Надмасивна чорна д?ра  ? чорна д?ра з масою близько 10 ⁵ ?10 ¹⁰ мас Сонця ^{[ в?дсутн? в джерел? ]} . Станом на 2014 р?к надмасивн? чорн? д?ри виявлено в центрах багатьох галактик, зокрема, у Чумацькому Шляху ^[2] . Надмасивн? чорн? д?ри мають специф?чн? властивост?, як? в?др?зняють ?х в?д менших чорних д?р:

• Парадоксально, проте середня густина надмасивно? чорно? д?ри може бути дуже малою (але не менше щ?льност? пов?тря ^[3] ). Це поясню?ться тим, що рад?ус Шварцшильда прямо пропорц?йний мас?, а щ?льн?сть ? обернено пропорц?йна об'?му. Оск?льки об'?м кулястого об'?кта прямо пропорц?йний кубу рад?уса, а маса росте лише л?н?йно, то об'?м зроста? швидше, н?ж маса. У результат? середня густина чорно? д?ри зменшу?ться з? зб?льшенням ?? рад?усу.
• Припливн? сили б?ля горизонту под?й значно слабш? через те, що центральна сингулярн?сть розташована наст?льки далеко в?д горизонту, що г?потетичний астронавт , який подорожу? до центру чорно? д?ри, може не в?дчути впливу екстремальних припливних сил доки не зануриться в не? досить глибоко.

Загальноприйнято? теор?? утворення надмасивних чорних д?р нема?. ?сну? дек?лька г?потез, найочевидн?шою з яких ? г?потеза поступового зб?льшення маси чорно? д?ри шляхом акрец?? речовини на чорну д?ру зоряно? маси . ?нша г?потеза припуска?, що надмасивн? чорн? д?ри утворюються п?д час колапсу великих газових хмар ? перетворюються на релятив?стську зорю з масою в к?лькасот тисяч сонячних мас або б?льше. Така зоря швидко ста? нестаб?льною до рад?альних збурень внасл?док утворення електронно-позитронних пар у ?? ядр?, ? може сколапсувати в?дразу в чорну д?ру. При цьому колапс в?дбува?ться минаючи стад?ю надново?, коли вибух розкидав би б?льшу частину маси, не дозволивши утворитися надмасивн?й чорн?й д?р?. Ще одна модель припуска?, що надмасивн? чорн? д?ри могли утворитися в результат? колапсу щ?льних зоряних скупчень, коли негативна теплом?стк?сть системи призводить дисперс?ю швидкост? в ядр? до релятив?стських значень. Нарешт?, первинн? чорн? д?ри могли утворюватися з початкових збурень в?дразу п?сля Великого вибуху. Важк?сть виникнення надмасивно? чорно? д?ри поляга? в тому, що достатня для цього к?льк?сть речовини повинна бути сконцентрована у в?дносно невеликому об'?м?. Для цього у речовини ма? бути дуже малий початковий кутовий момент, тобто, пов?льне обертання. Звичайно швидк?сть акрец?? на чорну д?ру обмежена саме кутовим моментом падаючо? речовини, який ма? бути в основному переданий назовн?, що й обмежу? швидк?сть зростання маси чорно? д?ри (див. Акрец?йний диск ).

У перел?ку кандидат?в у чорн? д?ри, за якими ведеться спостереження, ? провал у розпод?л? мас. ? чорн? д?ри зоряних мас, як? утворюються в результат? колапсу з?р, маса яких доходить, ?мов?рно до 33  M _☉ . М?н?мальна маса надмасивних чорних д?р становить близько 10 ⁵   M _☉ . М?ж цими значеннями мають бути чорн? д?ри пром?жних мас, але в?дома лише ?дина така чорна д?ра (HLX-1, яку знайшов австрал?йський рад?отелескоп CSIRO 9 липня 2012 року) ^[4] , що ? аргументом на користь р?зних механ?зм?в утворення легких ? важких чорних д?р. Деяк? астроф?зичн? модел? ^[5] , однак, пояснюють характерн? особливост? над'яскравих рентген?вських джерел , як так?, що м?стять саме чорн? д?ри пром?жних мас.

