![黑洞[特殊天體]](/img/7/d78/nBnauM3XwQzMxYzNwETM5gjNxQTM5ADOxkDOyQTNwAzMwIzLxEzLxUzLt92YucmbvRWdo5Cd0FmLyE2LvoDc0RHa.jpg "黑洞[特殊天體]")
演化過程
兩個互相吞噬的黑洞黑洞的產生過程類似於中子星的產生過程：某一個恆星在準備滅亡，核心在自身重力的作用下迅速地收縮，塌陷，發生強力爆炸。當核心中所有的物質都變成中子時收縮過程立即停止，被壓縮成一個密實的星體，同時也壓縮了內部的空間和時間。但在黑洞情況下，由於恆星核心的質量大到使收縮過程無休止地進行下去，連中子間的排斥力也無法阻擋。中子本身在擠壓引力自身的吸引下被碾為粉末，剩下來的是一個密度高到難以想像的物質。由於高質量而產生的引力，使得任何靠近它的物體都會被它吸進去。
黑洞當一顆恆星衰老時，它的熱核反應已經耗盡了中心的燃料，由中心產生的能量已經不多了。這樣，它再也沒有足夠的力量來承擔起外殼巨大的重量。所以在外殼的重壓之下，核心開始坍縮，物質將不可阻擋地向著中心點進軍，直到最後形成體積接近無限小、密度幾乎無限大的星體。而當它的半徑一旦收縮到一定程度（一定小於史瓦西半徑），質量導致的時空扭曲就使得即使光也無法向外射出——“黑洞”就誕生了。
吸積
黑洞拉伸，撕裂併吞噬恆星蒸發
由於黑洞的密度極大，根據公式我們可以知道密度=質量/體積，為了讓黑洞密度無限大，而黑洞的質量不變，那就說明黑洞的體積要無限小，這樣才能成為黑洞。黑洞是由一些恆星“滅亡”後所形成的死星，它的質量極大，體積極小。但黑洞也有滅亡的那天，按照霍金的理論，在量子物理中，有一種名為“隧道效應”的現象，即一個粒子的場強分布雖然儘可能讓能量低的地方較強，但即使在能量相當高的地方，場強仍會有分布，對於黑洞的邊界來說，這就是一堵能量相當高的勢壘，但是粒子仍有可能出去。
霍金還證明，每個黑洞都有一定的溫度，而且溫度的高低與黑洞的質量成反比例。也就是說，大黑洞溫度低，蒸發也微弱；小黑洞的溫度高蒸發也強烈，類似劇烈的爆發。相當於一個太陽質量的黑洞，大約要1x10^66年才能蒸發殆盡；相當於一顆小行星質量的黑洞會在1x10-21秒內蒸發得乾乾淨淨。
毀滅
恆星被黑洞吞噬霍金的理論是受靈感支配的思維的飛躍，他結合了廣義相對論和量子理論，他發現黑洞周圍的引力場釋放出能量，同時消耗黑洞的能量和質量。
假設一對粒子會在任何時刻、任何地點被創生，被創生的粒子就是正粒子與反粒子，而如果這一創生過程發生在黑洞附近的話就會有兩種情況發生：兩粒子湮滅、一個粒子被吸入黑洞。“一個粒子被吸入黑洞”這一情況：在黑洞附近創生的一對粒子其中一個反粒子會被吸入黑洞，而正粒子會逃逸，由於能量不能憑空創生，我們設反粒子攜帶負能量，正粒子攜帶正能量，而反粒子的所有運動過程可以視為是一個正粒子的為之相反的運動過程，如一個反粒子被吸入黑洞可視為一個正粒子從黑洞逃逸。這一情況就是一個攜帶著從黑洞裡來的正能量的粒子逃逸了，即黑洞的總能量少了，而愛因斯坦的質能方程E=mc2表明，能量的損失會導致質量的損失。
當黑洞的質量越來越小時，它的溫度會越來越高。這樣，當黑洞損失質量時，它的溫度和發射率增加，因而它的質量損失得更快。這種“霍金輻射”對大多數黑洞來說可以忽略不計，因為大黑洞輻射的比較慢，而小黑洞則以極高的速度輻射能量，直到黑洞的爆炸。
表現形式
