Lubang hitam

Black hole - Messier 87 crop max res

Lubang hitam adalah benda astronomi yang sedemikian kompak sehingga gravitasinya mencegah apa pun, termasuk cahaya, untuk lepas. Teori relativitas umum Albert Einstein, yang menggambarkan gravitasi sebagai kelengkungan ruang waktu, memprediksi bahwa setiap massa yang cukup kompak akan membentuk lubang hitam. Batas yang tidak dapat diloloskan itu disebut cakrawala peristiwa. Dalam relativitas umum, melintasi cakrawala peristiwa lubang hitam akan menjebak sebuah objek di dalamnya, tetapi tidak menimbulkan perubahan yang dapat dideteksi secara lokal. Relativitas umum juga memprediksi bahwa setiap lubang hitam seharusnya memiliki singularitas pusat, tempat kelengkungan ruang waktu menjadi tak berhingga.

Objek-objek yang medan gravitasinya terlalu kuat untuk memungkinkan cahaya lepas pertama kali dipertimbangkan pada abad ke-18. Pada 1916, ditemukan solusi pertama relativitas umum yang kelak mencirikan lubang hitam. Menjelang akhir 1950-an, solusi ini mulai ditafsirkan secara fisik sebagai suatu kawasan ruang yang darinya tidak ada apa pun yang dapat lolos. Lubang hitam lama dianggap sebagai keingintahuan matematis; baru pada 1960-an karya teoretis menunjukkan bahwa lubang hitam merupakan prediksi umum relativitas umum. Lubang hitam pertama yang diterima secara luas adalah Cygnus X-1, yang diidentifikasi secara independen oleh beberapa peneliti pada 1971.

Lubang hitam biasanya terbentuk ketika bintang yang sangat masif runtuh pada akhir siklus hidupnya. Setelah sebuah lubang hitam terbentuk, ia dapat tumbuh dengan menyerap massa dari lingkungannya. Lubang hitam supermasif bermassa jutaan massa Matahari dapat terbentuk dengan menyerap bintang dan bergabung dengan lubang hitam lain, atau melalui keruntuhan langsung awan gas. Terdapat konsensus bahwa lubang hitam supermasif berada di pusat sebagian besar galaksi.

Teori medan kuantum dalam ruang waktu melengkung memprediksi bahwa cakrawala peristiwa memancarkan radiasi Hawking, dengan laju emisinya berbanding terbalik dengan massanya. Hal ini menyebabkan lubang hitam kehilangan massa dengan sangat perlahan, asalkan ia tidak sedang mengakresi materi. Namun, bahkan kelas lubang hitam terkecil yang teramati, yaitu lubang hitam bintang, memperoleh massa dari latar belakang gelombang mikro kosmik lebih cepat daripada kehilangan massa melalui radiasi Hawking.

Keberadaan lubang hitam dapat disimpulkan melalui interaksinya dengan materi dan radiasi elektromagnetik seperti cahaya tampak. Materi yang jatuh menuju lubang hitam dapat membentuk piringan akresi dari plasma yang jatuh ke dalam, dipanaskan oleh gesekan dan memancarkan cahaya. Dalam kasus ekstrem, proses ini menciptakan kuasar, beberapa di antara objek paling terang di alam semesta. Lubang hitam yang bergabung dapat dideteksi melalui gelombang gravitasi yang dipancarkannya. Jika bintang-bintang mengorbit sebuah lubang hitam, gerakannya dapat digunakan untuk menentukan massa dan lokasi lubang hitam tersebut. Dengan cara ini, para astronom telah mengidentifikasi banyak kandidat lubang hitam bintang dalam sistem biner dan menetapkan bahwa sumber radio yang dikenal sebagai Sagittarius A*, di inti galaksi Bima Sakti, mengandung sebuah lubang hitam supermasif sekitar 4,3juta massa Matahari.

Sejarah

Gagasan tentang sebuah benda yang begitu masif sehingga bahkan cahaya tidak dapat lepas pertama kali diajukan pada akhir abad ke-18 oleh astronom sekaligus rohaniwan Inggris John Michell dan secara independen oleh ilmuwan Prancis Pierre-Simon Laplace. Keduanya mengusulkan bintang-bintang yang sangat besar, berbeda dengan konsep modern tentang objek yang sangat rapat.

Gagasan Michell, dalam bagian singkat dari sebuah surat yang diterbitkan pada 1784, menghitung bahwa sebuah bintang dengan kerapatan yang sama tetapi berjari-jari 500 kali jari-jari Matahari tidak akan membiarkan cahaya yang dipancarkannya lepas; kecepatan lepas di permukaannya akan melampaui kecepatan cahaya. Michell dengan tepat mengajukan hipotesis bahwa benda-benda yang tidak memancarkan radiasi semacam itu mungkin dapat dideteksi melalui pengaruh gravitasinya terhadap benda-benda tampak di dekatnya. Pada 1796, ketika berspekulasi tentang asal-usul Tata Surya dalam bukunya , Laplace mengajukan secara kualitatif bahwa sebuah bintang dapat menjadi tidak terlihat jika ukurannya cukup besar. Franz Xaver von Zach meminta Laplace memberikan analisis matematis, yang kemudian disediakan Laplace dan diterbitkan dalam jurnal von Zach, '.

Relativitas umum

Pada 1905, Albert Einstein menunjukkan bahwa hukum elektromagnetisme identik bagi pengamat yang bergerak dengan kecepatan berbeda relatif satu sama lain. Hukum mekanika sebelumnya telah terbukti invarian dengan cara demikian. Namun, teori gravitasi belum tercakup di dalamnya.

Pada 1907, Einstein menerbitkan sebuah makalah yang mengusulkan prinsip ekuivalensi miliknya, yakni hipotesis bahwa massa inersia dan massa gravitasi memiliki sebab yang sama. Dengan menggunakan prinsip tersebut, Einstein memprediksi pergeseran merah dan efek pelensaan gravitasi terhadap cahaya; prediksinya tentang pelensaan gravitasi bernilai setengah dari nilai yang kelak diprediksi oleh teori relativitas umum yang lengkap. Pada 1915, Einstein menyempurnakan gagasan-gagasan ini menjadi teori relativitas umum miliknya, yang menjelaskan bagaimana materi memengaruhi ruang waktu, yang pada gilirannya memengaruhi gerak materi lain. Hal ini menjadi dasar bagi fisika lubang hitam.

Solusi singular dalam relativitas umum

Hanya beberapa bulan setelah Einstein menerbitkan persamaan medan yang menggambarkan relativitas umum, astrofisikawan Karl Schwarzschild mulai menerapkan gagasan itu pada bintang. Ia mengasumsikan simetri bola tanpa rotasi dan menemukan sebuah solusi bagi persamaan Einstein. Beberapa bulan setelah Schwarzschild, Johannes Droste, seorang mahasiswa Hendrik Lorentz, secara independen memberikan solusi yang sama. Pada radius tertentu dari pusat massa, solusi Schwarzschild menjadi singular, yang berarti bahwa beberapa suku dalam persamaan Einstein menjadi tak berhingga. Sifat radius ini, yang kelak dikenal sebagai radius Schwarzschild, belum dipahami pada masa itu.

Banyak fisikawan pada awal abad ke-20 meragukan keberadaan lubang hitam. Dalam sebuah buku sains populer tahun 1926, Arthur Eddington mengkritik gagasan tentang bintang dengan massa yang termampatkan hingga mencapai radius Schwarzschild sebagai cacat dalam teori relativitas umum yang ketika itu masih kurang dipahami. Pada 1939, Einstein menggunakan teori relativitas umumnya dalam upaya membuktikan bahwa lubang hitam mustahil ada. Karyanya bertumpu pada peningkatan tekanan atau peningkatan gaya sentrifugal yang menyeimbangkan gaya gravitasi sehingga objek tidak akan runtuh melampaui radius Schwarzschild. Ia luput mempertimbangkan kemungkinan bahwa implosi akan mendorong sistem melewati nilai kritis tersebut.

Gravitasi vs tekanan degenerasi

Pada 1920-an, para astronom telah menggolongkan sejumlah bintang katai putih sebagai terlalu dingin dan rapat untuk dijelaskan melalui pendinginan bertahap bintang-bintang biasa. Pada 1926, Ralph Fowler menunjukkan bahwa bintang-bintang ini tidak seperti bintang deret utama, tempat tekanan termal menyeimbangkan gravitasi. Sebaliknya, sejenis tekanan mekanika kuantum menyeimbangkan gravitasi pada suhu dan kerapatan tersebut. Pada 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar mempelajari keadaan materi baru yang dihasilkan oleh keseimbangan ini, yang disebut materi degenerasi elektron, dan menemukan bahwa keadaan tersebut stabil di bawah massa batas tertentu. Pada 1934, ia menunjukkan bahwa hal ini menjelaskan katalog bintang katai putih. Ketika Chandrasekhar mengumumkan hasilnya, Eddington menunjukkan bahwa bintang-bintang di atas batas ini akan memancarkan radiasi hingga cukup rapat untuk mencegah cahaya keluar, suatu kesimpulan yang ia anggap absurd. Eddington dan, kemudian, Lev Landau berpendapat bahwa suatu mekanisme yang belum diketahui akan menghentikan keruntuhan tersebut.

Pada 1930-an, Fritz Zwicky dan Walter Baade mempelajari nova bintang, dengan berfokus pada nova yang luar biasa terang, yang mereka sebut supernova. Zwicky memopulerkan gagasan bahwa supernova menghasilkan bintang dengan kerapatan setara inti atom—bintang neutron—tetapi gagasan ini pada masa itu sebagian besar diabaikan. Pada 1939, berdasarkan penalaran Chandrasekhar, tetapi bekerja dalam kerangka relativitas umum alih-alih gravitasi Newton, J. Robert Oppenheimer dan George Volkoff memprediksi bahwa bintang neutron di bawah batas massa tertentu, yang kemudian disebut batas Tolman–Oppenheimer–Volkoff, akan stabil karena tekanan degenerasi neutron. Di atas batas itu, mereka bernalar bahwa model mereka tidak akan berlaku atau kontraksi gravitasi tidak akan berhenti.

John Archibald Wheeler dan dua mahasiswanya menyelesaikan pertanyaan-pertanyaan tentang model di balik batas Tolman–Oppenheimer–Volkoff (TOV). Pada 1965, Harrison dan Wheeler mengembangkan persamaan keadaan yang menghubungkan kerapatan dengan tekanan untuk materi dingin, mulai dari degenerasi elektron hingga degenerasi neutron. Masami Wakano dan Wheeler kemudian menggunakan persamaan-persamaan tersebut untuk menghitung kurva kesetimbangan bintang, yang menghubungkan massa dengan keliling. Mereka tidak menemukan ciri tambahan yang akan membatalkan batas TOV. Ini berarti bahwa satu-satunya hal yang dapat mencegah terbentuknya lubang hitam adalah proses dinamis yang melontarkan massa secukupnya dari sebuah bintang ketika bintang tersebut mendingin.

