thumb|Zwart gat in het centrum van het sterrenstelsel M87. Kleurenweergave samengesteld uit waarnemingen met de Event Horizon Telescope, aangeduid als de "eerste foto van een zwart gat", april 2019. thumb|Een artistieke impressie van een zwart gat met een begeleiderster (geel) die zijn Rochelob gevuld heeft. Gas uit de begeleider valt naar het zwarte gat en vormt een accretieschijf (blauw). Een deel wordt haaks met veel energie uitgespuwd aan beide polen.
Volgens de algemene relativiteitstheorie is een zwart gat een hemellichaam waaruit niets – geen deeltjes en zelfs geen licht – kan ontsnappen. Dit is het gevolg van een extreme vervorming van de ruimtetijd die hier optreedt, door de zwaartekracht van een zeer compacte, enorme massa.
Rondom een zwart gat is er een denkbeeldig oppervlak dat als grens fungeert, de zogeheten waarnemingshorizon. Vlak buiten deze waarnemingshorizon kan het licht nog net wel aan de enorme zwaartekracht ontsnappen. Volgens de kwantumveldentheorie is de waarnemingshorizon de plaats waar hawkingstraling wordt gevormd.
Zwarte gaten ontstaan wanneer zeer zware sterren aan het einde van hun levensloop ineenstorten. Nadat het zwarte gat is gevormd, neemt het meestal toe in grootte door materie uit de omgeving op te nemen. Wanneer een zwart gat samensmelt met andere zwarte gaten, kan er een superzwaar zwart gat ontstaan met een massa van miljarden zonsmassa's (M☉). Aangenomen wordt dat de meeste sterrenstelsels een superzwaar zwart gat in hun centrum hebben.
De aanwezigheid van een zwart gat kan worden afgeleid uit de interactie met andere materie en met elektromagnetische straling, zoals zichtbaar licht. Materie die langs een zwart gat beweegt, kan bijvoorbeeld verstrooid worden tot een karakteristieke accretieschijf. Ook sterren die rondom een zwart gat draaien zijn mogelijke aanwijzingen: hun baan kan worden gebruikt om de massa en locatie van het zwarte gat te bepalen.
Geschiedenis van het onderzoek naar zwarte gaten thumb|Deze opname laat in valse kleuren het centrum van de Melkweg zien. De heldere punt in het midden is een uitbarsting van röntgenstraling in de buurt van Sagittarius A*. De stralingsintensiteit nam in enkele minuten extreem toe, hield ongeveer 3 uur aan om daarna snel uit te doven. Waarschijnlijk betrof het hier gas dat in het zwarte gat viel. thumb|De röntgenstraling die gedetecteerd werd in het gebied binnen de cirkels duidt op zwarte gaten in het centrum van een ver sterrenstelsel. De stelsels zijn hier te zien in zichtbaar en infrarood licht en het blijkt dat de infrarode beelden van twee bronnen helderder zijn, waarschijnlijk omdat infrarode straling minder geblokkeerd wordt door stof tussen de bron en de waarnemer.
De eerste ideeën over het bestaan van zwarte gaten dateren uit 1790, toen de Engelse geoloog John Michell en de Franse wiskundige Pierre-Simon Laplace onafhankelijk van elkaar het bestaan van onzichtbare sterren veronderstelden. Ze berekenden aan de hand van de wetten van Newton de massa en de omvang van objecten waarvan de ontsnappingssnelheid groter zou zijn dan de lichtsnelheid.
Het idee dat het voor materie onmogelijk zou kunnen zijn om aan nabijgelegen objecten te ontsnappen, had in die tijd nog geen enkele concrete onderbouwing. Dat de lichtsnelheid de maximale snelheid is, werd pas in 1905 aannemelijk gemaakt door Albert Einstein in zijn speciale relativiteitstheorie.
In 1916 publiceerde Einstein de algemene relativiteitstheorie, een nieuwe theorie over de zwaartekracht. Enkele maanden later vond Karl Schwarzschild het door de relativiteitstheorie voorspelde zwaartekrachtsveld voor een puntmassa, waaruit de theoretische mogelijkheid van een waarnemingshorizon bleek. Schwarzschild zelf beschouwde deze horizon niet als fysisch realistisch; de waarnemingshorizon bleek later echter wel degelijk betekenis te hebben en wordt tegenwoordig geïnterpreteerd als de "rand" van het zwarte gat.
