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कृष्ण विवर या ब्लैक होल (Black Hole)

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कृष्ण विवर या ब्लैक होल, सामान्य सापेक्षता (जनरल रिलेटिविटि) में, इतने शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र वाली कोई ऐसी खगोलीय वस्तु है, जिसके खिंचाव से प्रकाश-सहित कुछ भी नहीं बच सकता। कृष्ण विवर के चारों ओर घटना क्षितिज नामक एक सीमा होती है जिसमें वस्तुएँ गिर तो सकती हैं परन्तु बाहर नहीं आ सकती।इसे "काला" (कृष्ण) इसलिए कहा जाता है क्योंकि यह अपने ऊपर पड़ने वाले सारे प्रकाश को भी अवशोषित कर लेता है और कुछ भी परावर्तित नहीं करता। यह ऊष्मागतिकी में ठीक एक आदर्श कृष्णिका की तरह है। कृष्ण विवर का क्वांटम विश्लेषण यह दर्शाता है कि उनमें तापमान और हॉकिंग विकिरण होता है।

अपने अदृश्य भीतरी भाग के बावजूद, एक ब्लैक होल अन्य पदार्थों के साथ अन्तः-क्रिया के माध्यम से अपनी उपस्थिति प्रकट कर सकता है। मसलन ब्लैक होल का पता तारों के किसी समूह की गति से लगाया जा सकता है जो अन्तरिक्ष के खाली दिखाई देने वाले एक हिस्से की परिक्रमा कर रहे हों। वैकल्पिक रूप से, एक साथी तारे द्वारा आप अपेक्षाकृत छोटे ब्लैक होल में गैस गिराते हुए देख सकते हैं। यह गैस सर्पिल आकार में अन्दर की तरफ आती है, बहुत उच्च तापमान तक गर्म हो कर बड़ी मात्रा में विकिरण छोड़ती है जिसका पता पृथ्वी पर स्थित या पृथ्वी की कक्षा में घूमती दूरबीनों से लगाया जा सकता है। इस तरह के अवलोकनों के परिणाम स्वरूप यह वैज्ञानिक सर्व-सम्मति उभर कर सामने आई है कि, उनके स्वयं न दिखने के बावजूद, हमारे ब्रह्मांड में कृष्ण विवर अस्तित्व रखते है। इन्हीं विधियों से वैज्ञानिकों ने पता लगाया है कि हमारी गैलेक्सी, क्षीरमार्ग, के केन्द्र में स्थित धनु ए नामक रेडियो स्रोत में एक विशालकाय कालाछिद्र स्थित है जिसका द्रव्यमान हमारे सूरज के द्रव्यमान से 43 लाख गुना है।

सैद्धांतिक रूप से, किसी भी मात्रा का पदार्थ (matter) एक ब्लैक होल बन सकता है, यदि वह इतनी जगह के भीतर संकुचित हो जाय जिसकी त्रिज्या अपनी समतुल्य स्च्वार्ज्स्चिल्ड त्रिज्या के बराबर हो। इसके अनुसार हमारे सूर्य का द्रव्यमान 3 कि. मी. की त्रिज्या तथा पृथ्वी का 9 मि.मी. के अन्दर होने पर यह कृष्ण विवर में परिवर्तित हो सकते हैं। व्यावहारिक रूप में इलेक्ट्रॉन और न्यूट्रॉन आपजात्य दबाव के विपरीत न तो पृथ्वी और न ही सूरज में आवश्यक द्रव्यमान है और इसलिए न ही आवश्यक गुरुत्वाकर्षण बल है। इन दबावों से उबरकर और अधिक संकुचित होने में सक्षम होने के लिए एक तारे के लिए आवश्यक न्यूनतम द्रव्यमान तोलमन - ओप्पेन्हेइमेर - वोल्कोफ्फ़ द्वारा प्रस्तावित हद है, जो लगभग तीन सौर द्रव्यमान है।

वैज्ञानिकों का मानना है कि लगभग प्रत्येक आकाशगंगा के मध्य एक ब्लैक होल हो सकता है। हमारी आकाशगंगा के मामले में यह ब्लैक होल धनु A की स्थिति के अनुरूप माना गया है।

 

इतिहास

एक ऐसे भारी शरीर की अवधारणा जिससे कि प्रकाश भी बचने से असमर्थ हो को, भूविज्ञानी जॉन मिचेल द्वारा 1783 में हेनरी कावेंदिश को लिखे गये एक पत्र में प्रकट किया गया था और रॉयल सोसाइटी द्वारा प्रकाशित किया गया था:

“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 via inertia, with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity”.

