黑洞是宇宙中最神秘、最诡异的东西之一。科学研究为我们逐渐揭开其面纱，以下是有关黑洞的十大知识。
黑洞质量差异极大
根据质量，黑洞可被分为三类：
恒星级黑洞：燃料耗尽时，恒星可能会坍缩成黑洞。所有黑洞刚开始都很小，然后随着吞噬周围物质而不断增大。
超大质量黑洞：质量为太阳的几十万至几十亿倍。
中介质量黑洞：质量超过恒星级黑洞，但小于超大质量黑洞，首次发现于2014年。质量是太阳的几百倍至几十万倍。
*原生黑洞：这是一种假说中的黑洞，形成于宇宙大爆炸时。
理论上，最小的黑洞可能仅为普朗克长度——1.6×10^-35米，物理学的最小距离单位。但若要证明这点，我们得先证明引力量子论的存在。
黑洞几乎隐形
没有东西能够逃脱黑洞的引力，光也不例外，“黑洞”名副其实。但这并不代表我们无法探测黑洞。举例而言，天体物理学家能够通过周围被撕裂的恒星物质及能量流探测到黑洞。气体微粒在黑洞周围形成漩涡，并喷射出强大的X光。此外，科学家还可以观察附近的恒星运动，对黑洞进行探测。
黑洞绝不“空”
别被名字骗了。所谓黑洞，是极小体积内集中了极大质量。因此，黑洞的引力场非常强大，以至于没有东西能够逃离。
银河系中心有一个超大质量黑洞，质量是太阳的四百万倍
几乎每个星系中心都有一个超大质量黑洞，质量通常是太阳的几百万倍。银河系的超大质量黑洞位于人马座A*，距离太阳系2.6万光年，质量是太阳的四百万倍。
黑洞概念早已存在
1967年，普林斯顿物理学家约翰·惠勒发明了“黑洞”这个术语。但早在此之前，就已有科学家描述过大质量物体压缩在小体积内的现象，并对此进行了推论。
1915年，爱因斯坦发表了广义相对论，而卡尔·史瓦西则用这些方程式证明了黑洞的存在。之后，他又推算出了施瓦茨席尔德半径，即物体坍缩成黑洞的阈限值。理论上，只要条件符合，任何物体都可以变成黑洞。地球若想成为黑洞，需压缩为半径8.9毫米的球体；而太阳的施瓦茨席尔德半径为3千米。
记住，迄今为止，我们没有“发现”过任何黑洞。严格说来，在科学领域中，我们只有“观察”到某物，才能说“发现”了它。不过，关于黑洞的间接证据太多了，很少有天体物理学家能够否认它的存在。
此外，早在约1790年代，英国的约翰·米歇尔和法国的皮埃尔-西蒙·拉普拉斯就各自提出了“暗星”的存在。他们计算了逃逸速度超过光速所需的质量和体积。但由于他们采用的是牛顿定律，因此计算结果并不对。
物体落入黑洞时，会在消失之前变成条状
黑洞中心是引力奇点，这是一个一维的点，巨大质量被压缩在无限小的空间里。密度和引力变得无穷大，时空也变得无限弯曲。在这里，物理学定律不再适用。接近奇点时，物体会变成条状伸展开来。如果你落入黑洞，那么由于光线弯曲，你将看到扭曲的画面。最终，物体将完全失去维度，消失在奇点。
黑洞并不会吸东西
人们通常有一个误解，认为黑洞像一个巨大的真空吸尘器。确实，黑洞能够以极快的速率拉扯物体，但这完全是由于引力的作用。理论上，如果你将太阳替换成一个同等质量的黑洞，那么太阳系内的所有东西都将照常运行。
黑洞能够停止时间
假设你能够安然无恙地身处黑洞并观察周围物体，那么你将发现物体在通过事件视界时会减缓速度、凝固在时间里，仿佛它们从未通过事件视界。这是由于时空扭曲，光到达你眼睛所需的时间变得无限长。随着时间的推移，光波变得越来越长，光变得越来越暗淡，最终变成红外辐射、无线电波，消失在视野里。
黑洞可能是虫洞
理论上，虫洞是连接不同时空的隧道。有些物理学家认为，黑洞和虫洞拥有不少共性。也许，黑洞就是虫洞，虫洞就是黑洞。
真是越来越诡异了。
黑洞可能会孵化出新宇宙
我们的宇宙或许诞生自一个黑洞，而宇宙中数以亿计的黑洞或许又能够各自孵化出它们的宇宙。上文曾提及，物理定律会在奇点失效。但有些物理学家推测，物理定律或许得以在新宇宙中“重生”。
本文译自 ，由译者
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暗星和黑洞是一个概念吗?黑洞是不是像一个高级太阳能电池板一样百分之百吸收光的暗星
