黑洞是由大于太陽質量的3.2倍的天體發生引力坍塌后形成的（小于1.4個太陽質量的恒星，會變成白矮星）。天文學的觀測表明，在很多星系的中心，包括銀河系，都存在超過太陽質量上億倍的超大質量黑洞。

　　愛因斯坦的廣義相對論預測有黑洞解。其中最簡單的球對稱解為史瓦茲度量。這是由卡爾·史瓦茲旭爾得于1915年發現的愛因斯坦方程的解。

　　根據史瓦茲解，如果一個重力天體的半徑小于一個特定值，天體將會發生坍塌，這個半徑就叫做史瓦茲旭爾得半徑。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，物質的速率都不可能超越真空中的光速，在史瓦茲半徑以下的天體的任何物質，包括重力天體的組成物質——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重力奇點（gravitational singularity）。由于在史瓦茲半徑內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。

　　史瓦茲半徑由下面式子給出：

　　G是萬有引力常數，M是天體的質量，c是光速。對于一個與地球質量相等的天體，其史瓦茲半徑僅有9毫米。

　　黑洞溫度

　　黑洞越大，溫度越低。

　　黑洞特性

　　目前公認的理論認為，黑洞只有三個物理量可以測量到：質量、電荷、角動量。也就是說：對于一個黑洞，一旦這三個物理量確定下來了，這個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。但是這個定理卻只是限制了古典理論，沒有否認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。

　　黑洞的合并會以光束發射強大的引力波，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。

　　黑洞種類

　　超巨質量黑洞

　　到目前為止可以在所有已知星系中心發現其蹤跡。

　　質量據說是太陽的數百萬至十數億倍。

　　小質量黑洞

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

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

　　中型黑洞

　　推論是由小質量黑洞合并形成，最后則變成超巨質量黑洞

　　中型黑洞是否真實存在仍然必需存疑。

　　微黑洞

　　微黑洞是理論預言的一類黑洞，目前尚無證據支持微黑洞的存在。它們誕生于宇宙大爆炸初期，質量非常小，根據霍金的理論，黑洞質量越小，“蒸發”越快。因此如果存在微黑洞，那么它們現在一定已經蒸發殆盡了。

　　細說黑洞

　　根據廣義相對論，引力場將使時空彎曲。當恒星的體積很大時，它的引力場對時空幾乎沒什么影響，從恒星表面上某一點發的光可以朝任何方向沿直線射出。而恒星的半徑越小，它對周圍的時空彎曲作用就越大，朝某些角度發出的光就將沿彎曲空間返回恒星表面。

　　等恒星的半徑小到一特定值（天文學上叫“史瓦西半徑”）時，就連垂直表面發射的光都被捕獲了。到這時，恒星就變成了黑洞。說它“黑”，是指它就像宇宙中的無底洞，任何物質一旦掉進去，“似乎”就再不能逃出。實際上黑洞真正是“隱形”的，等一會兒我們會講到。

　　那么，黑洞是怎樣形成的呢？其實，跟白矮星和中子星一樣，黑洞很可能也是由恒星演化而來的。

　　我們曾經比較詳細地介紹了白矮星和中子星形成的過程。當一顆恒星衰老時，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，直到最后形成體積小、密度大的星體，重新有能力與壓力平衡。

　　質量小一些的恒星主要演化成白矮星，質量比較大的恒星則有可能形成中子星。而根據科學家的計算，中子星的總質量不能大于三倍太陽的質量。如果超過了這個值，那么將再沒有什么力能與自身重力相抗衡了，從而引發另一次大坍縮。

　　這次，根據科學家的猜想，物質將不可阻擋地向著中心點進軍，直至成為一個體積趨于零、密度趨向無限大的“點”。而當它的半徑一旦收縮到一定程度(史瓦西半徑)，正象我們上面介紹的那樣，巨大的引力就使得即使光也無法向外射出，從而切斷了恒星與外界的一切聯系——“黑洞”誕生了。

　　與別的天體相比，黑洞是顯得太特殊了。例如，黑洞有“隱身術”，人們無法直接觀察到它，連科學家都只能對它內部結構提出各種猜想。那么，黑洞是怎么把自己隱藏起來的呢？答案就是——彎曲的空間。我們都知道，光是沿直線傳播的。這是一個最基本的常識�？墒歉鶕�廣義相對論，空間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距離傳播，但走的已經不是直線，而是曲線。形象地講，好像光本來是要走直線的，只不過強大的引力把它拉得偏離了原來的方向。