  • John Michell

1796 में, गणितज्ञ पिएर्रे-साइमन लाप्लास ने अपनी किताब एक्स्पोसिशन डू सिस्टेम डू मोंडे के पहले और दूसरे संस्करण में इसी विचार को बढ़ावा दिया था (इसे बाद के संस्करणों में से हटा दिया गया)। उन्नीसवीं सदी में इन "डार्क स्टार्स" पर ध्यान नहीं दिया गया था, क्योंकि तब ऐसा माना जाता था कि प्रकाश द्रब्यमान रहित तरंग है अतः गुरुत्व के प्रभाव से मुक्त है। आधुनिक ब्लैक होल अवधारणा के विपरीत, ऐसा माना जाता था कि क्षितिज के पीछे की वस्तु का पतन नहीं हो सकता है।

1915 में, अल्बर्ट आइंस्टीन ने अपने सामान्य सापेक्षता के सिद्धांत को विकसित किया, वे पहले ही यह सिद्ध कर चुके थे कि गुरुत्वाकर्षण प्रकाश की गति पर वास्तव में प्रभाव डालता है। कुछ महीने बाद, कार्ल स्च्वार्जस्चिल्ड ने एक बिंदु द्रब्यमान और एक गोलाकार द्रव्यमान के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का समाधान दिया, यह दिखाते हुए कि एक ब्लैक होल का अस्तित्व सिद्धांततः संभव है। स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या को अब गैर-चक्रित ब्लैक होल के घटना क्षितिज की त्रिज्या के रूप में जाना जाता है, लेकिन इस तथ्य को उस समय नहीं समझा जा सका था, उदाहरण के लिए स्च्वार्जस्चिल्ड खुद इसे भौतिक नहीं मानते थे। जोहानिस द्रोस्ते नें, हेंड्रिक लोरेंत्ज़ के एक छात्र, स्वतंत्र रूप से बिंदु द्रव्यमान पर स्च्वार्जस्चिल्ड के कुछ महीनों के बाद ऐसा ही समाधान दिया और इसके गुणों के बारे में बड़े पैमाने पर और अधिक लिखा।

1930 में, खगोलविद सुब्रमन्यन चंद्रशेखर नें सामान्य सापेक्षता का उपयोग करते हुए यह गणना की कि इलेक्ट्रॉन-डिजनरेट पदार्थ वाले एक गैर-चक्रित शरीर का सौर द्रव्यमान यदि 1.44 (चंद्रशेखर सीमा) से अधिक हुआ तो उसका पतन हो जायेगा। उनके तर्क का आर्थर एडिंग्टन द्वारा विरोध किया गया था, उनका विश्वास था कि कोई वस्तु निश्चित रूप से इस पतन को रोकेगी। एडिंग्टन आंशिक रूप से सही थे: चंद्रशेखर सीमा से थोडा अधिक द्रब्यमान वाला सफेद बौना सितारा पतन के बाद न्यूट्रॉन तारे में परिवर्तित हो जायेगा. लेकिन 1939 में, रॉबर्ट ओप्पेन्हेइमेर और उनके सहयोगियों ने भविष्यवाणी की कि चन्द्रशेखर द्वारा दिए गए कारणों की वजह से, लगभग तीन से अधिक सौर द्रब्यमान (तोलमन-ओप्पेन्हेइमेर-वोल्कोफ्फ़ सीमा) वाले सितारा का पतन एक ब्लैक होल के रूप में हो जायेगा।

ओप्पेन्हेइमेर और उनके सह लेखकों ने श्वार्ज़स्चाइल्ड निर्देशांक प्रणाली का (1939 में उपलब्ध एकमात्र निर्देशांक) उपयोग किया, जिसने श्वार्ज़स्चाइल्ड त्रिज्या पर गणितीय विशिष्टता को उत्पादित किया, दूसरे शब्दों में, इस समीकरण में इस्तमाल किये गए कुछ घटक श्वार्ज़स्चाइल्ड त्रिज्या पर अनंत हो जाते थे। इसका अर्थ यह निकला गया कि स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या एक "बुलबुले" की सीमा थी जिसमें समय "रुक" जाता था। यह बाहर से देखने वालों के लिए एक वैध बिंदु है, लेकिन अन्दर गिरने वालों के लिए नहीं।

