Trudno uwierzyć ale pojęcie czarnej dziury zostało wprowadzone do terminologii naukowej stosunkowo niedawno. Stało się to dzięki naukowcowi ze Stanów Zjednoczonych, Johnowi Wheelerowi. Wydarzenie to miało miejsce w roku 1969. Jednak data ta tyczy się tylko samego określenia zjawiska, którego istnienie zostało przewidziane dużo wcześniej bo już w wieku osiemnastym. Postulat o istnieniu czarnych dziur przedstawili niezależnie od siebie John Michell oraz Pierre Simone de Laplace. Dzięki swoim eksperymentom i wnikliwym obliczeniom udało im się udowodnić, że jeśli gwiazda ma wystarczająco dużą masę oraz gęstość to staje się źródłem silnego pola grawitacyjnego. Pole to jest w stanie uniemożliwić oddalanie się promieni świetlnych od tego obiektu. Tak więc gwiazda taka nie jest widoczna ponieważ nie może emitować promieniowania. Można ją jedynie zlokalizować dzięki oddziaływaniom grawitacyjnym.

Pierre Simone de Laplace był francuskim matematykiem i astronomem. W swoim dziele p.t. " Mechanika nieba" zobrazował swoją koncepcję ruchu planet w Układzie Słonecznym. Ruch ten miał się odbywać jedynie pod wpływem oddziaływań grawitacyjnych. Źródłem pola grawitacyjnego jest każda z planet i pola te mogą wzajemnie na siebie oddziaływać powodując zaburzenia w ruchach planet.

W dziele tym uczony przedstawił także swoją koncepcje uformowania się Układu Słonecznego z obłoku gazowego.

Hipoteza o istnieniu w przestrzeni kosmicznej obiektów, które dzisiaj nazywamy czarnymi dziurami została przez naukowca przedstawiona w kolejnym dziele "Wykład systemu świata". Jednak ksiązka nie zawierała żadnych dowodów na słuszność tego wniosku.

To jednak nie koniec osiągnięć Laplace'a. Na podstawie teorii grawitacji udało mu się obliczyć tzw. prędkość ucieczki czyli prędkość jaką należy nadać jakiemuś ciału aby mogło ono opuścić pole grawitacyjne danej gwiazdy i podążyć w przestrzeń kosmiczną. Jeśli ciału zostanie nadana prędkość mniejsza od prędkości ucieczki wówczas siał grawitacji nie pozwoli ciału uciec i zostanie ono zawrócone z powrotem w kierunku źródła pola grawitacyjnego. Wartość prędkości ucieczki musi być tym większa im mniejszy jest promień ciała i im większa jest jego masa. Oba te warunki powodują bowiem wzrost oddziaływania grawitacyjnego i w związku z tym większą trudność z oddaleniem się z takiego obiektu.

Obecnie wiadomo, że aby obiekt mógł opuścić na zawsze naszą planetę to należy mu nadać prędkość równą co najmniej 11 km/s. Dla Księżyca natomiast wartość prędkości ucieczki wynosi 2.4 km/s a dla Słońca 620 km/s.

Masę zbliżoną do masy Słońca mają obiekty nazwane gwiazdami neutronowymi. Ale ponieważ ich promień jest bardzo mały w porównaniu z promieniem słonecznym bo wynosi zaledwie 10 km to prędkość ucieczki musi być bardzo duża. Wynosi ona około 150 tys. km/s. Jest zatem tylko o połowę mniejsza od prędkości światła.

Laplace twierdził, że muszą także istnieć obiekty dla których prędkość ucieczki jest większa od prędkości światła. Zatem promień świetlny emitowany przez gwiazdę jest zawracany z powrotem ku jej powierzchni przez siłę grawitacji. Tak wiec gwiazda emituje światło ale obserwator nie może jej zobaczyć bo żadne promienie do niego nie docierają.

Jednak początkowo dla naukowców obiekty nazwane później czarnymi dziurami nie stanowiły niczego szczególnego. Były to po prostu gwiazdy, które nie emitują promieniowania świetlnego. Nie wiedziano, że w przypadku takich obiektów zanika jakakolwiek możliwość pozyskania informacji o tym jakie procesy zachodzą w ich obszarze. Nie podejrzewano bowiem jeszcze , że skoro światło nie może opuścić powierzchni gwiazdy to nic nie jest w stanie tego zrobić.

