黑洞（Blackhole）是根據(jù)現(xiàn)代的廣義相對論所預言的，在宇宙空間中存在的一種質(zhì)量相當大的天體。黑洞是由質(zhì)量足夠大的恒星在核聚變反應的燃料耗盡而死亡后，發(fā)生引力坍縮而形成。黑洞的質(zhì)量是如此之大，它產(chǎn)生的引力場是如此之強，以致于任何物質(zhì)和輻射都無法逃逸，就連光也逃逸不出來。由于類似熱力學上完全不反射光線的黑體，故名為黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標志著無法返回的臨界點。

黑洞的形成：

當大質(zhì)量天體演化末期，其坍縮核心的質(zhì)量超過太陽質(zhì)量的3。2倍時，由于沒有能夠?qū)挂Φ某饬?，核心坍塌將無限進行下去，從而形成黑洞。（核心小于1。4個太陽質(zhì)量的，會變成白矮星；介于兩者之間的，形成中子星）。在絕大部分星系的中心，包括銀河系，都存在超大質(zhì)量黑洞，它們的質(zhì)量從數(shù)百萬個直到數(shù)百億個太陽。

愛因斯坦的廣義相對論預測有黑洞解。其中最簡單的球?qū)ΨQ解為史瓦西度規(guī)。這是由卡爾·史瓦西于1915年發(fā)現(xiàn)的愛因斯坦方程的解。

根據(jù)史瓦西解，如果一個引力天體的半徑小于一個特定值，天體將會發(fā)生坍塌，這個半徑就叫做史瓦西半徑。在這個半徑以下的天體，其中的時空嚴重彎曲，從而使其發(fā)射的所有射線，無論是來自什么方向的，都將被吸引入這個天體的中心。因為相對論指出在任何慣性座標中，物質(zhì)的速率都不可能超越真空中的光速，在史瓦西半徑以下的天體的任何物質(zhì)，都將塌陷于中心部分。一個有理論上無限密度組成的點組成引力奇點（gravitationalsingularity）。由于在史瓦西半徑內(nèi)連光線都不能逃出黑洞，所以一個典型的黑洞確實是絕對“黑”的。

史瓦西半徑由下面式子給出：

G是萬有引力常數(shù)，M是天體的質(zhì)量，c是光速。對于一個與地球質(zhì)量相等的天體，其史瓦西半徑僅有9毫米。

溫度：

就輻射譜而言，黑洞與有溫度的物體完全一樣，而黑洞所對應的溫度，則正比于黑洞視界的引力強度。換句話說，黑洞的溫度取決于它的大小。

若黑洞只比太陽的幾倍重，它的溫度大約只比絕對零度高出億分之一度，而更大的黑洞溫度更低。因此這類黑洞所發(fā)出的量子輻射，一律會被大爆炸所留下的2。7K輻射（宇宙背景輻射）完全淹沒。

事件視界：

事件視界又稱為黑洞的視界，事件視界以外的觀察者無法利用任何物理方法獲得事件視界以內(nèi)的任何事件的資訊，或者受到事件視界以內(nèi)事件的影響。事件視界是造成黑洞所以被稱為黑洞的根本原因，不過實際的觀測還沒有發(fā)現(xiàn)事件視界。

光子球：

光子球是個零厚度的球狀邊界。在此邊界所在位置上，黑洞的引力所造成的重力加速度，剛好使得部份光子以圓形軌道圍著黑洞旋轉(zhuǎn)。對于非旋轉(zhuǎn)的黑洞來說，光子球大約是史瓦西半徑的一點五倍。這個軌道不是穩(wěn)定的，隨時會因為黑洞的成長而變動。

光子球之內(nèi)光子依然有可能因素可以脫離，但是對于外部的觀察者來說，任何觀察到由黑洞發(fā)出的光子，都必須處于事件視界與光子球之間。這也是反對黑洞存在的人所依據(jù)的強烈反對事實之一，透過觀察光子球的光子能量，無法找到事件視界存在的證據(jù)。