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不是,暗星是可以自身可以发出光,但是由于其引力强大,它所发出的光都被自身的引力吸引回去,所以我们就看不到这个星体的存在,而黑洞则是不发光,但其强大的引力会把周围的光都吸引到自身上,
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不是一回事，暗星有一定的体积，引力较大，可以观测到。黑洞的体积无限小，引力无限大，观测不到，只能推算出来。
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黑洞真的“无毛”吗？ | 星星背后的物理（六）
　　导读：
　　电影《星际穿越》为我们展现了一个令人无比震撼的黑洞形象，然而人类在科学理论上一次次接触这个神秘天体的过程也并不平淡。霍金在《时间简史》里面说“黑洞无毛”，那么什么是“毛”？为什么黑洞没有“毛”？让我一起学习一下~
　　撰文 | 张天蓉（美国德州大学奥斯汀分校理论物理博士）
　　审校 | 张双南（中国科学院高能物理研究所研究员）、郑永春（中国科学院国家天文台副研究员）
　　人们喜欢说：群星灿烂。但在真实的宇宙里，星星中有灿烂的也有不灿烂的，在肉眼可见的星星中，行星自己不发光，只靠反射恒星的光而被我们所看见。恒星的生命历程十分漫长，从熊熊燃烧之火，最后变“暗”，成为白矮星、中子星，最后变为黑洞。这些暗黑天体不发光，或者发出很少的光亮，默默地呆在黑暗之中，仍然用它们强大的引力，发挥最后的威力。
　　越不灿烂的星星，越激发人们的好奇心。我们今天的故事，就来说说宇宙中最“暗”的天体——黑洞。
　　暗星与黑洞
　　有关黑洞的探讨，可以追溯到两百多年前的经典力学时代。当时的科学家，比如拉普拉斯，把此类天体叫做“暗星”，见图1a。
　　最早提出暗星概念的英国人米歇尔（John Michell，1724年-1793年），是一位地质学家，却对天文十分感兴趣。他使用牛顿力学定律计算质量为m的运动物体相对于某个质量为M的大星球的逃逸速度ve，得到如下公式：ve^2= 2G（M+m）/r，这里的G是万有引力常数，r是星球的半径。如果运动物体的质量m很小，可以忽略不计时，逃逸速度与星体质量有关：ve = √（2GM/r）。
　　逃逸速度是指能逃脱这个天体引力束缚的最小速度。我们从地球上抛石头，抛出石头的速度越快，便能将它抛得更远，如图1a所示，想象有一个大力士，能够给予石头很大的速度，以至于石头可以逃离地球引力束缚，飞向宇宙空间。石头具有一定速度时，可能会绕着地球转圈，速度更大时石头便永远不再回来，这个“不再返回”的最小速度就是逃逸速度。因此，只有当物体相对星球的运动速度v大于逃逸速度ve时，物体才能挣脱星球引力的束缚，逃逸到宇宙空间中。
?图1：从拉普拉斯预言“暗星”到爱因斯坦预言“黑洞”
　　这个概念也被著名的拉普拉斯（Pierre-Simon， Laplace，1749年-1827年）提出，并写到他的《宇宙系统》一书中。根据拉普拉斯和米歇尔的预言，如果星体的质量M足够大，半径足够小，它的逃逸速度ve将超过光速。这意味着即使是光也不能逃出这个星球的表面，那么，远方的观察者便无法看到这个星球，因此，它成为一颗“暗星”，这是黑洞概念的最初萌芽。
　　当初得出这个结论是根据牛顿的光微粒说，计算基础是认为光是一种粒子。有趣的是，后来拉普拉斯将这段有关暗星的文字从该书的第三版中悄悄删去了。因为在1801年，托马斯·杨的双缝干涉实验使大多数物理学家们接受了光的波动理论，微粒说不再得宠，于是拉普拉斯觉得，基于微粒说的“暗星”计算可能有误，新版的书中最好不提为妙。
　　1915年，爱因斯坦建立了广义相对论。紧接着，物理学家史瓦西首先为这个划时代的理论找到了一个球对称解，叫做史瓦西解。这个解为现代物理学所说的黑洞建立了数学模型。
