黑洞（英语：black hole）是根據廣義相對論所推論、在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體和星體（並非是一般認知的「洞」概念）。黑洞是由質量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡後，發生引力坍缩而形成。黑洞的質量是如此之大，它产生的引力场是如此之强，以致于大量可測物质和辐射都无法逃逸，就连传播速度极快的光子也逃逸不出來。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体，故名黑洞。^[1]在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌著無法返回的臨界點^[2]，而在黑洞中心有一個密度趨近於無限的奇異點。

當恆星內部氫元素全部核融合完畢時，因燃料用完無法抵抗自身重力而開始向內塌陷，但隨著壓力越來越高，內部的重元素會重新開始燃燒導致瞬間膨脹，這時恆星的體積將暴增至原先的數十倍至百倍，這便是紅巨星，質量更大的恆星則會發生超新星爆炸，無論是紅巨星或是超新星，都會將外部物質全部吹飛，直到連重元素也燒完時，重力又會使得恆星繼續向內塌陷，最後形成一顆與月球差不多大小的白矮星，質量稍大的恆星則會形成中子星，會放出規律的電磁波，至於質量更大的恆星則會繼續塌陷，強大的重力使周圍的空間產生扭曲，最後形成一個密度每立方公分約一億噸的天體:「黑洞」。^[3]直至目前為止，所發現質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。^[4]

黑洞無法直接觀測，但可以藉由間接方式得知其存在與質量，並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前因高熱而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」，可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行黑洞軌跡，來取得位置以及質量。 ^[5][6]

黑洞是天文物理史上，最引人注目的題材之一，在科幻小說、電影甚至報章媒體經常可見將黑洞作為素材。迄今，黑洞的存在已得到天文學界和物理學界的绝大多數研究者所認同，並且天文界不時提出於宇宙中觀測到已存在的黑洞。^[7]

根據已故英國物理學者史蒂芬·霍金於2014年1月26日的論據：愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解，分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體，而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射，所以不再適合稱其名為黑洞，而應該改其名為「灰洞」^[8]，先前認為黑洞可以毀滅資訊情報的看法，是他「最大的失誤」。

2019年4月10日，事件视界望远镜项目发布了人类第一张黑洞照片，于布鲁塞尔、圣地亚哥、上海、台北、东京、华盛顿等地分别以英语、西班牙语、汉语、日语同时召开全球连线的发布会。^[9][10]

研究歷史

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的自然哲學家约翰·米歇尔（英语：John_Michell）。他在1783年寫给亨利·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量的天體，如果半徑只有3公里，那麼這個天體是不可見的，因為光無法逃離天體表面。 1796年，法國物理學家拉普拉斯曾預言：「一個質量如250個太陽，而直徑為地球的發光恆星，由於其引力的作用，將不允許任何光線離開它。由於這個原因，宇宙中最大的發光天體，卻不會讓我們看見」。^[11]拉普拉斯依据牛顿万有引力定律求得黑洞半徑${\displaystyle R={\frac {2GM}{c^{2}}}}$。拉普拉斯描述的這種天體，是表面的逃逸速度大於光速的天體。任何運動物體如果小於此速度，最多只能繞星體旋轉而不能到遠方去，如果表面逃逸速度大於光速，那麼光線就不能傳到遠方去，遠方得不到它的光線，它就成了完全黑暗的天體。儘管「黑洞」（black hole）一詞是在1968年由美國天體物理學家約翰·惠勒提出來，但拉普拉斯描述的正是黑洞這種天體。^[12]

1915年12月，在愛因斯坦發表廣義相對論1個月後，德國天文學家卡爾·史瓦西即得到愛因斯坦場方程式的精確解，能夠對於點質量與球形質量所產生的引力場給出描述，這包括史瓦西度規和史瓦西半徑等等概念，該精確解算出，如果某天體全部質量都壓縮到很小的「引力半徑」範圍之內，所有物質、能量（包括光線）都被引力囚禁在內，從外界看，這天體就是絕對黑暗的存在，也就是黑洞。^[12]:205,207

