مقدمه: يكى از نخستين حل هاى معادله اينشتين را فيزيك پيشه منجمى به نام كارل شوارتس شيلد به دست آورد. شوارتس شيلد متريك اطراف يك كره مثلاً اطراف يك ستاره را به دست آورد. اين متريك كه امروزه متريك شوارتس شيلد نام دارد،  خاصيت بسيار عجيبى دارد: اگر شعاع ستاره از حدى كوچك تر شود، ديگر حتى نور هم از آن نمى تواند بيرون بيايد. در اين حالت ستاره تبديل به شىء عجيبى مى شود كه سياهچاله  نام گرفته است. درك فيزيك سياهچاله ها يكى از چالش  هايى است كه فيزيك پيشه ها بيش از نيم قرن است با آن دست و پنجه نرم مى كنند. امروزه تقريباً اكثر اخترفيزيك پيشه هاى فعال اعتقاد دارند كه در دنيا از جمله در مركز كهكشان راه شيرى سياهچاله  هست. تاریخچه سیاه چاله ها پس از آنکه مکانیک نیوتنی تحت عنوان مکانیک آسمانی در شناخت جهان مورد استفاده قرار گرفت، یکی از موارد مورد توجه سیاه چاله ها بود. نخستین بار در سال 178 جان میشل طی مقاله ای سرعت فرار را با اطلاعات آن روز محاسبه کرد و اظهار داشت اگر گرانش چنان قوی باشد که سرعت فرار در آنجا بیش از سرعت نور باشد، نور نمی تواند از آنجا بگریزد. البته در آنزمان بطور تقریبی سرعت نور را می داننستد، ولی حد سرعت، سرعت نور نبود. زیرا در مکانیک نیوتنی سرعت نامتناهی قابل قبول بود. در سال 1796 لاپلاس همان نظریه ی جان میچل را دو باره مطرح کرد. در اواخر قرن نوزدهم سرعت نور کاملاً معلوم و اندازه گیری شد. در سال 1915 انیشتین نظریه نسبیت عام را مطرح کرد و نشان داد که گرانش روی روی اثر دارد. چند ماه بعد کارل شوارتسشیلد با حل معادله میدان انیشتین برای یک جرم نقطه ای، اظهار داشت از نظر تئوری سیاه چاله ها وجود دارند.  شعاعی که نور نمی تواند از آنجا خارج شود به نام شعاع شوارتسشیلد شناخته می شود و از رابطه ی زیر به دست می آید. چند ماه بعد از شوارتسشیلد یکی از دانشجویان لورنتس به نام ژوهانس دروست، به همان نتایج شوارتسشیلد رسید. در 1920 چاندرازخار که از شاگردان ادینگتون بود با استفاده از نسبیت خاص نشان داد که اگر سرعت فرار بخواهد بیش از سرعت نور باشد، جرم جسم باید حداقل 1.44 برابر جرم خ.رشید باشد. این عدد امروزه به عنوان حد چاندرازخار شناخته می شود. ادینگتون با دست آورد وی مخالف کرد و آن را نا درست خواند.  در 1939 اپنهایمر و اسنادر پیش بینی کردند که یک ستاره پر جرم در اثر گرانش فرو می ریزد و به سیاه چاله تبدیل می شود. همزمان با آغاز جنگ جهانی دوم، مسئله سیاه چاله ها به فراموشی سپرده شد. در دهه ی 1960 دوباره نظریه سیاه چاله ها و راه حل شوارتسشیلد و فروپاشی گرانشی مورد توجه فیزیکدانان قرار گرفت. در سال 1971 استفن هاوکینگ عنوان کرد که این واقعه بوجود آمدن سیاهچاله‌ها هنگامی که جهان نخستین انفجار بزرگ خود را آغاز کرد اتفاق افتاده است. هنگامی که تمامی مواد تشکیل دهنده جهان منفجر شد، مقداری از این مواد آن چنان به هم فشرده شدند که تبدیل به سیاهچاله گشتند. وزن برخی از این سیاهچاله‌ها ممکن است به اندازه وزن یک سیاره کوچک و یا از آن کمتر باشد و وی آنها را سیاهچاله کوچک نامید. فروپاشی گرانشی ستاره وقتی شکل می گیرد که مقدار عظیمی گاز ( که اساسا ئیدروژن است ) در اثز جاذبه گرانشی درهم فرونشیند. با آغاز این همفرونشینی و تراکم گاز ، اتمهای آن بیشتر و