Zulo beltz-en iturria ikusi

{{Wikipedia1000}}
{{Artikulu nabarmendua}}
{{HezkuntzaPrograma|Kultura zientifikoa}}
[[Fitxategi:Black hole - Messier 87.jpg|thumb|upright=1.5|eskuinera|300px|Zulo beltz baten lehen zuzeneko irudia, [[Messier 87]] barruan<ref>{{Erreferentzia|izena=L. J.|abizena=Oldham|izenburua=Galaxy structure from multiple tracers – II. M87 from parsec to megaparsec scales|orrialdeak=421–439|abizena2=Auger|izena2=M. W.|data=2016-03-21|url=https://doi.org/10.1093/mnras/stv2982|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=1|zenbakia=457|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stv2982|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.]]
'''Zulo beltz''' bat [[espazio-denbora]]ko eskualde bat da, non [[grabitate]]a hain indartsua den, non ezerk ezin duen bertatik ihes egin –[[partikula]] bakar batek ere ez, ezta [[erradiazio elektromagnetiko]]ak ere–{{sfn|Wald|1984|p=299-300}}. [[Erlatibitate orokorraren teoria]]k aurreikusten du [[masa]] aski trinko batek espazio-denbora deforma dezakeela zulo beltz bat osatu arte<ref>{{Erreferentzia|izena=Robert M.|abizena=Wald|izenburua=Gravitational Collapse and Cosmic Censorship|data=1997-11-06|url=http://arxiv.org/abs/gr-qc/9710068|aldizkaria=arXiv:gr-qc/9710068|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Dennis|abizena=Overbye|izenburua=Black Hole Hunters|hizkuntza=en-US|data=2015-06-08|url=https://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html|aldizkaria=The New York Times|issn=0362-4331|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Ihesbiderik ezaren mugari [[gertaeren horizonte]]a deitzen zaio. Gurutzatzen duen objektu baten helmugan eta zirkunstantzietan eragin handia duen arren, erlatibitate orokorraren arabera lokalki detekta daitezkeen ezaugarririk ez du<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Journey into a Schwarzschild black hole|url=https://jila.colorado.edu/~ajsh/insidebh/schw.html|aldizkaria=jila.colorado.edu|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Zentzu askotan, zulo beltz batek [[gorputz beltz]] ideal batek bezala jokatzen du, ez baitu [[argi]]a islatzen<ref>{{Erreferentzia|izena=Bernard|abizena=Schutz|izenburua=Gravity from the Ground Up: An Introductory Guide to Gravity and General Relativity|argitaletxea=Cambridge University Press|hizkuntza=en|abizena2=Schutz|izena2=Director Bernard|data=2003-12-04|url=https://books.google.com/books?id=P_T0xxhDcsIC|isbn=978-0-521-45506-0|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=P C W|abizena=Davies|izenburua=Thermodynamics of black holes|orrialdeak=1313–1355|hizkuntza=en|data=1978-08-01|url=https://doi.org/10.1088/0034-4885/41/8/004|aldizkaria=Reports on Progress in Physics|alea=8|zenbakia=41|issn=0034-4885|doi=10.1088/0034-4885/41/8/004|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Gainera, [[espazio-denbora kurboko eremuen teoria kuantikoa]]k aurreikusten du gertaeren horizonteek [[Hawking erradiazioa]] igortzen dutela, bere masarekiko alderantziz proportzionala den [[tenperatura]] duen gorputz beltz baten espektro berarekin. Tenperatura hori [[kelvin]] baten mila-milioirenaren ingurukoa da izar-zulo beltzetarako, eta, beraz, ezinezkoa da zuzenean behatzea.

[[Argi]]ak ere ihes egitea ekiditen duten [[grabitazio-eremu]] indartsuegiak dituzten objektuak [[XVIII. mende]]an aztertu zituzten lehen aldiz [[John Michell|John Michellek]] eta [[Pierre-Simon Laplace]]k<ref>{{Erreferentzia|izena=Colin|abizena=Montgomery|izenburua=Michell, Laplace and the origin of the black hole concept|orrialdeak=90–96|abizena2=Orchiston|abizena3=Whittingham|izena2=Wayne|izena3=Ian|data=2009-07-01|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009JAHH...12...90M|aldizkaria=Journal of Astronomical History and Heritage|zenbakia=12|issn=1440-2807|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. 1916an, [[Karl Schwarzschild]]ek erlatibitate orokorraren lehen soluzio modernoa aurkitu zuen, zulo beltz baten ezaugarria izango zena. [[David Finkelstein]]ek 1958an argitaratu zuen lehen aldiz "zulo beltzaren" interpretazioa, ezerk ihes egin ezin dion espazioko eskualde gisa. Zulo beltzak bitxikeria matematikotzat hartu ziren luzaroan; [[1960ko hamarkada]]ra arte ez zuten frogatu lan teorikoek erlatibitate orokorraren aurreikuspen generikoa zirela. 1967an [[Jocelyn Bell Burnell]]ek [[neutroi-izar]]rak aurkitu izanak grabitatez kolapsatutako objektu trinkoekiko interesa piztu zuen, balizko errealitate astrofisiko gisa. Ezagutzen zen lehen zulo beltza [[Cygnus X-1]] izan zen, 1971n hainbat ikertzailek modu independentean identifikatu zutena<ref>{{Erreferentzia|izena=B. Louise|abizena=Webster|izenburua=Cygnus X-1—a Spectroscopic Binary with a Heavy Companion ?|orrialdeak=37–38|hizkuntza=en|abizena2=Murdin|izena2=Paul|data=1972-01|url=https://www.nature.com/articles/235037a0|aldizkaria=Nature|alea=5332|zenbakia=235|issn=1476-4687|doi=10.1038/235037a0|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=C. T.|abizena=Bolton|izenburua=Identification of Cygnus X-1 with HDE 226868|orrialdeak=271–273|hizkuntza=en|data=1972-02|url=https://www.nature.com/articles/235271b0|aldizkaria=Nature|alea=5336|zenbakia=235|issn=1476-4687|doi=10.1038/235271b0|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

Izar masiboko zulo beltzak [[Izar eboluzio|izar zikloaren amaieran]] kolapsatzen direnean sortzen dira. Behin osatuta, zulo beltza inguruko masa xurgatuz haz daiteke. Milioika eguzki masatako zulo beltz supermasiboak beste izar batzuk xurgatuz eta beste zulo beltz batzuekin fusionatuz sor daitezke.  Zulo beltz supermasiboak [[galaxia]] gehienen erdian daudelako adostasuna dago.

Zulo beltz baten presentzia beste [[materia]] batekiko eta erradiazio elektromagnetikoarekiko elkarrekintzaren bidez ondoriozta daiteke, argi ikusgaia bezala. Zulo beltz batean erortzen den edozein materiak kanpoko akrezio disko bat osa dezake, [[marruskadura]]k berotua, [[quasar]]rak osatuz, unibertsoko objekturik distiratsuenetako batzuk. Zulo beltz supermasibo batetik hurbilegi igarotzen diren izarrak "irentsi" baino lehen distira egiten duten ildoetan txikitu daitezke<ref>{{Erreferentzia|izena=Daniel|abizena=Clery|izenburua=Black holes caught in the act of swallowing stars|orrialdeak=495–495|hizkuntza=en|data=2020-01-31|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.367.6477.495|aldizkaria=Science|alea=6477|zenbakia=367|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.367.6477.495|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Beste izar batzuek zulo beltz baten inguruan orbitatzen badute, orbitek zulo beltzaren masa eta kokapena zehaztu dezakete. Behaketa horiek alternatiba posibleak baztertzeko erabil daitezke, hala nola neutroi-izarrak. Horrela, astronomoek izar-zulo beltz izateko hautagai ugari identifikatu dituzte sistema bitarretan, eta ezarri dute [[Sagitario A*]] izeneko [[irrati-iturri]]ak, [[Esne Bidea]]ren nukleoan, 4,3 milioi eguzki masako zulo beltz supermasiboa duela.

2016ko otsailaren 11n, [[LIGO Lankidetza Zientifikoa]]k eta [[Virgo lankidetza]]k iragarri zuten grabitazio-uhinen lehen detekzio zuzena, zulo beltzen fusioaren lehen behaketa<ref>{{Erreferentzia|abizena=LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration|izenburua=Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger|orrialdeak=061102|abizena2=Abbott|abizena3=Abbott|abizena4=Abbott|abizena5=Abernathy|abizena6=Acernese|abizena7=Ackley|abizena8=Adams|abizena9=Adams|izena2=B. P.|izena3=R.|izena4=T. D.|izena5=M. R.|izena6=F.|izena7=K.|izena8=C.|izena9=T.|data=2016-02-11|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.116.061102|aldizkaria=Physical Review Letters|alea=6|zenbakia=116|doi=10.1103/PhysRevLett.116.061102|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. 2019ko apirilaren 10ean, zulo beltz baten eta haren inguruen lehen irudi zuzena argitaratu zen, [[Event Horizon Telescope]]k (EHT) 2017an [[Messier 87]]ko [[Zentro galaktiko|zentro galaktikoko]] zulo beltz supermasiboaz egindako behaketen ondoren<ref>{{Erreferentzia|izena=Kazunori|abizena=Akiyama|izenburua=First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole|orrialdeak=L1|hizkuntza=en|abizena2=Alberdi|abizena3=Alef|abizena4=Asada|abizena5=Azulay|abizena6=Baczko|abizena7=Ball|abizena8=Baloković|abizena9=Barrett|izena2=Antxon|izena3=Walter|izena4=Keiichi|izena5=Rebecca|izena6=Anne-Kathrin|izena7=David|izena8=Mislav|izena9=John|data=2019-04-10|url=https://doi.org/10.3847/2041-8213/ab0ec7|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=875|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/ab0ec7|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Katherine L.|abizena=Bouman|izenburua=Computational Imaging for VLBI Image Reconstruction|orrialdeak=913–922|abizena2=Johnson|abizena3=Zoran|abizena4=Fish|abizena5=Doeleman|abizena6=Freeman|izena2=Michael D.|izena3=Daniel|izena4=Vincent L.|izena5=Sheperd S.|izena6=William T.|data=2016-06|url=https://ieeexplore.ieee.org/document/7780474/|aldizkaria=2016 IEEE Conference on Computer Vision and Pattern Recognition (CVPR)|doi=10.1109/CVPR.2016.105|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=When a Black Hole Finally Reveals Itself, It Helps to Have Our Very Own Cosmic Reporter - The New York Times {{!}} Ghostarchive|url=https://ghostarchive.org/archive/GTffK|aldizkaria=ghostarchive.org|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. 2021etik aurrera, zulo beltz bat dela uste den gorputz ezagunik hurbilena 1.500 argi-urteko distantziara dago. Orain arte Esne Bidean dozena pare bat zulo beltz baino aurkitu ez badira ere, ehunka milioi daudela uste da, eta horietako gehienak bakartiak dira eta ez dute erradiazio-isuririk eragiten<ref>{{Erreferentzia|abizena=information@eso.org|izenburua=ESO Instrument Finds Closest Black Hole to Earth - Invisible object has two companion stars visible to the naked eye|hizkuntza=en|url=https://www.eso.org/public/news/eso2007/|aldizkaria=www.eso.org|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Beraz, [[grabitazio-lente]]en bidez bakarrik detekta daitezke.