На сьогодн? ?диний достов?рний спос?б в?др?знити чорну д?ру в?д об'?кта ?ншого типу поляга? в тому, щоб вим?ряти масу та розм?ри об'?кта й пор?вняти його рад?ус ?з грав?тац?йним рад?усом, який визнача?ться формулою

де ${\displaystyle \ G}$ ? грав?тац?йна пост?йна, ${\displaystyle \ M}$ ? маса об'?кта, ${\displaystyle \ c}$ ? швидк?сть св?тла.

На жаль, розд?льна здатн?сть телескоп?в недостатня до того, щоб розр?зняти д?лянки простору розм?ром близько грав?тац?йного рад?уса чорно? д?ри. Тому в ?дентиф?кац?? надмасивних об'?кт?в як чорних д?р ? в?дносний р?вень похибки. Вважа?ться, що визначена верхня межа маси цих об'?кт?в недостатня, щоб розглядати ?х як скупчення б?лих або коричневих карлик?в , нейтронних з?р , чорних д?р звичайно? маси. ?сну? багато способ?в виявити масу й ор??нтовн? розм?ри надмасивного т?ла, однак б?льш?сть ?з них заснован? на вим?рах характеристик орб?т об'?кт?в, як? обертаються довкола них (з?р, рад?оджерел , газових диск?в). У найпрост?шому випадку обертання в?дбува?ться кеплер?вськими орб?тами, про що каже пропорц?йн?сть швидкост? обертання супутника квадратному кореню з велико? п?вос? орб?ти:

$${\displaystyle \ V={\sqrt {GM \over r}}}$$

.

У цьому випадку маса центрального т?ла визнача?ться за в?домою формулою

Нер?дко, коли об'?кти-супутники являють собою суц?льне середовище (газовий диск, щ?льне зоряне скупчення), яке сво?м тяж?нням вплива? на характеристики орб?ти, рад?альний розпод?л маси в ядр? галактики виходить шляхом р?шення т.зв. безз?ткненного р?вняння Бернулл?.

Основним методом пошуку надмасивних чорних д?р на сьогодення ? досл?дження розпод?лу яскравост? й швидкост? руху з?р залежно в?д в?дстан? до центру галактики ^[6] . Розпод?л яскравост? визнача?ться фотометричними методами п?д час фотографування галактик з великою розд?льною здатн?стю, а розпод?л швидкост? з?р ? за червоним зм?щенням ? розширенням л?н?й поглинання в спектрах з?р.

Маючи розпод?л швидкост? з?р ${\displaystyle \ V(r)}$ можна знайти рад?льний розпод?л мас ${\displaystyle \ M(r)}$ у галактиц?. Наприклад, при ел?птичн?й симетр?? поля швидкостей р?шення р?вняння Бернулл? да? наступний результат:

де ${\displaystyle \ V}$ ? швидк?сть обертання, ${\displaystyle \ \sigma _{r},\,\,\sigma _{\theta }}$ ? ${\displaystyle \ \sigma _{\phi }}$ ? рад?альна й азимутальна про?кц?? дисперс?? швидкост?, ${\displaystyle \ G}$ ? грав?тац?йна стала, ${\displaystyle \ \nu }$ ? щ?льн?сть зоряно? речовини, яка звичайно вважа?ться пропорц?йною св?тност?. Оск?льки чорна д?ра ма? б?льшу масу за низько? св?тност?, одн??ю з ознак наявност? в центр? галактики надмасивно? чорно? д?ри може слугувати високе в?дношення маси до св?тност? ${\displaystyle \ M/L}$ для ядра галактики. Щ?льне скупчення звичайних з?р ма? в?дношення ${\displaystyle \ M/L}$ близько одиниц? (маса й св?тн?сть виражаються в одиницях маси й св?тност? Сонця), тому значення ${\displaystyle \ M/L>1}$ (для деяких галактик ${\displaystyle \ M/L>1000}$), ? ознакою наявност? надмасивно? чорно? д?ри. Можлив?, однак альтернативн? пояснення цього феномену: скупчення б?лих чи коричневих карлик?в, нейтронних з?р, чорних д?р звичайно? маси.

