55
Szélsőséges ojjektumok
-
#15
szeretném megtudni hogy néz ki egy IGAZi Fekete Lyuk! -
#14
Miért pont szerdán ?!! Addig gyorsan ledoktorálsz, vagy miaszösz ?!! :DDD -
#13
én nézni szeretem:D -
_Vegeta_ #12 En varom, szeretek fekete lyukakrol olvasni. :) -
asd2100 #11 Ha ugy gondoljátok, hogy CSAK másolom, akkor tegyetek fel néhány kérdést és szerdán tartok nektek egy kis oktatást... -
Cat #10 ezeket csak másolja -
#9
ja, én kettőt adtam volna neki:) -
Grusi #8 Ezt látva kétlem, hogy rászolgáltál volna arra a büntipontra :D -
asd2100 #7 Neutroncsillagok
A neutroncsillagok kisméretű, nagytömegű égitestek, anyaguk nagyrészét neutronok alkotják. Szupernóvarobbanások során keletkeznek a csillagok magjából. Átmérőjük 10 km körüli, sűrűségük az atommag sűrűségéhez áll közel: 1017-1019 g/cm3. A nagytömegű csillag összeroskadása során a hatalmas nyomás hatására az anyag nagyrésze neutronokká alakul. Ezek után az objektum már nem termel energiát, a további összehúzódást az egymásnak préselődő neutronok állítják meg.
(A szabad neutronok egyébként nem stabil képződmények, laboratóriumi körülmények között gyorsan elbomlanak. Itt azonban erre képtelenek, a hatalmas sűrűség miatt ugyanis az összes energiaszint telítve van.) A neutroncsillagok tömege 0,5 és 3-4 naptömeg közötti lehet, általában 5-30 naptömegű csillagok élete végén alakulnak ki. Az 1,4 naptömegnél kisebb tömegű mag elméletileg fehér törpe formájában is stabil állapotba juthat. Erre azonban ez esetben nincs lehetőség, mivel a szupernóvarobbanáskor bezuhanó külső rétegek akkora nyomást fejtenek ki a magra, hogy annak az elfajult elektrongáz nem tud ellenállni. (A tömeg felső határa elég bizonytalan, ezt ugyanis erősen befolyásolja a csillag mágneses tere és az összehúzódás során felgyorsuló pörgés.)
Persze a neutroncsillagok sem csak neutronok homogén keverékéből állnak, hanem más részecskéket is tartalmaznak. Belső szerkezetükről csak közelítőleges modelljeink vannak. Felszínükön valószínűleg néhány méter vastag "gázréteg" található, itt az atommagok még megtartják elektronjaikat, az elektronhéjak azonban az erős mágneses tér következtében eltorzulnak, összenyomódnak. (A csillag összehúzódása során kis térfogatba préselve felerősödik az eredeti mágneses tér.) A felszíni kb. 1 km vastag rétegben nehéz, főleg vas atommagokat találunk kristályrácsba rendeződve, melyeket elektronok "tengere" jár át. A külső kéreg után mintegy 2 km vastag réteg következik, itt a kristályos szerkezetbe kapcsolódó atommagok között az elektronok mellett már szabad neutronok is megjelennek. Ez alatt következik a neutroncsillag legnagyobb kb. 10 km-es övezete, amelyet főleg neutronok alkotnak, kevés proton és elektron "szennyezéssel". Itt a neutronok bizonyos szempontból folyadékként viselkednek: az anyag szupravezető, azaz ellenállás nélkül vezeti az elektromos áramot, és szuperfolyékony, nincs viszkozitása. A centrumban feltehetőleg a neutronoknál még nehezebb magok találhatók, melyek hétköznapi körülmények között rendkívül gyorsan elbomlanak.