== Historia ==
[[John Michell]] ingeles geologoak aipatu zuen lehen aldiz [[argi]]ak ere ihes egin ezin liezaiokeen objektua, 1783. urtean [[Royal Society]]ra bidalitako gutun batean.<ref name="Michell1784">{{erreferentzia | abizena=Michell |izena=J. |urtea=1784 |izenburua=On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose |aldizkaria=Phil. Trans. R. Soc.|lekua=Londres |liburukia=74 |alea=35–57 |url=http://www.jstor.org/pss/106576|hizkuntza=en}}</ref> Garai hartan [[Isaac Newton|Newtonen]] grabitate teoria eta ihes-abiaduraren kontzeptua aski ezagunak ziren. Michellek [[eguzkia]]ren [[Dentsitate (fisika)|dentsitate]] berbera eta 500 aldiz erradio handiagoa zuen objektuak, azalean argiaren abiaduraren adinako ihes-abiadura izango zuela suposatu zuen, eta ondorioz ikusezina izango zela. Hauek izan ziren haren hitzak (itzulita):

{{esaera2|Eguzkiaren dentsitate berdina duen esfera baten diametroerdia Eguzkia berarena baino handiagoa izango balitz, 500/1 proportzioan, altuera infinitutik erortzen dabilen gorputz orok bere gainazalean argiaren abiadura baino azkarragoa lortuko luke. Hau hala izanik, argia, bere inertzia-masarekiko proportzioan, indar berak erakarriko lukeela suposatuz, edozein gorputzek sortutako argiak ezingo luke bere hedapena gauzatu, gorputzaren grabitateak berak izpia sortutako lekura itzularaziko lukeelako. |John Michell<ref group="oh">Jatorrizko testua, [[ingeles]]ez: ''«If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun were to exceed that of the Sun in the proportion of 500 to 1, a body falling from an infinite height towards it would have acquired at its surface greater velocity than that of light, and consequently supposing light to be attracted by the same force in proportion to its vis inertiae (inertial mass), with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity.»''</ref>}}

Michellek [[unibertso]]an ikusezinak ziren objektu hauek bazitezkeela ondorioztatu zuen, hori horrela izateko aukera gutxi zeudela uste izan arren. [[Pierre-Simon Laplace]] frantziar matematikariak bere liburuaren lehen eta bigarren edizioetan ideia berdina defendatu zuen, azken edizioetan ez bezala.<ref>{{erreferentzia | hizkuntza=en | abizena= Israel |izena= Werner |urtea= 1987 |izenburua= Dark stars: the evolution of an idea|editorea= Hawking, Stephen W. & Israel, Werner|bilduma= 300 Years of Gravitation|argitaletxea= Cambridge University Press|liburukia=7.4}}</ref> Zulo beltzen ideiak indarra galdu zuen garai honetan, argia [[masa]]rik gabeko elementua zela uste baitzen, eta beraz grabitazio indarrak ez zuela harengan eraginik.

=== Erlatibitate orokorra ===
{{sakontzeko|Erlatibitate orokorra}}
1915ean, [[Albert Einstein]]ek [[erlatibitate orokorra]]ren teoria garatu zuen, grabitateak argiaren mugimenduan eragina duela frogatu ondoren. Hilabete batzuk geroago, [[Karl Schwarzschild]]ek soluzio bat aurkitu zuen [[Einsteinen eremu-ekuazioak|Einsteinen eremu-ekuazioentzat]], masa puntual baten eta masa esferiko baten eremu grabitatorioa deskribatzen duena<ref>{{Erreferentzia|izena=Adam|abizena=Levy|izenburua=How black holes morphed from theory to reality|hizkuntza=en|data=2021-01-11|url=https://knowablemagazine.org/article/physical-world/2021/how-black-holes-morphed-theory-reality|aldizkaria=Knowable Magazine {{!}} Annual Reviews|doi=10.1146/knowable-010921-1|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref name=":1">{{Erreferentzia|izena=Karl|abizena=Schwarzschild|izenburua=Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie|orrialdeak=189–196|data=1916-01-01|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1916SPAW.......189S|aldizkaria=Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften (Berlin|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Schwarzschildek baino hilabete batzuk geroago, [[Johannes Droste]]k, [[Hendrik Lorentz]]en ikasleak, soluzio bera eman zuen masa puntualarentzat eta bere propietateei buruz luzeago idatzi zuen. Soluzio horrek portaera berezia zuen orain [[Schwarzschilden erradioa]]n, non singular bihurtzen baitzen, eta horrek esan nahi zuen Einsteinen ekuazioen termino batzuk infinitu bihurtzen zirela. Gainazal horren izaera ez zen erabat ulertzen une hartan. 1924an, [[Arthur Eddington]]ek frogatu zuen [[singularitate]]a desagertu egiten zela koordenatu-aldaketa baten ondoren ([[Eddington-Finkelstein koordenatuak]]), nahiz eta 1933ra arte itxaron behar izan zen [[Georges Lemaître]] konturatzeko horrek esan nahi zuela Schwarzschilden erradioko [[koordenatu-singularitate]]a ez-fisikoen singularitatea zela. Hala ere, Arthur Eddingtonek masa konprimatuko izar baten aukera aipatu zuen Schwarzschilden erradioan 1926ko liburu batean, Einsteinen teoriak [[Betelgeuse]] bezalako izar ikusgarrientzako dentsitate handiegiak baztertzea ahalbidetzen duela adieraziz, "250 milioi kilometroko erradioko izar batek ezingo lukeelako Eguzkiarena bezain dentsitate altua izan". Lehenik eta behin, grabitazio-indarra hain izango litzateke handia, non argia ez bailitzateke gai izango bertatik ihes egiteko, izpiak izarrera eroriz harri bat lurrera bezala. Bigarrenik, espektro-lerroak [[Gorriranzko lerrakuntza|gorrirantz lerratzea]] hain izango litzateke handia non [[Espektro elektromagnetiko|espektroa]] desagertu egingo bailitzateke. Hirugarrenik, masak espazio-denboraren metrikaren hain kurbadura handia sortuko luke, non espazioa izarraren inguruan itxiko litzatekeen, kanpoan utziz (hau da, inon ez)"<ref>{{Erreferentzia|izena=A. S.|abizena=Eddington|izenburua=The Internal Constitution of the Stars|orrialdeak=233–240|hizkuntza=en|data=1920-09-10|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.52.1341.233|aldizkaria=Science|alea=1341|zenbakia=52|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.52.1341.233|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Kip S.|abizena=Thorne|izenburua=Black holes and time warps : Einstein's outrageous legacy|data=1994|url=https://www.worldcat.org/oclc/28147932|isbn=0-393-03505-0|pmc=28147932|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

1931n, [[Subrahmanyan Chandrasekhar|Subrahmanyan Chandrasekharrek]] kalkulatu zuen, [[erlatibitate berezia]] erabiliz, materia elektronikoko gorputz ez-birakari bat, mugako masa jakin baten gainetik endekatua (orain [[Chandrasekharren muga]] deitzen zaio, 1,4 [[Eguzki masa|M☉]]) ez duela irtenbide egonkorrik<ref>{{Erreferentzia|izena=G.|abizena=Venkataraman|izenburua=Chandrasekhar and His Limit|argitaletxea=Universities Press|hizkuntza=en|data=1992|url=https://books.google.com/books?id=HNSdDFOJ4wkC&pg=PA89|isbn=978-81-7371-035-3|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Bere garaiko askok, Eddingtonek eta [[Lev Landau]]k kasu, haren argudioei aurka egin zieten, oraindik ezagutzen ez zen mekanismoren batek kolapsoa geldiaraziko zuela uste baitzuten<ref>{{Erreferentzia|izena=Steven|abizena=Detweiler|izenburua=Resource letter BH‐1: Black holes|orrialdeak=394–400|hizkuntza=en|data=1981-05|url=http://aapt.scitation.org/doi/10.1119/1.12686|aldizkaria=American Journal of Physics|alea=5|zenbakia=49|issn=0002-9505|doi=10.1119/1.12686|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Neurri batean arrazoi zuten: Chandrasekharren muga baino pixka bat masiboagoa den [[nano zuri]] bat kolapsatu egingo da [[neutroi-izar]] batean<ref>{{Erreferentzia|izena=Amos|abizena=Harpaz|izenburua=Stellar evolution|argitaletxea=A.K. Peters|data=1994|url=https://www.worldcat.org/oclc/29254332|isbn=1-56881-012-1|pmc=29254332|sartze-data=2022-06-21}}</ref>, eta izar hori egonkorra da. Baina 1939an, [[Robert Oppenheimer]]rek eta beste batzuek iragarri zuten neutroi-izarrek beste muga baten gainetik ([[Tolman-Oppenheimer-Volkoff muga]]) are gehiago kolapsatuko zutela Chandrasekharrek azaldutako arrazoiengatik, eta ondorioztatu zuten ez zela posible fisikaren legerik tartean sartzea eta gutxienez izar batzuk zulo beltz bihurtzea eragoztea<ref>{{Erreferentzia|izena=J. R.|abizena=Oppenheimer|izenburua=On Massive Neutron Cores|orrialdeak=374–381|abizena2=Volkoff|izena2=G. M.|data=1939-02-15|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRev.55.374|aldizkaria=Physical Review|alea=4|zenbakia=55|doi=10.1103/PhysRev.55.374|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. [[Pauliren esklusio-printzipioa]]n oinarritutako bere jatorrizko kalkuluen emaitza 0,7 M☉zen; [[Elkarrekintza nuklear bortitz|indar bortitzak]] eragindako neutroi-neutroi errepultsioa ondorengo kontsiderazioak estimazioa 1,5 M☉tik 3,0 M☉ ingurura igo zuen<ref>{{Erreferentzia|izena=I.|abizena=Bombaci|izenburua=The maximum mass of a neutron star.|orrialdeak=871|data=1996-01-01|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...305..871B|aldizkaria=Astronomy and Astrophysics|zenbakia=305|issn=0004-6361|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. [[GW170817]] neutroi-izarren fusioaren behaketek, handik gutxira zulo beltz bat sortu zuela uste denak, TOV a ~ 2,17 3,0 M☉ mugaren estimazioa findu dute<ref>{{Erreferentzia|izena=Adrian|abizena=Cho|izenburua=A weight limit emerges for neutron stars|orrialdeak=724–725|hizkuntza=en|data=2018-02-16|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.359.6377.724|aldizkaria=Science|alea=6377|zenbakia=359|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.359.6377.724|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Ben|abizena=Margalit|izenburua=Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars from Multi-messenger Observations of GW170817|orrialdeak=L19|hizkuntza=en|abizena2=Metzger|izena2=Brian D.|data=2017-11-21|url=https://doi.org/10.3847/2041-8213/aa991c|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=850|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aa991c|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Masaru|abizena=Shibata|izenburua=Modeling GW170817 based on numerical relativity and its implications|orrialdeak=123012|abizena2=Fujibayashi|abizena3=Hotokezaka|abizena4=Kiuchi|abizena5=Kyutoku|abizena6=Sekiguchi|abizena7=Tanaka|izena2=Sho|izena3=Kenta|izena4=Kenta|izena5=Koutarou|izena6=Yuichiro|izena7=Masaomi|data=2017-12-22|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.96.123012|aldizkaria=Physical Review D|alea=12|zenbakia=96|doi=10.1103/PhysRevD.96.123012|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Milton|abizena=Ruiz|izenburua=GW170817, general relativistic magnetohydrodynamic simulations, and the neutron star maximum mass|orrialdeak=021501|abizena2=Shapiro|abizena3=Tsokaros|izena2=Stuart L.|izena3=Antonios|data=2018-01-11|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.97.021501|aldizkaria=Physical Review D|alea=2|zenbakia=97|pmid=30003183|pmc=PMC6036631|doi=10.1103/PhysRevD.97.021501|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Luciano|abizena=Rezzolla|izenburua=Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars|orrialdeak=L25|hizkuntza=en|abizena2=Most|abizena3=Weih|izena2=Elias R.|izena3=Lukas R.|data=2018-01-09|url=https://doi.org/10.3847/2041-8213/aaa401|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=852|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/aaa401|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