J. Robert Oppenheimer (de latere uitvinder van de Amerikaanse atoombom) en zijn student Hartland Snyder kwamen in 1939 met de eerste nauwkeurige berekening van de vorming van een zwart gat uit een gasbol volgens de algemene relativiteitstheorie.
Roy Kerr vond in 1963 een familie van exacte oplossingen van Einsteins vergelijkingen zonder elektrische lading die later op zwarte gaten betrekking bleken te hebben. Deze oplossingen beschrijven roterende zwarte gaten. Algemene oplossingen voor de Einstein-Maxwell-vergelijkingen met rotatie én lading werden daarna gevonden door Newman en anderen in 1965. Met de Kerr-Newman-geometrie kunnen draaiende (on)geladen zwarte gaten worden beschreven.
In 1967 introduceerde de Amerikaanse theoretisch natuurkundige John Wheeler – die eerder onder meer aan de waterstofbom had gewerkt – de benaming black hole voor dergelijke objecten, in het Nederlands vertaald als "zwart gat". De bondige uitspraak "Een zwart gat heeft geen haar" (no-hair theorem: A black hole has no hair) staat ook op zijn naam, maar volgens Wheeler had hij hem gehoord van Jacob Bekenstein. Wheeler bedoelde hiermee dat een zwart gat eigenlijk een eenvoudig object is. Alle eigenschappen zijn af te leiden uit zijn massa, elektrische lading en impulsmoment. Twee, of meerdere, zwarte gaten met gelijke waarden voor deze parameters zijn dus identiek aan elkaar.
Met behulp van de zwaartekrachtgolfdetector LIGO zijn sinds 2015 een aantal samensmeltingen van zwarte gaten geregistreerd.
Op 10 april 2019 werd bekend dat astronomen er met behulp van de Event Horizon Telescope (EHT), een virtuele radiotelescoop zo groot als de Aarde, voor het eerst in geslaagd waren om een echte foto te maken van een zwart gat. Het ging in feite om een beeld van de fotonengordel rond de waarnemingshorizon van het superzware zwarte gat in het sterrenstelsel M87, en van de schaduw van die horizon. The Event Horizon Telescope Collaboration (2019) - First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole, The Astrophysical Journal Letters, 87 (1)
Relativistische modellering thumb|Simulatie van een zwaartekrachtlens ten gevolge van een zwart gat dat het beeld van een passerend sterrenstelsel in de achtergrond vervormt en even een ring van licht veroorzaakt. Bij echte waarnemingen gaat het vaak om kleinere beeldjes van sterrenstelsels en quasars dan in deze simulatie.
Het eenvoudigste model van een zwart gat gaat uit van de ineenstorting van een bolsymmetrische, elektrisch neutrale ster. De vierdimensionale metriek in de omgeving wordt dan beschreven door de formuleHoofdstuk 33 "Black Holes" in: , "Gravitation," W. H. Freeman and Company 1973.
Het oppervlak van het zwarte gat (de horizon) bevindt zich op afstand en alleen het gebied met is relevant voor uitwendige waarnemers.
Hierbij zijn, zoals wel vaker gebeurt in teksten over de relativiteitstheorie, de eenheden speciaal geijkt, zodat de lichtsnelheid en de gravitatieconstante gelijk zijn aan de dimensieloze constante 1; energieën, massa's en afstanden worden in dezelfde eenheid uitgedrukt en dus wordt vergelijkbaar met In de paragraaf inval door de waarnemingshorizon hieronder wordt de straal van de waarnemingshorizon in conventionele eenheden uitgedrukt, met en op de juiste plaats.
No-hair theorem In een realistischere benadering zal de ineenstortende ster afwijken van de bolvorm en een nettolading hebben die lichtjes verschilt van 0; maar zelfs dan wordt het zwarte gat volledig beschreven door de drie parameters:
massa , elektrische lading en impulsmoment .
Dit staat bekend als het no-hair theorem ("zwarte gaten zijn kaal"). Zwarte gaten zijn daarmee de "eenvoudigste" objecten uit de natuurkunde.