A neutroncsillagok gyorsan hűlnek, kialakulásuk után néhány hónappal felszíni hőmérsékletük tízmillió K alá, majd néhány ezer, tízezer év alatt egymillió K alá süllyed. Az impulzusmegmaradás törvénye értelmében az összeroskadó csillag forgási sebessége hatalmas lesz, másodpercenként többször is megfordul tengelye körül. (Ha Napunkat hirtelen neutroncsillaggá nyomnánk össze, tengelyforgási ideje 0,0001 másodperc lenne.) A neutroncsillagok kiterjedt és rendkívül nagy energiatartalmú magnetoszférával rendelkeznek, ennek belső tartományai együtt forognak az égitesttel, a külső részek pedig spirálisan feltekerednek.
A periodikus rádiósugárzást kibocsátó pulzárok neutroncsillagok. Itt valószínűleg az égitest felszínének egy, illetve több pontjáról vagy a neutroncsillagot környező magnetoszférából nagyenergiájú rádiósugárzás relatíve keskeny nyílásszög alatt távozik el (akárcsak egy jó fényszórónál). Ennek észlelésére pedig csak akkor van lehetőség, ha a kérdéses sugárzási "kúp" éppen ránk mutat. A gyors tengelyforgás következtében erre rendkívül gyakran kerülhet sor, ezért látjuk pulzálni az égitestet. (A pulzárok periódusának segítségével lehet a neutroncsillagok tengelyforgási időtartamát meghatározni.) A neutroncsillagok kismértékben folyamatosan lassulnak, mivel pörgésük kinetikus energiája elektromágneses energiává alakul és eltávozik. A forgás lassú, folyamatos csökkenésén kívül szabálytalan, ugrásszerű változások is előfordulnak. Ezeket olyan "csillagrengések" (glitch-ek) válthatják ki, melyek során átrendeződés történik a csillag belső szerkezetében. A rendkívül gyors pörgés következtében a neutroncsillag alakja ugyanis enyhén lapult, ez a lapultság pedig a pörgés lassulásával csökkenni fog, aminek a szilárd kéreg ellenáll. Törések, hasadások keletkeznek benne, tömegátrendeződések történnek, ezek válthatják ki a csillagrengéseket.
-
asd2100 #6 Ismét hipernóva: SN 2002ap
A robbanás sebességét tekintve a legnagyobb, egyben a hozzánk legközelebbi hipernóva 2002. január 29-i "eldurranása" (fölfedezése) azonnal jeletékeny tudományos visszhangot keltett. Az eddigi megfigyelések krónikája a következõ. Az elsõ spektrumok nagyon lapos, kiszélesedett abszorbciós "gödröket" mutattak, az 1997ef-nél kékebb hipernóvára utalva. A hipernóva az M74 peremén látszik, a spektrum alapján alig szenved galaktikus abszorbciót, intersztelláris anyaggal nem hat kölcsön. Jellemzõ, hogy saját galaxisunk ötször több fényt nyel el az M74 irányából, mint az M74 a hipernóva fényébõl. Megfigyelésekor a robbanás fényét gyakorlatilag "nyers valóságában" látjuk, s ez minden szempontból elõnyös. A spektrumban az M74 vöröseltolódásával eltolódott intersztelláris vonalakat lehet azonosítani (Na, Ca), tehát az objektum mindenképpen legalább az M74 távolságában van. Nagyobb vöröseltolódású vonal nem figyelhetõ meg, tehát bizonyosan nem az M74 hátteréhez tartozik, hanem az M74-ben levõ objektumnak kell tekintenünk. Február 3-án a CaII infravörös triplet alapján 45 ezer km/s leáramlási sebességet mértek, ami minden eddigi hipernóvát túlszárnyal. A robbanás rádiófluxusa (8.5 Ghz-en) 1 nagyságrenddel kisebb az 1998bw-nél, fényességi hõmérséklete 3x10^10 K (!) volt. A progenitort máig nem találták, az elsõ "azonosítások" (21.5 magnitúdós csillag) után a pontosabb asztrometriák kimutatták, hogy ezek az azonosítások tévesek voltak. Egyelõre úgy