Oppenheimerrek eta bere egilekideek interpretatu zuten Schwarzschilden erradioaren mugako singularitateak adierazten zuela hori zela [[denbora]] gelditzen zen burbuila baten muga. Ikuspuntu hau baliagarria da kanpoko behatzaileentzat, baina ez erortzen ari diren behatzaileentzat. Propietate hori dela eta, izar kolapsatuei "izar izoztuak" deitu zitzaien, kanpoko behatzaile batek izarraren gainazala Schwarzschilden erradiora eramaten duen unean izoztuta ikusiko zuelako<ref>{{Erreferentzia|izena=Remo|abizena=Ruffini|izenburua=Introducing the black hole|orrialdeak=30–41|hizkuntza=en|abizena2=Wheeler|izena2=John A.|data=1971-01|url=http://physicstoday.scitation.org/doi/10.1063/1.3022513|aldizkaria=Physics Today|alea=1|zenbakia=24|issn=0031-9228|doi=10.1063/1.3022513|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

==== Erlatibitate orokorarren urrezko garaia ====
1958. urtean, [[David Finkelstein]]<nowiki/>ek Schwarzschilden gainazala [[Gertaeren muga|gertaeren horizonte]] gisa identifikatu zuen, "Norabide bakarreko mintz perfektu bat: kausazko eraginek norabide bakar batean gurutzatu dezakete"<ref>{{Erreferentzia|izena=David|abizena=Finkelstein|izenburua=Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle|orrialdeak=965–967|data=1958-05-15|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRev.110.965|aldizkaria=Physical Review|alea=4|zenbakia=110|doi=10.1103/PhysRev.110.965|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Hau ez zegoen Oppenheimerren emaitzekin kontraesanean, are gehiago, emaitzak zabaltzen zituen. Izan ere, barnealdean erortzen ziren behatzaileen ikuspuntua sartzen zuen. [[Kruskal-Szekeresen koordenatuak|Zabalkuntza osoa]] [[Martin Kruskal]]-ek aurkitu zuen<ref>{{Erreferentzia|izena=M. D.|abizena=Kruskal|izenburua=Maximal Extension of Schwarzschild Metric|orrialdeak=1743–1745|data=1960-09-01|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRev.119.1743|aldizkaria=Physical Review|alea=5|zenbakia=119|doi=10.1103/PhysRev.119.1743|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

Aurreko emaitzak erlatibitate orokorraren urrezko aroaren hasieran jazo ziren; aro horretan, erlatibitate orokorraren eta zulo beltzen inguruko ikerketak nagusitu ziren. Prozesu horretan eragin handia izan zuen [[pulsar]]<nowiki/>ren aurkikuntzak. 1967an aurkitu zituen [[Jocelyn Bell Burnell]]-ek eta 1969an errotazio azkarreko neutroi izarrak direla erakutsi zen<ref>{{Erreferentzia|izena=A.|abizena=Hewish|izenburua=Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source|orrialdeak=709–713|hizkuntza=en|abizena2=Bell|abizena3=Pilkington|abizena4=Scott|abizena5=Collins|izena2=S. J.|izena3=J. D. H.|izena4=P. F.|izena5=R. A.|data=1968-02|url=https://www.nature.com/articles/217709a0|aldizkaria=Nature|alea=5130|zenbakia=217|issn=1476-4687|doi=10.1038/217709a0|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=J. D. H.|abizena=Pilkington|izenburua=Observations of some further Pulsed Radio Sources|orrialdeak=126–129|hizkuntza=en|abizena2=Hewish|abizena3=Bell|abizena4=Cole|izena2=A.|izena3=S. J.|izena4=T. W.|data=1968-04|url=https://www.nature.com/articles/218126a0|aldizkaria=Nature|alea=5137|zenbakia=218|issn=1476-4687|doi=10.1038/218126a0|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Ordura arte, neutroi izarrak, zulo beltzak bezala, kontzeptu teorikotzat baino ez ziren hartzen<ref>{{Erreferentzia|izena=A.|abizena=Hewish|izenburua=Pulsars|orrialdeak=265–296|data=1970-09-01|url=https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.aa.08.090170.001405|aldizkaria=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|alea=1|zenbakia=8|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.aa.08.090170.001405|sartze-data=2022-06-21}}</ref>; baina pulsarren aurkikuntzak euren garrantzi fisikoa frogatu zuen eta, ondorioz, kolapso grabitatorioaren eraginez sortutako objetu trinkoekiko interesa areagotu zen.

Aro honetan, zulo beltzentzako soluzio orokorragoak aurkitu ziren. 1963. urtean, [[Roy Kerr]]-ek errotazioan zegoen zulo beltz baten [[soluzio zehatza]] aurkitu zuen. Bi urte beranduago, [[Ezra Newman]]<nowiki/>ek soluzio axisimetrikoa aurkitu zuen jira-biraka dabilen eta elektrikoki kargatuta dagoen zulo beltz batentzako<ref>{{Erreferentzia|izena=E. T.|abizena=Newman|izenburua=Metric of a Rotating, Charged Mass|orrialdeak=918–919|abizena2=Couch|abizena3=Chinnapared|abizena4=Exton|abizena5=Prakash|abizena6=Torrence|izena2=E.|izena3=K.|izena4=A.|izena5=A.|izena6=R.|data=1965-06-01|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1965JMP.....6..918N|aldizkaria=Journal of Mathematical Physics|zenbakia=6|issn=1527-2427|doi=10.1063/1.1704351|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. [[Werner Israel]]-en<ref>{{Erreferentzia|izena=Werner|abizena=Israel|izenburua=Event Horizons in Static Vacuum Space-Times|orrialdeak=1776–1779|data=1967-12-25|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRev.164.1776|aldizkaria=Physical Review|alea=5|zenbakia=164|doi=10.1103/PhysRev.164.1776|sartze-data=2022-06-21}}</ref>, [[Brandon Carter]]-en<ref>{{Erreferentzia|izena=B.|abizena=Carter|izenburua=Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom|orrialdeak=331–333|data=1971-02-08|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.26.331|aldizkaria=Physical Review Letters|alea=6|zenbakia=26|doi=10.1103/PhysRevLett.26.331|sartze-data=2022-06-21}}</ref>, eta [[David Robinson]]-en lanari esker<ref>{{Erreferentzia|izena=D. C.|abizena=Robinson|izenburua=Uniqueness of the Kerr Black Hole|orrialdeak=905–906|data=1975-04-07|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.34.905|aldizkaria=Physical Review Letters|alea=14|zenbakia=34|doi=10.1103/PhysRevLett.34.905|sartze-data=2022-06-21}}</ref>, [[ile ezaren teorema]] sortu zen. Teorema honek zulo beltz geldikor baten soluzioa [[Kerr-Newmanen metrika]]<nowiki/>ren hiru parametroek (masa, [[momentu angeluarra]] eta [[karga elektriko]]a) guztiz deskribatzen dutela baieztatzen du<ref name=":0">{{Erreferentzia|izena=Piotr T.|abizena=Chruściel|izenburua=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond|orrialdeak=7|hizkuntza=en|abizena2=Costa|abizena3=Heusler|izena2=João Lopes|izena3=Markus|data=2012-05-29|url=https://doi.org/10.12942/lrr-2012-7|aldizkaria=Living Reviews in Relativity|alea=1|zenbakia=15|issn=1433-8351|pmid=28179837|pmc=PMC5255892|doi=10.12942/lrr-2012-7|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

Hasieran uste zen zulo beltzen soluzioetan agertzen ziren ezaugarri arraroak ezarritako simetria-baldintzen artefaktu patologikoak zirela, bai eta singularitateak egoera orokorretan agertuko ez zirela ere. Bereziki [[Vladimir Belinsky]]-k, [[Isaak Khalatnikov]]-ek eta [[Evgeny Lifshitz]]-ek babestu zuten ikuspuntu hau eta soluzio orokorretan berezitasunik agertzen ez dela frogatzen saiatu ziren. Hala ere, 1960ko hamarkadaren amaieran, [[Roger Penrose]]-k<ref>{{Erreferentzia|izena=Roger|abizena=Penrose|izenburua=Gravitational Collapse and Space-Time Singularities|orrialdeak=57–59|data=1965-01-18|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.14.57|aldizkaria=Physical Review Letters|alea=3|zenbakia=14|doi=10.1103/PhysRevLett.14.57|sartze-data=2022-06-21}}</ref> eta [[Stephen Hawking]]-ek teknika globalak erabili zituzten berezitasunak modu orokorrean agertzen direla frogatzeko<ref>{{Erreferentzia|izena=L. H.|abizena=Ford|izenburua=The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes|orrialdeak=1219–1227|hizkuntza=en|data=2003-06-01|url=https://doi.org/10.1023/A:1025754515197|aldizkaria=International Journal of Theoretical Physics|alea=6|zenbakia=42|issn=1572-9575|doi=10.1023/A:1025754515197|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Lan honengatik, Penrose-k 2020ko [[Zerrenda:Fisikako Nobel Saria|Fisikako Nobel Saria]]<nowiki/>ren erdia jaso zuen, Hawking 2018an hil baitzen<ref>{{Erreferentzia|izenburua=The Nobel Prize in Physics 2020|hizkuntza=en-US|url=https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2020/summary/|aldizkaria=NobelPrize.org|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. 1970eko hamarkadaren hasieran, [[Greenwich]]-en eta [[Toronto]]<nowiki/>n egindako behakeetetatik abiatuta, [[Cygnus X-1]], 1964an aurkitutako [[X izpi|X-izpi]]<nowiki/>en iturri galaktiko bat, zulo beltz gisa onartutako lehen objektu astronomikoa bihurtu zen<ref>{{Erreferentzia|izenburua=U. of T. The Bulletin, November 10, 1997, Articles|data=2008-03-07|url=https://web.archive.org/web/20080307181205/http://www.news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Tie-Jun|abizena=Zhou|izenburua=The effective magnetic anisotropy in nanocrystalline Fe100−xSix alloys|orrialdeak=354–358|hizkuntza=en|abizena2=Yu|abizena3=Du|izena2=Z|izena3=Y. W|data=1999-08-01|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0304885399003844|aldizkaria=Journal of Magnetism and Magnetic Materials|alea=2|zenbakia=202|issn=0304-8853|doi=10.1016/S0304-8853(99)00384-4|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

1970eko hamarkadaren hasieran, [[James Bardeen]]-en, [[Jacob Bekenstein]]-en, Carter-en eta Hawking-en lanek [[zulo beltzen termodinamika]]<nowiki/>ren formulazioa ekarri zuten<ref>{{Erreferentzia|izena=J. M.|abizena=Bardeen|izenburua=The four laws of black hole mechanics|orrialdeak=161–170|hizkuntza=en|abizena2=Carter|abizena3=Hawking|izena2=B.|izena3=S. W.|data=1973-06-01|url=https://doi.org/10.1007/BF01645742|aldizkaria=Communications in Mathematical Physics|alea=2|zenbakia=31|issn=1432-0916|doi=10.1007/BF01645742|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Lege horiek zulo beltzen portaera deskribatzen dute [[Termodinamika|termodinamikaren legeekin]] analogian. Izan ere, ondorengo magnitudeak erlazionatzen ditu: masa [[energia]]<nowiki/>rekin, [[azalera]] [[entropia]]<nowiki/>rekin eta [[gainazaleko grabitatea]] [[tenperatura]]<nowiki/>rekin. Analogia hori Hawking-ek osatu zuen 1974an, [[Eremu-teoria kuantiko|eremuen teoria kuantikoa]]<nowiki/>k honako hau dakarrela frogatu zuenean: zulo beltz batek T tenperaturako [[gorputz beltz]] bat bezala erradiatu behar du, tenperatura hori zulo beltzaren gainazal-grabitatearekiko proportzionala izanik. Horrekin, gaur egun [[Hawkingen erradiazio|Hawking-en erradiazioa]] bezala ezagutzen den efektua aurreikusi zen<ref>{{Erreferentzia|izena=S. W.|abizena=Hawking|izenburua=Black hole explosions?|orrialdeak=30–31|hizkuntza=en|data=1974-03|url=https://www.nature.com/articles/248030a0|aldizkaria=Nature|alea=5443|zenbakia=248|issn=1476-4687|doi=10.1038/248030a0|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

== Sorrera eta eboluzioa ==

=== Sorrera ===
[[Fitxategi:BBH gravitational lensing of gw150914.webm|thumb|Bi zulo beltzen arteko kolisioaren simulazioa.]]
Erlatibitate orokorrak aurreikusten du naturan masa kopuru jakin bat espazioko eremu mugatu batean elkartzen denean zulo beltz bat sortuko dela, grabitate-kolapso izeneko prozesuaren bidez. Adibidez: [[Eguzkia]] hiru kilometroko erradioraino konprimituz gero, bere egungo tamaina baino 4.000.000 aldiz txikiagora alegia, zulo beltz bilakatuko litzateke.

