Чёрная дыра́ — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света. Граница этой области называется горизонтом событий. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он представляет собой сферу с радиусом Шварцшильда, который считается характерным размером чёрной дыры.
Горизо́нт собы́тий — граница в астрофизике, за которой события не могут повлиять на наблюдателя.
Гравитацио́нный ра́диус представляет собой характерный радиус, определённый для любого физического тела, обладающего массой: это радиус сферы, на которой находился бы горизонт событий, создаваемый этой массой, если бы она была распределена сферически симметрично, была бы неподвижной и целиком лежала бы внутри этой сферы. Введён в научный обиход немецким учёным Карлом Шварцшильдом в 1916 году.
Ме́трика Шва́рцшильда — это единственное в силу теоремы Биркхофа сферически симметричное точное решение уравнений Эйнштейна без космологической константы в пустом пространстве. В частности, эта метрика достаточно точно описывает гравитационное поле уединённой невращающейся и незаряженной чёрной дыры и гравитационное поле снаружи от уединённого сферически симметричного массивного тела. Названа в честь Карла Шварцшильда, который первым её обнаружил в 1916 году.
Джон Арчибальд Уилер — американский физик-теоретик, член Национальной академии наук США (1952) и Американского философского общества, иностранный член Лондонского королевского общества.
Крото́вая нора́, или «крото́вина», «кротови́на», а также «червячный переход» или «червото́чина» — топологическая особенность пространства-времени, представляющая собой в каждый момент времени «тоннель» в пространстве. Эти области могут быть как связаны и помимо кротовой норы, представляя собой области единого пространства, так и полностью разъединены, представляя собой отдельные пространства, связанные между собой только посредством кротовой норы.
Эргосфе́ра — область пространства-времени вблизи вращающейся чёрной дыры, расположенная между горизонтом событий и пределом статичности. Объекты, находящиеся в пределах эргосферы, неизбежно вращаются вместе с чёрной дырой за счёт эффекта Лензе — Тирринга.
Гравитацио́нная сингуля́рность — точка в пространстве-времени, через которую невозможно гладко продолжить входящую в неё геодезическую линию. В таких областях становится неприменимым базовое приближение большинства физических теорий, в которых пространство-время рассматривается как гладкое многообразие без края. Часто в гравитационной сингулярности величины, описывающие гравитационное поле, становятся бесконечными или неопределёнными. К таким величинам относятся, например, скалярная кривизна или плотность энергии в сопутствующей системе отсчёта.
Бе́лая дыра́ — гипотетический физический объект во Вселенной, в область которого ничто не может войти. Белая дыра является временно́й противоположностью чёрной дыры и предсказывается теми же уравнениями общей теории относительности, что и чёрные дыры. Из-за неустойчивости данного решения уравнений Эйнштейна относительно возмущений пространства-времени физики, в большинстве своём, считают, что существование белых дыр в природе невозможно.
Решить уравнение Эйнштейна — значит, найти вид метрического тензора 
пространства-времени. Задача ставится заданием граничных условий, координатных условий и написанием тензора энергии-импульса 
, который может описывать как точечный массивный объект, распределённую материю или энергию, так и всю Вселенную целиком. В зависимости от вида тензора энергии-импульса решения уравнения Эйнштейна можно разделить на вакуумные, полевые, распределённые, космологические и волновые. Существуют также чисто математические классификации решений, основанные на топологических или алгебраических свойствах описываемого ими пространства-времени, или, например, на алгебраической симметрии тензора Вейля данного пространства.
За́мкнутая времениподо́бная ли́ния или за́мкнутая времениподо́бная крива́я в математической физике — времениподо́бная кривая на Лоренцевом многообразии, возвращающаяся в исходную пространственно-временную точку, то есть замкнутая мировая линия частицы в пространстве-времени. Существование таких линий в рамках общей теории относительности было впервые вынесено на широкое обсуждение Куртом Гёделем в 1949 году на основании полученного им точного решения уравнений Эйнштейна, известного как метрика Гёделя, хотя первое решение такого типа было получено ранее, в 1937 году Виллемом Ван Стокумом. Подобные кривые возникают и в других решениях, таких как «цилиндр Типлера» и «проходимая кротовая нора». Существование замкнутых времениподобных кривых позволяет путешествия во времени со всеми связанными с ними парадоксами.