　　有意思的是，虽然拉普拉斯等有关暗星的计算基础（光的微粒说）是错误的，但他们得出的基本结果（黑洞半径）却与史瓦西解得到的“史瓦西半径”完全一致。因为拉普拉斯等人在计算半径的过程中犯了多次错误，最后，这些错误刚好互相抵消了！
　　虽然算出的半径相同，但广义相对论的“黑洞”概念，已经与原来拉普拉斯的所谓暗星，完全不是一码事。黑洞有着极其丰富的物理意义和哲学内涵，黑洞周围的时间和空间，有许多有趣的性质，涉及的内容已远不仅是光线和任何物体能否从星球逃逸的问题。
　　我们首先可以从时空弯曲的角度来粗略理解“黑洞”，如图1b所示。
　　广义相对论用物质引起的时空弯曲来描述引力【注1】。人们通常直观地将弯曲的时空比喻成一个二维弹性网格，大质量星体是放在网格上的重铅球。铅球的重量使得橡皮筋网格弯曲下陷，类比于星体引起的时空弯曲。比如说，图1b中最左上角所示是我们的太阳，属于中等质量恒星，橡皮网格下陷不多。除太阳外，图1b中还显示了质量和密度更大的恒星、白矮星、中子星等的情况。不同大小的质量密度引起时空不同程度的弯曲，密度越大，弯曲程度越大，相应图中弹性网格的下陷也越深。由图中的描述，黑洞是当“引力塌缩”后，同样质量的物体中体积最小、质量密度最大的天体。质量太大，引起时空极大的弯曲，质量大到弹性网格支撑不住而“破裂”成为一个“洞”。这时候，任何进到洞口的物体都将掉入洞中再也出不来。这里的“洞口”指史瓦西半径以内的时空，“物体”则包括所有的粒子及辐射（光）在内，如此形成黑洞。
　　史瓦西解
　　我们真实生活的物理空间是三维的，再加上1个时间维，相对论描述的“时空”应该是一个数学上的“四维空间”，但我们无法将这样的空间用直观图像表示出来。因此，在图1b中只能将“弯曲的时空”表示成一个被拉伸而形变了的二维网格。如果你想更准确地了解重物（或黑洞）附近的“四维时空”是如何弯曲的？就必须使用一点点极其简单的数学公式了。
　　爱因斯坦的狭义相对论将时间和空间统一成一个四维整体，广义相对论则用引力场方程，将这个“时空整体”的性质与宇宙中的物质分布联系起来。如何表达时空的弯曲性质呢？爱因斯坦使用了黎曼几何中的“度规”。度规就像一把尺子，或者说更像我们经常在数学上使用的“坐标格子”，可以将它用来量度和描述空间的几何性质。广义相对论中引力场方程的目标，就是对某种给定的物质分布，求解“时空”的度规。
　　爱因斯坦建立的引力场方程，物理思想精辟，数学形式漂亮，但求解起来却非常困难。维卡尔·史瓦西（1873年-1916年）是德国物理学家和天文学家。爱因斯坦建立广义相对论之后，他第一个给出了引力场方程的一个精确解【注2】。史瓦西考虑了一种最简单的物质分布情形： 静止的球对称分布。也就是说，如果假设真空中只有一个质量为M的球对称天体，那么，引力场方程的解是什么？这种分布情况虽然异常简单，但却是大多数天体真实形状的最粗略近似。史瓦西很幸运，他由此特殊情形将方程简化而得到了一个精确解，这个解被称为史瓦西度规，见图2。
　　当时正值第一次世界大战爆发，已经年过40的史瓦西，是在德国服兵役的间隙中作出了这项经典黑洞方面的先锋工作。因而，他迫不及待地将两篇论文寄给了爱因斯坦，经过爱因斯坦的努力，文章很快将发表在普鲁士科学院的会刊上。遗憾的是，老天爷没有让史瓦西来得及看到自己的文章发表，就因病逝在俄国前线的战壕中。
　　不过，史瓦西的名字，随着他开创性的工作——史瓦西度规和史瓦西半径，永远留在了黑洞理论的历史上。
?图2：球坐标和史瓦西度规比较
　　上一段叙述中提到，在一定程度上，可认为度规类似于坐标系。这点可以从图2所示的史瓦西度规和常用球坐标的比较中得到更深的体会。简而言之，类似坐标系的“度规”描述了时空的弯曲性，那么是否可以说：平直的“坐标格子”就表示平直空间，弯曲的“坐标格子”就表示弯曲空间呢？这种说法只能作直观比喻，并不完全正确。实际上，空间的弯曲性是内在的，比如说，欧氏空间中经常使用的球坐标，坐标轴看起来是曲线，但其所描述的空间却是平坦的，因为球坐标系可以通过坐标变换变成直角坐标系，而“内在”弯曲的史瓦西度规却不可能用任何坐标变换变成不弯曲的度规。
