黑洞簡介︰
黑洞（Blackhole）是現代廣義相對論中，宇宙空間內存在的一種超高密度天體，由于類似熱力學上它是完全不反射光線的黑體，故名為黑洞。于1969年由美國物理學家約翰•阿提•惠勒命名。
「黑洞是時空曲率大到光都無法從其視界逃月兌的天體。[1－3]
黑洞是由質量足夠大的恆星在核聚變反應的燃料耗盡而「死亡」後，發生引力坍縮產生的。黑洞的質量極其巨大，而體積卻十分微小，它產生的引力場極為強勁，以至于任何物質和輻射在進入到黑洞的一個事件視界（臨界點）內，便再無力逃月兌，甚至目前已知的傳播速度最快的光（電磁波）也逃逸不出。
黑洞無法直接觀測，但可以借由間接方式得知其存在與質量，並且觀測到它對其他事物的影響。借由物體被吸入之前的因高熱？無？錯？小說ＷwＷ.wＣxiaoＳＨＵＯ.ＣＯＭ而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」，可以獲取黑洞存在的訊息。推測出黑洞的存在也可借由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行軌跡取得位置以及質量。
科學家最新研究理論顯示，當黑洞死亡時可能會變成一個「白洞」，它並非像黑洞吞噬鄰近所有物質，而是噴射出之前黑洞捕獲的所有物質。[4]
兩個互相吞噬的黑洞
黑洞就是中心的一個密度無限大、時空曲率無限高、體積無限小的奇點和周圍一部分空空如也的天區，這個天區範圍之內不可見。依據阿爾伯特－愛因斯坦的相對論，當一顆垂死恆星崩潰，它將聚集成一點，這里將成為黑洞，吞噬鄰近宇宙區域的所有光線和任何物質。
黑洞的產生過程類似于中子星的產生過程；某一個恆星在準備滅亡，核心在自韶力的作用下迅速地收縮，塌陷，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體，同時也壓縮了內部的空間和時間。但在黑洞情況下，由于恆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。由于高質量而產生的力量，使得任何靠近它的物體都會被它吸進去。黑洞開始吞噬恆星的外殼，但黑洞並不能吞噬如此多的物質，黑洞會釋放一部分物質，射出兩道純能量——γ射線。
也可以簡單理解︰通常恆星的最初只含氫元素，恆星內部的氫原子時刻相互踫撞，發生聚變。
由于恆星質量很大，聚變產生的能量與
恆星萬有引力抗衡，以維持恆星結構的穩定。由于聚變，氫原子內部結構最終發生改變，破裂並組成新的元素——氦元素，接著，氦原子也參與聚變，改變結構，生成鋰元素。如此類推，按照元素周期表的順序，會依次有鈹元素、硼元素、碳元素、氮元素等生成，直至鐵元素生成，該恆星便會坍塌。這是由于鐵元素相當穩定，參與聚變時不釋放能量，而鐵元素存在于恆星內部，導致恆星內部不具有足夠的能量與質量巨大的恆星的萬有引力抗衡，從而引發恆星坍塌，最終形成黑洞。說它「黑」，是因為它的密度無窮大，從而產生的引力使得它周圍的光都無法逃逸。跟中子星一樣，黑洞也是由質量大于太陽質量好幾倍以上的恆星演化而來的。
當一顆恆星衰老時，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，物質將不可阻擋地向著中心點進軍，直到最後形成體積接近無限小、密度幾乎無限大的星體。而當它的半徑一旦收縮到一定程度（一定小于史瓦西半徑），質量導致的時空扭曲就使得即使光也無法向外射出——「黑洞」就誕生了。[5]
吸積
黑洞拉伸，撕裂並吞噬恆星
黑洞通常是因為它們聚攏周圍的氣體產生輻射而被發現的，這一過程被稱為吸積。高溫氣體輻射熱能的效率會嚴重影響吸積流的幾何與動力學特性。觀測到了輻射效率較高的薄盤以及輻射效率較低的厚盤。當吸積氣體接近中央黑洞時，它們產生的輻射對黑洞的自轉以及視界的存在極為敏感。對吸積黑洞光度和光譜的分析為旋轉黑洞和視界的存在提供了強有力的證據。數值模擬也顯示吸積黑洞經常出現相對論噴流也部分是由黑洞的自轉所驅動的。
通常天體物理學家會用「吸積」這個詞來描述物質向中央引力體或者是中央延展物質系統的流動。吸積是天體物佬最普遍的過程之一，而且也正是因為吸積才形成了我們周圍許多常見的結構。在宇宙早期，當氣體朝由暗物質造成的引力勢阱中心流動時形成了星系。即使到了今天，恆星依然是由氣體雲在其自身引力作用下坍縮碎裂，進而通過吸積周圍氣體而形成的。行星（包括地球）也是在新形成的恆星周圍通過氣體和岩石的聚集而形成的。當中央天體是一個黑洞時，吸積就會展現出它最為壯觀的一面。黑洞除了吸積物質之外，還通過霍金蒸發過程向外輻射粒子。[6]