Espazioko eremu mugatu batean masa kopurua handitzen den heinean, bere grabitate indarra ere handituz doa. Horrek erlatibitatearen ikuspuntutik bere inguruko espazioaren deformazioa suposatzen du. Erdigunetik distantzia jakin batera ihes-abiadura argi-abiaduraren berdina denean, [[Gertaeren muga|gertakari horizontea]] izenekoa sortzen da, eta honen barruko materia puntu bakar batean kolapsatuko da, [[puntu singular]] bat sortuz.

Ideia honen analisi kuantitatiboak, [[eguzki masa|eguzkiaren masaren]] hirukoitza zuen izarrak, bere eboluzioaren bukaeran, [[neutroi-izar]] bat normalean, halabeharrez grabitate-kolapsoa jasateko tamaina kritikora murriztuko zela aurreikusi zen. Grabitate-kolapso prozesua abian jarri eta gero ez dago geldiaraziko duen indar fisikorik eta orduan zulo beltz bat sortuko da.

Izar-kolapsoak gutxienez eguzki-masaren hirukoitza duten zulo beltzak sorraraziko ditu. Masa hau baino txikiagoa duten zulo beltzak beraien kanpotik zerbaitek presio oso altuak jasanarazten badizkio bakarrik sor litezke. Zulo beltz mota hauek sortzeko behar den presio ikaragarria unibertsoaren lehen urratsetan izan zela suposatzen da, zulo beltz primarioak sortuz, hau da, aipatutako eguzki-masa baino hiru aldiz txikiagoak dutenak.

=== Kolapso grabitazionala ===
Objektu baten barne presioa [[grabitate indar]]rari aurka egiteko nahikoa ez denean, [[kolapso grabitazional]]a gertatzen da. Izar batean hau gertazten da izarrak ezin duenean bere tenperatura mantendu [[Nukleosintensia|nukleosintesiaren]] bidez edo egonkorra den izar batek materia extra jasotzen duenean. Bi kasuetan, izarraren tenperatura ez da nahiko altua kolapsoa ekiditeko.

Izarra osatezen duen materia endakatuak kolapsoa gelditu dezake, izar konpaktu bat sortuz. Izar konpaktu honen masa jatorrizko izarrarena baino txikiagoa izango da eta 3-4<math>M_\odot</math> baino handiagoa bada, ezinezkoa da [[inplosio]]a gelditzea eta zulo beltz bat sortuko da. Beraz, izar pisutsuen kolapsoak zulo beltzak sortzen dituzte.

Kolapso grabitazionalean energia oso azkar askatzen da baina kanpo behatzaile batek ez du prosezu honen bukaera ikusten. Kolapsatzen ari den materiaren [[erreferentzia-sistema]]tik prosezuak denbora finito bat irauten du baina kanpo behatzaile batentzat, denbora oso motel doa grabitazioak sorzen duen [[denboraren zabalkuntza]]ren ondorioz. Kolapsatzen ari den materiaren argiak gero eta denbora gehiago behar du behatzailearengana heltzeko. Beraz, kanpo behatzaile batek inoiz ez du ikusten gertaera horizonte baten sorrera.

=== Energia altuko talkak ===
[[Fitxategi:CMS Higgs-event.jpg|thumb|mikro zulo beltz bat sortzen duen kolisioa. ]]
Kolapso grabitazionalaz gain, energia altuko talkek ere zulo beltzak sor ditzakete. Badaude teoria batzuk esaten dutenak talka energetikoak erabiliz mikro zulo beltzak sortzea posiblea dela; adibidez, [[Erradiazio kosmiko|izpi koskimikoek]] lurraren atmosfera jotzean edo [[partikula-azeleragailu]]etan.

=== Eboluzioa ===
Zulo beltzak, sortu eta gero, bere tamaina handitu dezake materia xurgatuz (inguruko gasak eta [[hauts kosmiko]]a). Hazkunde prozesu honen bidez zulo beltz super masiboak sortzen direla uste da, baina oraindik zulo beltz mota hauen sorrera ez dago argi.

Zulo beltzak sortzean beste objektu batzuk ere sor daitezke, izarrak edo beste zulo beltz sekundario bat.

=== Baporizazioa ===
Hasieran zulo beltzak bakarrik handiagotu zitezkeela uste zen, 1974ean [[Stephen Hawking]]ek [[Hawking erradiazioa]] delakoa teorizatu arte. Erradiazio hau zulo beltzen [[Gertakari-horizonte|gertakari horizonteetan]] gertatuko litzateke, eta [[mekanika kuantiko]]ak dioen ziurgabetasun printzipioak balioesten dituen partikula-antipartikula sorkuntzari dagokie. Honetan partikula bat eta bere kontrakoa ezerezetik sortzen dira, normalean sortu bezain laster batak bestea deuseztatzen dutelarik. Baina gertakari horizontearen ertzean sortzen badira, bat zulo beltzean erori eta bestea kanpoan gera daitezke eta, [[kontserbazioaren printzipio]]aren arabera, zulo beltzak masa galtzen du, ihes egin duen partikularen energia kontserbatzeko.

Gertakaria honek denboran zehar zulo beltzaren «baporizazioa» ekar dezake, baina horretarako denbora kantitate ikaragarria beharko litzateke. Adibidez, zulo beltz txiki batek (3 eguzkiren masakoa) 10<sup>66</sup> urte beharko lituzke baporizatzeko. Ohar bedi azken estimazioen arabera unibertsoak 15.000 milioi urte dituela (1,5 x 10<sup>10</sup>urte), konparazioan.

Orokorrean, zulo beltz handiek txikiek baino erradiazio gutxiago emititzen dute. Zulo beltz astrofisiko batean, erradiazioa oso ahula da eta hau Lurrean detektatzea oso zaila da.

== Ezaugarriak eta egitura ==
[[Fitxategi:Black hole details.svg|thumb|Spinik gabeko zulo beltzaren eskema sinplea]][[Ile ezaren teorema]]k ondorengoa dio: sortu eta gero, behin egoera egonkorra lortzen duenean, zulo beltz batek hiru ezaugarri fisiko independente baino ez ditu: masa, karga elektrikoa eta momentu angeluarra; gainerakoan, zulo beltzak ez du ezaugarririk. Aurrekoa egia bada, parametro berdinak dituzten bi zulo beltz bereizezinak dira. Gainera, haren baliagarritasuna zulo beltz errealentzat ziurtatu gabe dago oraindik fisika modernoan<ref name=":0" />.

Propietate horiek bereziak dira zulo beltzaren kanpotik ikus daitezkeelako. Adibidez, zulo beltz batek, bestelako objektu kargatu bat bezala, antzeko kargak alderatzen ditu. Modu berean, zulo beltz bat duen esfera baten barruko masa [[Gaussen legea]]<nowiki/>ren analogo grabitatorioa erabiliz aurki daiteke ([[ADM masa]]<nowiki/>ren bidez), zulo beltzetik urrun{{sfn|Carroll|2004|p=253}}. Momentu angeluarra ere urrunetik neur daiteke, [[Lense-Thirring-en efektua]]<nowiki/>ren bidez, adibidez<ref>{{Erreferentzia|izena=Christopher S.|abizena=Reynolds|izenburua=Observing black holes spin|orrialdeak=41–47|hizkuntza=en|data=2019-01|url=https://www.nature.com/articles/s41550-018-0665-z|aldizkaria=Nature Astronomy|alea=1|zenbakia=3|issn=2397-3366|doi=10.1038/s41550-018-0665-z|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

Objektu bat zulo beltzera erortzen denean, haren formaren edo karga-banaketaren edozein informazioa uniformeki sakabanatzen da gertaera horizontearen zehar, eta ikusezina bihurtzen da kanpoko behatzaileentzat. Horrelako kasuetan, gertaera horizonteen portaera [[sistema disipatibo]] batena da, zeina marruskadura eta [[erresistentzia elektriko]]<nowiki/>a dituen mintz elastiko eroale batekin analogoa den: [[mintzaren paradigma]]<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Black holes : the membrane paradigm|data=1986|url=https://www.worldcat.org/oclc/13759977|isbn=0-300-03769-4|pmc=13759977|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Hau, elektromagnetismoa bezalako beste [[eremu-teoria kuantiko]] batzuetatik ezberdina da, maila mikroskopikoan inolako marruskadurarik edo erresistibitaterik ez dutenak, [[denboran itzulgarria]]<nowiki/>k direlako. Zulo beltzak soilik 3 parametrorekin lortzen duenez egoera egonkorra, saihetsezina da hasierako baldintzei buruzko informazioa galtzea: eremu grabitatorioek eta elektrikoek oso informazio gutxi ematen dute eroritako objektuari buruz. Galtzen den informazioan zulo beltzaren horizontetik urrun neurtu ezin diren kantitate guztiak sartzen dira, kontserbatzen diren [[zenbaki kuantiko]]a<nowiki/>k barne; [[zenbaki barioniko]]a eta [[zenbaki leptonikoa]], adibidez. Portaera horri [[zulo beltzaren informazio galeraren paradoxa]] deritzo<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Black Hole Information Loss|data=2009-01-22|url=https://web.archive.org/web/20090122223839/http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/info_loss.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Badis|abizena=Ydri|izenburua=The information loss problem in quantum black holes|argitaletxea=IOP Publishing|data=2021-10|url=http://dx.doi.org/10.1088/978-0-7503-2600-1ch3|aldizkaria=Philosophy and the Interpretation of Quantum Physics|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

