黑洞

牛顿力学

历史上，第一个意识到一个致密天体密度可以大到连光都无法逃逸的人是英国的自然哲学家约翰·米歇尔。他在1783年写给亨利·卡文迪什一封信中提出这个想法的，他认为一个和太阳同等质量的天体，如果半径只有3公里，那么这个天体是不可见的，因为光无法逃离天体表面。
1796年，法国物理学家拉普拉斯曾预言：“一个质量如250个太阳，而直径为地球的发光恒星，由于其引力的作用，将不允许任何光线离开它。由于这个原因，宇宙中最大的发光天体，却不会让我们看见”。拉普拉斯依据牛顿万有引力定律求得黑洞半径。拉普拉斯描述的这种天体，是表面的逃逸速度大于光速的天体。任何运动物体如果小于此速度，最多只能绕星体旋转而不能到远方去，如果表面逃逸速度大于光速，那么光线就不能传到远方去，远方得不到它的光线，它就成了完全黑暗的天体。尽管“黑洞”（black hole）一词是在1968年由美国天体物理学家约翰·惠勒提出来，但拉普拉斯描述的正是黑洞这种天体。

广义相对论

1915年12月，在爱因斯坦发表广义相对论1个月后，德国天文学家卡尔·史瓦西即得到爱因斯坦场方程的精确解，能够对于点质量与球形质量所产生的引力场给出描述，这包括史瓦西度规和史瓦西半径等等概念，该精确解算出，如果某天体全部质量都压缩到很小的“引力半径”范围之内，所有物质、能量（包括光线）都被引力囚禁在内，从外界看，这天体就是绝对黑暗的存在，也就是黑洞。
1934年，德国天文学家沃尔特·巴德和瑞士天文学家弗里茨·兹威基指出，当一个衰老的大质量恒星核无法再通过热核反应产生能量时，它有可能会通过重力坍缩的过程坍缩为一个中子星或黑洞。1939年，美国物理学者奥本海默计算出，一颗质量超过太阳质量3倍（奥本海默极限）而又没有任何热核反应的“冷恒星”，一定会在自身引力的作用下坍缩成为黑洞，也就是说该恒星已经成为死亡遗骸。1974年，霍金提出黑洞蒸发的概念，认为在黑洞周围，在虚粒子产生的相对瞬间，会出现四种可能性：直接湮灭、双双落入黑洞、正粒子落入黑洞而负粒子逃脱、负粒子落入黑洞而正粒子逃脱，而且最后一种可能性最低。霍金据此进一步提出了微型黑洞（也称为原初黑洞）的概念。
现代物理中的黑洞理论创建在广义相对论的基础上。由于黑洞中的光无法逃逸，所以我们无法直接观测到黑洞。然而，可以通过测量它对周围天体的作用和影响来间接观测或推测到它的存在。比如说，在黑洞吸入恒星时，其周围会形成吸积气盘，盘中气体剧烈摩擦，强烈发热，而发出X射线。借由对这类X射线的观测，可以间接发现黑洞并对之进行研究。
2015年，霍金针对黑洞信息佯谬提出新解，指出黑洞有出口，就算掉进去也出得来。他在瑞典皇家理工学院于瑞典首都斯德哥尔摩举办的会议上，对黑洞能否吞噬任何物体发表了看法。他认为黑洞无法吞噬和消灭物理消息，这和爱因斯坦相对论中提出的观点相反，霍金理论认定黑洞在旋转就有可能通往另一个宇宙，但是你会无法回到我们的宇宙，所以严格来说掉入黑洞有可能全身而退，只是永远从本宇宙消失。消息在黑洞内是以全息影像的方式存储的，且非存储在黑洞内部，而是存储在黑洞的边界，也就是所谓的事件视界。英国南安普敦大学理论物理学家玛莉凯·泰勒（Marika Taylor）则表示霍金论点可以成为一家之言，但没有制造实验的方法之前，黑洞信息佯谬的争议还将持续。

探测黑洞合并的引力波

2015年9月14日，LIGO引力波天文台首次成功地对引力波进行了直接观测。这一信号与两个黑洞合并产生的引力波的理论预测相符:一个黑洞约有36个太阳质量，另一个黑洞约有29个太阳质量。这一观测结果为黑洞的存在提供了迄今为止最具体的证据。例如，引力波信号表明，两个物体在合并前的分离距离只有350公里(大约是推测质量所对应的史瓦西半径的4倍)。因此，这些物体一定非常紧致，留下黑洞是最合理的解释。
更重要的是，合并后衰荡(Ringdown)的开始也被LIGO观测到，即新形成的紧致物体安定至静止状态时产生的信号。可以说，衰荡是观测黑洞最直接的方法。从LIGO信号中可以提取出衰荡主导模式的频率和衰减时间。从这些结果可以推断出最终物体的质量和角动量，这与黑洞合并的数值模拟所得到的独立预测相吻合。由于光子球的几何形状，决定主导模式的频率和衰减时间。因此，对这种模式的观察证实了光子球的存在，但它不能排除黑洞以外，有其他足够紧密以致于产生光子球的奇异替代品。
该观测也为恒星质量黑洞双星的存在提供了第一个观测证据。此外，这是第一次观测到重达25倍或更多太阳质量的恒星质量黑洞。
2016年6月15日，宣布第二次探测到来自黑洞碰撞的引力波事件，以及其他引力波事件也被观测到。