引力強大的黑洞。恆星的時空扭曲改變了光線的路徑，使之和原先沒有恆星情況下的路徑不一樣。光在恆星表面附近稍微向內偏折，在日食時觀察遠處恆星發出的光線，可以看到這種偏折現象。當該恆星向內坍塌時，其質量導致的時空扭曲變得很強，光線向內偏折得也更強，從而使得光子從恆星逃逸變得更為困難。對於在遠處的觀察者而言，光線變得更黯淡更紅。最後，當這恆星收縮到某一臨界半徑（史瓦西半徑）時，其質量導致時空扭曲變得如此之強，使得光向內偏折得也如此之強，以至於光也逃逸不出去。這樣，如果光都逃逸不出來，其他東西更不可能逃逸，都會被拉回去。也就是說，存在一個事件的集合或時空區域，光或任何東西都不可能從該區域逃逸而到達遠處的觀察者，這樣的區域稱作黑洞。將其邊界稱作事件視界，它和剛好不能從黑洞逃逸的光線的軌跡相重合。
![黑洞[特殊天體]](/img/5/0c1/n5GcuM3XxIzN5IDM1MDNxEzN0UTMxMTNwgTMxADMwAzMxAzLzQzL0AzLt92YucmbvRWdo5Cd0FmLyE2LvoDc0RHa.jpg)
黑洞[特殊天體]在地球上，由於引力場作用很小，時空的扭曲是微乎其微的。而在黑洞周圍，時空的這種變形非常大。這樣，即使是被黑洞擋著的恆星發出的光，雖然有一部分會落入黑洞中消失，可另一部分光線會通過彎曲的空間中繞過黑洞而到達地球。觀察到黑洞背面的星空，就像黑洞不存在一樣，這就是黑洞的隱身術。
黑洞這張紅外波段圖像拍攝的是我們所居住銀河系的中心部位，所有銀河系的恆星都圍繞銀心部位可能存在的一個超大質量黑洞公轉。據美國太空網報導，一項新的研究顯示，宇宙中最大質量的黑洞開始快速成長的時期可能比科學家原先的估計更早，並且仍在加速成長。
一個來自以色列特拉維夫大學的天文學家小組發現，宇宙中最大質量黑洞的首次快速成長期出現在宇宙年齡約為12億年時，而非之前認為的20~40億年。天文學家們估計宇宙的年齡約為138.2億年。
同時，這項研究還發現宇宙中最古老、質量最大的黑洞同樣具有非常快速的成長。有關這一發現的詳細情況發表在《天體物理學報》雜誌上。
如果黑洞足夠大，太空人會開始覺察到拉著他腳的重力比拉著他頭的重力更強大，這種吸引力拖著他無情地向下落，重力差會迅速加大而將他撕裂（拉伸線），最終他的遺體會被分解而落入黑洞那無限緻密核心。
普金斯基和他的兩個學生艾哈邁德·艾姆哈里、詹姆斯·薩利，加上該校的另一位弦理論學家唐納德·馬洛夫一起，對這一事件進行了重新計算。根據他們的計算，卻呈現出完全不同的另一番場景：量子效應會把事件視界變成沸騰的粒子大漩渦，任何東西掉進去都會撞到一面火焰牆上而被瞬間烤焦。
美國宇航局有關一個超大質量黑洞及其周圍物質盤，炙熱的物質團（一個呈粉紅色，一個呈黃色）每一個的體積都與太陽相當，環繞距離黑洞較近的軌道運行。科學家認為所有大型星系中心都存在超大質量黑洞。黑洞一直在吞噬被稱之為“活躍星系核”的物質。由於被明亮並且溫度極高的下落物質盤環繞，黑洞的質量很難確定。根據刊登在《自然》雜誌上的一篇研究論文，基於對繞黑洞運行物質鏇轉速度的計算結果，37個已知星系中心黑洞的質量實際上低於此前的預計。
質疑是否存在
黑洞“得出這個結論後，即便我本人都感到十分震撼。”提出這一理論的美國北卡羅來納大學教堂山分校理論物理學教授蘿拉·梅爾西尼—霍頓這樣描述自己的感受。她說：“科學家們研究這個問題已經超過了50年，而這個解決方案給了我們許多新的思考。”
1974年，霍金通過量子力學的方法得出結論：黑洞不僅能夠吸收黑洞外的物質，同樣也能以熱輻射的方式向外“吐出”物質。而這種量子力學現象，就被稱為霍金輻射。
