關於提出黑洞的歷史
英國地理學家約翰·林可唯首先提出了黑洞的問題。1783年，他提出，如果壹個天體的質量與太陽相同，天體的直徑只有3公裏左右，那麽這個天體表面的引力是如此之大，以至於即使是宇宙中最快的光子也無法從它的表面逃逸。
此外，法國物理學家拉普拉斯在1796年預言:“如果壹個天體的質量約為太陽的250倍，直徑與地球相當，那麽這個天體表面的引力將變得如此之大，以至於連光都無法逃逸。”直到20世紀愛因斯坦發表了廣義相對論，我們對黑洞理論有了很多新的認識，比如知道了黑洞形成的必然條件，知道了黑洞三個獨特的物理特征。
美國勞倫斯·利弗莫爾國家實驗室的研究指出，中型黑洞可能會“復活”死去的白矮星。圖為黑洞吸入附近藍星物質的示意圖。黑洞概述
黑洞是壹個時空區域，它會表現出如此強大的引力效應，以至於任何粒子和電磁輻射，比如光子，都無法從黑洞內部逃逸。廣義相對論預言，壹個足夠密集的質量可以彎曲時空，形成壹個無法逃脫的區域邊界，這就是所謂的事件視界。簡單來說，這就是信息的結尾，妳無法傳達。
目前還沒有直接觀測到黑洞的證據，但是可以從黑洞周圍的時空找到黑洞的間接證據。例如，當黑洞影響周圍的恒星時，恒星的物質會由於黑洞的強大引力而落入黑洞，黑洞和恒星之間會形成吸積盤。在這個過程中，恒星的物質會被加熱而輻射出能量(X射線)，這將被我們觀測到。這裏需要知道的是，目前並沒有發現真正的黑洞，只發現了類似黑洞的候選者。
X射線雙星系統中的巨星吸積盤示意圖
黑洞的形成
黑洞是大質量恒星在臨界值以上“死亡”而形成的特殊天體。起初，典型的恒星，如太陽，依靠氫聚變來維持能量。然後氫氣耗盡，由於重力的壓力，核心環境變成了氦氣，開始聚變。質量更大的恒星會與更重的元素融合，直到達到鐵。根據理論，如果恒星的核心質量大於或等於太陽質量的3.2倍，那麽就沒有能量(斥力)來抵抗自身的引力，引力開始向中心無限坍縮，然後就形成了壹個“黑洞”，黑洞的中心就會趨於奇點。
目前黑洞的形成有兩個經典極限值。首先是《奧本海默》-沃爾科夫極限(冷中子星的質量上限)，接近太陽質量的2.17倍。如果壹顆冷中子星超過這個極限，它很可能會由於強大的引力而坍縮成黑洞。第二個是著名的史瓦西半徑，史瓦西半徑是指當壹個物體被壓縮到臨界半徑時，就會形成黑洞。嚴格來說就是壹個球對稱，不旋轉，不帶電的物體的重力場值。當壹個特定質量的物體被壓縮到這個值時，它自身的引力可以被壓縮到壹個奇點，而不受約束。理論上，太陽的史瓦西半徑約為3公裏，地球的史瓦西半徑只有9毫米左右。質量大於或等於太陽3.2倍的天體，如果被壓縮到其史瓦西半徑內，就會形成黑洞。