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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(gè)意識(shí)到一個(gè)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 ） （John Michell）。他在1783年寫給亨利·卡文迪什一封信中提出這個(gè)想法的，他認(rèn)為一個(gè)和太陽同等質(zhì)量的天體，如果半徑只有3公里，那么這個(gè)天體是不可見的，因?yàn)楣鉄o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(gè)質(zhì)量如250個(gè)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(gè)原因，宇宙中最大的發(fā)光天體，卻不會(huì)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 = 2 G M c 2 {\displaystyle R={\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(yùn)動(dòng)物體如果小于此速度，最多只能繞星體旋轉(zhuǎn)而不能到遠(yuǎn)方去，如果表面逃逸速度大于光速，那么光線就不能傳到遠(yuǎn)方去，遠(yuǎn)方得不到它的光線，它就成了完全黑暗的天體。盡管“黑洞”（black hole）一詞是在1968年由美國天體物理學(xué)家約翰·惠勒提出來，但拉普拉斯描述的正是黑洞這種天體。

1915年12月，在愛因斯坦發(fā)表廣義相對(duì)論1個(gè)月后，德國天文學(xué)家卡爾·史瓦西即得到愛因斯坦場(chǎng)方程式的精確解，能夠?qū)τ邳c(diǎn)質(zhì)量與球形質(zhì)量所產(chǎn)生的引力場(chǎng)給出描述，這包括史瓦西度規(guī)和史瓦西半徑等等概念，該精確解算出，如果某天體全部質(zhì)量都?jí)嚎s到很小的“引力半徑”范圍之內(nèi)，所有物質(zhì)、能量（包括光線）都被引力囚禁在內(nèi)，從外界看，這天體就是絕對(duì)黑暗的存在，也就是黑洞。

1934年，德國天文學(xué)家沃爾特·巴德和瑞士天文學(xué)家弗里茨·茲威基指出，當(dāng)一個(gè)衰老的大質(zhì)量恒星核無法再通過熱核反應(yīng)產(chǎn)生能量時(shí)，它有可能會(huì)通過引力坍縮的過程坍縮為一個(gè)中子星或黑洞。1939年，美國物理學(xué)者奧本海默計(jì)算出，一顆質(zhì)量超過太陽質(zhì)量3倍（奧本海默極限）而又沒有任何熱核反應(yīng)的“冷恒星”，一定會(huì)在自身引力的作用下坍縮成為黑洞，也就是說該恒星已經(jīng)成為死亡遺骸。1974年，霍金提出黑洞蒸發(fā)的概念，認(rèn)為在黑洞周圍，在虛粒子產(chǎn)生的相對(duì)瞬間，會(huì)出現(xiàn)四種可能性：直接湮滅、雙雙落入黑洞、正粒子落入黑洞而負(fù)粒子逃脫、負(fù)粒子落入黑洞而正粒子逃脫，而且最后一種可能性最低?；艚饟?jù)此進(jìn)一步提出了微型黑洞（也稱為原初黑洞）的概念。

現(xiàn)代物理中的黑洞理論創(chuàng)建在廣義相對(duì)論的基礎(chǔ)上。由于黑洞中的光無法逃逸，所以我們無法直接觀測(cè)到黑洞。然而，可以通過測(cè)量它對(duì)周圍天體的作用和影響來間接觀測(cè)或推測(cè)到它的存在。 比如說，在黑洞吸入恒星時(shí)，其周圍會(huì)形成吸積氣盤，盤中氣體劇烈摩擦，強(qiáng)烈發(fā)熱，而發(fā)出X射線。借由對(duì)這類X射線的觀測(cè)，可以間接發(fā)現(xiàn)黑洞并對(duì)之進(jìn)行研究。

