“黑洞”很容易讓人望文生義地想象成一個“大黑窟窿”，其實不然。所謂“黑洞”，就是這樣一種天體：它的引力場是如此之強，就連光也不能逃脫出來。
根據廣義相對論，引力場將使時空彎曲。當恒星的體積很大時，它的引力場對時空幾乎沒什么影響，從恒星表面上某一點發的光可以朝任何方向沿直線射出。而恒星的半徑越小，它對周圍的時空彎曲作用就越大，朝某些角度發出的光就將沿彎曲空間返回恒星表面。
等恒星的半徑小到一特定值（天文學上叫“史瓦西半徑”）時，就連垂直表面發射的光都被捕獲了。到這時，恒星就變成了黑洞。說它“黑”，是指它就像宇宙中的無底洞，任何物質一旦掉進去，“似乎”就再不能逃出。實際上黑洞真正是“隱形”的，等一會兒我們會講到。
那么，黑洞是怎樣形成的呢？其實，跟白矮星和中子星一樣，黑洞很可能也是由恒星演化而來的。
我們曾經比較詳細地介紹了白矮星和中子星形成的過程。當一顆恒星衰老時，它的熱核反應已經耗盡了中心的燃料（氫），由中心產生的能量已經不多了。這樣，它再也沒有足夠的力量來承擔起外殼巨大的重量。所以在外殼的重壓之下，核心開始坍縮，直到最后形成體積小、密度大的星體，重新有能力與壓力平衡。
質量小一些的恒星主要演化成白矮星，質量比較大的恒星則有可能形成中子星。而根據科學家的計算，中子星的總質量不能大于三倍太陽的質量。如果超過了這個值，那么將再沒有什么力能與自身重力相抗衡了，從而引發另一次大坍縮。
這次，根據科學家的猜想，物質將不可阻擋地向著中心點進軍，直至成為一個體積趨于零、密度趨向無限大的“點”。而當它的半徑一旦收縮到一定程度(史瓦西半徑)，正象我們上面介紹的那樣，巨大的引力就使得即使光也無法向外射出，從而切斷了恒星與外界的一切聯系——“黑洞”誕生了。
與別的天體相比，黑洞是顯得太特殊了。例如，黑洞有“隱身術”，人們無法直接觀察到它，連科學家都只能對它內部結構提出各種猜想。那么，黑洞是怎么把自己隱藏起來的呢？答案就是——彎曲的空間。我們都知道，光是沿直線傳播的。這是一個最基本的常識。可是根據廣義相對論，空間會在引力場作用下彎曲。這時候，光雖然仍然沿任意兩點間的最短距離傳播，但走的已經不是直線，而是曲線。形象地講，好像光本來是要走直線的，只不過強大的引力把它拉得偏離了原來的方向。
在地球上，由于引力場作用很小，這種彎曲是微乎其微的。而在黑洞周圍，空間的這種變形非常大。這樣，即使是被黑洞擋著的恒星發出的光，雖然有一部分會落入黑洞中消失，可另一部分光線會通過彎曲的空間中繞過黑洞而到達地球。所以，我們可以毫不費力地觀察到黑洞背面的星空，就像黑洞不存在一樣，這就是黑洞的隱身術。
更有趣的是，有些恒星不僅是朝著地球發出的光能直接到達地球，它朝其它方向發射的光也可能被附近的黑洞的強引力折射而能到達地球。這樣我們不僅能看見這顆恒星的“臉”，還同時看到它的側面、甚至后背！

黑洞這一術語是不久以前才出現的。它是1969年美國科學家約翰·惠勒為形象描述至少可回溯到200年前的這個思想時所杜撰的名字。那時候，共有兩種光理論：一種是牛頓贊成的光的微粒說；另一種是光的波動說。我們現在知道，實際上這兩者都是正確的。由于量子力學的波粒二象性，光既可認為是波，也可認為是粒子。在光的波動說中，不清楚光對引力如何響應。但是如果光是由粒子組成的，人們可以預料，它們正如同炮彈、火箭和行星那樣受引力的影響。起先人們以為，光粒子無限快地運動，所以引力不可能使之慢下來，但是羅麥關于光速度有限的發現表明引力對之可有重要效應。

1783年，劍橋的學監約翰·米歇爾在這個假定的基礎上，在《倫敦皇家學會哲學學報》上發表了一篇文章。他指出，一個質量足夠大并足夠緊致的恒星會有如此強大的引力場，以致于連光線都不能逃逸——任何從恒星表面發出的光，還沒到達遠處即會被恒星的引力吸引回來。米歇爾暗示，可能存在大量這樣的恒星，雖然會由于從它們那里發出的光不會到達我們這兒而使我們不能看到它們，但我們仍然可以感到它們的引力的吸引作用。這正是我們現在稱為黑洞的物體。它是名符其實的——在空間中的黑的空洞。幾年之后，法國科學家拉普拉斯侯爵顯然獨自提出和米歇爾類似的觀念。非常有趣的是，拉普拉斯只將此觀點納入他的《世界系統》一書的第一版和第二版中，而在以后的版本中將其刪去，可能他認為這是一個愚蠢的觀念。（此外，光的微粒說在19世紀變得不時髦了；似乎一切都可以以波動理論來解釋，而按照波動理論，不清楚光究竟是否受到引力的影響。）

事實上，因為光速是固定的，所以，在牛頓引力論中將光類似炮彈那樣處理實在很不協調。（從地面發射上天的炮彈由于引力而減速，最后停止上升并折回地面；然而，一個光子必須以不變的速度繼續向上，那么牛頓引力對于光如何發生影響呢？）直到1915年愛因斯坦提出廣義相對論之前，一直沒有關于引力如何影響光的協調的理論。甚至又過了很長時間，這個理論對大質量恒星的含意才被理解。

為了理解黑洞是如何形成的，我們首先需要理解一個恒星的生命周期。起初，大量的氣體（大部分為氫）受自身的引力吸引，而開始向自身坍縮而形成恒星。當它收縮時，氣體原子相互越來越頻繁地以越來越大的速度碰撞——氣體的溫度上升。最后，氣體變得如此之熱，以至于當氫原子碰撞時，它們不再彈開而是聚合形成氦。如同一個受控氫彈爆炸，反應中釋放出來的熱使得恒星發光。這增添的熱又使氣體的壓力升高，直到它足以平衡引力的吸引，這時氣體停止收縮。這有一點像氣球——內部氣壓試圖使氣球膨脹，橡皮的張力試圖使氣球縮小，它們之間存在一個平衡。從核反應發出的熱和引力吸引的平衡，使恒星在很長時間內維持這種平衡。然而，最終恒星會耗盡了它的氫和其他核燃料。貌似大謬，其實不然的是，恒星初始的燃料越多，它則燃盡得越快。這是因為恒星的質量越大，它就必須越熱才足以抵抗引力。而它越熱，它的燃料就被用得越快。我們的太陽大概足夠再燃燒50多億年，但是質量更大的恒星可以在1億年這么短的時間內用盡其燃料，這個時間尺度比宇宙的年齡短得多了。當恒星耗盡了燃料，它開始變冷并開始收縮。隨后發生的情況只有等到本世紀20年代末才初次被人們理解。

1928年，一位印度研究生——薩拉瑪尼安·強德拉塞卡——乘船來英國劍橋跟英國天文學家阿瑟·愛丁頓爵士（一位廣義相對論家）學習。（據記載，在本世紀20年代初有一位記者告訴愛丁頓，說他聽說世界上只有三個人能理解廣義相對論，愛丁頓停了一下，然后回答：“我正在想這第三個人是誰？”。）在他從印度來英的旅途中，強德拉塞卡算出在耗盡所有燃料之后，多大的恒星可以繼續對抗自己的引力而維持自己。這個思想是說：當恒星變小時，物質粒子靠得非常近，而按照泡利不相容原理，它們必須有非常不同的速度。這使得它們互相散開并企圖使恒星膨脹。一顆恒星可因引力作用和不相容原理引起的排斥力達到平衡而保持其半徑不變，正如在它的生命的早期引力被熱所平衡一樣。

然而，強德拉塞卡意識到，不相容原理所能提供的排斥力有一個極限。恒星中的粒子的最大速度差被相對論限制為光速。這意味著，恒星變得足夠緊致之時，由不相容原理引起的排斥力就會比引力的作用小。強德拉塞卡計算出；一個大約為太陽質量一倍半的冷的恒星不能支持自身以抵抗自己的引力。（這質量現在稱為強德拉塞卡極限。）蘇聯科學家列夫·達維多維奇·蘭道幾乎在同時也得到了類似的發現。