蒸發
黑洞噴射物不斷變亮
由于黑洞的密度極大，根據公式我們可以知道密度=質量/體積，為了讓黑洞密度無限大，那就說明黑洞的體積要無限小，然後質量要無限大，這樣才能成為黑洞。黑洞是由一些恆星「滅亡」後所形成的死星，它的質量極大，體積極小。但黑洞也有滅亡的那天，按照霍金的理論，在量子物佬，有一種名為「隧道效應」的現象，即一個粒子的場強分布雖然盡可能讓能量低的地方較強，但即使在能量相當高的地方，場強仍會有分布，對于黑洞的邊界來說，這就是一堵能量相當高的勢壘，但是粒子仍有可能出去。
霍金還證明，每個黑洞都有一定的溫度，而且溫度的高低與黑洞的質量成反比例。也就是說，大黑洞溫度低，蒸發也微弱；小黑洞的溫度高蒸發也強烈，類似劇烈的爆發。相當于一個太陽質量的黑洞，大約要1後面66個0年才能蒸發殆盡；相當于一顆小行星質量的黑洞會在1小數點後面21個0加1012秒內蒸發得干干淨淨。[1]
毀滅
黑洞會發出耀眼的光芒，體積會縮小，甚至會爆炸。當英國物理學家史蒂芬•霍金于1974年做此預言時，整個科學界為之震動。
霍金的理論是受靈感支配的思維的飛躍，他結合了廣義相對論和量子理論，他發現黑洞周圍的引力場釋放出能量，同時消耗黑洞的能量和質量。
恆星被黑洞吞噬
假設一對粒子會在任何時刻、任何地點被創生，被創生的粒子就是正粒子與反粒子，而如果這一創生過程發生在黑洞附近的話就會有兩種情況發生︰兩粒子湮滅、一個粒子被吸入黑洞。「一個粒子被吸入黑洞」這一情況︰在黑洞附近創生的一對粒子其中一個反粒子會被吸入黑洞，而正粒子會逃逸，由于能量不能憑空創生，我們設反粒子攜帶負能量，正粒子攜帶正能量，而反粒子的所有運動過程可以視為是一個正粒子的為之相反的運動過程，如一個反粒子被吸入黑洞可視為一個正粒子從黑洞逃逸。這一情況就是一個攜帶著從黑洞里來的正能量的粒子逃逸了，即黑洞的總能量少了，而愛因斯坦的公式E=mc^2表明，能量的損失會導致質量的損失。
當黑洞的質量越來越小時，它的溫度會越來越高。這樣，當黑洞損失質量時，它的溫度和發射率增加，因而它的質量損失得更快。這種「霍金輻射」對大多數黑洞來說可以忽略不計，因為大黑洞輻射的比較慢，而小黑洞則以極高的速度輻射能量，直到黑洞的爆炸。
引力強大的黑洞。
恆星的時空扭曲改變了光線的路徑，使之和原先沒有恆星情況下的路徑不一樣。光在恆星表面附近稍微向內偏折，在日食時觀察遠處恆星發出的光線，可以看到這種偏折現象。當該恆星向內坍塌時，其質量導致的時空扭曲變得很強，光線向內偏折得也更強，從而使得光線從恆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。最後，當這恆星收縮到某一臨界半徑（史瓦西半徑）時，其質量導致時空扭曲變得如此之強，使得光向內偏折得也如此之強，以至于光線再也逃逸不出去。這樣，如果光都逃逸不出來，其他東西更不可能逃逸，都會被拉回去。也就是說，存在一個事件的集合或時空區域，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，這樣的區域稱作黑洞。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。
與別的天體相比，黑洞十分特殊。人們無法直接觀察到它，科學家也只能對它內部結構提出各種猜想。而使得黑洞把自己隱藏起來的的原因即是彎曲的時空。根據廣義相對論，時空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光程傳播，但相對而言它已彎曲。在經過大密度的天體時，時空會彎曲，光也就偏離了原來的方向。
黑洞圖片
黑洞圖片(36張)
在地球上，由于引力場作用很小，時空的扭曲是微乎其微的。而在黑洞周圍，時空的這種變形非常大。這樣，即使是被黑洞擋著的恆星發出的光，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。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，有些恆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恆星的「臉」，還同時看到它的「側面」、甚至「後背」，這是宇宙中的「引力透鏡」效應。
這張紅外波段圖像拍攝的是我們所居住銀河系的中心部位，所有銀河系的恆星都圍繞銀心部位可能存在的一個超大質量黑洞公轉。據美國太空網報道，一項新的研究顯示，宇宙中最大質量的黑洞開始快速成長的時期可能比科學家原先的估計更早，並且仍在加速成長。
