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白起 生平
前276年，白起率军攻打魏国，夺取两座城池。
前273年，赵、魏两国进攻韩国的华阳（今河南省鄭州市南），韩国国相派陈筮求救于魏冉。魏冉请求秦昭襄王出兵，秦昭襄王命白起和客卿胡阳率军救韩。秦军采取出其不意、攻其不备的方针，长途奔袭八天后突然出现在华阳战场，然后趁赵、魏联军不备发动进攻，大败赵、魏联军。此战秦军共俘虏三名将领，斩首魏军13万，魏将芒卯败逃；赵国将领贾偃被击败，秦军杀死溃退渡河的赵军2万人。秦军占领华阳并乘胜攻取魏国的卷县（今河南省原阳县西）、蔡（今河南省上蔡县西南）、中阳（今河南省郑州市东）、长社（今河南省长葛市东北）和赵国的观津（今山东省观城县西）。白起又率军经过北宅（今河南省郑州市北），进围魏国首都大梁。经魏国大夫须贾游说魏冉以及魏安僖王答应派段干崇割让南阳郡后，秦国才罢兵。秦国将观津送还赵国，并与赵国相约攻打齐国。
白起 生平
魏国人范雎因受迫害逃往秦国，受到秦昭襄王的重用。范雎针对秦国屡次跨越韩、魏两国作戰，劳师动众却又收获很小的缺点，向秦昭襄王提出著名的远交近攻的策略：用恩威并用的办法亲近魏、韩两国，威胁楚、赵两国，迫使齐国恐惧后主动依附秦国，待齐国依附后然后再向临近秦国的韩、魏两国发动进攻，拓展土地。秦昭襄王采纳范雎的建议，对临近的韩、魏两国发动进攻。
前264年，秦昭襄王命白起进攻韩国的陉城（今山西省曲沃县东北）、汾城（今山西省临汾市北），斩首5万并沿汾河修筑防御工事到广武（今山西省代县西）。
次年，又率军封锁太行山以南、黄河以北的道路。
白起 生平
秦国于前262年出兵进攻韩国的野王（今河南省沁阳市），野王投降，切断上党郡同韩国本土的联系。韩桓惠王大为恐慌，派阳城君出使秦国献上党郡求和，但上党郡郡守靳黈不愿降秦，韩桓惠王于是派冯亭接替靳黈。冯亭也不愿降秦，于是同上党郡的百姓谋划说：“通往韩国的道路已被切断，秦国军队正在逼进，韩国不能救应，不如将上党献给赵国。赵国如果接受我们，秦国恼怒，必定攻打赵国。赵国遭到武力攻击，必定亲近韩国。韩、赵两国联合起来，就可以抵挡秦国。”于是便派使者通报赵国。赵孝成王同平阳君赵豹商议此事，平阳君说：“圣人把无功受益看作是祸害，秦国自认为上党之地唾手可得，冯亭不将上党交给秦国，是想嫁祸给赵国，接受它带来的灾祸要比得到的好处大的多。”赵孝成王又召见平原君赵胜和赵禹商议，二人说：“动员百万大军作战，经年累月，也攻不下一座城池。如今坐受十七座城池，这是大利，不可失去机会。”赵孝成王说：“接受上党的土地，秦国必定来进攻，谁能来抵挡？”平原君说：“廉颇勇猛善战、爱惜将士，可以为将。”赵孝成王于是封冯亭为华阳君，派平原君去上党接收土地，同时派廉颇驻军长平（今山西省高平市西北）。
白起 生平
前261年，秦国派兵攻占韩国的缑氏（今河南省偃师市缑氏镇）和纶氏（今河南省登封市西南）。
次年，秦昭襄王又派左庶长王龁攻取上党，上党的百姓纷纷逃亡到赵国，赵军在长平接应上党的百姓。四月，王龁向长平的赵军发动进攻，廉颇迎战。秦赵两军士兵时有交手，赵军士兵击伤秦军的侦察兵，秦军的侦察兵斩杀赵军的裨将茄，双方战事逐步扩大。六月，秦军攻破赵军阵地，攻下两座城堡，俘虏四名尉官。七月，赵军筑起围墙，坚守不出。秦军强攻，夺下西边的营垒，俘虏两名尉官。廉颇固守营垒等待秦軍糧草已盡則自退兵，雖然秦军屡次挑战，赵兵都坚守不出。此時秦軍糧草將盡, 但赵孝成王仍多次指责廉颇不与秦军正面交战，秦国丞相范雎又派人到赵国施行反间计，说：“廉颇很容易对付，秦国最害怕的是马服君赵奢的儿子赵括。”赵孝成王早已恼怒廉颇坚守不战，将秦国的反间计信以为真，于是派赵括接替廉颇。
白起 生平
秦昭襄王得知赵括担任主将后，暗地里派白起接替王龁担任主将。由白起担任上将军，王龁担任尉官副将，并且严令军中不要走漏消息，否则格杀勿论。赵括接任主将后，一改廉颇的作战方针，主动出兵进攻秦军。秦军佯装战败溃退，赵军乘胜追击，一直追到秦军营垒，但秦军营垒十分坚固，不能攻破。白起命一支25000人的突袭部队截断赵军的后路，又命一支5千人的骑兵部队插入赵军与营垒之间，将赵军主力分割成两支孤立的部队，同时切断赵军的粮道，并派出轻装精兵向赵军发动多次攻击。赵军作战失利，于是原地建造壁垒，等待援兵到来。秦昭襄王得知赵军主力的粮道被截断，亲自前往河内郡，加封当地百姓爵位一级，并征调全国十五岁以上的青壮年集中到长平战场，拦截赵国的援兵。
白起 生平
到了九月，赵军主力已经断粮四十六天，士兵们相互残杀为食。赵括将剩余的赵军编成四队，轮番进攻四、五次后仍不能突围。最后赵括亲率精锐士兵突围，结果被秦军乱箭射死，赵国士兵20万向白起投降。白起与手下将领谋划说：“赵国人民反复无常，之前秦攻下上党，那里的民众却全都跑回赵国。如果不全部杀掉他们，恐怕再生事端。”白起用欺骗的手段，命手下士卒将赵国降兵全部杀死，只留下年纪尚小的士兵240人放回赵国报信。长平之战前后斩杀赵兵45万人，赵国上下一片震惊。战争结束后，秦军清扫战场收集头颅，因头颅太多而堆积成台，名叫“白起台”。
長平之戰後，趙國主力部队被尽数歼灭，全国上下沉浸在失去亲人的痛苦之中。
白起 生平
前259年，秦军再次攻占上党郡，并且兵分三路：王龁一路攻下武安（今河北省武安市西南）、皮牢（今山西省翼城县东北）；司马梗一路攻下太原郡；白起亲率大军攻打赵国首都邯郸（今河北省邯郸市），准备一举灭亡赵国。韩、赵兩國大為恐慌，韩桓惠王决定割地求和，而赵孝成王亲自前往秦国拜见秦昭襄王，并与大臣赵郝约定割让六座城池与秦国和谈。两国又派遣使者携带重金對秦相范雎進行游说。范雎擔心白起功高影響自己的仕途，以秦国士兵征战操劳需休养为由，劝说秦昭襄王答应韩、赵两国求和。秦昭襄王听从范雎的建议，答应韩国割让垣雍（今河南省原阳县西北）、赵国割让六座城池为条件进行和谈。双方于正月停战，白起得知此事后与范雎产生矛盾。
白起 生平
赵孝成王准备按和约割让六城时，大臣虞卿认为割地给秦国，只会让秦国更加强大，不抵抗割地求和只能加速赵国的灭亡。虞卿建议以六座城池贿赂齐国，交好燕、韩，联合魏、楚共同抗秦，赵孝成王采纳虞卿的建议，在国内积极备战。秦昭襄王见赵国违约不割六城，反而与东方诸国联合对付秦国，准备进攻赵国。白起此时患病，不能带军征战。秦昭襄王向其询问，白起说：“长平之战中，秦军大胜，赵军大败。秦国人战死的给予厚葬，受伤的给予精心治疗，有功绩的设酒食给予慰劳，百姓假借祭祀之名聚会，浪费财物；赵国人战死的无人收殓，受伤的得不到治疗，军民哭泣哀号，齐心协力恢复生产。虽然现在大王所派的兵力三倍于以前，但我预料赵国的守备力量是以前的十倍。赵国从长平之战以来，君臣都忧愁恐惧，早上朝，晚退朝，用谦卑的言辞、贵重的礼品向四方派出使节，与燕、魏、齐、楚结为友好盟邦。他们千方百计，同心同德，致力于防备秦国来犯。现在赵国国内财力充实，加上外交成功，在这个时候不能攻打赵国”。
白起 生平
