天文學家看到了一道閃光，像千萬億個太陽一樣明亮的光源是什麼？

2 月 11 日，天文學家看到一道遙遠的閃光，似乎來自一個與千萬億個太陽一樣明亮的光源。他們提醒其他科學家注意這一事件，幾架望遠鏡迅速轉向聚焦閃光。現在，兩個研究小組已經確定了它的來源：一個在遙遠宇宙中盛宴的黑洞。

黑洞是出了名的黑暗。它們的引力是如此之強，以至於光也無法逃出它們的事件視界。在這種情況下，明亮的閃光是由黑洞消耗它的食物的能量造成的，一顆恆星離這個貪婪的緻密天體太近了。

什麼是黑洞

黑洞是時空中的一個區域，那裡的引力非常強，任何東西，包括光或其他電磁波，都沒有足夠的能量逃離它。廣義相對論預測，足夠緻密的質量可以使時空變形形成黑洞。無法逃脫的邊界稱為事件視界。雖然它對穿過它的物體的命運和環境有很大影響，但根據廣義相對論，它沒有區域性可檢測的特徵。在許多方面，黑洞就像一個理想的黑體，因為它不反射任何光線。此外，彎曲時空的量子場論預測，事件視界會發出霍金輻射，其光譜與溫度與其質量成反比的黑體相同。這個溫度對於恆星黑洞來說是十億分之一開爾文的量級，這使得它基本上不可能被直接觀察到。

約翰·米歇爾和皮埃爾-西蒙·拉普拉斯在 18 世紀首先考慮了引力場太強以至於光無法逃逸的物體。1916 年，卡爾·史瓦西 （ Karl Schwarzschild ）發現了廣義相對論的第一個現代解決方案，該解決方案將表徵黑洞。大衛·芬克爾斯坦 （David Finkelstein ） 於 1958 年首次發表了對“黑洞”的解釋，即任何東西都無法逃脫的空間區域。長期以來，黑洞被認為是一種數學奇觀。直到 1960 年代，理論工作才表明它們是廣義相對論的一般預測。Jocelyn Bell Burnell發現中子星1967 年，引力坍縮的緻密天體作為一種可能的天體物理學現實引起了人們的興趣。第一個已知的黑洞是天鵝座 X-1，由幾位研究人員在 1971 年獨立鑑定。

當大質量恆星在其生命週期結束時坍縮時，就會形成恆星質量黑洞。黑洞形成後，它可以透過從周圍吸收質量來增長。數百萬太陽質量（ M ☉ ） 的超大質量黑洞可能透過吸收其他恆星並與其他黑洞合併而形成。大多數星系的中心都存在超大質量黑洞，這是一個共識。

黑洞的存在可以透過它與其他物質的相互作用以及與可見光等電磁輻射的相互作用來推斷。任何落入黑洞的物質都可以形成一個外部吸積盤，透過摩擦加熱，形成類星體，這是宇宙中一些最亮的物體。距離超大質量黑洞太近的恆星在被“吞噬”之前會被撕碎成非常明亮的流光。如果其他恆星圍繞黑洞執行，它們的軌道可以確定黑洞的質量和位置。這樣的觀察可以用來排除可能的替代品，例如中子星。透過這種方式，天文學家已經在雙星系統中識別出眾多恆星黑洞候選者，並確定位於銀河系核心的名為人馬座 A*的射電源包含一個約 430 萬太陽質量的超大質量黑洞。

2016 年 2 月 11 日，LIGO Scientific Collaboration和Virgo collaboration 宣佈首次直接探測引力波，代表首次觀測到黑洞合併。 2019 年 4 月 10 日，在事件視界望遠鏡（EHT） 於 2017 年對梅西耶 87星系中心的超大質量黑洞進行觀測後，釋出了第一張黑洞及其附近區域的直接影象。截至 2021 年，被認為是黑洞的最近的已知天體約為 1，500光年（460秒差距） 離開（見最近的黑洞列表）。雖然迄今為止在銀河系中只發現了幾十個黑洞，但據認為有數億個，其中大部分是孤立的，不會產生輻射。因此，它們只能透過引力透鏡檢測到。