Założenia Laplace'a oraz Mitchella nie były do końca poprawne. Opierali się oni bowiem na prawie powszechnego ciążenia Newtona stosując go do silnych oddziaływań grawitacyjnych i prędkości porównywalnych z prędkościami światła. Nie mogli oni jednak wiedzieć o tym, że dla silnych pól grawitacyjnych teoria Newtona przestaje obowiązywać. Udowodnił to dopiero Einstein na początku dwudziestego wieku formułując teorię względności.

Teoria grawitacji Newtona mówi, że siła z jaką przyciągają się dwie masy jest wprost proporcjonalna do iloczynu mas tych ciał. Wartość siły wykazuje także odwrotną proporcjonalność do kwadratu odległości miedzy nimi. Zależność tą można przedstawić wzorem:

Jest to tzw. prawo powszechnego ciążenia, które zostało sformułowane przez Newtona w roku 1687 na podstawie wyników licznych obserwacji astronomicznych dokonanych przez m.in. Kopernika, Galileusza czy Keplera.

Załóżmy teraz , że w powyższym wzorze jedna z mas dotyczy masy gwiazdy a druga ciała, które znajduje się na jej powierzchni. Wielkość w mianowniku staje się zatem promieniem gwiazdy, ponieważ rozmiary ciała są zaniedbywane w porównaniu z rozmiarami tej gwiazdy. Jeśli teraz dojdzie do dwukrotnego zmniejszenia promienia zatem spowoduje to czterokrotny wzrost siły grawitacyjnej. Natomiast Einstein twierdził, że dochodzi wówczas do większego niż czterokrotny wzrostu grawitacji. W momencie gdy rozmiary gwiazdy stają się naprawdę małe wówczas pojawia się duża rozbieżność miedzy tymi dwoma teoriami. Mianowicie według Newtona wraz ze zbliżaniem się wartość promienia do zera wartość siły grawitacyjnej zmierza do nieskończoności. Natomiast Einstein zakłada istnienie pewnej wartości promienia zwanej promieniem grawitacyjnym przy której siła grawitacyjna osiąga maksymalną wartość. To jak duży jest to promień zależy oczywiście od masy gwiazdy. I tak np. obliczono, że promień grawitacyjny Ziemi ma wartość równą 1 cm, a Słońca aż 3 km. Widać więc , że promienie ciał niebieskich mają znacznie większe wartości niż wynoszą ich promienie grawitacyjne. Wartość promienia Ziemi to około 6400 km, a Słońca 700 tys. km.

Jeśli promień obiektu jest dużo większy od promienia grawitacyjnego, a z taką sytuacją mamy głównie do czynienia , wówczas różnica miedzy założeniami Newtona i Einsteina jest niezauważalna. Różnica ta staje się duża gdy ściskamy ciało i jego promień zmierza do wartości promienia grawitacyjnego.

Teoria względności zakłada, że jeśli promień danego obiektu jest mniejszy od promienia grawitacyjnego wówczas promień świetlny nie może opuścić jego powierzchni. Na powierzchni obiektu o promieniu grawitacyjnym wartość siły grawitacji ma nieskończoną wartość. Zatem również wartość przyspieszenia w spadku swobodnym będzie nieskończenie duża.

W normalnych warunkach zapadanie grawitacyjne planet i gwiazd jest równoważone poprzez ciśnienie oraz sprężystość. Wartość ciśnienia zwiększa się bowiem wraz ze stopniem upakowania materii. Gdy materia będzie ściskana i osiągnie skończoną gęstość wówczas ciśnienie i temperatura tego obiektu także będą skończone. Natomiast sytuacja zmienia się w przypadku obiektu o promieniu grawitacyjnym. Tam przyciąganie grawitacyjne ma tak dużą wartość, że nie może być już zrównoważone przez inne siły. W takiej sytuacji stabilizacja ciała nie może już być zachowana i ciało zaczyna się zapadać. Materia jest z dużą siłą przyciągana przez taki obiekt i nie ma innej możliwości jak wpaść do takiej czarnej dziury, z której nie ma już ucieczki. Wiąże się to dużym zakrzywieniem stożków świetlnych. Powierzchnia całego stożka przyszłości zlokalizowana jest poniżej promienia grawitacyjnego.

