni aşanda (kütləsi yetərincə böyük olanda), əgər cazibə gücü təzyiq təsirini aşa biləcək qədər böyükdürsə, bir qara dəlik yarana bilər. Bu vəziyyətdə elmə məlum olan heç bir qüvvə tarazlığı yaratmağa bəs etməz və həmin cisim öz içinə çökər. Praktikada bir çox formada yarana bilər:

• Bir neytron ulduzuna (müəyyən bir kritik kütləyə çatana qədər) başqa bir ulduzdan çıxan maddənin əlavə olunması ilə yarana bilər;
• Bir neytron ulduzunun başqa bir neytron ulduzu ilə birləşməsi ilə yarana bilər (çox nadir, apriori bir fenomendir);
• Böyük bir ulduzun özəyinin birbaşa qara dəlik halında içə çökməsi ilə yarana bilər.^[32]

1980-ci illərdə neytron ulduzlarındakından da daha çox sıxılmış bir maddənin varlığı mövzusunda bir hipotez ortaya atılmışdı. Bu maddə "qəribə ulduzlar"^[33] da adlanan kvark ulduzlarındakı sıxılmış maddə idi. Bu mövzuda 1990-cı illərdən etibarən dəqiq tapıntılar aşkar edilmişdir;^[35] lakin bu tapıntılar ulduz növündəki müəyyən bir kütlənin təkamülünü qara dəlik halında içə çökməsi ilə tamamlaması mövzusunda əvvəlcədən məlum olanları dəyişdirməmişdi. Dəyişdirdiyi şey yalnız kütlənin miqdarı haqqında hədd olmuşdur.

2006-cı ildə kütlələrinə bağlı olaraq qara dəliklər 4 sinifə ayırd edilmişdir: ulduz qara dəlikləri, nəhəng qara dəliklər, orta kütləli qara dəliklər və ilkin (ya da mikro) qara dəliklər.

Əsas məqalə: Ulduz qara dəlikləri

Ulduz qara dəliklərinin kütləsi təqribən bir neçə günəş kütləsinə bərabərdir.^[36] Ölümə yaxınlaşan bir ulduz əgər üç Günəş kütləsindən daha ağırdırsa, neytron ulduzu səviyyəsində qala bilməz, nüvəsindəki reaksiya və sıxlıq artması davam edər və qara dəlik halına gələr. Ulduz qara dəliyi ağır (təxminən 10 və ya daha çox günəş kütləsi ağırlığında) bir ulduzun qalığının qravitasiya içə çökməsindən sonra yaranır. Ulduzun nüvəsində termonüvə reaksiyaları ilə yanma tamamlandığı zaman yanacaq qalmadığı üçün ifrat yeni ulduz yaranır. Bu ifrat yeni ulduz da özündən sonra sürətlə içə çökə biləcək bir nüvə qoya bilər.

1939-da Robert Oppenheymer bu nüvənin müəyyən bir həddən daha yüksək bir kütləyə sahib olması qravitasiya gücünün özünü tamamilə bütün digər güclərin üstünə daşıyacağını və bir qara dəlik yaranacağı fikrini irəli sürmüşdür.^[34]

Bir qara dəlik yaratmaq üzrə içə çöküş "qravitasiya dalğaları"^[35] yaymaq əlverişli bir vəziyyətdir. Bu dalğaların yaxın zamanda Kaşinadakı (İtaliya) Virgo^[36] və ya amerikan LIGO^[37] "interferometr" kimi bəzi dedektor cihazlarıyla aşkar edilə biləcəyi düşünülür. Ulduz qara dəlikləri hal-hazırda "X ikiqat ulduzları"nda^[38] və "mikrokvazar"larda^[39] müşahidə edilir və bəzi "aktiv qalaktika nüvələri"ndə^[40] "axış"ların^[41] yaranmasına səbəb olur.

Saçın yoxluğu barədə teoremə görə qara dəliklər yalnızca 3 əsas komponentdən ibarətdir: kütlə, elektrik yükü və impuls momenti. Həmçinin qara dəliklərin təbiətində dönmə olduğuna inanılır, lakin bunu isbat edə biləcək qəti bir müşahidə hələ də edilməyib. Ulduz qara dəliklərinin dönməsi impuls momentinin qorunması səbəbi ilə reallaşır.

Təbii bir ulduz çökməsi bir qara dəlik yarada bilir. Bir ulduzun həyatının sonu bütün enerji bitəndə reallaşır. Bir ulduzun içə çökən parçasının kütləsi Oppenheymer — Volkov limiti üçün neytron-degenerasiya maddəsindən aşağıdırsa, bu proses nəticəsində sıxılmış ulduz (ağ cırtdan) yaranır. Yaranan bütün ulduzlar maksimum kütləyə sahib olur. Buna görə də çökən ulduz əgər bu maksimum limiti aşmış olsa, çökmə prosesi sonsuza qədər davam edər və qara dəliyi yaradar (dağıdıcı qravitasiya çöküşü).

Neytron ulduzunun maksimum kütləsi dəqiq olaraq bilinmir. 1939-cu ildə 0.7 günəş kütləsi olaraq hesablanmışdır. Buna OV limiti (Oppenheymer — Volkov limiti) adı verilib. 1996-cı ildə digər bir versiyada isə maksimum kütlənin təqribən 1.5. ilə 3 günəş kütləsi arasında olduğu təxmin edilib.^[37]

Ümumi nisbilik nəzəriyyəsinə görə bir qara dəlik istənilən bir kütlədə meydana gələ bilər. Kütlə kiçildikcə sıxlıq artır, maddə qara dəliyi formalaşdırmağa başlayır (nümunə olaraq Şvartsşild radiusu (qara dəliyin radiusu)). İndiyə qədər bir neçə ulduz kütləsindən kiçik olaraq qara dəlik formalaşdırdığı bilinən hər hansı bir kütlə müşahidə edilməyib. 2007-ci ildən bəri ən yüksək kütlə 15.65±1.45 günəş kütləsi olaraq hesablanmışdır.^[38] Buna əlavə olaraq "IC 10 X-1" rentgen şüası mənbəli ulduz qara dəliyi olub kütləsinin 24–33 ulduz kütləsi arasında olduğu barədə sübutlar vardır. 2008-ci ilin aprel ayında NASA tərəfindən elan edilən XTE J1650-500^[39] və digər qara dəliklərlə^[40] birlikdə ən kiçik kütləli qara dəliklər olaraq bilinir. Bunlar 3.8 ulduz kütləsi ilə 24 kilometr radiusa sahib qara dəliklərdir. Lakin sonralar bu təxmin geri çəkilmişdir. Daha mümkün olanı isə 5–10 ulduz kütləsi arasında bir kütləyə sahib olmalarıdır.