秦昭襄王不听从白起的劝告，于前258年派五大夫王陵攻打邯郸，赵国军民奋起反抗，阵亡五校军队也没有取得成果。此时，白起痊愈，秦昭襄王又派范雎见白起，对他说：“当年楚国土地方圆五千里，战士百万。您率领数万军队攻打楚国，攻下楚国国都，烧毁他们的宗庙，一直打到东面的竟陵，楚国人震惊，向东迁都而不敢向西抵抗。韩、魏两国动员大批军队，而您率领的军队不及韩、魏联军的一半，却和它们大战于伊阙，大败韩、魏联军。现在赵国士卒死于长平之战的有十分之七、八，赵国虚弱，希望您能领兵出战，一定能消灭赵国。您以少敌多，都能大获全胜，更何况现在是以强攻弱，以多攻少呢？”白起说：“当年楚王依仗他的国家强大，不顾国政，大臣们居功自傲，嫉妒争功，百姓离心离德，城池也不修缮，所以我才能领兵深入楚国，占领很多城池，建立功勋。伊阙之战中，韩魏两国相互推诿，不能同心协力，所以我有机会集中精锐，组织劲旅，出其不意地进攻魏军。魏军已经战败，韩军自然溃散，然后乘胜追击败军，所以我才能获胜。秦国在长平大败赵军，不趁赵国恐慌时灭掉它，反而坐失良机，让赵国得到时间休养生息，恢复国力。现在赵国军民上下一心，上下协力。如果攻打赵国，赵国必定拼死坚守；如果向赵军挑战，他们必定不出战；包围其国都邯郸，必然不可能取胜；攻打赵国其他的城邑，必然不可能攻下；掠夺赵国的郊野，必然一无所获。我国对赵国出兵毫无战功，诸侯就会产生抗秦救赵之心，赵国一定会得到诸侯的援助。我只看到攻打赵国的危害，没有看到有利之处。”白起从此称病不起。
范雎将白起的话转告给秦昭襄王，秦昭襄王发怒，说：“没有白起，我就不能消灭赵国吗？”于是另派王龁接替王陵攻打赵国，又派郑安平率军5万增援。秦军包围赵都邯郸八、九个月，死伤人数很多，也没有攻下。赵军不断派出轻兵锐卒，袭击秦军的后路，郑安平也因遭到赵军的包围率部投降。楚公子春申君同魏公子信陵君率领数十万士兵救援赵国，秦军损失很大。这时白起说：“秦王不听我的意见，现在怎么样了？”秦昭襄王听后大怒，亲自去见白起，强迫他前去赴任。白起叩头对秦王说：“我知道出战不会取得成功，但可以免于获罪；不出战虽然没有罪过，却不免会被处死。希望大王能够接受我的建议，放弃攻打赵国，在国内养精蓄锐，等待诸侯内部产生变故后再逐个击破。”秦昭襄王听后转身而去。
秦昭襄王免去白起的官爵，將其貶為普通士卒，命其離開咸阳（今陕西省咸阳市东北）迁往陰密（今甘肃省灵台县百里乡），但白起患病，没有立即动身。过了三个月，前方秦军战败的消息接踵而来，秦昭襄王更加愤怒，于是命人驱逐白起。白起走出咸阳西门十里路，到了杜邮（今陕西省咸阳市东北）时，范雎对秦昭襄王说：“白起被流放后很不服气且口出怨言。”于是秦昭襄王派使者赐给白起一把剑命他自尽。白起仰天长叹道：“我到底有什么过错竟落得这般结果？”过了一会说道：“我本来就该死。长平之战赵国投降的士兵有几十万人，我用欺诈之术把他们全都活埋了，这足够死罪了。”白起随后自杀。《战国策》记载为白起离开咸阳七里时，被秦昭襄王所派使者绞杀。白起的副将司马靳（司马错之孙）也一同被赐死。
白起被赐死后，诸侯列国都举杯庆贺，而秦国人都同情他有功无罪而死，大小城邑都祭祀他，并自发在咸阳为其修建祠堂。
秦始皇时追念白起的战功，封其子白仲于太原，白起的后代子孫世代为太原人。
白起 军事思想
白起擅长野战和攻城战，在作战前和作战时，重视掌握和分析敌方虚实强弱。例如伊阙之战中发现韩魏两国军队相互推诿，不能同心协力的弱点取得大胜；邯郸之战时发现失去灭亡赵国的最佳时机后拒不领兵。在与强敌作战时，不与敌军正面会战，采取先弱后强的战术分批蚕食敌军。例如鄢郢之战白起率数万军队在方圆五千里、士兵百万的楚国境内长途奔袭作战；长平之战避免与赵军主力会战，引诱赵军进入包围圈后进行蚕食。在敌军落败时，乘胜迎势，穷追猛打。例如伊阙之战、华阳之战和长平之战后乘胜扩大战果。白起战术灵活多变，能根据当地地形地貌制定战略战术。例如鄢城之战的水攻、华阳之战的长途奔袭作战等。白起还擅长采取攻心为上的策略，例如鄢郢之战中火烧楚国先王陵墓夷陵，长平之战坑杀赵国降卒，皆大幅挫伤敌方的士气。
白起 评价
白起是一名优秀的军事将领，他一生攻城七十余座，歼灭近百万敌军，无一败绩，使诸侯闻风丧胆。白起卓越的军事才能被历朝历代所称颂，例如：
此外，白起为秦国居功至伟却落得自杀收场的惨淡结局，许多人都对这位军事天才的死感到惋惜。
白起在战争中大肆屠杀战俘，尤其以长平之战后活埋40万赵军将卒最为残忍。主要對白起的負面評價在於藐视生命、滥杀降俘的行为招致普遍的非议。
班固评价白起：若秦因四世之胜，据河山之阻，任用白起、王翦豺狼之徒，奋其爪牙，禽猎六国，以并天下。穷武极诈，士民不附，卒隶之徒，还为敌仇，猋起云合，果共轧之。斯为下矣。凡兵，所以存亡继绝，救乱除害也。故伊、吕之将，子孙有国，与商、周并。至于末世，苟任诈力，以快贪残，急城杀人盈城，争地杀人满野。孙、吴、商、白之徒，皆身诛戮于前，而国灭亡于后。报应之势，各以类至，其道然矣。
白起 白家始祖
晚唐诗人白居易在《太原白氏家状二道·故巩县令白府君事状》中写道：
“白氏芈姓，楚公族也。楚熊居太子建奔郑，建之子胜居于吴、楚间，号白公，因氏焉。楚杀白公，其子奔秦，代为名将，乙丙已降是也。裔孙曰起，有大功于秦，封武安君，后非其罪，赐死杜邮，秦人怜之，立祠庙于咸阳，至今存焉。及始皇思武安之功，封其子仲于太原，子孙因家焉，故今为太原人。自武安以下凡二十七代”。
在此，白居易追溯了家族太原白氏的谱系，认为白起的先祖为楚国公族白公胜，白公胜因谋反失败自杀，其子逃至秦国，后代世代为秦将，白起即为其后裔，而白起之子白仲受秦始皇敕封于太原，其后代在此繁衍生息。白居易因此认定太原白氏是秦将白起的嫡系血脉。但这一说法的可靠性尚需证实。另据《新唐书·宰相世系表》记载，白起的祖先为秦穆公的将领白乙丙，白起为其远代后裔，后代以白为氏 。
白起 纪念
《水经注》记载渭水北岸离咸阳十七里建有杜邮亭，亭内设有白起祠。因年久失修，唐、宋时期的白起祠已荡然无存。1990年，白氏族人对其进行了整修，成为祭祀白起的场所。
唐肃宗时将白起等历史上十位武功卓著的名将供奉于武成王庙内，被称为武庙十哲。宋徽宗时，白起位列宋武庙七十二将之一。现台湾嘉义县东石乡先天宫供奉白起为“白府千岁”，為負責除瘟的五年千歲之一，享有香火。
白起墓位于咸阳市东郊、渭河北岸的任家咀，秦时此地称杜邮。1970年，中国人民解放军3530工厂在此地施工时发现白起墓，墓中出土兵器、佩剑等文物。白起墓呈圆形，底部直径19米，墓高8米。1982年，白起墓被陕西省政府列为重点文物保护单位。
白起渠又名武镇百里长渠，是战国时期最早的军事水利工程。前279年，秦昭襄王派遣白起进攻楚国，进兵鄢城，遭遇楚国重兵把守。久攻不下之时，白起利用鄢城周围的地形，在距鄢城百里之外的武安镇蛮河河段上游垒石筑坝，开沟挖渠，引水攻破鄢城，战后百姓用此渠灌溉农田。
白起 纪念