Dlatego też możliwe jest samoistne zapadanie się ciała pod warunkiem, że zostanie ono najpierw ściśnięte do rozmiarów promienia grawitacyjnego.

Einstein w swojej teorii zawarł twierdzenie, że istnieje zależność między własnościami czasoprzestrzeni oraz oddziaływaniami grawitacyjnymi. Założył, że czas ściśle zależy od źródła pola grawitacyjnego. Jeśli zatem jego pomiar odbywa się w dużej odległości od takiego źródła wówczas okazuje się, że biegnie on szybciej niż w przypadku gdy pomiar czasu odbywa się w miejscu gdzie wpływ siły grawitacyjnej jest duży.

Hipoteza ta była sprzeczna z wcześniejszymi założeniami Newtona, dla którego było oczywiste, że czas stanowi jedność samą w sobie i jest niezależny od jakichkolwiek czynników zewnętrznych. Upływa zatem równomiernie od początków Wszechświata po dzień dzisiejszy i jednakowo w każdym miejscu tego Wszechświata.

Einstein obalił zaś to powszechnie panujące przekonanie. Chociaż należy wspomnieć, że pierwsze wzmianki na temat podważania pojęcia czasu absolutnego pochodzą już z czasów starożytnych.

Według Einsteina cza jest zależny od pola grawitacyjnego i od ruchu. Tak więc wszystkie zjawiska które mają miejsce w danym układzie ulegają spowolnieniu wraz z czasem. Spowolnienie biegu czasu nosi nazwę dylatacji czyli wydłużenia czasu. W naszym życiu nie spotykamy się z tym zjawiskiem bowiem nie mamy do czynienia ani z obiektami poruszającymi się z prędkością światła ani z silnymi polami grawitacyjnymi.

W silnych polach grawitacyjnych dochodzi bowiem do silnego wzrostu dylatacji. Osiąga ona nieskończoną wartość w momencie gdy promień obiektu osiąga wartość równą promieniowi grawitacyjnemu.

Dlaczego tak się jednak dzieje? Einstein tłumaczy to w ten sposób, że pod wpływem silnych pól grawitacyjnych dochodzi do zmiany własności geometrycznych przestrzeni. Zostają one zaburzone w taki sposób, że nie obowiązuje już geometria euklidesowa tzn. nie są ważne wszystkie znane nam z geometrii prawa , np. dotyczące sumy kątów w trójkącie, która dla każdego jest równa 180 stopni. Zmianie ulegają zatem własności figur geometrycznych. Dochodzi bowiem do zakrzywienia przestrzeni. Jest to jednak znowu zjawisko obserwowalne dla silnych pól grawitacyjnych czyli w przypadku gdy promień obiektu ma wartość zbliżoną do wartości jego promienia grawitacyjnego.

I podobnie jak w przypadku czasu tak i tutaj Einstein zaprzeczył temu co Newton uważał za niezmienne. Newton twierdził bowiem , że przestrzeń absolutna jest tworem niezależnym od niczego.

Ponadto według Einsteina można mówić o czasie i przestrzeni jako o całości czyli o przestrzeni czterowymiarowej albo czasoprzestrzeni. I właśnie ta czterowymiarowa przestrzeń ulega zakrzywieniu pod wpływem silnego pola grawitacyjnego. Wówczas mamy do czynienia z geometrią nieeuklidesową.

Pole grawitacyjne , którego źródłem jest obiekt sferyczny nie obracający się wokół własnej osi nosi nazwę pola Schwarzschilda. Nazwa ta pochodzi od nazwiska uczonego, który podał rozwiązania równań Einsteina w krótkim czasie od ich opublikowania.

Tak więc o ile równanie Newtona w prosty sposób pozwala znaleźć pole grawitacyjne to aby to samo uczynić w przypadku teorii Einsteina należy rozwiązać układ składający się z dziesięciu równań.