2015年，霍金針對(duì)黑洞信息佯謬提出新解，指出黑洞有出口，就算掉進(jìn)去也出得來。他在瑞典皇家理工學(xué)院于瑞典首都斯德哥爾摩舉辦的會(huì)議上，對(duì)黑洞能否吞噬任何物體發(fā)表了看法。他認(rèn)為黑洞無法吞噬和消滅物理消息，這和愛因斯坦相對(duì)論中提出的觀點(diǎn)相反 ，霍金理論認(rèn)定黑洞在旋轉(zhuǎn)就有可能通往另一個(gè)宇宙，但是你會(huì)無法回到我們的宇宙，所以嚴(yán)格來說掉入黑洞有可能全身而退，只是永遠(yuǎn)從本宇宙消失 。消息在黑洞內(nèi)是以全息視頻的方式存儲(chǔ)的，且非存儲(chǔ)在黑洞內(nèi)部，而是存儲(chǔ)在黑洞的邊界，也就是所謂的事件視界。英國南安普敦大學(xué)理論物理學(xué)家瑪莉凱·泰勒（Marika Taylor）則表示霍金論點(diǎn)可以成為一家之言，但沒有制造實(shí)驗(yàn)的方法之前，黑洞信息佯謬的爭(zhēng)議還將持續(xù)。

結(jié)構(gòu)特性

  藝術(shù)家筆下的黑洞。

黑洞形成

恒星有生命周期，并通過不斷的核聚變維持其能量以抵抗自身造成的引力，一顆恒星從氫元素開始其聚變歷程，逐步產(chǎn)生其他重元素并且恒星也會(huì)逐步膨脹，至于具體聚變到哪一種元素則取決于每個(gè)恒星本身，如太陽擁有90億年的氫聚變和10億年的氦聚變，質(zhì)量更大的恒星因具有足夠能量則可以向更高級(jí)的核聚變發(fā)展產(chǎn)生更重的元素，但是即使大質(zhì)量（相當(dāng)于太陽質(zhì)量8倍以上）的恒星，其極限聚變的終點(diǎn)也只能到達(dá)鐵元素（質(zhì)子數(shù)26），因鐵并非核聚變材料。恒星質(zhì)量越大壽命越短，若一顆恒星較另一顆恒星質(zhì)量大三倍，則壽命只有前者的約1/750。恒星演化到末期，由于無法進(jìn)行更高級(jí)的核聚變以抵抗引力便會(huì)發(fā)生嚴(yán)重的“塌縮”，塌縮的結(jié)果因其質(zhì)量大小所造成的引力差距而有巨大差異，如太陽最終將成為白矮星，質(zhì)量較太陽大3倍以上的恒星最終將成為“黑洞”。此極限稱為奧本海默極限。

目前公認(rèn)的理論認(rèn)為，黑洞只有三個(gè)物理量可以測(cè)量到：質(zhì)量、電荷、角動(dòng)量。也就是說：對(duì)于一個(gè)黑洞，一旦這三個(gè)物理量確定下來了，這個(gè)黑洞的特性也就唯一地確定了，這稱為黑洞的無毛定理，或稱作黑洞的唯一性定理。另一方面，黑洞一旦形成，則在黑洞形成之前的其他物理信息即告丟失，黑洞上不存在如立方體、椎體或其他有凸起的形態(tài)，這是黑洞無毛定理的另一種理解方法。

但是這個(gè)定理卻只是限制了經(jīng)典理論，沒有否認(rèn)可能有其他量子荷的存在，所以黑洞可以和大域單極或是宇宙弦共同存在，而帶有大域量子荷。黑洞具有潮汐力，越小的黑洞潮汐力越大，反之，越大的黑洞潮汐力越小，旋轉(zhuǎn)的黑洞有內(nèi)視界和外視界，并會(huì)有一個(gè)奇異環(huán)，一切越過視界的東西最終都會(huì)落向奇點(diǎn)，越大的黑洞從視界到奇點(diǎn)所花的時(shí)間越長。