唐、宋、元时期曾多次对白起渠进行整修，使其发挥良好的灌溉作用。1939年，张自忠驻防宜城县，通电请求湖北省政府修复白起渠。1942年，白起渠修复工程动工，为纪念张自忠，将白起渠改名为荩忱渠。但施工五年，未能修成。中华人民共和国成立后，白起渠修复工程再上议题。1953年5月1日，白起渠修复工程完工。今白起渠西起南漳县武安镇西3.5公里的谢家台，东至宜城市郑集镇赤湖村附近岛口入汉水，全长49.25千米。2008年，白起渠被湖北省政府列为第五批省级文物保护单位。
《 太平廣記》〈趙文昌傳〉中記載：「(趙)文昌復甦.....與人曰『吾嘗於幽冥見周武帝，囑予曰：『卿既是我舊臣，今還家，為吾向隋皇帝說。吾諸罪並欲辯了，唯滅佛法罪重，未可得免。望與吾營少功德，冀茲福祐，得離地獄。』昌受辭而行。及出南門，見一大糞坑中，有人頭髮上出。昌問之，引人答云：『此是秦將白起，寄禁於此，罪尤未了。』」《洞冥實錄》亦有此記載。
白起 纪念
高平烧豆腐是山西地区的名吃，此菜来源于白起。前260年长平之战，四十万赵军降卒被白起坑杀。白起的残暴激起了赵国百姓的愤怒，他们把豆腐比作“白起肉”，用炉火烧烤，再把豆腐渣用蒜泥和姜搅拌做“蘸头”调味，来发泄心中的仇恨。经过这种方法烹饪后的豆腐味道新鲜，于是烧豆腐在高平境内流传了下来，成为一道名菜。
白起 纪念
长篇历史小说《东周列国志》中，白起于第九十三回《赵主父饿死沙丘宫 孟尝君偷过函谷关》中登场，参与了与泾阳君一同追击赵武灵王的行动中。在第九十五回《说四国乐毅灭齐 驱火牛田单破燕》中，白起同诸侯联军一起参与了济西之战。在第九十八回《质平原秦王索魏齐 败长平白起坑赵卒》中详细的描写了长平之战后白起坑杀赵国降兵的过程：白起将赵国降兵分为十队，由秦国将领统帅，又在赵国降兵中编入20万秦军士兵，然后赐给酒肉，欺骗他们说：“明天要从赵国降兵中挑选精锐，编入秦军，老弱病残可以返回赵国。”赵国降兵于是放松警惕。当日夜晚，白起命令秦军士兵头裹白布，没有裹布的就是赵国降兵，全部活埋，侥幸逃出军营的被蒙骜和王翦所率的巡逻军砍杀，四十万赵国降兵一夜被屠戮殆尽。其余事迹与《史记·卷七十三·白起王翦列传》所记载的白起生平相同。《东周列国志》还提到，唐朝末年，有一天打雷，震死一只牛，牛腹有“白起”二字，议论者认为白起杀人太多，所以数百年后，仍然受到轉世为家畜受雷击的报应。
此外，现代作家孙皓晖的历史小说《大秦帝国·第三部·金戈铁马》中，白起也是重要人物之一。
白起作为影视形象多次出现在电视剧、元曲、京剧等影视作品中。
2004年上映的电视剧《荆轲传奇》中，白起由徐锦江饰演。
2008年上映的电视剧《西风烈》中，白起由巍子饰演。
2012年上映的连续剧《大秦帝國之縱橫》中，白起由孙霆饰演。
2015年《芈月传》中由曾虹畅饰演成年后的白起。
2017年的连续剧《大秦帝国·第三部·崛起》中，白起由邢佳棟饰演。
此外，在白起还出现在元曲《保成公径赴渑池会》、京剧《将相和》、《窃兵符》中。
2019年《皓鑭傳》第28集出場的白起，由 於彥凱 飾演。
白起 延伸阅读
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《史記/卷073》，出自司馬遷《史記》
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昆汀·塔伦蒂诺
昆汀·傑羅姆·塔倫提諾（英語：，/ˌtærənˈtiːnoʊ/，1963年3月27日—），美國男導演、編劇、監製和演員。他電影的特色為非線性敘事的劇情、諷刺題材、暴力美學、架空歷史以及新黑色電影的風格。
塔倫提諾是一位電影迷，且曾在影帶出租店工作過，且一邊進行培訓。他的職業生涯開始於1980年代末，他自編自導了1987年的短片《我最好朋友的生日》，並為1993年電影《絕命大煞星》提供電影劇本。1990年代初，塔倫提諾成為了一名獨立電影的監製和推出首部執導長片《霸道橫行》; 該片於1992年上映並被奉為經典和邪典上的一震撼彈，它被《帝國雜誌》稱為「史上最偉大的獨立電影」。1994年，塔倫提諾趁勢拍了第二部電影《黑色追緝令》，這也成為了一個他職業生涯相當重要的關鍵和商業上的成功，電影被《娛樂周刊》評為在過去的25年來（1983年至2008年）最偉大的新黑色犯罪電影。他於1997年推出了黑人剝削電影電影《黑色終結令》，該片改編自小說《朗姆混合酒》。
昆汀·塔伦蒂诺
他的另一代表作《追殺比爾》类似傳統的復仇電影，但融合了日本劍道、中國武術、義大利式西部片和義大利式犯罪片，该作分成兩部電影發行，第一部和第二部分別上映於2003年、上映於2004年。塔倫提諾的2007年電影《不死殺陣》是與好友勞勃·羅里葛茲共同合作的《刑房》中的一部分連映電影。
而他拖延已久的《惡棍特工》是一部關於刺殺納粹德國領導人的虛構歷史故事，電影發布於2009年並獲得普遍好評。2012年，他的《決殺令》是一部設定於戰前世代的美國深南部的背景作品；除了好評外也成為他職業生涯最賣座的電影（全球票房4.25億美元）。塔倫提諾的第八部電影《八惡人》於2015年底以70毫米電影的格式在美國限定地區上映，並獲得了正面的評價。
昆汀·塔伦蒂诺
他的第九部電影《從前，有個好萊塢》於2019年暑期上映，是塔倫提諾職業生涯中最高的開盤週末成績（美國首週末開出4030萬美元的票房），故事背景設定於架空歷史的1969年洛杉磯，主要描述美國60年代洛杉磯的蓬勃與衰落，該片獲得正面的評價，也在影獎季競賽中入圍和贏得許多獎項。
塔倫提諾的電影叫好又叫座。他曾獲得多項大獎，其中包括兩座奧斯卡金像獎、四座金球獎、兩座英國電影學院獎和一座金棕櫚獎，並還提名過黃金時段艾美獎與葛萊美獎。他受《時代雜誌》於2005年評為「全球100名最具影響力的人物」。影評人及歷史學家彼得·波丹諾維茲也曾稱他為「在他那世代中最有影響力的導演」。
昆汀·塔伦蒂诺 個人生活
昆汀·塔伦蒂诺出生在田纳西州的诺克斯维尔，他的父亲托尼·塔伦蒂诺是名意大利裔的演员，母亲康妮·麦克休有切罗基人和爱尔兰人血统。塔倫天奴在出道前當過租片店店員，並特別留意顧客愛看的類型，他提到這是日後的靈感來源之一。
他和一些演藝圈女性有過戀愛關係，例如演員美娜·索菲諾、茱麗·德雷福斯、莎兒·傑克森、導演艾利森·安德斯、蘇菲亞·哥普拉、喜劇演員凱西·格里芬、趙牡丹。他提到鄔瑪·舒曼是他的繆斯女神，但澄清說和她之間的感情完全是柏拉圖式的。
昆汀·塔伦蒂诺 個人生活
他最好的朋友之一是罗伯特·罗德里格兹，兩人甚至互稱兄弟。他們的合作遠從《殺出個黎明》開始，該片由塔倫天奴編劇，罗德里格兹執導，《荷里活有間怪酒店》（兩人共同編劇與執導），《萬惡城市》一直到《刑房》。是塔倫提諾建議罗德里格兹他的《殺手悲歌》三部曲的最終作名為《英雄不回頭》，對塞吉歐·李昂尼名作《萬里狂沙萬里仇》和《義薄雲天》致敬。兩人也都是製作公司法外之徒製片公司的成員。（該公司所屬著名導演還包括了吳宇森和盧貝松）。罗德里格兹曾幫他的《追殺比爾2：愛的大逃殺》製作配樂，只收了一塊錢。他後來在罗德里格兹2005年作品《萬惡城市》中負責執導了一個場景，也只收了一塊。罗德里格兹也是帶領他進入數位電影攝影法的人。在這之前，他是一直支持傳統攝影法的。
