Klasyfikacja według masy
Czarne dziury to obiekty o tak silnym polu grawitacyjnym, że nawet światło nie może opuścić ich wnętrza. Astronomowie wyróżniają kilka głównych typów, przede wszystkim na podstawie masy, która decyduje o sposobie powstawania i obserwowanych właściwościach.
- Czarne dziury gwiazdowe – powstają w wyniku kolapsu grawitacyjnego masywnych gwiazd (powyżej 8–10 mas Słońca) po wyczerpaniu paliwa jądrowego. Ich masa zawiera się zwykle w przedziale od 3 do około 100 mas Słońca. Są najpowszechniejszym typem potwierdzonym obserwacyjnie; wiele z nich wykryto poprzez emisję promieniowania rentgenowskiego, gdy pochłaniają materię z towarzyszącej gwiazdy (np. Cygnus X-1).
- Czarne dziury pośrednie – obiekty o masie od 100 do nawet 100 000 mas Słońca. Ich istnienie jest nadal hipotetyczne, choć pojawiają się coraz mocniejsze przesłanki obserwacyjne (np. w gromadach kulistych lub w pobliżu centrum naszej Galaktyki). Uważa się, że mogą powstawać przez łączenie się mniejszych czarnych dziur lub w wyniku kolapsu bardzo masywnych gwiazd we wczesnym Wszechświecie.
- Czarne dziury supermasywne – giganty o masach od milionów do miliardów mas Słońca. Znajdują się w centrach większości dużych galaktyk, w tym w Drodze Mlecznej (obiekt Sagittarius A* o masie około 4 milionów mas Słońca). Ich pochodzenie wciąż jest przedmiotem badań; prawdopodobnie powstały w wyniku gwałtownego wzrostu w młodym Wszechświecie, np. przez bezpośredni kolaps ogromnych obłoków gazu lub łączenie się mniejszych czarnych dziur i akrecję materii.
- Czarne dziury pierwotne – hipotetyczne obiekty, które mogły powstać w pierwszych chwilach po Wielkim Wybuchu, na skutek fluktuacji gęstości. Ich masa mogłaby być bardzo mała (nawet miligramy), choć w skrajnych scenariuszach sięgać mas planet. Do dziś nie ma jednoznacznych obserwacji, ale ich poszukiwania trwają (np. poprzez efekty soczewkowania grawitacyjnego).
Podział ze względu na właściwości fizyczne – rotacja i ładunek
Oprócz masy, czarne dziury różnią się momentem pędu (rotacją) i ładunkiem elektrycznym. W ogólnej teorii względności opisuje je twierdzenie o „bezwłosowości”, które mówi, że znane są tylko trzy parametry: masa, spin i ładunek. W praktyce najczęściej spotykane są wirujące czarne dziury, ponieważ obracają się gwiazdy, z których powstają, a ładunek jest szybko neutralizowany przez otaczającą plazmę.
- Czarna dziura Schwarzschilda – najprostszy typ statyczny, bez rotacji i bez ładunku. Jej horyzont zdarzeń jest idealnie sferyczny, a promień (promień Schwarzschilda) zależy tylko od masy. Stanowi podstawowy model używany w dydaktyce i obliczeniach.
- Czarna dziura Kerra – wirująca, ale pozbawiona ładunku. Jest to najbardziej realistyczny model dla zaobserwowanych obiektów (np. supermasywna czarna dziura w galaktyce M87*). Rotacja deformuje horyzont zdarzeń do kształtu spłaszczonej elipsoidy i wprowadza tzw. ergosferę – obszar, w którym czasoprzestrzeń jest „porwana” przez rotację, co umożliwia wyciąganie energii (proces Penrose’a).
- Czarna dziura Reissnera–Nordströma – statyczna, ale z ładunkiem elektrycznym. W praktyce takie obiekty są trudne do zaobserwowania, ponieważ ładunek szybko zneutralizowałby się przez przyciąganie przeciwnego znaku materii.
- Czarna dziura Kerra–Newmana – najbardziej ogólny typ: rotująca i naładowana. Łączy cechy modelu Kerra i Reissnera–Nordströma. Stanowi pełne rozwiązanie równań Einsteina–Maxwella, ale w realnym Wszechświecie ma marginalne znaczenie.
Współczesne obserwacje, m.in. za pomocą Teleskopu Horyzontu Zdarzeń, potwierdzają, że czarne dziury supermasywne w centrach galaktyk prawie zawsze wirują, a ich rotację można wyznaczyć dzięki deformacji cienia grawitacyjnego. Dzięki temu naukowcy mogą odróżniać typ Kerra od prostszych modeli i badać ekstremalne zjawiska w ich otoczeniu, takie jak dżety relatywistyczne czy zaginanie światła.