De redenen voor het no-hair theorem kunnen heuristisch als volgt worden uitgelegd. Van alle grootheden die een geïsoleerde bron van lading en elektromagnetisme kenschetsen, laten alleen , en unieke, permanente sporen na in de verafgelegen velden. Wanneer een ster ineenklapt en een zwart gat vormt, worden de verafgelegen uitwendige velden gedwongen deze drie grootheden te behouden. Alle andere invloeden, zoals de interne verdeling van massa, lading en stroom, worden effectief afgesloten van de buitenwereld. Daardoor relaxeren de uitwendige velden na verloop van tijd tot een stationaire toestand die alleen van de drie basisparameters afhangt (na het eventueel uitzenden van zwaartekracht- en elektromagnetische golven).
Eigenschappen Indeling Naar massa en omvang Er worden naar massa en omvang vier soorten zwarte gaten onderscheiden: Minuscule zwarte gaten: met afmetingen van minimaal die van een planckdeeltje (10−35 meter) tot maximaal 0,1 millimeter en een massa die varieert van de planckmassa (± 0,02 milligram) tot die van pakweg onze Maan.Om nog een iets beter beeld te krijgen: een zwart gat met de afmetingen van een atoom zou ongeveer evenveel wegen als een berg. Dit soort zwarte gaten is vooralsnog geheel theoretisch; er is geen enkel bewijs dat ze echt bestaan. De kleinste exemplaren, als deze echt (hebben) bestaan, zouden door de hawkingstraling in een fractie van een seconde verdampen. Dit type zwart gat is volgens Stephen Hawking niet ontstaan door zijn eigen zwaartekracht, maar door druk van buitenaf en zou tijdens of kort na de oerknal kunnen hebben bestaan. Als blijkt dat de planckschaal in de orde van TeV is, is het mogelijk om in de Large Hadron Collider dit soort zwarte gaten te produceren. Dan zouden verschillende kosmologische theorieën experimenteel getest kunnen worden.De eerste test vond plaats op 10 september 2008. Volgens sommige theorieën bestaat het kwantumschuim eveneens uit minuscule zwarte gaten die volgens de onzekerheidswetten inherent aan de kwantumwereld voortdurend in en uit de virtuele ruimte schieten.
Stellaire zwarte gaten: met een massa van omstreeks 5 tot 100 zonsmassa's, die ontstaan zijn uit een supernova van een zware ster.
Middelzware zwarte gaten: met een massa van 500 tot 1000 zonsmassa's. Over de evolutie van dit soort zwarte gaten is nog weinig bekend. Dit type werd door de Chandra X-ray Observatory ontdekt in het stelsel M82 op een afstand van 600 lichtjaar van het centrum. Bij het melkwegstelsel ESO 243-49 (met roodverschuiving z = 0,0224) werd met de XMM-Newton-satelliet het zwarte gat 2XMM J011028.1-460421 (HLX-1) gevonden met een massa van minstens 500 zonsmassa's.Farrell, S. A. e.a.: An intermediate-mass black hole of over 500 solar masses in the galaxy ESO 243-49, Nature 460, 73-75, 2 july 2009
Superzware zwarte gaten: met een massa van vijftigduizend tot vele miljoenen malen de massa van de zon. Ze worden aangetroffen in de centra van sterrenstelsels.
In tabelvorm weergegeven (MMaan is hier de massa van de Maan, MZon is de massa van de Zon, RAarde is de straal van de Aarde = 6378 km, en AU = astronomische eenheid = 149,6×109 m, ongeveer de gemiddelde afstand tussen de Aarde en de Zon):
Soort zwart gat Massa Grootte Miniatuur tot ~MMaan tot ~0,1 mm Stellair ~10 MZon ~30 km Middelzwaar ~103 MZon ~103 km ~ RAarde Superzwaar ~105–109 MZon ~0,001–400 AU
Naar impulsmoment en lading Er kunnen vier soorten zwarte gaten worden onderscheiden op grond van hun impulsmoment (J) en elektrische lading (Q). Als J > 0 draait het zwarte gat. De massa (M) is altijd positief. De meetkundevarianten (metrieken) waarmee deze soorten beschreven worden, staan in de bijgaande tabel. De Schwarzschildmetriek beschrijft een ongeladen, niet-draaiend zwart gat. Het is de oplossing van de einstein-vergelijkingen in vacuüm met bolsymmetrie.
De Kerr-metriek beschrijft een ongeladen, draaiend zwart gat.
M > 0 J = 0 J ≠ 0 Q = 0 Schwarzschildmetriek Kerrmetriek Q ≠ 0 Reissner-Nordströmmetriek Kerr-Newmanmetriek
Inval door de waarnemingshorizon