látszik, nem találtak a robbanás helyén 22.5 magnitúdónál fényesebb csillagot. Február 1-jén a rádiófluxus alapján relativisztikus effektusok és az inverz Compton-szórás miatt 0,2 mas méretû tartományból erõs röntgen-fluxust jósoltak. Február 6-án sikerült ezt a sugárzást azonostani, az XMM-Newton 3,5 szórással a háttér fölött röntgenfluxust detektált. Február 22-én, Motohara és mtsai spektrumán a HeI P Cyg profilja még mindig 16 ezer km/s-os leáramlásra utalt. Ugyanezen a napon Kawabata és mtsai a Subaru 8,3 méteres távcsövével végeztek spektrofotometriát, és bonyolult, aszimmetrikus szerkezetû robbanást találtak. Február 28-án továbbra is 16500-23000 km/s-os leáramlásokról tudósítanak (Danziger és mtsai.). Bár a jelenséget a legkülönbözõbb hullámhoszakon megfigyelték, máig nem sikerült GRB formájában azonosítani. Miután minden GRB-adatbázist már többször átvizsgáltak, nem valószínû, hogy a késõbbi azonosításban még reménykedni lehet. További megoldatlan kérdés a progenitor hiánya, mert ha szuperóriás robbanására vezetjük vissza e hipernóvát, úgy -21.5 magniúdós fényességû progenitort kellene találnunk. A robbanás legnagyobb fényessége is kb. egy magnitúdóval maradt el a legoptimistább várakozásoktól. Azonban a megfigyelt, hipernóvának is nagy nagy sebesség, s az, hogy legalább egy hónapon keresztül alig csillapodott a kiröpülés sebessége, az elõzõekkel egybevetve arra utal, hogy az SN 2002ap egyáltalán nem közönséges hipernóva. Könnyen úgy járhatunk vele, mint - más okokból - az SN 1987A-val: lehetséges, hogy a leglényegesebb asztrofizikai eredmények egy évtized elmúltával derülnek ki.
-
asd2100 #5 A hipernóvák az egyik legnagyobb megfigyelt robbanások az általunk ismert Világegyetemben. Jelenleg úgy képzeljük, hogy a jelenség nagyon nagy tömegû, H, He légkörüket már elvesztett, magányos csillagok robbanásával jön létre, amely robbanás eredményeként fekete lyuk keletkezik a csillag magjából. A modellek szerint tízszer több anyag és harmincszor nagyobb energia szabadul föl, mint Ia szupernóva esetén (Iwamoto, Nature, 1998). A ledobóbó anyag nagyságrendileg tíz naptömeg, ami szintén arra utal, hogy nem fehér törpe, hanem nagytömegõ csillag robbanását figyeljük meg. A ledobódás sebessége 20-45 ezer km/s. A modellt megerõsíti az is, hogy a robbanásokat mindig heves csillagkeletkezés régióiban figyeljük meg, pontosan ott, ahol a hiperóriás csillagoknak lenniük kell. A robbanás mindig aszimmetrikus, így nyalábolt röntgen és gamma-kilövellést eredményezhet. Megfelelõ körülmények közt társulhat tehát GRB-vel (SN 1998bw), röntgen- (1998bw, 2002ap) és rádiószupernóva-jelenséggel (1998bw, 2002ap). Energiájukban és fénylésükben (az abszolút V fényesség -20 magnitúdó is lehet) nagyságrenddel múlják fölül az Ia szupernóvákat. A spektrum kezdetben klasszifikálhatatlan, a ledobódás sebességtere (karakterisztikusan a fénysebesség tizede) összemossa a normális esetben tisztán látható szupernóva-spektrum szerkezetét. Mivel nem figyelhetõ meg sem hidrogén, sem szilícium, sem hélium (hiszen egyáltalán semmi sem látszik), így pekuliáris Ic robbanásként kell klasszifikálni az objektumot. A kései spektrum - 1-2 év múlva, miután lelassult a hevesen szétszóródó anyag - a kései Ia maradványokkal mutat rokonságot. Ez tehát a hipernóvák metamorfózisa. S ez egyik oka annak, hogy újabban külön objektumként kezelik a hipernóvákat.
