什麼是黑洞？
黑洞，具有如此強的引力場，其逃逸速度超過光速。這意味著你需要一個大於光速(物理上不可能)的速度才能逃離黑洞，如下圖所示。
在廣義相對論中，質量扭曲的時空取決於質量密度，所以當你在一個很小的區域內收集大量的質量時，時空曲線會嚴重到連光都會被困住。由於黑洞不會反射，因此它完全是黑色的。
下面的影象是黑洞的一個很好的類比，在一定的範圍內，水流是如此的強烈以至於沒有足夠的速度來逃逸。但是請注意，下面的影象是二維表示，而黑洞是三維的。
黑洞是如何形成的？
一切都是從一顆巨大的恆星開始的。當恆星將氫熔合成更重的元素時(這一過程被稱為熱核聚變)，產生的熱量產生了一種向外的壓力，這種壓力與來自引力的向內作用力相反。從本質上說，熱壓力可以防止恆星在自身引力作用下塌縮，只要恆星有燃料來熔化併產生熱量，熱壓力和引力就處於平衡狀態，稱為流體靜力平衡。
在某一點上，恆星耗盡燃料，這意味著熱壓力降低，引力接管。這是一個核心崩潰發生的時候。恆星末端質量低於錢德拉塞卡極限--1.4倍太陽質量的恆星將崩潰為白矮星。恆星末端質量介於錢德拉塞卡極限和托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限(TOV極限)--2-3倍太陽質量之間的恆星將成為中子星。恆星末端質量超過TOV極限的恆星將成為黑洞。
假設上面影象中的恆星是30太陽質量。當核心崩塌時，會發生一次爆炸，稱為超新星，將大量的物質噴射到太空中。下面是一個真正的超新星的影象：
在下面的圖片中，您可以看到恆星的初始質量與其質量的關係。對於初始質量為太陽質量30倍的恆星來說，它的最終質量大約是4個太陽質量，這足以形成一個黑洞。
影象中的兩個標記示例。初始質量為25M(M為太陽質量)的恆星末端質量約為2M(TOV極限為2-3M)。我還用藍色標記了一顆30M的恆星，如你所見，它對應的末端質量也是4M，你可以看到，任何初始質量低於25M的恆星，都會變成質量為0.88-1.44M的中子星。
為什麼黑洞有如此強的引力場？
現在，關鍵的一點來了。引力場的強度取決於兩個因素：
·物體的質量。
·你離物體有多遠。
如果你看一下上面的恆星，它的半徑比中子星和黑洞大得多。然而，由於中子星和黑洞比這小得多，所以比例相差很遠。雖然太陽的直徑為1392000千米(1個太陽質量)，但中子星的直徑通常約為20公里(約為1.4個太陽質量)，一個有3個太陽質量的黑洞，它在這個質量上的施瓦茨海爾德半徑(或引力半徑)約為8.86公里(直徑17.72公里)。
這裡的三個物體，質量增大，半徑減小。現在，儘管由於質量的不同，這三個物體都有不同強度的引力場，但它們的半徑也是至關重要的。如果我們假設這三個物體的質量相同，但大小不同，那麼為了體驗來自恆星和中子星的相同引力場，你必須在恆星內部。然而，要從中子星經歷與普通恆星相同的引力場，你可以離它很遠(用中子星周圍的黃色圓圈表示)。所以你看，在相同質量但半徑較小的情況下，你可以更接近中子星，就像你接近普通恆星一樣，你會在中子星表面體驗到比普通恆星強得多的引力場。黑洞有更多的質量和更小的半徑，所以當你接近它時，它的引力場是非常極端的。極端到連宇宙中速度最快的光都無法逃脫。
至於我們如何理解黑洞，有兩種方法：
1、觀察：儘管你不能直接觀察黑洞，但有些方法可以間接地觀察黑洞，因此可以更多地瞭解它們。
如果黑洞在進食，你可以觀察吸積盤。隨著物質螺旋進入黑洞，它形成一個吸積盤，它被加熱並因此發出明亮的光芒，當太多的物質試圖在極點中盤旋並被排出時，會發出X射線和可能的伽馬射線。
你可以觀察到黑洞附近的恆星的軌道。由於黑洞對環繞黑洞的恆星施加引力影響，透過觀察恆星的角度和速度，因此可以推斷出有巨大的物體影響它們。
你可以觀察引力透鏡。具有高質量扭曲時空的物體，因此光本身在所謂的引力透鏡中變得彎曲。透過測量多少光線曲線，可以推斷出黑洞的存在和質量。
原則上還可以觀察霍金輻射。目前的技術無法觀測到這種效應，因為訊號會被宇宙微波背景輻射淹沒。
2、理論研究：在理論物理學方面也有進展，因為這是深入瞭解黑洞事件背後的可能性的唯一途徑。然後還有黑洞資訊悖論。霍金將量子場論應用到黑洞時空中，表明黑洞將輻射黑體輻射的粒子，稱為霍金輻射，霍金輻射隨時間慢慢蒸發黑洞。這對物理學提出了一個主要疑問，因為它意味著構成落入黑洞的物質的資訊永遠丟失，而守恆定律表明資訊永遠不會丟失。多年來，人們一直在試圖解決這個問題。