इस विशेषता के कारण, पतन हो चुके तारों को कुछ समय के लिए "फ्रोजेन स्टार्स (जमे हुए तारे)"[तथ्य वांछित] के नाम से जाना गया, क्योंकि एक बाहरी पर्यवेक्षक को तारे की सतह उस समय में जमी हुई दिखाई देगा जिस पल में तारे का पतन उसे स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के अंदर ले जा रहा होगा। यह आधुनिक ब्लैक होलों का एक ज्ञात लक्षण है, लेकिन इस बात पर बल दिया जाना चाहिए कि जमे हुए तारे की सतह का प्रकाश बहुत जल्दी रेडशिफ्टेड हो जाता है और ब्लैक होल को बहुत जल्दी काले रंग का बना देता है। कई भौतिकविद इस विचार को स्वीकार नहीं कर पा रहे थे कि स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के भीतर समय रुक जाता है और 20 वर्षों तक इस बिषय पर लोगों कि रूचि नहीं रही थी।

1958 में, डेविड फिन्केइस्तें ने एडिंग्टन-फिन्केल्स्तें निर्देशांक प्रस्तुत करते हुए घटना क्षितिज की अवधारणा पेश की, जिसने उन्हें यह साबित करने में सक्षम किया कि स्च्वार्जस्चिल्ड सतह r= 2 m एक विशिष्टता नहीं है बल्कि यह एक आदर्श एकलदिशा झिल्ली के रूप में कार्य करता है: कारणात्मक प्रभाव इसे एक ही दिशा में पार कर सकते हैं। इसमें और ओपेन्हीमर के परिणामों को कोई खास विरोधाभास नहीं था, बल्कि इसने एक अन्दर गिरते हुए पर्यवेक्षक के दृष्टिकोण को शामिल करके इसका विस्तार ही किया। फ़िन्केल्स्तीन समेत, अभी तक के सारे सिद्धांत केवल गैर-चक्रित ब्लैक होलों को कवर करते थे।

1963 में, रॉय केर ने आवर्ती ब्लैक होल के लिए एकदम सटीक समाधान खोज लिया। इसकी चक्रित सिंग्युलेरिटी एक बिंदु नहीं बल्कि एक छल्ला थी। कुछ समय बाद, रोजर पेनरोस यह साबित करने में सक्षम हो गये कि सिंग्युलेरिटी सभी ब्लैक होलों के अन्दर पाई जाती हैं।

1967 में, खगोलविदों ने पल्सर की खोज की और कुछ वर्षों के भीतर यह साबित करने में सक्षम हो गये कि ज्ञात पल्सर, तेजी से चक्रित न्यूट्रॉन तारे ही हैं। उस समय तक, न्यूट्रॉन तारे भी सिर्फ सैद्धांतिक उत्सुकता तक ही सिमित थे। इसलिए पल्सर की खोज ने उन सभी अति घनत्व वाली वस्तुओं के प्रति रूचि को जागृत किया जिनकी संरचना गुरुत्वीय पतन से होना संभव हुआ होगा।

भौतिकविद् जॉन व्हीलर को व्यापक रूप से 1967 में दिए गए अपने सार्वजनिक भाषण कहा।

कृष्ण विवर की उत्पत्ति

जब किसी बड़े तारे का पूरा का पूरा ईंधन जल जाता है तो उसमें एक ज़बरदस्त विस्फोट होता है जिसे सुपरनोवा कहते हैं। विस्फोट के बाद जो पदार्थ बचता है वह धीरे धीरे सिमटना शुरू होता है और बहुत ही घने पिंड का रूप ले लेता है जिसे न्यूट्रॉन स्टार कहते हैं। अगर न्यूट्रॉन स्टार बहुत विशाल है तो गुरुत्वाकर्षण का दबाव इतना होगा कि वह अपने ही बोझ से सिमटता चला जाएगा और इतना घना हो जाएगा कि वे एक ब्लैक होल बन जाएगा और श्याम विवर, कृष्ण गर्त या ब्लैक होल के रूप में दिखाई देगा।

गुण और विशेषताएं

नो हेयर प्रमेय में कहा गया है कि, एक बार स्थापित हो जाने के बाद ब्लैक होल के केवल तीन स्वतंत्र भौतिक लक्षण होते हैं: द्रव्यमान, चार्ज और कोणीय गति। किन्हीं दो ब्लैक होल की इन विशेषताओं या पैरामीटर की वेल्यू यदि समान हो तो उनके बीच भेद करना काफी दुष्कर हो जाता है।