1934年，德國天文學家沃尔特·巴德和瑞士天文學家弗里茨·茲威基指出，當一個衰老的大質量恆星核無法再通過熱核反應產生能量時，它有可能會通過重力塌縮的過程塌縮為一個中子星或黑洞。1939年，美國物理學者歐本海默計算出，一顆質量超過太陽質量3倍（歐本海默極限）而又沒有任何熱核反應的「冷恆星」，一定會在自身引力的作用下坍縮成為黑洞，也就是說該恆星已經成為死亡遺骸。1974年，霍金提出黑洞蒸發的概念，認為在黑洞周圍，在虛粒子產生的相對瞬間，會出現四種可能性：直接湮滅、雙雙落入黑洞、正粒子落入黑洞而負粒子逃脫、負粒子落入黑洞而正粒子逃脫，而且最後一種可能性最低。霍金據此進一步提出了微型黑洞（也稱為原初黑洞）的概念。^[12]:209,215

現代物理中的黑洞理論建立在廣義相對論的基礎上。由于黑洞中的光無法逃逸，所以我们無法直接觀測到黑洞。然而，可以通過測量它對周圍天體的作用和影響來間接觀測或推測到它的存在。^[5][6]比如說，在黑洞吸入恆星時，其周圍會形成吸积氣盤，盤中氣體劇烈摩擦，强烈發熱，而發出X射線。借由對這類X射線的觀測，可以間接發現黑洞並對之進行研究。^[13]

2015年，霍金針對黑洞資訊悖論提出新解，指出黑洞有出口，就算掉進去也出得來。他在瑞典皇家理工學院於瑞典首都斯德哥爾摩舉辦的會議上，對黑洞能否吞噬任何物體發表了看法。他認為黑洞無法吞噬和消滅物理訊息，這和愛因斯坦相對論中提出的觀點相反^[14]，霍金理論認定黑洞在旋轉就有可能通往另一個宇宙，但是你會無法回到我們的宇宙，所以嚴格來說掉入黑洞有可能全身而退，只是永遠從本宇宙消失^[15]。訊息在黑洞內是以全息影像的方式儲存的，且非儲存在黑洞內部，而是儲存在黑洞的邊界，也就是所謂的事件視界。英國南安普敦大學理論物理學家瑪莉凱·泰勒（Marika Taylor）則表示霍金論點可以成為一家之言，但沒有製造實驗的方法之前，黑洞資訊悖論的爭議還將持續。^[16]

2019年4月10日，事件视界望远镜项目的科學家發表了對M87星系中心黑洞進行觀測得到的影像，這是人類首次對黑洞進行直接觀測。^[17]

結構特性

黑洞形成

恒星有生命周期，并通过不断的核聚变维持其能量以抵抗自身造成的引力，一颗恒星从氢元素开始其聚变历程，逐步产生其他重元素并且恒星也会逐步膨胀，至于具体聚变到哪一种元素则取决于每个恒星本身，如太阳拥有90亿年的氢聚变和10亿年的氦聚变，質量更大的恒星因具有足够能量则可以向更高级的核聚变发展产生更重的元素，但是即使大質量（相当于太阳質量8倍以上）的恒星，其极限聚变的终点也只能到达铁元素（质子数26），因铁并非核聚变材料。恒星質量越大寿命越短，若一颗恒星较另一颗恒星質量大三倍，则寿命只有前者的约1/750。恒星演化到末期，由于无法进行更高级的核聚变以抵抗引力便会发生严重的“塌缩”，塌缩的结果因其質量大小所造成的引力差距而有巨大差异，如太阳最终将成为白矮星，質量较太阳大3倍以上的恒星最终将成为“黑洞”。此極限稱為歐本海默極限。^[18][19][20]

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：對於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。另一方面，黑洞一旦形成，则在黑洞形成之前的其他物理信息即告丢失，黑洞上不存在如立方体、锥体或其他有凸起的形态，这是黑洞无毛定理的另一种理解方法。 ^[21][19]

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，旋转的黑洞有内视界和外视界，并会有一个奇异环，一切越过视界的东西最终都会落向奇点，越大的黑洞从视界到奇点所花的时间越长。

物理特性

質量和尺寸

歐本海默極限指出，一顆質量超過太陽質量3倍而又沒有任何熱核反應的「冷恆星」，一定會在自身引力的作用下坍縮成為黑洞，也就是說該恆星已經成為死亡遺骸。^[12]:209 更精確地說，当大質量天体演化末期，其坍缩核心的質量超过太陽質量的3.2倍时，由于没有能够对抗引力的斥力，核心坍塌将无限进行下去，从而形成「黑洞」。（核心小於1.4個太陽質量的，會變成白矮星；介于两者之间的，形成中子星）。天文學的觀測表明，在绝大部分星系的中心，包括銀河系，都存在超大質量黑洞，它们的質量从数百万个直到数百亿个太阳。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西度規。這是由卡爾·史瓦西於1915年發現的愛因斯坦方程的解。^[19]