什麼是黑洞？
黑洞，具有如此強的引力場，其逃逸速度超過光速。這意味著你需要一個大於光速(物理上不可能)的速度才能逃離黑洞，如下圖所示。
在廣義相對論中，質量扭曲的時空取決於質量密度，所以當你在一個很小的區域內收集大量的質量時，時空曲線會嚴重到連光都會被困住。由於黑洞不會反射，因此它完全是黑色的。
下面的影象是黑洞的一個很好的類比，在一定的範圍內，水流是如此的強烈以至於沒有足夠的速度來逃逸。但是請注意，下面的影象是二維表示，而黑洞是三維的。
黑洞是如何形成的？
一切都是從一顆巨大的恆星開始的。當恆星將氫熔合成更重的元素時(這一過程被稱為熱核聚變)，產生的熱量產生了一種向外的壓力，這種壓力與來自引力的向內作用力相反。從本質上說，熱壓力可以防止恆星在自身引力作用下塌縮，只要恆星有燃料來熔化併產生熱量，熱壓力和引力就處於平衡狀態，稱為流體靜力平衡。
在某一點上，恆星耗盡燃料，這意味著熱壓力降低，引力接管。這是一個核心崩潰發生的時候。恆星末端質量低於錢德拉塞卡極限--1.4倍太陽質量的恆星將崩潰為白矮星。恆星末端質量介於錢德拉塞卡極限和托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限(TOV極限)--2-3倍太陽質量之間的恆星將成為中子星。恆星末端質量超過TOV極限的恆星將成為黑洞。
假設上面影象中的恆星是30太陽質量。當核心崩塌時，會發生一次爆炸，稱為超新星，將大量的物質噴射到太空中。下面是一個真正的超新星的影象：
在下面的圖片中，您可以看到恆星的初始質量與其質量的關係。對於初始質量為太陽質量30倍的恆星來說，它的最終質量大約是4個太陽質量，這足以形成一個黑洞。
影象中的兩個標記示例。初始質量為25M(M為太陽質量)的恆星末端質量約為2M(TOV極限為2-3M)。我還用藍色標記了一顆30M的恆星，如你所見，它對應的末端質量也是4M，你可以看到，任何初始質量低於25M的恆星，都會變成質量為0.88-1.44M的中子星。
為什麼黑洞有如此強的引力場？
現在，關鍵的一點來了。引力場的強度取決於兩個因素：
·物體的質量。
·你離物體有多遠。
如果你看一下上面的恆星，它的半徑比中子星和黑洞大得多。然而，由於中子星和黑洞比這小得多，所以比例相差很遠。雖然太陽的直徑為1392000千米(1個太陽質量)，但中子星的直徑通常約為20公里(約為1.4個太陽質量)，一個有3個太陽質量的黑洞，它在這個質量上的施瓦茨海爾德半徑(或引力半徑)約為8.86公里(直徑17.72公里)。
這裡的三個物體，質量增大，半徑減小。現在，儘管由於質量的不同，這三個物體都有不同強度的引力場，但它們的半徑也是至關重要的。如果我們假設這三個物體的質量相同，但大小不同，那麼為了體驗來自恆星和中子星的相同引力場，你必須在恆星內部。然而，要從中子星經歷與普通恆星相同的引力場，你可以離它很遠(用中子星周圍的黃色圓圈表示)。所以你看，在相同質量但半徑較小的情況下，你可以更接近中子星，就像你接近普通恆星一樣，你會在中子星表面體驗到比普通恆星強得多的引力場。黑洞有更多的質量和更小的半徑，所以當你接近它時，它的引力場是非常極端的。極端到連宇宙中速度最快的光都無法逃脫。
至於我們如何理解黑洞，有兩種方法：
1、觀察：儘管你不能直接觀察黑洞，但有些方法可以間接地觀察黑洞，因此可以更多地瞭解它們。
如果黑洞在進食，你可以觀察吸積盤。隨著物質螺旋進入黑洞，它形成一個吸積盤，它被加熱並因此發出明亮的光芒，當太多的物質試圖在極點中盤旋並被排出時，會發出X射線和可能的伽馬射線。
你可以觀察到黑洞附近的恆星的軌道。由於黑洞對環繞黑洞的恆星施加引力影響，透過觀察恆星的角度和速度，因此可以推斷出有巨大的物體影響它們。
你可以觀察引力透鏡。具有高質量扭曲時空的物體，因此光本身在所謂的引力透鏡中變得彎曲。透過測量多少光線曲線，可以推斷出黑洞的存在和質量。
原則上還可以觀察霍金輻射。目前的技術無法觀測到這種效應，因為訊號會被宇宙微波背景輻射淹沒。
2、理論研究：在理論物理學方面也有進展，因為這是深入瞭解黑洞事件背後的可能性的唯一途徑。然後還有黑洞資訊悖論。霍金將量子場論應用到黑洞時空中，表明黑洞將輻射黑體輻射的粒子，稱為霍金輻射，霍金輻射隨時間慢慢蒸發黑洞。這對物理學提出了一個主要疑問，因為它意味著構成落入黑洞的物質的資訊永遠丟失，而守恆定律表明資訊永遠不會丟失。多年來，人們一直在試圖解決這個問題。