Korábbi hipernóvák
Az elsõ hipernóva-robbanást 1997-ben figyelték meg, s az SN 1997ef jelölést kapta. Az UGC 4107 galaxisban figyelték meg, azonban 16.5 magnitúdós maximális V fényessége (-19.2 abszolút fényesség) miatt nem kerülhetett a kisebb csillagvizsgálók s az amatõrcsillagászok könnyen megfigyelhetõ objektumainak listájára. Reveláció erejével hatott, hogy az elsõ spektrumok vonalprofilja annyira ki volt szélesedve, hogy azt sem lehetett eldönteni, emissziós vagy abszorpciós spektrum keletkezett-e. Az elsõ hét napban a robbanás sebességére 20-30 ezer km/s sebességet számítottak. Késõbb, amint lassult a robbanás ereje, és értelmezhetõvõ vált a spektrum, spektrofotometriai úton erõsen aszimmetrikus robbanást mutattak ki. Mazzali és mtsai (2000, ApJ 545) spektrumszintézissel modellezték a robbanást: 9,7 M_o (Nap) ledobódó anyagot és 1,75x10^52 erg teljes energiát számítottak a robbanásra. A jelenséget nem figyelték meg GRB formájában, az SN 1998bw után azonban azonosítani vélték a GRB 970514-gyel (Turatto és mtsai, 2000, ApJ 534). Azt, hogy az 1997ef nem egy pekuliáris jelenség volt, hanem egy új objektumtípus példánya, egy évvel késõbb, az 1998bw hipernóva után kezdte elfogadni a tudományos közvélemény. Az utóbbi robbanást elõször GRB formájában azonosították, s az optikai képet a GRB 980425 utánfénylését keresve találták meg. Erõs rádióforrás is volt. A korai spektrum igen hasonló volt az 1997ef-hez, 6 napon át 30 ezer km/s sebességû leáramlás volt megfigyelhetõ. A kései spektrum gyorsan átalakult Ia típusúvá, a robbanás energiája kétszeresen haladta meg az 1997ef-ét (Patat és mtsai, 2001, ApJ 555). Kétségkívül a gammakitöréssel fönnálló kapcsolata került az érdeklõdés középpontjába, s a szupernóvák és gammakitörések közti kapcsolatot vitatók szerint a GRB 980425 8 ívperces (5-szigma) hibahatárán belül található, az asztrometriai pozíciótól 4 és 6 ívpercre lévõ röntgenforrások valamelyike lehetett a GRB forrása. Azonban a szupernóva a hibafüggvény közepén helyezkedik el, s így messze ez tûnik a legvalószínûbb gamma-forrásnak. Mint utaltunk rá, az Iwamoto-modell megfelelõ irányból szemlélve GRB-t is produkálhat, kérdés, hogy a jövõben milyen hipernóva-GRB kapcsolatokat fogunk föltárni. Meg kell jegyeznünk, hogy az SN 1999cy szupernóva is GRB-jelenséggel lehetett kapcsolatban. Eddig ez volt a legfényesebb megfigyelt szupernóva-robbanás, azonban sûrû intersztelláris felhõ közepén következett be, s így fényességét az intersztelláris anyaggal való kölcsönhatás erõsen befolyásolta. Az SN 1998ey robbanása hasonló módon zajlott le, s így csak a szakirodalom egy része tekinti azt hipernóvának.
