| “ | 沒有人能跑得掉 | ” |
黑洞（black hole）顧名思義就是黑黑的洞是一類質量很大，體積很小，密度很大的天體。又名灰洞。
定義
由一個只允許外部物質和輻射進入而不允許物質和輻射從中逃離的邊界即
簡介
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| ——《 | ||
黑洞一般是大質量恆星在生命末期因自身重力坍縮而成（原初黑洞除外）。
理論上，只要假設一個物體以光速進行圓周運動，其速度即便達到光速所產生的離心力也不足以脫離天體就會形成黑洞，那麼根據萬有引力公式（F=GMm/R^2）以及動能定律（E=1/2mv^2）就可以得到勢能為（萬有引力乘半徑）GMmh/R，當動能與勢能相同時才能脫離天體表面，即1/2mv^2=GMm/R，化簡後v^2=2GM/R，由於默認了v=c，其結果就是R=2GM/c^2，這個結果就是史瓦西半徑。因此，理論上只要把一個物體壓縮到它的史瓦西半徑以下，這個物體就會變成黑洞，準確的說史瓦西黑洞（也叫尋常黑洞）。
但根據萬有引力定律推算出來的黑洞其實並不準確，因為大質量會使得時空扭曲，如果黑洞天體有著一定的自旋角動量它就會拉扯著周圍的時空一起旋轉，並且對其內部的時空也有影響。
在黑洞的命名問題上，由於假定的黑洞的逃逸速度要超過光速，所以就連光本身都無法離開，但是在廣義相對論中世界上沒有東西可以比光還快，所以不可能有存在從黑洞中逃逸的物質。因為沒有光子能夠從黑洞反射到眼睛裡，所以黑洞比地球上任何黑色都要黑，類似於物理學上的「黑體」，因而得名「黑洞」。「黑洞」這一名詞，可考情況下最早於1967年12月29日由美國物理學家
然而現在我們又知道並不是沒有任何東西能從黑洞逃離的，在1974年史蒂芬·霍金提出了黑洞輻射這一概念。由於在真空中會瞬間憑空產生許多的正反粒子對，然後湮滅把能量又還給真空，就像無事發生一樣，但是當這一過程發生在黑洞視界上時，就會有其中一個粒子掉入黑洞，而另一個粒子就會被往反方向噴射到無窮遠（有點類似把拉長了的皮筋剪斷的感覺），而這一動能則必須由黑洞的質量提供。
黑洞不會主動掠奪伴星的物質，而是被伴星餵大，而且是慢嚼細咽，伴星提供的物質並不會直接掉進黑洞，而是先在黑洞外圍形成吸積盤，再慢慢從吸積盤掉進黑洞如果你靠近黑洞，會被拉成麵條狀，最後崩解成原子。因為速度不一樣所以會產生摩擦，讓吸積盤上的物質轉速變慢，最後掉進黑洞裡。因為摩擦而產生高溫，所以會發出強烈的X射線和伽瑪射線穿透力和破壞力能秒殺人體組織。
另外，理論上也並非只有大質量恆星通過引力坍縮才能形成黑洞，也有名為「原生黑洞」的猜想。原生黑洞是指宇宙大爆炸時因為大爆炸的瞬間產生的極其強的力量，將一些物質極限壓縮，達到了黑洞的形成條件，從外部被強行擠壓成為了黑洞。但原生黑洞目前並沒有被實際發現，而是隻存在於理論中，很有可能它們中的大部分已經在漫長的時光中被蒸發殆盡了。
因為黑洞的概念太怪異了，所以當它被提出時很多科學家並不認為宇宙中真的存在黑洞，包括【現代物理學之父】愛因斯坦。
雙星系統天鵝座X-1是人類於1971年最早觀測到的黑洞。曾經，物理學家史蒂芬·霍金與基普·索恩打賭，霍金認為天鵝座X-1不是黑洞。但是1990年的時候霍金讓步並投降認輸，因為觀測證據顯示在天鵝座X-1中存在有引力奇點。