這對大質量恒星的最終歸宿具有重大的意義。如果一顆恒星的質量比強德拉塞卡極限小，它最后會停止收縮并終于變成一顆半徑為幾千英里和密度為每立方英寸幾百噸的“白矮星”。白矮星是它物質中電子之間的不相容原理排斥力所支持的。我們觀察到大量這樣的白矮星。第一顆被觀察到的是繞著夜空中最亮的恒星——天狼星轉動的那一顆。

蘭道指出，對于恒星還存在另一可能的終態。其極限質量大約也為太陽質量的一倍或二倍，但是其體積甚至比白矮星還小得多。這些恒星是由中子和質子之間，而不是電子之間的不相容原理排斥力所支持。所以它們被叫做中子星。它們的半徑只有10英里左右，密度為每立方英寸幾億噸。在中子星被第一次預言時，并沒有任何方法去觀察它。實際上，很久以后它們才被觀察到。

另一方面，質量比強德拉塞卡極限還大的恒星在耗盡其燃料時，會出現一個很大的問題：在某種情形下，它們會爆炸或拋出足夠的物質，使自己的質量減少到極限之下，以避免災難性的引力坍縮。但是很難令人相信，不管恒星有多大，這總會發生。怎么知道它必須損失重量呢？即使每個恒星都設法失去足夠多的重量以避免坍縮，如果你把更多的質量加在白矮星或中子星上，使之超過極限將會發生什么？它會坍縮到無限密度嗎？愛丁頓為此感到震驚，他拒絕相信強德拉塞卡的結果。愛丁頓認為，一顆恒星不可能坍縮成一點。這是大多數科學家的觀點：愛因斯坦自己寫了一篇論文，宣布恒星的體積不會收縮為零。其他科學家，尤其是他以前的老師、恒星結構的主要權威——愛丁頓的敵意使強德拉塞卡拋棄了這方面的工作，轉去研究諸如恒星團運動等其他天文學問題。然而，他獲得1983年諾貝爾獎，至少部分原因在于他早年所做的關于冷恒星的質量極限的工作。

強德拉塞卡指出，不相容原理不能夠阻止質量大于強德拉塞卡極限的恒星發生坍縮。但是，根據廣義相對論，這樣的恒星會發生什么情況呢？這個問題被一位年輕的美國人羅伯特·奧本海默于1939年首次解決。然而，他所獲得的結果表明，用當時的望遠鏡去觀察不會再有任何結果。以后，因第二次世界大戰的干擾，奧本海默本人非常密切地卷入到原子彈計劃中去。戰后，由于大部分科學家被吸引到原子和原子核尺度的物理中去，因而引力坍縮的問題被大部分人忘記了。但在本世紀60年代，現代技術的應用使得天文觀測范圍和數量大大增加，重新激起人們對天文學和宇宙學的大尺度問題的興趣。奧本海默的工作被重新發現，并被一些人推廣。

現在，我們從奧本海默的工作中得到一幅這樣的圖象：恒星的引力場改變了光線的路徑，使之和原先沒有恒星情況下的路徑不一樣。光錐是表示光線從其頂端發出后在空間——時間里傳播的軌道。光錐在恒星表面附近稍微向內偏折，在日食時觀察遠處恒星發出的光線，可以看到這種偏折現象。當該恒星收縮時，其表面的引力場變得很強，光線向內偏折得更多，從而使得光線從恒星逃逸變得更為困難。對于在遠處的觀察者而言，光線變得更黯淡更紅。最后，當這恒星收縮到某一臨界半徑時，表面的引力場變得如此之強，使得光錐向內偏折得這么多，以至于光線再也逃逸不出去（圖6.1）。根據相對論，沒有東西會走得比光還快。這樣，如果光都逃逸不出來，其他東西更不可能逃逸，都會被引力拉回去。也就是說，存在一個事件的集合或空間——時間區域，光或任何東西都不可能從該區域逃逸而到達遠處的觀察者。現在我們將這區域稱作黑洞，將其邊界稱作事件視界，它和剛好不能從黑洞逃逸的光線的軌跡相重合。

圖6.1

當你觀察一個恒星坍縮并形成黑洞時，為了理解你所看到的情況，切記在相對論中沒有絕對時間。每個觀測者都有自己的時間測量。由于恒星的引力場，在恒星上某人的時間將和在遠處某人的時間不同。假定在坍縮星表面有一無畏的航天員和恒星一起向內坍縮，按照他的表，每一秒鐘發一信號到一個繞著該恒星轉動的空間飛船上去。在他的表的某一時刻，譬如11點鐘，恒星剛好收縮到它的臨界半徑，此時引力場強到沒有任何東西可以逃逸出去，他的信號再也不能傳到空間飛船了。當11點到達時，他在空間飛船中的伙伴發現，航天員發來的一串信號的時間間隔越變越長。但是這個效應在10點59分59秒之前是非常微小的。在收到10點59分58秒和10點59分59秒發出的兩個信號之間，他們只需等待比一秒鐘稍長一點的時間，然而他們必須為11點發出的信號等待無限長的時間。按照航天員的手表，光波是在10點59分59秒和11點之間由恒星表面發出；從空間飛船上看，那光波被散開到無限長的時間間隔里。在空間飛船上收到這一串光波的時間間隔變得越來越長，所以恒星來的光顯得越來越紅、越來越淡，最后，該恒星變得如此之朦朧，以至于從空間飛船上再也看不見它，所余下的只是空間中的一個黑洞。然而，此恒星繼續以同樣的引力作用到空間飛船上，使飛船繼續繞著所形成的黑洞旋轉。

但是由于以下的問題，使得上述情景不是完全現實的。你離開恒星越遠則引力越弱，所以作用在這位無畏的航天員腳上的引力總比作用到他頭上的大。在恒星還未收縮到臨界半徑而形成事件視界之前，這力的差就已經將我們的航天員拉成意大利面條那樣，甚至將他撕裂！然而，我們相信，在宇宙中存在質量大得多的天體，譬如星系的中心區域，它們遭受到引力坍縮而產生黑洞；一位在這樣的物體上面的航天員在黑洞形成之前不會被撕開。事實上，當他到達臨界半徑時，不會有任何異樣的感覺，甚至在通過永不回返的那一點時，都沒注意到。但是，隨著這區域繼續坍縮，只要在幾個鐘頭之內，作用到他頭上和腳上的引力之差會變得如此之大，以至于再將其撕裂。

羅杰·彭羅斯和我在1965年和1970年之間的研究指出，根據廣義相對論，在黑洞中必然存在無限大密度和空間——時間曲率的奇點。這和時間開端時的大爆炸相當類似，只不過它是一個坍縮物體和航天員的時間終點而已。在此奇點，科學定律和我們預言將來的能力都失效了。然而，任何留在黑洞之外的觀察者，將不會受到可預見性失效的影響，因為從奇點出發的不管是光還是任何其他信號都不能到達他那兒。這令人驚奇的事實導致羅杰·彭羅斯提出了宇宙監督猜測，它可以被意譯為：“上帝憎惡裸奇點。”換言之，由引力坍縮所產生的奇點只能發生在像黑洞這樣的地方，在那兒它被事件視界體面地遮住而不被外界看見。嚴格地講，這是所謂弱的宇宙監督猜測：它使留在黑洞外面的觀察者不致受到發生在奇點處的可預見性失效的影響，但它對那位不幸落到黑洞里的可憐的航天員卻是愛莫能助。

廣義相對論方程存在一些解，這些解使得我們的航天員可能看到裸奇點。他也許能避免撞到奇點上去，而穿過一個“蟲洞”來到宇宙的另一區域。看來這給空間——時間內的旅行提供了巨大的可能性。但是不幸的是，所有這些解似乎都是非常不穩定的；最小的干擾，譬如一個航天員的存在就會使之改變，以至于他還沒能看到此奇點，就撞上去而結束了他的時間。換言之，奇點總是發生在他的將來，而從不會在過去。強的宇宙監督猜測是說，在一個現實的解里，奇點總是或者整個存在于將來（如引力坍縮的奇點），或者整個存在于過去（如大爆炸）。因為在接近裸奇點處可能旅行到過去，所以宇宙監督猜測的某種形式的成立是大有希望的。這對科學幻想作家而言是不錯的，它表明沒有任何一個人的生命曾經平安無事：有人可以回到過去，在你投胎之前殺死你的父親或母親！