　　从图2中看出：史瓦西度规与球坐标的关键区别在于矢径微分dr那一项分母中的因子：（1-rs/r）。
　　上式中的（rs=2GM/c^2）叫做史瓦西半径，是史瓦西度规中最重要的物理量。史瓦西半径表达式中的G是万有引力常数，c为光速。由此可知，史瓦西半径rs只与球体（星体）的总质量M成正比。也就是说，对每一个质量为M的星体，都有一个史瓦西半径与其相对应。
　　理论上而言，史瓦西解所对应的几何，不限于黑洞，可以用以描述任何球状星体以外的时空。但对一般天体来说，尺寸比史瓦西半径大得多，外部时空都是远离史瓦西半径的区域，没有什么特别的几何可言。人们感兴趣的事情是：如果这个天体的全部质量M都被“塞进”它的史瓦西半径以内的话，这个天体便成为了一个黑洞。那时候，史瓦西度规描述的是黑洞附近的几何，特别是在史瓦西半径附近，表现出许多奇特有趣的几何性质。
　　我们可以从图2中史瓦西度规的表达式来理解史瓦西半径rs的意义。不难看出，对史瓦西度规来说，有两个r的数值比较特别，一个是（r=rs），一个是（r=0）。这两个数值都导致史瓦西度规中出现无穷大。不过，数学上已经证明，第一个在史瓦西半径rs处的无穷大是可以靠坐标变换来消除掉的假无穷大，不算是奇点，只有r=0处所对应的，才是引力场方程解的一个真正的“奇点”。
　　史瓦西半径处虽然不算奇点，但它的奇怪之处却毫不逊色于奇点。首先，当r从大于史瓦西半径变成小于史瓦西半径，度规中的时间部分和空间部分的符号发生了改变。这是什么意思呢？好象是时间t变成了空间r，空间r变成了时间t，这对习惯使用经典时空观念的我们而言，是无法理解的。也许我们可以暂时不用去作过多的“理解”，只记住一句话：“史瓦西半径以内，时间和空间失去了原有的意义”。还好我们也没有必要对史瓦西半径以内的情况作更多的想象，因为你一旦越过了那个半径，就无法和外部的我们通讯，我们根本不知道在里面到底发生了什么！那是一个界限，等同于多年前米歇尔和拉普拉斯称之为光也无法逃脱的“暗星”的界限。当初的牛顿力学只能预测，如果质量集中在如此小的一个界限以内，光线也无法逃逸，外界便无法看到这颗“暗星”。而根据广义相对论，除了无法逃逸之外，还带给我们许多有关时间空间的种种困惑，也许这些困惑的解答能对时间和空间有更深刻的认识，从而促成物理新革命，促成引力理论和量子理论的统一，此是题外话，在此不做深究。
　　也可以这么说，史瓦西半径将时空分成了两部分：离球心距离r大于史瓦西半径的部分和小于史瓦西半径的部分。如果离球心距离r远大于史瓦西半径，比值（rs/r）趋于0，史瓦西度规成为平坦时空中的闵可夫斯基度规。这是符合天文观测事实的，在远离任何天体（包括黑洞）的地方，引力场很小，时空近于平坦。只有在史瓦西半径附近和内部，时空度规才远离平坦，那里的时空弯曲程度急剧增大，任何越过了史瓦西半径的物体，再也不能返回到外界空间，只有被吞噬的命运，最后到达r=0所标志的真正时空奇点而消失不见【注3】。
　　总而言之，史瓦西度规虽然有奇怪的性质，实际却非常简单，简单到就是一个半径和被该半径包围着的一个奇点。因为在这个半径以内，外界无法得知其中的任何细节，我们将其称之为“视界”。视界就是“地平线”的意思。当夜幕降临，太阳落到了地平线之下，太阳依然存在，只是我们看不见它而已。类似地，当星体塌缩到史瓦西半径以内，所有的物质都掉入了视界之内，物质也应该依然存在，但我们看不见。
　　如上所述，史瓦西半径只与天体的质量有关。比如，根据太阳的质量，计算出太阳的史瓦西半径大约是3公里，而地球的史瓦西半径只有9毫米。也就是说，如果将太阳所有的质量都压进一个半径3公里的球中，或者是将我们整个地球全部挤进一个玻璃弹球中，那时，太阳（或地球）附近的引力场将非常巨大，能够将运动到附近的物质统统吸进去，任何东西都逃不出来，即使是光线。对外界的观察者而言，太阳变成完全是“黑”的，物理学家惠勒给此类天体起了一个好名字：“黑洞”。
