對於我們這些不了解天文學和物理學的人來說,黑洞是什麼?

我們來看一下業餘天文學家、研究人員及作家Martin Silverant在天文在線上的回答：「

我會分四個部分回答這個問題：

第一，黑洞是什麼？第二，黑洞是如何形成的？第三，為什麼黑洞會有如此強烈的引力場？第四，黑洞的解剖結構是什麼？

首先，黑洞是什麼？

黑洞是空間中的一個位置，它的引力場非常強，以至於其逃逸速度超過了光速。這意味著你需要大於光速的速度(在物理上這是不可能的)才能逃離黑洞。

因為沒有光可以逃脫黑洞，所以它是黑色的。當然，這不是你襯衫的那種黑色，因為襯衫它的黑色是能夠反射光線的。而黑洞，它根本不反射光線，所以它是最黑的。

【下面的圖片是對黑洞的一個很好的類比，在黑洞中，超過某一點的水流是如此強烈，以至於再大的速度也不足以逃離它。

這確實是一個相當完美的類比，因為雖然我們不能直接研究黑洞，並且我們也不能觀察得到它們或觀察它們的內部（我們只能從它們影響周圍恆星的引力場中推斷出它們的存在，我們可以看到來自流入物質的輻射），但我們可以研究黑洞的類比，其中一個研究霍金輻射(黑洞被認為是一個緩慢蒸發的過程)的類比利用了水流。】

了解了黑洞是什麼，我們來聊聊黑洞是如何形成的。

這一切都始於一顆大質量恆星。當恆星將氫聚變成更重的元素時(這一過程被稱為熱核聚變)，產生的熱量會產生一個向外的壓力，這會抵消來自重力的內力。本質上，熱壓可以防止恆星在自身引力下坍塌，只要恆星有燃料熔化並產生熱量，熱壓和重力就是平衡的(稱為流體靜力平衡)。

在某一時刻，恆星耗盡了燃料，這意味著熱壓降低，而重力就會佔據主導地位。這就是核心塌陷發生的時候。核心塌陷發生之後，有三種情況：末端質量低於錢德拉塞卡極限的太陽質量1.4倍的恆星將坍縮成白矮星，末端質量介於錢德拉塞卡極限和託爾曼—奧本海默—沃爾科夫極限(即TOV極限)之間的恆星將成為中子星，末端質量高於TOV極限的恆星將成為黑洞。這個末端質量與至少25倍於太陽質量的初始質量相關。

【我們不妨假設上圖中的恆星有30個太陽質量。當核心坍塌時，會發生一種稱為超新星的爆炸，它會將大量物質噴射到太空中。這則是一張真實的超新星圖像。

在下面的圖像中，你可以看到恆星的初始質量與其結束質量之間的關係。對於一顆初始質量是太陽30倍的恆星來說，它的最終質量大約是4個太陽質量—足以形成一個黑洞。

我在圖片上標出了兩行，作為如何閱讀這幅圖片的例子。一顆初始質量為25M(太陽質量)的恆星，其末端質量約為2M(要記住TOV限制為2-3M)。我還用藍色標記了一顆30M的恆星，正如你所看到的，它的末端質量是4M。此外，你也可以看到，任何初始質量低於25M的恆星都將成為質量為0.88M-1.44M的中子星。】

接著，我們不妨研究一下，為什麼黑洞會有如此強烈的引力場。

首先，我們要了解一個關鍵的部分：引力場的強度取決於兩個因素，一，物體的質量；二，你離物體的距離有多遠。

【我們來看上面的恆星，它的半徑比中子星和黑洞大得多。然而，這一比例還遠遠不夠，因為中子星和黑洞遠遠小於這個比例。雖然太陽的直徑為139.14萬公裡(和1個太陽質量)，但中子星的直徑通常約為20公裡(大約1.4個太陽質量)，一個質量為3個太陽質量的黑洞被認為被壓縮到一個點，儘管在這個質量下它的史瓦西半徑(或引力半徑)約為8.86公裡(直徑17.73公裡)。稍後，我會更多地談到史瓦西半徑。

這裡有三個質量增加，但半徑減小的物體。現在，雖然由於質量的不同，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，那麼為了使得來自恆星的引力場與來自中子星的引力場相同，你必須在恆星內部。但是，要體驗與普通恆星相同的中子星引力場，你需要遠離它直到一段距離之外(由中子星周圍的黃色圓圈表示)。所以你看，在質量相同但半徑較小的情況下，你可以更接近中子星，就像你可以接近普通恆星一樣，所以你會在中子星的表面體驗到更強的引力場，就像普通恆星上的引力場一樣。黑洞有更大的質量和更小的半徑(假設是點源)，所以當你接近它時，它的引力場真的很極端。極端到即使是在宇宙中速度最快的光也不能逃逸，就像我們一開始看到的那樣。】