Останн?м часом завдяки п?двищенню розд?льно? здатност? телескоп?в стало можливим спостер?гати й вим?рювати швидк?сть руху окремих об'?кт?в безпосередньо б?ля центр?в галактик. Так, за допомогою спектрографа FOS (Faint Object Spectrograph) косм?чного телескопа ≪Хаббл≫ групою п?д кер?вництвом Х. Форда була виявлена газова структура, що оберта?ться в центр? галактики M87 ^[7] . Швидк?сть обертання газу на в?дстан? близько 60 св. рок?в в?д центру галактики становила 550 км/с, що у раз? кеплер?всько? орб?ти в?дпов?да? мас? центрального т?ла близько 3× 10 ⁹ мас Сонця. Попри велетенську масу центрального об'?кта, не можна бути впевненим, що в?н явля? собою чорну д?ру, оск?льки грав?тац?йний рад?ус тако? д?ри становить близько 0,001 св. року.

1995 року група п?д кер?вництвом Дж. Морана спостер?гала точков? м?крохвильов? джерела, як? обертались безпосередньо б?ля центру галактики NGC 4258 ^[8] . Спостереження проводились за допомогою рад?о?нтерферометра, який включав мережу наземних рад?отелескоп?в, що дозволило спостер?гати центр галактики з кутовою розд?льною здатн?стю 0,001". Всього було знайдено 17 компактних джерел, як? розташован? в дископод?бн?й структур? рад?усом 10 св. рок?в. Джерела обертались в?дпов?дно до кеплер?вського закону (швидк?сть обертання обернено пропорц?йна квадратному кореню з в?дстан?), зв?дки маса центрального об'?кта була оц?нена як 4× 10 ⁷ мас сонця, а верхня межа рад?усу ядра ? 0,04 св. року.

В 1993?1996 роках А. Екарт и Р. Генцель спостер?гали рух окремих з?р в околицях нашого центру Галактики ^[9] . Спостереження проводились в ?нфрачервоних променях, для яких м?жзоряний пил поблизу ядра галактики не ? перешкодою. У результат? вдалося вим?ряти параметри руху 39 з?р, як? перебували на в?дстан? в?д 0,13 до 1,3 св. року в?д центру Галактики. Було встановлено, що рух з?р в?дпов?да? кеплер?вським законам, центральне т?ло масою 2,5× 10 ⁶   M _☉ ? рад?усом не б?льше 0,05 св. роки в?дпов?да? розташуванню компактного рад?оджерела Стр?лець A (Sgr A).

Маса надмасивно? чорно? д?ри за р?зними оц?нками становить в?д 2-х до 5-ти м?льйон?в сонячних мас.