Lahirnya model modern

Konsep modern lubang hitam dirumuskan oleh Robert Oppenheimer dan mahasiswanya, Hartland Snyder, pada 1939. Dalam makalah tersebut, Oppenheimer dan Snyder menyelesaikan persamaan relativitas umum Einstein untuk sebuah bintang teridealisasi yang mengalami implosi, dalam suatu model yang kemudian disebut model Oppenheimer–Snyder, lalu menggambarkan hasilnya dari posisi yang sangat jauh di luar bintang. Implosi dimulai sebagaimana yang diperkirakan: materi bintang runtuh cepat ke arah dalam. Namun, seiring meningkatnya kerapatan bintang, dilatasi waktu gravitasi meningkat dan keruntuhan, jika dilihat dari jauh, tampak makin lama makin melambat hingga bintang mencapai radius Schwarzschild-nya, tempat ia tampak membeku dalam waktu.

Pada 1958, David Finkelstein mengidentifikasi permukaan Schwarzschild sebagai cakrawala peristiwa, menyebutnya "membran searah yang sempurna: pengaruh kausal hanya dapat melintasinya dalam satu arah". Ini berarti bahwa peristiwa yang terjadi di dalam lubang hitam tidak dapat memengaruhi peristiwa yang terjadi di luar lubang hitam. Finkelstein menciptakan kerangka acuan baru untuk memasukkan sudut pandang pengamat yang jatuh ke dalam. Kerangka acuan baru Finkelstein memungkinkan peristiwa-peristiwa di permukaan sebuah bintang yang mengalami implosi dihubungkan dengan peristiwa-peristiwa yang jauh. Pada 1962, kedua sudut pandang itu telah didamaikan, sehingga meyakinkan banyak pihak skeptis bahwa implosi menjadi lubang hitam masuk akal secara fisik.

Zaman keemasan

Masa dari pertengahan 1960-an hingga pertengahan 1970-an merupakan "zaman keemasan penelitian lubang hitam", ketika relativitas umum dan lubang hitam menjadi pokok penelitian arus utama.

Pada periode ini, solusi bagi persamaan relativitas umum di bawah beragam kendala fisik ditemukan. Pada 1963, Roy Kerr menemukan solusi eksak untuk sebuah lubang hitam berotasi. Dua tahun kemudian, Ezra Newman menemukan solusi aksisimetris untuk lubang hitam yang sekaligus berotasi dan bermuatan listrik.

Pada akhir 1960-an dan awal 1970-an, para ilmuwan dari kelompok-kelompok penelitian yang dibentuk oleh Yakov Zeldovich, John Archibald Wheeler, dan Dennis W. Sciama menemukan serangkaian sifat matematis penting dari model lubang hitam yang oleh Wheeler dijuluki "lubang hitam tidak memiliki rambut". Petunjuk pertama muncul dari karya Vitaly Ginzburg, yang mempelajari serangkaian bintang yang makin kompak dan ditembus oleh medan magnet yang kuat. Ia menemukan bahwa medan-medan tersebut terperangkap pada permukaan lubang hitam. Pada 1967, Werner Israel menunjukkan bahwa setiap bintang runtuh yang tidak berotasi dan tidak bermuatan menghasilkan lubang hitam yang simetris bola: ketaksimetrian apa pun harus lenyap dengan suatu cara. Pada 1972, Richard H. Price menemukan bahwa ketaksimetrian itu diubah menjadi gelombang gravitasi. Diperlukan 15 tahun lagi dan banyak fisikawan untuk menghasilkan himpunan karya yang kemudian dikenal sebagai teorema tanpa rambut, yang menyatakan bahwa lubang hitam stasioner sepenuhnya digambarkan oleh tiga parameter metrik Kerr–Newman: massa, momentum sudut, dan muatan listrik.

Pada awalnya, diduga bahwa singularitas matematis aneh yang ditemukan dalam tiap-tiap solusi lubang hitam hanya muncul karena asumsi bahwa lubang hitam akan sepenuhnya simetris bola, sehingga singularitas tidak akan muncul dalam situasi umum ketika lubang hitam tidak harus simetris. Pandangan ini terutama dianut oleh Vladimir Belinski, Isaak Khalatnikov, dan Evgeny Lifshitz, yang berupaya membuktikan bahwa singularitas tidak muncul dalam solusi umum, meskipun kemudian mereka membalikkan pendirian mereka. Namun, pada 1965, Roger Penrose membuktikan bahwa relativitas umum memprediksi kemunculan singularitas dalam semua lubang hitam, meskipun hal ini mungkin tidak tetap berlaku ketika mekanika kuantum diperhitungkan.

Pengamatan astronomi juga mengalami kemajuan besar pada era ini. Pada 1967, Antony Hewish dan Jocelyn Bell Burnell menemukan pulsar, dan pada 1969, objek-objek ini terbukti sebagai bintang neutron yang berotasi cepat. Hingga saat itu, bintang neutron, seperti lubang hitam, dianggap sekadar keingintahuan teoretis, tetapi penemuan pulsar menunjukkan relevansi fisiknya dan mendorong minat lebih lanjut terhadap semua jenis objek kompak yang mungkin terbentuk melalui keruntuhan gravitasi. Namun, bukti eksperimental yang mengonfirmasi lubang hitam sangat sulit diperoleh dan pada akhirnya memerlukan upaya banyak astronom. Pengamatan teleskop sinar-X oleh tim Riccardo Giacconi pada 1971 menunjukkan bahwa Cygnus X-1 memancarkan sinar-X secara cepat dan sporadis, sesuai dengan sumber yang kompak. Objek ini menjadi kandidat lubang hitam pertama. Spektroskopi optik dan model astrofisika terperinci untuk Cygnus X-1 sesuai dengan sistem biner yang terdiri atas bintang masif dan bintang kompak yang menghasilkan sinar-X ketika gas dari bintang masif tetapi biasa tersedot ke pendamping kompaknya yang tak terlihat. (Pada 2011, massa bintang-bintang ini diperkirakan untuk lubang hitam dan untuk pendamping bintang optiknya.) Pada 1974, objek tersebut secara luas dianggap sebagai lubang hitam, meskipun kepastian 100% untuk Cygnus X-1 mungkin tidak dapat dicapai.

Karya James Bardeen, Carter, dan Hawking pada awal 1970-an menghasilkan perumusan termodinamika lubang hitam. Hukum-hukum ini menggambarkan perilaku lubang hitam dengan cara yang analog dengan hukum termodinamika. Jacob Bekenstein memperkuat analogi ini dengan sifat-sifat massa, luas permukaan, dan gravitasi permukaan lubang hitam yang masing-masing berkaitan dengan konsep termodinamika berupa energi, entropi, dan suhu. Analogi tersebut disempurnakan ketika Hawking, pada 1974, menunjukkan bahwa teori medan kuantum menyiratkan bahwa lubang hitam seharusnya memancarkan radiasi seperti benda hitam dengan suhu yang sebanding dengan gravitasi permukaan lubang hitam, sehingga memprediksi efek yang kini dikenal sebagai radiasi Hawking.

Penelitian dan pengamatan modern

Sementara Cygnus X-1, sebuah lubang hitam bermassa bintang, secara umum telah diterima oleh komunitas ilmiah sebagai lubang hitam pada akhir 1973, masih diperlukan beberapa dasawarsa sebelum lubang hitam supermasif memperoleh pengakuan luas yang sama. Gagasan bahwa objek semacam itu mungkin ada bermula dari model-model yang menyarankan bahwa kuasar kuat atau inti galaksi aktif di pusat galaksi ditenagai oleh lubang hitam supermasif yang sedang mengakresi materi. Ketika Teleskop Antariksa Hubble diluncurkan pada 1990-an, studi optik terhadap pusat galaksi Messier 87 menunjukkan bahwa di sana pasti terdapat konsentrasi massa yang besar. Dua kandidat untuk massa ini adalah lubang hitam dan gugus bintang yang rapat. Pada 1995, spektrum gelombang mikro interferometrik dari Very Long Baseline Array mengamati maser ketika mengorbit pusat NGC 4258, sebuah galaksi dengan massa pusat yang serupa. Parameter orbitnya menyingkirkan gugus bintang rapat sebagai penjelasan bagi inti galaksi, sehingga lubang hitam supermasif menjadi satu-satunya penjelasan yang masuk akal.

Pada 1999, David Merritt mengusulkan hubungan M–sigma, yang mengaitkan dispersi kecepatan materi di tonjolan pusat sebuah galaksi dengan massa lubang hitam supermasif di intinya. Studi-studi berikutnya mengonfirmasi korelasi ini. Sekitar waktu yang sama, berdasarkan pengamatan teleskop terhadap kecepatan bintang-bintang di pusat galaksi Bima Sakti, kelompok-kelompok kerja independen yang dipimpin oleh Andrea Ghez dan Reinhard Genzel menyimpulkan bahwa sumber radio kompak di pusat galaksi, Sagittarius A*, kemungkinan besar adalah sebuah lubang hitam supermasif.

Pada akhir 2015, Kolaborasi Ilmiah LIGO dan Kolaborasi Virgo melakukan deteksi langsung pertama gelombang gravitasi, yang dinamai GW150914, sekaligus menjadi pengamatan pertama atas penggabungan lubang hitam. Pada saat penggabungan, lubang-lubang hitam tersebut berada sekitar 1,4 miliar tahun cahaya dari Bumi dan memiliki massa kira-kira 30 dan 35 kali massa Matahari. Pada 2017, Rainer Weiss, Kip Thorne, dan Barry Barish, yang telah memelopori proyek tersebut, dianugerahi Hadiah Nobel Fisika atas karya mereka. Sejak penemuan awal pada 2015, ratusan gelombang gravitasi lainnya telah diamati.

Pada 10 April 2019, citra langsung pertama sebuah lubang hitam dan lingkungan sekitarnya dipublikasikan, berdasarkan pengamatan yang dilakukan oleh Teleskop Cakrawala Peristiwa (EHT) terhadap lubang hitam supermasif di pusat galaksi Messier 87. Pada 2022, kolaborasi Event Horizon Telescope merilis citra lubang hitam di pusat galaksi Bima Sakti, Sagittarius A*; datanya telah dikumpulkan pada 2017.

Pada 2020, Hadiah Nobel Fisika dianugerahkan untuk karya tentang lubang hitam. Andrea Ghez dan Reinhard Genzel berbagi setengah hadiah tersebut atas penemuan mereka bahwa Sagittarius A* adalah lubang hitam supermasif. Penrose menerima setengah lainnya atas karyanya yang menunjukkan bahwa matematika relativitas umum menuntut terbentuknya lubang hitam. Para kosmolog menyayangkan bahwa karya teoretis Hawking yang luas tentang lubang hitam tidak dapat dihormati karena ia telah meninggal pada 2018.