事件視界，也就是空間——時間中不可逃逸區域的邊界，正如同圍繞著黑洞的單向膜：物體，譬如不謹慎的航天員，能通過事件視界落到黑洞里去，但是沒有任何東西可以通過事件視界而逃離黑洞。（記住事件視界是企圖逃離黑洞的光的空間——時間軌道，沒有任何東西可以比光運動得更快。）人們可以將詩人但丁針對地獄入口所說的話恰到好處地用于事件視界：“從這兒進去的人必須拋棄一切希望。”任何東西或任何人一旦進入事件視界，就會很快地到達無限致密的區域和時間的終點。

廣義相對論預言，運動的重物會導致引力波的輻射，那是以光的速度傳播的空間——時間曲率的漣漪。引力波和電磁場的漣漪光波相類似，但是要探測到它則困難得多。就像光一樣，它帶走了發射它們的物體的能量。因為任何運動中的能量都會被引力波的輻射所帶走，所以可以預料，一個大質量物體的系統最終會趨向于一種不變的狀態。（這和扔一塊軟木到水中的情況相當類似，起先翻上翻下折騰了好一陣，但是當漣漪將其能量帶走，就使它最終平靜下來。）例如，繞著太陽公轉的地球即產生引力波。其能量損失的效應將改變地球的軌道，使之逐漸越來越接近太陽，最后撞到太陽上，以這種方式歸于最終不變的狀態。在地球和太陽的情形下能量損失率非常小——大約只能點燃一個小電熱器，這意味著要用大約1干億億億年地球才會和太陽相撞，沒有必要立即去為之擔憂！地球軌道改變的過程極其緩慢，以至于根本觀測不到。但幾年以前，在稱為PSR1913+16（PSR表示“脈沖星”，一種特別的發射出無線電波規則脈沖的中子星）的系統中觀測到這一效應。此系統包含兩個互相圍繞著運動的中子星，由于引力波輻射，它們的能量損失，使之相互以螺旋線軌道靠近。J·H·泰勒和R·A·荷爾西由于對廣義相對論的這一證實，而獲得1993年的諾貝爾獎。大約3億年后它們將會碰撞。它們在碰撞之前，將會公轉得這么快速，甚至像LIGO這樣的檢測器卻能接收到它們射出的引力波。

在恒星引力坍縮形成黑洞時，運動會更快得多，這樣能量被帶走的速率就高得多。所以不用太長的時間就會達到不變的狀態。這最終的狀態將會是怎樣的呢？人們會以為它將依賴于形成黑洞的恒星的所有的復雜特征——不僅僅它的質量和轉動速度，而且恒星不同部分的不同密度以及恒星內氣體的復雜運動。如果黑洞就像坍縮形成它們的原先物體那樣變化多端，一般來講，對之作任何預言都將是非常困難的。

然而，加拿大科學家外奈·伊斯雷爾（他生于柏林，在南非長大，在愛爾蘭得到博士）在1967年使黑洞研究發生了徹底的改變。他指出，根據廣義相對論，非旋轉的黑洞必須是非常簡單、完美的球形；其大小只依賴于它們的質量，并且任何兩個這樣的同質量的黑洞必須是等同的。事實上，它們可以用愛因斯坦的特解來描述，這個解是在廣義相對論發現后不久的1917年卡爾·施瓦茲席爾德找到的。一開始，許多人（其中包括伊斯雷爾自己）認為，既然黑洞必須是完美的球形，一個黑洞只能由一個完美球形物體坍縮而形成。所以，任何實際的恒星——從來都不是完美的球形——只會坍縮形成一個裸奇點。

然而，對于伊斯雷爾的結果，一些人，特別是羅杰·彭羅斯和約翰·惠勒提倡一種不同的解釋。他們論證道，牽涉恒星坍縮的快速運動表明，其釋放出來的引力波使之越來越近于球形，到它終于靜態時，就變成準確的球形。按照這種觀點，任何非旋轉恒星，不管其形狀和內部結構如何復雜，在引力坍縮之后都將終結于一個完美的球形黑洞，其大小只依賴于它的質量。這種觀點得到進一步的計算支持，并且很快就為大家所接受。

伊斯雷爾的結果只處理了由非旋轉物體形成的黑洞。1963年，新西蘭人羅伊·克爾找到了廣義相對論方程的描述旋轉黑洞的一族解。這些“克爾”黑洞以恒常速度旋轉，其大小與形狀只依賴于它們的質量和旋轉的速度。如果旋轉為零，黑洞就是完美的球形，這解就和施瓦茲席爾德解一樣。如果有旋轉，黑洞的赤道附近就鼓出去（正如地球或太陽由于旋轉而鼓出去一樣），而旋轉得越快則鼓得越多。由此人們猜測，如將伊斯雷爾的結果推廣到包括旋轉體的情形，則任何旋轉物體坍縮形成黑洞后，將最后終結于由克爾解描述的一個靜態。

1970年，我在劍橋的一位同事和研究生同學布蘭登·卡特為證明此猜測跨出了第一步。他指出，假定一個穩態的旋轉黑洞，正如一個自旋的陀螺那樣，有一個對稱軸，則它的大小和形狀，只由它的質量和旋轉速度所決定。然后我在1971年證明了，任何穩態旋轉黑洞確實有這樣的一個對稱軸。最后，在國王學院任教的大衛·羅賓遜利用卡特和我的結果證明了這猜測是對的：這樣的黑洞確實必須是克爾解。所以在引力坍縮之后，一個黑洞必須最終演變成一種能夠旋轉、但是不能搏動的態。并且它的大小和形狀，只決定于它的質量和旋轉速度，而與坍縮成為黑洞的原先物體的性質無關。此結果以這樣的一句諺語表達而成為眾所周知：“黑洞沒有毛。”“無毛”定理具有巨大的實際重要性，因為它極大地限制了黑洞的可能類型。所以，人們可以制造可能包含黑洞的物體的具體模型，再將此模型的預言和觀測相比較。因為在黑洞形成之后，我們所能測量的只是有關坍縮物體的質量和旋轉速度，所以“無毛”定理還意味著，有關這物體的非常大量的信息，在黑洞形成時損失了。下一章 我們將會看到它的意義。

黑洞是科學史上極為罕見的情形之一，在沒有任何觀測到的證據證明其理論是正確的情形下，作為數學的模型被發展到非常詳盡的地步。的確，這經常是反對黑洞的主要論據：你怎么能相信一個其依據只是基于令人懷疑的廣義相對論的計算的對象呢？然而，1963年，加利福尼亞的帕羅瑪天文臺的天文學家馬丁·施密特測量了在稱為3C273（即是劍橋射電源編目第三類的273號）射電源方向的一個黯淡的類星體的紅移。他發現引力場不可能引起這么大的紅移——如果它是引力紅移，這類星體必須具有如此大的質量，并離我們如此之近，以至于會干擾太陽系中的行星軌道。這暗示此紅移是由宇宙的膨脹引起的，進而表明此物體離我們非常遠。由于在這么遠的距離還能被觀察到，它必須非常亮，也就是必須輻射出大量的能量。人們會想到，產生這么大量能量的唯一機制看來不僅僅是一個恒星，而是一個星系的整個中心區域的引力坍縮。人們還發現了許多其他類星體，它們都有很大的紅移。但是它們都離開我們太遠了，所以對之進行觀察太困難，以至于不能給黑洞提供結論性的證據。

1967年，劍橋的一位研究生約瑟琳·貝爾發現了天空發射出無線電波的規則脈沖的物體，這對黑洞的存在的預言帶來了進一步的鼓舞。起初貝爾和她的導師安東尼·赫維許以為，他們可能和我們星系中的外星文明進行了接觸！我的確記得在宣布他們發現的討論會上，他們將這四個最早發現的源稱為LGM1－LGM4，LGM表示“小綠人”（“Little Green Man”）的意思。然而，最終他們和所有其他人都得到了不太浪漫的結論，這些被稱為脈沖星的物體，事實上是旋轉的中子星，這些中子星由于它們的磁場和周圍物質復雜的相互作用，而發出無線電波的脈沖。這對于寫空間探險的作者而言是個壞消息，但對于我們這些當時相信黑洞的少數人來說，是非常大的希望——這是第一個中子星存在的證據。中子星的半徑大約10英里，只是恒星變成黑洞的臨界半徑的幾倍。如果一顆恒星能坍縮到這么小的尺度，預料其他恒星會坍縮到更小的尺度而成為黑洞，就是理所當然的了。