Довгий час центр нашо? Галактики, приблизне положення якого (суз?р'я Стр?льця) було в?домо за оптичними спостереженнями, не був асоц?йований н? з яким компактним астроном?чним об'?ктом. Т?льки в 1960 Дж. Оорт ? Г. Рогур встановили, що безпосередньо б?ля галактичного центру (на кутов?й в?дстан? менш н?ж 0,03°) перебува? рад?оджерело Стр?лець A* (Sgr A) ^[10] . У 1966 роц? Д.Даунс ? А. Максвел, узагальнивши дан? рад?оспостережень у дециметровому й сантиметровому д?апазонах, д?йшли висновку, що мале ядро Галактики явля? собою об'?кт д?аметром 10 пк, пов'язаний ?з джерелом Стр?лець-А ^[11] . До початку 1970-х рок?в завдяки спостереженням у рад?охвильовому д?апазон? було в?домо, що рад?оджерело Стр?лець-А ма? складну просторову структуру. У 1971 р. Даун?с ? Март?н, проводячи спостереження на Кембриджському рад?отелескоп? з базою 1,6 км на частотах 2,7 ? 5 ГГц з розд?льною здатн?стю близько 10", з'ясували, що рад?оджерело склада?ться з двох дифузних хмар, як? перебувають на в?дстан? 1' одна в?д одно?: сх?дна частина (Sgr A) випром?ню? рад?охвильовий спектр нетеплово? природи, а зах?дна (Sgr A*) явля? собою рад?овипром?нну хмару гарячого ?он?зованого газу д?аметром близько 45" (1,8 пс) ^[12] . 1974 року Б. Бал?к та С. Сандерс на 43-метровому рад?отелескоп? Нац?онально? рад?оастроном?чно? обсерватор?? (NRAO) виконали картографування рад?оджерела Стр?лець-А на частотах 2,7 ? 8,1 ГГц з розд?льною здатн?стю 2" ^[13] . Було виявлено, що обидва рад?оджерела являють собою компактн? утворення д?аметром менш н?ж 10" (0,4 пс), оточен? хмарами гарячого газу.

Аж до к?нця 1960-х рок?в не ?снувало ефективних ?нструмент?в для вивчення центральних д?лянок Галактики, оск?льки щ?льн? хмари косм?чного пилу, що закривають в?д спостер?гача галактичне ядро, повн?стю поглинають видиме випром?нювання, яке йде в?д ядра ? значно ускладнюють роботу в рад?од?апазон?. Ситуац?я докор?нно зм?нилася завдяки розвитку ?нфрачервоно? астроном??, для яко? косм?чний пил практично прозорий. Ще в 1947 роц? Стебб?нс та А. У?тфорд, використовуючи фотоелемент, сканували галактичний екватор на довжин? хвил? 1,03 мкм, однак не виявили дискретного ?нфрачервоного джерела ^[14] . В. ?. Мороз 1961 року зробив аналог?чне сканування околиць Sgr A на хвил? 1,7 мкм ? також зазнав невдач? ^[15] . 1966 року Е. Бекл?н сканував район Sgr A в д?апазон? 2,0-2,4 мкм ? вперше виявив джерело, яке за положенням ? розм?рами в?дпов?дало рад?оджерелу Стр?лець-А. 1968 року Е. Бекл?н та Г. Нейгебауер провели сканування для довжин хвиль 1,65, 2,2 ? 3,4 мкм з розд?льною здатн?стю 0,08-1,8" ? виявили об'?кт складно? структури, який склада?ться з основного ?нфрачервоного джерела д?аметром 5', компактного об'?кта всередин? нього, розширено? фоново? област? ? дек?лькох компактних зорепод?бних джерел безпосередньо б?ля основного джерела ^[16] . У середин? 1970-х рок?в почина?ться досл?дження динам?чних характеристик об'?кт?в. 1976 року Е. Волман спектральними методами (використовувалась л?н?я випром?нення неону Ne II з довжиною хвил? 12,8 мкм) досл?джував швидк?сть руху газ?в, на д?лянц? д?аметром 0,8 пс довкола галактичного центру. Спостереження показали симетричний рух газу з? швидкостями 75 км/c. Зг?дно з отриманими даними Волман зд?йснив одним ?з перших спробував оц?нити масу об'?кта, який ?мов?рно перебува? в центр? галактики. Обчислена ним верхня межа маси становила 4× 10 ⁶ мас Сонця ^[17] .