Ulduz kütləli qara dəliklərdən çox daha nəhəng 2 digər tip qara dəlik olduğu barədə müşahidə sübutları vardır. Bunlar orta kütləli qara dəliklər və nəhəng qara dəliklərdir və nəhəng bir qara dəliyin Süd Yolu qalaktikasının mərkəzində olduğu bilinir.

Ulduz qara dəlikləri ikili qapalı sistemlər olub maddələr qonşu ulduzun qara dəliyinə keçəndə müşahidə edilə bilər. Çöküş reallaşanda bir enerji boşalması olur və bu boşalma o qədər böyükdür ki, bir maddəni bir neçə yüz milyon dərəcəyə qədər qızdıra bilər, rentgen şüası və işıq yayar. Bu səbəbdən qonşu ulduz optik teleskop ilə, qara dəliklər isə rentgen şüaları ilə müşahidə edilə bilir. Qara dəlikdən yayılan enerji neytron ulduzu tərəfindən yayılan enerji ilə eyni ölçüyə sahibdir. Qara dəliklər və neytron ulduzlarının müqayisə edilməsi bəzən çətin olur.

Buna baxmayaraq neytron ulduzlarının digər xüsusiyyətləri də vardır. Neytron ulduzları fərqli sürətlə dönüşə malikdir və bir maqnit sahələri var. Həmçinin regional partlayışları da var (termonüvə partlayışları). Belə xüsusiyyətlər müşahidə ediləndə bu ikili sistemin ortaq nöqtəsinin neytron ulduzu olmalarının olduğunu görürük.

Yaradılan kütlələr sıxışdırılmış rentgen şüası mənbələri (rentgen şüaları və optik məlumatlar) müşahidələrdən əldə edilib. Müəyyən olunmuş bütün neytron ulduzlarının kütlələri 2 günəş kütləsindən daha azdır. Heç bir 2 günəş kütləsindən daha ağır ikili sistemlərdə neytron ulduzunun xüsusiyyətləri ortaya çıxmayıb. Bu faktlardan belə bir nəticəyə gəlmək olar ki, 2 günəş kütləsindən aşağı olan bütün ulduzlar əslində qara dəlikdir.

Ulduz qara dəliklərin isbatı yalnızca müşahidələrdən yaranmamışdır. Həmçinin teorik məlumatlarla da onun isbatı araşdırılır. Qara dəliklərin xassələrinin digər bir isbatı isə ətrafında fırlanan orbit hissəciklərinin qara dəliyə doğru hərəkət etməsidir.

Süd Yolu qalaktika sistemi qalaktikamızın mərkəzində yerləşən nəhəng qara dəliklərdən bizə daha yaxın olan bir neçə ədəd ulduz qara dəliyi namizədi ehtiva edir. Bu namizədlərin hamısı rentgen şüası ikili sistemlərdəki kompakt maddələrindən çöküntüsü və bunun sayəsində onun qonşusu vasitəsilə böyümə diskindədir. Bu aralıqdakı ulduz qara dəliklərinin kütlələri 3 ilə bir neçə düjün arasındakı günəş ağırlığına bərabərdir (1 düjün = 12)^[41][42][43]

Ad	Qara dəlik kütləsi (günəş kütləsi ilə)	Qonşunun kütləsi (günəş gütləsi ilə)	Orbit periodu (günlərlə)	Yerdən məsafəsi (işıq ili ilə)	Məkan[44]
A0620–00/V616 Mon	11 ± 2	2.6–2.8	0.33	təqribən 3500	06:22:44 −00:20:45
GRO J1655–40/V1033 Sco	6.3 ± 0.3	2.6–2.8	2.8	5000−11000	16:54:00 −39:50:45
XTE J1118+480/KV UMa	6.8 ± 0.4	6−6.5	0.17	6200	11:18:11 +48:02:13
Cyg X-1	11 ± 2	≥18	5.6	6000–8000	19:58:22 +35:12:06
GRO J0422+32/V518 Per	4 ± 1	1.1	0.21	təqribən 8500	04:21:43 +32:54:27
GRO J1719–24	≥4.9	~1.6	0.6 ola bilər[45]	təqribən 8500	17:19:37 −25:01:03
GS 2000+25/QZ Vul	7.5 ± 0.3	4.9–5.1	0.35	təqribən 8800	20:02:50 +25:14:11
V404 Cyg	12 ± 2	6.0	6.5	7800±460[46]	20:24:04 +33:52:03
GX 339–4/V821 Ara		5–6	1.75	təqribən 15000	17:02:50 −48:47:23
GRS 1124–683/GU Mus	7.0 ± 0.6		0.43	təqribən 17000	11:26:27 −68:40:32
XTE J1550–564/V381 Nor	9.6 ± 1.2	6.0–7.5	1.5	təqribən 17000	15:50:59 −56:28:36
4U 1543–475/IL Lupi	9.4 ± 1.0	0.25	1.1	təqribən 24000	15:47:09 −47:40:10
XTE J1819–254/V4641 Sgr	7.1 ± 0.3	5–8	2.82	24000 – 40000[47]	18:19:22 −25:24:25
GRS 1915+105/V1487 Aql	14 ± 4.0	~1	33.5	təqribən 40000	19:15;12 +10:56:44
XTE J1650–500	9.7 ± 1.6[48]	.	0.32[49]		16:50:01 −49:57:45
GW150914 (62 ± 4) M☉	36 ± 4	29 ± 4	.	1.3 milyard
GW151226 (21.8 ± 3.5) M☉	14.2 ± 6	7.5 ± 2.3	.	2.9 milyard
GW170104 (48.7 ± 5) M☉	31.2 ± 7	19.4 ± 6	.	1.4 milyard

