黑洞的质量就一定比恒星大吗（对于我们这些不了解天文学和物理学的人来说）

我们来看一下业余天文学家、研究人员及作家Martin Silverant在天文在线上的回答：“

我会分四个部分回答这个问题：

第一，黑洞是什么？第二，黑洞是如何形成的？第三，为什么黑洞会有如此强烈的引力场？第四，黑洞的解剖结构是什么？

首先，黑洞是什么？

黑洞是空间中的一个位置，它的引力场非常强，以至于其逃逸速度超过了光速。这意味着你需要大于光速的速度(在物理上这是不可能的)才能逃离黑洞。

因为没有光可以逃脱黑洞，所以它是黑色的。当然，这不是你衬衫的那种黑色，因为衬衫它的黑色是能够反射光线的。而黑洞，它根本不反射光线，所以它是最黑的。

【下面的图片是对黑洞的一个很好的类比，在黑洞中，超过某一点的水流是如此强烈，以至于再大的速度也不足以逃离它。

这确实是一个相当完美的类比，因为虽然我们不能直接研究黑洞，并且我们也不能观察得到它们或观察它们的内部（我们只能从它们影响周围恒星的引力场中推断出它们的存在，我们可以看到来自流入物质的辐射），但我们可以研究黑洞的类比，其中一个研究霍金辐射(黑洞被认为是一个缓慢蒸发的过程)的类比利用了水流。】

了解了黑洞是什么，我们来聊聊黑洞是如何形成的。

这一切都始于一颗大质量恒星。当恒星将氢聚变成更重的元素时(这一过程被称为热核聚变)，产生的热量会产生一个向外的压力，这会抵消来自重力的内力。本质上，热压可以防止恒星在自身引力下坍塌，只要恒星有燃料熔化并产生热量，热压和重力就是平衡的(称为流体静力平衡)。

在某一时刻，恒星耗尽了燃料，这意味着热压降低，而重力就会占据主导地位。这就是核心塌陷发生的时候。核心塌陷发生之后，有三种情况：末端质量低于钱德拉塞卡极限的太阳质量1.4倍的恒星将坍缩成白矮星，末端质量介于钱德拉塞卡极限和托尔曼—奥本海默—沃尔科夫极限(即TOV极限)之间的恒星将成为中子星，末端质量高于TOV极限的恒星将成为黑洞。这个末端质量与至少25倍于太阳质量的初始质量相关。

【我们不妨假设上图中的恒星有30个太阳质量。当核心坍塌时，会发生一种称为超新星的爆炸，它会将大量物质喷射到太空中。这则是一张真实的超新星图像。

在下面的图像中，你可以看到恒星的初始质量与其结束质量之间的关系。对于一颗初始质量是太阳30倍的恒星来说，它的最终质量大约是4个太阳质量—足以形成一个黑洞。

我在图片上标出了两行，作为如何阅读这幅图片的例子。一颗初始质量为25M☉(太阳质量)的恒星，其末端质量约为2M☉(要记住TOV限制为2-3M☉)。我还用蓝色标记了一颗30M☉的恒星，正如你所看到的，它的末端质量是4M☉。此外，你也可以看到，任何初始质量低于25M☉的恒星都将成为质量为0.88M-1.44M☉的中子星。】

接着，我们不妨研究一下，为什么黑洞会有如此强烈的引力场。

首先，我们要了解一个关键的部分：引力场的强度取决于两个因素，一，物体的质量；二，你离物体的距离有多远。

【我们来看上面的恒星，它的半径比中子星和黑洞大得多。然而，这一比例还远远不够，因为中子星和黑洞远远小于这个比例。虽然太阳的直径为139.14万公里(和1个太阳质量)，但中子星的直径通常约为20公里(大约1.4个太阳质量)，一个质量为3个太阳质量的黑洞被认为被压缩到一个点，尽管在这个质量下它的史瓦西半径(或引力半径)约为8.86公里(直径17.73公里)。稍后，我会更多地谈到史瓦西半径。