=== Ezaugarri fisikoak ===
[[Fitxategi:Gravitational time dilation around a black hole.gif|thumb|Denboraren zabalkunta zulo beltz baten inguruan]]
Zulo beltz estatiko sinpleenek masa dute, baina ez dute ez karga elektrikorik eta ez momentu angeluarrik. Zulo beltz horiei Schwarzschild-en zulo beltzak deritze, Karl Schwarzschild-en omenez. Izan ere, berak aurkitu zuen soluzio hau 1916an<ref name=":1" />. [[Birkhoff-en teorema]]<nowiki/>ren arabera, soluzio hori [[simetria esferikoa]] duen [[hutsaren soluzio]] bakarra da. Horrek esan nahi du ez dagoela urrutitik ikus daitekeen alderik zulo beltz horren eremu grabitatorioaren eta masa bereko beste edozein objektu esferikoren artean. Zulo beltz batek bere inguruan dagoen guztia "xurgatzen" duela dioen ideia zabaldua, beraz, zuzena da zulo beltz baten horizontetik gertu soilik; urruti, kanpoko eremu grabitatorioa, masa bereko beste edozein gorputzen berdina da<ref>{{Erreferentzia|izena=Michael A.|abizena=Seeds|izenburua=Perspectives on Astronomy|argitaletxea=Thomson Brooks/Cole|data=2008|url=https://www.worldcat.org/oclc/159919360|isbn=978-0-495-39273-6|pmc=159919360|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

Zulo beltz orokorragoak deskribatzen dituzten soluzioak ere badaude. Biratzen ez duten [[Zulo beltz kargatu|zulo beltz kargatuak]] [[Reissner-Nordströmen metrika|Reissner-Nordströmen metrikaren]] bidez deskribatzen dira. Kerren metrikak, aldiz, kargatu gabeko zulo beltz birakari bat deskribatzen ditu. Ezagutzen den zulo beltz egonkorreko soluziorik orokorrena Kerr-Newmanen metrika da, karga eta momentu angeluarra dituen zulo beltz bat deskribatzen duena<ref>{{Erreferentzia|izena=Stuart L.|abizena=Shapiro|izenburua=Black holes, white dwarfs, and neutron stars : the physics of compact objects|data=1983|url=https://www.worldcat.org/oclc/8953728|isbn=0-471-87317-9|pmc=8953728|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

Zulo beltz baten masak edozein balio positibo har dezakeen bitartean, karga eta momentu angeluarra masak mugatzen ditu. Planck unitateetan, <math>Q</math> karga elektrikoak eta <math>J</math> momentu angeluarrak ondorengoa betetzea espero da

<math id="/">\frac{Q^2}{4\pi\epsilon_0} + \frac{c^2 J^2}{G M^2} \le G M^2
</math>

<math>M</math> masako zulo beltz batentzat. Baldintza hori betetzen duten masa txikieneko zulo beltzei [[muturreko zulo beltz]]<nowiki/>ak deritze. Badaude hori betetzen ez duten soluzioak, baina hauek ez dute gertaera horizonterik. Soluzio horiek [[singularitate biluzia]]<nowiki/>k dituzte, kanpotik ikus daitezkeenak; horregatik ez-fisikotzat hartzen dira. [[Zentsura kosmikoaren hipotesiak]] baztertu egiten du berezitasun horien eraketa, [[Energia-baldintza|materia errealista]]<nowiki/>ren grabitazio-kolapsoaren bidez sortzen direnean, eta hori simulazio numerikoetan oinarritzen da<ref>{{Erreferentzia|izena=Beverly K.|abizena=Berger|izenburua=Numerical Approaches to Spacetime Singularities|orrialdeak=1|hizkuntza=en|data=2002-01-14|url=https://doi.org/10.12942/lrr-2002-1|aldizkaria=Living Reviews in Relativity|alea=1|zenbakia=5|issn=1433-8351|pmid=28179859|pmc=PMC5256073|doi=10.12942/lrr-2002-1|sartze-data=2022-06-21}}</ref>.

Nahiko handia den [[Elektromagnetismo|indar elektromagnetiko]]<nowiki/>a dela eta, izarren kolapsotik sortzen diren zulo beltzek izarraren karga ia neutroa mantentzea espero da. Hala ere, errotazioa objektu astrofisiko trinkoen ezaugarri unibertsala izatea espero da. Momentu angeluarrak ondorengoa betetzen du<ref>{{Erreferentzia|abizena=LIGO Scientific and Virgo Collaboration|izenburua=GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2|orrialdeak=221101|abizena2=Abbott|abizena3=Abbott|abizena4=Abbott|abizena5=Acernese|abizena6=Ackley|abizena7=Adams|abizena8=Adams|abizena9=Addesso|izena2=B. P.|izena3=R.|izena4=T. D.|izena5=F.|izena6=K.|izena7=C.|izena8=T.|izena9=P.|data=2017-06-01|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.118.221101|aldizkaria=Physical Review Letters|alea=22|zenbakia=118|doi=10.1103/PhysRevLett.118.221101|sartze-data=2022-06-21}}</ref>:

<math>J\le \frac{GM^{2}}{c}</math>

adimentsionala den biraketa parametro bat definitzea ahalbidetuz,

<math>0 \le \frac{cJ}{GM^{2}}\le 1</math>

Normalean, zulo beltzak masaren arabera sailkatzen dira, momentu angeluarra alde batera utziz, J. zulo beltz baten tamaina, gertaeren horizontearen erradioak zehazten duena, edo Schwarzschild erradioak, m masarekiko proportzionala da honako moduan

<math>r_\mathrm{s}=\frac{2GM}{c^2} \approx 2.95\, \frac{M}{M_\odot}~\mathrm{km}</math>

non <math>r_\mathrm{s}</math> Schwarzchilden erradioa eta <math>M_\odot</math> [[eguzkiaren masa]] diren{{sfn|Wald|1984|p=124–125}}. Espina eta/edo karga elektriko nulua duen zulo beltz batentzat, erradioa txikiagoa da, harik eta muturreko zulo beltz batek gertakari-horizonte bat izan dezakeen arte, horizontea balio honetatik hurbil egonik<ref>{{Erreferentzia|izena=Alberto|abizena=Saa|izenburua=Destroying a near-extremal Kerr-Newman black hole|orrialdeak=027501|abizena2=Santarelli|izena2=Raphael|data=2011-07-18|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.84.027501|aldizkaria=Physical Review D|alea=2|zenbakia=84|doi=10.1103/PhysRevD.84.027501|sartze-data=2022-06-21}}</ref>:

<math>r_\mathrm{+}=\frac{GM}{c^2}</math>

=== Gertaeren muga ===
{{sakontzeko|Gertaeren muga}}
{{irudi multzo|align=right |direction=vertical |width=300
|image1=BH-no-escape-1.svg |caption1=Zulo beltzetik urrun, partikula bat edozein norabidetan mugi daiteke, gezi multzoak erakusten duen bezala. Argiaren abiadurak bakarrik mugatzen du.
|image2=BH-no-escape-2.svg |caption2=Zulo beltzetik gertuago, espazio-denbora deformatzen hasten da. Ibilbide gehiago daude zulo beltzera doazenak urruntzen direnak baino.{{#tag:ref|Ibilbide posibleen multzoa, edo zehatzago munduko lerro posible guztiak biltzen dituen [[argi kono]]a (diagrama honetan argi konoa argi izpien munduko lerroak irudikatzen dituzten geziek mugatutako V formako eskualdeak irudikatzen du), [[Eddington-Finkelstein koordenatu]]etan inklinatuta dago. Baina beste koordenatu batzuetan argi-konoak ez dira horrela makurtzen; adibidez, [[Schwarzschilden koordenatu]]etan, makurtu gabe estutzen dira gertaeren horizontera hurbildu ahala, eta [[Kruskal-Szekeresen koordenatu]]etan argi-konoak ez dira inola ere aldatzen.{{sfn|Misner|Thorne|Wheeler|1973|p=848}}|group="oh"}}
|image3=BH-no-escape-3.svg |caption3=Gertaeren mugaren barruan, bide guztiek zulo beltzaren erdira hurbiltzen dute partikula. Jada ez da posible partikulak ihes egitea.}}
Zulo beltz bat definitzen duen ezaugarria [[gertaeren muga]] edo horizonte baten agerpena da: espazio-denboran muga bat, non materia eta argia zulo beltzaren masaren barnealdera soilik pasa daitezkeen. Ezerk, ezta argiak ere, ezin du ihes egin gertaeren horizontetik<ref>{{Erreferentzia|izenburua=The New physics|argitaletxea=Cambridge University Press|data=1989|url=https://www.worldcat.org/oclc/16830558|isbn=0-521-30420-2|pmc=16830558|sartze-data=2022-06-21}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Daniel A.|abizena=Fleisch|izenburua=A student's guide to the mathematics of astronomy|data=2013|url=https://www.worldcat.org/oclc/840462869|isbn=978-1-107-61021-7|pmc=840462869|sartze-data=2022-06-21}}</ref>. Gertaeren muga honela deitzen da gertaera bat mugaren barruan gertatzen bada, gertaera horren informazioa ezin delako kanpoko behatzaile batengana iritsi. Ondorioz, ezinezkoa da gertaera hori gertatu zen zehaztea{{sfn|Wheeler|2007|p=179}}

Erlatibitate orokorrak iragartzen duen bezala, masa baten presentziak espazio-denbora deformatzen du eta, ondorioz, partikulen ibilbideak masarantz inklinatzen dira. Zulo beltz baten gertaeren horizontean, deformazio hori hain da indartsua, non ez baitago zulo beltzetik urrunduko den ibilbiderik{{sfn|Carroll|2004|loc=5.4 eta 7.3 atalak}}

Grabitazio eremuan dauden objektuek denboraren moteltzea jasaten dute, [[denbora-moteltze]] bezala ezagutzen den fenomenoa{{sfn|Carroll|2004|p=217}}. Gertakari hau Scout espazio ontziaren esperimentuan baieztatu zen eta [[GPS sistema]]n kontuan izaten da. Gertaera horizontetik gertu denbora-moteltzea handitu egiten da{{sfn|Carroll|2004|p=218}}. Kanpo behatzaile batentzat objektu batek denbora infinitua behar luke gertakari horizontera iristeko, eta puntu horretan objetuak igorritako argia [[Gorriranzko lerrakuntza|gorrirantz infinituki lerratuta]] legoke<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Inside a black hole|data=2009-04-23|url=https://web.archive.org/web/20090423053437/http://nrumiano.free.fr/Estars/int_bh.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2022-06-22}}</ref>. Azkenik, erortzen den objektua desagertu egiten da ikusgai izateari uzten dion arte. Oro har, prozesu hori oso azkar gertatzen da, eta objektua [[segundo]] batean baino gutxiagoan desagertzen da bistatik<ref>{{Erreferentzia|izenburua=What happens to you if you fall into a black holes|url=https://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/fall_in.html|aldizkaria=math.ucr.edu|sartze-data=2022-06-22}}</ref>.

Aldiz, zulo beltz batean erortzen diren behatzaile suntsiezinek ez dute efektu horietako bat bera ere nabaritzen gertaeren horizontea zeharkatzean. Euren erlojuen arabera, denak normal funtzionatzen duela iruditzen zaie, gertaeren horizontea igarotzen dute denbora mugatu baten ondoren, portaera berezirik sumatu gabe; erlatibitate orokor klasikoan, ezinezkoa da gertaeren horizontearen kokapena zehaztea tokiko behaketetatik abiatuta, Einsteinen [[baliokidetasun-printzipioa]]ren ondorioz{{sfn|Carroll|2004|p=222}}.