黑洞照片

2019年4月10日，事件视界望远镜项目的科学家发表了对M87星系中心黑洞进行观测得到的影像，这是人类首次对黑洞进行直接观测。同时首次被拍摄到照片的黑洞取名为Powehi，它是夏威夷语词汇，意指“无穷创造的深美源头”。

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，质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，但是即使大质量（相当于太阳质量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。恒星质量越大寿命越短，若一颗恒星较另一颗恒星质量大三倍，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”，塌缩的结果因其质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，质量较太阳大3倍以上的恒星最终将成为“黑洞”。此极限称为奥本海默极限。
当前公认的理论认为，黑洞只有三个物理量可以测量到：质量、电荷、角动量。也就是说：对于一个黑洞，一旦这三个物理量确定下来了，这个黑洞的特性也就唯一地确定了，这称为黑洞的无毛定理，或称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。

温度

就辐射谱而言，黑洞与有温度的物体完全一样，而黑洞所对应的温度，则反比于黑洞视界的重力强度。换句话说，黑洞的温度取决于它的大小。

若黑洞只是太阳的几倍重，它的温度大约比绝对零度高出亿分之一度，而更大的黑洞温度则更低。因此这类黑洞所发出的量子辐射，一律会被大爆炸所留下的2.7 K辐射（宇宙背景辐射）完全淹没。

光子球

光子球是个零厚度的球状边界。在此边界所在位置上，黑洞的重力所造成的重力加速度，刚好使得部分光子以圆形轨道围着黑洞旋转。对于非旋转的黑洞来说，光子球大约是史瓦西半径的一点五倍。这个轨道不是稳定的，随时会因为黑洞的成长而变动。
黑洞外围假想表面是包覆着的光子球层，如果光线与光子球层以切线方式擦身而过，那引力便能抓取光子将之沿着光子球层，永远绕着黑洞旋转，类似卫星绕地球旋转一般。
其他的致密星如中子星、夸克星等也可能会有光子球。

能层

能层（Ergosphere，又称Frame Dragging或是Lense Thirring Effect，“兰斯-蒂林效应圈”），转动状态的质量会对其周围的时空产生拖拽的现象，这种现象称作参考系拖拽。“旋转黑洞”才有参能层，也就是黑洞南北极与赤道在时空效应上有所不同，这会产生一些奇妙的效应来让我们有机会断定其实实在在是一颗黑洞的特征之一。
观测者可以利用光圈效应及能层，观测进入或脱离黑洞的光子的运动，透过间接的手段，例如粒子含量的分布及潘罗斯过程（“旋转黑洞”的能量拉出过程），来间接了解其重力的分布，透过重力的分布重新创建出其能层。这种观测方式，只有双星以上的系统才能够进行这样的观测。
黑洞周围由于引力强大的因素，理论预期会发生“时间场异常”现象，这包含了周围的“参考系拖拽圈”及“事件视界”效应。
此外，由于时间物理学尚未发展，时间意义失效的区域，当前物理学还无能力进行探讨。

黑洞合并

黑洞的合并会发射强大的引力波，新的黑洞会因后座力脱离原本在星系核心的位置。如果速度够快，它甚至有可能脱离星系母体。

原初黑洞

原初黑洞是理论预言的一类黑洞，当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。原初黑洞的质量与密度不均匀处的尺度有关，因此原初黑洞的质量可以小于恒星坍塌生成的黑洞，根据霍金的理论，黑洞质量越小，蒸发越快。质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发时发出的高能伽玛射线。

大爆炸

大爆炸之后最初的一小段时间内有着极高的压强与温度。如此情况下，物质密度的简单波动就可能造成局部区域的密度达到形成黑洞的条件。尽管大多数的高密度区域很快因宇宙的膨胀而散开，但本地的黑洞则会保持稳定直至今日。

生长

黑洞可经由互相并吞来增加质量和大小。

蒸发

根据霍金的理论，黑洞质量越小，蒸发越快。质量非常小的黑洞将会蒸发，而恒星坍塌形成的黑洞的蒸发时标一般长于宇宙时间。

恒星生成

有一种说法:当黑洞吞噬星体，会喷出伽马射线，在伽马射线的前端会聚集气体，形成恒星。