研究历史

引力透镜模拟的黑洞，可看出在星系背景扭曲的图像

历史上，第一个意识到一个致密天体密度可以大到连光都无法逃逸的人是英国地理学家 约翰·米歇尔 （ 英语 ： John_Michell ） （John Michell）。他在1783年写给亨利·卡文迪什一封信中提出这个想法的，他认为一个和太阳同等质量的天体，如果半径只有3公里，那么这个天体是不可见的，因为光无法逃离天体表面。 1796年，法国物理学家拉普拉斯曾预言：“一个质量如250个太阳，而直径为地球的发光恒星，由于其引力的作用，将不允许任何光线离开它。由于这个原因，宇宙中最大的发光天体，却不会让我们看见”。 拉普拉斯依据牛顿万有引力定律求得黑洞半径 R = 2 G M c 2 {\displaystyle R={\frac {2GM}{c^{2}}}} 。拉普拉斯描述的这种天体，是表面的逃逸速度大于光速的天体。任何运动物体如果小于此速度，最多只能绕星体旋转而不能到远方去，如果表面逃逸速度大于光速，那么光线就不能传到远方去，远方得不到它的光线，它就成了完全黑暗的天体。尽管“黑洞”（black hole）一词是在1968年由美国天体物理学家约翰·惠勒提出来，但拉普拉斯描述的正是黑洞这种天体。

1915年12月，在爱因斯坦发表广义相对论1个月后，德国天文学家卡尔·史瓦西即得到爱因斯坦场方程式的精确解，能够对于点质量与球形质量所产生的引力场给出描述，这包括史瓦西度规和史瓦西半径等等概念，该精确解算出，如果某天体全部质量都压缩到很小的“引力半径”范围之内，所有物质、能量（包括光线）都被引力囚禁在内，从外界看，这天体就是绝对黑暗的存在，也就是黑洞。

1934年，德国天文学家沃尔特·巴德和瑞士天文学家弗里茨·兹威基指出，当一个衰老的大质量恒星核无法再通过热核反应产生能量时，它有可能会通过引力坍缩的过程坍缩为一个中子星或黑洞。1939年，美国物理学者奥本海默计算出，一颗质量超过太阳质量3倍（奥本海默极限）而又没有任何热核反应的“冷恒星”，一定会在自身引力的作用下坍缩成为黑洞，也就是说该恒星已经成为死亡遗骸。1974年，霍金提出黑洞蒸发的概念，认为在黑洞周围，在虚粒子产生的相对瞬间，会出现四种可能性：直接湮灭、双双落入黑洞、正粒子落入黑洞而负粒子逃脱、负粒子落入黑洞而正粒子逃脱，而且最后一种可能性最低。霍金据此进一步提出了微型黑洞（也称为原初黑洞）的概念。

现代物理中的黑洞理论创建在广义相对论的基础上。由于黑洞中的光无法逃逸，所以我们无法直接观测到黑洞。然而，可以通过测量它对周围天体的作用和影响来间接观测或推测到它的存在。 比如说，在黑洞吸入恒星时，其周围会形成吸积气盘，盘中气体剧烈摩擦，强烈发热，而发出X射线。借由对这类X射线的观测，可以间接发现黑洞并对之进行研究。

2015年，霍金针对黑洞信息佯谬提出新解，指出黑洞有出口，就算掉进去也出得来。他在瑞典皇家理工学院于瑞典首都斯德哥尔摩举办的会议上，对黑洞能否吞噬任何物体发表了看法。他认为黑洞无法吞噬和消灭物理消息，这和爱因斯坦相对论中提出的观点相反 ，霍金理论认定黑洞在旋转就有可能通往另一个宇宙，但是你会无法回到我们的宇宙，所以严格来说掉入黑洞有可能全身而退，只是永远从本宇宙消失 。消息在黑洞内是以全息视频的方式存储的，且非存储在黑洞内部，而是存储在黑洞的边界，也就是所谓的事件视界。英国南安普敦大学理论物理学家玛莉凯·泰勒（Marika Taylor）则表示霍金论点可以成为一家之言，但没有制造实验的方法之前，黑洞信息佯谬的争议还将持续。