Etimologi

Pada Desember 1967, seseorang di antara hadirin dilaporkan mengusulkan frasa black hole dalam sebuah kuliah oleh John Wheeler; Wheeler mengadopsi istilah itu karena keringkasannya dan "nilai iklannya", dan kedudukan Wheeler dalam bidang tersebut memastikan istilah itu cepat meluas, sehingga sebagian pihak menyebut Wheeler sebagai pencipta frasa tersebut. Namun, istilah itu juga digunakan oleh orang lain pada masa yang sama. Penulis sains Marcia Bartusiak menelusuri istilah black hole kepada fisikawan Robert H. Dicke, yang pada awal 1960-an dilaporkan membandingkan fenomena tersebut dengan Lubang Hitam Kalkuta, yang terkenal buruk sebagai penjara tempat orang masuk tetapi tidak pernah keluar hidup-hidup. Istilah tersebut digunakan dalam bentuk cetak oleh majalah Life dan Science News pada 1963, serta oleh jurnalis sains Ann Ewing dalam artikelnya Black Holes' in Space", bertanggal 18 Januari 1964, yang merupakan laporan tentang sebuah pertemuan Asosiasi Amerika untuk Kemajuan Ilmu Pengetahuan yang diadakan di Cleveland, Ohio.

Definisi

Lubang hitam umumnya didefinisikan sebagai wilayah ruang waktu yang tidak dapat diloloskan oleh sinyal atau objek pembawa informasi apa pun. Namun, memverifikasi suatu objek sebagai lubang hitam berdasarkan definisi ini akan memerlukan penantian selama waktu tak berhingga dan pada jarak tak berhingga dari lubang hitam untuk memastikan bahwa tidak ada apa pun yang lolos, sehingga definisi ini tidak dapat digunakan untuk mengidentifikasi lubang hitam fisik. Terdapat beberapa definisi lain yang dapat digunakan untuk menggambarkan atau mengidentifikasi lubang hitam, sehingga menghasilkan beragam cara untuk mempelajarinya. Pengamatan astronomi mengukur massa objek, dan teori keruntuhan gravitasi memprediksi bahwa sebuah objek kompak dengan massa lebih besar daripada tiga massa Matahari hanya dapat berupa lubang hitam: batas ini telah menjadi definisi observasional. Lubang hitam juga dapat didefinisikan sebagai penampung informasi atau suatu wilayah tempat ruang jatuh ke dalam lebih cepat daripada kecepatan cahaya.

Sifat

Teorema tanpa rambut menetapkan bahwa, setelah mencapai keadaan stabil seusai pembentukannya, sebuah lubang hitam hanya memiliki tiga sifat fisik independen: massa, muatan listrik, dan momentum sudut; selain itu, lubang hitam tidak memiliki ciri lain. Dua lubang hitam mana pun yang memiliki nilai yang sama untuk sifat-sifat, atau parameter, tersebut tidak dapat dibedakan satu sama lain. Sebuah konjektur tanpa rambut yang terkait mengusulkan bahwa keruntuhan gravitasi dinamis selalu menghasilkan objek yang dicirikan hanya oleh tiga sifat ini. Konjektur tersebut saat ini masih merupakan masalah yang belum terpecahkan. Teorema tanpa rambut juga membuat asumsi-asumsi teridealisasi selain kesetimbangan yang mungkin tidak berlaku bagi objek-objek astrofisika.

Model lubang hitam setimbang yang paling sederhana, yang hanya memiliki massa tetapi tidak memiliki muatan listrik maupun momentum sudut, disebut lubang hitam Schwarzschild. Lubang hitam bermuatan yang tidak berotasi dijelaskan oleh metrik Reissner–Nordström, sedangkan metrik Kerr menjelaskan lubang hitam berotasi yang tidak bermuatan. Solusi lubang hitam stasioner paling umum yang diketahui adalah metrik Kerr–Newman, yang menjelaskan lubang hitam dengan muatan sekaligus momentum sudut.

Massa

Lubang hitam statis paling sederhana memiliki massa tetapi tidak memiliki muatan listrik maupun momentum sudut. Bertentangan dengan anggapan populer bahwa lubang hitam "mengisap segala sesuatu" di sekitarnya, dari jarak jauh, medan gravitasi eksternal sebuah lubang hitam identik dengan medan gravitasi benda lain yang memiliki massa sama.

Meskipun secara teoretis lubang hitam dapat memiliki massa positif berapa pun, muatan dan momentum sudutnya dibatasi oleh massanya, dengan batas ini lebih besar bagi lubang hitam yang lebih masif. Muatan listrik bersih $Q$ dan momentum sudut total $J$ memenuhi pertidaksamaan $$\frac{Q^2}{4\pi {ϵ}_0}+\frac{c^2{J}^2}{G{M}^2}\le G{M}^2$$ untuk sebuah lubang hitam bermassa $M$, dengan ${ϵ}_0$ adalah konstanta permitivitas vakum, $c$ adalah kecepatan cahaya, dan $G$ adalah konstanta gravitasi. Lubang hitam dengan kombinasi muatan dan spin maksimum yang mungkin serta memenuhi pertidaksamaan ini disebut lubang hitam ekstremal. Menambahkan objek bermassa rendah dengan muatan atau momentum sudut yang besar ke sebuah lubang hitam ekstremal akan menciptakan apa yang disebut singularitas telanjang, yaitu singularitas di luar lubang hitam. Karena singularitas semacam itu membuat alam semesta pada dasarnya tidak dapat diprediksi, banyak fisikawan meyakini bahwa singularitas tersebut tidak mungkin ada. Hipotesis sensor kosmik lemah, yang diajukan oleh Penrose, menyingkirkan pembentukan singularitas semacam itu ketika ia tercipta melalui keruntuhan gravitasi materi realistis. Hipotesis ini tetap menjadi bidang kajian penting karena belum terbukti dan berkaitan dengan banyak aspek relativitas umum serta gravitasi kuantum.

Massa total lubang hitam yang berdekatan dapat diperkirakan dengan menganalisis gerak bintang atau gas yang mengelilinginya. Massa lubang hitam supermasif yang jauh dapat disimpulkan dari pelebaran Doppler garis-garis spektrum yang dipancarkan oleh gas yang mengorbit cepat, suatu teknik yang disebut pemetaan gema.

Spin dan momentum sudut

Semua lubang hitam berputar, sering kali dengan cepat—salah satu lubang hitam bintang, GRS 1915+105, diperkirakan berputar lebih dari 1.000 putaran per detik. Lubang hitam pusat Bima Sakti, Sagittarius A*, berotasi sekitar 90% dari laju maksimum yang mungkin.

Laju spin dapat disimpulkan dari pengukuran garis spektrum atomik dalam rentang sinar-X. Ketika gas di dekat lubang hitam jatuh ke dalam, emisi sinar-X berenergi tinggi dari pasangan elektron-positron menerangi gas yang berada lebih jauh, sehingga tampak bergeser merah akibat efek relativistik. Bergantung pada spin lubang hitam, penjatuhan ini terjadi pada radius yang berbeda-beda dari lubang tersebut, dengan derajat pergeseran merah yang berbeda pula. Para astronom dapat menggunakan celah antara emisi sinar-X dari piringan luar dan emisi tergeser merah dari materi yang jatuh untuk menentukan spin lubang hitam.

Cara yang lebih baru untuk memperkirakan spin didasarkan pada suhu gas yang mengakresi ke lubang hitam. Metode ini memerlukan pengukuran independen massa lubang hitam dan sudut inklinasi piringan akresi, yang kemudian diikuti dengan pemodelan komputer. Gelombang gravitasi dari lubang hitam biner yang berkoalesensi juga dapat memberikan spin kedua lubang hitam progenitor dan lubang hasil penggabungan, tetapi peristiwa semacam itu jarang terjadi.

Lubang hitam yang berputar memiliki momentum sudut. Metrik Kerr adalah solusi persamaan medan Einstein untuk lubang hitam berotasi. Selain radius Schwarzschild, $r_{\text{S}}$, metrik ini mencakup parameter rotasi, $$a=\frac{J}{M}=\frac{2J}{r_{\text{S}}},$$di mana $J$ adalah momentum sudut lubang hitam. Lubang hitam ekstremal memiliki $|J|=M^2$, yang berkaitan dengan $a=1$. Lubang hitam supermasif di pusat galaksi Messier 87 (M87) tampaknya memiliki parameter rotasi sebesar , sangat mendekati nilai teoretis maksimum.

Muatan

Lubang hitam diyakini memiliki muatan yang kira-kira netral. Sebagai contoh, Michal Zajaček, Arman Tursunov, Andreas Eckart, dan Silke Britzen menemukan bahwa muatan listrik Sagittarius A* setidaknya sepuluh orde magnitudo di bawah nilai maksimum teoretis. Jika sebuah lubang hitam menjadi bermuatan, partikel-partikel dengan tanda muatan berlawanan akan tertarik masuk oleh tambahan gaya elektromagnetik, sedangkan partikel-partikel dengan tanda muatan yang sama akan ditolak, sehingga menetralkan lubang hitam tersebut. Efek ini berlangsung lebih cepat lagi jika lubang hitam itu juga berputar. Lubang hitam yang berputar dalam medan magnet menciptakan medan listrik yang akan berinteraksi dengan partikel-partikel bermuatan. Karena lubang hitam memiliki begitu sedikit sifat intrinsik yang dapat diukur, teknik untuk mengukur muatan menjadi menarik bagi astrofisika meskipun nilainya mungkin sangat kecil.

Muatan Q untuk lubang hitam yang tidak berputar dibatasi oleh $$Q\le \sqrt{4\pi {ϵ}_{0}G}M,$$ dengan G adalah konstanta gravitasi dan M adalah massa lubang hitam.

Klasifikasi

Klasifikasi lubang hitam

Kelas	Massa perkiraan	Radius perkiraan
Lubang hitam ultramasif	–	>1.000 SA
Lubang hitam supermasif	–	0,001–400 SA
Lubang hitam bermassa menengah	–	10 km ≈ R
Lubang hitam bintang		30 km
Lubang hitam mikro	hingga M	hingga 0,1 mm

Lubang hitam diklasifikasikan berdasarkan teori pembentukannya dan berdasarkan massanya (dinyatakan dalam , massa Matahari), tetapi kedua kriteria ini saling berkaitan. Lubang hitam bintang terbentuk melalui keruntuhan bintang. Massa minimum lubang hitam yang terbentuk melalui keruntuhan gravitasi bintang ditentukan oleh massa maksimum bintang neutron dan diyakini sebesar . Lubang hitam primordial hipotetis, yang diyakini terbentuk tidak lama setelah Dentuman Besar, dapat berukuran jauh lebih kecil, dengan massa hanya sekitar saat terbentuk. Lubang hitam yang sangat kecil ini kadang-kadang disebut lubang hitam mikro.