Nəhəng qara dəliklər bir neçə milyon ilə bir neçə milyard günəş kütləsi arasında dəyişən bir kütləyə sahibdir. Qalaktikaların mərkəzində yerləşirlər və varlıqları bəzən "axış"ların və rentgen şüasının yaranmasına yol açır. Buna görə bu qalaktika nüvələri ulduzların üst-üstə yer almasından yaranan normal parlaqlıqla müqayisədə daha parlaq hala gəlir və "aktiv qalaktika nüvələri"^[42] adını alır. Süd Yolu qalaktikası da belə bir qara dəlik ehtiva edir və bu qara dəliyə yaxın ulduzların son dərəcə sürətli hərəkət etdiklərinin müşahidə edilməsi bu tapıntını təsdiqləyər.^[43]

Məsələn, bu ulduzlardan biri olan S2 adlı ulduzun müşahidə edilməyən qaranlıq bir cismin çevrəsində ən az 11 illik bir fırlanma hərəkəti etdiyi müşahidə edilib. Bu ulduzun elliptik orbiti qaranlıq cisimdən 20 Astronomik vahid uzaqlığındadır və qaranlıq cismin məhdud həcminə qarşılıq 2,3 milyon günəş kütləsi qədər bir kütləyə sahibdir. Qara dəlikdən başqa belə sıx maddə ehtiva edən bir cisim nümunəsinə indiyədək rast gəlinməmişdi.^[44]

Chandra^[45] teleskopu "NGC 6240"^[46] qalaktikası üzərində edilən müşahidələrdə bu qalaktikanın mərkəzində bir-birilərinin ətrafında dönən iki nəhəng qara dəliyin müşahidə edilməsini təmin etmişdir. Belə nəhənglərin yaranması haqqındakı müzakirələr hələ də davam edir. Bəzilərinə görə də kainatın başlanğıcında çox sürətli bir şəkildə yaranmışdır.^[47][48]

Orta kütləli qara dəliklər yaxın zamanlarda kəşf edilib. Kütlələri 100 günəş kütləsi ilə 10.000 günəş kütləsi aralığında dəyişir.^[49] 1970-ci illərdə orta kütləli qara dəliklərin qlobal ulduz qruplarında yarandığı fərziyyəsi ortaya atılmışdır. Lakin bu fərziyyəni dəstəkləyəcək heç bir müşahidə əldə edilməmişdir. 2000-ci illərdə illərin müşahidələri ifrat parlaq və ya "ifrat parlaq rentgen şüası mənbələri"nin^[50] varlığını ortaya qoydu.^[51] Bu mənbələr heç də nəhəng qara dəliklərin olduğu qalaktika nüvələrinə bağlı görünmürlər. Həmçinin müşahidə edilən rentgen şüaları miqdarı "Eddinqton limiti"nə^[52] (ulduz qara dəliyi üçün maksimum sərhəd) bərabər bir nisbətlə maddə əlavəsi nəzərə alınanda 20 günəş kütləli bir qara dəlik tərəfindən istehsal edilə bilməyəcək dərəcədə çoxdur.

Mikro qara dəliklər və ya kvant qara dəlikləri də adlanan "ilkin qara dəliklər" çox kiçik ölçülərdə olan qara dəliklərdir. Bunlara "ilkin" adının verilmə səbəbi Böyük partlayış zamanı yaranmalarının düşünülməsidir. "İlkin kainat"da kiçik ölçülü ifrat sıxlaşmaların qravitasiya içə çökməsiylə yarandığı güman edilir. 1970-ci illərdə məşhur fiziklərdən Stiven Hokinq və Bernard Karr qara dəliklərin ilkin kainatdakı yaranma mexanizmi barədə araşdırmalar etdilər və qara dəlik anlayışını inkişaf etdirərək "kiçik qara dəlik" adı verilən ulduz qara dəliklərə nəzərən son dərəcə kiçik qara dəliklərin bol miqdarda olduğu nəticəsinə gəldilər. Bu qara dəliklərin kütlələri baxımından sıxlıqları hələ bilinməsə də, bunları müəyyən edən faktorların ilkin kainatdakı yəni "kosmik şişkinlik"dəki^[53] sürətli genişlənmə mərhələsiylə əlaqəli şəraitlərlə əlaqəli olduğu zənn edilir. Bu kiçik kütləli qara dəliklər, əgər varsa, qamma şüaları yaymalıdır. Şüaları INTEGRAL^[54] kimi peyklər tərəfindən kəşf ediləcək.

Yüksək enerjili fiziki nümunələr üzərində işləyən bəzi fiziklərə görə bu qara dəliklərin daha kiçik bənzər nümunələri Cenevrə yaxınlarındakı LHC^[55] kimi "zərrəcik sürətləndirici" istifadə edərək laboratoriyada yaradıla bilər.^[56]

Qara dəliklərin yalnızca iki növü üçün bir çox müşahidə avadanlıqları təşkil olunur (birbaşa deyil, dolayı yolla müşahidə olunmaqla birlikdə aşağıdakı bölümdə göründüyü kimi get-gedə daha açıq müşahidələrə doğru iləriləyişin olduğu görünür). Bunlar ulduz qara dəlikləri və nəhəng qara dəliklərdir. Bizə ən yaxın nəhəng qara dəlik qalaktikamızın mərkəzində, təxminən 8 kiloparsek uzaqlıqda yerləşir.

Bir qara dəliyi tapılmasında ilk metodlardan biri orbit parametrlərinə müraciət edərək bir əkiz ulduzun iki komponentinin (iki yoldaşının) kütlələrinin müəyyən edilməsidir. Beləliklə, qoşa ulduzlardan digər komponenti görünməz olan, kütləsi az olan komponentlər, orbitlərindəki sürətlərinə də diqqət edilərək araşdırılır. Komponentlərdən kütləsi böyük və görünməz olanı (normalda belə kütlədəki bir ulduz asanlıqla görülə bilmədiyinə görə) əsasən bir neytron ulduzu və ya bir qara dəlik olaraq anlaşıla bilər. Bu zaman orbital meyl bucağı da bilinmirsə, yoldaşının kütləsinin neytron ulduzlarının maksimum kütlə həddini (təxminən 3,3 günəş kütləsi) keçib-keçmədiyinə baxılır. Əgər bu həddi keçirsə, bu bir qara dəlikdir, keçmirsə, bir ağ cırtdan ola bilər.