　　“黑洞无毛”
　　引力场方程的精确解不止史瓦西度规一个。因此，基本黑洞的种类也不仅仅是史瓦西黑洞。
?图3：经典黑洞分类
　　如果所考虑的星体有一个旋转轴，星体具有旋转角动量，这时候得到的引力场方程的解叫做克尔度规。克尔度规比史瓦西度规稍微复杂一点，有内视界和外视界两个视界，奇点也从一个孤立点变成了一个环。
　　比克尔度规再复杂一点的引力场方程之解，称为克尔-纽曼度规，是当星体除了旋转之外还具有电荷时而得到的时空度规。对应于这几种不同的度规，也就有了4种不同的黑洞：无电荷不旋转的史瓦西黑洞；带电荷不旋转的纽曼黑洞；旋转但无电荷的克尔黑洞；既旋转又带电的克尔-纽曼黑洞。
　　这些黑洞都是人们根据引力场方程得到的精确解。少数物理学家和天文学家从30年代就开始考虑恒星的引力塌缩问题，认为在一定的条件下，天体的最后归宿有可能是“黑洞”。但爱因斯坦和艾丁顿等却不愿接受这种“怪物”，不承认这些解是对黑洞的预言。当年艾丁顿在爱因斯坦的支持下对年轻学子钱德拉塞卡进行打压便是一个典型例子。钱德拉塞卡在28岁时研究引力塌缩，得到钱德拉塞卡极限，作出一生中最重大的成果，却直到73岁才因此获诺贝尔物理奖。1939年，爱因斯坦还曾发表一篇与广义相对论相关的计算文章，解释史瓦西黑洞在宇宙空间中不可能真实存在。
　　尽管爱因斯坦早年不承认存在引力波，也不认为宇宙中真的有黑洞，但人们还是固执地将这两项预言的荣耀光环戴在他的头上，因为这是从广义相对论理论导出的必然结果。爱因斯坦去世后，黑洞的研究风行一时，上世纪60年代开始，大多数物理学家开始认真地面对黑洞，从而开始了黑洞研究的黄金时代。活跃在当年“黑洞研究”学术界的是三位主要带头人和他们的徒子徒孙。这三位物理学家分别是美国的惠勒（John Wheeler，）、俄罗斯的泽尔多维奇（Yakov Borisovich Zel'dovich，）、英国的夏玛（Dennis Sciama，）。惠勒是诺贝尔奖得主费曼的老师，夏玛是霍金的指导教师。
　　惠勒平时的言语中充满哲理：没有定律的定律、没有物质的物质。并且，他总是善于用形象而发人深思的词汇来命名物理学中的事物，黑洞的名字便是典型一例。后来，他又提出并命名了“黑洞无毛定理”【注4】，见图4。
　　据说黑洞之词以及黑洞无毛的说法，一开始被专业人士抵制，认为暗含了某种淫秽的含义，有伤风化，难登科学理论大雅之堂。但社会大众的反应有时是科学家们难以预料的。人们欣然接受并喜爱这两个词汇，没人笑话，也很少有人往歪处去联想。反之，这两个词汇催生了不计其数的科幻作品，让神秘高雅的科学概念走向普通民众。事实证明，那些莫名其妙的“抵制”只是庸人自忧。
　　黑洞无毛定理，是对经典黑洞简单性的叙述。也就是说，无论什么样的天体，一旦塌缩成为黑洞，它就只剩下电荷、质量和角动量这三项最基本的性质。质量M产生黑洞的视界；角动量L是旋转黑洞的特征，在其周围空间产生涡旋；电荷Q在黑洞周围发射出电力线，这三个物理守恒量唯一地确定了黑洞的性质。因此，也有人将此定理戏称为“黑洞三毛定理”。
??图4：黑洞无毛定理
　　物理规律用数学模型来描述时，往往用尽量少的参数来简化它。但这儿的“黑洞三毛”有所不同。“三毛”并不是对黑洞性质的近似和简化，而是经典黑洞只有这唯一的三个性质。原来星体的各种形状（立方体、锥体、柱体）、大小、磁场分布、物质构成的种类等等，都在引力塌缩的过程中丢失了。对黑洞视界之外的观察者而言，只能看到这三个（M、L、Q）物理性质。
　　黑洞真的“无毛”吗，或者说只有区区“三根毛”？这是从黑洞的经典物理理论得到的结论，如果考虑量子和热力学，就不是那么简单了！不过我们暂且打住，且听下回分解。
　　注释：
　　【注1】张天蓉，苹果落地是因为时空弯曲吗[N]. 人民日报.