Lubang hitam bintang dapat memiliki rentang massa yang luas. Perkiraan massa maksimumnya saat terbentuk bervariasi, tetapi umumnya berada dalam kisaran , dengan perkiraan lebih tinggi untuk lubang hitam yang berasal dari bintang-bintang bermetalisitas rendah. Lubang hitam bintang dapat memperoleh massa melalui akresi materi di dekatnya, sering kali dari objek pendamping seperti bintang atau melalui penggabungan dengan lubang hitam lain.

Sejumlah kecil kandidat lubang hitam dengan massa dalam rentang telah dilaporkan. Objek-objek ini lebih besar daripada lubang hitam bintang tetapi lebih kecil daripada lubang hitam supermasif, lebih jarang daripada kedua ekstrem tersebut, dan disebut lubang hitam bermassa menengah. Para fisikawan berspekulasi bahwa lubang hitam semacam itu dapat terbentuk dari tumbukan di gugus bola dan bintang atau di pusat galaksi bermassa rendah. Lubang hitam ini juga dapat terbentuk sebagai hasil penggabungan lubang hitam yang lebih kecil, dengan beberapa pengukuran gelombang gravitasi sesuai dengan lubang hitam hasil penggabungan dalam rentang .

Lubang hitam dengan massa terbesar disebut lubang hitam supermasif, dengan massa lebih dari . Lubang hitam ini diyakini berada di pusat hampir setiap galaksi besar, termasuk Bima Sakti. Sebagian ilmuwan mengusulkan subkategori lubang hitam yang bahkan lebih besar, disebut lubang hitam ultramasif, dengan massa lebih besar daripada . Model teoretis memprediksi bahwa piringan akresi yang memasok materi ke lubang hitam akan menjadi tidak stabil setelah lubang hitam mencapai , sehingga menetapkan batas atas kasar bagi massa lubang hitam.

Struktur

Meskipun secara konseptual lubang hitam merupakan penyerap tak terlihat bagi semua materi dan cahaya, dalam konteks astronomi gravitasinya yang sangat besar mengubah gerak objek-objek di sekitarnya dan menarik gas di dekatnya ke arah dalam dengan kecepatan mendekati kecepatan cahaya, sehingga kawasan di sekitar lubang hitam menjadi salah satu objek paling terang di alam semesta.

Geometri luar

Semburan relativistik

Sebagian lubang hitam memiliki semburan relativistik—aliran tipis plasma yang bergerak menjauhi lubang hitam dengan kecepatan lebih dari 90% kecepatan cahaya. Sebagian kecil materi yang jatuh menuju lubang hitam dipercepat menjauh sepanjang sumbu rotasi lubang tersebut. Semburan ini dapat membentang hingga jutaan tahun cahaya dari lubang hitam itu sendiri.

Lubang hitam dengan massa berapa pun dapat memiliki semburan. Namun, semburan tersebut biasanya diamati di sekitar lubang hitam yang berputar dengan piringan akresi bermagnet kuat. Semburan relativistik lebih umum di alam semesta awal, ketika galaksi dan lubang hitam supermasif yang bersesuaian dengannya sedang bertambah massa dengan cepat. Semua lubang hitam dengan semburan juga memiliki piringan akresi, tetapi semburan biasanya lebih terang daripada piringannya. Kuasar, yang biasanya ditemukan di galaksi lain, diyakini sebagai lubang hitam supermasif dengan semburan; mikrokuasar diyakini sebagai objek bermassa bintang dengan semburan, yang biasanya diamati di Bima Sakti.

Semburan dapat ditenagai baik oleh piringan akresi maupun oleh spin lubang hitam yang berputar. Meskipun banyak rincian semburan telah dipelajari, belum ada model lengkap yang muncul. Salah satu metode yang diusulkan untuk menggerakkan semburan ini adalah proses Blandford-Znajek, yang menyatakan bahwa penarikan garis medan magnet oleh rotasi lubang hitam dapat meluncurkan semburan materi ke ruang angkasa. Proses Penrose, yang melibatkan ekstraksi energi rotasi lubang hitam, juga telah diusulkan sebagai mekanisme potensial pendorong semburan. Terdapat bukti bahwa semburan pada semua skala, dari mikrokuasar hingga semburan sinar gama, dapat dihasilkan oleh satu mekanisme tunggal.

Piringan akresi

Karena kekekalan momentum sudut, gas yang jatuh ke dalam sumur gravitasi yang diciptakan oleh objek masif biasanya akan membentuk struktur menyerupai piringan di sekitar objek tersebut. Ketika momentum sudut piringan dipindahkan ke arah luar akibat proses-proses seperti turbulensi dalam piringan, materinya jatuh lebih jauh ke dalam, mengubah energi gravitasinya menjadi panas dan melepaskan radiasi dalam jumlah besar; jika tidak ada peristiwa ledakan, tekanan radiasi membatasi laju akresi. Suhu piringan ini dapat berkisar dari ribuan hingga jutaan kelvin, dan suhu berbeda-beda di seluruh bagian satu piringan akresi. Piringan akresi memancarkan radiasi di seluruh spektrum elektromagnetik, bergantung pada turbulensi dan magnetisasi piringan serta massa dan momentum sudut lubang hitam.

Piringan akresi dapat didefinisikan sebagai tipis secara geometris atau tebal secara geometris. Piringan yang tipis secara geometris sebagian besar terbatas pada bidang ekuator lubang hitam dan memiliki tepi yang terdefinisi jelas pada orbit lingkaran stabil terdalam (ISCO), sedangkan piringan yang tebal secara geometris ditopang oleh tekanan dan suhu internal serta dapat membentang ke dalam ISCO. Piringan dengan tingkat hamburan elektron dan penyerapan yang tinggi, yang tampak terang dan opak, disebut tebal optik; piringan tipis optik lebih tembus cahaya dan menghasilkan citra yang lebih redup ketika dilihat dari jauh. Piringan akresi lubang hitam yang mengakresi melampaui batas Eddington sering disebut sebagai donat Polandia karena bentuknya yang tebal dan toroidal menyerupai donat.

Piringan akresi kuasar diperkirakan memiliki "bentuk spektrum biru", yang berarti bahwa fluks per frekuensi $F_{\nu }$ sebanding dengan ${\nu }^{1/3}$; hal ini semula tidak teramati karena emisi dari debu yang mengelilingi objek-objek tersebut. Sebaliknya, piringan untuk lubang hitam bintang kemungkinan akan tampak jingga, kuning, atau merah, dengan kawasan dalamnya menjadi bagian yang paling terang. Warna piringan akresi juga dapat diubah oleh efek Doppler, dengan bagian piringan yang bergerak mendekati pengamat tampak lebih biru dan lebih terang, sedangkan bagian piringan yang bergerak menjauhi pengamat tampak lebih merah dan lebih redup.

Orbit lingkaran stabil terdalam (ISCO)

Dalam gravitasi Newton, partikel uji dapat mengorbit secara stabil pada jarak sembarang dari objek pusat. Namun, dalam relativitas umum, terdapat radius terkecil yang memungkinkan sebuah partikel bermassa mengorbit secara stabil. Setiap gangguan ke arah dalam yang sangat kecil pada orbit ini akan menyebabkan partikel berpilin masuk ke lubang hitam, dan setiap gangguan ke arah luar, bergantung pada energinya, akan menyebabkan partikel tersebut berpilin masuk, berpindah ke orbit stabil yang lebih jauh dari lubang hitam, atau lepas menuju tak berhingga. Orbit ini disebut orbit lingkaran stabil terdalam, atau ISCO. Dalam kasus lubang hitam Schwarzschild (spin nol) dan partikel tanpa spin, lokasi ISCO adalah: $$r_{\mathrm{I}\mathrm{S}\mathrm{C}\mathrm{O}}=3r_{\text{s}}=\frac{6GM}{c^2},$$di mana $r_{{}_{\mathrm{I}\mathrm{S}\mathrm{C}\mathrm{O}}}$ adalah radius ISCO, $r_{\text{s}}$ adalah radius Schwarzschild lubang hitam, $G$ adalah konstanta gravitasi, dan $c$ adalah kecepatan cahaya. Untuk lubang hitam yang berputar, ISCO bergeser ke dalam bagi partikel yang mengorbit searah dengan putaran lubang hitam (prograd) dan bergeser ke luar bagi partikel yang mengorbit berlawanan arah (retrograd). Sebagai contoh, ISCO bagi partikel yang mengorbit retrograd dapat berada sejauh sekitar $4.5r_{\text{s}}$, sedangkan ISCO bagi partikel yang mengorbit prograd dapat sedekat cakrawala peristiwa itu sendiri. Radius orbit ini berubah sedikit bergantung pada spin partikel. Untuk lubang hitam bermuatan, ISCO bergeser ke dalam.

Bola foton dan bayangan

Bola foton adalah batas berbentuk bola tempat foton yang bergerak pada garis singgung terhadap bola tersebut dibelokkan sepenuhnya mengelilingi lubang hitam, dan mungkin mengorbit berkali-kali. Untuk lubang hitam Schwarzschild, bola foton memiliki radius 1,5 kali radius Schwarzschild.

Meskipun cahaya masih dapat lepas dari bola foton, setiap cahaya yang melintasi bola foton pada lintasan masuk akan tertangkap oleh lubang hitam. Oleh karena itu, setiap cahaya yang mencapai pengamat luar dari bola foton pasti telah dipancarkan oleh objek-objek di antara bola foton dan cakrawala peristiwa. Cahaya yang dipancarkan ke arah bola foton juga dapat melengkung mengitari lubang hitam dan kembali ke pemancarnya.

Untuk lubang hitam berotasi yang tidak bermuatan, radius bola foton bergantung pada parameter spin dan pada apakah foton mengorbit secara prograd atau retrograd. Untuk foton yang mengorbit secara prograd, bola foton akan berada 0,5–1,5 radius Schwarzschild dari pusat lubang hitam, sedangkan untuk foton yang mengorbit secara retrograd, bola foton akan berada antara 3–4 radius Schwarzschild dari pusat lubang hitam. Lokasi tepat bola foton bergantung pada besar rotasi lubang hitam. Untuk lubang hitam bermuatan yang tidak berotasi, hanya akan ada satu bola foton, dan radius bola foton akan mengecil seiring meningkatnya muatan lubang hitam. Untuk lubang hitam bermuatan dan berotasi yang tidak ekstremal, selalu terdapat dua bola foton, dengan radius tepatnya bergantung pada parameter lubang hitam.