按照黑洞定義，它不能發出光，我們何以希望能檢測到它呢？這有點像在煤庫里找黑貓。慶幸的是，有一種辦法。正如約翰·米歇爾在他1783年的先驅性論文中指出的，黑洞仍然將它的引力作用到它周圍的物體上。天文學家觀測了許多系統，在這些系統中，兩顆恒星由于相互之間的引力吸引而互相圍繞著運動。他們還看到了，其中只有一顆可見的恒星繞著另一顆看不見的伴星運動的系統。人們當然不能立即得出結論說，這伴星即為黑洞——它可能僅僅是一顆太暗以至于看不見的恒星而已。然而，有些這種系統，例如叫做天鵝X－1（圖6.2）的，也剛好是一個強的X 射線源。對這現象的最好解釋是，物質從可見星的表面被吹起來，當它落向不可見的伴星之時，發展成螺旋狀的軌道（這和水從浴缸流出很相似），并且變得非常熱而發出X射線（圖6.3）。為了使這機制起作用，不可見物體必須非常小，像白矮星、中子星或黑洞那樣。從觀察那顆可見星的軌道，人們可推算出不可見物體的最小的可能質量。在天鵝X－1的情形，不可見星大約是太陽質量的6倍。按照強德拉塞卡的結果，它的質量太大了，既不可能是白矮星，也不可能是中子星。所以看來它只能是一個黑洞。

圖6.2在靠近照片中心的兩個恒星之中更亮的那顆是天鵝X－1，被認為是由互相繞著旋轉的一個黑洞和一個正常恒星組成。

圖6.3

還有其他不用黑洞來解釋天鵝X－1的模型，但所有這些都相當牽強附會。黑洞看來是對這一觀測的僅有的真正自然的解釋。盡管如此，我和加州理工學院的基帕·索恩打賭說，天鵝X－1不包含一個黑洞！這對我而言是一個保險的形式。我對黑洞作了許多研究，如果發現黑洞不存在，則這一切都成為徒勞。但在這種情形下，我將得到贏得打賭的安慰，他要給我 4年的《私家偵探》雜志。事實上，從我們打賭的1975年迄今，雖然天鵝 X－1的情形并沒有改變太多，但是人們已經積累了這么多對黑洞有利的觀測證據，我只好認輸。我進行了約定的賠償，那就是給索恩訂閱一年的《藏春閣》。這使他開放的妻子相當惱火。

現在，在我們的星系中和鄰近兩個名叫麥哲倫星云的星系中，還有幾個類似天鵝X－1的黑洞的證據。然而，幾乎可以肯定，黑洞的數量比這多得太多了！在宇宙的漫長歷史中，很多恒星應該已經燒盡了它們的核燃料并坍縮了。黑洞的數目甚至比可見恒星的數目要大得相當多。單就我們的星系中，大約總共有1000億顆可見恒星。這樣巨大數量的黑洞的額外引力就能解釋為何目前我們星系具有如此的轉動速率，單是可見恒星的質量是不足夠的。我們還有某些證據說明，在我們星系的中心有大得多的黑洞，其質量大約是太陽的10萬倍。星系中的恒星若十分靠近這個黑洞時，作用在它的近端和遠端上的引力之差或潮汐力會將其撕開，它們的遺骸以及其他恒星所拋出的氣體將落到黑洞上去。正如同在天鵝X－1情形那樣，氣體將以螺旋形軌道向里運動并被加熱，雖然不如天鵝X－1那種程度會熱到發出X射線，但是它可以用來說明星系中心觀測到的非常緊致的射電和紅外線源。

人們認為，在類星體的中心是類似的、但質量更大的黑洞，其質量大約為太陽的1億倍。落入此超重的黑洞的物質能提供僅有的足夠強大的能源，用以解釋這些物體釋放出的巨大能量。當物質旋入黑洞，它將使黑洞往同一方向旋轉，使黑洞產生一類似地球上的一個磁場。落入的物質會在黑洞附近產生能量非常高的粒子。該磁場是如此之強，以至于將這些粒子聚焦成沿著黑洞旋轉軸，也即它的北極和南極方向往外噴射的射流。在許多星系和類星體中確實觀察到這類射流。

人們還可以考慮存在質量比太陽小很多的黑洞的可能性。因為它們的質量比強德拉塞卡極限低，所以不能由引力坍縮產生：這樣小質量的恒星，甚至在耗盡了自己的核燃料之后，還能支持自己對抗引力。只有當物質由非常巨大的壓力壓縮成極端緊密的狀態時，這小質量的黑洞才得以形成。一個巨大的氫彈可提供這樣的條件：物理學家約翰·惠勒曾經算過，如果將世界海洋里所有的重水制成一個氫彈，則它可以將中心的物質壓縮到產生一個黑洞。（當然，那時沒有一個人可能留下來去對它進行觀察！）更現實的可能性是，在極早期的宇宙的高溫和高壓條件下會產生這樣小質量的黑洞。因為一個比平均值更緊密的小區域，才能以這樣的方式被壓縮形成一個黑洞。所以當早期宇宙不是完全光滑的和均勻的情形，這才有可能。但是我們知道，早期宇宙必須存在一些無規性，否則現在宇宙中的物質分布仍然會是完全均勻的，而不能結塊形成恒星和星系。

很清楚，導致形成恒星和星系的無規性是否導致形成相當數目的“太初”黑洞，這要依賴于早期宇宙的條件的細節。所以如果我們能夠確定現在有多少太初黑洞，我們就能對宇宙的極早期階段了解很多。質量大于10億噸（一座大山的質量）的太初黑洞，可由它對其他可見物質或宇宙膨脹的影響被探測到。然而，正如我們需要在下一章看到的，黑洞根本不是真正黑的，它們像一個熱體一樣發光，它們越小則發熱發光得越厲害。所以看起來荒謬，而事實上卻是，小的黑洞也許可以比大的黑洞更容易地被探測到。

宇宙大約在150億年至200億年前形成。它始于無限密集且溫度非常高的一個點，科學家稱這一點為奇點，我們所知的自然法則對它完全不適用。它積累了大量的物質，到達一個極點后爆發，科學家稱這種現象為大爆炸。大爆炸之后，小的氣體云再一次集中起來，并在引力的影響下組合。因此，就形成像太陽一樣的星體。太陽的歷史大約為50億年。它不會永遠存在，再過50億年太陽將會消亡。太陽可以將光和熱量送到3.8億公里之外。這些能量來自核裂變反應，在溫度高達1500攝氏度時，氫轉化成氦。當太陽到了生命盡頭時，它將不能承受內部裂變反應的壓力。熱氣使太陽膨脹并使它爆裂，然后，地球上的所有生命和其他行星將會湮滅。在此過程中，太陽將會變異成一個紅色的巨星。當太陽的燃料最終用完后，它可能在自身重心的影響下分裂。許多像太陽一樣的星體壓縮成我們所知的中子星。黑洞源自于中子星，其數量比太陽一樣的恒星多很多

大家都好厲害,我比不上

黑洞是一個時空的黑暗區，由一些質量頗大的星體經重力塌縮后，所剩余的東西就成了黑洞。它的基本特徵是有一個封閉的視界，這視界就是黑洞的邊界，一切外來的物質和輻射可以進入這視界以內，但視界內任何物質都不能從里面跑出來。我們可用一句”有入無出”來形容它。

黑洞產生之謎？

當一顆質量相當大的星體之核能耗盡(超新星爆發)后，殘骸質量比太陽質量高3倍的恒星核心會演化成黑洞（若中子星有伴星，而中子星吸收足夠伴星的物質，也能演化成黑洞)。在黑洞內，沒有任何向外力能維持與重力平衡，因此，核心會一直塌縮下去，形成黑洞。

當物質掉進了事界，縱使以光速計算，也不能再走出來。

愛因斯坦以幾何角度把黑洞解釋為空間扭曲的洞，物質隨空間而行，如果空間本身就是洞，是沒有物質可逃出的。

黑洞分為四種：

恒星演化出來的黑洞、原始黑洞、重量級黑洞和研究中的中量級黑洞。

黑洞也有界限？

當一個黑洞形成后，所有物質都會向中心塌縮成一個非常細小的質點，稱為奇點，黑洞的表面層稱為「事件穹界」。

而這表面層和中心奇點的距離就是史瓦半徑。任何物質要從黑洞的史瓦半徑跑到外面去，它的逃離速度便要大於光速。

但根據狹義相對論，光速是速度的極限，因此，一切物質到了事件穹界便扯向中心的奇點，永不能逃出來。

黑洞是看不見的嗎？

黑洞是個因為重力太強以致連速度最快的光也無法脫離的天體。黑洞周圍的時空也受到重力的影響而扭曲，產生了一個"事地平面"，任何物質只要被它吞噬就再也逃脫不出這范圍，它的半徑稱為"重力半徑"。由於連光也無法脫離，所以無法看到事象平面之內側。