物理學家組織網2014年9月25日（台北時間）報導稱，新研究中梅爾西尼—霍頓描述了一種全新的方案。她和霍金都同意，當恆星因自身的引力發生坍塌時會產生霍金輻射。但梅爾西尼—霍頓認為，發出這種輻射後，恆星的質量也會不斷地發生損失。正因為如此，當這些恆星坍縮時就不可能達到形成黑洞所必須的質量密度。她認為，垂死的恆星在發生最後一次膨脹後，就會爆炸，然後消亡，奇點永遠不會形成，黑洞視界也不會出現。根本就不會存在像黑洞這樣的東西。
其實早在今年年初，霍金就曾通過論文指出在經典理論中黑洞是不存在的，他承認自己最初有關視界的認識是有缺陷的，並提出了新的“灰洞”理論。該理論認為，物質和能量在被黑洞困住一段時間以後，又會被重新釋放到宇宙中。
黑洞這一定義在經過漫長的時間推測後，已經慢慢被人們所接受。然而霍金今年年初發文否認黑洞的存在，取而代之提出了“灰洞”理論，這在物理學界掀起了不小的波瀾。如今，梅爾西尼—霍頓直截了當地稱“根本就不會存在像黑洞這樣的東西”，這無疑成為又一枚重磅炸彈——儘管梅爾西尼—霍頓遠不及霍金出名。當然，想以一己之力推翻既有的理論並不那么容易，需要更多有說服力的證據加以佐證。
分類特點
物理性質劃分
黑洞不鏇轉不帶電荷的黑洞：它的時空結構於1916年由史瓦西求出，稱史瓦西黑洞。
不鏇轉帶電黑洞：稱R-N黑洞。時空結構於1916至1918年由賴斯納（Reissner）和納自敦（Nordstrom）求出。
鏇轉不帶電黑洞：稱克爾黑洞。時空結構由克爾於1963年求出。
一般黑洞：稱克爾-紐曼黑洞。時空結構於1965年由紐曼求出。
雙星黑洞：與其他黑洞彼此之間相互繞轉的黑洞。
克爾紐曼黑洞
黑洞（其中，M、J、Q分別代表黑洞的總質量、總角動量和總電荷。a=J/Mc為單位質量角動量）
單向膜區內，r為時間，s是空間。穿過外視界進入單向膜區得物體，將只能向前，穿過內視界進入黑洞內部。內視界以里的區域不是單向膜區，那裡有一個“奇環”，也就是時間終止的地方。物體可以在內視界內自由運動，由於奇環產生斥力，物體不會撞上奇環，不過，奇環附近有一個極為有趣的時空區，在那裡存在“閉合類時線”，沿這種時空曲線運動的物體可以不斷地回到自己的過去。
大型黑洞
巨型黑洞
宇宙中大部分星系，包括我們居住的銀河系的中心都隱藏著一個超大質量黑洞。這些黑洞質量大小不一，大約99萬～400億個太陽質量。天文學家們通過探測黑洞周圍吸積盤發出的強烈輻射和熱量推斷這些黑洞的存在。物質在受到強烈黑洞引力下落時，會在其周圍形成吸積盤盤鏇下降，在這一過程中勢能迅速釋放，將物質加熱到極高的溫度，從而發出強烈輻射。黑洞通過吸積方式吞噬周圍物質，這可能就是它的成長方式。
這項最新的研究採用了全世界最先進的地基觀測設施，包括位於美國夏威夷莫納克亞山頂，海拔4000多米處的北雙子座望遠鏡，位於智利帕拉那山的南雙子座望遠鏡，以及位於美國新墨西哥州聖阿古斯丁平原上的甚大陣射電望遠鏡。
觀測結果顯示，出現在宇宙年齡僅為12億年時的活躍黑洞，其質量要比稍後出現的大部分大質量黑洞質量小9/10。但是它們的成長速度非常快，因而它們的質量要比後者大得多。通過對這種成長速度的測算，研究人員可以估算出這些黑洞天體之前和之後的發展路徑。
該研究小組發現，那些最古老的黑洞，即那些在宇宙年齡僅為數億年時便開始進入全面成長期的黑洞，它們的質量僅為太陽的99到2000倍。研究人員認為這些黑洞的形成和演化可能和宇宙中最早的恆星有關。
天文學家們還注意到，在最初的12億年後，這些被觀測的黑洞天體的成長期僅僅持續了2億到4億年。