最後，我們再來看看，去解剖一個黑洞，它的結構會是什麼。

【現在我們先來看看有趣的部分。黑洞的成分是什麼？在下面你可以看到黑洞相關部分的簡化版本。首先，我們會談到黑洞是如何壓縮到一點的。至少，這是假設的，儘管在現實中我們的確不知道黑洞是否真的是一個點源。不管這個點源是物理的還是數學的，它被稱為引力奇點。這個奇點有一個逃逸速度超過光速的區域，這個區域由史瓦西半徑定義。這個甚至連光也逃不出黑洞的邊界叫做視界，這是時空中的邊界。

在質量曲線時空，黑洞之中的情況下，質量密度曲線時空，以至於光被捕獲。下面的圖像給出了一些概念，儘管如此，請記住，這是空間扭曲的二維表示，而實際上空間是三維扭曲的。因此，更好的設想是時空向內彎曲，形成一個重力井(如下圖中的b所示)。

準備好學習更多技術性的東西了嗎？讓我們來看看更完整的黑洞解剖圖。下圖是史瓦西黑洞，這是一個最普遍的黑洞模型。這是一個不帶電荷的非旋轉黑洞。人們認為不存在不旋轉的黑洞，但史瓦西度規提供了一個簡單的黑洞模型。再往下我們再去看一個旋轉的黑洞。

如你所見，與基本的黑洞解剖學相比，這裡還有兩到三個額外的組成部分。黑洞有一個外視界和一個內視界，或稱柯西視界。柯西地平線的一側包含封閉的類空間測地線，另一側包含封閉的類時間測地線。測地線是曲線空間中兩點之間的最短路徑。當物質落入黑洞時，它會走儘可能短的路徑，在柯西地平線之外，時空測地線會顛倒過來。因此，在內部事件視界之外，你不再是在空間中旅行，而是在時間中旅行。因此，如果你跨過這條地平線，你將走向你不可避免的未來，而那，就是奇點。

在史瓦西半徑之外，有一個被稱為光子球的邊界，在那裡，重力足夠強，以至於光子(光粒子)被迫在軌道上運動。超出該邊界，你會向事件視界移動，但在光子球體處，光子將在軌道上移動至少一小段時間(軌道不穩定)。光子繞圈運行的有趣之處在於，當你位於光子球體時，從你後腦勺開始的光子會圍繞黑洞運行，然後會被你的眼睛捕捉到，所以你會極有效率地看到你的後腦勺。這很奇妙，不是嗎？

最後，讓我們來看看旋轉黑洞，它要麼是克爾黑洞(不帶電荷的旋轉黑洞)，要麼是克爾—紐曼黑洞(帶電荷的旋轉黑洞)。而黑洞只有三個基本屬性：質量、電荷和角動量(自旋)。

恆星不停旋轉，當一顆大質量的恆星坍縮成黑洞時，它的角動量不僅在黑洞中守恆，而且隨著半徑的大幅減小，它的角動量也會增加。試想一個滑冰運動員，當她收緊雙臂時，她的旋轉速度會增加，因為這會降低她的轉動慣量。

由於離心力的作用，黑洞的旋轉使得史瓦西半徑變得扁平。另外，引力奇點不再是點源，而是二維環奇點。旋轉黑洞的另一個重要的附加成分是勢層，這是一個超出外部事件視界的區域。電氣球在旋轉黑洞的兩極接觸到事件視界，並在赤道延伸到更大的半徑，根據黑洞的旋轉速度，電氣球的形狀要麼是扁球體，要麼是南瓜形。

當黑洞旋轉時，它在旋轉方向上扭曲時空的速度隨著距離視界的距離而減小，這意味著離視界較近的時空將比距離視界較遠的空間扭曲得更嚴重。此過程稱為框架拖動。由於這種拖拽效應，除非對象相對於局部時空以比光速更快的速度移動，否則相對於遠距離的外部觀察者而言，勢層內的對象不會顯得靜止不動，而這是不可能的。然而，由於勢層位於事件視界之外，該區域內的物體仍然可以通過黑洞的旋轉而獲得速度而逃離黑洞。】

作者: Quora

FY: 羅導

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