黑洞之發現？

於1990年4月27日，哈勃太空望遠鏡 Hubble Space Telescope的啟用，為人類探索太空揭開了新的一頁，雖然在制造時出了錯誤，使影像大打折扣，可是仍對天文學有莫大的貢獻。

近來，人類對一直只是存在於理論范疇內的黑洞，已透過哈勃太空望遠鏡，有了進一步的證據。於仙女座大星系M31附近的M32發現了一個質量大於太陽三百萬倍的黑洞。M32是在我們的銀河系附近，距離地球2.3百萬光年的星系。它是人類所知密度最高的星系，於直徑只有一千光年的范圍內（我們的銀行河系直徑約十萬光年），包含了四百萬顆星，中心和密度是我們的銀河系100個一百萬倍左右。假設你生活於M32中心的行星上，你會見到一個密布星光的夜光，光度比一百倍滿月還要亮。科學家是由星星於該星系的活動，及其中心密度而推測的。此星系內之星星移動速度較其它一般星系每秒快了100公里。

齊來尋找黑洞吧！

由於黑洞不能發出光線，體積又非常細小，所以是不可能用天文望遠鏡規測得到地的。但根據理論，如果一對雙星中的伴星是黑洞，那麼主星的物質被吸引向黑洞而形成一個吸積環。由於吸積環的物質互相摩刷而引起高溫，因而輻射X光線。於是，黑洞搜索者就將重點於X射線密近雙星上。

1962年，人們探測所得，位於天鵝座鵝頸內有一股X射線，并將該源命名為是非常有可能是一黑洞。天鵝座X-1是一 X射線源，它的一顆子星 是超藍巨星，那可能是黑洞而看不見的子星質量。
回答者：笑泉 - 經理 四級 1-19 16:13

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“黑洞”是一種天體：它的引力場強大得就連光也不能逃脫出來。根據廣義
相對論，引力場將使時空彎曲。當恒星的體積很大時，它的引力場對時空幾乎沒
什么影響，從恒星表面上某一點發的光可以朝任何方向沿直線射出。而恒星的半
徑越小，它對周圍的時空彎曲作用就越大，朝某些角度發出的光就將沿彎曲空間
返回恒星表面。

等恒星的半徑小到一特定值（天文學上叫“史瓦西半徑”）時，就連垂直表
面發射的光都被捕獲了。到這時，恒星就變成了黑洞。說它“黑”，是指它就像
宇宙中的無底洞，任何物質一旦掉進去，“似乎”就再不能逃出。實際上黑洞真
正是“隱形”的，下面將會敘述。

黑洞是怎樣形成的呢？其實，跟白矮星和中子星一樣，黑洞很可能也是由恒
星演化而來的。我們曾經比較詳細地介紹了白矮星和中子星形成的過程。當一顆
恒星衰老時，它的熱核反應已經耗盡了中心的燃料（氫），由中心產生的能量已
經不多了。這樣，它再也沒有足夠的力量來承擔起外殼巨大的重量。所以在外殼
的重壓之下，核心開始坍縮，直到最后形成體積小、密度大的星體，重新有能力
與壓力平衡。

質量小一些的恒星主要演化成白矮星，質量比較大的恒星則有可能形成中子
星。而根據科學家的計算，中子星的總質量不能大于三倍太陽的質量。如果超過
了這個值，那么將再沒有什么力能與自身重力相抗衡了，從而引發另一次大坍縮。

這次，根據科學家的猜想，物質將不可阻擋地向著中心點進軍，直至成為一
個體積趨于零、密度趨向無限大的“點”。而當它的半徑一旦收縮到一定程度
（史瓦西半徑），正象我們上面介紹的那樣，巨大的引力就使得即使光也無法向
外射出，從而切斷了恒星與外界的一切聯系——“黑洞”誕生了。

與別的天體相比，黑洞是顯得太特殊了。例如，黑洞有“隱身術”，人們無
法直接觀察到它，連科學家都只能對它內部結構提出各種猜想。那么，黑洞是怎
么把自己隱藏起來的呢？答案就是——彎曲的空間。我們都知道，光是沿直線傳
播的。這是一個最基本的常識。可是根據廣義相對論，空間會在引力場作用下彎
曲。這時候，光雖然仍然沿任意兩點間的最短距離傳播，但走的已經不是直線，
而是曲線。形象地講，好像光本來是要走直線的，只不過強大的引力把它拉得偏
離了原來的方向。

在地球上，由于引力場作用很小，這種彎曲是微乎其微的。而在黑洞周圍，
空間的這種變形非常大。這樣，即使是被黑洞擋著的恒星發出的光，雖然有一部
分會落入黑洞中消失，可另一部分光線會通過彎曲的空間中繞過黑洞而到達地球。

所以，我們可以毫不費力地觀察到黑洞背面的星空，就像黑洞不存在一樣，
這就是黑洞的隱身術。

更有趣的是，有些恒星不僅是朝著地球發出的光能直接到達地球，它朝其它
方向發射的光也可能被附近的黑洞的強引力折射而能到達地球。這樣我們不僅能
看見這顆恒星的“臉”，還同時看到它的側面、甚至后背！

“黑洞”無疑是本世紀最具有挑戰性、也最讓人激動的天文學說之一。許多
科學家正在為揭開它的神秘面紗而辛勤工作著，新的理論也不斷地提出。不過，
這些當代天體物理學的最新成果不是在這里三言兩語能說清楚的。
回答者：成都瘋子 - 秀才 三級 1-19 16:15

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是指恒星爆炸后產生的漩渦，你最好別進去！
回答者：beckham2003 - 見習魔法師 二級 1-19 16:18

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一種特殊的天體
回答者：randorg - 秀才 三級 1-19 16:19

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黑洞是宇宙中的天體.1969年美國科學家約翰 惠勒為形象地描述太空不明物所杜撰的名字.1973年約翰 米歇爾在一篇文章中闡述了一個巨大質量極其致密的恒星有足夠大的引力場甚致連光都不能逃逸的天體叫黑洞.
回答者：zhangzo4925 - 助理 三級 1-19 16:27

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愛因斯坦提出廣義相對論后的第二年，也就是1916年，史瓦西就在理論中發現了黑洞的存在，但直到1960年，科學家們才理解并接受了黑洞的存在。
很多黑洞僅僅是打質量恒星演化的重點。這些恒星的質量在太陽的10倍以上。在他們的一生中，總有兩種不同的力量在相互抗衡：自身的引力向內施壓，而內部熱核聚變反應所產生的能量則向外施壓。當這兩種力量不分伯仲的時候，恒星就處于較為穩定的狀態。但恒星內部用于熱核聚變的燃料終有一天要用盡，當這一天來臨時，力量的懸殊就會顯現出來。一旦引力占了上風，恒星就無可避免的向內坍縮，并且引力的作用會越來越劇烈。隨著恒星的物質變得越來越致密，它的逃逸速度也就越來越大。當恒星致密到逃逸速度大于光速時，一個黑洞就形成了。此時，即便是宇宙間運動速度最快的物質——光——也無法逃離黑洞了。
另外，宇宙中還有一些質量非常巨大的黑洞，他們位于星系和類星體的中心。比如我們銀河系的中心就有一顆超大質量的黑洞，它的質量是太陽的400萬倍。這些黑洞的形成過程還不完全清晰。但不論哪種黑洞，他們都不過是天體的一種極端的存在形式。
回答者：sirius115 - 助理 二級 1-19 16:27

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黑洞是什么

黑洞中隱匿著巨大的引力場，這種引力大到任何東西，甚至連光，都難逃黑洞的手掌心。黑洞不讓任何其邊界以內的任何事物被外界看見，這就是這種物體被稱為“黑洞”的緣故。我們無法通過光的反射來觀察它，只能通過受其影響的周圍物體來間接了解黑洞。據猜測，黑洞是死亡恒星或爆炸氣團的剩余物，是在特殊的大質量超巨星坍塌收縮時產生的。