Ketika dilihat dari jarak yang sangat jauh, bola foton menciptakan bayangan lubang hitam yang dapat diamati, yaitu siluet gelap lubang hitam terhadap bintang-bintang latar. Citra seperti yang diambil oleh Event Horizon Telescope menunjukkan bayangan lubang hitam, bukan cakrawala peristiwa itu sendiri. Karena tidak ada cahaya yang muncul dari dalam lubang hitam, bayangan ini merupakan batas bagi kemungkinan pengamatan. Bayangan lubang hitam yang bertumbukan seharusnya memiliki bentuk melengkung yang khas, sehingga memungkinkan ilmuwan mendeteksi lubang hitam yang akan bergabung.

Ergosfer

Di dekat lubang hitam yang berotasi, ruang waktu berotasi mirip pusaran. Ruang waktu yang berotasi akan menyeret materi dan cahaya apa pun ke dalam rotasi mengelilingi lubang hitam yang berputar. Efek relativitas umum ini, yang disebut penyeretan kerangka, menjadi semakin kuat ketika semakin dekat dengan massa yang berputar. Wilayah ruang waktu tempat mustahil untuk tetap diam disebut ergosfer.

Ergosfer sebuah lubang hitam adalah volume yang dibatasi oleh cakrawala peristiwa lubang hitam dan ergopermukaan atau permukaan batas stasioner, yang berimpit dengan cakrawala peristiwa di kutub-kutubnya tetapi menggembung keluar darinya di sekitar ekuator.

Materi dan radiasi dapat lepas dari ergosfer. Melalui proses Penrose, objek dapat keluar dari ergosfer dengan energi yang lebih besar daripada energi saat memasukinya. Energi tambahan tersebut diambil dari energi rotasi lubang hitam, sehingga memperlambat rotasi lubang hitam.

Wilayah penjatuhan

Wilayah ruang waktu yang dapat diamati di sekitar lubang hitam dan paling dekat dengan cakrawala peristiwanya disebut wilayah penjatuhan. Di kawasan ini, materi yang jatuh bebas tidak lagi mungkin mengikuti orbit melingkar atau menghentikan penurunan akhirnya ke dalam lubang hitam. Sebaliknya, materi itu akan terjun cepat menuju lubang hitam dengan kecepatan mendekati kecepatan cahaya, menjadi semakin panas, dan menghasilkan emisi termal khas yang dapat dideteksi. Namun, cahaya dan radiasi yang dipancarkan dari wilayah ini masih dapat lolos dari tarikan gravitasi lubang hitam.

Radius

Untuk lubang hitam yang tidak berputar dan tidak bermuatan, radius cakrawala peristiwa, atau radius Schwarzschild, berbanding lurus dengan massa, M, melalui $$r_{\mathrm{s}}=\frac{2GM}{c^2}\approx 2.95\frac{M}{M_{\odot }}\mathrm{k}\mathrm{m},$$ dengan r adalah radius Schwarzschild, G adalah konstanta gravitasi, c adalah kecepatan cahaya, dan adalah massa Matahari. Lubang hitam bermassa sama dengan spin tak nol memiliki dua radius: $$r_{\pm }=M\pm \sqrt{M^2{-}^2}.$$ Sebagian besar lubang hitam yang diamati memiliki momentum sudut yang tampaknya mendekati nilai maksimum yang diperbolehkan: $|J|\le M^2.$ Untuk lubang hitam semacam itu, radiusnya akan mendekati $$r_{\mathrm{+}}=\frac{GM}{c^2}.$$ Karena volume di dalam radius Schwarzschild meningkat sebanding dengan pangkat tiga radius, kerapatan rata-rata lubang hitam di dalam radius Schwarzschild-nya berbanding terbalik dengan kuadrat massanya: lubang hitam supermasif jauh kurang rapat daripada lubang hitam bintang. Kerapatan rata-rata lubang hitam bermassa sebanding dengan kerapatan air.

Cakrawala peristiwa

Ciri penentu lubang hitam adalah keberadaan cakrawala peristiwa, suatu batas dalam ruang waktu yang hanya dapat dilalui materi dan cahaya ke arah dalam, menuju pusat lubang hitam. Tidak ada apa pun, bahkan cahaya, yang dapat lolos dari dalam cakrawala peristiwa. Cakrawala peristiwa disebut demikian karena apabila suatu peristiwa terjadi di dalam batas tersebut, informasi dari peristiwa itu tidak dapat mencapai atau memengaruhi pengamat luar, sehingga mustahil untuk menentukan apakah peristiwa semacam itu terjadi. Untuk lubang hitam yang tidak berotasi, geometri cakrawala peristiwa berbentuk bola sempurna, sedangkan untuk lubang hitam yang berotasi, cakrawala peristiwanya berbentuk pepat.

Bagi pengamat jauh, jam di dekat lubang hitam akan tampak berdetak lebih lambat daripada jam yang lebih jauh dari lubang hitam. Efek ini, yang dikenal sebagai dilatasi waktu gravitasi, juga akan menyebabkan objek yang jatuh ke dalam lubang hitam tampak melambat ketika mendekati cakrawala peristiwa, dan dari sudut pandang pengamat luar tidak pernah benar-benar mencapai cakrawala tersebut. Semua proses pada objek ini akan tampak melambat, dan cahaya apa pun yang dipancarkan oleh objek tersebut akan tampak lebih merah dan lebih redup, suatu efek yang dikenal sebagai pergeseran merah gravitasi. Sebuah objek yang jatuh dari setengah radius Schwarzschild di atas cakrawala peristiwa akan memudar hingga tidak lagi terlihat, menghilang dari pandangan dalam seperseratus detik untuk lubang hitam bermassa . Objek itu juga akan tampak merata pada lubang hitam, bergabung dengan semua materi lain yang pernah jatuh ke dalam lubang tersebut.

Sebaliknya, pengamat yang jatuh ke dalam lubang hitam tidak akan memperhatikan efek-efek ini ketika melintasi cakrawala peristiwa. Jam mereka sendiri bagi mereka tampak berdetak secara normal, dan mereka melintasi cakrawala peristiwa setelah waktu yang berhingga tanpa mencatat adanya perilaku singular apa pun. Dalam relativitas umum, lokasi cakrawala peristiwa mustahil ditentukan melalui pengamatan lokal, karena prinsip ekuivalensi Einstein.

Geometri dalam

Cakrawala Cauchy

Lubang hitam yang berotasi dan/atau bermuatan memiliki cakrawala dalam, yang sering disebut cakrawala Cauchy, di bagian dalam lubang hitam. Cakrawala dalam terbagi menjadi dua segmen: bagian masuk dan bagian keluar.

Pada bagian masuk cakrawala Cauchy, radiasi dan materi yang jatuh ke dalam lubang hitam akan menumpuk di cakrawala, menyebabkan kelengkungan ruang waktu menuju tak berhingga. Hal ini akan membuat pengamat yang jatuh ke dalam mengalami gaya pasang surut. Fenomena ini sering disebut inflasi massa, karena berkaitan dengan sebuah parameter yang menentukan massa internal lubang hitam bertumbuh secara eksponensial, dan penumpukan gaya pasang surut ini disebut singularitas inflasi massa atau singularitas cakrawala Cauchy. Sebagian fisikawan berpendapat bahwa pada lubang hitam realistis, akresi dan radiasi Hawking akan menghentikan terjadinya inflasi massa.

Pada bagian keluar cakrawala dalam, radiasi yang jatuh ke dalam akan terhambur balik oleh kelengkungan ruang waktu lubang hitam dan bergerak ke luar, lalu menumpuk di cakrawala Cauchy bagian keluar. Hal ini akan menyebabkan pengamat yang jatuh ke dalam mengalami gelombang kejut gravitasi dan gaya pasang surut ketika kelengkungan ruang waktu di cakrawala bertambah hingga tak berhingga. Penumpukan gaya pasang surut ini disebut singularitas kejut.

Dalam teorema singularitas Penrose-Hawking, kedua singularitas ini bersifat lemah, yang berarti bahwa objek yang melintasinya hanya akan terdeformasi dalam jumlah berhingga oleh gaya pasang surut, meskipun kelengkungan ruang waktu di singularitas tetap tak berhingga. Hal ini berbeda dengan singularitas kuat, ketika objek yang mengenai singularitas akan diregangkan dan dimampatkan dalam jumlah tak berhingga. Keduanya juga merupakan singularitas nul, yang berarti bahwa sebuah foton dapat bergerak sejajar dengannya tanpa pernah dicegat.

Singularitas

Dengan mengabaikan efek kuantum, setiap lubang hitam memiliki singularitas di dalamnya, yaitu titik-titik tempat kelengkungan ruang waktu menjadi tak berhingga, dan geodesik berakhir dalam waktu wajar yang berhingga. Untuk lubang hitam yang tidak berotasi, wilayah ini berbentuk satu titik; untuk lubang hitam yang berotasi, wilayah ini melebar membentuk singularitas cincin yang terletak pada bidang rotasi. Dalam kedua kasus tersebut, wilayah singular memiliki volume nol. Seluruh massa lubang hitam pada akhirnya berada dalam singularitas. Karena singularitas memiliki massa tak nol dalam ruang yang sangat kecil tak berhingga, singularitas dapat dianggap memiliki kerapatan tak berhingga.

Pengamat yang jatuh ke dalam lubang hitam Schwarzschild (yakni yang tidak berotasi dan tidak bermuatan) tidak dapat menghindari terbawa ke dalam singularitas setelah melintasi cakrawala peristiwa. Ketika mereka jatuh lebih jauh ke dalam lubang hitam, mereka akan tercabik oleh gaya pasang surut yang kian membesar dalam proses yang kadang-kadang disebut spagetifikasi atau efek mi. Pada akhirnya, mereka akan mencapai singularitas dan dihancurkan menjadi titik yang sangat kecil tak berhingga. Namun, setiap gangguan, seperti yang disebabkan oleh materi atau radiasi yang jatuh ke dalam, akan menyebabkan ruang berosilasi secara kacau di dekat singularitas. Setiap materi yang jatuh ke dalam akan mengalami gaya pasang surut kuat yang berubah arah dengan cepat, sementara semuanya dimampatkan ke dalam volume yang semakin kecil.

Bentuk-bentuk alternatif relativitas umum, termasuk penambahan sejumlah efek kuantum, dapat menghasilkan lubang hitam reguler, atau nonsingular, tanpa singularitas. Sebagai contoh, model fuzzball, yang didasarkan pada teori dawai, menyatakan bahwa lubang hitam sebenarnya tersusun dari keadaan mikro kuantum dan tidak harus memiliki singularitas maupun cakrawala peristiwa. Teori gravitasi kuantum loop mengusulkan bahwa kelengkungan dan kerapatan di pusat lubang hitam sangat besar, tetapi tidak tak berhingga.

Pembentukan

Lubang hitam terbentuk melalui keruntuhan gravitasi bintang masif, baik melalui keruntuhan langsung maupun selama ledakan supernova dalam proses yang disebut jatuh balik. Lubang hitam dapat dihasilkan dari penggabungan dua bintang neutron atau sebuah bintang neutron dan lubang hitam. Mekanisme lain yang lebih spekulatif mencakup lubang hitam primordial yang tercipta dari fluktuasi kerapatan di alam semesta awal, keruntuhan bintang gelap, yakni objek hipotetis yang ditenagai oleh anihilasi materi gelap, atau dari materi gelap berinteraksi-diri hipotetis.