Bununla yanaşı, bəzi ulduz qara dəliklərin "qamma şüalanma dalğalarının yayması"^[57] vaxtı göründükləri məlumatı da nəzərə alınır. Onsuz da belə qara dəliklər ifrat yeni ulduz halındakı (Volf-Raye^[58] ulduzu kimi) böyük bir ulduzun partlaması yolu ilə yarana bilər və "kollapsar"(çökən)^[59] nümunəsi ilə təsvir edilən bəzi hallarda qara dəlik bir qamma şüalanma dalğası yarandığı an yaranır. Beləliklə, bir "qamma şüalanma dalğa yayımı" (GRB)^[60] bir qara dəliyin doğulmasına işarə ola bilər. İfrat yeni ulduzlar vasitəsilə daha kiçik kütləli qara dəliklər də yarana bilər. Məsələn, 1987A ifrat yeni ulduzundan^[61] qalan qalıqların bir qara dəliyə çevrildiyi düşünülür.

Bir qara dəliyin varlığını göstərən bir başqa fenomen də əsas olaraq radio dalğaları sahəsində müşahidə edilən "axış"ların varlığıdır ki, bu axışlar həm ulduz qara dəliklər ilə, həm də nəhəng qara dəliklər ilə yaradıla bilir. Bu axışlar qara dəliyin "aqlomerat diski"ndə^[62] yaranan böyük ölçülü maqnit sahəsi dəyişikliklərindən yaranır.

Bir qara dəliyin kiçikliyi birbaşa müşahidəsini çətinləşdirir, məsələn, bir neçə kilometrlik qara dəliklərin birbaşa müşahidə edilməsi imkansızdır. Bucaq ölçüsü^[63] bundan bir az daha böyük bir qara dəliyə baxaq: 1 günəş kütləsi qədər kütləsi olan və bir parsek (təxminən 3,26 işıq ili) uzaqlıqda olan bir qara dəliyin bucaq ölçüsü ancaq 0,1 mikrosaniyədir.^[64] Bu da müşahidənin necə çətin olduğunu (demək olar qeyri-mümkün olduğunu) göstərir.

Buna görə nəhəng qara dəliklərin mövqeyi birbaşa müşahidə baxımından daha əlverişli görünür. Bir qara dəliyin ölçüləri kütləsi ilə mütənasibdir. Bir qalaktikanın mərkəzindəki qara dəliyin kütləsi təxminən 2,6 milyon günəş kütləsidir. Onun "qravitasiya radiusu"^[65] da təxminən 7 milyon kilometr olur. Bu qara dəliyin 8,5 kiloparsek uzaqlıqda yerləşdiyini fərz etsək, bucaq ölçüsü 30 mikrosaniyə olur. Bu nəticə danışılan cismin "gözlə görünən işıq sahəsi"ndə^[66] müşahidə edilməsinin yenə son dərəcə çətin olduğunu ortaya qoyur, lakin hal-hazırda "radio müdaxilə vasitəsi"^[67] təyin etmə hədlərinə heç də uzaq deyil. Hal-hazırda millimetrik sahədəki tezliklərə əsaslanan radio müdaxilə vasitələrinin həssaslıqları get-gedə inkişaf etdirilir. Qara dəliyin bucaq ölçüsünün böyüklüyü yerinə tezlik sahəsindəki böyüklüklə əlaqəli hər hansı bir uğur bizə qara dəliyin müşahidə edilə bilməsi mövzusunda çox daha əlverişli bir imkanla təmin edəcək. Bu halda bir qalaktika mərkəzindəki qara dəliyin bu üsulla imiclərinin əldə edilməsi çox uzaq bir xəyal olmamalıdır. M87^[68] qalaktikasının mərkəzində yerləşən qara dəlik yuxarıda haqqında danışılan qara dəliyə nisbətən 2000 dəfə daha uzaq olmasıyla yanaşı, ondan 1300 dəfə daha böyükdür. Ehtimal olunur ki, bu qara dəlik gələcəkdə Süd Yolundakı qara dəlikdən sonra imici əldə edilmiş ikinci qara dəlik olacaq.^[69][70]

1965-ci ildə tapılan Qu X-1^[71] bir qara dəlik ehtiva etdiyi bilinən ilk astrofizik cisimdir. Bu, dönən bir qara dəlikdən və bir qırmızı nəhəngdən təşkil olunan bir əkiz ulduz sistemidir.

Əgər qara dəlik bir əkiz ulduz sisteminin parçasıdırsa, o vaxt normal ulduzdan qara dəliyə doğru bir maddə axışı olur. Maddə axışı impuls qorunması prinsipinə bağlı olaraq qara dəlik çevrəsində "yığılma diski" adlanan bir disk yaradır. Bu disk maddəsi qara dəliyin yaxınında böyük qravitasiya potensialı altında dəhşətli istiliklərə çatır və qara dəliyin tərəfimizdən aşkar edilə bilməsini təmin edən rentgen şüaları yayır.

"Yığılma diski" ilə "axış"lar yaradan bir qara dəliyin və ya bir neytron ulduzunun yerləşdiyi əkiz ulduz sistemlərinə qalaktikamızdan kənarda (ekstraqalaktik) valideynləri adlanacaq kvazarlara ithafən mikrokvazar adı verilmişdir. Əslində hər iki növ cisim də eyni fiziki proseslərdən keçir. Mikrokvazarlar içində ən çox araşdırılmış olanlarından biri 1994-cü ildə kəşf edilmiş işıqdan sürətli^[72] "axış"ları olan "GRS 1915+105"-dir.^[73]

Belə axışların olduğu bir başqa sistem də "GRO J1655–40"-dır.^[74] Lakin bu ikincisinin məsafəsi hələ də mübahisəli olduğundan axışlarının işıqdan sürətli olmama ehtimalı da var.