一個來自以色列特拉維夫大學的天文學家小組發現，宇宙中最大質量黑洞的首次快速成長期出現在宇宙年齡約為12億年時，而非之前認為的20~40億年。天文學家們估計宇宙的年齡約為138.2億年。
同時，這項研究還發現宇宙中最古老、質量最大的黑洞同樣具有非常快速的成長。有關這一發現的詳細情況將發表在最新一期的《天體物理學報》。
如果黑洞足夠大，宇航員會開始覺察到拉著他腳的重力比拉著他頭的重力更強大，這種吸引力拖著他無情地向下落，重力差會迅速加大而將他撕裂，最終他的遺體會被扯得粉碎而落入黑洞那無限致密核心。
普金斯基和他的兩個學生艾哈邁德•艾姆哈里、詹姆斯•薩利，加上該校的另一位弦理論學家唐納德•馬洛夫一起，對這一事件進行了重新計算。根據他們的計算，卻呈現出完全不同的另一番場景︰量子效應會把事件視界變成沸騰的粒子大漩渦，任何東西掉進去都會撞到一面火焰牆上而被瞬間烤焦。
3分類特點
物理性質劃分
根據黑洞本身的物理特性質量，角動量，電荷劃分，可以將黑洞分為五類。
不旋轉不帶電荷的黑洞︰它的時空結構于1916年由施瓦西求出稱施瓦西黑洞。
不旋轉帶電黑洞︰稱R－N黑洞。時空結構于1916至1918年由賴斯納（Reissner）和納自敦（Nordstrom）求出。
旋轉不帶電黑洞︰稱克爾黑洞。時空結構由克爾于1963年求出。
一般黑洞︰稱克爾－紐曼黑洞。時空結構于1965年由紐曼求出。
雙星黑洞︰與其他恆星一塊形成雙星的黑洞。
克爾紐曼黑洞
轉動且帶電荷的
黑洞，叫做克爾－－紐曼黑洞。這種結構的黑洞視界和無限紅移面會分開，而且視界會分為兩個（外視界r+和內視界r－），無限紅移面也會分裂為兩個（rs+和rs－）。外視界和無限紅移面之間的區域叫做能層，有能量儲存在那里。越過外無限紅移面的物體仍有可能逃離黑洞，這是因為能層還不是單向膜區。
(其中，M、J、Q分別代表黑洞的總質量、總角動量和總電荷。a=J/Mc為單位質量角動量)
單向膜區內，r為時間，s是空間。穿過外視界進入單向膜區得物體，將只能向前，穿過內視界進入黑洞內部。內視界以里的區域不是單向膜區，那里有一個「奇環」，也就是時間終止的地方。物體可以在內視界內自由運動，由于奇環產生斥力，物體不會撞上奇環，不過，奇環附近有一個極為有趣的時空區，在那里存在「閉合類時線」，沿這種時空曲線運動的物體可以不斷地回到自己的過去。
大型黑洞
巨型黑洞
宇宙中大部分星系，包括我們居
住的銀河系的中心都隱藏著一個超大質量黑洞。這些黑洞質量大小不一，大約100萬∼100億個太陽質量。天文學家們通過探測黑洞周圍吸積盤發出的強烈輻射推斷這些黑洞的存在。物質在受到強烈黑洞引力下落時，會在其周圍形成吸積盤盤旋下降，在這一過程中勢能迅速釋放，將物質加熱到極高的溫度，從而發出強烈輻射。黑洞通過吸積方式吞噬周圍物質，這可能就是它的成長方式[8]。
這項最新的研究采用了全世界最先進的地基觀測設施，包括位于美國夏威夷莫納克亞山頂，海拔4000多米處的北雙子座望遠鏡，位于智利帕拉那山的南雙子座望遠鏡，以及位于美國新墨西哥州聖阿古斯丁平原上的甚大陣射電望遠鏡。
特大黑洞
新發現的黑洞，位置在距地球5000∼1億光年的**座與白羊座中。專家指出，大部分黑洞質量，只比太陽多出數倍，但是新搜集到的數據顯示，這3個黑洞的質量，約是太陽的5000∼1億倍。
黑洞的資料
名稱
質量（太陽=1）
伴星質量（太陽=1）
MGR0J1655－40
5.5
1.2
大麥哲倫雲X－3
6.5
20
J0422432
10
0.3
A0620－00
11
0.5
天鵝座V404
12
0.6
天鵝座X－1
16
30
大質量的成長
觀測結果顯示，出現在宇宙年齡僅為12億年時的活躍黑洞，其質量要比稍後出現的大部分大質量黑洞質量小9/10。但是它們的成長速度非常快，因而它們的質量要比後者大得多。通過對這種成長速度的測算，研究人員可以估算出這些黑洞天體之前和之後的發展路徑。
該研究小組發現，那些最古老的黑洞，即那些在宇宙年齡僅為數億年時便開始進入全面成長期的黑洞，它們的質量僅為太陽的100到1000倍。研究人員認為這些黑洞的形成和演化可能和宇宙中最早的恆星有關。
天文學家們還注意到，在最初的12億年後，這些被觀測的黑洞天體的成長期僅僅持續了1億到2億年。
這項研究是一個已持續7年的研究計劃的成果。特拉維夫大學主持的這項研究旨在追蹤研究宇宙中最大質量黑洞的演化，並觀察它們對宿主星系產生的影響。