物理特性

質(zhì)量和尺寸

  質(zhì)量達(dá)太陽10倍的黑洞之電腦模擬圖

奧本海默極限指出，一顆質(zhì)量超過太陽質(zhì)量3倍而又沒有任何熱核反應(yīng)的“冷恒星”，一定會(huì)在自身引力的作用下坍縮成為黑洞，也就是說該恒星已經(jīng)成為死亡遺骸。 更精確地說，當(dāng)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(shí)，由于沒有能夠?qū)挂Φ某饬?，核心坍塌將無限進(jìn)行下去，從而形成“黑洞”。（核心小于1.4個(gè)太陽質(zhì)量的，會(huì)變成白矮星；介于兩者之間的，形成中子星）。天文學(xué)的觀測(cè)表明，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(gè)直到數(shù)百億個(gè)太陽。愛因斯坦的廣義相對(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，無論是來自什么方向的，都將被吸引入這個(gè)天體的中心。因?yàn)橄鄬?duì)論指出在任何慣性坐標(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。依據(jù)廣義相對(duì)論的推演，黑洞中存在擁有無窮大密度的“引力奇點(diǎn)”，被戲稱為“上帝憎惡的裸奇點(diǎn)”。而在“史瓦西半徑”內(nèi)，由于黑洞奇點(diǎn)巨大的質(zhì)量而形成的超強(qiáng)引力，以至于連光子都不能逃出黑洞，所以這就是黑洞的“黑”之所在。

史瓦西半徑由下面式子給出：

R s = 2 G M c 2 {\displaystyle R_{s}={\frac {2GM}{c^{2}}}}

G 是萬有引力常數(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

T = ? ? --> c 3 8 π π --> k G M {\displaystyle T={\frac {\hbar c^{3}}{8\pi kGM}}} 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，則反比于黑強(qiáng)度界的引力強(qiáng)度。換句話說，黑洞的溫度取決于它的大小。 若黑洞只是太陽的幾倍重，它絕對(duì)零度約比絕對(duì)零度高出億分之一度，而更大的黑洞溫度則更低。因此這類黑洞所發(fā)出的量子輻大爆炸律會(huì)被大爆炸所留下的2.7K輻射（宇宙背景輻射）完全淹沒。

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)的任何事件的信息，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稱為黑洞的根本原因，是黑洞的最外層邊界，在此邊界內(nèi)連光都無法逃脫。 天文學(xué)家于2012年7月稱，觀測(cè)于距地球超過50億光年遠(yuǎn)發(fā)現(xiàn)類星體編號(hào)3C 279，它體內(nèi)包含了一個(gè)質(zhì)量高達(dá)十億倍太陽質(zhì)量的黑洞，成為“事件視界”存在的首個(gè)直接證據(jù)。

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，剛好使得部分光子以圓形軌道圍著黑洞旋轉(zhuǎn)。對(duì)于非旋轉(zhuǎn)的黑洞來說，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而變動(dòng)。

黑洞外圍假想表面是包覆著的光子球?qū)?，如果光線與光子球?qū)右郧芯€方式擦身而過，那引力便能抓取光子將之沿著光子球?qū)樱肋h(yuǎn)繞著黑洞旋轉(zhuǎn)，類似衛(wèi)星繞地球旋轉(zhuǎn)一般。

其他的致密星如中子星、夸克星等也可能會(huì)有光子球。

能層

  能層

能層（Ergosphere，又稱Frame Dragging或是Lense Thirring Effect，“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)象稱作參考系拖拽。 “旋轉(zhuǎn)黑洞”才有參能層，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)及能層，觀測(cè)進(jìn)入或脫離黑洞的光子的運(yùn)動(dòng)，通過間接的手段，例如粒子含量的分布及潘羅斯過程 （“旋轉(zhuǎn)黑洞”的能量拉出過程），來間接了解其引力的分布，通過引力的分布重新創(chuàng)建出其能層。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)。

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)異常”現(xiàn)象，這包含了周圍的“參考系拖拽圈”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。如果速度夠快，它甚至有可能脫離星系母體。

分類

  "> 播放媒體   黑洞吞噬恒星的過程（計(jì)算機(jī)模擬圖）

分類方法一：

超重黑洞： 到目前為止可以在所有已知星系中心發(fā)現(xiàn)其蹤跡。質(zhì)量可以是太陽的數(shù)百萬至170億倍。迄今所知最大的黑洞在星系S5 0014+813的中心，質(zhì)量約為太陽的400億倍。

中介質(zhì)量黑洞：是質(zhì)量超過恒星黑洞（數(shù)十倍太陽質(zhì)量），但遠(yuǎn)小于超重黑洞（數(shù)百萬倍太陽質(zhì)量）的一種黑洞。