结构特性

  艺术家笔下的黑洞。

黑洞形成

恒星有生命周期，并通过不断的核聚变维持其能量以抵抗自身造成的引力，一颗恒星从氢元素开始其聚变历程，逐步产生其他重元素并且恒星也会逐步膨胀，至于具体聚变到哪一种元素则取决于每个恒星本身，如太阳拥有90亿年的氢聚变和10亿年的氦聚变，质量更大的恒星因具有足够能量则可以向更高级的核聚变发展产生更重的元素，但是即使大质量（相当于太阳质量8倍以上）的恒星，其极限聚变的终点也只能到达铁元素（质子数26），因铁并非核聚变材料。恒星质量越大寿命越短，若一颗恒星较另一颗恒星质量大三倍，则寿命只有前者的约1/750。恒星演化到末期，由于无法进行更高级的核聚变以抵抗引力便会发生严重的“塌缩”，塌缩的结果因其质量大小所造成的引力差距而有巨大差异，如太阳最终将成为白矮星，质量较太阳大3倍以上的恒星最终将成为“黑洞”。此极限称为奥本海默极限。

目前公认的理论认为，黑洞只有三个物理量可以测量到：质量、电荷、角动量。也就是说：对于一个黑洞，一旦这三个物理量确定下来了，这个黑洞的特性也就唯一地确定了，这称为黑洞的无毛定理，或称作黑洞的唯一性定理。另一方面，黑洞一旦形成，则在黑洞形成之前的其他物理信息即告丢失，黑洞上不存在如立方体、椎体或其他有凸起的形态，这是黑洞无毛定理的另一种理解方法。

但是这个定理却只是限制了经典理论，没有否认可能有其他量子荷的存在，所以黑洞可以和大域单极或是宇宙弦共同存在，而带有大域量子荷。黑洞具有潮汐力，越小的黑洞潮汐力越大，反之，越大的黑洞潮汐力越小，旋转的黑洞有内视界和外视界，并会有一个奇异环，一切越过视界的东西最终都会落向奇点，越大的黑洞从视界到奇点所花的时间越长。

物理特性

质量和尺寸

  质量达太阳10倍的黑洞之电脑模拟图

奥本海默极限指出，一颗质量超过太阳质量3倍而又没有任何热核反应的“冷恒星”，一定会在自身引力的作用下坍缩成为黑洞，也就是说该恒星已经成为死亡遗骸。 更精确地说，当大质量天体演化末期，其坍缩核心的质量超过太阳质量的3.2倍时，由于没有能够对抗引力的斥力，核心坍塌将无限进行下去，从而形成“黑洞”。（核心小于1.4个太阳质量的，会变成白矮星；介于两者之间的，形成中子星）。天文学的观测表明，在绝大部分星系的中心，包括银河系，都存在超大质量黑洞，它们的质量从数百万个直到数百亿个太阳。爱因斯坦的广义相对论预测有黑洞解。其中最简单的球对称解为史瓦西度规。这是由卡尔·史瓦西于1915年发现的爱因斯坦方程的解。

根据史瓦西解，如果一个引力天体的半径小于一个特定值，天体将会发生坍塌，这个半径就叫做史瓦西半径。在这个半径以下的天体，其中的时空严重弯曲，从而使其发射的所有射线，无论是来自什么方向的，都将被吸引入这个天体的中心。因为相对论指出在任何惯性坐标中，物质的速率都不可能超越真空中的光速，在史瓦西半径以下的天体的任何物质，都将塌陷于中心部分。依据广义相对论的推演，黑洞中存在拥有无穷大密度的“引力奇点”，被戏称为“上帝憎恶的裸奇点”。而在“史瓦西半径”内，由于黑洞奇点巨大的质量而形成的超强引力，以至于连光子都不能逃出黑洞，所以这就是黑洞的“黑”之所在。