最大的黑洞
天文學家最新觀測發現小型星系竟包含著一個超大質量黑洞，其質量是太陽的170億倍。天文學家也沒有線索證實這一奇怪現象。
天文學家發現一個超級質量黑洞，所在NGC1277星系中心膨脹區域59%恆星質量都聚集在黑洞中，這項發現將進一步增添了星系與黑洞之間關系的神秘性。
位于英仙座星系群的小型星系NGC1277距離地球2.5億光年，這個處在其內部的黑洞質量竟然達到太陽質量的170億倍。相比之下，銀河系中心的超大質量黑洞就是小巫見大巫了，它僅是太陽質量的400萬倍。
普通黑洞僅佔星系膨脹區域的0.1%質量，在此之前觀測到擁有最大比例質量黑洞的星系是NCG4486B，它的黑洞質量佔星系的11%。而當前發現NGC1277星系的神秘巨型黑洞仍是一個謎團，德國馬克思－普朗克天文研究所的天文學家雷姆科－範德－博世說︰「我們並未想到宇宙中會存在如此巨大的黑洞，目前我們進一步揭開其中的秘密，並掌握類似的星系在宇宙中如何形成，以及存在的普遍性。」
NGC1277星系可能並不是唯一的，天文學家正在研究多個類似情況的星系，它們可能蘊藏著不成比例的大型黑洞。
4探索歷史
編輯
1970年，美國的「自由」號人造衛星發現了與其他射線源不同的天鵝座X－1，位于天鵝座X－1上的是一個比太陽重30多倍的巨大藍色星球，該星球被一個重約10個太陽的看不見的物體牽引著。天文學家一致認為這個物體就是黑洞，它就是人類發現的第一個黑洞。
1928年，薩拉瑪尼安•錢德拉塞卡到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。錢德拉塞卡意識到，不相容原理所能提供的排斥力有一個極限。恆星中的粒子的最大速度差被相對論限制為光速。這意味著，恆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。錢德拉塞卡計算出；一個大約為太陽質量一倍半的冷的恆星不能支持自身以抵抗自己的引力。（這質量稱為錢德拉塞卡極限）前蘇聯科學家列夫•達維多維奇•蘭道幾乎在同時也發現了類似的結論。
如果一顆恆星的質量比錢德拉塞卡極限小，它最後會停止收縮並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。第一顆被觀察到的是繞著夜空中最亮的恆星——天狼星轉動的那一顆。
蘭道指出，對于恆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。這些恆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，並沒有任何方法去觀察它，很久以後它們才被觀察到。
宇宙十大奇異黑洞現象
宇宙十大奇異黑洞現象(10張)
另一方面，質量比錢德拉塞卡極限還大的恆星在耗盡其燃料時，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，不管恆星有多大，這總會發生。愛丁頓拒絕相信錢德拉塞卡的結果。愛丁頓認為，一顆恆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，宣布恆星的體積不會收縮為零。其他科學家，尤其是他以前的老師、恆星結構的主要權威——愛丁頓的敵意使錢德拉塞卡拋棄了這方面的工作，轉去研究諸如恆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恆星的質量極限的工作。
錢德拉塞卡指出，不相容原理不能夠阻止質量大于錢德拉塞卡極限的恆星發生坍縮。但是，根據廣義相對論，這樣的恆星會發生什麼情況呢。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。以後，因第二次世界大戰的干擾，奧本海默卷入到原子彈計劃中去。戰後，由于大部分科學家被吸引到原子和原子核尺度的物佬去，因而引力坍縮的問題被大部分人忘記了。
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。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LGM1－4，LGM表示「小綠人」（「LittleGreenMan」）的意思。最終他們和所有其他人的結論是這些被稱為脈沖星的物體，事實上是旋轉的中子星，這些中子星由于在黑洞這個概念剛被提出的時候，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。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。
