爱因斯坦在1905年提出了狭义相对论，把⽜顿⼒学和⻨克斯⻙电磁学统⼀起来，给出了⼀个描述惯性系中物质和光线运动的新理论。但是狭义相对论有⼀个局限性，就是它不能处理加速系或者引⼒场中的情况。为了克服这个局限性，爱因斯坦⼜花了⼗年的时
间，终于在1915年提出了⼴义相对论，把引⼒也纳⼊了相对论的框架，给出了⼀个描述时空和物质相互作⽤的新理论。
爱因斯坦提出了⼴义相对论之后，很快就有⼈开始尝试寻找他的⽅程的解。其中最早的⼀个解是1916年由德国物理学家卡尔·史瓦
⻄发现的，这个解后来被称为史瓦⻄解，它可以写成：
这个解也有⼀些奇怪的地⽅。你可以看到，在
和
的地⽅，⽅程就会出现奇点。中⼼出现奇点并不出乎意料，因
为也可以⽤⽜顿引⼒理论去理解。但被称为史瓦⻄半径的后者，就很难理解了。后来，史瓦⻄半径处的奇点被证明是坐标系选择不
当造成的，并⾮其内禀性质。
但是，这个以史瓦⻄半径组成的球⾯并不只是数学的游戏，它还是⼀个称为事件视界的边界。在视界处，任何物质都⽆法逃离，甚
⾄连光也⼀样。在这个视界内，时空的性质发⽣了根本的改变，时间和空间的⻆⾊互换了。物体处于其中，只能向中⼼下落，就像
时间只能往前流逝⼀样。这就是⼀个数学⿊洞的概念，或者更具体地说，是⼀个施瓦⻄⿊洞。
数学上定义了什么是⿊洞之后，我们要问⼀个更实际的问题：物理上真的存在⿊洞吗？当时的⼈们并不清楚，甚⾄爱因斯坦⾃⼰也
不相信这个⿊洞是真实的。要回答这个问题，我们要借助于核物理学的知识。
我们知道，在宇宙中有很多恒星。恒星就是由氢等轻元素组成的巨⼤球体，在
恒星内部发⽣核聚变反应，释放出巨⼤的能量，这些
能量就是我们看到的恒星的光和热。但是核聚变反应并不是⽆限进⾏的，当恒星内部的燃料⽤完了，核聚变反应就会停⽌，恒星就
会失去平衡，开始坍缩。这时候，恒星的命运就取决于它的质量了。
如果恒星的质量不是很⼤，⽐如跟太阳差不多或者稍微⼤⼀点，那么它在坍缩的过程中，会遇到⼀种叫作电⼦简并压⼒的阻⼒。这
种阻⼒是由于电⼦之间不能占据同⼀个状态⽽产⽣的，它可以阻⽌恒星进⼀步坍缩，使得恒星变成⼀个叫做⽩矮星的天体。
如果恒星的质量更⼤⼀点，⽐如⼤约是太阳的
8
倍到
30
倍，那么它在坍缩的过程中，可以克服电⼦简并压⼒，但会遇到另⼀种叫作
中⼦简并压⼒的阻⼒。这种阻⼒可以阻⽌恒星进⼀步坍缩，使得恒星变成⼀个叫做中⼦星的天体。
如果恒星的质量再⼤⼀点，那么它在坍缩的过程中，就不会遇到任何能够阻⽌它的压⼒了。这时候，恒星就会⽆限地坍缩下去，直
到形成⼀个⿊洞。这种⿊洞就叫做物理⿊洞，或者更具体地说，叫做恒星质量级⿊洞，因为它们是由恒星形成的。
当然，除了恒星质量级⿊洞之外，还有其他类型的物理⿊洞。例如，在宇宙早期，由于密度极⾼和温度极⾼，可能有⼀些原始密度
波坍缩成了⿊洞，这种⿊洞就叫做原初⿊洞，它们可能有各种各样的质量和⼤⼩。还有，在银河系和其他星系中⼼，可能存在着超
⼤质量级⿊洞。
物理上存在⿊洞之后，我们要问另⼀个问题：天⽂上我们能观测到⿊洞吗？这个问题看起来很⽭盾，因为⿊洞本身是不发光的，⽽
且它会吞噬掉任何进⼊事件视界的物质和光线。那么我们怎么能
“
看到
”
⼀个看不⻅的东⻄呢？
虽然我们不能直接看到⿊洞，但是我们可以间接地探测到它们。⿊洞虽然不发光，但是它对周围的物质和空间有很强的影响。例
如，如果⼀个⿊洞附近有⼀颗恒星，那么⿊洞就会吸引恒星的物质，形成⼀个叫做吸积盘的旋转圆盘。这个圆盘上的物质由于⾼速
旋转和摩擦⽽发出强烈的电磁辐射，这些辐射就可以被我们的望远镜捕捉到。通过分析这些辐射的特征，我们就可以推断出⿊洞的
存在和性质。
还有，如果两个⿊洞相互靠近并且合并，那么它们就会产⽣引⼒波。引⼒波是由于时空本身的弯曲⽽产⽣的，它可以在宇宙中传
播，并且对沿途遇到的物质和空间产⽣微弱的影响。如果我们有⾜够灵敏的仪器，就可以探测到引⼒波，并且通过分析引⼒波的特
征，我们就可以推断出⿊洞合并的过程和结果。
最近，⼈类还实现了⼀个历史性的突破，那就是直接拍摄到了⼀个⿊洞的影像。这个影像其实不是⿊洞本身，⽽是⿊洞周围发光的
吸积盘和事件视界之间形成的⼀个明暗对⽐的环形区域。这个环形区域就叫做⿊洞阴影，它反映了⿊洞对光线的弯曲和吸收效应。
要拍摄到这样⼀个影像，需要使⽤⼀种叫做⼲涉测量的技术，把地球上不同地点的多个射电望远镜联合起来，形成⼀个相当于地球
⼤⼩的虚拟望远镜。这样才能达到⾜够⾼的分辨率和灵敏度，来捕捉到距离我们数千万光年远的⿊洞阴影。