ये लक्षण खास होते हैं क्योंकि ये ब्लैक होल के बाहर से दिखाई देते हैं। उदाहरण के लिए, अन्य किसी चार्जकृत वस्तु की ही तरह एक चार्जकृत ब्लैक होल भी समान चार्ज को दूर धकेलता है, इस तथ्य के बावजूद भी कि विद्युत और चुंबकीय बलों के लिए जिम्मेदार कण फोटौंस, आतंरिक क्षेत्र से बचकर निकल नहीं पाते हैं। इसका कारण है गाऊस नियम, एक बड़े स्फियर से बाहर निकलने वाला कुल विद्युत प्रवाह हमेशा समान रहता है और स्फियर के भीतर के कुल चार्ज को मापता है।

जब चार्ज ब्लैक होल में गिरता है, विद्युत क्षेत्र लाइनें बनी रहती हैं और क्षितिज से बाहर की और झांकती रहती हैं और ये क्षेत्र लाइनें गिरने वाले सभी पदार्थों के कुल चार्ज को संरक्षित करती हैं। बिजली क्षेत्र लाइनें अंततः ब्लैक होल की सतह पर समान रूप से फ़ैल जाती हैं, सतह पर समान क्षेत्र लाइन घनत्व स्थापित करती हैं। इस सन्दर्भ में ब्लैक होल एक आम कंडकटिंग स्फियर की तरह काम करता है जिसकी एक निश्चित रेसिसटीविटी होती है। इसी तरह, ब्लैक होल को समाहित किये हुए एक स्फीयर के कुल द्रव्यमान को गॉस नियम के गुरुत्वीय अनुरूप (एनालॉग) का उपयोग करके पाया जा सकता है, ब्लैक होल से बहुत दूर बैठे बैठे।

इसी तरह, कोणीय गति को बहुत दूर से, गुरुत्त्वीय-चुम्बकीय क्षेत्र द्वारा फ्रेम ड्रेगिंग का उपयोग करके मापा जा सकता है।

जब ब्लैक होल किसी पदार्थ को निगलता है तो उसका क्षितिज घर्षण युक्त विस्तृत झिल्ली की तरह दोलन करता है, एक क्षणिक प्रणाली तब तक रहती है, जब तक यह अंतिम अवस्था में स्थापित नहीं हो जाता। यह विद्युत-चुंबकत्व या गेज सिद्धांत जैसे अन्य क्षेत्र सिद्धांत से अलग है, जिनमें कभी भी कोई घर्षण या रेसिसटीविटी नहीं होती क्योंकि वे समय पलटवाँ होते हैं। इसलिए ब्लैक होल अंततः एक अंतिम अवस्था में केवल तीन मापदंडों के साथ स्थापित होता है, प्रारंभिक स्थितियों के बारे में जानकारी को खोने से बचाने का कोई तरीका नहीं है। ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण और विद्युत क्षेत्र उसके अन्दर जाने वाली चीजों के बारे में बहुत कम जानकारी प्रदान कर पाते हैं।

लुप्त जानकारी में वे सभी चीजें शामिल हैं जिन्हें ब्लैक होल क्षितिज से बहुत दूरी से मापा नहीं जा सकता है, जैसे की, कुल बेरयोन नंबर, लेपटोन नंबर, तथा कण भौतिकी के लगभग सभी अन्य संरक्षित स्यूडो-चार्ज। यह व्यवहार इतना अजीब है कि इसे 'ब्लैक होल जानकारी नुकसान विरोधाभास' (ब्लैक होल इन्फोर्मेशन लॉस पैराडोक्स) कहा गया है।

पारंपरिक रूप से भी ब्लैक होल में जानकारी का लुप्त होना काफी अजीब है, क्योंकि सामान्य सापेक्षता एक लैग्रेन्गियन सिद्धांत है जो ऊपर ऊपर से टाइम रिवर्सिबल और हैमिल्टोनीयन प्रतीत होता है। लेकिन क्षितिज के कारण ब्लैक होल समय पलटवाँ नहीं होता है: पदार्थ इसमें घुस सकते हैं पर निकल नहीं सकते। एक आम ब्लैक होल में समय के पलटने को व्हाइट होल कहा गया है, हालाँकि एंट्रोपी और क्वांटम मकेनिक्स यह दर्शाते हैं कि व्हाइट होल ब्लैक होल के समान ही हैं।

नो-हेयर प्रमेय हमारे ब्रह्मांड और उसमें शामिल पदार्थों की प्रकृति के बारे में कुछ मान्यताओं बनाता है, जबकि अन्य मान्यतायें अलग निष्कर्ष प्रदान करती हैं।

उदहारण के लिए, यदि चुम्बकीय एकल-ध्रुवों का अस्तित्व है, जैसा कि कुछ सिद्धांतों, द्वारा कहा गया है, चुम्बकीय चार्ज एक पारम्परिक ब्लैक होल का चौथा मापदंड होगा।