بیشتر و با سرعت های زیادتر و زیادتر بهم برخورد کرده و باین ترتیب گرمای گاز افزایش می یابد و سرانجام ، گاز به حدی داغ می شود که وقتی اتمهای ئیدروژن به یکدیگر بر می خورند نه تنها دیگر واپرشی انجام نمی دهند بلکه در همدیگر فرورفته و به هلیم تبدیل می شوند. گرمائی که دراین واکنش آزاد می شود همانند حرارت کنترل شده یک بمب ئید روژنی است و این همان حرارتی است که موجب فروزش آن ستاره می شود این حرارت اضافی همچون فشار گاز  تا حد هم ترازی با جاذبه گرانش افزایش داده و سبب توقف انقباض گاز می شود این تا اندازه کمی شبیه به عمل بالنی است که فشار هوای درون آن که می کوشد تا بالن را متسع ساز با تلاش کششی لاستیک بدنه بالن که سعی دارد آن را در حجم کوچک تری نگه دارد تعادل بر قرار میکند ، ستاره ها هم به همین نحو با بهره مندی از حرارت حاصله از فعل و انفعالات هسته ای با جاذه گرانشی که متعادل می شود مدتی مدید پایدار باقی می مانند. با این همه ، ستاره سرانجام از ئیدروژن و دیگر مواد سوختی خود خالی می شود. نکته ای که ظاهرا متناقض جلوه می کند این است که هر چه مقدار سوختی که ستاره با آن آغاز به تشکل می کند بیشتر  باشد ستاره زود تر به خاموشی می گراید. این برای آن است که هر چه ستاره پرجرم تر باشد، برای تعادل با جاذبه گرانشی به گرمای خیلی بیشتری نیازمند است و هر چه حرارت زیادتری داشته باشد زود تر سوخت خود را به مصرف می رساند شاید سوخت خورشید ما برای یک پنچ هزار میلیون سال دیگر یا چیری در این حدود کافی باشد ولی بیشتر ستارگان تنومند ممکن است سوخت خود را در کمتر از یکصد میلیون سال به مصرف برسانند یعنی در مدت زمان خیلی کمتر از عمر مجموعه کیهان. هنگامی که سوخت ستاره ای ته می کشد آن ستاره آغاز به سرد شدن کرده و منقبض می شود حال آنچه که بر سر این چنین ستاره ای در می آید چیزی است که فقط برای نخستین بار دردهه 1920 استنباط گردید و داستان آن از این قرار است:  در سال 1928 یک دانشجوی فارق التحصیل هندی به نام سوبر همنیان چندرا سخار برای تلمذ در محضر منجمی انگلیسی موسوم به سر ارتورادینگتون که از خبرگان نظریه نسبیت عام بود با کشتی عازم انگلستان و روانه کمبریج شد. چندراسخار در طول مدت سفرش از هند به انگلستان در این فکر بود که اندازه ستاره ای که با وجود به پایان رسیدن سوختش هنوز هم قادر به تحمل نیروی جاذبه خویش است چه مقدار باید باشد. مبسوط این نظر چنین بود: وقتی که ستاره کوچک می شود ،ذرات ماده آن خیلی به هم دیگر نزدیک ترمی شود و آن گاه به موجب اصل طرد پاولی چنین ذراتی باید دارای سرعت های خیلی متفاوتی بشوند. این اختلافات سرعت موجب دور شدن آن ذرات از یکدیگر و در نتیجه سبب انبساط آن ستاره می شود. در این انبساط شعاع کره ستاره تا آن حد افزایش می یابد که بین نیروی جاذبه و نیرو دافعه ناشی از اصل طرد پاولی تعادلی بر قرار شده و شعاع کره ستاره در این حد تثبیت شود یعنی به عینه شبیه همان وقایع دوران زندگی ستاره که نیرو جاذبه اش  با حرارت حاصله در آن متعادل می شد. بهر حال چاندراسخار به این نتیجه رسید که در نیرو های دافعه ای که اصل طرد مبین آنست حد و حصری برقرار است. نظریه نسبیت عام بیشترین اختلاف بین سرعتهای ذرات ماده موجود در ستاره را به سرعت نور محدود کرده است، این به معنای آن است که