黑洞是如何形成的？光線為何不能逃脫？

圖片來源：維基百科關於”黑洞”最初的研究

1783年，劍橋學監約翰·米歇爾在《倫敦皇家學會哲學學報》上發表了一篇文章。他指出，一個質量足夠大，並且足夠致密的恒星會具有強大的引力場，任何從恒星表面發出的光，在還未到達觀測者面前，就會被恒星的引力吸引回來。（如果光由粒子構成，那就意味著光會受到引力的影響。）1969年，美國科學家約翰·惠勒為了形象的描述這個概念，將其稱為黑洞。我們雖然無法直接觀測黑洞，但可以通過它與其他物質的相互作用以及與電磁輻射（可見光）的相互作用和恒星軌道運行來察覺黑洞的存在。黑洞的形成

在上篇文章當中，已經解釋過恒星是如何產生和消亡的。其實恒星從未真正消亡過，他們只不過是換了一種方式存在而已。

恒星誕生於星雲和塵埃之中，依靠氫原料進行核聚變，但恒星最終會耗盡氫和其他核燃料。因為恒星質量越大，就必須越熱（也就是核聚變越強烈）才能抵擋引力的作用。而越熱，燃料消耗的速度就越快。燃料耗盡時，氣體外層開始膨脹，引力占據上風，最後形成紅巨星或超巨星。但是，不是所有恒星的引力坍縮都會形成黑洞，只有超大質量以及超高密度的恒星引力坍縮時才會形成黑洞。

1928年，印度天文學家薩拉瑪尼安·錢德拉薩卡提出一個理論：”一個質量大約比太陽質量的一倍半還大的冷的恒星不能維持本身以抵抗自己的引力。”（錢德拉薩卡極限）他認為，當恒星變小時，物質粒子靠得非常近，而按照”泡利不相容原理”，它們會相互遠離並且使恒星膨脹。因此，一顆恒星可以在引力和不相容原理引起的排斥力之間達到平衡。但大質量恒星並不適用，當一個恒星質量足夠大時，排斥力不足以抵擋自身的引力，引力不斷壓縮，恒星的內核會變得足夠致密。

按照錢德拉薩卡的理論，恒星的歸宿有三種。

其一：如果一顆恒星的質量要比錢德拉薩卡極限小，那麼它最後會停止收縮，保持不變，成為”白矮星”。白矮星由電子的不相容原理支持，密度為每立方英寸幾百噸。

其二：一顆恒星質量大約也為太陽質量的一倍或兩倍，但體積比白矮星小的要多，稱為中子星，中子星的密度為每立方英寸幾億噸。

其三：質量比錢德拉薩卡極限還要大、致密的恒星，引力坍縮後才形成黑洞。

超高密度和超大質量的恒星才有可能形成黑洞。

對超大質量恒星的想像

圖片來源：維基百科為什麼光線無法逃脫黑洞？

人們普遍認為光受引力影響。當恒星在收縮時，引力場變得比之前強大，光錐向內偏折的更多；當恒星收縮到某一臨界半徑時（事件視角），引力場變得如此之強，以至於光線無法逃脫。根據廣義相對論，沒有什麼比光進行的更快。既然連光也無法逃脫，其他東西就更不用說了。因此，存在一個光和任何東西都無法逃脫的時空區域，被稱為事件視角。假如一個人身處事件視角之內，他發出的信號永遠也不可能傳達到觀測者。當然，他在靠近事件視角時，就會被強大的引力撕成碎片。

遠離黑洞，光線不受限制。

圖片來源：維基百科

靠近事件視角，部分光線受到彎曲

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事件視角之內，光線無法逃脫

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