निम्नलिखित मामलों के लिए नो-हेयर प्रमेय के प्रति-उदहारण ज्ञात हैं:

  • चार से अधिक अन्तरिक्ष-समय आयाम

  • गैर-अबेलियन यांग-मिल्स क्षेत्र की उपस्थिति में

  • असतत गेज सिमेट्री के लिए

  • कुछ गैर-मिनिमली अदिश क्षेत्र

  • जब स्केलार्स को मरोड़ा जा सकता है, जैसे कि स्किरमिओंस में

  • गुरुत्व के संशोधित सिद्धांतों में, आइंस्टीन के सामान्य सापेक्षता से अलग

  • ये अपवाद कभी कभी अस्थिर होते हैं और कभी कभी ब्लैक होल से दूर नई संरक्षित क्वांटम संख्याओं तक नहीं ले जाते हैं।

  • हमारे चार-आयामी और लगभग सपाट ब्रह्माण्ड में इस प्रमेय को लागू होना चाहिए।

अत्यधिक विशालकाय -

इनमें सैकड़ों हजारों से लेकर अरबों तक सौर द्रव्यमान होता है और ऐसा माना जाता है कि ये अधिकांश आकाशगंगाओं के केंद्र में स्थित हैं, हमारी आकाश गंगा में भी। ऐसा विचार है कि ये सक्रिय आकाशीय नाभिक के लिए जिम्मेदार होते हैं, संभव है कि ये या तो छोटे ब्लैक होल के संघीकरण से बनते हैं या तारों और गैस के उन पर एकत्र होने से। सबसे बड़ा ज्ञात अत्यधिक द्रब्यमान वाला ब्लैक होल OJ 287 में स्थित है जिसका वज़न 18 अरब सौर द्रव्यमान है।

मध्यवर्ती -

हजारों सौर द्रव्यमान शामिल होते हैं। उन्हें अति चमक वाला एक्स रे स्रोतों के लिए एक संभव शक्ति स्रोत के रूप में प्रस्तावित किया गया है। उनके स्वतः निर्माण का कोई ज्ञात तरीका नहीं है, इसलिए उनका निर्माण सम्भवतः कम द्रव्यमान वाले ब्लैक होलों की टक्कर से होता है, गोलाकार क्लस्टर के घने तारकीय कोर में या आकाशगंगाओं में। ये निर्माण घटनाएँ गहन गुरुत्वीय तरंगें पैदा करती हैं जिन्हें जल्दी ही देखा जा सकता है। अत्यधिक और माध्यमिक द्रब्यमान वाले ब्लैक होल के बीच की सीमा दृष्टिकोण पर निर्भर है। उनकी निम्नतम द्रव्यमान सीमा, सीधे तौर पर एक विशालकाय तारे के पतन से बनने वाले ब्लैक होल का अधिकतम द्रव्यमान, के बारे में वर्तमान में ज्यादा ज्ञात नहीं है लेकिन ऐसा माना जाता है कि वह 200 सौर द्रव्यमान से काफी कम होगी।

तारकीय-द्रव्यमान- इनके द्रव्यमान 1.4-3 सौर द्रव्यमान (न्यूट्रॉन तारों के अधिकतम द्रव्यमान के लिए, 1.4 चंद्रशेखर सीमा है और 3 टोल्मन -ओप्पेन्हेइमेर -वोल्कोफ्फ़ सीमा है) की निचली सीमा से लेकर 15-20 सौर द्रव्यमान तक हो सकते हैं।

इनका निर्माण तारों के पतन, या द्विआधारी न्यूट्रॉन तारों के संघीकरण (गुरुत्वाकर्षण विकिरण के कारण अनिवार्य) द्वारा होता है। सितारे लगभग 100 सौर द्रब्यमान के प्रारंभिक द्रब्यमान से बन सकते हैं, या संभवतः इससे भी अधिक, लेकिन ये अपने विकास के शुरुआती चरणों के दौरान अपनी अधिकांश भारी बाहरी परतों को त्याग देते हैं, या तो लाल दानव AGB और वुल्फ- रायेत चरणों के दौरान नक्षत्रीय हवाओं में बह जाते हैं, या तो सितारों के सुपरनोवा विस्फोटों में निष्कासित हो न्यूट्रॉन तारे और या ब्लैक होल में बदल जाते हैं। अधिकांश तारकीय विकास की अंतिम अवस्था के सैद्धांतिक मॉडलों द्वारा जाने जाते हैं, तारकीय-द्रब्यमान वाले ब्लैक होल के द्रव्यमान की ऊपरी सीमा के बारे में वर्तमान में कुछ निश्चित नहीं है। अभी तक हल्के तारों के कोर सफ़ेद बौनों का निर्माण करते हैं।