　　在地球上，由于引力場作用很小，這種彎曲是微乎其微的。而在黑洞周圍，空間的這種變形非常大。這樣，即使是被黑洞擋著的恒星發出的光，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。所以，我們可以毫不費力地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，有些恒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恒星的“臉”，還同時看到它的側面、甚至后背！

　　“黑洞”無疑是本世紀最具有挑戰性、也最讓人激動的天文學說之一。許多科學家正在為揭開它的神秘面紗而辛勤工作著，新的理論也不斷地提出。不過，這些當代天體物理學的最新成果不是在這里三言兩語能說清楚的。有興趣的朋友可以去參考專門的論著。

　　1916年廣義相對論出現不久，卡爾.史瓦西（Karl Schwarzchild）就求出了用以描述時空的愛因斯坦方程的一個十分有用的解。該解作為時空的一種可能的形狀，可以用來描述一個球對稱的、不帶電、無自旋的物體（可能也可用于近似描述如地球和太陽等緩慢自旋的物體）之外的引力場。其原理就和當你想研究地表之外的牛頓引力而將地球視為質點一樣。

　　這個解很象一個“公制”。它和將畢達哥拉斯公式加以歸納以給出平面上線段長度一樣，此“公制”可以作為獲取時空中曲線段“長度”的公式。物體沿時間（“時間的坐標軸”）運動的曲線的長度如果用此公式計算，就恰是該運動物體所經歷的時間。公式的最終形式取決于你選擇用來描述事物的坐標系。公式可以因坐標不同而變形，但象時空彎曲這樣的物理量卻不會受影響。史瓦西用坐標的術語表述了它的“公制”概念：在距離物體很遠的地方，近似于一個帶有一條用以表示時間的附加t軸的球坐標，另一個坐標r用作該處的球坐標半徑；而更遠的地方，它只給出物體的距離。

　　然而當球坐標很小的時候，這個解開始變得奇怪起來。在r=0的中心處有一個“奇點”，那里的時空彎曲是無限的；圍繞該點的區域內，球坐標的負方向實際成為時間（而非空間）的方向。任何處于這個范圍內的事物，包括光，都會為潮汐力扯碎并被　　強迫墜向奇點。這個區域被一個史瓦西坐標消失的面與宇宙的其他部分分離開來。當然該處的時空彎曲沒有任何問題（這個球面半徑被稱作史瓦西半徑，稍后就會發現史瓦西坐標并未消失。它是一個人為的坐標，這個問題有點象定義北極點的經度時所遇到的問題。史瓦西半徑的物理意義不在于該處的坐標問題，而在于其內的方向變為時間方向這一事實）。

　　當時的人們并未為此擔心，因為所有已知的物體的密度都達不到使這個內部區域擴大到物體之外的程度，即對于所有已知情況，史瓦西解的這個奇怪部分都不適用。阿瑟.斯坦雷.愛丁頓（Arthur Stanley Eddington）曾考慮過一顆死亡的恒星坍塌后可能達到這個密度，但從審美的角度出發不太愉快地將其拋棄了，并人為應該有新的理論補充進來。1939年歐文海默（Oppenheimer）和施內德（Snyder）最終嚴肅地提出比太陽質量稍大幾倍的恒星在其聲明的末期可能會坍縮到這種狀態。

　　一旦一顆恒星的坍縮超過史瓦西坐標消失的球面（稱為不帶電、無自旋物體史瓦西半徑或“視界”）它就不可避免地繼續坍縮下去。如同你無法停住時間的車輪一樣，它將一直坍縮至奇點。沒有任何進入那個區域的東西可以幸免，至少在這個簡單的例子中是如此。視界是一個有去無回的轉折點。

　　1971年約翰.阿奇貝爾德.威勒（John Archibald Wheeler）命名這樣的事物為“黑洞”，因為光無法從中逃逸�；�于許多證據，天文學家有許多他們認為可能是黑洞的候選天體（其證據是：它們的巨大質量可以從其對其他物體的相互作用中得到；并且有時它們會發出X射線，這被認為是正在墜入其中的物質發出的）。但我們這里所講述的黑洞的性質純屬理論，它們基于廣義相對論――一個目前尚未被證明為正確的理論。