昨天，我們成為了世界上第一批看到黑洞照片的人類，你有沒有感覺到一絲絲的小激動呢？如果沒有，那就對了，因為那張照片已經被玩壞了。它的出現，並沒與讓人類很激動，卻給我們帶來了很多歡樂，想想也是值了。
黑洞照片一出來，愛因斯坦又喜聞樂見的紅了一把，明明是個科學家，卻硬生生被搞成了流量明星，如果愛因斯坦還活著，估計也很無奈。
很多人在黑洞照片上做了大量的文章，但是，我們卻忽略了一個事實：我們似乎並不是很明白黑洞究竟是個怎樣的洞。
於是便有了著名的哲學三問：黑洞是誰？它從哪兒來？它要到哪兒去？
我們首先來看看“黑洞”這個詞。
提起黑洞，大家一定覺得是不久之前才提出來的，甚至有人覺得“黑洞”這個詞是霍金提出來的，其實“黑洞”這個詞是由美國科學家約翰。惠勒在1969年創造出來的，用以形象的描述至少可以追溯到200年前的一個觀點，那個時代是波粒大戰的時代，也就是有一部分人認為光是粒子的構成的，而另一種觀點則認為光是一種波，當然，站在現在的我們，可以清晰的認識到：根據量子理論的波粒二象性，光可以看作粒子，也可以看做波。
在那個時代，如果光是由波構成的，在引力作用下光會有何種表現，並不清楚，但是如果把光堪稱是由粒子構成的，那麼就有可能對粒子在引力作用下的表現做出預言。
在這個基礎上，1783年米歇爾發表了一篇論文，在這篇論文中米歇爾指出：如果一顆恆星的質量足夠大，密度足夠大，那麼恆星所具有的強引力場就有可能使光也無法逃脫。米歇爾認為，這樣的恆星是大量存在的，但是，鑑於光無法達到我們這裡，所以我們無法觀測，但是，我們仍然可以探測到的它的引力作用。這類恆星就是我們所說的黑洞，確實名副其實。
為了理解黑洞是怎麼形成的，我們需要首先了解恆星的生命週期。
當大量的氣體在自身引力的作用開始坍縮，最終便會形成一顆恆星。隨著氣體的收縮，氣體中原子間的碰撞越來越激烈，同時，運動速度越來越大，結果是氣體的溫度不斷升高，最終氣體的溫度變得非常之高，以致氫原子不再因為碰撞而彈開，而是合併在一起形成氦原子。這種反應稱之為核聚變，猶如受控氫彈，而反應所釋放的熱量就是使恆星閃閃發亮的原因。由此產生的熱量還會使氣體壓強增大，直到壓力可以平衡引力，氣體便不再收縮。
然而，恆星最終會把內部的氫和其它核燃料全部消耗殆盡。而且恆星形成之初所含有的核燃料越多，它把燃料耗盡所需要的時間越短，這看去不科學，然而，事實就是如此。
因為恆星的質量越大，能與引力平衡所需要的溫度就越高，而溫度越高，燃料消耗的速度就越快。
對於我們太陽來說，所含有的核燃料還可以再燃燒50億年左右，但更大質量的恆星可以在1億年壽終正寢。
一旦，燃料消耗殆盡，恆星就會冷卻下來，開始收縮，那麼之後又會發生什麼呢？
1928年，一位名叫蘇布拉馬尼揚。昌德拉塞卡的印度研究生乘船奔赴英格蘭，擬就讀於劍橋。
在這次旅途中，昌德拉塞卡完成了一項工作：質量多大的恆星能在全部燃料消耗殆盡後，仍然可以抗拒其自身引力存在下來。
他的思路是，隨著恆星變小，物質粒子會彼此靠的非常近，但是，泡利不相容原理指出，兩個物質粒子不可能同時佔有相同的位置和相同的速度。因此，物質粒子的速度必定有差距，這會使粒子相互遠離，於是促使恆星膨脹。所以，在引力的吸引作用和不相容原理造成的斥力之間會達到一種平衡。
然而，昌德拉塞卡意識到，不相容原理提供的斥力存在一個極限。相對論限制了物質粒子的運動速度最大差異不能超過光速，這意味著當恆星密度變的足夠高的時候，不相容原理引起的斥力應當小於引力的吸引作用。
經過昌德拉塞卡的牛逼的計算：
對於一顆無能量的恆星來說，當它的質量大於約1.5倍的太陽質量時，這顆恆星便不可以抵抗其自身的引力作用而維持現狀不變，現在人們把這個質量稱之為”昌德拉塞卡極限“。
這一點對於大質量的恆星來說至關重要。如果質量小於昌德拉塞卡極限，恆星最終會停止收縮，並進入一種可能的終極狀態，成為一顆白矮星。白矮星就是靠電子間的不相容原理斥力來維持的。
對於一顆質量範圍約為一到兩倍太陽質量的恆星來說，還存在另一種可能的終極狀態，但其尺度比白矮星還要小的多。維持這種恆星的力，應當是來自中子和質子間的不相容原理斥力。正因為如此，它們便被稱為中子星。
根據昌德拉塞卡的工作，對一顆質量大於昌德拉塞卡極限的恆星來說，不相容原理不可能使其塌縮過程停止下來。
後來，根據奧本海默的工作（順便提一下，他是原子彈之父奧，美國的原子彈能夠炸了小日本，他功不可沒奧），隨著恆星的收縮，恆星表面的引力場越來越強，在這個過程中，光要逃脫恆星變得越來越困難，而且對遠方的觀測者來說，星光會逐漸變得更暗、更紅。