-
asd2100 #4 Szupernóvák és még nagyobbak
A szupernóvákat fotometriai és spektroszkópiai megfigyeléseik alapján két fõ csoportra és öt nagyobb alcsoportra oszthatjuk. Az Ia, Ib, Ic csoportba spektroszkópiai jellemzõk alapján sorolhatók a csillagrobbanások: a spektrumban nem figyelhetõ meg hidrogén; az a alcsoportban Si, a b alcsoportban He található; a c csoport pedig az összes maradék számára van fönntartva. A II típusban hidrogénvonalak megfigyelhetõek, egy lehetséges osztályozás alapja az, hogy bolometrikus fénygörbéjük lineáris vagy "púpos", platós szerkezetû. Az események klasszikus leírásában két modell vált általánosan elfogadottá. Az Ib, Ic, II típusok fizikáját magányos, nagytömegû csillagok fölrobbanásával magyarázzák. A spektroszkópiai különbségek oka az lehet, hogy a robbanás elõtti csillag légköre más összetételû: például elvesztette H vagy He légkörét, mert a progenitor óriáscsillag erõteljes csillagszele lefújta azt a csillagról. A "maradék" légkör lerobban, a közben keletkezõ radioaktív anyagok bomlása pedig emisszióra gerjeszti az anyag atomjait. A robbanás fényessége így a ledobódó anyag, különösen pedig a néhány napos bomlásidejû izotópok mennyiségétõl függ. Az Ia robbanásokat közismert módon a kritikus tömeget túllépõ fehér törpék összeomlásával magyarázhatjuk. A fehér törpékben, ugyanúgy, mint a csillagok magjában, az anyag elfajult állapotban van, állapotegyenletét a (gimnáziumban kémia anyagban szereplõ!) Pauli-féle kizárási elv határozza meg: két elektron nem kerülhet azonos kvantumállapotba, ezért az elektronok bizonyos távolságot tartanak egymás közt. E nyomás eltörpül a hõmérsékletbõl származó termodinamikai nyomás mellett, azonban ennek is van "fölsõ határa". Ha valamiért a csillag gravitációja "jobban húzza össze" a csillagot, mint ahogy ellensúlyozza a gáz nyomása, neutroncsillag kialakulásának kíséretében lerobban a csillag felszíne, és az elõzõ mechanizmushoz teljesen hasonlóan fölfénylik a szupernóva. Meghaladja e cikk kereteit, hogy részletezzük, miként haladja meg a gravitáció a nyomás gradiensét ("anyagot széttartó erejét") a csillagban. Az általánosan elterjedt modell szerint az Ia szupernóvák kettõs rendszerben jönnek létre: a vörös óriáscsillagról anyagot kap a fehér törpe komponens, majd a határtömeget elérve összeomlik. Bár a megfigyelési oldal ezt a modellt sokrétûen igazolta, elméletileg úgy is kialakulhat Ia szupernóva, ha egy magányos, kritikusan nagytömegû, forró fehér törpe lassan kihûl, s így a határtömeg kismértékû hõmérsékletfüggése miatt már nem maradhat fehér törpe állapotban: magjából kifelé megindul a neutronizáció, s megindul az összeomlás. Mindezeket a csillagrobbanásokat jól leírják a "klasszikus" modellek: az összes hullámhosszon megfigyelt spektrumok és fényváltozások magyarázhatóak e modellekbõl. Visszafelé: a megfigyelések alapján kiszámolható olyan csillag, amelynek robbanása az észlelt spektrumot és fényváltozásokat produkálja; az eljárást spektrumszintézisnek nevezzük. A progenitor és a robbanás jellemzõi ilyen úton általában kiszámolhatók.
Ha a modellek ilyen jól leírják a megfigyelések 999 ezrelékét, különösen nagy visszhangot kelt, ha egy új, az eddigi modellek egyikébe sem illeszthetõ csillagrobbanás figyelhetõ meg. A tudományos vizeket 1997 óta fodrozgatja olyan szupernóva-robbanások észlelése, melyek során tízszer több anyag dobódik le a csillagról, s harmincszor nagyobb energia szabadul föl, mint a legenergikusabb Ia robbanások esetében. A ledobódó anyag sebessége nagyságrendileg a fénysebesség tizede. Az ilyen kataklizmikus jelenségeket 1998 óta hipernóváknak nevezzük.
Aszimmetrikus robbanások...