史瓦西半径由下面式子给出：

R s = 2 G M c 2 {\displaystyle R_{s}={\frac {2GM}{c^{2}}}}

G 是万有引力常数， M 是天体的质量， c 是光速。对于一个与地球质量相等的天体，其史瓦西半径仅有9毫米。

温度

T = ℏ ℏ --> c 3 8 π π --> k G M {\displaystyle T={\frac {\hbar c^{3}}{8\pi kGM}}} 就辐射谱而言，黑洞与有温度的物体完全一样，而黑洞所对应的温度，则反比于黑强度界的引力强度。换句话说，黑洞的温度取决于它的大小。 若黑洞只是太阳的几倍重，它绝对零度约比绝对零度高出亿分之一度，而更大的黑洞温度则更低。因此这类黑洞所发出的量子辐大爆炸律会被大爆炸所留下的2.7K辐射（宇宙背景辐射）完全淹没。

事件视界

事件视界又称为黑洞的视界，事件视界以外的观察者无法利用任何物理方法获得事件视界以内的任何事件的信息，或者受到事件视界以内事件的影响。事件视界是造成黑洞所以称为黑洞的根本原因，是黑洞的最外层边界，在此边界内连光都无法逃脱。 天文学家于2012年7月称，观测于距地球超过50亿光年远发现类星体编号3C 279，它体内包含了一个质量高达十亿倍太阳质量的黑洞，成为“事件视界”存在的首个直接证据。

光子球

光子球是个零厚度的球状边界。在此边界所在位置上，黑洞的引力所造成的重力加速度，刚好使得部分光子以圆形轨道围着黑洞旋转。对于非旋转的黑洞来说，光子球大约是史瓦西半径的一点五倍。这个轨道不是稳定的，随时会因为黑洞的成长而变动。

黑洞外围假想表面是包覆着的光子球层，如果光线与光子球层以切线方式擦身而过，那引力便能抓取光子将之沿着光子球层，永远绕着黑洞旋转，类似卫星绕地球旋转一般。

其他的致密星如中子星、夸克星等也可能会有光子球。

能层

  能层

能层（Ergosphere，又称Frame Dragging或是Lense Thirring Effect，“兰斯-蒂林效应圈”），转动状态的质量会对其周围的时空产生拖拽的现象，这种现象称作参考系拖拽。 “旋转黑洞”才有参能层，也就是黑洞南北极与赤道在时空效应上有所不同，这会产生一些奇妙的效应来让我们有机会断定其实实在在是一颗黑洞的特征之一。

观测者可以利用光圈效应及能层，观测进入或脱离黑洞的光子的运动，通过间接的手段，例如粒子含量的分布及潘罗斯过程 （“旋转黑洞”的能量拉出过程），来间接了解其引力的分布，通过引力的分布重新创建出其能层。这种观测方式，只有双星以上的系统才能够进行这样的观测。

黑洞周围由于引力强大的因素，理论预期会发生“时间场异常”现象，这包含了周围的“参考系拖拽圈”及“事件视界”效应。 此外，由于时间物理学尚未发展，时间意义失效的区域，目前物理学还无能力进行探讨。

黑洞合并

黑洞的合并会发射强大的引力波，新的黑洞会因后座力脱离原本在星系核心的位置。如果速度够快，它甚至有可能脱离星系母体。

分类

  "> 播放媒体   黑洞吞噬恒星的过程（计算机模拟图）

分类方法一：

超重黑洞： 到目前为止可以在所有已知星系中心发现其踪迹。质量可以是太阳的数百万至170亿倍。迄今所知最大的黑洞在星系S5 0014+813的中心，质量约为太阳的400亿倍。