因為黑洞是不可見的，所以有人一直置疑，黑洞是否真的存在。如果真的存在，它們到底在哪里？

黑洞的產生過程類似于中子星的產生過程；恒星的核心在自身重量的作用下迅速地收縮，發生強力爆炸。當核心中所有的物質都變成中子時收縮過程立即停止，被壓縮成一個密實的星球。但在黑洞情況下，由于恒星核心的質量大到使收縮過程無休止地進行下去，中子本身在擠壓引力自身的吸引下被碾為粉末，剩下來的是一個密度高到難以想象的物質。任何靠近它的物體都會被它吸進去，黑洞就變得像真空吸塵器一樣

為了理解黑洞的動力學和理解它們是怎樣使內部的所有事物逃不出邊界，我們需要討論廣義相對論。廣義相對論是愛因斯坦創建的引力學說，適用于行星、恒星，也適用于黑洞。愛因斯坦在1916年提出來的這一學說，說明空間和時間是怎樣因大質量物體的存在而發生畸變。簡言之，廣義相對論說物質彎曲了空間，而空間的彎曲又反過來影響穿越空間的物體的運動。

讓我們看一看愛因斯坦的模型是怎樣工作的。首先，考慮時間（空間的三維是長、寬、高）是現實世界中的第四維（雖然難于在平常的三個方向之外再畫出一個方向，但我們可以盡力去想象）。其次，考慮時空是一張巨大的繃緊了的體操表演用的彈簧床的床面。

愛因斯坦的學說認為質量使時空彎曲。我們不妨在彈簧床的床面上放一塊大石頭來說明這一情景：石頭的重量使得繃緊了的床面稍微下沉了一些，雖然彈簧床面基本上仍舊是平整的，但其中央仍稍有下凹。如果在彈簧床中央放置更多的石塊，則將產生更大的效果，使床面下沉得更多。事實上，石頭越多，彈簧床面彎曲得越厲害。

同樣的道理，宇宙中的大質量物體會使宇宙結構發生畸變。正如10塊石頭比1塊石頭使彈簧床面彎曲得更厲害一樣，質量比太陽大得多的天體比等于或小于一個太陽質量的天體使空間彎曲得厲害得多。

如果一個網球在一張繃緊了的平坦的彈簧床上滾動，它將沿直線前進。反之，如果它經過一個下凹的地方 ，則它的路徑呈弧形。同理，天體穿行時空的平坦區域時繼續沿直線前進，而那些穿越彎曲區域的天體將沿彎曲的軌跡前進。

現在再來看看黑洞對于其周圍的時空區域的影響。設想在彈簧床面上放置一塊質量非常大的石頭代表密度極大的黑洞。自然，石頭將大大地影響床面，不僅會使其表面彎曲下陷，還可能使床面發生斷裂。類似的情形同樣可以宇宙出現，若宇宙中存在黑洞，則該處的宇宙結構將被撕裂。這種時空結構的破裂叫做時空的奇異性或奇點。

現在我們來看看為什么任何東西都不能從黑洞逃逸出去。正如一個滾過彈簧床面的網球，會掉進大石頭形成的深洞一樣，一個經過黑洞的物體也會被其引力陷阱所捕獲。而且，若要挽救運氣不佳的物體需要無窮大的能量。

我們已經說過，沒有任何能進入黑洞而再逃離它的東西。但科學家認為黑洞會緩慢地釋放其能量。著名的英國物理學家霍金在1974年證明黑洞有一個不為零的溫度，有一個比其周圍環境要高一些的溫度。依照物理學原理，一切比其周圍溫度高的物體都要釋放出熱量，同樣黑洞也不例外。一個黑洞會持續幾百萬萬億年散發能量，黑洞釋放能量稱為：霍金輻射。黑洞散盡所有能量就會消失。

處于時間與空間之間的黑洞，使時間放慢腳步，使空間變得有彈性，同時吞進所有經過它的一切。1969年，美國物理學家約翰 阿提 惠勒將這種貪得無厭的空間命名為“黑洞”。

我們都知道因為黑洞不能反射光，所以看不見。在我們的腦海中黑洞可能是遙遠而又漆黑的。但英國著名物理學家霍金認為黑洞并不如大多數人想象中那樣黑。通過科學家的觀測，黑洞周圍存在輻射，而且很可能來自于黑洞，也就是說，黑洞可能并沒有想象中那樣黑。
霍金指出黑洞的放射性物質來源是一種實粒子，這些粒子在太空中成對產生，不遵從通常的物理定律。而且這些粒子發生碰撞后，有的就會消失在茫茫太空中。一般說來，可能直到這些粒子消失時，我們都未曾有機會看到它們。

霍金還指出，黑洞產生的同時，實粒子就會相應成對出現。其中一個實粒子會被吸進黑洞中，另一個則會逃逸，一束逃逸的實粒子看起來就像光子一樣。對觀察者而言，看到逃逸的實粒子就感覺是看到來自黑洞中的射線一樣。

所以，引用霍金的話就是“黑洞并沒有想象中的那樣黑”，它實際上還發散出大量的光子。

根據愛因斯坦的能量與質量守恒定律。當物體失去能量時，同時也會失去質量。黑洞同樣遵從能量與質量守恒定律，當黑洞失去能量時，黑洞也就不存在了。霍金預言，黑洞消失的一瞬間會產生劇烈的爆炸，釋放出的能量相當于數百萬顆氫彈的能量。