（016） http：//paper.people.com.cn/rmrb//html//nw.D110000renmrb_-16.htm
　　【注2】维基百科：史瓦西解：https：//zh.wikipedia.org/wiki/%E5%8F%B2%E7%93%A6%E8%A5%BF%E5%BA%A6%E8%A6%8F
　　【注3】根据刘元和张双南的理论计算结果，只有用黑洞里面的观测者的时钟计算，黑洞里面的物质才会到达中心奇点的位置，但是如果用外面观测者的时钟计算，物质永远不可能到达中心的位置。所以r=0那个地方也不是真正的奇点，因为我们都在黑洞的外面，只能用黑洞外面的时钟。Liu，Y. & Zhang， S. N. Phys. Lett. B， 2009， 679： 88-94.
　　【注4】Misner， Charles W.； Thorne， Kip S.；Wheeler， John Archibald. Gravitation. San Francisco： W. H. Freeman. –876 [24 January 2013].
责任编辑：崔筝 | 版面编辑：陈华懿子
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全站评论排行榜给黑洞拍照：黑洞暗影究竟什么样？
作者：左文文（中国科学院上海天文台）
2016年2月，科学家首次探测到引力波，来自双黑洞合并（模拟图）
　　提到黑洞和引力波，相信很多人已经不陌生了，在去年年底《自然》杂志发布的2017年全球热点科学领域的预测中，“进一步探测黑洞和引力波”便是热点之一。
　　这并不奇怪，毕竟黑洞到底是什么，一直备受关注。
　　尽管科学家们已经对黑洞有所了解，知道黑洞并不黑，研究它们在不同电磁波窗口、引力波窗口下的样子，甚至对黑洞进行了巡天观测，对黑洞样本进行统计分析，且试图理解黑洞是如何诞生、如何成长的。但是，这其中依旧有很多未解之谜，例如，黑洞的视界面周围看起来是什么样子；是否与广义相对论的预测相符合；黑洞的喷流是如何产生的，等等。
　　今年4月，科学家们针对黑洞开展了一项了不起的工作——对黑洞视界区域的直接观测。
　　黑洞的视界是什么？这项工作还有什么目标？这项工作是如何开展的？我们期待着能看到什么呢？带着这些问题，我们一起一探究竟。
　　黑洞是什么？
　　我们之所以能看见物体，是因为有光子进入我们的眼睛，那么黑洞（Black Hole）呢？
　　我们知道，黑洞说的就是某个时空区域，由于引力非常强，以至于速度最快的光子都没有办法逃离。连光子都没有办法逃离，也就是没办法被我们看见，所以被称为黑洞。
　　或者你可以想像一条瀑布，水从上至下，一旦物体接近瀑布的高处边缘，想要逃离边缘就很难，命运只可能是顺着水流从高处落下。
　　早在1783年4月，John Michell就发表过文章，他的简要计算表明，如果一个天体密度和太阳差不多，而直径是太阳的500倍，它所对应的逃逸的速度就会比光速还要大，也就是说光也没办法逃离它，无法被人观测到，当时称这类天体为暗星（dark star）。
　　1915年，爱因斯坦发表他的广义相对论，阐明物质质量决定时空如何弯曲，而时空弯曲决定了物质将如何运动。
　　几个月之后，卡尔o史瓦西给出了第一个精确解+史瓦西解，他描述了不带电的物质球对称塌缩的过程。而之后的其他科学家们也纷纷提出了具有更复杂性质的黑洞解。
　　和虫洞一样，黑洞也是被爱因斯坦所提出的方程的一种解的形式所预言存在的。而和虫洞不同的是，黑洞是目前已经被天文学家间接和直接证明存在的一类天体。
　　黑洞有什么特点？
　　任何质量的物体，都对应有一个临界半径，物体如果被压缩成球体，其半径小于这个临界半径后就会发生重力坍缩。