Einstein zauważa ważną własność pola grawitacyjnego. Zwraca mianowicie uwagę na fakt, że jeśli ciało pozostaje w spoczynku względem Ziemi to wpływu pola grawitacyjnego nie można wyeliminować. Można to natomiast uczynić w momencie gdy pozwolimy temu ciału na swobodny spadek w ziemskim polu grawitacyjnym. Podobnemu efektowi ulega kosmonauta w rakiecie, która porusza się wokół Ziemi , z wyłączonym napędem.

Jest to ważna własność pola grawitacyjnego, której nie wykazują żadne inne pola.

Teoria Einsteina potwierdziła, że prędkość ucieczki obliczana według zależności Laplace'a jest wartością właściwą. Ponadto potwierdził, że prędkość ucieczki ma wartość równą prędkości światła na powierzchni obiektu, którego promień jest równy promieniowi grawitacyjnemu. Przypomnijmy, że jeśli promień obiektu jest mniejszy od prędkości światła wówczas światło nie ma szans na opuszczenie jego powierzchni. Wartość siły grawitacji na tej powierzchni jest nieskończenie wielka i dlatego także przyspieszenie grawitacyjne osiąga nieskończenie dużą wartość.

Jak już wcześniej zostało powiedziane obserwator znajdujący się w dużej odległości gwiazdy o promieniu grawitacyjnym rejestruje zmniejszenie tempa zjawisk zachodzących w jej polu grawitacyjnym. Dotyczy to także ruchu drgającego atomów. Na skutek tego maleje częstość emitowanych fal elektromagnetycznych i następuje przesuniecie widma ku czerwieni. Stopień przesunięcia zależy od tego jak daleko jeszcze promień gwiazdy znajduje się od wartości promienia grawitacyjnego. Obserwowany jest spadek natężenia światła. Promień gwiazdy stale zmierza do promienia grawitacyjnego. Obserwator rejestruje coraz bardziej poczerwienione światło, jasność gwiazdy słabnie aż w końcu gwiazda w ogóle przestaje być widoczna. Procesy te przez obserwatora oceniane są jako bardzo szybkie. I tak np. czas potrzebny na zgaśniecie gwiazdy o masie Słońca , która skurczyła się do rozmiarów dwa razy większych od promienia grawitacyjnego to jedna stutysięczna sekundy.

Czas jako jeden z wymiarów czasoprzestrzeni związany jest także z ruchem ciała. Spróbujmy odnieść to zjawisko do pojęcia czarnej dziury. Można sobie wyobrazić taką sytuację, że kilku obserwatorów wyrusza w rakietach w pobliże czarnej dziury. Z tym, że wszyscy za wyjątkiem jednego w pewnym momencie wyłączają rakiety i zostają rozmieszczeni tak, że znajdują się w spoczynku w stosunku do czarnej dziury. Natomiast pozostały jeden obserwator spada spadkiem swobodnym na powierzchnię czarnej dziury. Prędkość spadku swobodnego rakiety rośnie a gdy zostaje przekroczony promień grawitacyjny ma już prędkość równą prędkości światła. I tak w momencie gdy prędkość rakiety wzrastała spowolnieniu uległ płynący w niej czas. Jest to proces bardzo znaczący. Z punktu widzenia bowiem obserwatorów znajdujących się w nieruchomych rakietach wartość czasu jaki jest potrzebny na przemieszczenie się rakiety do pola Schwarzschilda jest nieskończona. Obserwator , który jest w spadającej rakiecie mógłby natomiast zmierzyć skończoną wartość czasu trwania tego procesu.

Zapadająca się gwiazda do osiągnięcia promienia grawitacyjnego potrzebuje skończonego czasu. Jednak po tym kurczenie jej nie ustaje, chociaż obserwator z zewnątrz nie może widzieć dalszych etapów tego procesu.

Obiekty kurczące się mogą mieć kształty , które odbiegają od idealnej sfery. Okazuje się, że w momencie, gdy kurczący się obiekt zaczyna osiągać wartość promienia zbliżoną do promienia grawitacyjnego wówczas emitowane są intensywne fale grawitacyjne. Na skutek tego procesu dochodzi do wyrównania wszelkich odstępstw od sferycznego kształtu. Rozmiary czarnych dziur mogą być bardzo różne. Jednak istotną różnicę tak naprawdę stanowi ich masa. I to od masy właśnie zależy wytworzone pole grawitacyjne.