Подальше зб?льшення розд?льно? здатност? телескоп?в дозволило вид?лити в газов?й хмар?, яка оточу? центр галактики, дек?лька компактних ?нфрачервоних джерел. 1975 року Е. Бекл?н ? Г. Нейгебауер склали ?нфрачервону карту центру Галактики для довжин хвиль 2,2 ? 10 мкм з розд?льною здатн?стю 2,5", на як?й вид?лили 20 окремих джерел, як? отримали назву IRS1?IRS20 ^[18] . Чотири з них (1, 2, 3, 5) позиц?йно зб?глися з в?домими за рад?оспостереженнями компонентами рад?оджерела Sgr A. Природа вид?лених джерел довгий час обговорювалась. Одне з них (IRS 7) було ?дентиф?ковано як молода зоря-надг?гант, дек?лька ?нших ? як молод? г?ганти. IRS 16 виявився дуже щ?льним (10 ⁶ мас Сонця на пс³) скупченням з?р-г?гант?в ? карлик?в. ?нш? джерела ?мов?рно були компактними хмарами H II й планетарними туманностями, у деяких ?з них були зорян? компоненти ^[19] . Променева швидк?сть окремих джерел лежала в межах ±260 км/c, д?аметр становив 0,1?0,45 пс, маса 0,1?10 мас Сонця, в?дстань до центра Галактики 0,05?1,6 пс. Маса центрального об'?кта оц?нювалась як 3× 10 ⁶ мас Сонця, таким самим був порядок маси, розпод?лено? на д?лянц? рад?усом 1 пс довкола центра. Оск?льки ?мов?рна похибка при обчисленн? мас була того ж порядку, припускалася в?дсутн?сть центрального т?ла, при якому розпод?лена в рад?ус? 1 пс маса оц?нювалась як 0,8-1,6× 10 ⁷ мас Сонця ^[20] .

Наступне десятил?ття характеризувалося поступовим зростанням розд?льно? здатност? оптичних прилад?в та виявленням все б?льш докладно? структури ?нфрачервоних джерел. До 1985 року стало зрозум?ло, що най?мов?рн?шим м?сцем перебування центрально? чорно? д?ри ? джерело, позначене як IRS 16. Були виявлен? також два потужних потоки ?он?зованого газу, один з яких обертався по кругов?й орб?т? на в?дстан? 1,7 пс в?д центру Галактики, а другий ? по парабол?чн?й на в?дстан? 0,5 пс. Маса центрального т?ла, розрахована за швидк?стю цих поток?в становила 4,7× 10 ⁶ мас Сонця за першим потоком ? 3,5× 10 ⁶ мас Сонця ? за другим ^[21] .

1991 року почав роботу ?нфрачервоний матричний детектор SHARP I на 3,5-метровому телескоп? ?вропейсько? п?вденно? обсерватор?? (ESO) в Ла-Силла (Чил?). Камера д?апазону 1-2,5 мкм забезпечувала розд?льну здатн?сть 50 кутових мкс на 1 п?ксель матриц?. Окр?м того, було встановлено 3D-спектрометр на 2,2-метровому телескоп? т??? само? обсерватор??. З появою ?нфрачервоних детектор?в високо? розд?льно? здатност? стало можливим спостер?гати на центральних д?лянках галактики окрем? зор?. Вивчення ?х спектральних характеристик показувало, показало, що б?льш?сть ?з них ? молодими зорями в?ком дек?лька м?льйон?в рок?в. Всупереч ран?ше прийнятим поглядам, було встановлено, що в околицях надмасивно? чорно? д?ри активно в?дбува?ться процес зореутворення. Вважають, що джерелом газу для цього процесу ? два плоск? акрец?йн? газов? к?льця, як? були знайден? в центр? Галактики в 1980-х роках. Однак внутр?шн?й д?аметр цих к?лець занадто великий, щоб пояснити процес зореутворення безпосередн?й б?ля чорно? д?ри. Зор?, як? перебувають у рад?ус? 1" в?д чорно? д?ри (так зван? ≪S-зор?≫) мають випадковий напрямок орб?тальних момент?в, що суперечить акрец?йному сценар?ю ?х виникнення. Передбача?ться, що це гаряч? ядра червоних г?гант?в, як? утворились у в?ддалених районах Галактики, а пот?м м?грували в центральну зону, де ?х зовн?шн? оболонки були з?рван? припливними силами чорно? д?ри ^[22] . До 1996 року було в?домо понад 600 з?р на д?лянц? д?аметром близько парсека (25") довкола рад?оджерела Стр?лець А*, а для 220 з них були над?йно визначен? рад?альн? швидкост?. Оц?нка маси центрального т?ла становила 2-3× 10 ⁶ мас Сонця, рад?уса ? 0,2 св. роки. У жовтн? 2009 року розд?льна здатн?сть ?нфрачервоних детектор?в досягла 0.0003" (що на в?дстан? 8 кпс в?дпов?да? 2.5 а.е.). К?льк?сть з?р у межах 1 пс в?д центру Галактики, для яких вим?ряно параметри руху, перевищила 6000 ^[23] . Розраховано досить точн? орб?ти для найближчих до центру Галактики 28 з?р, найц?кав?шою серед яких ? зоря S2. За час спостер?гань (1992?2007), вона зробила повний оберт довкола чорно? д?ри, що дозволило з б?льшою ймов?рн?стю оц?нити ?? параметри. Пер?од обертання S2 становить 15,8 ± 0,11 року, велика п?вв?сь орб?ти ? 0,123" ± 0,001" (1000 а. о.), ексцентриситет ? 0,880" ± 0,003", максимальне наближення до центрального т?ла ? 0,015" або 120 а. о. ^[24] Точний вим?р параметр?в орб?ти S2, яка виявилася близькою до кеплер?всько?, дозволило з високою точн?стю оц?нити масу центрального т?ла. За останн?ми оц?нками вона дор?вню?