Orekan dagoen zulo beltz baten gertaeren horizontearen topologia beti da esferikoa<ref>{{Erreferentzia|izena=Stephen|abizena=Hawking|izenburua=The large scale structure of space-time|argitaletxea=Cambridge University Press|data=1973|url=https://www.worldcat.org/oclc/848895535|isbn=978-1-139-81169-9|pmc=848895535|sartze-data=2022-06-22}}</ref>. Zulo beltz ez birakarientzat (estatikoentzat) gertaeren horizontearen geometria esferikoa da, eta zulo beltz birakarientzat, berriz, gertaeren horizontea oblatua da<ref>{{Erreferentzia|izena=Larry|abizena=Smarr|izenburua=Surface Geometry of Charged Rotating Black Holes|orrialdeak=289–295|data=1973-01-15|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.7.289|aldizkaria=Physical Review D|alea=2|zenbakia=7|doi=10.1103/PhysRevD.7.289|sartze-data=2022-06-22}}</ref><ref name="Izenik-gabekoa-pNrT-1">{{Erreferentzia|izena=Matt|abizena=Visser|izenburua=The Kerr spacetime: A brief introduction|data=2008-01-14|url=http://arxiv.org/abs/0706.0622|aldizkaria=arXiv:0706.0622 [astro-ph, physics:gr-qc, physics:hep-th]|sartze-data=2022-06-22}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Jorge F. M.|abizena=Delgado|izenburua=Horizon geometry for Kerr black holes with synchronized hair|orrialdeak=124012|abizena2=Herdeiro|abizena3=Radu|izena2=Carlos A. R.|izena3=Eugen|data=2018-06-07|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.97.124012|aldizkaria=Physical Review D|alea=12|zenbakia=97|doi=10.1103/PhysRevD.97.124012|sartze-data=2022-06-22}}</ref>.

=== Singularitatea ===
{{sakontzeko|Singularitate grabitazional}}
Erlatibitate orokorrak deskribatzen duen bezala, zulo beltz baten erdian [[Singularitate grabitazional|singularitate grabitatorio]] bat aurki daiteke, espazio-denboraren kurbadura infinitu bihurtzen den eskualde bat{{sfn|Carroll|2004|p=205}}. Zulo beltz ez birakari batentzako, gune honek puntu bakar baten forma hartzen du, eta zulo beltz birakari batentzako, errotazio planoan dagoen [[eraztun-singularitate]] bat eratzeko zabaltzen da{{sfn|Carroll|2004|p=264-265}}. Bi kasuetan, singularitatearen eskualdearen [[bolumen]]a nulua da. Eskualde singularrak zulo beltzaren soluzioaren masa osoa duela ere froga daiteke{{sfn|Carroll|2004|p=252}}, eta, beraz, singularitatearen eskualdeak dentsitate infinitua duela esan daiteke<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Sizes of Black Holes: How Big is a Black Hole?|hizkuntza=en-US|data=2014-07-22|url=https://skyandtelescope.org/astronomy-resources/how-big-is-a-black-hole/|aldizkaria=Sky & Telescope|sartze-data=2022-06-22}}</ref>.

Schwarzschilden zulo beltz batean erortzen diren behatzaileak (hau da, biratzen ez dutenak eta kargatuta ez daudenak) ezin dira atera behin gertakarien horizontea zeharkatzen dutenean. Esperientzia luzatu dezakete azeleratuz, erorketa moteltzeko, baina soilik limite bateraino<ref>{{Erreferentzia|izena=Geraint F.|abizena=Lewis|izenburua=No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon|orrialdeak=46–52|hizkuntza=en|abizena2=Kwan|izena2=Juliana|data=2007/ed|url=https://www.cambridge.org/core/journals/publications-of-the-astronomical-society-of-australia/article/no-way-back-maximizing-survival-time-below-the-schwarzschild-event-horizon/2A1CCF5CB13E7BEFA6441B3038C635A3|aldizkaria=Publications of the Astronomical Society of Australia|alea=2|zenbakia=24|issn=1323-3580|doi=10.1071/AS07012|sartze-data=2022-06-22}}</ref>. Singularitatera iristen direnean, dentsitate infinitu bateraino zapalduak dira, eta euren masa zulo beltzarenari gehitzen zaio. Hori gertatu baino lehen, gero eta indartsuagoak diren [[marea-indar]]<nowiki/>ren ondorioz suntsituak izango lirateke, “[[espagetizazio]]a” deritzon prozesuan{{sfn|Wheeler|2007|p=182}}.

Zulo beltz kargatu (Reissner-Nordström) edo birakari (Kerr) baten kasuan, posible da singularitatea saihestea. Soluzio horiek ahalik eta gehien zabalduz gero, zulo beltzetik beste espazio-denbora batera irteteko aukera hipotetikoa dago, zulo beltzak [[Zizare zulo|zizare-zulo]] gisa jardunez{{sfn|Carroll|2004|p=265-266}}. Beste unibertso batera bidaiatzeko aukera, ordea, teorikoa baino ez da, edozein perturbaziok aukera hori suntsituko bailuke. Era berean, Kerr-en singularitatearen inguruan [[Denbora kurba itxi|denbora-kurba itxia]]<nowiki/>k jarrai daitezke (iraganera itzuliz), eta horrek [[kausalitate]] arazoak eragiten ditu, hala nola, [[aitonaren paradoxa]]{{sfn|Carroll|2004|p=266}}. Espero da efektu berezi horietako bakar batek ere ez duela iraungo zulo beltz birakari eta kargatuen tratamendu kuantiko egokian<ref>{{Erreferentzia|izena=Eric|abizena=Poisson|izenburua=Internal structure of black holes|orrialdeak=1796–1809|abizena2=Israel|izena2=Werner|data=1990-03-15|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.41.1796|aldizkaria=Physical Review D|alea=6|zenbakia=41|doi=10.1103/PhysRevD.41.1796|sartze-data=2022-06-22}}</ref>.

Erlatibitate orokorrean singularitateak agertzea teoriaren hausturaren seinale gisa ikusten da eskuarki{{sfn|Wald|1984|p=212}}. Haustura hau, hala ere, espero da; [[efektu kuantiko]]<nowiki/>ek ekintza hauek deskribatu beharko lituzketen egoera batean gertatzen da, dentsitate oso altuagatik eta, beraz, partikulen interakzioengatik. Gaur egun arte, ezin izan dira efektu kuantikoak eta grabitatorioak teoria bakar batean batu, mota horretako [[grabitate kuantikoa]]<nowiki/>ren teoria bat formulatzeko saiakerak dauden arren<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Black holes and quantum gravity|data=2009-04-07|url=https://web.archive.org/web/20090407043337/http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/bh_hawk.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2022-06-22}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=Quantum Gravity and Black Holes|data=2009-03-28|url=https://web.archive.org/web/20090328064842/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980420b.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2022-06-22}}</ref>.

=== Fotoien esfera ===
[[Fotoi]]<nowiki/>en esfera lodiera nuluko muga esferiko bat da, non esfera horrekiko [[Zuzen ukitzaile|tangente]]<nowiki/>etan mugitzen diren fotoiak zulo beltzaren inguruko orbita biribil batean harrapatuta geratuko liratekeen. Zulo beltz ez birakarien kasuan, fotoien esferak Schwarzschild erradioa baino 1,5 aldiz handiagoa den erradioa du. Bere orbitak [[dinamikoki ezegonkor]]<nowiki/>rak izango lirateke, eta, beraz, edozein perturbazio txikik, materia hutsezinazko partikula batek bezala, denborarekin haziko litzatekeen ezegonkortasun bat eragingo luke. Horrela, fotoia zulo beltzetik ihes eginaraziko liokeen kanporanzko ibilbide batean jarriz, edo amaieran gertaeren horizontea gurutzatuko lukeen barnealderanzko espiral batean<ref>{{Erreferentzia|izena=Daisuke|abizena=Nitta|izenburua=Shadows of colliding black holes|orrialdeak=063008|abizena2=Chiba|abizena3=Sugiyama|izena2=Takeshi|izena3=Naoshi|data=2011-09-14|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.84.063008|aldizkaria=Physical Review D|alea=6|zenbakia=84|doi=10.1103/PhysRevD.84.063008|sartze-data=2022-06-22}}</ref>.

Argiak fotoien esferatik ihes egiten jarrai dezakeen arren, sarrerako ibilbide batean fotoien esfera zeharkatzen duen edozein argi zulo beltzak harrapatuko du. Beraz, fotoien esferatik kanpoko behatzaile batengana iristen den edozein argi, fotoien esferaren eta gertakarien horizontearen artean dauden objektuek igorri behar izan dute. Kerren zulo beltz batentzako, fotoien esferaren erradioa espinaren parametroaren eta fotoiaren orbitaren xehetasunen araberakoa da, zeina “progradoa” (fotoiak zuloaren espinaren noranzko berean biratzen du) edo “erretrogradoa” izan daitekeen<ref name="Izenik-gabekoa-pNrT-2">{{Erreferentzia|izena=James M.|abizena=Bardeen|izenburua=Rotating Black Holes: Locally Nonrotating Frames, Energy Extraction, and Scalar Synchrotron Radiation|orrialdeak=347–370|abizena2=Press|abizena3=Teukolsky|izena2=William H.|izena3=Saul A.|data=1972-12-01|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1972ApJ...178..347B|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=178|issn=0004-637X|doi=10.1086/151796|sartze-data=2022-06-22}}</ref><ref name="Izenik-gabekoa-pNrT-2"/>.

=== Ergosfera ===
[[Fitxategi:Ergosfera și orizontul evenimentelor ale unei găuri negre rotative.gif|thumb|Ergosfera]]
Errotazioan dauden zulo beltzak geldirik geratzea ezinezkoa den espazio-denbora eremu batez daude inguratuta. Eremu horri ergosfera deritzo. Hau [[markoaren arrastatzea]] bezala ezagutzen den prozesu baten emaitza da; erlatibitate orokorrak iragartzen du errotazioan dagoen edozein masak hura inguratzen duen espazio-denbora arinki "arrastatzera" joko duela. Errotazioan dagoen masatik gertu dagoen edozein objektuk errotazioaren norabidean mugitzen hasteko joera izango du. Errotazioan dagoen zulo beltz baten kasuan, efektu hau hain da indartsua gertaeren horizontetik gertu, objektu bat kontrako norabidean argiaren abiadura baino azkarrago mugitu beharko litatekeela geldirik geratzeko{{sfn|Carroll|2004|loc=6.6. atala}}.

Zulo beltz baten ergofera zulo beltzaren gertaeren horizonteak eta ergoazalerak mugatzen duten bolumen bat da, poloetako gertaeren horizontearekin bat datorrena, baina ekuatorearen inguruan distantzia askoz handiago batera dagoena<ref name="Izenik-gabekoa-pNrT-1"/>.

Objektuak eta erradiazioa normalean ergosferatik atera daitezke. [[Penrose prozesua]]<nowiki/>ren bidez, objektuak sartu ziren baino energia gehiagorekin atera daitezke ergosferatik. Energia gehigarria zulo beltzaren errotazio-energiatik hartzen da. Modu honetan, zulo beltzaren errotazioa moteldu egiten da{{sfn|Carroll|2004|loc=6.7. atala}}. Penrose prozesuaren aldaketa bat eremu magnetiko indartsuen presentzian, [[Blandford-Znajeken prozesua]], [[Quasar|“quasar]]”-en eta beste [[nukleo galaktiko aktibo]]<nowiki/>en argitasunaren eta “jet” erlatibisten mekanismo probabletzat hartzen da.