Bir başqası da xüsusi bir mikrokvazar olan SS 433-dür.^[75] Bunun elə sürətli axışları vardır ki, orada maddə işıq sürətinin təqribən beşdə biri qədər sürətlə topa-topa yer dəyişdirir.

Nəhəng qara dəlik namizədləri əvvəla "aktiv qalaktika nüvələri"^[76] və radioastronomlar tərəfindən 1960-cı illərdə kəşf edilən kvazarlardır. Nəhəng qara dəliklərin varlığına ən böyük sübut verən müşahidələr "Sagitarius A" adlı qalaktik mərkəzin ətrafındakı ulduzların orbitləri üzərində edilən müşahidələrdir. Bu ulduzların orbit və sürətləri haqqındakı müşahidələri bu "qalaktik mərkəz"in^[77] o bölgəsində nəhəng qara dəlikdən başqa heç bir kosmik cismin orada ola bilməyəcəyini göstərir. Bu kəşfin ardınca başqa qalaktikalarda başqa qara dəliklərin olduğu təyin edildi. 2005-ci ilin fevralında "SDSS J090745.0+24507"^[78] adlı nəhəng bir mavi ulduzun qalaktikanın qaçış sürətinin iki qatı bir sürət ilə, yəni işıq sürətinin 0,0022-si qədər bir sürətlə Süd Yolu qalaktikasını tərk edəcək bir şəkildə yola çıxdığı müşahidə edildi. Sürəti və çəkdiyi orbit müşahidə ediləndə nəhəng bir qara dəliyin qravitasiya təsiriylə atılmış olduğu məlum oldu.

2004-cü ilin noyabrında kosmonavtlardan ibarət olan bir qrup qalaktikamızda orta kütləli ilk qara dəliyin kəşf edilmiş olduğunu açıqlamışdılar. Orbiti qalaktikamızın mərkəzindən yalnızca üç işıq ili uzaqlıqda olan bu qara dəlik 1300 günəş kütləsi qədər bir kütləyə sahibdir və yalnızca yeddi ulduzdan ibarət olan bir ulduz topalarında yerləşir. Bu ulduz topası, böyük ehtimal, vaxtilə böyük ulduzlardan ibarət olan və mərkəzi qara dəlik tərəfindən udularaq kiçilən bir ulduz topasının qalığı idi.^[79] Bu müşahidə nəhəng qara dəliklərin ətrafındakı ulduzları və digər qara dəlikləri udduqca böyüdükləri fikrini dəstəkləyir.

Bütün bunlar, böyük ehtimal, yaxın bir zamanda LISA^[80] adlı "kosmik müdaxilə aləti" vasitəsilə ediləcək, haqqında danışılan müddətin qravitasiya dalğalarının birbaşa müşahidəsi ilə təsdiqlənə biləcək.

2004-cü ilin iyununda kosmonavtlar 12,7 milyard işıq ili uzaqlıqdakı bir qalaktikanın mərkəzində "Q0906+6930"^[81] adı verilən bir nəhəng qara dəlik kəşf etdilər.^[82] Böyük Partlayış nəzərə alınanda bu müşahidə qalaktikalardakı nəhəng qara dəliklərin yaranma sürətinin nisbi bir fenomen olduğunu göstərir.

Qara dəliklər haqqındakı əsas məsələlərdən biri hansı şəraitdə yarandıqları məsələsidir. İlk zamanlar qara dəliklərin yaranma şəraitinin son dərəcə xüsusi olmasından bir çoxları yaranma ehtimallarının çox aşağı olduğunu düşünürdülər. Lakin Stiven Hokinq və Rocer Penrouzun bir sıra riyaziyyat teoremləri heç də elə olmadığını göstərdi. Qara dəliklərin meydana gəlməsi son dərəcə fərqli şəraitdə ola bilir, fərqliliklər göstərirdi. Bu iki alimin bu sahədəki şübhələri aradan götürən çalışmaları və nəzəriyyələri "sinqulyarlıq nəzəriyyələri"^[83] olaraq adlandırılmışdır. Bu nəzəriyyələr 1970-ci illərin əvvəllərində, yəni hələ qara dəliklərin varlığını təsdiqləyən heç bir müşahidənin edilmədiyi bir vaxtda ortaya qoyulmuşdur. Sonrakı müşahidələr qara dəliklərin kainatda, həqiqətən də, çox tez-tez rast gəlinən cisimlər olduğunu təsdiqləmişdir.

Qara dəliyin mərkəzində "sinqulyar qravitasiya"^[84] yerləşir. Bütün qara dəlik növlərində də bu sinqulyarlıq xarici mühitdən "hadisə üfüqü" ilə "gizlədilir". Bugünkü fizika sinqulyar qravitasiyanı təsvir edə bilmir. Lakin bu çox böyük bir əhəmiyyət daşımır; çünki bu sinqulyarlıq "hadisə üfüqü" ilə sərhədlənmiş qurşağın içində qalır və xarici aləmin hadisələrinə təsir göstərmir. Bununla birlikdə kinetik yük və ya "kinetik moment"in müəyyən bir dəyəri aşması halında Kerr və ya Reysner-Nordström həllərində də danışıldığı kimi bir üfüq ilə əhatə olunmadan da mövcud olan bir sinqulyarlığın olduğu "ümumi nisbilik" tənliklərinin riyazi həlləri vardır. Belə bir vəziyyətdə artıq qara dəlikdən danışıla bilməz (artıq üfüq də, texniki olaraq "dəlik" də yoxdur), ancaq "çılpaq sinqulyarlıq"dan^[85] danışıla bilər. Parametrlərlə müəyyən edilən belə vəziyyətlərin araşdırılması praktikada son dərəcə çətindir; çünki sinqulyarlıq mühitini təxmin edə bilməyimiz qeyri-mümkündür. Bugünkü kainat məlumatlarımız ilə çılpaq sinqulyarlıq məsələsi haqqında çox şey deməyimiz mümkün deyil^[86] və ya ən azından 1990-cı illərə qədər bu mövzuda çox şey demək mümkün deyildi.