де похибка 0,06 зумовлена похибками вим?рювання параметр?в орб?ти зор? S2, а похибка 0,36 ? похибками вим?рювання в?дстан? в?д Сонця до центру Галактики R ₀ ^[24] .

Найточн?ш? сучасн? оц?нки в?дстан? до центру галактики дають

Перерахунок маси центрального т?ла у раз? зм?ни оц?нки в?дстан? зд?йсню?ться за формулою

Грав?тац?йний рад?ус чорно? д?ри масою 4× 10 ⁶ мас Сонця становить приблизно 12 млн км або 0,08 а. е., тобто в 1400 раз?в менше, н?ж найближча в?дстань, на яку п?дходила до центрального т?ла зоря S2. Однак серед досл?дник?в практично нема? сумн?в?в, що центральний об'?кт не ? скупченням з?р мало? св?тност? або чорних д?р чи нейтронних з?р, оск?льки сконцентрован? в такому малому об'?м? вони за короткий час неминуче б злилися в ?диний надмасивний об'?кт, який не може бути н?чим ?ншим, окр?м чорно? д?ри.

• надмасивна чорна д?ра масою близько 66 млрд  M _☉ пов'язана з TON 618 ? надзвичайно яскравим рад?огучним квазаром , розташованим поблизу П?вн?чного полюса Галактики в суз?р'? Гончих Пс?в .
• чорна д?ра за межами нашо? галактики в квазар? OJ 287 , який перебува? на в?дстан? 3,5 млрд св?тових рок?в. Вона ? подв?йною системою чорних д?р, б?льша з яких ма? масу, що дор?вню? 18 млрд  M _☉ , фактично ? це маса невелико? галактики. ^{[ джерело? ]}
• Другою за масою ? чорна д?ра в центр? галактики NGC 1277  ? 17 млрд  M _☉ , що становить 14% маси вс??? галактики ^[25] .
• Ще одна надмасивна чорна д?ра, Q0906+6930 ма? масу в 10 млрд  M _☉ . Вона розташована в суз?р'? Велико? Ведмедиц? на в?дстан? 12,7 млрд св?тлових рок?в в?д Земл? ^[26] .