Supernova

Keruntuhan gravitasi terjadi ketika tekanan internal suatu objek tidak cukup untuk menahan gravitasi objek itu sendiri. Pada akhir kehidupan sebuah bintang, bintang tersebut akan kehabisan hidrogen untuk difusikan, lalu mulai memfusikan unsur-unsur yang makin masif, hingga mencapai besi. Karena fusi unsur yang lebih berat daripada besi akan memerlukan lebih banyak energi daripada yang dilepaskannya, fusi nuklir berhenti. Jika inti besi bintang terlalu masif, bintang tersebut tidak lagi mampu menopang dirinya sendiri dan akan mengalami keruntuhan gravitasi.

Massa lubang hitam yang terbentuk melalui supernova memiliki batas bawah: jika bintang progenitornya terlalu kecil, keruntuhan dapat dihentikan oleh tekanan degenerasi penyusun bintang, sehingga memungkinkan pemadatan materi ke dalam keadaan eksotik yang lebih rapat. Tekanan degenerasi terjadi akibat prinsip larangan Pauli: partikel-partikel akan menolak berada di tempat yang sama satu sama lain. Bintang progenitor dengan massa kurang dari sekitar akan menjadi katai putih, tempat tekanan degenerasi elektron menyeimbangkan gravitasi. Untuk bintang progenitor yang lebih masif, gaya gravitasi mengatasi tekanan degenerasi elektron dan bintang termampatkan hingga tekanan degenerasi neutron menahan gravitasi, membentuk bintang neutron. Jika bintang itu bahkan lebih masif, tekanan degenerasi neutron tidak akan mampu menahan gaya gravitasi dan bintang akan runtuh menjadi lubang hitam.

Meskipun sebagian besar energi yang dilepaskan selama keruntuhan gravitasi dipancarkan dengan sangat cepat, seorang pengamat luar sebenarnya tidak melihat akhir dari proses ini. Walaupun keruntuhan berlangsung dalam waktu berhingga dari kerangka acuan materi yang jatuh ke dalam, seorang pengamat jauh akan melihat materi yang jatuh melambat dan berhenti tepat di atas cakrawala peristiwa, akibat dilatasi waktu gravitasi. Cahaya dari materi yang runtuh memerlukan waktu yang semakin lama untuk mencapai pengamat, dengan keterlambatan yang bertambah hingga tak berhingga ketika materi pemancar mencapai cakrawala peristiwa. Dengan demikian, pengamat luar tidak pernah melihat pembentukan cakrawala peristiwa; sebaliknya, materi yang runtuh tampak menjadi semakin redup dan makin bergeser merah, hingga akhirnya memudar.

Mekanisme lain

Pengamatan terhadap kuasar dari masa kurang dari satu miliar tahun setelah Dentuman Besar telah mendorong penyelidikan atas cara-cara lain untuk membentuk lubang hitam. Proses akresi untuk membangun lubang hitam supermasif memiliki laju akumulasi massa yang terbatas, dan satu miliar tahun tidak cukup untuk mencapai status kuasar. Salah satu usulan adalah keruntuhan langsung awan gas hidrogen yang hampir murni (bermetalisitas rendah), yang khas bagi alam semesta muda, membentuk bintang supermasif yang kemudian runtuh menjadi lubang hitam. Telah diusulkan bahwa lubang hitam benih dengan massa tipikal sekitar dapat terbentuk dengan cara ini, lalu dapat tumbuh hingga sekitar . Namun, jumlah gas yang sangat besar yang diperlukan untuk keruntuhan langsung biasanya tidak stabil terhadap fragmentasi, yang akan membentuk banyak bintang. Karena itu, pendekatan lain mengusulkan pembentukan bintang masif yang diikuti oleh tumbukan-tumbukan yang menghasilkan benih lubang hitam masif, yang pada akhirnya bergabung membentuk kuasar.

Sebuah bintang neutron dalam selubung bersama dengan bintang biasa dapat mengakresi cukup banyak materi hingga runtuh menjadi lubang hitam, atau dua bintang neutron dapat bergabung. Jalur-jalur pembentukan lubang hitam ini dianggap relatif jarang.

Lubang hitam primordial dan Dentuman Besar

Di alam semesta awal, fluktuasi ruang waktu mungkin telah membentuk kawasan-kawasan yang lebih rapat daripada lingkungannya. Ekspansi awal alam semesta yang sangat cepat mungkin memungkinkan kawasan-kawasan ini runtuh, membentuk lubang hitam primordial. Berbagai model memprediksi penciptaan lubang hitam primordial dengan rentang massa dari massa Planck (~) hingga ratusan ribu massa Matahari. Lubang hitam primordial dengan massa kurang dari seharusnya telah menguap sekarang akibat radiasi Hawking.

Meskipun alam semesta awal sangat rapat, ia tidak kembali runtuh menjadi lubang hitam selama Dentuman Besar, karena alam semesta mengembang dengan cepat dan tidak memiliki diferensial gravitasi yang diperlukan untuk pembentukan lubang hitam. Model keruntuhan gravitasi untuk objek-objek dengan ukuran yang relatif konstan, seperti bintang, tidak harus berlaku dengan cara yang sama bagi ruang yang mengembang cepat seperti Dentuman Besar.

Tumbukan energi tinggi

Pada prinsipnya, lubang hitam dapat terbentuk dalam tumbukan partikel berenergi tinggi yang mencapai kerapatan yang memadai, meskipun belum ada peristiwa semacam itu yang terdeteksi. Lubang hitam mikro hipotetis ini, yang dapat terbentuk dari tumbukan sinar kosmik dengan atmosfer Bumi atau dalam pemercepat partikel seperti Large Hadron Collider, tidak akan mampu mengumpulkan massa tambahan. Sebaliknya, lubang hitam tersebut akan menguap dalam sekitar 10 detik, sehingga tidak menimbulkan ancaman bagi Bumi.

Evolusi

Setelah lubang hitam terbentuk, ia dapat berubah melalui fenomena seperti penggabungan, akresi materi, dan penguapan melalui radiasi Hawking.

Penggabungan

Lubang hitam dapat bergabung dengan objek lain seperti bintang atau lubang hitam lain. Hal ini diperkirakan penting, terutama dalam pertumbuhan awal lubang hitam supermasif, yang dapat terbentuk dari penggabungan banyak objek yang lebih kecil. Proses ini juga telah diusulkan sebagai asal-usul sebagian lubang hitam bermassa menengah. Penggabungan lubang hitam supermasif dapat memerlukan waktu lama: ketika sepasang lubang hitam supermasif saling mendekat, sebagian besar bintang di sekitarnya terlontar akibat ketapel gravitasi, sehingga hanya tersisa sedikit objek yang dapat berinteraksi secara gravitasi dengan lubang-lubang hitam tersebut dan memungkinkan keduanya makin mendekat. Fenomena ini disebut masalah parsec akhir, karena jarak tempat hal ini terjadi biasanya sekitar satu parsec.

Akresi materi

Ketika sebuah lubang hitam mengakresi materi, gas dalam piringan akresi bagian dalam mengorbit dengan kecepatan sangat tinggi karena kedekatannya dengan lubang hitam. Gas yang bergerak cepat ini mengalami gesekan dengan gas yang bergerak lebih lambat di piringan luar, sehingga memindahkan momentum sudut ke piringan luar. Hilangnya momentum sudut memaksa gas di piringan dalam mengorbit lebih dekat ke lubang hitam, dan energi potensial gravitasinya diubah menjadi energi termal. Proses ini memanaskan piringan dalam hingga mencapai suhu yang membuatnya memancarkan radiasi elektromagnetik dalam jumlah sangat besar (terutama sinar-X), yang dapat dideteksi oleh teleskop. Pada saat materi piringan mencapai ISCO, antara 5,7% dan 42% dari massanya telah diubah menjadi energi, bergantung pada spin lubang hitam. Sekitar 90% energi ini dilepaskan dalam 20 radius lubang hitam. Dalam banyak kasus, piringan akresi disertai oleh semburan relativistik yang dipancarkan sepanjang kutub lubang hitam, yang membawa pergi sebagian besar energi.

Banyak fenomena paling energetik di alam semesta telah dikaitkan dengan akresi materi ke lubang hitam. Inti galaksi aktif dan kuasar ditenagai oleh akresi ke lubang hitam supermasif. Biner sinar-X umumnya diterima sebagai sistem biner yang salah satu dari dua objeknya merupakan objek kompak yang mengakresi materi dari pasangannya. Sumber sinar-X ultraluminos dapat berupa piringan akresi lubang hitam bermassa menengah.

Pada laju akresi tertentu, tekanan radiasi ke arah luar akan menjadi sekuat gaya gravitasi ke arah dalam, dan secara teori lubang hitam tidak dapat mengakresi lebih cepat lagi. Batas ini disebut batas Eddington. Dalam kenyataannya, banyak lubang hitam mengakresi melampaui laju ini karena geometri yang tidak berbentuk bola atau karena ketidakstabilan dalam piringan akresi. Akresi yang melampaui batas disebut akresi super-Eddington dan mungkin umum terjadi di alam semesta awal.

Bintang-bintang telah diamati tercabik oleh gaya pasang surut di lingkungan sangat dekat lubang hitam supermasif di inti galaksi, dalam peristiwa yang dikenal sebagai peristiwa gangguan pasang surut (TDE). Sebagian materi dari bintang yang terganggu membentuk piringan akresi di sekitar lubang hitam, yang memancarkan radiasi elektromagnetik yang dapat diamati.

Interaksi dengan galaksi

Korelasi antara massa lubang hitam supermasif di pusat galaksi dengan dispersi kecepatan dan massa bintang-bintang dalam tonjolan induknya menunjukkan bahwa pembentukan galaksi dan pembentukan lubang hitam pusatnya saling berkaitan. Angin lubang hitam dari akresi cepat, khususnya ketika galaksi itu sendiri masih mengakresi materi, dapat memampatkan gas di dekatnya sehingga mempercepat pembentukan bintang. Namun, jika angin menjadi terlalu kuat, lubang hitam dapat meniup hampir seluruh gas keluar dari galaksi, sehingga memadamkan pembentukan bintang. Semburan lubang hitam juga dapat memberi energi pada rongga plasma di dekatnya dan melontarkan gas ber-entropi rendah keluar dari inti galaksi, menyebabkan gas di pusat galaksi menjadi lebih panas daripada yang diperkirakan.