W czasie kolapsu grawitacyjnego dochodzi do wypromieniowania wszystkich pól fizycznych albo tez ukrycia ich wewnątrz czarnej dziury. Jednak nie dotyczy to pola elektrycznego. Pole to nie ulega zmianie i cały czas otacza czarną dziurę. Tak więc własności czarnej dziury tak naprawdę zależą od masy , która ma wpływ na pole grawitacyjne oraz od ładunku, który jest źródłem pola elektrycznego.

Podsumowując wiec, czarne dziury mające takie same masy są do siebie bardzo podobne. Nie może bowiem istnieć żadne odstępstwo od sferycznego kształtu, zostaje ono bowiem wypromieniowane w postaci fal grawitacyjnych. Tak samo wypromieniowane są wszystkie rodzaje pól za wyjątkiem sferycznego pola grawitacyjnego oraz sferycznego pola elektrycznego pod warunkiem oczywiście, że czarna dziura jest obiektem naładowanym.

Należy jeszcze rozważyć co się stanie jeśli kolapsowi grawitacyjnemu ulegnie ciało, które wykonuje ruch obrotowy. W takim przypadku powstanie także rotująca czarna dziura. Ten ruch będzie miał wpływ na pole grawitacyjne. Twierdzenie to jest w sprzeczności z założeniami teorii Newtona. Uczony był mianowicie zdania, że ruch materii w żaden sposób nie wpływa na grawitację. Fakt ten uwzględnia dopiero teoria Einsteina.

Tak więc wokół wirującej czarnej dziury znajduje się wirowe pole grawitacyjne, które stanowi "pamiątkę" po kolapsie. Im mniejsza odległość od czarnej dziury tym silniejsze jest to pole wirowe. Na skutek ruchu rotacyjnego dochodzi do powstania spłaszczenia czarnej dziury. Jeśli rotacja nie występuje to jak wcześniej wspomniano czarna dziura ma idealnie sferyczny kształt a maksymalna wartość pola grawitacyjnego występuje na sferze Schwarzschilda. Sfera Schwarzschilda lub też pole Schwarzschilda to granica czarnej dziury . Dalej już nic się nie może przedostać.

Sytuacja się zmienia w przypadku ruchu wirowego. Teraz maksymalna czyli nieskończona wartość grawitacji występuje na zewnątrz wspomnianej strefy. Powierzchnia ta została nazwana ergosferą. Wszystkie obiekty , które tam się znajdą muszą okrążać czarna dziurę. Nie są jednak wciągane w środek czarnej dziury, mogą się od niego oddalać lub przybliżać. Ergosfera nie jest jednak granicą czarnej dziury bowiem ciała mogą się z niej wydostawać.

Czarna dziura powstała w wyniku kolapsu grawitacyjnego nie jest w stanie przekazać na zewnętrz informacji na temat tego jakiego obiektu powstała i jakie on miał własności zanim zaczął się zapadać. Jest to związane jak wiadomo z niemożnością emisji jakichkolwiek sygnałów z wnętrza czarnej dziury. Człowiek nie jest w stanie wymyślić takiego eksperymentu, który mógłby zobrazować przeszłość czarnej dziury.

Skąd jednak biorą się w przestrzeni kosmicznej obiekty zwane czarnymi dziurami? Aby odpowiedzieć na to pytanie trzeba prześledzić proces ewolucji gwiazd. Wiadomo, że gwiazdy powstają z obłoku gazowego, gdy ten kurczy się ulegając własnemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Podczas takiego kurczenia się gazu dochodzi do ciągłego wzrostu temperatury gazu na skutek zwiększonej prędkości cząsteczek a co za tym idzie zwiększonej częstości zderzeń. Temperatura wzrasta do takiego poziomu, że w pewnym momencie jądra wodoru nie oddzielają się już od siebie po zderzeniu i w taki sposób dochodzi do powstania jąder helu. W wyniku tych reakcji dochodzi do wydzielenia dużych ilości energii. I właśnie dzięki niej gwiazda świeci. Nie ustaje jednak proces wzrostu ciśnienia gazu. Trwa on aż do ustalenia się stanu równowagi czyli do momentu gdy ciśnienie jest w stanie zrównoważyć oddziaływanie grawitacyjne. I właśnie w takim stanie gwiazda trwa do momentu wyczerpania się paliwa jądrowego. Czas trwania etapu ewolucji do wyczerpania się zapasów paliwa jest różny dla poszczególnych gwiazd i zależy od ich masy. Im ta masa jest większa tym paliwo szybciej się skończy.