黑洞的決定性特徵是事件視界的出現——物質和光只能透過它向內進入黑洞質量的時空邊界。任何東西，甚至光，都無法從事件視界內逃脫。事件視界之所以被稱為事件視界，是因為如果事件發生在邊界內，則來自該事件的資訊無法到達外部觀察者，因此無法確定此類事件是否發生。

正如廣義相對論所預測的那樣，質量的存在會使時空變形，使得粒子所走的路徑向質量彎曲。在黑洞的事件視界，這種變形變得如此強烈，以至於沒有任何路徑可以離開黑洞。

對於遠處的觀察者來說，黑洞附近的時鐘似乎比遠離黑洞的時鐘走得更慢。由於這種效應，稱為引力時間膨脹，落入黑洞的物體在接近事件視界時似乎變慢，需要無限的時間才能到達它。同時，從固定的外部觀察者的角度來看，該物體上的所有過程都會減慢，導致該物體發出的任何光都顯得更紅和更暗，這種效應稱為引力紅移。最終，墜落的物體逐漸消失，直到看不見為止。通常，此過程發生得非常快，物體會在不到一秒的時間內從視野中消失。

另一方面，掉入黑洞的堅不可摧的觀察者在穿過事件視界時不會注意到任何這些影響。根據他們自己的時鐘，在他們看來正常滴答作響，他們在有限的時間後穿過事件視界，而沒有注意到任何奇異的行為；在經典廣義相對論中，由於愛因斯坦的等效原理，不可能從區域性觀測確定事件視界的位置。

處於平衡狀態的黑洞事件視界的拓撲結構始終是球形的。對於非旋轉（靜態）黑洞，事件視界的幾何形狀恰好是球形的，而對於旋轉黑洞，事件視界是扁圓的。

鑑於黑洞的奇異特性，長期以來人們一直質疑這種物體是否真的存在於自然界中，或者它們是否僅僅是愛因斯坦方程的病態解。愛因斯坦自己錯誤地認為黑洞不會形成，因為他認為坍縮粒子的角動量會使它們的運動穩定在某個半徑。這導致廣義相對論界多年來一直否定所有相反的結果。然而，少數相對論者繼續主張黑洞是物理物體，到 1960 年代末，他們已經說服了該領域的大多數研究人員，認為事件視界的形成沒有障礙。

黑洞的形成與演化

模擬兩個黑洞碰撞

彭羅斯證明，一旦事件視界形成，沒有量子力學的廣義相對論就需要在其中形成一個奇點。不久之後，霍金表明許多描述大爆炸的宇宙學解決方案都具有奇點，而沒有標量場或其他奇異物質（參見“彭羅斯-霍金奇點定理”）。［需要澄清］克爾解、無毛定理和黑洞熱力學定律表明，黑洞的物理性質簡單易懂，是值得尊敬的研究物件。常規黑洞是由恆星等重天體引力坍縮形成的，但理論上它們也可以由其他過程形成。

引力坍縮

銀河系中心被黑洞撕裂的氣體雲（2006 年、2010 年和 2013 年的觀測分別以藍色、綠色和紅色顯示）。

當物體的內部壓力不足以抵抗物體自身的引力時，就會發生引力坍縮。對於恆星來說，這通常是因為恆星所剩的“燃料”太少而無法透過恆星核合成維持其溫度，或者是因為本來穩定的恆星以不會提高其核心溫度的方式接收額外的物質。在這兩種情況下，恆星的溫度都不再高到足以防止它在自身重量下坍塌。恆星成分的簡併壓力 可能會阻止坍縮，從而使物質凝結成奇異的緻密狀態。結果是各種型別的緻密星之一。 如果外層被吹走（例如，在II 型超新星中），哪種型別的形式取決於原始恆星殘餘物的質量。殘餘物的質量，即在爆炸中倖存下來的塌縮物體，可能大大小於原始恆星的質量。超過 5 M ☉的殘餘物 是由坍縮前超過 20 M ☉的恆星產生的 。