O illərə qədər Kerr və ya Reysner-Nordström qara dəliklərinin kinetik momentin və ya elektrik yükünün xarici qatqı yolu ilə danışılan kritik dəyərlərə çata bilməyəcəkləri düşünülürdü. Çünki, qısaca, qara dəliyin yük-kütlə əlaqəsinin həmişə tam kritik dəyərə çatmazdan əvvəl "doymuş" olacağı və beləliklə heç bir zaman kritik dəyərə çata bilməyəcəyi düşünülürdü.^[87]

Bu təməl anlayış və düşüncələr ingilis riyaziyyatçı Rocer Penrouzu 1969-da "kosmik senzura"^[88] adlanan hipotezi ortaya atmağa məcbur etmişdir. Bu hipotez heç bir fiziki müddətin kosmosda çılpaq sinqulyarlıqların yaranmasına imkan verməyəcəyini iləri sürürdü. Mümkün bir neçə açıqlama və formul ehtiva edən bu hipotez Stiven Hokinqin kainatda çılpaq sinqulyarlıqların yarana biləcəyini qoruyan Kip Torn və Con Preskill ilə mübahisə etməsinə səbəb oldu. Nəhayət 1991-ci ildə Stüart L. Şapiro və Saul A. Teukolski kainatda çılpaq sinqulyarlıqların yarana biləcəyini rəqəmsal simulyasiya yolu ilə ortaya qoydular. Bir neçə il sonra da Metyu Çoptyuk çılpaq sinqulyarlıqların yarana biləcəyini başqa yollarla ortaya qoydu. Bununla birlikdə bu isbat işləri müşahidə əskikliyi olduğundan^[89] kainatda çılpaq sinqulyarlıqların yaranmasıyla əlaqəli olaraq əmin olunması mövzusunda tam mənasında yetərli sayıla bilməzlər. Bu vəziyyətdə məsələ belə də yekunlaşdırıla bilər: "Bəli, kainatda çılpaq sinqulyarlıqların olması mümkündür, lakin praktikada olub-olmaması dəqiq deyil."

Sonunda Stiven Hokinq 1997-ci ildə vaxtilə Kip Torn və Con Preskill qarşısında girmiş olduğu mərci uduzduğunu qəbul etdi.

1971-ci ildə ingilis fiziki Stiven Hokinq necə qara dəlik olursa olsun, "hadisə üfüqü"nün səthinin əsla kiçilmədiyini göstərdi. Bu xüsusiyyət entropiya (həll olma, parçalanma, yox oluş) rolunu oynayan səth baxımından tamamilə "termodinamikanın ikinci qanunu"nu^[90] xatırladır. Klassik fizika çərçivəsində termodinamikanın bu qanunu bir qara dəliyə maddə göndərərək və beləliklə onun kosmosda yox olmasını təmin edərək pozula bilər.

Fizik Yaakov Bekenşteyn qara dəliyin üfüq səthilə mütənasib olan bir entropiyaya sahib olduğunu irəli sürmüşdür. Bekenşteyn qara dəliyin şüa yaymamasından və termodinamika ilə olan əlaqəsinin yalnızca bir oxşarlıq olub xüsusiyyətlərinin fiziki bir tərifi olmamasından bu qərara gəlmişdir. Qısa bir müddət sonra Hokinq "kvant sahəsinin nəzəriyyəsi"nə^[91] əsaslanan bir hesablama ilə qara dəliklərin entropiyası haqqındakı nəticənin sadə bir oxşarlıqdan ibarət olmayıb "qara dəliklərin şüalanması"na (Hokinq şüalanmasına)^[92] bağlı bir istiliyi təyin etməsinin mümkün olduğunu göstərdi.

Qara dəliklərin termodinamik tənlikləri istifadə edildiyində görünür ki, qara dəliyin entropiyası üfüqün səthi ilə mütənasibdir.^[93] Bu, "de Sitter modeli"^[94] kimi bir üfüq ehtiva edən "kosmik nümunələr"^[95] mənasında da tətbiq edilə bilən universal bir nəticədir. Buna görə də bu entropiyanın "mikrokanonik icma"^[96] baxımından açıqlana bilməmiş bir problem olaraq qalır, hər nə qədər "sim nəzəriyyəsi"^[97] qismi cavablar gətirməyi bacarsa da.

Daha sonra qara dəliklərin maksimum entropiya cisimləri olduğunu, yəni müəyyən bir səthlə sərhədlənmiş bir kosmos bölgəsinin maksimum entropiyasının eyni səthə sahib bir qara dəliyin entropiyasına bərabər olduğunu göstərdi.^[98][99] Bu qanun fiziklərdən əvvəl Cerard ’t Hooftu və daha sonra Leonard Sasskindi "holoqrafiya prinsipi"^[100] anlayışını ortaya atmağa yönəltdi. Bu anlayışın əsaslandığı təməl belə açıqlana bilər: necə ki, bir holoqrafiya bir həcmlə əlaqəli informasiyaları bəsit bir səth üzərində kodlaşdıra bilirsə və beləliklə bu hərəkətlə üç ölçülü bir qabartma təsiri təmin edə bilirsə, eynilə, kosmosdakı bir bölgənin səthinin tərifi də o bölgənin məzmunu ilə əlaqəli bütün informasiyanı yenidən yaratmağa imkan verir.

Qara dəliklərin entropiyasının kəşfi, beləliklə, qara dəliklər ilə termodinamikanın və "qara dəliklərin termodinamikası"nın^[101] arasında son dərəcə dərin oxşarlıq əlaqələrinin qurulmasına imkan verir. Bu da "kvant cazibəsi"^[102] qanununun başa düşülməsinə kömək edə bilir.

Qara dəliklər kainatdakı ən qərarlı və ən uzun ömürlü cisimlər olmağına baxmayaraq, sonsuzadək yaşaya bilmir, Hokinq şüalanması edərək çox yavaş şəkildə enerjilərini itirir.^[50] Hokinq şüalanması mövcud texnologiya ilə müəyyən edilə biləcək bir şüalanma deyil.