其他的致密星如中子星、夸克星等也可能會有光子球。

參考系拖拽圈：

參考系拖曳圈（Ergosphere，又稱FrameDragging或是LenseThirringEffect，“蘭斯-蒂林效應圈”），轉(zhuǎn)動狀態(tài)的質(zhì)量會對其周圍的時空產(chǎn)生拖拽的現(xiàn)象，這種現(xiàn)象被稱作參考系拖拽。旋轉(zhuǎn)黑洞才有參考系拖曳圈，也就是黑洞南北極與赤道在時空效應上有所不同，這會產(chǎn)生一些奇妙的效應來讓我們有機會斷定其實實在在是一顆黑洞的特征之一。

觀測者可以利用光圈效應及參考系拖曳圈，觀測進入或脫離黑洞的光子的運動，透過間接的手段，例如粒子含量的分布及PenroseProcess（旋轉(zhuǎn)黑洞的能量拉出過程），來間接了解其引力的分布，透過引力的分布重新建立出其參考系拖曳圈。這種觀測方式，只有雙星以上的系統(tǒng)才能夠進行這樣的觀測。

時間場異常：

黑洞周圍由于引力強大的因素，理論預期會發(fā)生時間場異常現(xiàn)象，這包含了周圍的參考系拖曳圈及事件視界效應。

此外，由于時間物理學尚未發(fā)展，時間意義失效的區(qū)域，目前物理學還無能力進行探討。

黑洞合并：

黑洞的合并會發(fā)射強大的引力波，新的黑洞會因后座力脫離原本在星系核心的位置。如果速度足夠大，它甚至有可能脫離星系母體。

黑洞的分類：

1。按質(zhì)量分

超巨質(zhì)量黑洞：可以在所有已知星系中心發(fā)現(xiàn)其蹤跡。質(zhì)量據(jù)說是太陽的數(shù)百萬至十數(shù)億倍。

小質(zhì)量黑洞：質(zhì)量為太陽質(zhì)量的10至20倍，即超新星爆炸以后所留下的核心質(zhì)量是太陽的3至15倍就會形成黑洞。

理論預測，當質(zhì)量為太陽的40倍以上，可不經(jīng)超新星爆炸過程而形成黑洞。

中型黑洞：推論是由小質(zhì)量黑洞合并形成，最后則變成超巨質(zhì)量黑洞。中型黑洞是否真實存在仍然存疑。

2，根據(jù)物理特性分

根據(jù)黑洞本身的物理特性（質(zhì)量、電荷、角動量）：

不旋轉(zhuǎn)不帶電荷的黑洞。它的時空結(jié)構(gòu)于1916年由史瓦西求出稱史瓦西黑洞。

不旋轉(zhuǎn)帶電黑洞，稱R-N黑洞。時空結(jié)構(gòu)于1916-1918年由Reissner和Nordstrom求出。

旋轉(zhuǎn)不帶電黑洞，稱克爾黑洞。時空結(jié)構(gòu)由克爾于1963年求出。

一般黑洞，稱克爾-紐曼黑洞。時空結(jié)構(gòu)于1965年由紐曼求出。

3。原初黑洞

原初黑洞是理論預言的一類黑洞，尚無直接證據(jù)支持原初黑洞的存在。宇宙大爆炸初期，宇宙早期膨脹之前，某些區(qū)域密度非常大，以至于宇宙膨脹后這些區(qū)域的密度仍然大到可以形成黑洞，這類黑洞叫做原初黑洞。原初黑洞的質(zhì)量與密度不均勻處的尺度有關，因此原初黑洞的質(zhì)量可以小于恒星坍塌生成的黑洞，根據(jù)霍金的理論，黑洞質(zhì)量越小，蒸發(fā)越快。質(zhì)量非常小的原初黑洞可能已經(jīng)蒸發(fā)或即將蒸發(fā)，而恒星坍塌形成的黑洞的蒸發(fā)時標一般長于宇宙時間。天文學家期待能觀測到某些原初黑洞最終蒸時發(fā)出的高能伽瑪射線。

初一:杜昊南

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