他也是日本導演三池崇史的朋友。他曾請三池在艾利·羅斯的電影《殺人慾室》中客串。塔倫天奴後來在三池的電影《日式牛仔一品鍋》的片頭出現作為回報。
在《花花公子》的訪問，他提到在拍《追殺比爾》時自己會吸大麻和用搖頭丸。
他在超脫樂團1993年的專輯《母體》後面感謝名單裡出現，但他名字卻被拼錯了。他於是乎在《黑色追緝令》的原聲帶感謝名單中加上超脫樂團，但附一行字“RIP Kurt”（寇特·柯本是該樂團主唱）。寇特和他太太寇特妮·洛芙拒絕演出《黑色追緝令》中的蘭斯和茱蒂。
於2014年11月曾說過，自己將在導演完第十部電影後退休，截至《從前，有個好萊塢》為止，已經導完九部電影。然而，當談論到《星際爭霸戰》是否為昆汀執導的最後一部也就是第十部電影時，他持保留態度，不確定是否會這麼做。
昆汀·塔伦蒂诺 風格
其作品常以分格鏡頭，非線性敘事法進行。另外，場景中常有大量的髒話，以及誇張的血腥與死亡場面。其血腥畫面不著重寫實與恐懼感，而在人物對暴力輕鬆舒暢的態度及幽默造成的有趣不協調感，將暴力娛樂化。
其劇中人物時常有暱稱，例如《黑色追緝令》中的Honey Bunny、Pumpkin，《落水狗》中的Heist Crew、Stuntman Mike、Jungle Julia，《杀死比尔》中的許多角色。
其中也常出現“墨西哥式決鬥”場景，即好幾人持槍互相指著對方的場景，這是刻意模仿1960年至1970年代意大利式西部片的做法。
他的《黑色追緝令》對當代電影界有著深遠的影響，例如後來的一些電影佳作如蘇格蘭電影《猜火車》、德國電影《羅拉快跑》、巴西電影《上帝之城》以及墨西哥電影《愛情像母狗》等明顯受其影響。他所導演電影的主要特點是善於借鑑多種電影手法，把暴力娛樂化（即所謂的「暴力美學」），而不是像奧利佛·史東等現代主義導演那樣利用電影中的暴力來反思社會制度。
昆汀·塔伦蒂诺 風格
在2012年的《视与听》杂志中，昆汀·塔伦蒂诺列出了自己心中的史上前十二佳片：《獨行俠決鬥地獄門》、《赤膽屠龍》、《計程車司機》、《女友禮拜五》、《終極雷霆彈》、《皆大歡喜》、《龍虎榜》、《魔女嘉莉》、《意亂情迷》、《天下第一拳》，以及《钻石与罪犯》，其中《黄金三镖客》是昆汀最喜爱的电影。
他也是凯文·史密斯的支持者，而史密斯的《無事生非》和他的《黑色追緝令》則在同期發表。他並在1997年提過，史密斯的《猜·情·尋》是他最喜愛的電影之一。
2020年，葛莉塔·潔薇在棕櫚泉國際影展上頒發「年度導演獎」給塔倫提諾時致詞說道：
「…他的電影可以殺死希特勒、解放黑奴、並給莎朗蒂多一個夏天…他使電影本身像電影一樣重要，就像它們是高級藝術，它們確實是。它們用誇張的說法向普羅大眾講出最深刻的真理，並充滿信心地相信，每個人都將因經驗而變得更好。」，讓塔倫提諾導演感動落淚。
昆汀·塔伦蒂诺 風格
在2012年 Sight & Sound 雜誌，每10年舉辦一次最佳電影的投票，當代導演被要求選出10部電影。然而，塔倫提諾選擇了12部，列表如下：
2019年，IndieWire 網站整理出塔倫提諾最喜歡的30部電影（不分先後順序）：
2020年，塔倫提諾在《首映》雜誌專訪時表示，由大衛·芬奇執導的《社群網戰》是他2010年代心目中第一名的電影，其次是由克里斯多福·諾蘭執導的《敦克爾克大行動》。
昆汀·塔伦蒂诺 作品列表
他長期與特定某幾位演員合作，其中與森姆·積遜（Samuel L. Jackson）次數最多（共合作六次）。
昆汀·塔伦蒂诺 纪录片
BBC在1994年拍摄了一部昆汀·塔伦蒂诺的纪录片《好莱坞奇才昆汀·塔伦蒂诺》（Quentin Tarantino: Hollywood's Boy Wonder）。
黑洞
黑洞（英語：）是一種類星體，因自身極高的密度而產生極大的引力，以致所有的粒子與光等電磁輻射都無法逃逸。廣義相對論預測，足夠緊密的質量可以扭曲時空形成黑洞；不可能從該區域逃離的邊界稱為事件視界。雖然事件視界的範圍決定了穿越黑洞的物體是否被吸入其中，但其邊界本身並沒有可被觀測的特徵：黑洞不會反光，就像一個理想的黑體。
此外，彎曲時空中的量子場論預測，事件視界發出的霍金輻射，如同黑體的光譜一樣，可以用來測量與質量反比的溫度。恆星質量的黑洞，溫度往往在数十亿分之一K，因此基本上無法觀測到。
最早在18世紀，約翰·米歇爾和皮耶-西蒙·拉普拉斯就考慮過引力場強大到光線都無法逃逸的物體。1916年，卡爾·史瓦西發現了第一個能用来表征黑洞的廣義相對論精確解（也就是史瓦西黑洞），然而大衛·芬克爾斯坦在1958年才首次發表史瓦西解做為一個無法逃脫空間區域的解釋。長期以來，黑洞一直被認為僅僅來自數學上的好奇。在20世紀60年代，理論工作顯示這是廣義相對論的一般預測。約瑟琳·貝爾·伯奈爾在1967年發現中子星，激發了人們引力坍縮形成的緻密天體可能是天體物理中的實體的興趣。
黑洞
預期恆星質量的黑洞會在恆星的生命週期結束的坍塌時形成。黑洞形成後，它可以經由吸收周邊的物質來繼續生長。透過吸收其它恆星並與其它黑洞合併，可能形成數百萬太陽質量（M☉）的超大質量黑洞。人們一致認為，大多數星系的中心都存在著超大質量黑洞。
黑洞的存在可以透過它與其它物質和電磁輻射（如可見光）的交互作用推斷出來。落在黑洞上的物質會因為摩擦加熱而在黑洞的两极产生明亮的X射线喷流。吸积物质在落入黑洞前围绕黑洞以接近光速的速度旋转，并形成包裹黑洞的扁平吸积盘，成為宇宙中最亮的一些天體。如果有其它恆星圍繞著黑洞運行，它們的軌道可以用來確定黑洞的質量和位置。這種觀測可以排除其它可能的天體，例如中子星。經由這種方法，天文學家在許多聯星系統確認了黑洞候選者，並確定銀河系核心被稱為人馬座A*的電波源包含一個超大質量黑洞，其質量大約是430萬太陽質量。
黑洞
2016年2月11日，LIGO科学合作组织和Virgo合作組宣佈第一次直接觀測到引力波，這也代表第一次觀測到黑洞合併。迄2018年12月，已經觀測到11件引力波事件，其中10件是源自黑洞合併，只有1件是中子星碰撞。2019年4月10日，首次發佈了黑洞及其附近的第一張影像：使用事件視界望遠鏡在2017年拍攝到M87星系中心的超大質量黑洞。
黑洞 歷史
最早預言黑洞存在的人是英國牧師約翰·米歇爾，他在寫給亨利·卡文迪什的一封信（讀於1783年11月27号，次年发表在《自然科学会报》）中，曾提出過有質量大到連光都無法逃離之天體的想法。米歇爾假設這種天體的密度與太陽密度相同，以簡單的計算得出結論：當這種天體的直徑超過太陽直徑的500倍時，其表面的逃逸速度將超過光速，就會形成這樣的天體。米歇爾正確地指出，這種超大質量但沒有輻射的物體，可以透過它們對附近可見物體的引力效應來觀測。當時的學者對這種隱藏在視野中的巨型、但看不見的恆星的建議極感興趣，可是當19世紀光的波動說戰勝微粒說時，熱情就減弱了。因為如果光是波而不是粒子，就不清楚重力對逃逸光波的影響（如果有的話）。
除此之外，現在的物理學還否定了米歇爾光從超大質量恆星的表面徑直射出，然後由於恆星的引力運動減緩、停止，然後以自由落體落回恆星表面的想法。
