黑洞
黑洞
黑洞（）是一种类星体，就像一个理想的黑体，它不反光，且有著极大的引力，以致形成所有的粒子与光等电磁辐射都不能逃逸的区域。
广义相对论预测，足够紧密的质量可以扭曲时空形成黑洞；不可能从该区域逃离的边界称为事件视界。虽然事件视界对穿越它的物体的命运和情况有巨大影响，但对该地区的观测似乎未能探测到任何特征。此外，弯曲时空中的量子场论预测，事件视界发出的霍金辐射，如同黑体的光谱一样，可以用来测量与质量反比的温度。在恒星质量的黑洞，这种温度往往在数十亿分之一K，因此基本上无法观测到 。
最早在18世纪，约翰·米歇尔和皮耶-西蒙·拉普拉斯就考虑过引力场强大到光线都无法逃逸的物体。1916年，卡尔·史瓦西发现了第一个能用来表征黑洞的广义相对论精确解（也就是史瓦西黑洞），然而在1958年才首次发表史瓦西解做为一个无法逃脱空间区域的解释。长期以来，黑洞一直被认为仅仅来自数学上的好奇。在20世纪60年代，理论工作显示这是广义相对论的一般预测。约瑟琳·贝尔·伯奈尔在1967年发现中子星，激发了人们引力坍缩形成的致密天体可能是天体物理中的实体的兴趣。
预期恒星质量的黑洞会在恒星的生命周期结束的坍塌时形成。黑洞形成后，它可以经由吸收周边的物质来继续生长。透过吸收其它恒星并与其它黑洞合并，可能形成数百万太阳质量（M☉）的超大质量黑洞。人们一致认为，大多数星系的中心都存在著超大质量黑洞。
黑洞的存在可以透过它与其它物质和电磁辐射（如可见光）的交互作用推断出来。落在黑洞上的物质会因为摩擦加热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，成为宇宙中最亮的一些天体。如果有其它恒星围绕著黑洞运行，它们的轨道可以用来确定黑洞的质量和位置。这种观测可以排除其它可能的天体，例如中子星。经由这种方法，天文学家在许多联星系统确认了黑洞候选者，并确定银河系核心被称为人马座A*的电波源包含一个超大质量黑洞，其质量大约是430万太阳质量。
2016年2月11日，LIGO科学合作组织和Virgo合作组宣布第一次直接观测到引力波，这也代表第一次观测到黑洞合并。迄2018年12月，已经观测到11件，其中10件是源自黑洞合并，只有1件是中子星碰撞。2019年4月10日，首次发布了黑洞及其附近的第一张影像：使用事件视界望远镜在2017年拍摄到M87星系中心的超大质量黑洞。
历史.
牛顿力学下的黑洞.
最早预言黑洞存在的人是英国牧师约翰·米歇尔，他在写给亨利·卡文迪什的一封信（读于1783年11月27号，次年发表在《自然科学会报》）中，曾提出过有质量大到连光都无法逃离之天体的想法。米歇尔假设这种天体的密度与太阳密度相同，以简单的计算得出结论：当这种天体的直径超过太阳直径的500倍时，其表面的逃逸速度将超过光速，就会形成这样的天体。米歇尔正确地指出，这种超大质量但没有辐射的物体，可以透过它们对附近可见物体的引力效应来观测。当时的学者对这种隐藏在视野中的巨型、但看不见的恒星的建议极感兴趣，可是当19世纪光的波动说战胜微粒说时，热情就减弱了。因为如果光是波而不是"粒子"，就不清楚重力对逃逸光波的影响（如果有的话）。
除此之外，现在的物理学还否定了米歇尔光从超大质量恒星的表面径直射出，然后由于恒星的引力运动减缓、停止，然后以自由落体落回恒星表面的想法。
广义相对论下的黑洞.
1915年，爱因斯坦发展出他的广义相对论理论，率先显示引力确实会影响光的运动。仅仅几个月后，卡尔·史瓦西就发现描述爱因斯坦重力场方程式质点和球体质量的解。这样，若透镜天体于观测者与遥远光源之间掠过时，观测者可以检测到光源光度随时间变化的光变曲线上出现一个峰。
微引力透镜法可用于证认部分晕族大质量致密天体，包括恒星级黑洞。遗憾的是，由于我们对此类天体了解仍然不足，因此无法确定所有微引力透镜事例中透镜天体的类型，可以认为这些事例包含了一定数量的黑洞候选天体。
恒星生成.
有一种说法：当黑洞吞噬星体，会喷出伽玛射线，在伽玛射线的前端会聚集气体，形成恒星。#重定向
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参见.
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