但你不要滿懷期望地抬起頭，以為會看到一場煙花表演。事實上，黑洞爆炸后，釋放的能量非常大，很有可能對身體是有害的。而且，能量釋放的時間也非常長，有的會超過100億至200億年，比我們宇宙的歷史還長，而徹底散盡能量則需要數萬億年的時間
黑洞
談黑洞是在普遍沒有了解引力場本質的情況下談黑洞。
如果按照黑洞定義談黑洞，那宇宙中的黑洞是不存在的。
因為宇宙中的物質具有物質的本質特性。
按照宇宙中物質本質特性，不可能恒星發出的光又會被恒星吸收回恒星。
黑洞是一種體積極小，質量極大的恒星，在其強大的引力下，連光也無法逃逸———從恒星表面發出的光，還沒有到達遠處即被該恒星自身的引力吸引回恒星。
一團物質,如果其引力場強大到足以使時空完全彎曲而圍繞它自身,因而任何東西,甚至連光都無法逃逸,就叫做黑洞.不太多的物質被壓縮到極高密度(例如將地球壓縮到一粒豌豆大小),或者,極大的一團較低密度物質(例如幾百萬倍于太陽的質量分布在直徑與太陽系一樣的球中,大致具有水的密度),都能出現這種情形.
第一位提出可能存在引力強大到光線不能逃離的'黑洞'的人是皇家學會特別會員約翰·米切爾,他于1783年向皇家學會陳述了這一見解.米切爾的計算依據是牛頓引力理論和光的微粒理論.前者是當時最好的引力理論.后者則把光設想為有如小型炮彈的微小粒子(現在叫做光子)流.米切爾假定,這些光粒子應該像任何其他物體一樣受到引力的影響.由于奧利·羅默(Ole Romer)早在100多年前就精確測定了光速.所以米切爾得以計算一個具有太陽密度的天體必須多大,才能使逃逸速度大于光速.
如果這樣的天體存在,光就不能逃離它們,所以它們應該是黑的.太陽表面的逃逸速度只有光速的0.2%,但如果設想一系列越來越大但密度與太陽相同的天體,則逃逸速度迅速增高.米切爾指出,直徑為太陽直徑500倍的這樣一個天體(與太陽系的大小相似),其逃逸速度應該超過光速.
皮埃爾·拉普拉斯(Pierre Laplace)獨立得出并于1796年發表了同樣的結論.米切爾在一次特具先見之明的評論中指出,雖然這樣的天體是看不見的,但'如果碰巧任何其他發光天體圍繞它們運行,我們也許仍有可能根據這些繞行天體的運動情況推斷中央天體的存在.換言之,米切爾認為,如果黑洞存在于雙星中,那將最容易被發同.但這一有在黑星的見解在19世紀被遺忘了,直到天文學家認識到黑洞可經由另一途徑產生,在研討阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論時才重新提起.
第一次世界大戰時在東部戰線服役的天文學家卡爾·史瓦西(Karl Schwarzschild)是最先對愛因斯坦理論結論進行分析的人之一.廣義相對論將引力解釋為時空在物質近旁彎曲的結果.史瓦西計算了球形物體周圍時空幾何特性的嚴格數學模型,將它的計算寄給愛因斯坦,后者于1916年初把它們提交給普魯士科學院.這些計算表明,對'任何'質量者存在一個臨界半徑,現在稱為史瓦西半徑,它對應時空一種極端的變形,使得如果質量被擠壓到臨界半徑以內,空間將彎曲到圍繞該物體并將它與宇宙其余部分隔斷開來.它實際上成為了一個自行其是的獨立的宇宙,任何東西(光也在內)都無法逃離它.
對于太陽史瓦西半徑是公里對于地球,它等于0.88厘米.這并不意味太陽或地球中心有一個大小合適現在稱為黑洞(這個名詞是1967年才首次由約翰·惠勒用于這一含義的東西存在.在離天體中心的這一距離上,時空沒有任何反常.史瓦西計算表明的是,如果太陽被擠壓進半徑2.9公里的球內,或者,如果地球被擠壓進半徑僅0.88厘米的球內,它們就將永遠在一個黑洞內而與外部宇宙隔離.物質仍然可以掉進這樣一個黑洞但沒東西能夠逃出來.
這些結論被看成純粹數學珍藏品達數十年之久，因為沒有人認為真正的、實在的物體能夠坍縮到形成黑洞所要求的極端密度。1920年代開始了解了白矮星，但即使白矮星也擁有與太陽大致相同的質量而大小卻與地球差不多，其半徑遠遠大于3公里。人們也未能及時領悟到，如果有大量的一般密度物質，也可以造出一個本質上與米切爾和拉普拉斯所想像的相同的黑洞。與任意質量M對應的史瓦西半徑由公式2GM/c2給出，其中G是引力常數。c是光速。
1930年代，薩布拉曼揚·昌德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）證明，即使一顆白矮星，也僅當其質量小于1.4倍太陽質量時才是穩定的，任何死亡的星如果比這更重，必將進一步坍縮。有些研究家想到了這也許會導致形成中子星的可能性，中子星的典型半徑僅約白矮星的1/700，也就是幾公里大小。但這個思想一直要等到1960年代中期發現脈沖星，證明中子星確實存在之后，才被廣泛接受。
這重新燃起了對黑洞理論的興趣，因為中子星差不多就要變成黑洞了。雖然很難想像將太陽壓縮到半徑2.9公里以內，但現在已經知道存在質量與太陽相當、半徑小于10公里的中子星，從中子星到黑洞也就一步之遙了。
理論研究表明，一個黑洞的行為僅由其三個特性所規定——它的質量、它的電荷和它的自轉（角動量）。無電荷、無自轉的黑洞用愛因斯坦方程式的史瓦西解描述；有電荷、無自轉的黑洞用賴斯納—諾德斯特羅姆解描述；無電荷、有自轉的黑洞用克爾解描述；有電荷、有自轉的黑洞用克爾—紐曼解描述。黑洞沒有其他特性，這已由‘黑洞沒有毛發’這句名言所概括。現實的黑洞大概應該是自轉而無電荷，所以克爾解最令人感興趣。
現在都認為，黑洞和中子星都是在磊質量恒星發生超新星爆發時的臨死掙扎中產生的。計算表明，任何質量大致小于3倍太陽質量（奧本海默—弗爾科夫極限）的至密超新星遺跡可以形成穩定的中子星，但任何質量大于這一極限的致密進退新星遺跡將坍縮為黑洞，其內容物將被壓進黑洞中心的奇點，這正好是宇宙由之誕生的大爆炸奇點的鏡像反轉。如果這樣一個天體碰巧在繞一顆普通恒星的軌道上，它將剝奪伴星的物質，形成一個由向黑洞匯集的熱物質構成的吸積盤。吸積盤中的溫度可以升至極高，以致它能輻射X射線，而使黑洞可被探測到。
1970年代初，米切爾的預言有了反響：在一個雙星系統中發現了這樣一種天體。一個叫做天鵝座X—1的X射線源被證認為恒星HDE226868。這個系統的軌道動力學特性表明，該源的X射線來自圍繞可見星軌道上一個比地球小的天體，但源的質量卻大于奧本海默—弗爾科夫極限。這只可能是一個黑洞。此后，用同一方法又證認了其他少數幾個黑洞。而1994年天鵝座V404這個系統成為迄今最佳黑洞‘候選體’，這是一個質量為太陽質量70%的恒星圍繞大約12倍太陽質量的X射線源運動的系統。但是，這些已被認可的黑洞證認大概不過是冰山之尖而已。
這種‘恒星質量’黑洞，正如米切爾領悟的，只有當它們在雙星系統中時才能探測到。一個孤立的黑洞無愧于它的名稱——它是黑暗的、不可探測的。然而，根據天體物理學理論，很多恒星應該以中子星或黑洞作為其生命的結束。觀測者在雙星系統中實際上探測到的合適黑洞候選者差不多與他們發現的脈沖雙星一樣多，這表示孤立的恒星質量黑洞數目應該與孤立的脈沖星數目相同，這一推測得到了理論計算的支持。 我們銀河系中現在已知大約500個活動的脈沖星。但理論表明，一個脈沖星作為射電源的活動期是很短的，它很快衰竭成無法探測的寧靜狀態。所以，相應地我們周圍應該存在更多的‘死’脈沖星（寧靜中子星）。我們的銀河指法含有1000億顆明亮的恒星，而且已經存在了數十億年之久。最佳的估計是，我們銀河指法今天含有4億個死脈沖星，而恒星質量黑洞數量的甚至保守估計也達到這一數字的¼——1億個。如果真有這么多黑洞，而黑洞又無規則地散布在銀河系中的話，則最近的一個黑洞也離我們僅僅15光年。既然我們銀河系沒有什么獨特之處，那么宇宙中每個其他的星系也應該含有同樣多的黑洞。Ic
星系也可能含有某種很像米切爾的拉普拉斯最初設想的‘黑星’的天體。這樣的天體現在稱為‘特大質量黑洞’，被認為存在于活動星系和類星體的中心，它們提供的引力能可能解釋這些天體的巨大能量來源。一個大小如太陽系、質量數百萬倍于太陽質量的黑洞，可以從周圍每年食掉一到兩顆恒星的物質。在這個過程中，很大一部分恒星質量將遵照愛因斯坦分工E=mc2轉變成能量。寧靜的超大質量黑洞可能存在于包括我們銀河系在內的所有星 一團物質,如果其引力場強大到足以使時空完全彎曲而圍繞它自身,因而任何東西,甚至連光都無法逃逸,就叫做黑洞.不太多的物質被壓縮到極高密度(例如將地球壓縮到一粒豌豆大小),或者,極大的一團較低密度物質(例如幾百萬倍于太陽的質量分布在直徑與太陽系一樣的球中,大致具有水的密度),都能出現這種情形.
第一位提出可能存在引力強大到光線不能逃離的'黑洞'的人是皇家學會特別會員約翰·米切爾,他于1783年向皇家學會陳述了這一見解.米切爾的計算依據是牛頓引力理論和光的微粒理論.前者是當時最好的引力理論.后者則把光設想為有如小型炮彈的微小粒子(現在叫做光子)流.米切爾假定,這些光粒子應該像任何其他物體一樣受到引力的影響.由于奧利·羅默(Ole Romer)早在100多年前就精確測定了光速.所以米切爾得以計算一個具有太陽密度的天體必須多大,才能使逃逸速度大于光速.
如果這樣的天體存在,光就不能逃離它們,所以它們應該是黑的.太陽表面的逃逸速度只有光速的0.2%,但如果設想一系列越來越大但密度與太陽相同的天體,則逃逸速度迅速增高.米切爾指出,直徑為太陽直徑500倍的這樣一個天體(與太陽系的大小相似),其逃逸速度應該超過光速.
皮埃爾·拉普拉斯(Pierre Laplace)獨立得出并于1796年發表了同樣的結論.米切爾在一次特具先見之明的評論中指出,雖然這樣的天體是看不見的,但'如果碰巧任何其他發光天體圍繞它們運行,我們也許仍有可能根據這些繞行天體的運動情況推斷中央天體的存在.換言之,米切爾認為,如果黑洞存在于雙星中,那將最容易被發同.但這一有在黑星的見解在19世紀被遺忘了,直到天文學家認識到黑洞可經由另一途徑產生,在研討阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論時才重新提起.
第一次世界大戰時在東部戰線服役的天文學家卡爾·史瓦西(Karl Schwarzschild)是最先對愛因斯坦理論結論進行分析的人之一.廣義相對論將引力解釋為時空在物質近旁彎曲的結果.史瓦西計算了球形物體周圍時空幾何特性的嚴格數學模型,將它的計算寄給愛因斯坦,后者于1916年初把它們提交給普魯士科學院.這些計算表明,對'任何'質量者存在一個臨界半徑,現在稱為史瓦西半徑,它對應時空一種極端的變形,使得如果質量被擠壓到臨界半徑以內,空間將彎曲到圍繞該物體并將它與宇宙其余部分隔斷開來.它實際上成為了一個自行其是的獨立的宇宙,任何東西(光也在內)都無法逃離它.
對于太陽史瓦西半徑是公里對于地球,它等于0.88厘米.這并不意味太陽或地球中心有一個大小合適現在稱為黑洞(這個名詞是1967年才首次由約翰·惠勒用于這一含義的東西存在.在離天體中心的這一距離上,時空沒有任何反常.史瓦西計算表明的是,如果太陽被擠壓進半徑2.9公里的球內,或者,如果地球被擠壓進半徑僅0.88厘米的球內,它們就將永遠在一個黑洞內而與外部宇宙隔離.物質仍然可以掉進這樣一個黑洞但沒東西能夠逃出來.
這些結論被看成純粹數學珍藏品達數十年之久，因為沒有人認為真正的、實在的物體能夠坍縮到形成黑洞所要求的極端密度。1920年代開始了解了白矮星，但即使白矮星也擁