　　这也就意味着，其实你也可以被压成黑洞，前提是有办法把你压缩到很小很小，小到几乎看不见。
　　如果让地球变成一个黑洞，就要把地球缩小到10亿倍，压到18毫米，相当于1分钱的直径那么大。
　　如果让太阳变成一个黑洞，要把太阳缩小到10万倍，压到6千米那么大，密度高达每立方厘米200亿吨。
黑洞-视界，图片来源：索恩《The Science of Interstellar》
　　一旦形成黑洞，就会在周围形成一个界面，这个界面被称作视界面（event horizon），它就像一堵无形的墙将内部被高度扭曲的时空和外界时空隔离开，该界面以内的物质都无法逃离，即使光也不例外，之后其本身将继续收缩成为密度无限大的奇点。
　　光是让我们能够了解信息的使者，如果连光都无法逃离该视界面，那就相当于没有使者告诉我们黑洞视界里面发生什么事情。
　　如何判断黑洞存在与否？
　　其实，天文学家们可以通过黑洞对周围物质的引力影响来间接地判断它的存在，就像我们虽然看不见风，但是可以通过树叶的摆动判断风的存在。
电影《星际穿越》中的黑洞
　　对于黑洞，这里的“树叶摆动”可以是周围物质或气体的运动、发出的辐射以及其它由强引力带来的影响等。
　　但天文学家们还从未直接地看到过黑洞。
　　如果说黑洞的重要性质之一是视界半径，能否直接看到视界半径的存在呢？这其实正是天文学家们如今正在做的事情。
　　今年4月，给黑洞拍个照
　　给黑洞拍照？究竟是拍什么呢？其实就是拍摄黑洞的“暗影”。那么，什么是“暗影”，就是指视界面以内看不见的区域吗？它是纯黑暗的吗？
　　并非如此，“暗影”不纯暗！今年4月5日至14日开展的拍照黑洞，就是希望能够拍摄到黑洞的“暗影”。
　　2000年，Falcke等天文学家们首次基于广义相对论下的光线追踪程序，模拟出银河系中心黑洞Sgr A*看起来的样子。
　　根据他们的模拟结果，如果黑洞后面有一个类似于吸积盘的平面光源(planar-emitting source)，平面光源发出的光子，会受到黑洞的强引力场的影响。天空平面（与视线方向垂直的面）会被一个名为黑洞“视边界”（apparent boundary）的圆环一分为二。
　　一边是在视边界圆环以内的光子，只要在视界面以外，就能逃离黑洞，但受到很强的引力作用，亮度低；一边是在视边界圆环以外的光子，能绕着黑洞绕转多圈，积累的亮度足够高。
　　这样的结果是，从视觉上，我们就会看到在视边界内侧的亮度明显更弱，相比之下，看起来就像一个圆形的阴影，外面包围着一个明亮的光环。故此得名黑洞的“暗影”（black hole shadow）。
广义相对论预言，将会看到一个近似圆形的暗影被一圈光子圆环包围。由于旋转效应，黑洞左侧更亮。图片版权：D. Psaltis and A. Broderick
　　那么，这个“视边界”或者说“暗影”有多大呢？与什么因素有关呢？
　　如果不自转黑洞的视界半径与史瓦西半径大小相同，将其记为r，那么它的视边界就是2.6r；具有相同黑洞质量但自转值最大的黑洞呢，视边界半径就约是2.3r。
　　这说明黑洞视边界的尺寸与r有关，而与黑洞的自转关系不大，而r又主要与黑洞质量有关，因此可以说，黑洞质量是决定 “视边界”尺寸的主要因素。
　　那又为什么要给黑洞拍照呢？
　　主要有三个目标。
　　第一，验证广义相对论。
　　广义相对论预言了黑洞“暗影”的存在、尺寸和形状。如果观测结果与预言相符，那就验证了广义相对论；如果有所不一样，则说明有一些新的方面需要改进。
　　第二，理解黑洞是如何吃东西的。
黑洞的“暗影”区域非常靠近黑洞吞噬物质形成的吸积盘的极内部区域，这里的信息尤为关键，综合之前观测获得的吸积盘更外侧的信息，就能更好地重构黑洞吃东西的物理过程。
　　第三，理解喷流的产生和方向。
