黑洞（Blackhole）是根據(jù)現(xiàn)代的廣義相對(duì)論所預(yù)言的，在宇宙空間中存在的一種質(zhì)量相當(dāng)大的天體。黑洞是由質(zhì)量足夠大的恒星在核聚變反應(yīng)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(chǎng)是如此之強(qiáng)，以致于任何物質(zhì)和輻射都無(wú)法逃逸，就連光也逃逸不出來(lái)。由于類似熱力學(xué)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(gè)無(wú)法偵測(cè)的事件視界，標(biāo)志著無(wú)法返回的臨界點(diǎn)。

黑洞的形成：

當(dāng)大質(zhì)量天體演化末期，其坍縮核心的質(zhì)量超過(guò)太陽(yáng)質(zhì)量的3。2倍時(shí)，由于沒(méi)有能夠?qū)挂Φ某饬?，核心坍塌將無(wú)限進(jìn)行下去，從而形成黑洞。（核心小于1。4個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的，會(huì)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(wàn)個(gè)直到數(shù)百億個(gè)太陽(yáng)。

愛(ài)因斯坦的廣義相對(duì)論預(yù)測(cè)有黑洞解。其中最簡(jiǎn)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(ài)因斯坦方程的解。

根據(jù)史瓦西解，如果一個(gè)引力天體的半徑小于一個(gè)特定值，天體將會(huì)發(fā)生坍塌，這個(gè)半徑就叫做史瓦西半徑。在這個(gè)半徑以下的天體，其中的時(shí)空嚴(yán)重彎曲，從而使其發(fā)射的所有射線，無(wú)論是來(lái)自什么方向的，都將被吸引入這個(gè)天體的中心。因?yàn)橄鄬?duì)論指出在任何慣性座標(biāo)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(gè)有理論上無(wú)限密度組成的點(diǎn)組成引力奇點(diǎn)（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(gè)典型的黑洞確實(shí)是絕對(duì)“黑”的。

史瓦西半徑由下面式子給出：

G是萬(wàn)有引力常數(shù)，M是天體的質(zhì)量，c是光速。對(duì)于一個(gè)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(duì)應(yīng)的溫度，則正比于黑洞視界的引力強(qiáng)度。換句話說(shuō)，黑洞的溫度取決于它的大小。

若黑洞只比太陽(yáng)的幾倍重，它的溫度大約只比絕對(duì)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(huì)被大爆炸所留下的2。7K輻射（宇宙背景輻射）完全淹沒(méi)。

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(wú)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(guò)實(shí)際的觀測(cè)還沒(méi)有發(fā)現(xiàn)事件視界。

光子球：

光子球是個(gè)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(duì)于非旋轉(zhuǎn)的黑洞來(lái)說(shuō)，光子球大約是史瓦西半徑的一點(diǎn)五倍。這個(gè)軌道不是穩(wěn)定的，隨時(shí)會(huì)因?yàn)楹诙吹某砷L(zhǎng)而變動(dòng)。

光子球之內(nèi)光子依然有可能因素可以脫離，但是對(duì)于外部的觀察者來(lái)說(shuō)，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(duì)黑洞存在的人所依據(jù)的強(qiáng)烈反對(duì)事實(shí)之一，透過(guò)觀察光子球的光子能量，無(wú)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(huì)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(yīng)圈”），轉(zhuǎn)動(dòng)狀態(tài)的質(zhì)量會(huì)對(duì)其周圍的時(shí)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(shí)空效應(yīng)上有所不同，這會(huì)產(chǎn)生一些奇妙的效應(yīng)來(lái)讓我們有機(jī)會(huì)斷定其實(shí)實(shí)在在是一顆黑洞的特征之一。

觀測(cè)者可以利用光圈效應(yīng)及參考系拖曳圈，觀測(cè)進(jìn)入或脫離黑洞的光子的運(yùn)動(dòng)，透過(guò)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(guò)程），來(lái)間接了解其引力的分布，透過(guò)引力的分布重新建立出其參考系拖曳圈。這種觀測(cè)方式，只有雙星以上的系統(tǒng)才能夠進(jìn)行這樣的觀測(cè)。

時(shí)間場(chǎng)異常：

黑洞周圍由于引力強(qiáng)大的因素，理論預(yù)期會(huì)發(fā)生時(shí)間場(chǎng)異?，F(xiàn)象，這包含了周圍的參考系拖曳圈及事件視界效應(yīng)。

此外，由于時(shí)間物理學(xué)尚未發(fā)展，時(shí)間意義失效的區(qū)域，目前物理學(xué)還無(wú)能力進(jìn)行探討。

黑洞合并：

黑洞的合并會(huì)發(fā)射強(qiáng)大的引力波，新的黑洞會(huì)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(shuō)是太陽(yáng)的數(shù)百萬(wàn)至十?dāng)?shù)億倍。

小質(zhì)量黑洞：質(zhì)量為太陽(yáng)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(yáng)的3至15倍就會(huì)形成黑洞。

理論預(yù)測(cè)，當(dāng)質(zhì)量為太陽(yáng)的40倍以上，可不經(jīng)超新星爆炸過(guò)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(shí)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(dòng)量）：

不旋轉(zhuǎn)不帶電荷的黑洞。它的時(shí)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(shí)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(shí)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(shí)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(yù)言的一類黑洞，尚無(wú)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(guān)，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(shí)標(biāo)一般長(zhǎng)于宇宙時(shí)間。天文學(xué)家期待能觀測(cè)到某些原初黑洞最終蒸時(shí)發(fā)出的高能伽瑪射線。

初一:杜昊南

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