सूक्ष्म ब्लैक होल (या लघु ब्लैक होल) -

द्रब्यमान एक सितारे से बहुत कम होता है। इन आकारों में, क्वांटम यांत्रिकी के प्रभावी हो जाने की उम्मीद होती है। तारकीय विकास की सामान्य प्रक्रियाओं के माध्यम से उनके निर्माण के लिए कोई ज्ञात प्रक्रिया नहीं है, लेकिन कुछ स्फीतिकारी परिदृश्य ब्रह्माण्ड के विकास के शुरुआती चरणों में उनके निर्माण की भविष्यवाणी कर सकते हैं। क्वांटम गुरुत्व के कुछ सिद्धांतों के अनुसार उनका निर्माण कॉस्मिक किरणों के वातावरण से टकराने के कारण उत्पन्न होने वाली बेहद ऊर्जावान प्रक्रियाओं में हो सकता है और यहाँ तक कि विशाल हेड्रन कोलाईडर जैसे कण एक्सीलिरेटर में भी हो सकता है। हॉकिंग विकिरण सिद्धांत के अनुसार ऐसे ब्लैक होल गामा विकिरण की चमक के साथ लुप्त हो जायेंगे। नासा की फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप सॅटॅलाइट (पूर्व में GLAST) जिसे 2008 में लॉन्च किया गया था, ऐसी कौंध की खोज कर रहा है।

संरचना और विकास -
ब्लैक होल की आकर्षक छवि के कारण यह सवाल उठना लाज़मी है कि क्या वास्तव में इस प्रकार की विचित्र वस्तुओं का अस्तित्व है, या ये आइंस्टीन समीकरणों के काल्पनिक समाधान मात्र है। आइंस्टाइन की स्वयं की यह गलत धारणा थी कि ब्लैक होलों का निर्माण संभव नहीं है, क्योंकि उनका विश्वास था कि पतन की ओर अग्रसर कणों की कोणीय गति उनकी चाल को स्थिरता प्रदान करेगी। इसकी वजह से सामान्य सापेक्षता समुदाय कई वर्षों तक इसके विरोधी परिणामों को खारिज करता रहा।
लेकिन उनमें से कुछ इस विश्वास पर कायम रहे कि ब्लैक होल का अस्तित्व वास्तव में है, और 1960 के दशक के अंत तक वे अधिकांश शोधकर्ताओं को यह विश्वास दिलाने में सफल रहे कि घटना क्षितिज का निर्माण वाकई में संभव है।
एक बार एक घटना रोजर पेनरोज़ ने यह सिद्ध कर दिया कि उसके भीतर कहीं न कहीं सिन्ग्युलेरिटी का निर्माण अवश्य होगा। इसके कुछ ही समय पश्चात्, स्टीफेन हॉकिंग ने यह दर्शाया कि बिग बैंग के कई ब्रह्मांडीय समाधानों में सिन्ग्युलेरिटी का अस्तित्व है, स्केलर क्षेत्रों और अन्य विदेशी पदार्थों की अनुपस्थिति में। केर्र समाधान, नो-हेयर प्रमेय और ब्लैक होल ऊष्मप्रवैगिकी के नियमों ने दर्शाया कि ब्लैक होल के भौतिक लक्षण सरल हैं और आसानी से समझे जा सकते हैं, इन्हें शोध के सम्मानित विषयों का दर्जा मिल गया। ऐसा माना जाता है कि ब्लैक होलों के निर्माण की प्राथमिक प्रक्रिया तारों जैसी भारी वस्तुओं का गुरुत्त्वीय पतन रही होगी, लेकिन कई अन्य प्रक्रियाएं भी हैं जो ब्लैक होल के निर्माण की तरफ ले जा सकती हैं।

 

गुरुत्वीय पतन (Gravitational collapse) - 
मुख्य लेख:
गुरुत्वीय पतन तब होता है जब एक वस्तु का आंतरिक दबाव उसके अपने गुरुत्वाकर्षण का विरोध करने के लिए अपर्याप्त हो जाता है।