Penguapan

Jika teori Hawking tentang radiasi lubang hitam benar, maka lubang hitam diperkirakan menyusut dan menguap seiring waktu ketika kehilangan massa melalui emisi foton dan partikel-partikel lain. Suhu spektrum termal ini (suhu Hawking) sebanding dengan gravitasi permukaan lubang hitam, yang berbanding terbalik dengan massanya. Oleh karena itu, lubang hitam besar memancarkan lebih sedikit radiasi daripada lubang hitam kecil. Lubang hitam bintang bermassa memiliki suhu Hawking sebesar 62 nanokelvin. Nilai ini jauh lebih kecil daripada suhu 2,7 K radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik. Lubang hitam bermassa bintang atau lebih besar menerima lebih banyak massa dari latar belakang gelombang mikro kosmik daripada yang dipancarkannya melalui radiasi Hawking, sehingga akan tumbuh alih-alih menyusut. Agar memiliki suhu Hawking lebih besar daripada 2,7 K (dan mampu menguap), lubang hitam harus memiliki massa lebih kecil daripada Bulan. Lubang hitam semacam itu akan memiliki diameter kurang dari sepersepuluh milimeter.

Radiasi Hawking untuk lubang hitam astrofisika diprediksi sangat lemah sehingga akan amat sulit dideteksi dari Bumi. Kemungkinan pengecualian adalah semburan sinar gama berdurasi mikrodetik yang dipancarkan pada tahap akhir penguapan lubang hitam primordial. Pencarian ekstensif terhadap radiasi semacam itu terbukti tidak berhasil dan memberikan batas atas bagi kemungkinan keberadaan lubang hitam primordial bermassa rendah.

Hukum mekanika dan termodinamika

Jika didasarkan pada relativitas umum, kendala atas sifat-sifat lubang hitam disebut hukum mekanika lubang hitam. Untuk lubang hitam yang tidak lagi sedang terbentuk atau mengakresi materi, hukum ke-nol mekanika lubang hitam menyatakan bahwa gravitasi permukaan lubang hitam konstan di seluruh cakrawala peristiwa. Hukum pertama mengaitkan perubahan luas permukaan, momentum sudut, dan muatan lubang hitam dengan perubahan energinya. Hukum kedua menyatakan bahwa luas permukaan lubang hitam tidak pernah berkurang dengan sendirinya. Terakhir, hukum ketiga menyatakan bahwa gravitasi permukaan lubang hitam tidak pernah bernilai nol. Hukum-hukum ini merupakan analog matematis dari hukum termodinamika. Namun, keduanya tidak ekuivalen karena, menurut relativitas umum tanpa mekanika kuantum, lubang hitam tidak pernah dapat memancarkan radiasi, sehingga suhunya harus selalu nol.

Mekanika kuantum memprediksi bahwa lubang hitam akan terus-menerus memancarkan radiasi Hawking termal, sehingga harus selalu memiliki suhu tak nol. Mekanika kuantum juga memprediksi bahwa semua lubang hitam memiliki entropi yang berskala dengan luas permukaannya. Ketika mekanika kuantum diperhitungkan, hukum mekanika lubang hitam menjadi ekuivalen dengan hukum termodinamika klasik. Namun, kesimpulan-kesimpulan ini diturunkan tanpa teori gravitasi kuantum yang lengkap, meskipun banyak teori potensial memprediksi lubang hitam memiliki entropi dan suhu. Karena itu, sifat kuantum sejati dari termodinamika lubang hitam masih terus diperdebatkan.

Bukti pengamatan

Jutaan lubang hitam yang berasal dari keruntuhan bintang diperkirakan ada di Bima Sakti. Bahkan galaksi katai seperti Draco seharusnya memiliki ratusan. Hanya sedikit di antaranya yang telah terdeteksi. Secara kodrati, lubang hitam sendiri tidak memancarkan radiasi elektromagnetik apa pun selain radiasi Hawking yang hipotetis dan biasanya sangat lemah, sehingga astrofisikawan yang mencari lubang hitam harus mengandalkan pengamatan tidak langsung. Ciri penentu lubang hitam adalah cakrawala peristiwanya. Cakrawala itu sendiri tidak dapat dicitrakan, sehingga semua kemungkinan penjelasan lain atas pengamatan tidak langsung ini harus dipertimbangkan dan dieliminasi sebelum disimpulkan bahwa sebuah lubang hitam telah diamati.

Interferometri langsung

Teleskop Cakrawala Peristiwa (EHT) adalah sistem teleskop radio global yang mampu mengamati bayangan lubang hitam secara langsung. Resolusi sudut sebuah teleskop didasarkan pada apertur dan panjang gelombang yang diamatinya. Karena diameter sudut Sagittarius A* dan Messier 87* di langit sangat kecil, sebuah teleskop tunggal harus berukuran kira-kira sebesar Bumi untuk membedakan cakrawala keduanya secara jelas menggunakan panjang gelombang radio. Dengan menggabungkan data dari beberapa teleskop radio berbeda di seluruh dunia, Event Horizon Telescope menciptakan apertur efektif sebesar diameter Bumi. Tim EHT menggunakan algoritma pencitraan untuk menghitung citra yang paling mungkin dari data dalam pengamatan Sagittarius A* dan M87*.

Gelombang gravitasi

Interferometri gelombang gravitasi dapat digunakan untuk mendeteksi lubang hitam yang bergabung dan objek kompak lainnya. Dalam metode ini, seberkas laser dibagi, dikirim menyusuri dua lengan terowongan yang panjang, lalu dipantulkan di ujung jauh terowongan untuk kembali bertemu di persimpangan lengan dan saling meniadakan secara tepat. Namun, ketika gelombang gravitasi melintas, gelombang itu melengkungkan ruang waktu, mengubah panjang relatif lengan-lengan itu sendiri. Karena setiap berkas laser kini menempuh jarak yang sedikit berbeda, keduanya tidak saling meniadakan dan menghasilkan sinyal yang dapat dikenali. Analisis sinyal dapat memberi ilmuwan informasi tentang penyebab gelombang gravitasi tersebut. Karena gelombang gravitasi sangat lemah, observatorium gelombang gravitasi seperti LIGO harus memiliki lengan sepanjang beberapa kilometer dan mengendalikan derau dari Bumi secara cermat agar dapat mendeteksi gelombang gravitasi ini. Sejak pengukuran pertama pada 2016, banyak gelombang gravitasi dari lubang hitam telah dideteksi dan dianalisis.

Bintang yang mengorbit Sagittarius A*

Gerak diri bintang-bintang di dekat pusat Bima Sakti memberikan bukti pengamatan yang kuat bahwa bintang-bintang ini mengorbit lubang hitam supermasif. Para astronom telah melacak gerak lebih dari 100 bintang yang mengorbit objek tak terlihat yang berimpit dengan sumber radio Sagittarius A*. Salah satu bintang—disebut S2—telah menyelesaikan satu orbit penuh. Dengan mencocokkan gerak bintang-bintang ke orbit Kepler, para astronom dapat menyimpulkan bahwa objek tak terlihat yang diasumsikan sebagai Sagittarius A* pasti memiliki massa , dengan radius kurang dari 0,002 tahun cahaya. Batas atas radius ini lebih besar daripada radius Schwarzschild untuk massa yang diperkirakan, sehingga kombinasi tersebut tidak membuktikan bahwa Sagittarius A* adalah lubang hitam. Namun demikian, pengamatan ini sangat menunjukkan bahwa objek pusat tersebut adalah lubang hitam supermasif, karena tidak ada skenario masuk akal lain untuk mengurung massa tak terlihat sebesar itu dalam volume sekecil itu. Selain itu, data luminositas dari objek ini menyiratkan bahwa ia pasti memiliki cakrawala peristiwa, ciri penentu lubang hitam. Dengan melacak gerak pusatnya, telah ditunjukkan bahwa objek pusat tersebut tidak bergerak di pusat galaksi. Citra Sagittarius A* dari Event Horizon Telescope, yang dirilis pada 2022, memberikan konfirmasi lebih lanjut bahwa objek tersebut memang lubang hitam.

Biner

Biner sinar-X adalah sistem biner yang memancarkan radiasi sinar-X dalam jumlah besar. Emisi sinar-X ini dihasilkan ketika sebuah objek kompak mengakresi materi dari bintang biasa. Keberadaan bintang biasa dalam sistem semacam itu memberikan kesempatan untuk mempelajari objek pusat dan menentukan apakah objek tersebut mungkin merupakan lubang hitam. Dengan mengukur periode orbit biner, jarak biner dari Bumi, dan massa bintang pendamping, para ilmuwan dapat memperkirakan massa objek kompak tersebut. Batas Tolman-Oppenheimer-Volkoff (batas TOV) menentukan massa terbesar yang dapat dimiliki bintang neutron yang tidak berotasi, dan diperkirakan sekitar dua massa Matahari. Meskipun bintang neutron yang berotasi dapat sedikit lebih masif, jika objek kompak tersebut jauh lebih masif daripada batas TOV, objek itu tidak mungkin berupa bintang neutron dan secara umum diperkirakan sebagai lubang hitam.

Biner sinar-X dapat dikategorikan sebagai bermassa rendah atau bermassa tinggi; pengelompokan ini didasarkan pada massa bintang pendamping, bukan pada objek kompak itu sendiri. Dalam salah satu kelas biner sinar-X yang disebut transien sinar-X lunak, bintang pendampingnya bermassa relatif rendah, sehingga memungkinkan perkiraan massa lubang hitam yang lebih akurat. Sistem-sistem ini memancarkan sinar-X secara aktif hanya selama beberapa bulan setiap 10–50 tahun. Selama periode emisi sinar-X rendah, yang disebut keadaan diam, piringan akresinya sangat redup, sehingga memungkinkan pengamatan terperinci terhadap bintang pendamping. Banyak kandidat lubang hitam telah diukur dengan metode ini. Lubang hitam juga kadang-kadang ditemukan dalam sistem biner dengan objek kompak lain, seperti katai putih, bintang neutron, dan lubang hitam lain.

Inti galaksi

Pusat hampir setiap galaksi besar mengandung lubang hitam supermasif. Korelasi pengamatan yang erat antara massa lubang hitam ini dan dispersi kecepatan tonjolan galaksi induknya, yang dikenal sebagai hubungan M–sigma, sangat menunjukkan adanya kaitan antara pembentukan lubang hitam dan pembentukan galaksi itu sendiri. Pada sebagian galaksi, lubang hitam membentuk sumber radiasi kuat yang disebut inti galaksi aktif.

Inti galaksi aktif

Para astronom menggunakan istilah galaksi aktif untuk menggambarkan galaksi dengan ciri-ciri yang tidak biasa, seperti emisi garis spektrum yang tidak lazim dan emisi radio yang sangat kuat. Kajian teoretis dan pengamatan telah menunjukkan bahwa tingkat aktivitas yang tinggi di pusat galaksi-galaksi ini, kawasan yang disebut inti galaksi aktif (AGN), dapat dijelaskan oleh akresi ke lubang hitam supermasif. AGN ini terdiri atas lubang hitam pusat yang massanya dapat jutaan atau miliaran kali lebih besar daripada Matahari, piringan gas antarbintang dan debu yang disebut piringan akresi, serta dua semburan yang tegak lurus terhadap piringan akresi. Lubang hitam dalam galaksi diam mengakresi materi lebih lambat atau memancarkan radiasi secara kurang efisien.