1983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，一個質量足夠大並足夠緊致的恆星會有如此強大的引力場，以致于連光線都不能逃逸——任何從恆星表面發出的光，還沒到達遠處即會被恆星的引力吸引回來。米歇爾暗示，可能存在大量這樣的恆星，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。這正是我們稱為黑洞的物體。[9]
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不嚴謹。（從地面發射上天的炮彈由于引力而減速，最後停止上升並折回地面；然而，一個光子必須以不變的速度繼續向上，那麼牛頓引力對于光如何發生影響。）在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，之後這個理論對大質量恆星的含意才被理解。
觀察一個恆星坍縮並形成黑洞時，因為在相對論中沒有絕對時間，所以每個觀測者都有自己的時間測量。由于恆星的引力場，在恆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恆星一起向內坍縮，按照他的表，每一秒鐘發一信號到一個繞著該恆星轉動的空間飛船上去。在他的表的某一時刻，譬如11點鐘，恆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點之間由恆星表面發出；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，所以恆星來的光顯得越來越紅、越來越淡，最後，該恆星變得如此之朦朧，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，此恆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。
黑洞吞噬中子星
但是由于以下的問題，使得上述情景不是完全現實的。離開恆星越遠則引力越弱，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。在恆星還未收縮到臨界半徑而形成事件視界之前，這力的差就已經將航天員拉成意大利面條那樣，甚至將他撕裂!然而，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。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luo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。
物理學年表
1640年–法國天文學家布利奧（IsmaelBullialdus）建議萬有引力的大小與距離平方成反比。
1684年－牛頓導出了平方反比的萬有引力定律。
1758年－拉古薩共和國（現今克羅地亞南部的港市杜布羅夫尼克）的RudjerJosipBoscovich發展出自己的力學理論，在短距離內萬有引力會互斥。依據他這奇特的理論，可能存在類似白洞的物體，能使其他的物體不能接近它的表面。
1784年–英國的自然哲學家JohnMichell論及經典物理有逃逸速度超過光速的物體。
1795年–法國的數學與天文學家拉普拉斯亦論及經典物理有逃逸速度超過光速的物體。
1798年–英國的物理學家亨利•卡文迪什測量萬有引力常數常數G。
1876年–英國的數學與科學哲學家威廉•金頓•克利福德建議物體的運動可能源自于空間上的幾何變化。
1909年－愛因斯坦和葛羅斯曼開始發展束縛度量張量的理論gik，用以定義與質量有關，源自的萬有引力空間幾何。
1910年－漢斯•萊納和根拿•諾德斯德倫定義了萊納－諾德斯德倫奇點，赫爾曼•魏爾解出特解為一個點。
1916年－卡爾•史瓦西解出球面對稱且不轉動的無電性系統在真空下的愛因斯坦場方程。
1917年－保羅•埃倫費斯特給初三度空間的條件原則。
1918年－漢斯•萊納和根拿•諾德斯德倫解出球面對稱且不轉動的荷電系統的愛因斯坦－麥克斯韋場方程。
1963年－克爾解出不帶電對稱旋轉體在真空的愛因斯坦場方程，並導出克爾度規
1964年－羅杰•彭羅斯證明一顆內爆的恆星一旦形成事件視界就必然會成為奇點。