1974-cü ildə Stiven Hokinq "kvant sahəsinin teoremi"ni^[51][103] "ümumi nisbilik"dəki "əyilmiş" fəza-zamana tətbiq etdi və klassik mexanika tərəfindən təxmin edilənin əksinə, qara dəliklərin əslində hal-hazırda "Hokinq şüalanması"^[104] adı ilə bilinən bir şüa (termik şüalanmaya bənzər bir şüalanma) yaydığını kəşf etdi.^[105] Belə ki, qara dəliklər tamamilə "qara" deyildi, yəni yaydıqları bir şey var. Lakin qara dəliklər bugünkü məlumatlarımıza görə başqa şüalanma edə bilməz, çünki səthindəki qaçış sürəti işıq sürətindən yüksəkdir. Qara dəliyin səthində bir fənər yandırsaq, fənərin işığı cazibənin təsiri ilə qara dəlik səthinə geriyə büküləcək.

Hokinq şüalanması bir "qara cisim"in^[106] spektroskopiyası ilə üst-üstə düşür. Bu vəziyyətdə qara dəliyin ölçüsü ilə tərs mütənasib olan istilik bununla əlaqələndirilə bilinəcək.^[107] Bu baxımdan qara dəlik maddi olaraq böyüdükcə istiliyi azalır. Merkuri planetinin kütləsinə bərabər kütləli bir qara dəlik CMB^[108] şüalanmasına (bir elektromaqnit şüalanması növünə) bərabər bir istiliyə (təqribən 2,73 kelvin istiliyə) sahibdir.^[52] Qara dəliyin kütləsi, istiliyi, enerji itkisi və Hokinq şüalanması arasındakı əlaqə qara dəliyin kütləsi artdıqca istiliyinin gedərək düşməsinə səbəb olur. Beləliklə, bir ulduz qara dəliyinin istiliyi bir neçə mikrokelvinə qədər düşür ki, bu da "buxarlanma"sının^[109] (yox olmasının və ya Hokinq şüalanmasının) birbaşa təyin edilməsini get-gedə qeyri-mümkün edir. Həmçinin, kütləsi çox böyük olmayan qara dəliklərdə istilik daha yüksəkdir və buna bağlı enerji itkisi kütləsinin kosmolojik pillələrdə dəyişikliklərinin başa düşülməsinə imkan verir. Beləliklə, bir neçə milyon tonluq bir qara dəlik "kosmosun hal-hazırkı yaşı"ndan^[110] daha az bir müddətdə buxarlanacaq. Qara dəlik "buxarlanarkən" də daha kiçik hala gələcək və bu səbəbdən istiliyi daha da artacaq. Bəzi astrofiziklər qara dəliklərin tamamilə "buxarlanma"sının qamma şüası yaradacığını düşünürlər. Bu düşüncə kiçik kütləli qara dəliklərin varlığının təsdiqlənməsi mənasını verir. Bu vəziyyətdə "ilkin qara dəlik"lərin varlığı mümkün olmalıdır. Hal-hazırda bu ehtimal INTEGRAL^[111] adlı Avropa peykinin bizə verdiyi məlumatlara görə araşdırılır.^[53][112]

Həll edilməmiş fizika problemləri: Fiziki informasiyalar qara dəliyin daxilində yoxa çıxır? (daha çox həll edilməmiş fizika problemi)

XXI əsrin əvvəlindən bəri hələ həll edilməmiş əsas fizika məsələlərindən biri məşhur informasiya paradoksudur. "Absurd nəzəriyyəsi"^[113] səbəbi ilə qara dəliklərin içinə girmiş olanları aposteriori olaraq təyin etmək mümkün deyil. Həmçinin, qara dəlikdən uzaqdakı bir müşahidəçinin baxış nöqtəsindən düşünülərsə, informasiya tamamilə yox olmuş da sayıla bilməz; çünki vaxtilə qara dəliyə düşmüş maddə işıq ili uzaqlıqlar nəzərə alınsa, müşahidəçi tərəfindən hələ də görünür.^[114] Bu zaman belə bir sual ortaya çıxır: "Bu halda qara dəliyi təşkil edən informasiya itib, yoxsa yox?" Bu sual həll edilməmiş fizika problemlərinin siyahısına daxildir.

Bir "kvant cazibə nəzəriyyəsi"nin var olmasının mütləq olduğunu göstərən bu düşüncələr qara dəliyin sadəcə üfüqünə yaxın kosmosa bağlı entropiya ilə sərhədlənən və bitmiş bir halın var ola biləcəyini göstərir. Qara dəliyə düşən maddə və enerjinin hər cür entropiyası nəzərə alınarkən "Hokinq şüalanması" dəyişkənliyindən çox üfüq entropiyası dəyişkənliyi daha qənaətbəxş görünür. Yenə də xeyli məsələ aydınlıq qazanmamış vəziyyətdə ortada durur, xüsusilə də kvant mövzusunda.

Əsas məqalə: Soxulcan dəliyi

Ümumi nisbilik nəzəriyyəsi kainatdakı qara dəliklərin bir-birləri ilə hansısa bir yolla əlaqəli olduqlarını göstərir. Bu quruluşda qara dəlikləri bir-birlərinə bağlayan dəhlizlər öyrəşdiyimiz adı ilə soxulcan dəlikləri^[115] və ya daha az istifadə edilən adı ilə Eynşteyn-Rozen dəlikləri olaraq adlandırılır. Bu mövzu barədə düşüncəyə görə qara dəliklər bir başqa kainata açılır və ya bu qara dəliklər ikinci kainata keçid qapılarıdır. Qara dəlikləri bir-birlərinə bağlayan dəhlizlər bir almanın içindəki qurdun yoluna bənzəyir deyə bu dəhlizlərə "soxulcan dəliyi" adı verilib. Kainatda xeyli qara dəliyin olduğu nəzərə alınsa, kainatın bir-biri içinə keçmiş saysız tunellərdən ibarət olduğu nəticəsinə gəlmək olar. Zaman və işıq ili uzaqlıqlarını nəzərə almadan kosmosda "sıçrayış"lara şərait yaradan bu soxulcan dəlikləri istər-istəməz elmi fantastika yazıçılarına ilham mənbəyi olmuşdur.

