參考文獻S.W.Hawking,Commun.Math.Phys.43(1975)199:OriginalarticleproposingexistenceofradiationD.Page,Phys.Rev.D13(1976)198:FirstdetailedstudiesoftheevaporationmechanismB.J.Carr&S.W.Hawking,Mon.Not.Roy.Astron.Soc168(1974)399:DescribeslinksbetweenprimordialblackholesandtheearlyuniverseA.Barrauetal.,Astron.Astrophys.388(2002)676,Astron.Astrophys.398(2003)403,Astrophys.J.630(2005)1015:Experimentalsearchesf...

研究歷史引力透鏡模擬的黑洞，可看出在星系背景扭曲的圖像歷史上，第一個意識到一個致密天體密度可以大到連光都無法逃逸的人是英國地理學(xué)家約翰·米歇爾（英語：John_Michell）（JohnMichell）。他在1783年寫給亨利·卡文迪什一封信中提出這個想法的，他認為一個和太陽同等質(zhì)量的天體，如果半徑只有3公里，那么這個天體是不可見的，因為光無法逃離天體表面。1796年，法國物理學(xué)家拉普拉斯曾預(yù)言：“一個質(zhì)量如250個太陽，而直徑為地球的發(fā)光恒星，由于其引力的作用，將不允許任何光線離開它。由于這個原因，宇宙中最大的發(fā)光天體，卻不會讓我們看見”。拉普拉斯依據(jù)牛頓萬有引力定律求得黑洞半徑R=2GMc2{\displaystyleR={\frac{2GM}{c^{2}}}}。拉普拉斯描述的這種天體，是表面的逃逸速度大于光速的天體。任何運動物體如果小于此速度，最多只能繞星體旋轉(zhuǎn)而不能到遠方去，如果表...

原初核合成的特性原初核合成有兩項重要的特征：它僅持續(xù)了大約17分鐘（從空間擴張開始的第3分鐘至第20分鐘），之后，宇宙的溫度和密度下跌至核聚變所需要的。原初核合成期間的短促是很重要的，因為它防止了比鈹重的原子核生成，同時也允許未燃燒的氘存在。它是普遍的，充斥在整個宇宙。進行計算原初核合成作用的關(guān)鍵參數(shù)是光子與重子的比率。這個參數(shù)與宇宙早期的溫度和密度相關(guān)，能夠讓我們確定核聚變發(fā)生的條件，并由此導(dǎo)出元素的豐度。雖然光子對重子的比率在確定元素的豐度上非常重要，但數(shù)值精確與否對整個宇宙圖型產(chǎn)生的變化很小。無須變動大爆炸理論本身的主要架構(gòu)，原初核合成的結(jié)果以質(zhì)量表示的豐度為大約75%的H-1、25%的He-4、0.01%的氘，和總量僅可供辨識的微量鋰（只有10），并且沒有其他的重元素。宇宙被觀測到的元素豐度與理論數(shù)值的一致性，被認為是大爆炸理論最有力的證據(jù)。在這個領(lǐng)域習(xí)慣上是使用質(zhì)量的百分比，因此...

X射線聯(lián)星系統(tǒng)中的觀察質(zhì)量當(dāng)物質(zhì)從黑洞的伴星轉(zhuǎn)移至黑洞時，在聯(lián)星系統(tǒng)中的黑洞是可以觀測到的。掉落至致密伴星的質(zhì)量釋放出的能量是如此的巨大，使物質(zhì)的溫度升高至數(shù)億度的高溫并輻射出X射線；因此可以用X射線觀察黑洞，而伴星可以用光學(xué)望遠鏡觀察。從黑洞和中子星釋放出來的能量有相同的數(shù)量級，使黑洞和中子星經(jīng)常難以區(qū)分。但是，中子星還有其他的特性。它們顯示出微差自轉(zhuǎn)，并且有磁場和呈現(xiàn)局部的爆炸現(xiàn)象（熱核爆炸）。每當(dāng)這些特性被觀測到，就可以判斷密接聯(lián)星的伴星是中子星。推導(dǎo)出的質(zhì)量來自對致密X射線源的觀測（結(jié)合X射線和可見光的資料），所有被辨認出為中子星的質(zhì)量都在3-5倍的太陽質(zhì)量，致密伴星的質(zhì)量在5倍太陽質(zhì)量以上的系統(tǒng)都未顯露出中子星的特征。結(jié)合這些事實，致密伴星的質(zhì)量在5倍太陽質(zhì)量以上的越來越可能是黑洞。值得注意的是，黑洞存在的證據(jù)不僅是從地球上觀測到的，也來自理論：在如此的聯(lián)星系統(tǒng)中，除了黑洞之外，...

關(guān)于黑洞數(shù)黑洞數(shù)是指于四位數(shù)中，只要數(shù)字不完全相同，將數(shù)字由大到小的排列減去由小到大的排列。假設(shè)一開始選定的數(shù)字為x1{displaystylex_{1}}，x2{displaystylex_{2