根據史瓦西解，如果一個重力天體的半徑小於一個特定值，天體將會發生坍塌，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，從而使其發射的所有射線，無論是來自什麼方向的，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，在史瓦西半徑以下的天體的任何物質，都將塌陷於中心部分。依据广义相对论的推演，黑洞中存在拥有无穷大密度的“重力奇點”，被戏称为“上帝憎恶的裸奇点”。而在“史瓦西半徑”內，由于黑洞奇点巨大的質量而形成的超强引力，以至于連光子都不能逃出黑洞，所以这就是黑洞的“黑”之所在。^[19]

史瓦西半徑由下面式子給出：

${\displaystyle R_{s}={\frac {2GM}{c^{2}}}}$

G是萬有引力常數，M是天體的質量，c是光速。對於一個與地球質量相等的天體，其史瓦西半徑僅有9毫米。

溫度

${\displaystyle T={\frac {\hbar c^{3}}{8\pi kGM}}}$
就輻射譜而言，黑洞與有溫度的物體完全一樣，而黑洞所對應的溫度，則反比於黑洞視界的重力強度。換句話說，黑洞的溫度取決於它的大小。
若黑洞只是太陽的幾倍重，它的溫度大約比絕對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

事件視界又称为黑洞的视界，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的任何事件的資訊，或者受到事件視界以內事件的影響。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，在此邊界內連光都無法逃脫。 天文學家於2012年7月稱，觀測於距地球超過50億光年遠發現類星體編號3C 279，它體內包含了一個質量高達十億倍太陽質量的黑洞，成為「事件視界」存在的首個直接證據。 ^[22]

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，黑洞的重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。對於非旋轉的黑洞來說，光子球大約是史瓦西半徑的一點五倍。這個軌道不是穩定的，隨時會因為黑洞的成長而變動。

黑洞外圍假想表面是包覆著的光子球層，如果光線與光子球層以切線方式擦身而過，那引力便能抓取光子將之沿著光子球層，永遠繞著黑洞旋轉，類似衛星繞地球旋轉一般。^[23]

其他的緻密星如中子星、夸克星等也可能會有光子球。

動圈

動圈（Ergosphere，又稱Frame Dragging或是Lense Thirring Effect，「蘭斯-蒂林效應圈」），轉動狀態的質量會對其周圍的時空產生拖拽的現象，這種現象稱作參考系拖拽。^[24]「旋轉黑洞」才有參動圈，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徵之一。

觀測者可以利用光圈效應及動圈，觀測進入或脫離黑洞的光子的運動，透過間接的手段，例如粒子含量的分佈及潘羅斯過程^[25]（「旋轉黑洞」的能量拉出過程），來間接了解其重力的分佈，透過重力的分佈重新建立出其動圈。這種觀測方式，只有雙星以上的系統才能夠進行這樣的觀測。

黑洞周圍由於引力強大的因素，理論預期會發生「時間場異常」現象，這包含了周圍的「參考系拖曳圈」及「事件視界」效應。 此外，由於時間物理學尚未發展，時間意義失效的區域，目前物理學還無能力進行探討。

黑洞合併

黑洞的合併会發射强大的引力波，新的黑洞会因後座力脱离原本在星系核心的位置。如果速度夠快，它甚至有可能脱离星系母体。^[26]

分类

分类方法一：

1. 超大質量黑洞： 到目前為止可以在所有已知星系中心發現其蹤跡。質量可以是太陽的數百萬至170億倍。迄今所知最大的黑洞在星系S5 0014+81的中心，質量約為太陽的400億倍。
2. 中介質量黑洞：是質量超過恆星黑洞（數十倍太陽質量），但遠小於超大質量黑洞（數百萬倍太陽質量）的一種黑洞。^[27]
3. 恆星黑洞：大質量恆星（大約20倍太陽質量^{[註 1]}）引力坍塌後所形成的黑洞，可以藉由伽瑪射線暴或超新星來發現它的蹤跡。如果緻密星的質量超過臨介值時，引力坍塌會繼續，形成黑洞。雖然未證實是否有中子星的最大質量，但估計也有3倍太陽質量。直至目前為止，質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。^[28]
4. 微型黑洞：又稱作量子黑洞或者迷你黑洞，是很小的黑洞。取名量子力學黑洞的原因是在這個尺度之下，量子力學的效應扮演非常重要的角色。^[29]微型黑洞的產生有可能是在大型強子對撞機內就可以觀測到的重要現象。^[29][30]