2019年4月10日，事件視界望遠鏡項目的科學家發表了對M87星系中心黑洞進行觀測得到的影像，這是人類首次對黑洞進行直接觀測。
2020年，諾貝爾物理學獎授予黑洞相關研究人員。
2021年，EHT公佈了最新的一張黑洞照片，該照片的主角是M87星雲不是那個奧特曼系列和光之國等所在的M78星雲，於2017年4月攝得，該黑洞外圍有宇宙塵埃包圍，是首次發現黑洞亦有陰影的證據。
類型
按形成機制
- 恆星坍縮黑洞：由大質量恆星通過超新星爆炸後塌縮形成，通常是恆星質量黑洞。
- 黑洞合併黑洞：由多個較小的黑洞通過引力相互吸引並合併形成，通常形成中等質量黑洞或超大質量黑洞。
- 原初黑洞：在宇宙大爆炸後不久，在高密度區域形成的黑洞，假設質量範圍廣泛。
按物理特性
根據美國物理學家
1. 不旋轉不帶電黑洞（施瓦西黑洞）；
2. 不旋轉帶電黑洞（賴斯納-諾德斯特羅姆黑洞）；
3. 旋轉不帶電黑洞（克爾黑洞）；
4. 旋轉帶電黑洞（克爾-紐曼黑洞）。
這種分類反映了黑洞的幾何和物理特性。例如，對於施瓦西黑洞，它是最簡單的黑洞，僅由質量決定，沒有角動量和電荷；對於賴斯納-諾德斯特羅姆黑洞，電荷的引入會改變其附近的電磁場結構；對於克爾黑洞，旋轉會導致時空拖拽效應；對於克爾-紐曼黑洞，它是最複雜的黑洞，結合了旋轉和帶電的性質。
| 是否帶電\是否旋轉 | 不旋轉 | 旋轉 |
|---|---|---|
| 不帶電 | ||
| 帶電 |
極端與事件視界崩潰情況：
角動量與電荷的具體限制公式為：J²/M²+Q²≤M²，因此角動量與電荷均不能過大，否則會導致極端特性。
如果繼續增加則會導致角質比或荷質比失衡，使黑洞內事件視界與外事件視界重合，從而導致事件視界崩潰，出現裸奇點或裸奇環。
進行笛卡爾乘積後會有以下情況發生（原本不存在對應角動量與電荷的情況則不作考慮）。
| 黑洞類型\極端特性與事件視界崩潰 | 角動量增加 | 角質比失衡 | 電荷增加 | 荷質比失衡 |
|---|---|---|---|---|
| （無角動量） | （無角動量） | （無電荷） | （無電荷） | |
| （無角動量） | （無角動量） | |||
| （無電荷） | （無電荷） | |||
| 黑洞類型 | 接近極端狀態的表現 | 達到極端狀態的後果 | 現實可能性 |
|---|---|---|---|
| 施瓦西黑洞 | 無法接近極端狀態（無角動量與電荷） | 不適用 | 僅存在於理論模型中 |
| 克爾黑洞 |
|
裸奇環（違反宇宙監督假設） | 常見（如星系中心黑洞） |
| 賴斯內爾-諾德斯特洛姆黑洞 |
|
裸奇點（違反宇宙監督假設） | 理論模型（電荷易被中和） |
| 克爾-紐曼黑洞 |
|
裸奇環（違反宇宙監督假設） | 僅數學解（電荷難以長期維持） |
※施瓦西黑洞、賴斯內爾-諾德斯特洛姆黑洞僅存在於理論上。因為在實際情況中，由於引力收縮和角動量守恆的作用，所有天體都會產生一定的自轉，因此完全靜止的天體是不存在的。此外，自轉是黑洞獲得角動量的根本來源，這類「無角動量黑洞」只能作為數學解存在。
※賴斯內爾-諾德斯特洛姆黑洞、克爾-紐曼黑洞僅存在於理論上。因為在實際情況中，黑洞會吸收周圍環境中的帶電粒子（正負電荷），並最終達到電中性狀態。即使在特殊環境中形成了初始帶電黑洞，淨電荷也會迅速被中和。因此，帶電黑洞實際上不可能長期存在。