п о р Галактики Класиф?кац?я галактик Ел?птична (E) Сп?ральна (S) з баром (SB) без бара (SA) анем?чна пром?жна (SAB) флокулентна з упорядкованою структурою магелланова Л?нзопод?бна (S0) з баром (SA0) без бару (SB0) пром?жна (SAB0) Неправильна (Irr) Карликова (d) ел?птична (dEs) неправильна ) (dI) сп?ральна (dS) сферо?дальна (dSph) блакитна компактна (dBC) ультракомпактна (UCD) Пекулярна галактика Галактика з? спалахом зореутворення К?льцепод?бна галактика Галактика з полярним к?льцем Структура Ядро Надмасивна чорна д?ра Балдж Бар Диск Сп?ральний рукав Гало Гало темно? матер?? М?жгалактичний прост?р Активн? ядра Релятив?стський струм?нь Сейферт?вська галактика Рад?огалактика Блазар Лацертид Квазари Вза?мод?я та великомасштабн? структури Вза?мод?юч? галактики Супутник Зоряний пот?к Група галактик М?сцева група Скупчення Надскупчення галактик Надскупчення Д?ви Лан?акея Надскупчення Персея?Риб Войд Пустотна галактика Галактична нитка Комплекс надскупчень Риб ? Кита Велика ст?на CfA2 Велика ст?на Слоуна Велика Ст?на Геркулеса ? П?вн?чно? Корони Метагалактика Явища та процеси Утворення та еволюц?я галактик Протогалактика Грав?тац?йна л?нза Галактичний р?к Списки галактик Найближч? галактики Сп?ральн? галактики Ел?птичн? галактики Квазари Скупчення Войди [en] Атлас пекулярних галактик Каталог Цв?кк? Категор?я:Галактики Портал:Астроном?я

п о р Чорн? д?ри Типи Шварцшильда  • Обертальна чорна д?ра  • заряджена  • заряджена, яка оберта?ться  • Екстремальна  • В?ртуальна Розм?ри Планк?вська  • Електронна  • Зоряно? маси  • Середньо? маси  • Надмасивна  • Квазар ( Активн? ядра галактик  • Лацертиди  • Велика група квазар?в ) Утворення Зоряна еволюц?я  • Колапс  • Б?лий карлик  • Межа Чандрасекара  • Нейтронна зоря  • Межа Оппенгеймера ? Волкова  • Кваркова зоря  • Преонна зоря  • Наднова  • Г?пернов? зор?  • Гамма-спалахи Властивост? Горизонт под?й  • Термодинам?ка чорних д?р  • Грав?тац?йний рад?ус  • Фотонна сфера  • Ергосфера  • Процес Пенроуза  • Процес Бленфорда - Зна?ка  • Акрец?я Бонд?  • Спагет?ф?кац?я  • Грав?тац?йна л?нза  • Сп?вв?дношення M?сигма  • Кваз?пер?одичн? осциляц??  • Випром?нювання Гок?нга  • Зникнення ?нформац?? в чорн?й д?р? Модел? Мембранна парадигма  • Грав?тац?йна сингулярн?сть  • К?льцепод?бна сингулярн?сть  • Первинна чорна д?ра  • Гравастар  • Темна зоря  • Зоря темно? енерг??  • Чорна зоря  • Магн?тосферний об'?кт, що в?чно колапсу?  • Фазболл  • Гола сингулярн?сть  • Б?ла д?ра  • Кротовина  • Параметр ?мм?рдз?  • Кугельбл?ц  • Кваз?зоря Теор?? Теорема про сингулярност? Пенроуза - Хок?нга  • Чорн? д?ри не мають волосся  • ?нформац?йний парадокс  • Принцип косм?чно? цензури  • Несингулярн? модел? чорних д?р  • Голограф?чний принцип  • Комплементарн?сть чорних д?р Точн? р?шення в ЗТВ Шварцшильда  • Керра  • Рейснера - Нордстрема  • Керра - Ньюмена  • Точне р?шення чорно? д?ри Пов'язан? теми Список чорних д?р ( Список квазар?в )  • Хрон?ка ф?зики чорних д?р  • RXTE  • Г?перкомпактна зоряна система  • Сингулярний реактор  • Чисельна в?дносн?сть  • Грав?тац?йн? хвил? Категор?я:Чорн? д?ри