黑洞是指什么？

黑洞是指什么？

黑洞的起源最早可以追溯到18世纪末米歇尔和拉普拉斯提出的暗星。约翰·米歇尔于1783年，皮埃尔·西蒙·拉普拉斯于1796年分别提出，宇宙中最致密的天体可能是那些引力强到连光都无法逃逸的天体，这些天体被称为暗星（Dark Stars）。

“黑洞”这一说法最早可能出自1964年美国记者安·尤因在《Science News Letter》上撰写的一篇文章，她在标题中首次使用了“Black Hole”这个单词。这个名词在约翰·惠勒于1967年在纽约的一场演讲中被使用后，迅速传播开来。

黑洞解和“无毛”定理

黑洞，是指一个引力强到任何物体都无法逃出，也无法和外界交流信息的时空区域。1915年，阿尔伯特·爱因斯坦提出了广义相对论。一年后（1916年）卡尔·史瓦西就得到了爱因斯坦场方程的真空球对称解。它描述的是一个不旋转的球对称黑洞——史瓦西黑洞。

但是它的性质直到后来才被人理解。例如，史瓦西黑洞在史瓦西半径处具有奇异性。1924年，阿瑟·爱丁顿表示可以通过坐标变换来去除该处的奇异性。之后，乔治·勒梅特（1933年）指出史瓦西半径处的奇异性是坐标选择的结果，该处的时空是非奇异的。

黑洞的另一个性质就是事件视界（Event Horizon），一般认为它就是黑洞的边界。1958年，大卫·芬克尔斯坦首先意识到事件视界的物理意义。他指出事件视界是一个单向膜，任何物体一旦穿过它，就不会再对外部区域产生任何影响。但是，一些科学家对此表示怀疑，例如爱丁顿，他们认为存在某种未知的机制会阻止天体完全塌缩成黑洞。芬克尔斯坦还得到了史瓦西时空的分析延拓。同时，1960年马丁·克鲁斯卡发现了史瓦西时空的最大延拓。

除了史瓦西黑洞外，还存在其它各种各样的黑洞。1916年，汉斯·赖斯纳求解了带电质点的爱因斯坦场方程；1918年，冈纳·诺德斯特姆得到了带电质点附近的球对称度规——莱斯纳-诺德斯特姆黑洞。

后来，1963年，罗伊·克尔得到了爱因斯坦场方程的旋转轴对称解——克尔黑洞。它描述的是一个旋转的黑洞。1965年，埃兹拉·纽曼团队得到了带电的旋转黑洞解——克尔-纽曼黑洞。

以上是在广义相对论的框架下求解得到的黑洞。目前在其它引力理论的框架下也得到了很多不同的黑洞，例如海沃德黑洞，自完备量子黑洞，李-威克黑洞……

维尔纳·伊斯雷尔，布兰登·卡特和大卫·罗宾逊认为，在一定假设下，广义相对论中的黑洞是相对简单的物体，它们可以只用少量参数，例如质量，角动量和电荷来描述。这被称为无毛定理。如果放宽约束条件，或者考虑广义相对论之外的理论，无毛定理也未必成立。

在1960s末，罗杰·彭罗斯和史蒂芬·霍金证明了，一般条件下，在广义相对论的引力坍缩过程中，奇点的产生是不可避免的。由此，彭罗斯提出宇宙监督假设，即引力坍缩中产生的奇点一定会被隐藏在黑洞的视界后。

超越经典图像

1970s，大量研究表明黑洞与热力学系统之间极其相像。如果将黑洞的质量对应热力学中的能量，事件视界的表面积对应熵，表面引力对应温度，那么黑洞四定律就对应于热力学四定律。

霍金认为，黑洞并不是真正黑的，而是像黑体一样辐射，其温度正比于黑洞的表面引力。这种辐射是由量子效应引起的，被称为霍金辐射。因此，黑洞应当是在缓慢蒸发的。如果这种半经典的处理方法是正确的，那么黑洞的蒸发就不是一个单一的过程，这与量子力学相悖。这被称为信息悖论。恒星级黑洞与超大质量黑洞的霍金辐射几乎探测不到，只有对于较小的原初黑洞（这是一种被认为形成于宇宙早期的黑洞），这种效应才会变得明显。

大量的理论提出，严格意义上来说，黑洞不会形成。因为引力坍缩不会形成视界，只能在有限的时间内形成表面视界。但是这个时标实在太长，因此我们无法从观测来区分其与经典黑洞。在科学界，一些人喜欢用黑洞候选体（Black Hole Candidate）来称呼天体物理上的黑洞，这是因为想要证明数学定义上的黑洞的存在几乎是不可能的。另一些人则将质量满足黑洞要求的致密天体都称为黑洞，而将质量没有探测到，但是与黑洞有相似特征的致密天体称为黑洞候选体。