这里有三个质量增加，但半径减小的物体。现在，虽然由于质量的不同，这三个物体都有不同强度的引力场，但它们的半径也是至关重要的。如果我们假设这三个物体的质量相同，但大小不同，那么为了使得来自恒星的引力场与来自中子星的引力场相同，你必须在恒星内部。但是，要体验与普通恒星相同的中子星引力场，你需要远离它直到一段距离之外(由中子星周围的黄色圆圈表示)。所以你看，在质量相同但半径较小的情况下，你可以更接近中子星，就像你可以接近普通恒星一样，所以你会在中子星的表面体验到更强的引力场，就像普通恒星上的引力场一样。黑洞有更大的质量和更小的半径(假设是点源)，所以当你接近它时，它的引力场真的很极端。极端到即使是在宇宙中速度最快的光也不能逃逸，就像我们一开始看到的那样。】

最后，我们再来看看，去解剖一个黑洞，它的结构会是什么。

【现在我们先来看看有趣的部分。黑洞的成分是什么？在下面你可以看到黑洞相关部分的简化版本。首先，我们会谈到黑洞是如何压缩到一点的。至少，这是假设的，尽管在现实中我们的确不知道黑洞是否真的是一个点源。不管这个点源是物理的还是数学的，它被称为引力奇点。这个奇点有一个逃逸速度超过光速的区域，这个区域由史瓦西半径定义。这个甚至连光也逃不出黑洞的边界叫做视界，这是时空中的边界。

在质量曲线时空，黑洞之中的情况下，质量密度曲线时空，以至于光被捕获。下面的图像给出了一些概念，尽管如此，请记住，这是空间扭曲的二维表示，而实际上空间是三维扭曲的。因此，更好的设想是时空向内弯曲，形成一个重力井(如下图中的b所示)。

准备好学习更多技术性的东西了吗？让我们来看看更完整的黑洞解剖图。下图是史瓦西黑洞，这是一个最普遍的黑洞模型。这是一个不带电荷的非旋转黑洞。人们认为不存在不旋转的黑洞，但史瓦西度规提供了一个简单的黑洞模型。再往下我们再去看一个旋转的黑洞。

如你所见，与基本的黑洞解剖学相比，这里还有两到三个额外的组成部分。黑洞有一个外视界和一个内视界，或称柯西视界。柯西地平线的一侧包含封闭的类空间测地线，另一侧包含封闭的类时间测地线。测地线是曲线空间中两点之间的最短路径。当物质落入黑洞时，它会走尽可能短的路径，在柯西地平线之外，时空测地线会颠倒过来。因此，在内部事件视界之外，你不再是在空间中旅行，而是在时间中旅行。因此，如果你跨过这条地平线，你将走向你不可避免的未来，而那，就是奇点。

在史瓦西半径之外，有一个被称为光子球的边界，在那里，重力足够强，以至于光子(光粒子)被迫在轨道上运动。超出该边界，你会向事件视界移动，但在光子球体处，光子将在轨道上移动至少一小段时间(轨道不稳定)。光子绕圈运行的有趣之处在于，当你位于光子球体时，从你后脑勺开始的光子会围绕黑洞运行，然后会被你的眼睛捕捉到，所以你会极有效率地看到你的后脑勺。这很奇妙，不是吗？

最后，让我们来看看旋转黑洞，它要么是克尔黑洞(不带电荷的旋转黑洞)，要么是克尔—纽曼黑洞(带电荷的旋转黑洞)。而黑洞只有三个基本属性：质量、电荷和角动量(自旋)。

恒星不停旋转，当一颗大质量的恒星坍缩成黑洞时，它的角动量不仅在黑洞中守恒，而且随着半径的大幅减小，它的角动量也会增加。试想一个滑冰运动员，当她收紧双臂时，她的旋转速度会增加，因为这会降低她的转动惯量。

由于离心力的作用，黑洞的旋转使得史瓦西半径变得扁平。另外，引力奇点不再是点源，而是二维环奇点。旋转黑洞的另一个重要的附加成分是势层，这是一个超出外部事件视界的区域。电气球在旋转黑洞的两极接触到事件视界，并在赤道延伸到更大的半径，根据黑洞的旋转速度，电气球的形状要么是扁球体，要么是南瓜形。

当黑洞旋转时，它在旋转方向上扭曲时空的速度随着距离视界的距离而减小，这意味着离视界较近的时空将比距离视界较远的空间扭曲得更严重。此过程称为框架拖动。由于这种拖拽效应，除非对象相对于局部时空以比光速更快的速度移动，否则相对于远距离的外部观察者而言，势层内的对象不会显得静止不动，而这是不可能的。然而，由于势层位于事件视界之外，该区域内的物体仍然可以通过黑洞的旋转而获得速度而逃离黑洞。】

作者: Quora

FY: 罗导

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