E fejezetben látszólag még mindig kevés szó esik a hipernóvákról, s inkább általában a szupernóvákról beszélünk. Ám a hipernóvák leglényegesebb megfigyelhetõ paramétereit, a nagy sebességeket és a GRB-kapcsolatokat úgy tudjuk pontosabban megérteni, ha a csillagrobbanásokról alkotott képünket árnyaltabbá tesszük. A szupernóvák modellezésekor általában föltételezzük, hogy a ledobódó anyag gömbszimmetrikus. Ez általában jó, de mindenképpen durva közelítés, s épp a hipernóva-robbanások fizikája ad arra példát, hogy egy csillag nem csak gömbszimmetrikus módon robbanhat föl. Hogy miért durva, mutatja az alábbi gondolatmenet. Egyrészt a robbanás elõtt a csillag maga sem gömbszimmetrikus, hiszen forog (még ha nagyon lassan is) és van mágneses tere. Ugyanakkor a robbanás utáni képzõdmény sem gömbszimmetrikus, a maradvány - neutroncsillag vagy fekete lyuk - gyorsan forog, és a neutroncsillagnak még erõsebb mágneses tere van. A szupernóva-maradványok is meglehetõsen aszimmetrikusak. Miért lenne a robbanás maga gömbszimmetrikus? Az eddigi jelenségeket elhanyagolva a nagysebességû neutroncsillagok magyarázata még mindig kérdéses marad (t.i. nagyon sok neutroncsillagot ismerünk, melyek több száz km/s-os térbeli sebességgel mozognak a Tejútrendszeren belül). Gömbszimmetrikus modellben magyarázhatjuk úgy, hogy Ia szupernóvák fehér törpéje tömegének nagy részét ledobva kiszabadul a gravitációs kötésbõl, s létrejön a nagysebességû neutroncsillag. Másik lehetõség a magányos csillag gömbszimmetrikus robbanásából származó, kvantumfizikai folyamatokban "lassan gyorsuló" neutroncsillag (neutrínórakéta-elv), amit magyar ismeretterjesztõ irodalom is tárgyal (Simon Mitton: A Rák-köd). Ezekkel a kiegészítésekkel láthatóan rogyadozik, de még tartható a gömbszimmetrikus szupernóva-robbanás modellje. A robbanás aszimmetriájára megfigyelési eszközökkel közvetlenül rámutathatunk. A spektro-polarimetriai eljárásokban a szétröpülõ tûzgolyó fényének polarizációját (irányát és nagyságának változását) vizsgálják a hullámhossz függvényében, illetve azt összevetik a spektrummal. A polarizáció léte már önmagában nem-gömbszimmetrikus robbanásra utal, a robbanásban részt vevõ elemek karakterisztikus hullámhosszának vizsgálatakor pedig a különbözõ anyagi minõségbõl kirajzolódó formák válnak megkülönböztethetõvé. A szupernóváknál több esetben, a hipernóváknál minden esetben kimutatható a robbanás erõs aszimmetriája. Érdekes, hogy az idõ elõrehaladtával az aszimmetria foka növekszik. Ez közvetlenül utal arra, hogy nem az egyre jobban szétoszló ledobódó anyagfelhõ tér el a gömbszimmetriától, hanem maga a robbanás egyre inkább láthatóvá váló magja, végeredményben maga a folyamat oka aszimmetrikus. Ha egy csillagot egy, a középpontból kilövellõ, egyelõre meg nem határozott eredetû jettel robbantunk föl, a csillagban terjedõ lökéshullám "homokóra" alakban veti szét az anyagot, s a lökéshullám öninterferenciája miatt egyenlítõi tórusz is kialakul. A keletkezõ forma jellegében a planetáris ködökre emlékeztet. E formával modellezhetõ számos szupernóva, és az SN 1987A maradványa is. Továbbra is kérdéses persze, hogy mi okozza a jet-szerkezetû robbanást, ezt ad hoc föltételezve viszont helyes morfológiát kapunk. Sõt, újabban több jel utal arra, hogy ha egy hipernóvarobbanást pontosan a jet felõl látunk, GRB jelenségként is detektálhatjuk a folyamatot. -