I tak np. Słońce posiada zapas paliwa na około pięć miliardów lat. Gdy dochodzi do sytuacji wyczerpywania się paliwa jądrowego temperatura gwiazdy zaczyna spadać a sama gwiazda zaczyna się kurczyć.

Na początku dwudziestego wieku zaczęto zastanawiać się jakie rozmiaru musi mieć gwiazda, aby była zdolna do przeciwstawienia się własnemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Szczególnie tym problemem zajął się Subrahmanyan Chandrasekhar. I wyliczył, że jeśli masa gwiazdy po wypaleniu się paliwa jądrowego wynosi półtorej masy Słońca wówczas nie jest już w stanie przeciwstawiać się własnemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Taką wartość masy uznano za masę krytyczną dla gwiazdy i nazwano ją graniczną masą Chandrasekhara. Podobne wyniki otrzymali także inni uczeni, w tym Lew Dawidowicz Landau. Ogólny wniosek był więc następujący: jeżeli gwiazda ma masę mniejszą od masy granicznej Chandrasekhara to na pewnym etapie przestaje się kurczyć i staje się białym karłem. Białe karły mogą mieć promień rzędu kilku tysięcy kilometrów, a gęstość wynoszącą setki ton na centymetr sześcienny.

Jednocześnie Landau wykazał, że możliwy jest także inny scenariusz pod warunkiem, że masa gwiazdy będzie bardzo duża czyli np. dwukrotnie większa od masy Słońca, ale równocześnie promień takiej gwiazdy będzie bardzo mały czyli np. mniejszy niż wynosi promień białego karła. Obiekty takie noszą nazwę gwiazd neutronowych.

Gdy wyczerpie się paliwo jądrowe w gwiazdach , których masy przekraczają masę graniczną Chandrasekhara to różny może być los takich gwiazd. I tak np. dochodzi do wybuchu takich obiektów. Niektóre pozbywają się części swojej masy , aby zejść poniżej masy granicznej. Inne natomiast zapadają się .

Na początku wydawało się, że teoria ta nie przyjmie się. Jednak bardzo szybko pojawiły się doniesienia innych uczonych, w tym Oppenheimera, którzy udowodnili że jest to teoria prawdziwa.

Później jednak wybuchła wojna i problem zapadających się gwiazd stał się najmniejszym ze światowych problemów. Do jego wyjaśnienia powrócono w latach sześćdziesiątych dwudziestego wieku.

Wówczas prace Oppenheimera poddano szczegółowej analizie. Światło dzienne ujrzał przewidziany przez uczonego prawdopodobny koniec ewolucji gwiazdy. Oppenheimer twierdził, że na skutek oddziaływania pola grawitacyjnego gwiazdy może dochodzić do zmiany torów promieni świetlnych w czasoprzestrzeni.

Podczas procesu kurczenia się gwiazdy ma miejsce znaczne wzmocnienie jej pola grawitacyjnego tuż przy powierzchni. Staje się ono poważną przeszkoda do pokonania dla promieni świetlnych, które chcą opuścić gwiazdę. Stąd gdyby obserwować taką zapadającą gwiazdę z oddali to zauważałoby się stopniowe osłabienie emitowanego światła, którego barwa ulegałaby przesunięciu w kierunku czerwieni. Gdy promień kurczącej się gwiazdy stanie się mniejszy od promienia krytycznego nazwanego wcześniej także promieniem grawitacyjnym wtedy dochodzi do takiego wzmocnienia pola grawitacyjnego, że promień świetlny nie jest już w stanie wydostać się z powierzchni gwiazdy. Na podstawie tego, że żaden obiekt nie może osiągnąć prędkości większej niż wynosi prędkość światła można zatem wnioskować, że pole grawitacyjne gwiazdy będzie ściągało wszystko co tylko zamierzałoby opuścić jej powierzchnię. Można więc z całym przekonaniem powiedzieć, że taki obszar w przestrzeni czterowymiarowej nosi nazwę czarnej dziury. Granica takiego obszaru nosi nazwę horyzontu zdarzeń.