1965年－艾茲•T.•紐曼、E.考契（Couch）、K.Chinnapared、A.Exton、A.Prakash、和RobertTorrence解出帶電並旋轉系統的愛因斯坦－麥克斯韋場方程。
1967年–在英國倫敦國王學院的以斯列證明了無發理論。約翰•惠勒提出"黑洞"這個名詞。
1968年－布蘭登•卡特應用漢米頓－賈可比方程導出帶電的亞原子粒子在克爾－紐曼黑洞場外的一階運動方程。
1969年－羅杰•彭羅斯論述由克爾黑洞題取自旋能量的羅杰—彭羅斯過程。羅杰•彭羅斯提出宇宙審查假說。
1971年–確認天鵝座X－1/HDE226868是一個雙星的黑洞系統候選者。
1972年－史蒂芬•霍金證明，經典黑洞的視界事件區域不可能減少。詹姆斯•巴丁、布蘭登•卡特、和史蒂芬•霍金提出等同于熱力學定律的黑洞第四定律。雅各•柏肯斯坦建議黑洞也有熵，就是事件視界的面積。
1974年－史蒂芬•霍金將量子場論運用于黑洞時空，並證明黑洞會像黑體一樣輻射出光譜而導致黑洞的蒸發。
1989年–證明天鵝座的GS2023+338/V404是一個雙星黑洞系統的候選者。
1996年－安蒂•斯楚明格和伐發運用弦論計算黑洞的熵，得到與史蒂芬•霍金和雅各•柏肯斯坦相同的結果。
2002年－馬克斯普郎克外太空物理學院的天文學家提出的證據假設銀河系的中心人馬座A*是個超重質量黑洞。美國國家航空航天局的昌德拉X－射線天文台的觀測，懷疑在NGC6240內的黑洞是由星系吞噬產生的。
2004年–在量子力學和弦論上的計算，都認為訊息可以自黑洞溢出。源自弦論的黑洞模型對奇點的想法抱持懷疑。參見Fuzzballs。加州大學洛杉磯分校進一步的觀測證據，強烈的支持人馬座A是一個黑洞。
黑洞並不僅僅是在宇宙空間吞噬氣體，如果形成黑洞的恆星處于快速旋轉，那麼這個黑洞也會持續旋轉。相比靜止狀態的黑洞，旋轉黑洞能夠更好地控制環繞其周圍的宇宙物質盤。
星系中心的超大質量黑洞不再是「無色的」
這個快速旋轉的黑洞叫做GRS1915+105，大約每秒旋轉1000次。這幾乎是黑洞旋轉的最快速度，這一速度是快速旋轉恆星崩潰之前測定的。
所謂「超大質量黑洞」是指每個質量約為太陽的100億倍。如果存在超大質量黑洞，那麼在它周圍的物質亦應當像繞太陽旋轉的行星那樣，遵循「開普勒行星運動三定律」，哈勃太空望遠鏡就在NGC4261.室女座M84星系、室女座M87星系等星系中心發現了高速旋轉的氣體，而且發現銀河系中心有幾顆恆星按照軌道環繞中心的速度是其他恆星的上千倍，能使恆星飛速旋轉必須有極大的引力，而只可能是超大質量黑洞有這樣的能力。
根據開普勒定律，氣體的旋轉速度應與其圍繞天體的質量的平方根成正比，與旋轉半徑的平方根成反比。如果能夠確定旋轉速度和半徑，就能求出那個天體的質量，NGC4261旋轉半徑為300光年以內，質量約為太陽質量的20億倍；M84星系旋轉半徑為30光年以內，質量約為太陽質量的3億倍；M87星系旋轉半徑為15光年以內，質量約為太陽質量的30億倍。10億倍太陽質量的黑洞的半徑大約為10天文單位，也就是1光年的一萬分之一。所以，哈勃太空望遠鏡的觀測結果與黑洞的半徑相比較，還沒有把握住黑洞的外側。
1995年，有關科學家與美國史密森尼安天文台合作，使用超長基線電波干涉儀群觀測獵犬NGC4258星系的中心區域，發現在NGC4258星系中心僅0.3光年的區域內，就存在相當太陽質量3600萬倍的質量，而且獲得了迄今為止最精確的旋轉速度。由此，星系中心存在超大質量黑洞的可能幾乎轉瞬間便具有了可能性。同年，科學家們進行了對確認超大質量黑洞具有決定意義的觀測，證據是通過日本的X射線天文衛星觀測得到的，觀測對象是名為「MCG－6－30－15」的一個活躍星系。觀測結果表明，來自這個星系中心的X射線發生了「引力紅移」，這是非黑洞無法解釋的。
所謂「引力紅移」是在強引力作用下，時間似乎變慢的可用廣義相對論解釋的現象，在這種現象中光波長變長。這個現象被確認其意義就相當于直接觀測到黑洞。科學家從此得到了超大質量黑洞存在的強有力的證據，任何星系都存在巨大黑洞。
黑洞不是「無色的」，周圍可能圍繞著光環
據麻省理工學院《技術評論》（TechnologyReview）雜志報道，天文學家認為，星系中心的超大質量黑洞不再是「無色的」，其周圍可能圍繞著光環。
據報道，天文學家利用甚長基線干涉測量法，已經在黑洞成像技術方面取得了長足進步。人們普遍認為，在不遠的將來，還會開發出更加先進的觀測方法。