關于“黑洞”，學術屆一直存在爭論
甚至到底“黑洞”是否存在還未定論，所以哦，關于“黑洞”是怎么形成的，實在是……

所謂黑洞,其實就是一個質量極大密度極大的天體.由于其質量和密度,導致它的引力極其之大,使得光在他的表面都要被引力束縛.由于光被其束縛在表面而不能反射出去,所以我們在可見光范圍內也就看不到它,因此稱為黑洞.
既然是個天體,因此也就不存在穿過黑洞的問題了.但是由于其極大的引力，在距離黑洞表面很近的地方,很可能導致時間空間的扭曲,所以假如人能"穿過",會怎么樣誰也沒有定論.有一說是黑洞的另一邊對應著白洞.說通俗點就是由于黑洞的引力,使空間發生扭曲,我們可以利用這一點實現跨越空間的旅行.
當然,以上假設都是在我們能到達黑洞表面的情況下.但由于引力的緣故,但我們到達表面是,我們自身的重量將變為在地球上的10的n次方倍,而我們的骨骼承受力是有限的,所以,就目前的科技看,如果人真到了那里會死的相當難看...
至于黑洞的形成,一般是大質量恒星在死亡時表面發生塌陷,也就是收縮,從而形成的.但不是所有恒星都有資格成為黑洞.比如太陽,它的結局只能是白矮星.因為太陽的質量太小了.

黑洞是由一個質量相當大的天體，在核能耗盡死亡后發生引力塌縮后形成。根據牛頓普適重力定理，由于黑洞的第一宇宙速度過大，連光也逃逸不出來，故名為黑洞

黑洞的產生過程類似于中子星的產生過程；恒星的核心在自身重量的作用下迅速地收縮，發生強力爆炸。當核心中所有的物質都變成中子時收縮過程立即停止，被壓縮成一個密實的星球。但在黑洞情況下，由于恒星核心的質量大到使收縮過程無休止地進行下去，中子本身在擠壓引力自身的吸引下被碾為粉末，剩下來的是一個密度高到難以想象的物質。任何靠近它的物體都會被它吸進去，黑洞就變得像真空吸塵器一樣．

跟白矮星和中子星一樣，黑洞很可能也是由質量大于太陽質量20倍的恒星演化而來的。

當一顆恒星衰老時，它的熱核反應已經耗盡了中心的燃料（氫），由中心產生的能量已經不多了。這樣，它再也沒有足夠的力量來承擔起外殼巨大的重量。所以在外殼的重壓之下，核心開始坍縮，直到最后形成體積小、密度大的星體，重新有能力與壓力平衡。

質量小一些的恒星主要演化成白矮星，質量比較大的恒星則有可能形成中子星。而根據科學家的計算，中子星的總質量不能大于三倍太陽的質量。如果超過了這個值，那么將再沒有什么力能與自身重力相抗衡了，從而引發另一次大坍縮。
這次，根據科學家的猜想，物質將不可阻擋地向著中心點進軍，直至成為一個體積很小、密度趨向很大。而當它的半徑一旦收縮到一定程度(一定小于史瓦西半徑），正象我們上面介紹的那樣，巨大的引力就使得即使光也無法向外射出，從而切斷了恒星與外界的一切聯系——“黑洞”誕生了。

根據科學家計算,一個物體要有每秒中七點九公里的速度,就可以不被地球的引力拉回到地面,而在空中饒著地球轉圈子了.這個速度,叫第一宇宙速度.如果要想完全擺脫地球引力的束縛,到別的行星上去,至少要有11.2km/s的速度,這個速度,叫第二宇宙速度.也可以叫逃脫速度.這個結果是按照地球的質量和半徑的大小算出來的.就是說,一個物體要從地面上逃脫出去,起碼要有這么大的速度。可是對于別的天體來說,從它們的表面上逃脫出去所需要的速度就不一定也是這么大了。一個天體的質量越是大,半徑越是小,要擺脫它的引力就越困難,從它上面逃脫所需要的速度也就越大.

按照這個道理,我們就可以這樣來想:可能有這么一種天體,它的質量很大，而半徑又很小,使得從它上面逃脫的速度達到了光的速度那么大。也就是說,這個天體的引力強極了,連每秒鐘三十萬公里的光都被它的引力拉住，跑不出來了。既然這個天體的光跑不出來,我們然談就看不見它,所以它就是黑的了。光是宇宙中跑得最快的，任何物質運動的速度都不可能超過光速.既然光不能從這種天體上跑出來,當然任何別的物質也就休想跑出來.一切東西只要被吸了進去，就不能再出來，就象掉進了無底洞,這樣一種天體，人們就把它叫做黑洞.

我們知道，太陽現在的半徑是七十萬公里。假如它變成一個黑洞,半徑就的大大縮小.縮到多少?只能有三公里.地球就更可憐了,它現在半徑是六千多公里.假如變成黑洞，半徑就的縮小到只有幾毫米.那里會有這么大的壓縮機，能把太陽 地球縮小的這么!這簡直象<天方夜譚>里的神話故事,黑洞這東西實在太離奇古怪了。但是，上面說的這些可不是憑空想象出來的,而是根據嚴格的科學理論的出來的.原來,黑洞也是由晚年的恒星變成的,象質量比較小的恒星,到了晚年，會變成白矮星；質量比較大的會形成中子星.現在我們再加一句,質量更大的恒星,到了晚年，最后就會變成黑洞.所以，總結起來說,白矮星 中子星和黑洞,就是晚年恒星的三種變化結果.

現在,白矮星已經找到了，中子星也找到了，黑洞找到沒有?也應該找到的.主要因為黑洞是黑的，要找到它們實在是很困難。特別是那些單個的黑洞，我們現在簡直毫無辦法。有一種情況下的黑洞比較有希望找到，那就是雙星里的黑洞.
雙星就是兩顆互相饒著轉的恒星.雖然我們看不見黑洞，但卻能從那顆看的見的恒星的運動路線分析出來.這是什么道理呢?因為,雙星中的每一個星都是沿著橢圓形路線運動的,而單顆的恒星不是這樣運動。如果我們看到天空中有顆恒星在沿橢圓形路線運動,卻看不到它的'同伴',那就值得仔細研究了。我們可以把那顆星走的橢圓的大小，走完一圈用的時間，都測量出來.有了這些，就可以算出來那個看不見的'同伴'的質量有多大。如果算出來質量很大，超過中子星能有的質量，那就可以進一步證明它是個黑洞了。

在天鵝星座，有一對雙星，名叫天鵝座X-1.這對雙星中，一顆是看的見的亮星,另一顆卻看不見.根據那可亮星的運動路線.可以算出來它的'同伴'的質量很大,至少有太陽質量的五倍.這么大的質量是任何中子星都不可能有的.當然，除這些以外還有別的證據。所以,基本上可以肯定，天鵝座X-1中那個看不見的天體就是一個黑洞.這是人類找到的第一個黑洞。
另外,還發現有幾對雙星的特征也跟天鵝座X-1很相似，它們里面也有可能有黑洞。科學家正對它們作進一步的研究. “黑洞”很容易讓人望文生義地想象成一個“大黑窟窿”，其實不然。所謂“黑洞”，就是這樣一種天體：它的引力場是如此之強，就連光也不能逃脫出來。