分类方法二：
根据黑洞本身的物理特性（質量、电荷、角动量）進行分類^[21]

1. 不旋转不带电荷的黑洞。它的时空结构于1916年由史瓦西求出称史瓦西黑洞。
2. 不旋转带电黑洞，称雷斯勒-诺德斯特洛姆黑洞。时空结构于1916-1918年由雷斯勒和诺德斯特洛姆求出。
3. 旋转不带电黑洞，称克尔黑洞。时空结构由克尔于1963年求出。
4. 一般黑洞，称克尔-纽曼黑洞。时空结构于1965年由纽曼求出。

原初黑洞

原初黑洞是理论预言的一类黑洞，目前尚无直接证据支持原初黑洞的存在。宇宙大爆炸初期，宇宙早期膨胀之前，某些区域密度非常大，以至于宇宙膨胀后这些区域的密度仍然大到可以形成黑洞，这类黑洞叫做原初黑洞。原初黑洞的質量与密度不均匀处的尺度有关，因此原初黑洞的質量可以小于恒星坍塌生成的黑洞，根据霍金的理论，黑洞質量越小，蒸发越快。質量非常小的原初黑洞可能已经蒸发或即将蒸发，而恒星坍塌形成的黑洞的蒸发时标一般长于宇宙时间。天文学家期待能观测到某些原初黑洞最终蒸發时发出的高能伽玛射线 ^[31]。

天文觀測

黑洞形成後，會不斷吸入周圍的物質而導致後者難以被觀測到，因此往往無法僅依靠天文觀測來發現黑洞，但當雙星中的一方為黑洞時，來自另一方星球的氣團不斷流入黑洞，驟然激起的高溫，這時X射線閃光等會發亮，此時可以間接發現黑洞存在。^[3] 由於黑洞觀測有實際的困難度存在，宣稱某個星體是黑洞者，通常都只給出幾張模糊的照片或部分的數據，黑洞的所有特徵無法全面驗證，一般媒體報導實際僅有部分資訊，無法滿足專業天體物理的數據要求，因此天文數據庫當中，並沒有黑洞，僅有黑洞候選星。

人們為了尋找黑洞付出很多努力，成果卻不多，20世紀的70年代才找到4個黑洞候選者，在90年代之後又發現6對新的X射線雙星黑洞候選者，其中2個在大麥哲倫星系裡，8個在銀河系內，並於2000年後陸續探測出7個，有人估計過去100億年中銀河系平均每100年有一顆超新星爆炸，而每100個中有1顆導致黑洞形成，那麼銀河系應該有100萬個恆星級黑洞，可是至2007年也只有找到一共17個黑洞候選者。^[12]:219

以下是較為著名的黑洞候選者^{[註 2]}：

1. 銀河系中心人馬座A*
2. 天鵝座X-1
3. SN 1979C

2019年4月10日，多国学者宣布通过事件视界望远镜观测到一个位于室女A星系的黑洞^[33]。

参见

附註

参考文献

外部链接

• （简体中文）宇宙黑洞专题-科技时代-新浪网
• （简体中文）黑洞专题-生物谷科普频道
• （英文）超大質量黑洞
• （英文）Schwarzschild几何
• （英文）斯坦福哲学百科全书："Singularities and Black Holes"
• （英文）"Black hole" on Scholarpedia.
• （英文）Black Holes: Gravity's Relentless Pull—來自太空望遠鏡科學研究所的物理學和天文學的黑洞-互動多媒體網站
• （英文）Frequently Asked Questions (FAQs) on Black Holes
• （英文）"Schwarzschild Geometry"
• （英文）Advanced Mathematics of Black Hole Evaporation
• （英文）Hubble site

影片

• （英文）16-year long study tracks stars orbiting Milky Way black hole
• （英文）Movie of Black Hole Candidate from Max Planck Institute