黑洞 歷史
1915年，愛因斯坦發展出他的廣義相對論理論，率先顯示引力確實會影響光的運動。僅僅幾個月後，卡爾·史瓦西就發現描述愛因斯坦重力場方程式質點和球體質量的解。比史瓦西晚幾個月，約翰內斯·德羅斯特的學生亨德里克·勞侖茲也獨立的給出同樣的質點解決方案，並更廣泛的敘述關於它的特性。這個解在現在所謂的史瓦西半徑處有一個奇面，愛因斯坦方程式中的度規分量在奇面是發散的。當時，對這種奇面的本質並不瞭解。1924年，亞瑟·愛丁頓顯示，在改變座標後奇面會消失（參見艾丁頓-芬克爾失態因座標）。然而，直到1933年喬治·勒梅特才意識到這意味著史瓦西半徑處的奇面是非物理的座標奇點。然而，愛丁頓在1926年的一本書中評論了將一顆恆星的質量壓縮到史瓦西半徑的可能性，指出愛因斯坦的理論允許我們排除像參宿四這樣的恆星有過高密度的可能性，因為一顆半徑2.5億公里的恆星，其密度不可能像太陽這樣的高。第一，引力的力量會很大，光無法逃離它，光會像石頭落回地球一樣的掉回恆星。第二，譜線的紅移將非常巨大，以至於存在的可見光譜會消失。第三，質量會造成巨大的時空扭曲，以至於恆星周圍的空間會封閉，使我們難以窺見（即無該處）。
黑洞 歷史
1931年，蘇布拉馬尼安·錢德拉塞卡使用狹義相對論計算出無自轉電子簡併物質的質量上限（現在稱為錢德拉塞卡極限），在超過1.4太陽質量之後沒有穩定的解。他的論點遭到當代許多同儕的反對，例如愛丁頓和列夫·朗道。他們認為有一些未知的機制會阻止崩潰。它們有部分是正確的：一顆質量比錢德拉塞卡極限稍大一點的白矮星將坍塌成中子星，而這本身是穩定的。但是，羅伯特·歐本海默和其它人在1939年預測，超過另一個極限（歐本海默極限，TOV）的中子星，會因為錢德拉塞卡提出的原因而進一步坍塌，並提出沒有物理定律可能介入阻止，至少有一些恆星會坍塌成黑洞的結論。他們最初的計算，基於泡利不相容原理，給出0.7 M☉；隨後對強力-介導中子-中子排斥的考慮，將估計值提高到大約1.57 M☉至3.0 M☉。中子星合併事件GW170817的觀測結果被認為不久後會產生一個黑洞，將TOV極限估計值優化為大約2.17 M☉。
黑洞 歷史
歐本海默和他的合作者將史瓦西半徑邊界處的奇點解釋為這是一個時間停止氣泡的邊界。對於外部觀測者來說，這是一個有效的外部觀點，但對於落入者來說則不是。由於這種屬性，坍塌的恆星被稱為"凍結的星星"。因為一位外部的觀測者將看到恆星的表面，在它崩潰的瞬間被凍結在史瓦西半徑。
1958年，大衛·芬克爾斯坦將史瓦西半徑的表面定義為事件視界：“是一個完美的單向膜，因果影響只能朝一個方向穿過”。這完全沒有違反歐本海默的結果，而是將其擴展成為包括下落的觀察者的觀點。芬克爾斯坦的解決方案擴展了史瓦西的解決方案，為陷入黑洞之觀察者的未來提供了解決方案。馬丁·克魯斯卡爾已經完整的發展出克魯斯卡爾坐標系，在敦促下發表。
這些結果出現在相對論黃金時代的開始，其特徵是廣義相對論和黑洞成為研究的主流。約瑟琳·貝爾·伯奈爾在1967年發現了脈衝星，有助於這一過程的說明；1969年，它被證明是快速自轉的中子星。在這之前，中子星像黑洞一樣，被認為是好奇心產生的理論；但是脈衝星的發現顯示了它們與物理的關聯性，並激發了人們對可能由重力崩潰形成的所有類型緻密物體進一步的興趣。
黑洞 歷史
在此期間還發現了黑洞的一般解。1963年，羅伊·克爾為自轉黑洞找到了精確解。兩年後，埃茲拉·紐曼發現同時帶有電荷和旋轉黑洞的正對稱解。通過維爾納·以色列、布蘭登·卡特、和大衛·羅賓遜等人的工作，出現無毛定理，指出固定黑洞解完全可以由克爾-紐曼度規的三個參數：質量、角動量和電荷來描述。
起初，有人懷疑黑洞解的奇怪特徵是強加對稱條件的病態偽影，並且在一般情況下不會出現奇點。尤其是抱有此種觀點的弗拉迪米爾·貝林斯基、伊萨克·马尔科维奇·哈拉特尼科夫、和葉夫根尼·利夫希茨，他們試圖證明一般解決方案中沒有奇點。然而，在1960年代後期，羅傑·潘洛斯和史蒂芬·霍金使用全域最佳解的技術證明奇點看起來是一般性的。
詹姆斯·巴丁、雅各布·貝肯斯坦、布兰登·卡特和霍金在20世紀70年代初期的導致黑洞熱力學的制定。這些定律通過質量與能量、面積與熵、還有表面重力和溫度，將黑洞的行為與熱力學定律進行類比。在1974年，霍金表示量子場論暗示黑洞應該會像黑體一樣輻射，其溫度與黑洞表面的引力成正比，預測了現在稱為霍金輻射的效應。
黑洞 歷史
約翰·米歇爾使用“暗星”（）這個詞，而在20世紀初期的物理學家使用的稱呼是“引力坍塌的物體”。科學作家Marcia Bartusiak追溯出“黑洞”這個名詞出自物理學家羅伯特·亨利·迪克，因為他在1960年代以進入的人幾乎都未能活著出來而惡名昭彰，被稱為加爾各答黑洞的監獄來比喻這種天體。
《生活》和《科學新聞》雜誌在1963年的出版品使用了黑洞這個名詞。1964年1月18日，科學記者安·尤因（Ann Ewing）在她報導美國科學促進協會在俄亥俄州克利夫蘭舉行會議的文章中使用了“太空中的黑洞”一詞。
據報導，在1967年12月的約翰·惠勒講座上，有一位學生提出了“黑洞”這個名詞；惠勒因其簡潔和有廣告價值而採用其成為術語，這才迅速地被推廣，因而導致有些人認為惠勒是這個名詞的創造者。
黑洞 屬性和結構
無毛猜想假設，一旦黑洞在形成後達到穩定狀態，黑洞就只有三個獨立的物理特性：質量、電荷、和角動量；黑洞沒有其它的特徵。如果猜想為真，則任何共用這些相同屬性或參數值的兩個黑洞，彼此將無從區分。根據現代物理學的定律，這種猜想對於真正的黑洞來說，是目前尚未解決的一個問題。
因為這些性質是可以從外部看見的，所以是特殊的。例如，帶電的黑洞可以像任何其它有電荷的物體一樣排斥其它相似的電荷。同樣的，在黑洞球體內部的總質量使用類比於高斯定律的引力，在遠離黑洞之處以ADM質量來發現。角動量同樣也可以透過參考系拖曳，從遠處來使用重力電磁場測量。
黑洞 屬性和結構
當物體落入黑洞時，任何有關該物體形狀或電荷分佈的物理訊息都會沿著黑洞的視界均勻的分散，而外部的觀測者會丟失這些資訊。在這種情況下，視界的行為是一種耗散系統，它與摩擦力和電阻的導電拉伸膜–膜范式的行為非常相似。這不同於其它的場，像是電磁學，因為它們是時間可逆的，在微觀的尺度上沒有任何摩擦或電阻。由於黑洞最終只獲得三個參數的穩定狀態，因此無法避免丟失有關初始條件的資訊：黑洞的引力和電場給出的進入資訊非常少。丟失的資訊包括無法在遠離黑洞視界的地方測量的每個數量，包括守恆定律以及總重子數和輕子數等的量子數。這種行為是如此的令人費解，被稱為黑洞資訊丟失悖論。
最簡單的黑洞是靜態的，既沒有電荷，也沒有角動量，而只有質量。這種黑洞通常被稱為史瓦西黑洞；卡爾·史瓦西在1916年就發現這個解。根據伯克霍夫定理，它是球對稱唯一的真空解。這意味著這種黑洞與相同質量的任何其它球體，其外部引力場在较大距離上沒有可以觀測到的差異。因此，只有在事件視界，黑洞才會吸進在其周圍的一切，而其外部的引力場與相同質量的任何其它天體一樣。
黑洞 屬性和結構