　　某些朝向黑洞下落的物质在被吞噬之前，会由于磁场的作用，沿着黑洞的转动方向被喷出去。
　　以前收集的信息多是更大尺度上的，却没法知道在靠近喷流产生的源头处发生了什么，现在对黑洞暗影的拍摄，就能助科学家一臂之力。
　　拍的是哪些黑洞的暗影呢？
　　这次的拍摄目标，是银河系中心的黑洞Sgr A*和星系M87的中心黑洞。
　　之所以选择Sgr A*，因为它是地球上看过去最大的黑洞。而另一个M87里的黑洞，尽管距离我们更远——五千三百万光年之外，但黑洞质量是60亿倍太阳质量，这使其成为第二大黑洞。
银河系中心黑洞想象示意图
　　Sgr A*的质量是430多万倍太阳质量，对应的r是1300多万千米，“视边界”的半径约3300多万千米，综合它到地球的距离26000光年，“视边界”看起来的角尺寸约为0.00005角秒。
　　要知道，从地球上看满月的尺寸约为30角分，0.00005角秒就相当于从地球上看橘子大小的物体（注：0.00005角秒约是30角分的3亿分之一，月球直径约3500多千米，其3亿分之一约为11厘米）。
　　假设M87中心的黑洞也是个不自转的黑洞，那么从地球上看过去，M87的“暗影”角尺寸会略小些。
　　暗影这么小，要怎么看？
　　当然是用望远镜看啦！
　　天文学家们利用的是基于亚毫米波段的电磁波，由于分辨率与所基于的电磁波波长有关，波长越短，分辨率越高，但技术难度也更高，目前观测基于的是波长为1.3毫米的电磁波，未来，天文学家们期望能基于0.8毫米的电磁波来拍摄黑洞暗影。
　　过去的十年多时间里，麻省理工学院的天文学家们联合了其他机构的同行，让全球8个天文台计划同时对银河系中心的黑洞Sgr A*展开亚毫米波段观测，这些望远镜统称为“视界面望远镜”(Event Horizon Telescope)。
　　视界面望远镜包括：北美、南美、欧洲和南极的射电望远镜。
望远镜在全球分布示意图，红点代表望远镜所在地
　　分辨率与干涉臂长相关，臂长越长，分辨率越高。这些望远镜构成了一个干涉阵列，所以视界面望远镜的特点之一就是分辨率（分辨能力）高。
　　这些射电望远镜Sgr A*的暗影尺寸是5r（r指史瓦西半径），如果视界面望远镜仅利用位于夏威夷、加州和亚利桑那州的射电望远镜，达到的分辨率是6r，即能将相距6r的两个物体区分开。如果加上ALMA，分辨率达到3r，如果再加上南极的射电望远镜，分辨率将达到1.5r，绝对能分辨目标源的黑洞“暗影”。
　　这样一比较，视界面望远镜阵列的分辨率比哈勃望远镜的分辨率还要高出1000倍多呢。
　　视界面望远镜的另一个特点是灵敏度高。为了得到更高的灵敏度，在观测过程中，天文学家们采用了大望远镜和快速采集数据。
　　那么，这些望远镜如何合作呢？
　　天文学家们采用射电干涉技术，多台设备同时看和记录，然后数据汇总到一起分析，每天晚上产生的数据达到2PB（1PB=1048576GB，相当于50%的全美学术研究图书馆藏书咨询内容）。所以说，数据处理和理论分析是对天文学家提出的挑战。
　　黑洞本身很简单，但是从数据中挖掘出来的细节很大程度上取决于黑洞周围复杂的环境，因此我们需要能建模重构出这些复杂的环境。
　　数据量之多，处理难度之大，造成黑洞暗影的照片被处理出来还需要近一年的时间，预期最快2018年上半年能看到处理结果。
　　尽管难度大，面临挑战多，但天文学家作出计划，迈开合作观测这一步。
　　让我们等着黑洞暗影照片的出炉，更期待的是从照片讲出的故事，是验证了广义相对论，还是发现广义相对论有可改进之处？是否为黑洞吃东西、喷流等带来新的前进契机？让我们拭目以待！
　　致谢：在此感谢上海天文台韩文标老师和国家天文台苟利军老师对作者理解黑洞暗影所提供的帮助。
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