中介质量黑洞：是质量超过恒星黑洞（数十倍太阳质量），但远小于超重黑洞（数百万倍太阳质量）的一种黑洞。

恒星黑洞：大质量恒星（大约20倍太阳质量 ）引力坍塌后所形成的黑洞，可以借由伽马射线暴或超新星来发现它的踪迹。如果致密星的质量超过临介值时，引力坍塌会继续，形成黑洞。虽然未证实是否有中子星的最大质量，但估计也有3倍太阳质量。直至目前为止，质量最小的黑洞大约有3.8倍太阳质量。

微型黑洞：又称作量子黑洞或者迷你黑洞，是很小的黑洞。取名量子力学黑洞的原因是在这个尺度之下，量子力学的效应扮演非常重要的角色。 微型黑洞的产生有可能是在大型强子对撞机内就可以观测到的重要现象。

分类方法二： 根据黑洞本身的物理特性（质量、电荷、角动量）进行分类

不旋转不带电荷的黑洞。它的时空结构于1916年由史瓦西求出称史瓦西黑洞。

不旋转带电黑洞，称雷斯勒-诺德斯特洛姆黑洞。时空结构于1916-1918年由雷斯勒和诺德斯特洛姆求出。

旋转不带电黑洞，称克尔黑洞。时空结构由克尔于1963年求出。

一般黑洞，称克尔-纽曼黑洞。时空结构于1965年由纽曼求出。

原初黑洞

原初黑洞是理论预言的一类黑洞，目前尚无直接证据支持原初黑洞的存在。宇宙大爆炸初期，宇宙早期膨胀之前，某些区域密度非常大，以至于宇宙膨胀后这些区域的密度仍然大到可以形成黑洞，这类黑洞叫做原初黑洞。原初黑洞的质量与密度不均匀处的尺度有关，因此原初黑洞的质量可以小于恒星坍塌生成的黑洞，根据霍金的理论，黑洞质量越小，蒸发越快。质量非常小的原初黑洞可能已经蒸发或即将蒸发，而恒星坍塌形成的黑洞的蒸发时标一般长于宇宙时间。天文学家期待能观测到某些原初黑洞最终蒸发时发出的高能伽玛射线 。

天文观测

  黑洞在银河系中心撕开星际云的视频

黑洞形成后，会不断吸入周围的物质而导致后者难以被观测到，因此往往无法仅依靠天文观测来发现黑洞，但当双星中的一方为黑洞时，来自另一方星球的气团不断流入黑洞，骤然激起的高温，这时X射线闪光等会发亮，此时可以间接发现黑洞存在。 由于黑洞观测有实际的困难度存在，宣称某个星体是黑洞者，通常都只给出几张模糊的照片或部分的数据，黑洞的所有特征无法全面验证，一般媒体报导实际仅有部分信息，无法满足专业天体物理的数据要求，因此天文数据库当中，并没有黑洞，仅有黑洞候选星。

人们为了查找黑洞付出很多努力，成果却不多，20世纪的70年代才找到4个黑洞候选者，在90年代之后又发现6对新的X射线双星黑洞候选者，其中2个在大麦哲伦星系里，8个在银河系内，并于2000年后续续探测出7个，有人估计过去100亿年中银河系平均每100年有一颗超新星爆炸，而每100个中有1颗导致黑洞形成，那么银河系应该有100万个恒星级黑洞，可是至2007年也只有找到一共17个黑洞候选者。

以下是较为著名的黑洞候选者 ：

银河系中心人马座A

天鹅座X-1

SN 1979C

参见

白洞

白洞热力学

虫洞

暗能量星

中子星

夸克星

孤子星

玻色星

暗物质

暗能量

光

黑洞热力学

黑洞物理学年表

黑洞列表

引力坍缩

黑洞蒸发理论

广义相对论

附注

^ 但其真实质量并未证实，而且也取决于其他变量。

^ 详细参见黑洞列表

（英文） 16-year long study tracks stars orbiting Milky Way black hole

（英文） Movie of Black Hole Candidate from Max Planck Institute

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