وقتی ستاره به اندازه کافی چگال شد ، نیروی دافعه ناشی از اصل طرد ، کمتر از نیروی جاذبه خواهد شد . چاندراسخار حساب کرده بود که ستاره سردی که جرمش تقریبا از یک و نیم برابر خورشید بیشتر باشد نمی تواند متحمل جرم خود باشد ( این جرم اکنون به حد چاندراسخار معروف است ) تقریبا در همین اوقات نظیر چنین اکتشافی توسط دانشمند روسی بنام لف داویدوویچ لانداو بعمل آمد ، این اکتشاف اشارات ضمنی جدی در رابطه با سرنوشت نهایی ستارگان تنومند در برداشت. اگر جرم ستاره ای کمتر از حد چاندراسخار باشد ، آن ستاره سرانجام می تواند به انقباض خود پایان داده و نهایتا در حالت ممکنه ای همانند ستاره – کوتوله سفید – باشد که با شعاعی در حدود چند هزار کیلومتر و چگالی ویژه ای برابر چند صد تن در سانتیمتر مکعب در خود فرو نشیند. ستاره کوتوله های سفید با نیروی دافعه ای که از اصل طرد بین الکترون های موجود در ماده خودش ناشی می شود پایدار و برقرار می ماند. ما شاهد بسیاری از این کوتوله های سفید هستیم و نخستین ستاره ای که از این نوع کشف شد ستاره ای است که در حول شعرای یمانی که درخشان ترین ستاره در آسمان شبانه است گردش می کند.  لانداو  خاطر نشان ساخت که امکان وجود حالت نهایی دیگری هم برای ستاره هست که در آن جرم ستاره تقریبا در حدود یک با دو برابر خورشید است ولی حجم آن خیلی کوچکتر از حجم یک ستاره کوتوله سفید است این ستاره ها از طریق نیروی دافعه ناشی از اصل طرد که بین فوتون ها و پروتون ها بیشتر به وجود مِی آید تا بین الکترون ها ، خود را حفظ و نگهداری می کنند و به همین دلیل هم آنها را ستاره های نوترونی می نامند. شعاع کره این نوع ستاره ها فقط در حدود هفده کیلومتر و چگالی ویژه ای قریب به صد ها میلیون تن در هر سانتیمتر مکعب دارند، در نخستین بار که وجود چنین ستارگانی پیش بینی شد راهی برای مشاهده ستارگان نوترونی وجود نداشت و عملا تا این اواخر به شناسایی در نیامده بودند.   سیاه چاله ای با جرمی حدود ده برابر جرم خورشید   شعاع شوارتسشیلد شعاع شوارتسشیلد را می توان با استفاده از رابطه سرعت فرار به دست آورد. برای آنکه ذره ای یک میدان گرانشی را ترک کند و دوباره در آن سقوط نکند، باید حد اقل سرعتی داشته باشد که از رابطه ی زیر به دست می آید:   Vesc = (2GM/r)1/2   Vesc سرعت فرار، M جرم جسم، c سرعت نور G ثابت جهانی گرانش و R شعاع شوارتسشیلد است. بنابراین برای آنکه نور نتواند بگریزد، باید در رابطه ی بالا بجای سرعت فرار، c سرعت نور را قرار داد. rs = 2GM/c2 با در نظر گرفتن مقادیر ثابت  2G / c2 در رابطه بالا می توان نوشت: و از اینجا رابطه شعاع شوارتسشیلد و جرم کاملاً مشخص می شود. مسیر پرتوهای نوری در اطراف سیاه چاله ها   انواع سیاهچاله شوارتس شیلد: ساده ترین نوع سیاهچاله‌هاست، بار و چرخش ندارد، تنها یک افق رویداد و یک فوتون کره دارد، از آن نمی توان انرژی استخراج کرد. شامل تکینگی ، نقطه‌ای است که در آن ماده تا چگالی نامحدود در هم فرو رفته است.   