=== Barruko orbita zirkular egonkorrak (ISCO) ===
[[Grabitate newtondar]]<nowiki/>rean, [[probazko partikulek]] modu egonkorrean orbitatu dezakete objektu zentral baten distantzia arbitrarioetan. Erlatibitate orokorrean, ordea, barruko orbita egonkor bat dago (sarritan ISCO deitua). Horren barnean, orbita biribil bati eragindako edozein perturbazio infinitesimalek zulo beltz baten inspirazioa ekarriko du{{sfn|Misner|Thorne|Wheeler 1973}}. ISCO-aren kokapena zulo beltzaren espinaren araberakoa da. Schwarzschilden zulo beltz baten kasuan, (zero espina) honako hau da:

<math>r_{\rm ISCO}=3 \, r_s=\frac{6 \, GM}{c^2}</math>

eta espinaren norabide berean orbitatzen duten partikulentzat gutxitu egiten da zulo beltzaren espina handitzean<ref name="Izenik-gabekoa-pNrT-2"/>.

== Sailkapena ==
Erlatibitate orokorraren arabera, zulo beltzak hiru parametrok definitzen dituzte: [[masa]], [[momentu angeluar]]ra eta [[karga elektriko]]a.<ref>{{erreferentzia | hizkuntza=en | abizena= Einstein | izena= A. | izenburua= On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses | url=https://archive.org/details/sim_annals-of-mathematics_1939-10_40_4/page/922 | aldizkaria= Annals of Mathematics | liburukia=40 | alea= 4 | orrialdea=922-936 | urtea=1939}}</ref>

=== Izar-masadun zulo beltza ===
Izar arrunt baten masa duena da, 4 eta 15 eguzki-masa bitartean.

1939an, [[Robert Oppenheimer]]rek 3,3 eguzki-masa baino gehiago duen objektu bat grabitate indarren eraginez zulo beltz bilakatuko dela frogatu zuen.<ref>{{erreferentzia|url= http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p374_1|izenburua= On Massive Neutron Cores|izena1= J. R. |abizena1=Oppenheimer |izena2= G. M. |abizena2= Volkoff |aldizkaria=Physical Review|liburukia=55|alea=374|data=1939-2-15|orrialdea= 374–381|hizkuntza=en}}</ref>

=== Masa ertaineko zulo beltza ===
100 eta 10.000 izar-masen parekoa duten zulo beltzak dira.

Duela gutxi aurkitu dira masa ertaineko zulo beltzak. 70eko hamarkadan erdi mailako zulo beltzak izar multzoen bihotzean zeudela suposatzen zen baina ez zen hipotesi hori baieztatzen zuen frogarik aurkitu. Beranduago, 2000. urteko behaketek [[galaxia|galaxien]] erdiguneei ez zegozkien X izpi ultra-argitsuen existentzia frogatu zuten.

=== Zulo beltz supermasiboa ===

Galaxia tipiko baten masaren %&nbsp;1 inguru biltzen dutenak dira, milioika eguzki-masa beraz. Jatorri ezberdinak izan ditzakete:

* izar kopuru handia espazioko eremu txiki batean dagoenean sor litezke;
* zulo beltz batek masa kantitate handia bereganatzen duenean;
* zulo beltz txiki ugari elkartuz.

Zulo beltz supermasiboentzako baldintza egokiak galaxia batzuen erdigunean topa litezkeela pentsatzen da. Posible da guztiz ohikoak izatea ere, eta galaxia gehienen erdigunean zulo beltz supermasiboren bat egotea, baita gu gauden [[Esne Bidea]]n ere.<ref>{{erreferentzia|url=https://aldizkaria.elhuyar.eus/albisteak/dozena-bat-zulo-beltz-txiki-gure-galaxiako-zulo-be/|aldizkaria=Elhuyar|izenburua=Dozena bat zulo beltz txiki, gure galaxiako zulo beltz erraldoiaren inguruan|abizena=Agirre Ruiz de Arkaute|izena= Aitziber}}</ref>

=== Zulo beltz primarioak ===
Zulo beltz primarioek, mikro zulo beltz edo zulo beltz kuantikoak ere deituak, oso tamaina txikia dute. [[Big Bang|''Big Bange''an]] dute sorburua, hortik datorkie izena.
== Behaketa ==
[[Fitxategi:Black hole lensing web.gif|thumb|Zulo beltz baten [[grabitazio-lente]] baten simulazioa, galaxia bat distortsionatuz]]
[[Fitxategi:Images of gas cloud being ripped apart by the black hole at the centre of the Milky Way ESO.jpg|thumb|Gas laino bat zulo beltz batez urratua da [[Esne Bide]]aren erdian (2006, 2010 eta 2013ko oharrak urdin, berde eta gorriz ageri dira hurrenez hurren).]]
[[Fitxategi:BH LMC.png|thumb| Zulo beltz baten ikuspegi simulatua [[Magallaesen Hodei Handia]]ren aurrean. Kasu grabitazio-lentearen efektuari, zeinak lainoaren bi ikuspegi handitu eta distortsionatuak eragiten dituen. Goikaldean zehar, [[Esne Bide]]aren diskoa ageri da, arku batean distortsionatua.]]
Teoriaren arabera ez dago zulo beltz batetik ihes egiteko adina abiadura duen partikularik, ezta argia bera ere; hori dela eta zulo beltzek ez dute beraien existentzia frogatzen duen aztarnarik igortzen. Halere zulo beltzak beraien inguruan gertatutako fenomenoei esker dira iragarriak: {{lang|en|''gravitational lensing''}} («grabitazio lenteak») eta materiarik ez dagoela dirudien espazioaren inguruan orbitatzen duten izarrek salatzen dute zulo beltzen presentzia.<ref>{{erreferentzia | hizkuntza=en | abizena=Marck | izena=Jean-Alain | izenburua=Short-cut method of solution of geodesic equations for Schwarzchild black hole | aldizkaria=Classical and Quantum Gravity | liburukia=13 | alea=3 | data=1996-03-01 | issn=0264-9381 | doi=10.1088/0264-9381/13/3/007 | orrialdea=393–402| arxiv=gr-qc/9505010 }}</ref>

Behaketarako efekturik ikuserrazena materia zulo beltzera amiltzen denekoa dela suposatzen da, ura kanilatik behera doanean bezala, eta ikaragarri beroa den eta oso azkar biraka dabilen akrezio disko batean biltzen da irentsia izan aurretik. Diskoak ondoko eremuekin duen marruskadurak gune hori oso bero bilakatzen du eta [[X izpi]] kopuru handiak igortzen ditu. Marruskadura hau oso eragingarria da eta objektu baten masaren % 50 bilaka dezake erradiazio energia. Fusio nuklearrak berak ere masaren energiaren ehuneko oso txiki bat bakarrik bihur dezake erradiazio. Aurreikusitako beste efektu batzuk ere badira, partikula zorrotada estuak diskoaren ardatzetik erlatibitate-abiaduran irtetea kasu.

Halere, [[akrezio-disko]], zorrotada eta orbitatzen duten objektuak ez dira zulo beltzen inguruan bakarrik topatzen, baita [[neutroi-izar]] bezalako objektuen inguruan ere, eta hauen inguruan objektuen dinamika zulo beltzen ingurukoaren oso antzekoa da, ikerkuntza esparru aktibo eta konplexuaren iturri, eremu magnetiko eta plasma fisikarekin zerikusia dutenetan.<ref>
{{erreferentzia
 | hizkuntza=en 
 |abizena1=Nowak |izena1=Michael A.
 |abizena2=Wagoner |izena2=Robert V.
 |urtea=1991
 |izenburua=Diskoseismology: Probing accretion disks. I - Trapped adiabatic oscillations
 |aldizkaria=Astrophysical Journal
 |liburukia=378 |alea= |orrialdea=656–664
 |bibcode=1991ApJ...378..656N
 |doi=10.1086/170465
}}</ref> Horregatik, akrezio-disko eta orbita mugimenduen behaketak erdigunean masa jakin bateko objektu trinko bat dagoela adierazten du soilik, baina objektu horren jatorriaz ezer gutxi esaten digu. Objektu bat zulo beltz kontsideratzeak beste edozein objektu ezin litekeela horren masibo eta trinkoa onartzea dakar. Astrofisikari gehienek hori horrela dela onartzen dute, erlatibitate orokorraren arabera, nahikoa dentsitate duen edozein materia zulo beltz batean kolapsatuko dela.

Zulo beltz eta aipatutako beste objektu masibo trinkoen arteko alde behagarri bat, X izpien igorpenen erregulartasunean datza. Erakarria den edozein materiak aurretik erakarritakoarekin talka egingo du erlatibitate-abiaduran, X izpi eta beste erradiazio gogor batzuk igorriz modu ez erregularrean. Ondorioz, masa kontzentrazio trinko baten inguruan erradiazio irregular hauek aurkitzen ez baditugu, objektu hori zulo beltz kontsideratzen da, materiaren talka eragingo duen azalera ez duen objektua beraz.

=== Aztarnak ===
Gaur egun, zeharkako behaketa astronomikoen bidez lortutako zulo beltzen aztarna ugari daude, bi masa multzotan: izar masadun zulo beltzak eta zulo beltz supermasiboak.

Gainera masa ertaineko zulo beltzen aztarna batzuk ere badira. Zulo beltz horiek zulo beltz supermasiboak eratzearen eragile izan litezke.

Zulo beltzak izateko probabilitatea zuten objektuak tamaina eta abiadura egokiak zituen akrezio-diskoaren presentziagatik ziren identifikatuak, beste objektu trinkoen inguruan espero litekeen erupzio irregularren presentziarik gabe. Izar masadun zulo beltzak gama izpien leherketarekin erlazionaturik egon litezke, [[gama izpi]]en leherketak [[supernoba]] eta zulo beltzak ez diren beste objektu batzuekin erlazionaturiko behaketetan bien arteko erlazioaren aukera murriztu arren.

Zulo beltzak izateko lehen hautagaiak 1960eko hamarkadan [[irrati astronomia|irrati-astronomoek]] aurkitutako nukleo galaktiko aktiboak eta [[quasar]]rak izan ziren.

Objektu hauek sortzen duten energia kopuru handiaren azalpen bakarra zulo beltzen akrezio-diskoaren marruskaduraren ondorioz, eraginkortasunez masa energia bilakatzean askatutako energian datzala dirudi.

1970eko hamarkadan, teoria horren onarpenak quasarrak urruneko galaxiak zirelako uste zabaldua desegin zuen, hau da, bertan behera geratu zen inongo mekanismo fisikok hain energia kopuru izugarria ezin duela sortu zioen ustea.

1980ko hamarkadan galaxia erdiguneen inguruan mugitzen ziren izarren mugimenduen behaketei esker, zulo beltz supermasiboak galaxia gehienen erdiguneetan daudela uste da, baita Esne Bidean ere.<ref>{{erreferentzia|url=https://zientziakaiera.eus/2018/04/11/7847/|data=2018/04/11|aldizkaria=Zientzia Kaiera|izenburua=Galaxiaren erdialdean milaka zulo beltz daudela kalkulatu dute|izena=Juanma |abizena=Gallego}}</ref> Gaur egun Sagittarius A*, Esne Bidearen erdialdean kokatua, zulo beltz supermasibo baten kokalekutzat hartzen da. Aurkikuntza berriek zulo beltzak galaxien sorreran duten parte hartzea erakusten dute.

Gaur egungo fisikaren legeak zuzenak direla jotzen badugu, [[Sagittarius A*]] objektu astronomikotik unitate astronomiko gutxi batzuen barruan dauden izarren orbitak adierazten digu [[Esne Bidea]]ren erdigunean dagoen objektua zulo beltz bat besterik ezin litekeela izan Sagittarius A* hori.