W latach sześćdziesiątych ubiegłego wieku powstał pogląd sugerujący istnienie wewnątrz czarnej dziury punktu zwanego osobliwością. W punkcie tym zarówno gęstość jak i krzywizna czasoprzestrzeni osiągają nieskończoną wartość.

W punkcie tym dochodzi do załamania wszystkich praw fizyki. Jednakże punkty zwane osobliwościami nie są dostępne dla obserwatorów z zewnątrz ponieważ żaden sygnał nie może wydostać się z wnętrza czarnej dziury. Tak więc nikt nie może poznać prawdy o końcu zapadającego się obiektu.

Działanie horyzontu zdarzeń jest podobne do działania jednokierunkowej membrany. Tak więc w obszar czarnej dziury może dostać się dowolny obiekt natomiast w drugim kierunku nic nie może się wydostać.

Teoria dotycząca czarnych dziur powstała i została rozwinięta zanim jeszcze szczegółowe badania dostarczyły jakichkolwiek dowodów na istnienie takich obiektów w przestrzeni czterowymiarowej.

Był to mocny argument dla przeciwników teorii czarnych dziur. Pierwszym argumentem przemawiającym za istnieniem czarnych dziur było odkrycie w roku 1963 energii emitowanej podczas grawitacyjnego zapadania się centralnego rejonu galaktyki. Później dokonano wielu podobnych odkryć obiektów, które nazwano kwazarami. Charakteryzują się one tym, że ich światło wykazuje silne przesunięcie w kierunku czerwieni. Obiekty te jednak znajdują się w tak dużej odległości od Ziemi, że nie ma możliwości dokładnego ich zbadania w celu uzyskania ostatecznego dowodu na istnienie czarnych dziur.

Kolejnym etapem w drodze do uzyskania satysfakcjonujących dowodów było odkrycie szybko rotujących gwiazd neutronowych nazwanych pulsarami.

Czarne dziury ze względu na to, że nie są w stanie emitować znaczącej ilości promieniowania są bardzo trudne do identyfikacji. Jest jednak pewna możliwość. Mianowicie okazało się, że gaz, który opada na czarną dziurę porusza się nie po torze prostoliniowym ale po torze spiralnym. Na skutek tego dochodzi do wzrostu jego temperatury , która finalnie może wynosić nawet dziesięć milionów stopni. Gaz o takiej temperaturze jest źródłem promieniowania rentgenowskiego. I to właśnie to promieniowanie można rejestrować pod warunkiem, że użyje się teleskopów zlokalizowanych ponad ziemską atmosferą. W ostatnich latach zostały przeprowadzone dokładne obserwacje i pomiary i okazało się, że obiekty o charakterze czarnych dziur to niepulsujące źródła promieniowania rentgenowskiego. Miejsce ich występowania to układy podwójne.

Aby "zmusić" gaz do emisji promieniowania rentgenowskiego potrzebna jest bardzo wysoka temperatura. Z kolei do osiągnięcia takiej temperatury wymagane jest bardzo silne pole grawitacyjne. Wiadomo, że pole grawitacyjne zależy od masy. Zakłada się, że jeśli masa takiego obiektu przekracza dwie masy słoneczne to z pewnością jest to czarna dziura.

Wydaje się, że najpoważniejszym kandydatem do statusu czarnej dziury jest źródło promieniowania rentgenowskiego zlokalizowane w gwiazdozbiorze Łabędzia. Źródło to otrzymało nazwę Cygnus X-1. Źródło to związane jest z półrozdzielonym układem podwójnym gwiazd. I właśnie niewidoczny składnik tego układu z dużym prawdopodobieństwem stanowi czarną dziurę. Przypuszcza się, że masa obiektu emitującego to promieniowanie przekracza 10 mas słonecznych. To źródło promieniowania rentgenowskiego o jasności przekraczającej kilka tysięcy razy jasność słoneczną położone jest w odległości sześciu tysięcy lat świetlnych od naszej planety. Zostało ono odkryte w roku 1971. Później odkryto także inne źródła , w sumie około dwudziestu.