根據理論預測，黑洞周圍的光環，由黑洞吸引和束縛的光子組成。這個光環並沒有穿透「事件穹界」，僅僅位于「事件穹界」的外圍。事件穹界，即黑洞周圍讓物質有去無回的邊界，在邊界以外觀測不到邊界以內的任何事件。光環的直徑可能比其圍繞的黑洞直徑大幾倍，利用未來的成像技術可能可以看到它們。現在天文學家最急切希望的是，利用甚長基線干涉測量法等手段，可直接測量黑洞的質量。
天文學家認為，他們將很快會直接觀測到黑洞，並且能夠觀測到這些光環。廣義相對論有一個著名的黑洞「無毛發定理」（No－HairTheorem），它表明穩定黑洞的內部性質被其質量、電荷及角動量三個宏觀參數所完全表示。阿里桑那大學專家蒂姆•約翰森（TimJohannsen）和迪米特里奧斯•帕薩提斯（DimitriosPsaltis）指出，位于星系中心的黑洞是驗證「無毛發定理」的最合適的對象。
2010年11月16日凌晨1點30分，美國宇航局宣稱，科學家通
黑洞
過美國宇航局錢德拉X射線望遠鏡在距地球5000萬光年處發現了僅誕生30年的黑洞。
領導這項研究的美國哈佛•史密森天體物理學研究中心的丹尼爾•帕特諾德（DanielPatnaude）說︰「如果我們的解釋是正確的，這將是迄今為止觀測到的距離地球最近的新生黑洞!」
這個最新發現的年僅30歲嬰兒黑洞是超新星SN1979C的殘骸物質，該超新星位于M100星系，大約距離地球5000萬光年。基于1995年至2007年的觀測數據，科學家推斷這個年輕黑洞的成長是超新星SN1979C或者一個雙星系統提供「營養成份」。
超新星SN1979C首次被觀測是1979年，由一位業余天文學家發現。科學家認為SN1979C是由一顆質量是太陽20多倍的恆星坍塌後形成的。之前在遙遠宇宙區域發現的新黑洞是在伽馬射線暴（GRBs）中發現的，然而SN1979C截然不同，這是由于它非常接近地球，屬于超新星類型，不可能與伽馬射線暴有關。科學家基于該理論預測宇宙中存在著更多的黑洞，它們形成于恆星內核崩潰、未產生伽馬射線暴的時期。
這個嬰兒黑洞的30歲年齡與理論研究相一致。2005年，一項理論研究報告顯示，超新星SN1979C的明亮光線的能量來源于一個黑洞的噴射流，該黑洞噴射流不能穿透恆星的氫氣包裹層形成伽馬射線暴。這項研究結果與SN1979C的觀測結果十分相符。
據英國媒體2013年1月22日報道，美國的天文學家公布了首張預測的黑洞
天文學家預測黑洞形狀如同月牙
形狀圖像，像一彎月牙，但他們坦言目前並沒有技術來證明他們的猜測。[10]
在第221屆美國天文學會的大會上，來自美國加州大學伯克利分校的天文學家艾曼•卡曼魯迪（AymanBinKamruddin）公布了他猜想的黑洞圖像。
據了解，黑洞是看不見的，即使是光也不能月兌離它的巨大引力。天文學家設想，黑洞的周圍有邊界，並且被其吸入的物質放射的射線可以被觀測到。首張黑洞圖像便是在這種預期下完成的。[10]
卡曼魯迪告訴記者說︰「黑洞周圍有許多非常有趣的物理現象，這些物質會發光。從技術的角度講，我們不能看到黑洞，但我們可以有效解決視界的問題。」[10]
過去藝術家眼中的黑洞形象
事實上，天文學家的黑洞圖像設想是建立在尚未完成的模型之上的。一個名為「視界望遠鏡」的新項目將世界範圍的射電望遠鏡的觀測數據聯合起來。這樣，太空中的微小景象都能被觀測到了。
加州伯克利分校另一名天文學家賈森•德克斯特說︰「我認為在未來5年內，我們得到黑洞的真實形象就不是一件瘋狂的事情了。」[10]
廣義相對論相關
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luo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luo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。
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，最後撞到太陽上，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1千億億億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。