恒星黑洞：大質(zhì)量恒星（大約20倍太陽質(zhì)量 ）引力坍塌后所形成的黑洞，可以借由伽馬射線暴或超新星來發(fā)現(xiàn)它的蹤跡。如果致密星的質(zhì)量超過臨介值時(shí)，引力坍塌會(huì)繼續(xù)，形成黑洞。雖然未證實(shí)是否有中子星的最大質(zhì)量，但估計(jì)也有3倍太陽質(zhì)量。直至目前為止，質(zhì)量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質(zhì)量。

微型黑洞：又稱作量子黑洞或者迷你黑洞，是很小的黑洞。取名量子力學(xué)黑洞的原因是在這個(gè)尺度之下，量子力學(xué)的效應(yīng)扮演非常重要的角色。 微型黑洞的產(chǎn)生有可能是在大型強(qiáng)子對(duì)撞機(jī)內(nèi)就可以觀測(cè)到的重要現(xiàn)象。

分類方法二： 根據(jù)黑洞本身的物理特性（質(zhì)量、電荷、角動(dòng)量）進(jìn)行分類

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，稱雷斯勒-諾德斯特洛姆黑洞。時(shí)空結(jié)構(gòu)于1916-1918年由雷斯勒和諾德斯特洛姆求出。

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。

原初黑洞

原初黑洞是理論預(yù)言的一類黑洞，目前尚無直接證據(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(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發(fā)時(shí)發(fā)出的高能伽瑪射線 。

天文觀測(cè)

  黑洞在銀河系中心撕開星際云的視頻

黑洞形成后，會(huì)不斷吸入周圍的物質(zhì)而導(dǎo)致后者難以被觀測(cè)到，因此往往無法僅依靠天文觀測(cè)來發(fā)現(xiàn)黑洞，但當(dāng)雙星中的一方為黑洞時(shí)，來自另一方星球的氣團(tuán)不斷流入黑洞，驟然激起的高溫，這時(shí)X射線閃光等會(huì)發(fā)亮，此時(shí)可以間接發(fā)現(xiàn)黑洞存在。 由于黑洞觀測(cè)有實(shí)際的困難度存在，宣稱某個(gè)星體是黑洞者，通常都只給出幾張模糊的照片或部分的數(shù)據(jù)，黑洞的所有特征無法全面驗(yàn)證，一般媒體報(bào)導(dǎo)實(shí)際僅有部分信息，無法滿足專業(yè)天體物理的數(shù)據(jù)要求，因此天文數(shù)據(jù)庫當(dāng)中，并沒有黑洞，僅有黑洞候選星。

人們?yōu)榱瞬檎液诙锤冻龊芏嗯?，成果卻不多，20世紀(jì)的70年代才找到4個(gè)黑洞候選者，在90年代之后又發(fā)現(xiàn)6對(duì)新的X射線雙星黑洞候選者，其中2個(gè)在大麥哲倫星系里，8個(gè)在銀河系內(nèi)，并于2000年后續(xù)續(xù)探測(cè)出7個(gè)，有人估計(jì)過去100億年中銀河系平均每100年有一顆超新星爆炸，而每100個(gè)中有1顆導(dǎo)致黑洞形成，那么銀河系應(yīng)該有100萬個(gè)恒星級(jí)黑洞，可是至2007年也只有找到一共17個(gè)黑洞候選者。

以下是較為著名的黑洞候選者 ：

銀河系中心人馬座A

天鵝座X-1

SN 1979C

參見

白洞

白洞熱力學(xué)

蟲洞

暗能量星

中子星

夸克星

孤子星

玻色星

暗物質(zhì)

暗能量

光

黑洞熱力學(xué)

黑洞物理學(xué)年表

黑洞列表

引力坍縮

黑洞蒸發(fā)理論

廣義相對(duì)論

附注

^ 但其真實(shí)質(zhì)量并未證實(shí)，而且也取決于其他變量。

^ 詳細(xì)參見黑洞列表

（英文） 16-year long study tracks stars orbiting Milky Way black hole

（英文） Movie of Black Hole Candidate from Max Planck Institute

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