最終，當恆星收縮到某個確定的臨界半徑的時候，恆星的表面的引力場會變的非常強，其結果是使光也無法從恆星向外逃逸。根據相對論，任何物體的運動速度都不可能大於光速，因此，任何其他物體也不可能向外逃逸。這麼一來，
任何事物都不可能從該區域逃逸而出而到達遠方的觀測者，我們現在把這個區域叫做黑洞，黑洞的邊界稱為事件視界，事件視界與剛好不能從黑洞逸出的光線路徑一致。
彭羅斯和霍金在1965年至1970年之間的一項工作證明：根據廣義相對論，在黑洞內部必然存在著一個密度無窮大的奇點。
在奇點處，科學定律以及我們預測未來的能力一概失效。
這個引人注目的事實導致彭羅斯提出了宇宙監督假設：有引力塌縮造成的奇點只能出現在像黑洞那樣的地方，奇點在那裡被事件視界嚴嚴實實的隱藏了起來，外部觀測者根本看不到。嚴格的來說，這正是所謂的弱宇宙監督假設。
宇宙監督假設的強版本指出：在一個現實的解中，奇點要麼就像引力塌縮中的奇點那樣永遠出現在未來之中，要麼便會像大爆炸那樣完全見之於過去，二者必居其一。
在引力塌縮並形成黑洞的過程中，運動會被引力波的發射所阻斷，因此，可以預料的是，無需太長的時間，黑洞就會平靜下來，並出於某種穩恆狀態。
過去人們認為，這種終極穩恆狀態應當取決於經塌縮而形成黑洞的那個天體的具體細節。黑洞可能大小不一，形狀各異，而且它們的形狀甚至有可能不是固定不變的，而是在不停的脈動。
然而，
1967年，伊斯雷爾證明了任何無自轉的黑洞，必然呈現完美的圓球形，不僅如此，黑洞的大小應當由質量唯一的確定。
儘管一個天體的初始狀態並非為圓球形，但是隨著塌縮並形成黑洞，由於引力波的發射，這個天體會平靜下來，並最終稱為圓球狀態。
1963年，紐西蘭人羅伊。克爾發現了一組廣義相對論的黑洞解，而且具有更加廣泛的意義。
這類”克爾“黑洞以恆定的速率自轉，其大小和形狀只取決於黑洞的質量和自轉速率。如果自轉速率為零，黑洞便具有完美的球形，但是，如果自轉速率不為零，黑洞便會在赤道附近向外隆起。
因此，對於一個有自轉的天體來說，它經歷塌縮並形成黑洞的終極狀態應當用克爾解來描述。
黑洞經引力塌縮之後，它可以有自轉，但是不會有脈動。黑洞的大小和形狀應當只取決於它的自轉速率和質量，與經塌縮而形成黑洞的那個天體的性質無關，這一結果被戲稱為”黑洞無毛“。
我們還可以考慮這樣一種可能性，即也許存在一些質量比太陽質量小的多的黑洞，這類黑洞不可能透過引力塌縮而形成，因為它們的質量小於昌德拉塞卡極限。
因此，能形成小質量黑洞的唯一條件是，在非常大的外部壓力的作用下，物質被壓縮到極高的密度。
一種可能性是，這類小質量的黑洞也許已經在極早宇宙的高溫、高壓條件下形成了。如果極早期的宇宙的物質分佈並非絕對平滑和完全均勻，那麼就有可能形成黑洞。
所以要是我們能夠確定目前存在的原初黑洞的個數，就應當會獲得有關宇宙極早階段的許多認識。對於，質量大於10億噸的原初黑洞來說，只能透過它們的引力作用對其他看見物質或者對宇宙膨脹的影響加以探測。
然而，其實黑洞其實並不是完全黑不可知：它們會像灼熱物體那樣發出輻射，而且黑洞的質量越小，所發出的輻射越強。由此可見，與大黑洞相比，較小質量的黑洞實際上也許更容易探測到。
霍金騷年相信，根據量子力學的測不準原理，自轉黑洞應當會產生併發射粒子，然而經過計算，霍金堅信即使是無自轉的黑洞，它們顯然也應該以某種恆定的速率產生併發射粒子。這令霍金驚訝不已，並深感迷惑。
不過最終使霍金相信這種輻射確實存在的事實是：被輻射出去的粒子的譜恰好正是熱物體的輻射譜。黑洞在以恰到好處的速率不斷的發射例子，從而保證不至於違背熱力學第二定律。
黑洞應當像有溫度的熱物體那樣會發出粒子和輻射，而這裡的溫度僅取決於黑洞質量：
質量越大，溫度越低
。
黑洞的質量越小，它的溫度就越高，所以隨著黑洞質量的損失，它的溫度和發射速率逐漸增高，於是黑洞質量的損失就變得更快。
當黑洞質量變得極小之際將會發生這樣一種情況：
黑洞會透過一次爆發式的終極發射而完全消失，其輻射能量之大可相當於數百萬顆氫彈的爆炸。
而對於質量極小的原初黑洞，這類黑洞應該有高的多的溫度，發出輻射的速率也會大的多。對於一個初始質量為10億噸的黑洞來說，它的壽命大體上與宇宙的年齡相等。初始質量更小的黑洞，應當已經完全蒸發完了，而對於質量稍大一些的黑洞，仍然會以X射線和伽馬射線的形式在發生輻射。這些射線與光波相類似，不過波長要短的多，這類黑洞很難稱的上是黑的，它們實際上是白熱的，正以約為1萬兆瓦的功率發射能量。
要是我們能駕馭這樣一個黑洞的能量輸出，那麼它就可以抵得上十座大型發電站，不過，到目前為止，我們也就只是想一想。
注：本文主要內容來自《宇宙簡史》