तारों में यह आमतौर पर इसलिए होता है क्योंकि या तो तारों में अपने तापमान को बनाए रखने के लिए "ईंधन" अपर्याप्त है, या एक तारा जो स्थिर था उसे ढेर सारे अतिरिक्त पदार्थ मिले परंतु उसके क्रोड़ का तापमान नहीं बढा। दोनों स्थितियों में, तारे का तापमान स्वयं के वजन तले अपने पतन को रोक पाने के लिए अपर्याप्त साबित होगा (आदर्श गैस नियम, दबाव, तापमान और वोल्यूम के बीच सम्बंध को स्थपित करता है)।
इस पतन को तारे के घटकों के आपजात्य दबाव द्वारा रोका जा सकता है, पदार्थ एक आकर्षक घनी अवस्था में संघनित हो जाता है। इसका परिणाम, एक प्रकार का कॉम्पैक्ट तारा. किस किस्म का कॉम्पैक्ट तारा बनेगा यह अवशेष के द्रब्यमान पर निर्भर करेगा। पतन के कारण हुए परिवर्तनों के बाद बचे हुए पदार्थों नें (उदहारण: सुपरनोवा या कम्पन द्वारा उत्पन्न ग्रहीय नेब्युला) बाहरी सतहों को नेस्तनाबूद कर दिया है। नोट करें कि यह मूल तारे से काफी कम होगा- 5 से अधिक सौर द्रब्यमान वाले अवशेषों का उत्पादन ऐसे तारों से होता है। जिनका द्रव्यमान पतन से पहले 20 से अधिक रहा होगा।
यदि अवशेष का द्रव्यमान ~ 3-4 सौर द्रब्यमान (तोलमन-ओप्पेन्हेइमेर-वोल्कोफ्फ़ सीमा) से अधिक हो, क्योंकि मूल तारा या तो बहुत भारी था या अवशेष ने अतिरिक्त द्रब्यमान एकत्र कर लिया है)- न्यूट्रॉन का अपजात्य दबाव भी पतन को रोकने के लिए अपर्याप्त है। इसके बाद ऐसी कोई ज्ञात प्रक्रिया (शायद सिवाय क्वार्क आपजात्य दबाव के, देखें क्वार्क तारा) नहीं है जो इस पतन को रोक सके और वस्तु पतित हो कर ब्लैक होल में तब्दील हो जायेगी। भारी तारों के इस गुरुत्वीय पतन को ही अधिकांश (यदि सभी नहीं) तारकीय द्रब्यमान वाले ब्लैक होलों के गठन के लिए जिम्मेदार माना जाता है।

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बिग बैंग में प्राचीन ब्लैक होल - 
गुरुत्वीय पतन के लिए बहुत अधिक घनत्व की आवश्यकता होती है। ब्रह्मांड के वर्तमान युग में यह उच्च घनत्व केवल तारों में ही मिलता है, लेकिन प्रारंभिक ब्रह्मांड में बिग बैंग के शीघ्र बाद घनत्व काफी अधिक हुआ करते थे, हो सकता है इसी ने ब्लैक होल के निर्माण को संभव बनाया हो। उच्च घनत्व अकेले एक ब्लैक होल के निर्माण के लिए पर्याप्त नहीं है क्योंकि द्रब्यमान का समान वितरण, द्रब्यमान को इकट्ठा होने की अनुमति नहीं देगा। इस घने माध्यम में प्राचीन ब्लैक होलों के गठन हेतु, प्रारंभिक घनत्वीय गड़बड़ियों का होना आवश्यक है जो बाद में स्वयं के गुरुत्त्व के प्रभाव में बढ़ सकें। प्रारंभिक ब्रह्मांड के विभिन्न मॉडलों में इन गड़बडियों के आकार के बारे में व्यापक मतभेद है। विभिन्न मॉडलों ने ब्लैक होल के निर्माण का पूर्वानुमान लगाया था, प्लैंक द्रव्यमान से लेकर सैकड़ों हजारों सौर द्रब्यामानों तक के। अतः आदिम ब्लैक होल किसी भी प्रकार के ब्लैक होल के निर्माण का कारण हो सकते हैं।