رایزنر- نورد شتروم: هم بار دارد وهم چرخش ، می تواند دو افق رویداد داشته باشد ، اما تنها یک فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی نقطه ای است که وجود آن در طبیعت نامحتمل است، زیرا بارهای آن همدیگر را خنثی می کنند. کر: چرخش دارد، اما بار ندارد. بیضی و از بیرونی حد استاتیک است. منطقه تیره میان افق رویداد و حد استاتیک ارگوسفر است، که می توان از آن انرژی استخراج کرد. می تواند دو افق رویداد و دو حد استاتیک داشته باشد. دو فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی حلقه‌ای است. سیاه چاله چرخان کر- نیومان: هم بار دارد و هم چرخش ، همان سیاهچاله کر است، جز اینکه بار دارد، ساختارش شبیه ساختار سیاهچاله کر است. می‌توان از آن انرژی استخراج کرد. یک تکنیگی حلقه‌ای دارد. به نظر پژوهشگران چهارنوع سیاهچاله همچنانکه ذکر شد می تواند وجود داشته باشند. مهمترین موضوع در باب سیاه چاله آنست که ، بدانیم ماده در داخل سیاهچاله‌ای که حاصل آمده است در نهایت به چه سرنوشتی دچار می شود؟ اختر فیزیکدانان می‌گویند: اگر مقداری ماده به داخل حفره سیاه از قبیل آنچه که از یک ستاره وزین مرده بجای مانده بیندازید، نتیجه نهایی همواره الزاما یک چیز خواهد بود و تنها جرم، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای که جسم با خود حمل می کند باقی خواهند ماند. اما اگر کل جهان به داخل حفره سیاه خود بیفتد، یعنی به شکل سیاهچاله در آید، دیگر حتی کمیاب بنیادی (جرم)، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای نیز ناپدید می گردند.   سیاه چاله های هاوکینگ سياهچاله‌هاي آغازين كه هاوكينگ آنها را  Primordial Black Holes  مي‌نامد، از رُمبش ستارگان پديد نمي‌آيند. آنها بقاياي جهان نخستين‌اند. ما اگر مي‌توانستيم، ماده را به اندازه كافي بفشريم ممكن بود يكي از آنها را درست كنيم ولي توانايي آن را نداريم. اما در جهان بسيار نسختين، فشار آنقدر زياد بوده كه امكان آن وجود داشته است. بعضي از مواقع تنها مقدار كمي ماده فشرده شده است. در هر حال، اكنون يك سياهچاله بدوي، نسبت به زمان آغاز پيدايش آن بسيار كوچكتر است، زيرا در طول زمان طولاني مقداري از جرم خود را از دست داده است. تابش هاوكينگ، براي سياهچاله‌هاي بدوي پيامدهاي حاد و بنيادي دارد. به تدريج كه جرم كمتر و سياهچاله كوچكتر مي‌شود، دما و آهنگ گسيل ذرات در افق رويداد زيادتر مي‌شود. سياهچاله خيلي سريعتر، جرم از دست مي‌دهد. هر قدر جرم كاهش مي‌يابد، دما زيادتر مي‌شود- يك دور تسلسل! هيچ‌كس نمي‌داند كه عاقبت آن چيست؟ هاوكينگ حدس مي‌زند كه سياهچاله كوچك، در يك حركت واپسين و انفجار گونه عظيم، ذرات گسيل داشته و ناپديد مي‌شود. قدرت اين شبه‌انفجار، معادل ميليونها بمب هيدروژني است. آيا يك سياهچاله بزرگ هيچ‌گاه منفجر خواهد شد؟ قبل از اينكه به اين مرحله برسيم، جهان مدتها پيش به پايان رسيده است. اگر در خارج سیاه چاله یک زوج تولید شود، یکی به درون سیاه چاله سقوط می کند و دیگری می گریزد فكر اينكه يك سياهچاله مي‌تواند كوچكتر شده و در نهايت منفجر شود، چنان در جهت مخالف نظريات كساني بود كه در زمينه سياهچاله تحقيق مي‌كردند، كه هاوكينگ در باره كشف خود، سخت دچار ترديد شد. هفته‌ها او اين فكر را پنهان نگه داشت و محاسبات آن را در فكر خود مرور كرد. اگر براي او باور كردن اين واقعيت سخت بود، پيشگويي عكس‌العملي كه دنياي دانش مي‌توانست در اين زمينه داشته باشد، ترسناك به نظر مي‌آيد. هيچ دانشمندي، از چشم‌انداز مسخره شدن خوشش نمي‌آيد. از طرف ديگر، هاوكينگ مي‌دانست كه اگر انديشه او درست باشد، انقلابي در علم اختر فيزيك به راه خواهد انداخت. هاوكينگ ابتدا اين فكر را با همكاران نزديكش مطرح كرد. پذيرش آن متفاوت بود. يك فيزيكدان كمبريج، نزد دنيس سياما كه هاوكينگ رساله دكتراي خود را زير نظر او انجام داده بود، رفت و با حالت شگفت‌زده به او گفت، « شنيديد؟ استيون همه چيز را تغيير داد». سياما، با پشتيباني از هاوكينگ نيروي تازه‌اي به او بخشيد و توصيه كرد كه هرچه زودتر، اكتشافات خود رامنتشر كند. در اوايل 1974، هاوكينگ پذيرفت كه كشف عجيب و غريب خود را به صورت مقاله‌اي، در آزمايشگاه رترفورد- آپلتون در جنوب آكسفورد ارائه دهد. هنگامي كه به آنجا سفر مي‌كرد، هنوز واهمه داشت و براي اينكه اداعاي او زياد گستاخانه نباشد، يك علامت سؤال در جلوي عنوان مقاله «آياسياهچاله منفجر مي‌شود؟» قرار داد. اين كنفرانس كوتاه كه با نشان دادن اسلايدهايي از معادلات همراه بود با سكوت محترمانه ولي ناراحت كننده و چند پرسش روبه‌رو شد. استدلالهاي هاوكينگ، براي خيلي از شنوندگان كه در زمينه‌هاي ديگر تخصص داشتند، مشكل و نامفهوم بود. اما براي همه آشكار بود كه او چيزي را پيشنهاد مي‌كند كه با نظريه پذيرفته شده، كاملاً در تضاد است. آنهايي كه حرفهاي او را فهميدند، در برابر ديدگاههاي غير منتظره قرار گرفتند و آمادگي بحث و مجادله با او را نداشتند. چراغها به‌طور ناگهاني خاموش شد. گرداننده كنفرانس، يكي از استادان برجسته دانشگاه لندن، بلند شد و اعلام كرد: « استيون، معذرت مي‌خواهم ولي اين حرف‌ها مهمل محض است». هاوكينگ، اين « مهملات» را ماه بعد در مجله علمي معتبر انگلستان نيچر منشر كرد و ظرف چند روز همه فيزيكدانان جهان در باره آن به بحث پرداختند. تعدادي از آنها، اين نظريه را مهمترين كشف فيزيك نظري در سالهاي اخير دانستند. سياما، اين مقاله را « يكي از زيباترين مقاله‌ها در تاريخ فيزيك» ناميد. ديدگاهها روشنتر شد. هاوكينگ از واكنشهاي ذرات مجازي براي تشريح چيزي كه از نظريه نسبيت برمي‌خواست، يعني سياهچاله‌ها، استفاده كرده بود. او، گامي در راستاي پيوند نظريه‌هاي نسبيت و مكانيك كوانتومي برمي‌داشت انتروپی سیاه چاله هاوکینگ S انتروپی، k ثابت بولتزمن، A سطح سیاه چاله دمای سیاه چاله  مجهولات سیاهچاله‌ها اگر ستاره شناسان بتوانند نوع پرتوهایی که هاوکینگ پیش بینی کرده است، شناسایی کنند، مدرک خوبی برای تأیید تشکیل و وجود سیاهچاله بدست خواهد آمد. اما تاکنون پرتوهای پیش بینی شده کشف نشده‌اند. با اینحال هر لحظه ممکن است این پرتوها شناسایی شوند. دلیل تابش اشعه ایکس از حفره سیاه این است که جرمی که توسط طوفانهای ستاره‌ای خود ستاره ، از سطح آن می‌گریزند، در فاصله مناسبی که به حفره سیاه رسیدند، توسط حفره شکار می‌شوند و در مداری به دور حفره شروع به چرخش کرده و به این ترتیب شکل یک دیسک عظیم را تشکیل می‌دهند. با توجه به این نکته که لایه‌های داخلی‌تر دیسک سریعتر از لایه‌های خارجی می‌چرخند، در اثر اصطکاک لایه‌های مختلف دیسک گرم شده و شروع به تابش اشعه ایکس می‌کنند. به این دیسک ، دیسک تجمعی گفته می‌شود. این حالت برای اولین بار در ستاره دوتایی (دجاجه1-X) مشاهده شده است. احتمالا قطر خود حفره سیاه (قطر افق حادثه) 30 کیلومتر است و برای تمامی ستاره دوتایی سیاهچاله ساختمان به همین شکل است.