也存在描述更一般性黑洞的解。帶有電荷但不旋轉的黑洞由萊斯納-諾德斯特洛姆度規描述，克爾度規描述不帶電荷的自轉黑洞。克爾-紐曼度規則描述最一般的，具有電荷和角動量的靜止時空黑洞。
雖然黑洞的質量可以是任何的正數值，但電荷和角動量會受到質量的制約。在普朗克單位中，總電荷Q和總角動量J預期會滿足：
對質量為M的黑洞，具有滿足這種不等式可能質量的最小質量黑洞稱為極值黑洞。它們沒有事件視界，因而愛因斯坦方程的解否定這種不等式的存在。這個解被視為非物理的，稱為裸奇點，可以從外部觀察到。當它們是由現實物質的引力崩潰造成的，宇宙審查假說排除了這種奇點的形成；數值模擬則支援這一點。
由於電磁力的強度相對較大，由恆星坍塌形成的黑洞有望保持恆星接近電中性。然而在天文物理學中，預期自轉是緻密天體的一個普遍特徵。聯星黑洞候選者，X射線源GRS 1915+105似乎有接近最大允許值的角動量。沒有電荷的極限是：
允許定義無因次量自旋參數，得以滿足：
。。
黑洞通常依據其質量進行分類，並且與角動量J無關。黑洞的大小由事件視界的距離或是史瓦西半徑來決定，與質量M成正比。通過：
黑洞 屬性和結構
此處的 r s 是史瓦西半徑，M ⊙是太陽的質量。對於自旋和/或電荷非零的黑洞，半徑會較小。
直到極值黑洞可能有一個事件視界接近：
。
黑洞定義的特徵是事件視界的外觀——時空中的邊界，因為黑洞的質量使得物質和光只能向內。任何東西，甚至光，都無法從事件視界向外逃逸。因為發生在事件視界內的任何事件所產生的資訊，都無法到達外部，因此無法確定有甚麼事件是否發生。
正如廣義相對論所預測的，質量的存在使時空變形，使粒子的路徑朝向質量彎曲。在黑洞的事件視界，這種變形強烈到沒有任何路徑是遠離黑洞的。
對一位遙遠的觀測者來說，黑洞附近的時鐘滴答聲似乎比那些遠離黑洞的時鐘滴答聲響得慢，這被稱為引力時間膨脹。由於這種效應，一個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事件視界。同時，這個物體上所有的過程都在外部觀察者的視野中減速，導致物體發出的任何光線都顯得變紅和變暗，這種效應稱為重力紅移。最終，墜落的物體逐漸消失，直到他不再被看到。通常，此一過程發生得非常快，物件不到一秒鐘就會從視野中消失。
黑洞 屬性和結構
另一方面，落入黑洞而堅不可摧的觀察者在穿越事件視界時不會注意到任何可能相關的影響。在古典的廣義相對論中，由於愛因斯坦的等效原理，根據他們自己的時鐘，在他們看來這些時鐘在一個有限的時間內穿過事件視界，而沒有任何異常的行為。
在拓樸學中，處於穩定狀態的黑洞事件視界總是球形的。對於非旋轉（靜態）黑洞，事件視界的幾何形狀是精確的球形，而對於旋轉的黑洞，事件視界是傾斜的。
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。
像廣義相對論所描述的那樣，黑洞的中心可能位於一個引力奇點，是一個時空曲率變得無限的區域。對於非旋轉黑洞，這個區域是一個點的形狀；對於旋轉黑洞，它被塗抹在一個旋轉的平面上形成環奇點。在這兩種情況，奇點區域的體積都為零。這表明奇點區域包含黑洞解的所有質量。因此，奇點區域的質量可以被認為具有無限的密度。
黑洞 屬性和結構
進入史瓦西黑洞（即非旋轉且不帶電荷的黑洞）的觀測者一旦穿過事件視界，就无可避免的被帶入奇點。他們可以将这一过程延長，藉由加速離開延緩他們的下降，但都有其極限。當他們到達奇點，他們被擠壓至無限的密度，其質量被加至黑洞的總質量中。在此之前，他們將被不斷增強的潮汐力拉長而撕裂，這通常稱為麵條化或麵條效應。
帶有電荷（萊斯納-諾德斯特洛姆）或轉動的（克爾）黑洞，可能可以避開奇點。盡可能擴展方案的解，黑洞可以充當蟲洞，揭示黑洞有退出到不同時空可能性的假設。然而，前往另一個宇宙的可能性只是理論上的，因為任何的擾動都會摧毀這種可能性。它似乎也可以沿著可爾奇點繞著封閉類時曲線（回到自己的過去），這就像祖父悖論一樣，導致了因果關係 (物理)的問題。預期這些奇特的效應都不會存在於旋轉和帶電黑洞的量子處理中。
廣義相對論中奇點的出現通常被認為是理論崩潰的信號。然而，這些項目是預期中的。由於極高的密度，因此粒子的相互作用要以量子效應來描述這些動作。儘管有人試圖提出將量子效應和引力效應結合在一起的單一量子引力理論，迄今為止，還沒有能夠結果。一般預計，這種理論將不會有任何的奇點。
黑洞 屬性和結構
光子球是一個零厚度的球面邊界，任何以光子球的切線路徑經過的光子都將被困在圍繞著黑洞的圓形軌道上。對於非旋轉黑洞，光子球的半徑是史瓦西半徑的1.5倍。他們的軌道是動態不穩定的，因此任何小小的擾動，像是質點的墜入，都會導致不穩定，而且不穩定會隨著時間而增大，不是將光子提升至向外的軌道，導致它的逃逸；就是向內螺旋，最終會通過事件視界進入黑洞。
雖然光可以從光子球中逸出，但任何進入事件视界的光線都會被黑洞捕獲。因此，任何從光子球到達外部觀察者的光線，都必須由光子球和事件視界之間的物體發射。
其他的緻密天體，如中子星、夸克星等也可能會有光子球。
動圈是包圍著旋轉黑洞的一個區域，在這個區域裡，一切都不可能靜止不動。這是廣義相對論預測：任何旋轉的物質都會稍微拖動緊鄰它的時空，稱為參考系拖曳過程的結果。靠近旋轉物質的任何物體，都傾向於朝著旋轉方向移動。對於旋轉的黑洞，這種效應在事件視界附近非常強，以至於物體在相反方向上的移動速度必須快於光速才能靜止不動。
黑洞 屬性和結構
黑洞的動圈有體積，其內部邊界是黑洞事件視界的扁球體，外邊界是在事件視界外面的南瓜形，在兩極處與事件視界重合，但在赤道明顯的變寬。外邊界有時就稱為表面。
物質和輻射可以正常地從動圈逸出。通過潘羅斯過程，物體從動圈出來時可以有比它們進入時更多的能量。這種能量來自黑洞旋轉的能量，因此會導致黑洞的轉動變慢。在存在強磁場的情況下，潘羅斯過程的變化稱為布蘭德福–日納傑過程，被認為是類星體和其它活躍星系核的巨大光度和相對論性噴流的可能機制。
在牛頓的萬有引力定律框架内，測試粒子可以在距離中心物體的任意距離上穩定的運行。然而，在廣義相對論中，存在一個最內側的穩定圓軌道（通常稱為ISCO）。在它的內側，對圓軌道的任何微小擾動，都會導致其進入黑洞。ISCO的位置取決於黑洞的自旋，在史瓦西黑洞（無旋轉）的情況下為：
隨著黑洞自旋的增加，與自旋方向相反運行的粒子數量減少。
黑洞可以引入热力学的相关概念，此思想于1973年由雅各布·贝肯斯坦提出。
贝肯斯坦认为，假若黑洞没有熵，那么任意有熵的物体落入黑洞后将导致宇宙中熵的减少，违背热力学第二定律，因此黑洞应当具有熵。考虑到热力学第二定律中，封闭系统的熵不会减少，这类似于1971年霍金提出的面积不减定理。因此，贝肯斯坦指出黑洞的熵与表面积有关。
已经证明，任意黑洞满足微分方程：
这类似于经典理论中旋转刚体的熵：
贝肯斯坦认为，黑洞的熵与黑洞的表面积成正比。设，其中为一待定的常数。那么，黑洞的温度等于：
对于史瓦西黑洞，。得到黑洞热力学第一定律表达式：