[[Fitxategi:M87_jet.jpg|ezkerrera|thumb|[[Messier 87|M87 galaxiak]] igorritako zorrotada galaxiaren erdigunean dagoen zulo beltz supermasibo baten ondorio dela suposatzen da]]

Gaur egun galaxia guztiek erdigunean zulo beltz supermasibo bat dutela uste da, eta honek galaxiako erdigunean dagoen gas eta hauts guztia irensten duela, erradiazio ikaragarria sortuz prozesuan. Inguruko masa guztia irentsitakoan jada ez du materia zorrotadarik jaurtitzen.

Honek azaltzen du zergatik ez dagoen quasarrik gertu. Zergatiak argi ez dauden arren zulo beltzen hazkundea osagai esferikoa, galaxia eliptikoa edo espiral-galaxiaren bat-bateko hazkundearekin erlazionatzen da, bertan bizi baita. Interesgarria da nola ez dagoen zulo beltz supermasiboen existentziaren ziurtasunik ''[[globular cluster]]'' delakoen erdigunean, horiek galaxietatik arras ezberdinak direla adieraziz.<ref>{{erreferentzia
 | hizkuntza=en 
 |izena1=E. |abizena1=Vesperini
 |izena2=S. L. W. |abizena2=McMillan
 |izena3=A. |abizena3=d'Ercole
 |izena4=F. |abizena4=d'Antona
 |izenburua=Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters
 |aldizkaria=The Astrophysical Journal Letters
 |liburukia=713 |alea=1
 |orrialdea=L41–L44 |urtea=2010
 |doi=10.1088/2041-8205/713/1/L41
 |arxiv=1003.3470
|bibcode=2010ApJ...713L..41V}}</ref>

=== Zulo beltzak gaur egun ===
Zulo beltzak deskribatzeko bi teoria posible daude: [[Mekanika kuantiko|kuantika]] eta [[Erlatibitatearen teoria|erlatibitatea]]. Mekanika kuantikoak gauza txikien izaera azaltzen du eta erlatibitate orokorrak gauza pisutsuen izaera. Bi teoriak ez dira bateragarriak, beraz zulo beltzen izaera deskribatzean kuantika erabili daiteke txikia izateagatik edo erlatbitatea pisutsua izateagatik. Fisika aurretuagoa izan arte ezin da fenomeno hau guztiz azaldu.

=== Azken aurkikuntzak ===
1995 urtean UCLA-ko ikertzaile talde batek zulo beltz super masiboen existentzia frogatu zuen ordenagailuan egindako simulazioen bidez. Kalkulu hauek eta gero, teknika aureratuak erabiliz, baieztatu zen gure galaxiaren zentrutik igortzen diren argi izpiak zerbaitek deformatzen zituela. Deformazio hori zulo beltz super masibo baten ondorio da, [[Sagittarius A*]] izenekoa. 2007-2008 urteetan experimentu batzuk egin ziren galaxiako erdigunean dagoen zulo beltz honen tamaina zehazteko, kalkulatu dute bere masa eguzkiarena baino 4.5 milio handiagoa dela eta 26000 argi urtetara dagoela. Gaur egun, zulo beltz hau ez da aktiboa bere inguruko materiaren zati handi bat kontsumitu duelako eta erradiazio kantitate handia emititzen duelako.

2004ean zulo beltz talde bat aurkitu zen, zulo beltzak unibertsoan nola banatzen diren hobeto ulertaraziz. Honek ikerlariak unibertsoan zulo beltzen kopurua berrikustera bultzatu ditu. Uste zena baina bost aldiz zulo beltz gehiago daudela pentsatzen da gaur egun.

2004ko uztailean astronomoek zulo beltz erraldoi bat aurkitu zuten, Q0906+6930, [[Hartz Nagusia]] konstelazioan dagoen galaxia urrun baten erdigunean. Aurkitutako zulo beltzaren tamaina eta aurreikusitako adinak unibertsoaren adina aurkitzen lagun dezakeen ezaugarriak ditu.

2004ko azaroan astronomo talde batek Sagittarius A*tik hiru argi urteetara orbitatzen ari den gure galaxiako lehen masa ertaineko zulo beltzaren aurkikuntzari buruzko informazioa azaldu zuten. 1300 eguzki-masa dituen masa ertaineko zulo beltz hau, zazpi izarreko taldearekin batera, galaxiaren erdiguneak banatutako izar masibo multzo baten hondakinak dira ziurrenik. Aurkikuntza honek zulo beltz supermasiboak ondoko zulo beltz txikiagoak eta izarrak irentsiz hazten direnaren ideia babestuko luke.

2005eko otsailean, SDSS J090745.0+24507 izar erraldoi urdina Esne Bidetik ihes abiaduraren bikoitzean (argi-abiaduraren 0.0022) urruntzen aurkitu zen. Izarraren bideak galaxiaren erdigunera garamatza. Bere abiadura handiak galaxiaren erdigunean zulo beltz supermasibo bat dagoelako hipotesia babesten du.

Lurreko [[partikula azeleragailu]]etan mikro zulo beltzaren eraketaren berri eman da, baina baieztatzeke dago oraindik. Beraz ez dago zulo beltz primarioentzako izangairik.

2016ko otsailaren 11an, [[LIGO]] behatokiak [[uhin grabitazional]]en lehenengo behaketaren berri eman zuen.<ref>{{erreferentzia|egunkaria=[[Berria]]|data=2016-02-12|url=http://www.berria.eus/paperekoa/1774/009/001/2016-02-12/kosmosa_ulertzeko_beste_ate_bat.htm|egilea=Garikoitz Goikoetxea Arantxa Iraola|izenburua=Kosmosa ulertzeko beste ate bat}}</ref> Jasotako datuen arabera uhin horiek bi zulo beltzen arteko talkaren ondorioz sortu ziren. Zulo beltz bat zuzenean detektatzen den lehenbiziko aldia da izan zen, ordu artekoak soilik zeharkako frogetatik ondorioztatu baitira.

2019ko apirilaren 10ean, [[Event Horizon Telescope]]-k (EHT-k) zulo beltz baten argazki bat egin zuen lehengo aldiz, [[Messier 87|M87]] galaxiaren zentruan dagoen zulo beltz super masiboaren argazkia hain zuzen.

== Oharrak ==
{{Erreferentzia zerrenda|taldea=oh}}

== Erreferentziak ==
{{erreferentzia_zerrenda|30em}}

== Bibliografia ==
* {{Erreferentzia|izena=Sean M.|abizena=Carroll|izenburua=Spacetime and geometry : an introduction to general relativity|argitaletxea=Addison Wesley|data=2004|url=https://www.worldcat.org/oclc/53245141|isbn=0-8053-8732-3|pmc=53245141|sartze-data=2022-06-21}}
* {{Erreferentzia|izena=Charles W.|abizena=Misner|abizena2=Thorne|izena2=Kip S|abizena3=Wheeler|izena3=John|
izenburua=Gravitation|data=1973|url=https://www.worldcat.org/oclc/585119|isbn=0-7167-0334-3|pmc=585119|sartze-data=2022-06-21}}
* {{Erreferentzia|izena=Robert M.|abizena=Wald|izenburua=General Relativity|argitaletxea=University of Chicago Press|hizkuntza=en|data=1984|url=https://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC|isbn=978-0-226-87037-3|sartze-data=2022-06-21}}
* {{Erreferentzia|izena=J. Craig|abizena=Wheeler|izenburua=Cosmic catastrophes : exploding stars, black holes, and mapping the universe|argitaletxea=Cambridge University Press|data=2007|url=https://www.worldcat.org/oclc/173252787|edizioa=2nd ed|isbn=0-511-26911-0|pmc=173252787|sartze-data=2022-06-21}}

== Ikus, gainera ==
* [[Izar]]
* [[Gertakari-horizonte|Gertakari horizonte]]
* [[Neutroi-izar|Neutroi izar]]
* [[Nano zuri]]

== Kanpo estekak ==
=== Ingelesez ===
* [https://web.archive.org/web/20080517091731/http://hubblesite.org/go/blackholes Black Holes: Gravity's Relentless Pull] Award-winning interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/htmltest/gifcity/bh_pub_faq.html FAQ on black holes]
* [https://web.archive.org/web/19980118051503/http://casa.colorado.edu/~ajsh/schwp.html Schwarzschild Geometry] on [https://web.archive.org/web/20110606131650/http://casa.colorado.edu/~ajsh/ Andrew Hamilton’s website]
* [https://web.archive.org/web/20061019083226/http://www.knowledge-storage.org/astronomy/black-hole.html Black Hole in Knowledge storage]
* Tufts University: [https://web.archive.org/web/20110711163109/http://hepguru.com/blackholes/ Student Project (Great Kid's Section)]
* [https://web.archive.org/web/20040925044354/http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/index.php Movie of Black Hole Candidate from Max Planck Institute]
* [https://blue.utb.edu/newsandinfo/2006%AD%AD_04_13BreakthroughBlackHoles.htm 13 Apr 2006: UT Brownsville Group Simulates Spinning Black-Hole Binaries]{{Apurtutako esteka|date=martxoa 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}
* [http://www.sciencedaily.com/news/space_time/black_holes/ Black Hole Research News] on [http://www.sciencedaily.com/ ScienceDaily]
* [http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=0004567B-11FB-1EDD-8E1C809EC588EF21 Scientific American Magazine (July 2003 Issue) The Galactic Odd Couple - giant black holes and stellar baby booms]
* [http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=000CCC72-2AED-1264-980683414B7F0000 Scientific American Magazine (May 2005 Issue) Quantum Black Holes]
* [http://www.space.com/blackholes/ SPACE.com All About Black Holes] News, Features and Interesting Original Videos
* [https://web.archive.org/web/20071005041555/http://www.larger-than-life.org/modules.php?name=Content&pa=showpage&pid=7 Black holes explained] Information about Black Holes at larger-than-life.or
* [https://www.bbc.co.uk/programmes/p00547f4 Black Holes] [[:en:In_Our_Time_(radio_series)|on ''In Our'']] ''Time'' at the [[:en:BBC|BBC]]
*
* ''[[:en:Stanford_Encyclopedia_of_Philosophy|Stanford Encyclopedia of Philosophy]]'': "[http://plato.stanford.edu/entries/spacetime-singularities/ Singularities and Black Holes]" by Erik Curiel and Peter Bokulich.
* [[:en:ESA|ESA]]'s [https://web.archive.org/web/20190503070935/https://www.esa.int/gsp/ACT/phy/Projects/Blackholes/WebGL.html Black Hole Visualization]
* [http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/home.html Hubble site]
* [https://www.nytimes.com/2021/04/22/science/black-holes-astrophysics-names.html Black holes - basic (NYT; April 2021)]

=== Frantsesez ===
* [http://www.futura-sciences.com/comprendre/d/dossier4-1.php Trou noir], dossier introductif par futura-sciences.com
* [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=37 Astrofiles : Le mystère des trous noirs]
* [https://web.archive.org/web/20051016060404/http://lpsc.in2p3.fr/ams/aurelien/aurelien/cern.pdf Recherche de nouvelle physique avec les micro trous noirs] A. Barrau & J. Grain, CERN.
* [http://perso.orange.fr/trounoir/ Les Trous Noirs]

=== Gaztelaniaz ===
* [https://web.archive.org/web/20061022144759/http://www.infoastro.com/200407/21hawking_agujeros_negros.html Stephen Hawking cambia de opinión sobre los agujeros negros]
* [https://web.archive.org/web/20180504092002/http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/videos.htm Proyecto Celestia] Vídeo de la captura (simulada) de una nave espacial por un agujero negro (CYGNUS X1).
{{autoritate kontrola}}

[[Kategoria:Zulo beltzak| ]]
[[Kategoria:Astronomiako kontzeptuak]]