उच्च ऊर्जा वाली टक्करें - 

CMS डिटेक्टर में एक सिम्युलेटेड घटना, एक टक्कर जिसमें एक सूक्ष्म ब्लैक होल पैदा हो सकता है।
गुरुत्वीय पतन ही एकमात्र प्रक्रिया नहीं है जो ब्लैक होल का निर्माण कर सकती है। सिद्धांत रूप में, ब्लैक होल का निर्माण उच्च ऊर्जा वाली टक्करों में भी संभव है जो पर्याप्त घनत्व पैदा करती हैं। हालाँकि, अभी तक, ऐसी किसी भी ऐसी कोई घटना को प्रत्यक्ष या परोक्ष रूप में, कण त्वरक प्रयोगों में द्रब्यमान संतुलन की कमी के रूप में नहीं पाया गया है। इसका अर्थ यह निकलता है कि ब्लैक होल के द्रव्यमान के लिए एक निचली सीमा होनी चाहिए। सिद्धांततः, इस सीमा को प्लैंक द्रव्यमान के आसपास होना चाहिए, जहाँ ऐसी अपेक्षा की जाती है कि क्वांटम प्रभाव सामान्य सापेक्षता के सिद्धांत को गलत साबित कर देंगे। इस कारण पृथ्वी या उसके आस पास ब्लैक होल के निर्माण की संभावना को बिलकुल नकारा जा सकता है। हालाँकि, क्वांटम गुरुत्व के कुछ विकास ऐसा दर्शाते हैं कि इस बंध की सीमा काफी नीचे हो सकती है। उदहारण के लिए, कुछ ब्रेनवर्ल्ड परिदृश्य प्लैंक द्रव्यमान को काफी नीचे रखते हैं, शायद 1 TeV/c2 इतना नीचे तक। यह, सूक्ष्म ब्लैक होल के निर्माण को उच्च उर्जा टक्करों या CERN के विशाल हैड्रन कोलाइडर में संभव हो सकता है। हालाँकि ये सारे सिद्धांत काल्पनिक हैं और कई वैज्ञानिको का मत है कि इन प्रक्रियाओं में ब्लैक होल का निर्माण संभव नहीं है।

 

विकास - 
एक बार बनने के बाद ब्लैक होल, अतिरिक्त पदार्थों के अवशोषण द्वारा विकसित होना जारी रखता है। सारे ब्लैक होल अंतरतारकीय धूल और सर्वव्यापी विकिरण को लगातार अवशोषित करते रहेंगे, लेकिन इनमें से किसी भी प्रक्रिया का एक तारकीय ब्लैक होल के द्रव्यमान पर कोई खास प्रभाव नहीं पड़ता है। अधिक महत्वपूर्ण योगदान तब होता हैं जब एक ब्लैक होल का निर्माण एक द्विआधारी तारा प्रणाली में होता है। निर्माण के बाद ब्लैक होल अपने साथी से काफी मात्रा में पदार्थ अवशोषित कर सकता है।
अत्यधिक बड़े योगदान तब प्राप्त होते हैं जब एक ब्लैक होल का अन्य तारों या कॉम्पैक्ट वस्तुओं से विलय होता है। अधिकांश आकाशगंगाओं के केंद्र में स्थित अति विशालकाय ब्लैक होलों का निर्माण संभवतः कई छोटी वस्तुओं के विलय के द्वारा हुआ होगा। इसी प्रक्रिया को कुछ मध्यवर्ती द्रब्यमान वाले ब्लैक होलों के निर्माण के लिए भी प्रस्तावित किया गया है।
जैसे जैसे एक वस्तु घटना क्षितिज की तरफ बढती है, क्षितिज फूलना आरंभ कर देता है और लपक कर उसको निगल लेता है। इसके शीघ्र बाद त्रिज्या का विस्तार (अतिरिक्त द्रव्यमान के कारण) पूरे होल में समान रूप से वितरित हो जाता है।
दूसरी तरफ यदि एक ब्लैक होल बहुत छोटा है, उम्मीद की जाती है कि उसका विकिरण का प्रभाव बहुत शक्तिशाली हो जायेगा। एक ब्लैक होल जो मनुष्यों की तुलना में भी भारी है, क्षण में लुप्त हो जायेगा। एक कार के वजन वाला ब्लैक होल (~ 10 −24 मी) को वाष्पित होने के लिए मात्र एक नैनोसैकंड का समय ही लगेगा, इस दौरान कुछ क्षणों के लिए इसकी चमक सूर्य से 200 गुना से भी अधिक हो जायेगी।

हल्के ब्लैक होल से उम्मीद की जाती है कि वे और भी तेजी से वाष्पित हो जायेंगे, उदाहरण के लिए 1 TeV/c 2 द्रब्यमान वाला एक ब्लैक होल पूरी तरह लुप्त होने में 10−88 सेकंड से भी कम समय लगाएगा। बेशक, इतने छोटे ब्लैक होल के लिए क्वांटम गुरुत्व प्रभाव से एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाने की उम्मीद की जाती है और यहाँ तक कि  – हालाँकि क्वांटम गुरुत्व में हुए हाल के विकास इस ओर कोई संकेत नहीं करते हैं  – परिकाल्पनिक तौर पर ऐसे छोटे ब्लैक होल स्थिर होंगे।