1974年，史蒂芬·霍金得到，其中是为约化普朗克常数，和分别为真空中的光速与玻尔兹曼常数。最后，可以认为黑洞的温度是：
不过，要是考虑黑洞具有温度，那么根据热力学第二定律，黑洞必须与外界交换能量，否则热力学第二定律将失效；而能量的交换又与经典黑洞理论相违背。1974年，霍金提出霍金辐射理论，解决了这个矛盾。
黑洞 形成和演化
鑒於黑洞奇特的性質，人們一直質疑這種物體是否確實存在於自然界中，或者它們是否只是愛因斯坦方程的病理解。愛因斯坦本人錯誤地認為黑洞不會形成，因為他認為坍塌粒子的角動量會穩定它們的運動在一定的半徑內。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，少數相對論者繼續爭辯說黑洞是物理上的物體。到1960年代末，他們已經說服該領域內大多數的研究人員，認為沒有機制可以阻礙事件視界的形成。
潘羅斯證明一旦一個事件視界形成，非量子力學的廣義相對論就要求在其中形成奇點。不久之後，霍金表明許多描述大爆炸的宇宙學解具有奇點，而沒有純量場或其它異常物質（參見潘羅斯－霍金奇點定理）。克爾解、無毛定理﹑和黑洞熱力學定律顯示黑洞的物理性質是簡單易懂的，因此成為研究的課題。傳統的黑洞是由恆星等大質量天體的引力坍縮形成的，但理論上也可以經由其它的過程形成。
黑洞 形成和演化
當物體內部的壓力不足以抵抗自身的引力時，就會發生重力崩潰。對於恆星而言，通常是因為恆星內部的核燃料不足，無法透過恆星核合成來維持重力平衡；或者因為本來穩定的恆星接受額外的物質，而未能提高其核心溫度來抗衡。在這兩種情況下，恆星內部的溫度都不夠高，以致不能阻止其在自身質量下坍塌。
恆星或許可以經由使物質的成分進入異常狀態（简并态），以簡併壓力來阻止坍塌。結果是形成各種類型的緻密星之一。會形成哪一種緻密星，取決於原始恆星的外層被吹走後留下的殘餘物質的質量。這種爆炸和脈動形成行星狀星雲，殘餘的質量可以遠低於原來的恆星。殘餘質量超過5 M☉的產物是由坍塌前超過20 M☉的恆星產生的。
如果殘餘的質量超過3–4 M☉（歐本海默-沃爾科夫極限），若不是因為原始恒星質量很大，就是殘骸積累了額外的質量，以至於中子的簡併壓力也不足以阻止坍塌。現在還沒有已知的機制（或許除了夸克的簡併壓力，參見夸克星）強大到足以阻止內爆，因此將不可避免地崩潰形成黑洞。
黑洞 形成和演化
大質量恆星的引力坍縮被認為是形成恆星質量黑洞的原因。在宇宙早期的恆星形成階段形成的恆星，可能產生了質量非常巨大的恆星，這種恆星坍塌之後產生的黑洞質量可能高達103 M☉。這種黑洞可能是在大多數星系中心發現的超大質量黑洞種子。還有人認為，具有典型質量的超大質量黑洞可能是由年輕宇宙中的氣體直接坍縮形成的。在觀察年輕的宇宙時，發現了一些這種物體的候選者。
然而，在引力崩潰期間釋放的大部分能量釋放都非常快速，使得外部的觀測者實際上並沒有確實看到這個過程的結束。即使坍塌在從參考框架中的墜落花費的時間有限，但遠方的觀測者因為引力時間膨脹，將看到下降的物質在事件視界上方緩慢下來並停止。來自坍塌物質的光抵達觀測者的時間會越來拖得越久，在抵達事件視界之前的瞬間發出的光會無限期的延遲。因此，外部的觀測者從未見到事件視界的形成；相對的是，坍塌的物質變得越來越暗，越來越紅移，最終逐漸消失。
黑洞 形成和演化
重力坍塌需要很大的密度。在當代的宇宙，這種高密度只存在於恆星的內部。而在宇宙的早期，在大爆炸之後的密度要大得多，可能允許黑洞的產生。但僅僅高密度並不足以使黑洞形成，因為均勻質量分佈不允許質量聚集。為了使原初黑洞在如此密集的物質中形成，必須有初始密度的擾動，然後才能在自身的重力下成長。不同的早期宇宙模型，在預測這些擾動規模時的差異很大。各種模型預測原初黑洞的產生，其大小從普朗克質量到數十萬太陽質量不等。一些星系中央的超大质量黑洞异常巨大，如果是正常吸积产生，按照宇宙演化的时间不应自然产生如此巨大的黑洞，因此一些观点认为这些巨大的黑洞是原初黑洞，在宇宙大爆炸初期就已经形成。
儘管早期的宇宙有很高的密度，比通常形成黑洞所需要的還要高得多，但在大爆炸期間，他並沒有重新坍塌成黑洞。相對恆定的物體，例如恆星，其引力坍塌模型不一定適用於快速擴展的空間，例如大爆炸。
黑洞 形成和演化
质量和体积极小的原初黑洞被认为是暗物质的候选者。理论上，大爆炸之初的原初黑洞只要重达一座山峰，就可以存活至今而避免被蒸发殆尽。因此，宇宙中可能存在亿万个游荡在空间的原初黑洞，由于体积极小且无吸积盘辐射而无法被望远镜探测到，但它们累计的引力效应足以影响星际间普通物质的运动轨迹。太阳系内小行星塞德娜有及其扁平的奇怪轨道，有一种说法便是太阳系边缘可能有地球质量的微型原初黑洞，影响到了这些离散天体的运行。
黑洞 形成和演化
引力坍塌並不是唯一能產生黑洞的過程。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，在粒子加速器的實驗中，因為質量平衡的不足，還沒有直接或間接的發現這種事件。這表明黑洞的質量必然有一個下限。從理論上講，預期這個邊界應該在普朗克質量的附近（mP=√ħ c/G ≈ 7019120000000000000♠1.2×1019 GeV/c2 ≈ 6992220000000000000♠2.2×10−8 kg），而量子效應會使廣義相對論的預測失效。這將使黑洞毫無可能在地球上或附近發生的任何高能過程中產生。然而，量子引力的發展表明普朗克質量可能非常低：例如，一些膜宇宙學的場景將邊界置於低至7000100000000000000♠1 TeV/c2的低位。這將使微型黑洞在宇宙射線撞擊大氣層時發生的高能碰撞中產生；或者可能在CERN的大型強子對撞機中產生。這些理論有非常多的推測，許多專家認為這些過程中不太可能產生黑洞。即使可以形成微型黑洞，預計它們也會在大約10−25秒內蒸發，不會對地球造成任何威脅。
黑洞 形成和演化
黑洞一旦形成，它可以透過吸收額外的物質繼續生長。任何一個黑洞都會不斷地吸收周圍環境中的氣體和星際塵埃。這似乎是超大質量黑洞成長的主要過程。對於在球狀星團發現的中等質量黑洞的形成，也提出了類似過程的建議。黑洞也可以與其他物體合併，例如恆星，甚至其它的黑洞。特別是在超大質量成長的早期，可能是由許多較小的物體聚集形成的；這被認為是重要的成長過程。這種程序也被提出做為某些中等質量黑洞的起源。
1974年，霍金預言黑洞不是完全黑色的，會以溫度ℏ c3/（8 π G M kB）輻射出少量的熱輻射；這種效應被稱為霍金輻射。通過將量子場論應用在靜態黑洞背景，他確定黑洞應該發射出顯示完美黑體光譜粒子。自從霍金發表以來，許多人已經通過各種方法驗證了結果。如果霍金的理論是正確的，那麼黑洞會因為光子和其它粒子的發射而損失質量，則會隨著時間的流逝而收縮和蒸發。此熱譜的溫度（霍金溫度）與黑洞的表面重力成正比；對於史瓦西黑洞，該溫度與質量成反比。因此，大黑洞發出的輻射反而比小黑洞少。