Kosmosun tunellərlə dolu bu quruluşunun ümumi nisbilik nəzəriyyəsi tərəfindən təsdiqlənməsinə baxmayaraq, astrofiziki kontekstdə və praktikada bu tunellərdəki səyahətlər hələlik qeyri-mümkün kimi görünür; çünki bizə məlum olan qanunlar və texnika bu səyahətləri edə biləcək obyektlərin, cisimlərin yaranmasının mümkün olmadığını göstərir.^[116]

• Qara dəlik (1979), Qeri Nelson, Walt Disney Productions
• Üfüq faciəsi (1997), Pol Uilyam Skott Anderson
• Sfera (1998), Barri Levinson
• Etibarsız (2001), Qilbert M. Şilton
• Donni Darko (2001), Riçard Kelli
• Ulduz müharibələri (Sistemin iki günəşindən biri qara dəlik tərəfindən udulur).
• Tor (2011) (Torun Dünyaya gələrkən qara dəliyi "qapı" kimi istifadə edərək keçir).
• Qisasçılar (2012) (Dəmir adam raketi qara dəliyə tərəf istiqamətləndirir).
• Ulduz yolu (2009), Cey Cey Abrams (Vulkan planeti qara dəlik tərəfindən udulur).
• Ulduzlararası (2014), Kristofer Nolan

• Doktor Kim, 2-ci mövsüm, 8–9
• Andromeda
• Vavilon-5
• Ulduz keçidi: SG-1, Epizod-3
• Ulduz keçidi: SG-1, Epizod-6
• Ulduz keçidi: SG-1, Epizod-16
• Sürüşmə
• Ulduz kreyseri "Qalaktika", 4-cü mövsüm, 21-ci və 22-ci bölüm

• A Farewell to Kings (1977), Rush
• Great White North (1981), Bob və Duq Makkenzi
• Black Holes & Revelations (2006), Muse
• Superunknown (1994), Soundgarden
• Kids of the Black Holes, Thrice

• Kip Torn, Qara dəlik və vaxtın deformasiyası, Champs Flammarion, 1994. (ISBN 978-2-08-211221-5)
• Jan-Pyer Lyumin, Qara dəliklər, Points, coll. Sciences, 1992. (ISBN 978-2-02-015948-7)
• Jan-Pyer Lyumin, Kainatın taleyi — Qara dəliklər və qaranlıq enerji, Fayard, coll. Le temps des sciences, 2006. (ISBN 978-2-213-63081-6)
• Stiven Hokinq, Rocer Penrouz, Məkan və zamanın təbiəti, Folio essais, 1996. (ISBN 978-2-07-074465-7)
• Ayzek Azimov, Qara dəlik — Kainatın daralmasının elmi izahı, éd. L’étincelle, 1978.
• Stiven Hokinq, Zamanın qısa tarixi, (1999) (ISBN 978-2-08-081238-4)
• Yaakov Bekenşteyn, Qravitasiya. Qara dəliklər və informasiya, Di Renzo Editore, 2006, (ISBN 88-8323-161-9).
• Brendon Karter; Qara dəlik nəzəriyyəsinin qəribə həlli: Fiziklərin riyaziyyatçılara ərafı, dans: L. Mornas (ed.); "Encuentros Relativistas Espanoles: A Century of Relativity Theory", Oviedo (2005).

• Edvin F. Teylor və Con Arçibald Uiler, Qara dəliklərin araşdırılması: Ümumi nisbiliyə giriş, Benjammin/Cummings (2000) (ISBN 0-201-38423-X).
• Sübrahmanyan Çandrasekar, Qara dəliklərin riyazi nəzəriyyəsi, Oxford University Press (1983) (ISBN 0-19-850370-9).
• Kip Torn, Riçard Prays və Duqlas Alan Makdonald, Qara dəliklər: membran paradiqması, Yale University Press, New Heaven (1986) (ISBN 0-300-03769-4)
• Stüart Lui Şapiro və Saul Teukolski, Qara dəliklər, ağ cırtdanlar və neytron ulduzları: Kompakt obyektlərin fizikası, John Wiley, New York (1983). (ISBN 978-0-471-87316-7)
• Robert Uold, Ümumi nisbilik, University of Chicago Press, 1984, 498 pages (ISBN 0-226-87033-2).
• D. Kramer, Hans Stefani, Klan Makkallum və E. Herlt, Eynşteynin sahə tənliklərinin dəqiq həlləri, Cambridge University Press, Cambridge, Angleterre, 1980, 428 pages (ISBN 0-521-23041-1).
• Qara dəliklər, "Elm üçün" jurnalının xüsusi tirajı, 1997 (ISSN 0153–4092).
• Avrelian Barrau və Qael Budul, İlk qara dəliklər haradadır?, "Tədqiqat" jurnalının məqaləsi, 2004

• Mütləq qara cisim
• Ağ dəlik
• Soxulcan dəliyi
• Pulsar
• Ulduzlararası (film, 2014)

• Yale University Video Lecture: Introduction to Black Holes Arxivləşdirilib 2008-01-15 at the Wayback Machine at Google Video
• Black Holes: Gravity's Relentless Pull – Award-winning interactive multimedia Web site təqribən the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
• FAQ on black holes
• Schwarzschild Geometry on Andrew Hamilton’s website
• Tufts University: Student Project (Great Kid's Section) Arxivləşdirilib 2011-07-11 at the Wayback Machine
• Movie of Black Hole Candidate from Max Planck Institute Arxivləşdirilib 2004-09-25 at the Wayback Machine
• UT Brownsville Group Simulates Spinning Black-Hole Binaries Arxivləşdirilib 2015-09-12 at the Wayback Machine
• Black Hole Research News on ScienceDaily
• Scientific American Magazine (July 2003 Issue) The Galactic Odd Couple – giant black holes and stellar baby booms
• Scientific American Magazine (May 2005 Issue) Quantum Black Holes
• SPACE.com All təqribən Black Holes – News, Features and Interesting Original Videos
• Black Holes Intro – Introduction to Black Holes
• Advanced Mathematics of Black Hole Evaporation Arxivləşdirilib 2012-10-17 at the Wayback Machine
• HowStuffWorks: How Black Holes Work – Easy to consume guide to Black Holes
• Ted Bunn's Arxivləşdirilib 2008-12-04 at the Wayback Machine Black Holes FAQ Arxivləşdirilib 2006-03-16 at the Wayback Machine explains in simple language some other consequences of the way in which black holes bend space-time.