※根據英國數學物理學家、哲學家
※在質量、角動量、電荷三者中，由於實際觀測中的黑洞通常是電中性的，僅存在質量和角動量兩個參數。天體物理學中使用歸一化的無量綱自旋參數（a/M）來量化角動量。自旋參數的絕對值範圍為0到1——0表示理論上的施瓦西黑洞（完全不旋轉），1表示理論上的極端克爾黑洞（角動量達到上限，事件視界收縮到極限），此外，自旋參數的正負號表示黑洞的自旋方向與其吸積盤旋轉方向的相對關係：同向為正，反向為負。自旋參數是研究黑洞吸積盤動力學、相對論性噴流和引力波信號的重要量。
※ 根據觀測和模擬結果，目前已知宇宙中的黑洞幾乎均為克爾黑洞[1]或接近極端克爾黑洞 [2]。因此，除克爾黑洞和極端克爾黑洞以外的其他黑洞類型，目前僅存在於數學模型或理論解中。
按質量
- 恆星質量黑洞（stellar-mass black hole，sMBH）：質量範圍為3-100倍太陽質量，形成於大質量恆星的坍縮。
- 中等質量黑洞（intermediate-mass black hole，IMBH）：假設質量範圍為100-10^5倍太陽質量，可能形成於恆星團或原初黑洞。
- 超大質量黑洞（supermassive black hole，SMBH）：質量範圍為10^6-10^10倍太陽質量，通常位於星系中心。
- 特大質量黑洞（ultramassive black hole，UMBH）：理論上質量大於10^10倍太陽質量，目前僅有少數觀測候選者。
- 絕超質量黑洞（hypermassive black hole，HMBH）：理論上假設的質量大於10^11倍太陽質量的黑洞類型。
按事件視界形態
- 普通黑洞：具有單一的事件視界。
- 雙事件視界黑洞：例如理論上存在的極端克爾黑洞，可以擁有雙事件視界，但這種情況尚未在觀測中被發現。
按吸積盤活動
- 活躍黑洞：通常位於星系中心或雙星系統中，伴隨有強烈的吸積盤活動及輻射。
- 非活躍黑洞：如孤立黑洞，周圍沒有顯著的吸積物質，吸積盤活動較弱。
按引力波信號
- 引力波赫洞：通過引力波信號（如雙黑洞合併事件）直接觀測到的黑洞，通常是通過雙黑洞合併形成的。
- 非引力波赫洞：無法通過引力波直接觀測到的黑洞，通常是由於觀測技術限制或環境因素使其不產生顯著的引力波。
按黑洞的衰退過程
- 蒸發黑洞：根據霍金輻射理論，黑洞會隨著時間的推移逐漸蒸發，特別是對於小質量黑洞（如原初黑洞）。
- 穩定黑洞：通常是質量較大的黑洞，因其較長的壽命和穩定的存在，在宇宙時間尺度內不容易蒸發。
按理論模型
- 量子黑洞：考慮到量子效應可能對黑洞的結構和性質產生影響的模型，特別是在極小尺度上。
- 弦理論黑洞：基於弦理論的黑洞模型，可能具有不同的結構和性質。
- 環量子引力黑洞：基於環量子引力理論的黑洞模型，旨在解決量子引力問題。
按黑洞所處環境
- 孤立黑洞：不與其他天體有顯著互動的黑洞，通常位於星系中較遠的區域。
- 雙星系統黑洞：與恆星組成雙星系統的黑洞，或與其他黑洞組成的雙黑洞系統。
- 星團黑洞：位於星團中心的黑洞，通常與其他天體或黑洞相互作用。
娘化形象
- 主條目：黑洞娘
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