在恆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。人們會以為它將依賴于形成黑洞的恆星的所有的復雜特征——不僅僅它的質量和轉動速度，而且恆星不同部分的不同密度以及恆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，並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後不久的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，任何實際的恆星從來都不是完美的球形只會坍縮形成一個luo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，牽涉恆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，任何非旋轉恆星，不管其形狀和內部結構如何復雜，在引力坍縮之後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，並且很快就為大家所接受。
黑洞
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」黑洞以恆常速度旋轉，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後，將最後終結于由克爾解描述的一個靜態。
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︰怎麼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台的天文學家馬丁•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麼大的紅移——如果它是引力紅移，這類星體必須具有如此大的質量，並離地球如此之近，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，進而表明此物體離地球非常遠。由于在這麼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，產生這麼大量能量的唯一機制看來不僅僅是一個恆星，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。但是它們都離開地球太遠了，所以對之進行觀察太困難，以至于不能。
5專家研究
編輯
等離子體
德國馬克斯普朗克核物理研究所和赫爾姆霍茨柏林中心的研究人員使用柏林同步加速器（BESSYⅡ）在實驗室成功產生了黑洞周邊的等離子體。通過該研究，之前只能在太空由人造衛星執行的天文物理實驗，也可以在地面進行，諸多天文物理學難題有望得到解決。黑洞的重力很大，會吸附一切物質。進入黑洞後，任何東西都不可能從黑洞的邊界之內逃逸出來。隨著被吸入的物體的溫度不斷升高，會產生核與電子分離的高溫等離子體。
黑洞吸附物質會產生X射線，X射線反過來又會刺激其中的大量化學元素發射出具有獨特線條（顏色）的X射線。分析這些線條可以幫助科學家了解更多有關黑洞附近等離子體的密度、速度和組成成分等信息。
在這個過程中，鐵起了非常關鍵的作用。盡管鐵在宇宙中的儲量並不如更輕的氫和氦豐富，但是，它能夠更好地吸收和重新發射出X射線，發射出的光子因此也比其他更輕的原子發射出的光子具有更高的能量、更短的波長（使得其具有不同的顏色）。
鐵發射出的X射線在穿過黑洞周圍的介質時也會被吸收。在這個所謂的光離化過程中，鐵原子通常會經歷幾次電離，其包含的26個電子中有超過一半會被去除，最終產生帶電離子，帶電離子聚集成為等離子體，研究人員可以在實驗室中重現了這個過程。
實驗的核心是馬克斯普朗克核物理研究所設計的電子束離子阱。在這個離子阱中，鐵原子經由一束強烈的電子束加熱，從而被離子化14次。實驗過程如下︰一團鐵離子（僅僅幾厘米長並且像頭發絲一樣薄）在磁場和電場的作用下被懸停在一個超高真空內，同步加速器發射出的X射線的光子能量被一台精確性超高的「單色儀」挑選出來，作為一束很薄但卻集中的光束施加到鐵離子上。
實驗室測量到的光譜線與錢德拉X射線天文台和牛頓X射線多鏡望遠鏡所觀測的結果相匹配。也就是說，研究人員在地面實驗室人為制造出了太空中的黑洞等離子體。
這種新奇的方法將帶電離子的離子阱和同步加速器輻射源結合在一起，讓人們可以更好地了解黑洞周圍的等離子體或者活躍的星系核。研究人員希望，將EBIT分光檢查鏡和更清晰的第三代（2009年開始在德國漢堡運行的同步輻射源PETRAⅢ）、第四代（X射線自由電子激光XFEL）X射線源結合，將能夠給該研究領域帶來更多新鮮活力。
人造黑洞