如果殘餘物的質量超過大約 3–4 M ☉（Tolman-Oppenheimer-Volkoff 極限），要麼是因為原始恆星非常重，要麼是因為殘餘物透過物質吸積收集了額外的質量，甚至是簡併壓力中子不足以阻止坍縮。沒有已知的機制（除了可能的夸克簡併壓力，見夸克星）足以阻止內爆，物體將不可避免地坍縮形成黑洞。

藝術家對超大質量黑洞種子的印象

重恆星的引力坍縮被認為是恆星質量黑洞形成的原因。早期宇宙中的恆星形成可能產生了非常大的恆星，這些恆星在坍縮時會產生多達 10 個的黑洞3 米☉ 。 這些黑洞可能是在大多數星系中心發現的超大質量黑洞的種子。進一步有人提出，典型質量約為 10 的大質量黑洞5 M ☉可能是由年輕宇宙中氣體雲的直接坍縮形成的。這些大質量天體被提議作為最終形成已經在紅移時觀察到的最早類星體的種子{\displaystyle z\sim 7}{\displaystyle z\sim 7}。 在對年輕宇宙的觀察中已經發現了此類物體的一些候選者。

雖然引力坍縮過程中釋放的大部分能量都很快釋放出來，但外部觀察者實際上看不到這個過程的結束。儘管坍縮從墜落物質的參考系開始需要有限的時間，但由於引力時間膨脹，遠處的觀察者會看到墜落的物質緩慢並停在事件視界上方。來自坍縮物質的光到達觀察者的時間越來越長，而在事件視界形成之前發出的光延遲了無限長的時間。因此，外部觀察者永遠看不到事件視界的形成；相反，坍塌的物質似乎變得更暗，紅移也越來越多，最終消失。

原始黑洞和大爆炸

引力坍縮需要很大的密度。在宇宙的當前時代，這些高密度僅存在於恆星中，但在大爆炸後不久的早期宇宙中，密度要大得多，可能會產生黑洞。單靠高密度不足以形成黑洞，因為均勻的質量分佈不會讓質量聚成一團。為了在如此緻密的介質中形成原始黑洞，必須存在初始密度擾動，然後可以在自身引力的作用下生長。早期宇宙的不同模型對這些波動規模的預測差異很大。各種模型預測原始黑洞的產生範圍從普朗克質量（{\displaystyle m_{P}={\sqrt {\hbar c/G}}}{\displaystyle m_{P}={\sqrt {\hbar c/G}}}≈1。2 × 10 19 GeV/ c 2 ≈2。2 × 10 -8 kg ） 到數十萬個太陽質量。

儘管早期宇宙密度極高——比通常形成黑洞所需的密度要高得多——但它並沒有在大爆炸期間重新坍縮成黑洞。大小相對恆定的物體（例如恆星）的引力坍縮模型不一定以相同的方式適用於快速膨脹的空間，例如大爆炸。

高能碰撞

CMS 探測器中的模擬事件：可能產生微黑洞的碰撞

引力坍縮並不是產生黑洞的唯一過程。原則上，黑洞可以在達到足夠密度的高能碰撞中形成。截至 2002 年，沒有檢測到此類事件，無論是直接還是間接地作為粒子加速器實驗中質量平衡的缺陷。這表明黑洞的質量必須有一個下限。從理論上講，這個邊界預計位於普朗克質量周圍，預計量子效應將使廣義相對論的預測無效。這將使黑洞的產生完全遠離地球上或地球附近發生的任何高能過程。然而，量子引力的某些發展表明最小黑洞質量可能要低得多：例如一些膜世界場景將邊界低至1 TeV/攝氏度2。這使人們可以想象，在宇宙射線撞擊地球大氣層或可能在CERN的大型強子對撞機中發生的高能碰撞中產生微型黑洞。這些理論非常具有推測性，許多專家認為在這些過程中產生黑洞的可能性不大。即使能夠形成微型黑洞，預計它們也會在大約 10 -25秒內蒸發，不會對地球構成威脅。