asd2100 #3 A hipernóvák és megfigyelésük
Az M74 galaxisban 2002. január 29-én fölfedezett SN 2002ap elsõ spektrumai alapján bizonyossá vált, hogy egy frissen körvonalazódó szupernóva-alosztály eddig legközelebbi képviselõjével állunk szemben. Bizonyos, hogy a következõ egy-két évben az objektum megfigyelése nyomán jelentõsen kiegészül a szupernóvákról és egyéb kataklizmikus objektumokkal (GRB, röntgen- és rádió-szupernóvák) való lehetséges kapcsolatukról kialakult képünk. -
asd2100 #2 A hipernóvák és megfigyelésük
Az M74 galaxisban 2002. január 29-én fölfedezett SN 2002ap elsõ spektrumai alapján bizonyossá vált, hogy egy frissen körvonalazódó szupernóva-alosztály eddig legközelebbi képviselõjével állunk szemben. Bizonyos, hogy a következõ egy-két évben az objektum megfigyelése nyomán jelentõsen kiegészül a szupernóvákról és egyéb kataklizmikus objektumokkal (GRB, röntgen- és rádió-szupernóvák) való lehetséges kapcsolatukról kialakult képünk. -
asd2100 #1 A fekete lyukak a téridő azon tartományai, amelyekbe anyag és sugárzás csak belehullhat, de kijönni semmi sem képes. Még elektromágneses sugárzás, így a fény sem hagyhatja el a fekete lyukat, innét ered a neve. Ennél azonban többről van szó: mivel a fekete lyukakból sem anyag, sem energia nem távozhat el, semmilyen információnk nincs a benne zajló folyamatokról. Határvonalukat ezért eseményhorizontnak nevezzük. A fekete lyukakban a gravitáció minden más erőt felülmúl, s az anyag egy számunkra ismeretlen, végtelenül sűrű állapot felé omlik össze, amit szingularitásként írhatunk le. A fekete lyuk a térnek e szingularitás körüli tartománya, az eseményhorizont sugarát pedig az ún. Schwarzschild-rádiusz adja meg, ami viszont a tömegtől függ. (Ha az illető anyag a Schwarzschild-rádiusznál kisebbre préselődik össze, akkor haladja meg a szökési sebesség a fény sebességét.)
Egy M tömeg Schwarzschild-rádiusza km-ben könnyen kiszámítható az
Rs = 2GM/c2
képlettel, ahol G az általános gravitációs állandó, c pedig a fénysebesség. Ez alapján a Nap Schwarzschild-rádiusza mintegy 3 km, a Földé pedig 1 cm.
Fekete lyuk elméletileg minden anyagtömegből keletkezhet, ha a Schwarzschild-rádiuszánál kisebbre nyomódik össze. Jelenleg azonban csak két olyan hatékony mechanizmust ismerünk, amely létrehozhatja ezeket az egyelőre csak feltételezett objektumokat. Az egyik a nagy tömegű csillagok magjának összeomlása közvetlenül a szupernóva robbanás előtt. Az igazán nagy fekete lyukak azonban nem így jöttek létre: a legnagyobb szörnyetegeket a galaxismagokban találjuk. Az elméletek szerint az aktív galaxisok magjaiban fekete lyukak húzódnak meg, és iszonyatos tömegvonzásuk révén folyamatosan maguk köré gyűjtik a galaxis anyagát, a gázfelhőket és a kifejlett csillagokat. A csillagokat aztán a roppant mértékű gravitáció szabályosan szétszakítja, így anyaguk a gázfelhők anyagával együtt egy örvénylő korongot képez a fekete lyuk körül. Ebből az úgynevezett tömegbefogási korongból az anyag a fekete lyuk felé zuhan. A behulló anyag végső eltűnése előtt hatalmas energiára tesz szert, amely sugárzás formájában szabadul fel. Ez a sugárzás adja az aktív galaxisok magjainak iszonyatos fényerejét. A lyuk felé zuhanó anyag egy részét a felszabaduló energia visszasöpri a világűrbe, két ellentétes, a tömegbefogási korongra merőleges irányú anyagkilövellés, idegen szóval jet formájában.