Сквозь червото́чину с Мо́рганом Фри́меном — американский документальный научно-популярный телесериал производства Discovery и показываемый на Science Channel. По состоянию на 2014 год вышло пять сезонов: премьера первого состоялась 9 июня 2010, второго — 8 июня 2011, третьего — 6 марта 2012, четвёртого — 20 марта 2013, пятого — 5 марта 2014. Исполнительный продюсер и ведущий — американский актёр Морган Фримен.
Космология чёрной дыры — космологическая модель, согласно которой наблюдаемая Вселенная находится внутри чёрной дыры. Такие модели были предложены в 1972 году индийским физиком-теоретиком Раджем Патриа и одновременно — британским математиком Ирвином Гудом.
Кольцеобразная сингулярность — понятие общей теории относительности для описания гравитационной сингулярности вращающейся чёрной дыры, или чёрной дыры Керра.
К̀угельбли́ц — понятие теоретической физики, обозначающее столь сильную концентрацию света, что она формирует горизонт событий: согласно общей теории относительности, если достаточное количество излучения сконцентрировано в одной точке, концентрация энергии может привести к искривлению пространства-времени, достаточного для того, чтобы стать чёрной дырой. Иными словами, кугельблиц — это чёрная дыра, образованная из энергии, а не из массы. Согласно общей теории относительности Эйнштейна, когда горизонт событий сформирован, тип массы-энергии, создавший его, уже не имеет значения. Температура кугельблица, согласно расчётам, должна превосходить температуру Планка — температуру Вселенной через 5,4⋅10−44 секунд после Большого Взрыва.
Червоточина Морриса — Торна — пример проходимой кротовой норы. Лоренцевская проходимая червоточина позволяет пройти в обоих направлениях из одной части Вселенной в другую. Возможность проходимой червоточины впервые была продемонстрирована Кипом Торном и его аспирантом Майком Моррисом в статье 1988 года. Поэтому этот тип проходимой кротовой норы, удерживаемый в открытом положении сферической оболочкой экзотической материи, называется кротовой норой Морриса — Торна. Позже были открыты другие виды проходимых червоточин в рамках допустимых решений общей теории относительности, в том числе различный анализ червоточин в статье Мэтта Виссера 1989 года, где сказано, что путь через червоточину может быть проложен не через область экзотической материи. Однако, в гравитации Гаусса — Бонне, экзотическая материя не требуется, чтобы допустить существование проходимых кротовых нор. Тип червоточины, удерживаемый в открытом положении отрицательной массой космических струн, был предложен Виссером в сотрудничестве с Крамером и другими, кроме того, было указано, что подобные туннели могли возникнуть в ранней Вселенной.
В теоретической физике диаграмма Пенроуза представляет собой двумерную диаграмму, фиксирующую причинное отношение между различными точками в пространстве-времени. Это расширение диаграммы Минковского, где вертикальное измерение представляет время, горизонтальное — пространство, а наклонные линии под углом 45° соответствуют лучам света. Главное отличие состоит в том, что локально метрика на диаграмме Пенроуза конформно эквивалентна к фактической метрике в пространстве-времени. Конформный фактор выбирается таким образом, что все бесконечное пространство-время преобразуется в диаграмму Пенроуза конечного размера. Для сферически-симметричного пространства-времени каждая точка диаграммы соответствует двумерной сфере.
Теоремы Пенроуза — Хокинга о сингулярности — это теоремы в общей теории относительности, которые пытаются ответить на вопрос, когда гравитация порождает сингулярности.
Геометрическая система единиц — это система естественных единиц, в которой основные физические единицы выбраны таким образом, что скорость света в вакууме с, и гравитационная постоянная G принимаются равными единице.
Координаты Эддингтона — Финкельштейна — пара систем координат для метрики Шварцшильда, которая адаптирована для нулевых геодезических. Нулевая геодезическая — это мировая линия для фотонов; радиальные геодезические — это те, вдоль которых фотоны движутся прямо к центральной массе или от неё. Эта пара названа в честь Артура Стэнли Эддингтона и Дэвида Финкельштейна. Считается, что они предложили идею, но ни один из них никогда не записывал эти координаты или метрику в явном виде. Хотя Роджер Пенроуз, был первым, кто записал её, но приписывается открытие координат Финкельштейну, в упомянутой выше статье и Эддингтону и Финкельштейну в его эссе на премию Адамса позже в том же году. Наиболее влиятельные Чарльз Мизнер, Кип Торн и Джон Уилер в своей книге Гравитация ссылаются на эти координаты под этим именем.