Meskipun lubang hitam supermasif diperkirakan terdapat di sebagian besar AGN, hanya inti sejumlah galaksi yang telah dikaji secara lebih cermat dalam upaya untuk mengidentifikasi sekaligus mengukur massa sebenarnya dari kandidat lubang hitam supermasif pusat. Beberapa galaksi paling menonjol yang memiliki kandidat lubang hitam supermasif meliputi Galaksi Andromeda, Messier 32, Messier 87, Galaksi Sombrero, dan Bima Sakti itu sendiri.

Pelensaan mikro

Lubang hitam dapat dideteksi melalui pelensaan gravitasi: pembelokan berkas cahaya oleh deformasi ruang waktu di sekitar objek masif. Sebuah bintang jauh di belakang sumber gravitasi dapat menghasilkan banyak citra dari bintang tersebut, tetapi jika citra-citra itu tidak dapat dipisahkan, fenomena ini disebut pelensaan mikro. Dalam pelensaan mikro, para astronom melihat bintang diperbesar dengan besaran yang berubah ketika bintang sumber, lensa, dan pengamat bergerak. Para astronom harus memantau citra bintang selama beberapa tahun dan mencocokkan kurva cahayanya dengan model efek gravitasi. Sebagai alat astrofisika, pelensaan mikro memiliki kepekaan unik terhadap objek gelap seperti lubang hitam terisolasi yang tidak berpasangan dalam objek biner. Namun, perbandingan kurva cahaya yang diprediksi dengan pengamatan menghasilkan beberapa solusi yang tidak dapat dibedakan, sehingga memerlukan pengukuran lanjutan yang mahal untuk memilih dan mengonfirmasi kandidat lubang hitam. Lebih dari 10.000 peristiwa pelensaan mikro menghasilkan 23 kandidat lubang hitam, tetapi hanya satu objek yang telah dikonfirmasi sebagai lubang hitam terisolasi menggunakan pengukuran tambahan dari Teleskop Antariksa Hubble.

Bidang penyelidikan

Paradoks hilangnya informasi

Menurut teorema tanpa rambut, sebuah lubang hitam hanya didefinisikan oleh tiga parameter: massa, muatan, dan momentum sudutnya. Hal ini tampaknya berarti bahwa semua informasi lain tentang materi yang masuk membentuk lubang hitam tersebut hilang, karena tidak ada cara untuk menentukan apa pun tentang lubang hitam dari luar selain tiga parameter itu. Ketika lubang hitam dahulu dianggap bertahan selamanya, hilangnya informasi ini tidak menjadi masalah, karena informasi dapat dianggap tetap berada di dalam lubang hitam. Namun, lubang hitam perlahan menguap dengan memancarkan radiasi Hawking. Radiasi ini tampaknya tidak membawa informasi tambahan apa pun tentang materi yang membentuk lubang hitam, yang berarti informasi tersebut seolah-olah hilang untuk selamanya. Hal ini disebut paradoks informasi lubang hitam. Kajian teoretis yang menganalisis paradoks ini telah melahirkan paradoks lanjutan sekaligus gagasan-gagasan baru tentang pertemuan antara mekanika kuantum dan relativitas umum. Meskipun belum ada konsensus mengenai penyelesaian paradoks ini, penelitian terhadap masalah tersebut diperkirakan penting bagi teori gravitasi kuantum.

Lubang hitam supermasif di alam semesta awal

Pengamatan galaksi-galaksi jauh menemukan bahwa kuasar ultraluminos, yang ditenagai oleh lubang hitam supermasif, telah ada di alam semesta awal hingga sejauh geseran merah $z\ge 7,$ kurang dari satu miliar tahun setelah Dentuman Besar. Lubang hitam ini telah diasumsikan sebagai hasil keruntuhan gravitasi bintang populasi III yang besar. Namun, sisa-sisa bintang ini tidak cukup masif untuk menghasilkan kuasar yang diamati pada masa awal tanpa mengakresi melampaui batas Eddington, yakni laju maksimum teoretis akresi lubang hitam.

Para fisikawan telah mengusulkan berbagai mekanisme yang memungkinkan lubang hitam supermasif ini terbentuk. Telah diusulkan bahwa lubang hitam yang lebih kecil mungkin juga mengalami penggabungan untuk menghasilkan lubang hitam supermasif yang diamati. Ada pula kemungkinan bahwa lubang hitam tersebut berawal dari lubang hitam runtuh langsung, ketika awan besar gas panas menghindari fragmentasi yang akan menghasilkan banyak bintang, akibat momentum sudut yang rendah atau pemanasan dari galaksi di dekatnya. Dalam keadaan yang tepat, sebuah bintang supermasif tunggal terbentuk dan runtuh langsung menjadi lubang hitam tanpa menjalani evolusi bintang yang lazim. Selain itu, lubang hitam supermasif di alam semesta awal ini mungkin merupakan lubang hitam primordial bermassa tinggi, yang dapat mengakresi materi lebih lanjut di pusat galaksi. Terakhir, mekanisme tertentu memungkinkan lubang hitam tumbuh lebih cepat daripada batas Eddington teoretis, seperti gas padat dalam piringan akresi yang membatasi tekanan radiasi ke luar yang mencegah lubang hitam mengakresi. Namun, pembentukan semburan bipolar mencegah laju super-Eddington.

Alternatif bagi lubang hitam

Meskipun terdapat dasar yang kuat bagi keberadaan lubang hitam supermasif, garis pemisah antara lubang hitam yang lebih ringan dan bintang neutron bergantung pada teori materi yang sangat rapat. Uji pengamatan langsung tidak tersedia: objek yang diamati memiliki massa lebih tinggi daripada prediksi bagi bintang neutron diasumsikan sebagai lubang hitam. Bukti terbaru dari peristiwa gelombang gravitasi menunjukkan bahwa modifikasi terhadap teori-teori ini mungkin diperlukan. Fase materi eksotik baru dapat memungkinkan jenis objek masif lainnya. Bintang kuark akan tersusun dari materi kuark dan ditopang oleh tekanan degenerasi kuark, suatu bentuk tekanan degenerasi yang bahkan lebih kuat daripada tekanan degenerasi neutron. Hal ini akan menghentikan keruntuhan gravitasi pada massa yang lebih tinggi daripada bintang neutron. Bintang yang bahkan lebih kuat, yang disebut bintang elektrolemah, akan mengubah kuark di intinya menjadi lepton, menyediakan tekanan tambahan untuk mencegah bintang runtuh. Jika, sebagaimana diajukan oleh sebagian perluasan Model Standar, kuark dan lepton tersusun atas partikel fundamental yang bahkan lebih kecil yang disebut preon, sebuah bintang yang sangat kompak dapat ditopang oleh tekanan degenerasi preon. Meskipun tidak satu pun dari model hipotetis ini dapat menjelaskan semua pengamatan terhadap kandidat lubang hitam bintang, bintang Q adalah satu-satunya alternatif yang dapat secara signifikan melampaui batas massa bagi bintang neutron dan dengan demikian menyediakan alternatif bagi lubang hitam supermasif.

Beberapa objek teoretis telah dihipotesiskan cocok secara identik atau hampir identik dengan pengamatan kandidat lubang hitam astronomis, tetapi bekerja melalui mekanisme yang berbeda. Sebuah bintang energi gelap akan mengubah materi yang jatuh ke dalamnya menjadi energi vakum; energi vakum ini akan jauh lebih besar daripada energi vakum ruang luar, sehingga memberikan tekanan ke luar dan mencegah terbentuknya singularitas. Bintang hitam akan mengalami keruntuhan gravitasi dengan cukup lambat sehingga efek kuantum mempertahankannya tepat di ambang keruntuhan penuh menjadi lubang hitam. Gravastar akan terdiri atas cangkang yang sangat tipis dan interior energi gelap yang memberikan tekanan ke luar untuk menghentikan keruntuhan menjadi lubang hitam atau pembentukan singularitas; objek ini bahkan dapat memiliki gravastar lain di dalamnya, yang disebut 'nestar'.

Dalam fiksi

Konsep lubang hitam telah mengilhami seniman maupun ilmuwan. Dalam bukunya Conjuring the Void: the Art of Black Holes, Lynn Gamwell menggunakan lubang hitam sebagai contoh untuk menelaah bagaimana seni dan sains berinteraksi, dengan mempertimbangkan penerapan seni untuk menciptakan visualisasi ilmiah serta pengaruh gagasan ilmiah terhadap konsep-konsep seni seperti kegelapan. Beberapa film fiksi ilmiah telah memasukkan relativitas ke dalam visualisasi lubang hitamnya, sehingga menghasilkan citra yang mirip dengan gambar yang diperoleh dari Teleskop Cakrawala Peristiwa. Penggambaran lubang hitam dalam fiksi juga digunakan sebagai sarana untuk mengajarkan sains.

Lubang hitam telah digambarkan dalam fiksi ilmiah dengan berbagai cara. Bahkan sebelum kemunculan istilah itu sendiri, objek-objek dengan ciri-ciri lubang hitam telah muncul dalam cerita. Pada masa modern, para penulis dan penulis skenario telah memanfaatkan efek relativistik lubang hitam, khususnya dilatasi waktu gravitasi. Lubang hitam juga telah digunakan sebagai lubang cacing atau metode lain untuk perjalanan lebih cepat daripada cahaya.

Pranala luar

• Stanford Encyclopedia of Philosophy: "Singularities and Black Holes" by Erik Curiel and Peter Bokulich.
• ESA's Black Hole Visualization
• Fall Into A Black Hole on Andrew Hamilton's website
• Black Hole Parameters Calculator
• Black Hole News from NASA

Video

• Black Hole Apocalypse – documentary on NOVA
• Black Holes Playlist on YouTube from PBS Space Time
• – artistic visualization of gravitational waves from merging black holes
• Two Black Holes Merge Into One (Based Upon the Signal GW150914) – realistic simulation of merging black holes
• Plunge Into A Black Hole – 360° NASA simulation and explanation

Sumber dan atribusi

Konten artikel ini diadaptasi dari Wikipedia bahasa Indonesia, revisi 29548058 (2026-08-10T01:23:12Z), yang tersedia berdasarkan lisensi Creative Commons Atribusi-BerbagiSerupa (CC BY-SA). Gambar pada artikel ini bersumber dari Wikimedia Commons dan mengikuti ketentuan lisensi masing-masing berkas. Mohon gunakan konten dan media secara bijak serta sesuai dengan ketentuan lisensi yang berlaku.