生長

一旦黑洞形成，它可以透過吸收額外的物質繼續增長。任何黑洞都會不斷地從周圍吸收氣體和星際塵埃。這種生長過程是一些超大質量黑洞可能形成的一種可能方式，儘管超大質量黑洞的形成仍然是一個開放的研究領域。對於在球狀星團中發現的中等質量黑洞的形成，已經提出了類似的過程。黑洞也可以與其他物體合併，例如恆星甚至其他黑洞。這被認為很重要，尤其是在超大質量黑洞的早期生長過程中，這些黑洞可能是由許多較小的物體聚集而成的。這個過程也被提議作為一些中等質量黑洞的起源。

蒸發

1974 年，霍金預測黑洞並不完全是黑色的，而是在溫度為 ℏ c 3 /（8π GM k B ）時發出少量熱輻射；這種效應被稱為霍金輻射。透過將量子場論應用於靜態黑洞背景，他確定黑洞應該發射出顯示完美黑體光譜的粒子。自霍金髮表以來，許多其他人透過各種方法驗證了結果。如果霍金的黑洞輻射理論是正確的，那麼黑洞預計會隨著時間的推移縮小和蒸發，因為它們透過發射光子和其他粒子而失去質量。該熱譜的溫度（霍金溫度）與黑洞的表面引力成正比，對於史瓦西黑洞而言，它與質量成反比。因此，大黑洞比小黑洞發出更少的輻射。

1 M ☉的恆星黑洞的 霍金溫度為 62 毫微開爾文。這遠低於宇宙微波背景輻射的 2。7 K 溫度。恆星質量或更大的黑洞從宇宙微波背景中接收的質量比它們透過霍金輻射發射的質量要多，因此會增長而不是縮小。要使霍金溫度大於 2。7 K（並能夠蒸發），黑洞的質量需要小於月球。這樣一個黑洞的直徑將小於十分之一毫米。

如果黑洞非常小，預計輻射效應會變得非常強。質量與汽車相當的黑洞直徑約為 10 −24 m，需要 1 納秒才能蒸發，在此期間它的光度會短暫地超過太陽的 200 倍。預計質量較低的黑洞蒸發得更快；例如，一個質量為 1 TeV/ c 2的黑洞會在不到 10 −88秒的時間內完全蒸發。對於這樣一個小黑洞，量子引力效應預計將發揮重要作用，並且可以假設使這樣一個小黑洞穩定，儘管量子引力的當前發展並不表明情況如此。

據預測，天體物理黑洞的霍金輻射非常微弱，因此極難從地球上探測到。然而，一個可能的例外是在原初黑洞蒸發的最後階段發射的伽馬射線爆發。對這種閃光的搜尋已被證明是不成功的，並且對低質量原始黑洞存在的可能性提供了嚴格的限制。 2008 年發射的美國宇航局費米伽馬射線太空望遠鏡將繼續尋找這些閃光。

如果黑洞透過霍金輻射蒸發，一個太陽質量的黑洞將在 10 64年的時間內蒸發（一旦宇宙微波背景溫度低於黑洞的溫度就開始蒸發）。質量為10的超大質量黑洞11 M ☉將在大約 2×10 100年內蒸發宇宙中的一些怪物黑洞預計會繼續增長到大約 1014 M ☉在星系超星系團坍縮期間。即使是這些也會在長達10106年的時間尺度內蒸發。