太陽質量恆星黑洞的霍金溫度為62nK。這遠遠低於宇宙微波背景輻射的溫度：2.7K。恆星黑洞或更大的黑洞從宇宙微波背景接收的質量比經由霍金輻射發射的質量更大，因此這些黑洞只會增長而不會縮小。能夠蒸發的黑洞，其霍金溫度必須超過2.7K，它的質量要比月球小。這樣的黑洞，其直徑會小於0.1毫米。
如果黑洞非常小，預期的輻射效應會變得非常強。質量相當於一輛汽車的黑洞，直徑約為10−24 m，只需要1奈秒就會蒸發掉，在此期間，它的亮度將短暫達到太陽的200倍以上。低質量黑洞的蒸發速度預計會更快，質量為1 TeV/c2的黑洞，在不到10−88秒就能完全蒸發掉。對於這樣小的黑洞，量子引力效應將發揮重要的作用，並假設可以使這樣的小黑洞穩定，然而量子引力當前的發展並不能表明這是事實。
對天文物理學中的黑洞，霍金輻射被預測會非常微弱，因此將很難從地球探測到。然而，一個可能的例外是初始黑洞蒸發至最後階段的γ射線爆發。對此類閃光的搜尋已經被證明並不成功，並且對存在低質量初始黑洞的可能性提供了嚴格的限制。NASA在2008年發射的費米伽瑪射線太空望遠鏡將繼續尋找這些閃光。
如果黑洞通過霍金輻射蒸發，一旦宇宙微波背景的溫度降到該黑洞的溫度之下，太陽質量的黑洞將在1067年內蒸發。質量為太陽1011（1,000億）的超大質量黑洞將在大約2×10100年蒸發掉。當超星系團崩潰時，在宇宙間的一些怪獸級黑洞會繼續成長到1014 M☉。但即使這樣的黑洞也會在長達10106年的尺度中蒸發掉。
黑洞 觀測的證據
從本質上講，除了假設的霍金輻射之外，黑洞本身不會發出任何電磁輻射，所以尋找黑洞的天體物理學家通常必須依靠間接的觀測。例如，有時可以通過觀察其對周圍環境的影響來推斷黑洞所在的位置。
2019年4月10日，發佈了全球第一張黑洞的圖像，由於事件視界附近的光路高度彎曲，使黑洞被放大。中間的暗影是被黑洞吸收的光子行經的路徑區域。由於觀測是由事件視界望遠鏡使用肉眼看不見的電磁波，因此圖像的顏色是假色。
事件視界望遠鏡（EHT）是一個為直接觀察黑洞的事件視界（例如銀河系中心的黑洞）對周圍環境的影響，而由麻省理工學院的海斯塔克天文台運作的望遠鏡陣列。EHT在2017年4月開始觀測M 87核心的黑洞。經過兩年的資料處理，EHT發布了第一張黑洞的直接影像，特別是位於前述星系中的超大質量黑洞。可以看見的不是黑洞，它呈現出黑色是因為這個區域內失去了所有的光線，只是事件視界的邊緣。而事件視界邊緣的氣體呈現出橙色或紅色，定義出了黑洞。
黑洞 觀測的證據
處理過的EHT影像底部一半物質的增亮被認為是廣義相對論的都卜勒光束造成的，即在相對論適用的速度（大於1,000Km/s）下，看到接近的物質亮度會比遠離的物質亮得多。在黑洞的情況下，這種現象意味著物質以相對論適用的速度旋轉，這是唯一能夠以中心的方式平衡奇點的巨大引力，從而保持軌道在事件視界之上的速度。明亮物質這樣配置的明亮物質意味著EHT從某一個角度觀測M87是幾乎抓到黑洞吸積盤的邊緣。然而，與黑洞相關的引力透鏡極為強大，會產生從上面看到吸積盤透視的錯覺。在現實中，EHT圖像中的大多數環是吸積盤遠端發出的光彎曲到黑洞的重力井周圍時產生的，因此即使在影子的背後，在M87*的大多數透視圖中都可以看到整個圓盤。
在此次之前，EHT在2015年檢測到人馬座A*的事件視界外圍的磁場，甚至發現了他們的一些特性：通過吸積盤的磁場線是有序和糾結的複雜混合物，黑洞的理論研究也預測了磁場的存在。
黑洞 觀測的證據
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。: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。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。
黑洞 觀測的證據
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，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。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。
黑洞 觀測的證據
2015年9月14日，LIGO引力波天文台首次成功直接觀測了引力波。該信號與兩個黑洞合併產生引力波的理論預測相符，其中一個黑洞約36個太陽質量，另一個黑洞則約有29個太陽質量。觀測結果為黑洞的存在提供了迄今為止最具體的證據。例如，引力波信號表明，兩個物體在合併前的分離距離只有350公里（大約是推測質量所對應的史瓦西半徑的4倍）。因此，這些物體一定非常緊緻，留下黑洞是最合理的解釋。
更重要的是，LIGO也觀測到合併後產生的衰盪（Ringdown），即新形成的緊緻物體安定至靜止狀態時所產生的信號。可以說，衰盪是觀測黑洞最直接的方法。從LIGO信號中可以提取出衰盪主導模式的頻率和衰減時間。從這些結果可以推斷出最終物體的質量和角動量，這與黑洞合併的數值模擬所得到的獨立預測相吻合。由於光子球的幾何形狀決定主導模式的頻率和衰減時間。因此，對這種模式的觀察證實了光子球的存在，但除黑洞以外，它不能排除有其他足夠緊密以致於產生光子球的奇異替代品。
該觀測也為恆星質量黑洞雙星的存在提供了第一個觀測證據。此外，這是第一次觀測到重達25倍或更多太陽質量的恆星質量黑洞。
2016年6月15日，宣布第二次探測到來自黑洞碰撞的引力波事件以及其他引力波事件也被觀測到。
黑洞 結構特性
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。: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。
黑洞 結構特性
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。
史瓦西半徑由下面式子給出：
是萬有引力常數，是天體的質量，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。
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（质量）。換句話說，黑洞的溫度取決於它的大小。黑洞越大，温度越低。黑洞如果有吸积盘，则吸积盘的温度可以达到百万度并产生大量辐射，但吸积盘仍处于黑洞视界面外侧，并非黑洞本身的温度。黑洞内部由于永远无法有任何物质或辐射逃逸出来，其温度无法直接测量，而是通过安鲁效应和霍金辐射推算出的等效温度。
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2.7 K輻射（宇宙背景輻射）完全淹沒。
黑洞在合并时發射强大的引力波，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。
黑洞 分类
分类方法一：
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