這項研究是一個已持續9年的研究計畫的成果。特拉維夫大學主持的這項研究旨在追蹤研究宇宙中最大質量黑洞的演化，並觀察它們對宿主星系產生的影響。
發現“超大”黑洞
2015年3月1日，北京大學吳學兵教授等人在一個發光類星體裡發現了一片質量為太陽120億倍的黑洞，並且該星體早在宇宙形成的早期就已經存在。科學家稱，如此巨大的黑洞的形成無法用現有黑洞理論解釋。
該發現對2014年之前的宇宙形成理論帶出了挑戰。至2015年的宇宙理論認為，黑洞及其宿主星系的發展形態基本上是亘古不變的。
德國麥克斯普蘭喀天文機構的研究員布拉姆·維尼曼斯（BramVenemans）說道，最新發現的黑洞體量相當於太陽的400億倍，科學家編號為S50014+81，比先前發現的同時期黑洞的總和還大出一倍。而在銀河系的中央潛伏的黑洞比太陽大20倍-500萬倍。
探索歷史
宇宙十大奇異黑洞現象1928年，薩拉瑪尼安·錢德拉塞卡（天體物理學家）到英國劍橋跟英國天文學家阿瑟·愛丁頓爵士（一位宣講相對論的物理家）學習。錢德拉塞卡意識到，泡利不相容原理所能提供的排斥力有一個極限。恆星中的粒子的最大速度差被相對論限制為光速。這意味著，恆星變得足夠緊緻之時，由不相容原理引起的排斥力就會比引力的作用小。錢德拉塞卡計算出；一個大約為太陽質量一倍半的冷的恆星不能支持自身以抵抗自己的引力。（這質量稱為錢德拉塞卡極限）前蘇聯科學家列夫·達維多維奇·蘭道幾乎在同時也發現了類似的結論。
如果一顆恆星的質量比錢德拉塞卡極限小，它最後會停止收縮並終於變成一顆半徑為幾千英里和密度為每立方英寸幾百噸的“白矮星”。白矮星是它物質中電子之間的不相容原理排斥力所支持的。第一顆被觀察到的是繞著夜空中最亮的恆星——天狼星轉動的那一顆。
蘭道指出，對於恆星還存在另一可能的終態。其極限質量大約也為太陽質量的一倍或二倍，但是其體積甚至比白矮星還小得多。這些恆星是由中子和質子之間，而不是電子之間的不相容原理排斥力所支持。所以它們被叫做中子星。它們的半徑只有10英里左右，密度為每立方英寸幾億噸。在中子星被第一次預言時，並沒有任何方法去觀察它，很久以後它們才被觀察到。
另一方面，質量比錢德拉塞卡極限還大的恆星在耗盡其燃料時，會出現一個很大的問題：在某種情形下，它們會爆炸或拋出足夠的物質，使自己的質量減少到極限之下，以避免災難性的引力坍縮，不管恆星有多大，這總會發生。愛丁頓拒絕相信錢德拉塞卡的結果。愛丁頓認為，一顆恆星不可能坍縮成一點。這是大多數科學家的觀點：愛因斯坦自己寫了一篇論文，宣布恆星的體積不會收縮為零。其他科學家，尤其是他以前的老師、恆星結構的主要權威——愛丁頓的敵意使錢德拉塞卡拋棄了這方面的工作，轉去研究諸如恆星團運動等其他天文學問題。然而，他獲得1983年諾貝爾獎，至少部分原因在於他早年所做的關於冷恆星的質量極限的工作。
錢德拉塞卡指出，泡利不相容原理不能夠阻止質量大於錢德拉塞卡極限的恆星發生坍縮。但是，根據廣義相對論，這樣的恆星會發生什麼情況呢。這個問題被一位年輕的美國人羅伯特·奧本海默於1939年首次解決。然而，他所獲得的結果表明，用當時的望遠鏡去觀察不會再有任何結果。以後，因第二次世界大戰的干擾，奧本海默捲入到核子彈計畫中去。戰後，由於大部分科學家被吸引到原子和原子核尺度的物理中去，因而引力坍縮的問題被大部分人忘記了。
1967年，劍橋的一位研究生約瑟琳·貝爾發現了天空發射出無線電波的規則脈衝的物體，這對黑洞的存在的預言帶來了進一步的鼓舞。起初貝爾和她的導師安東尼·赫維許以為，他們可能和我們星系中的外星文明進行了接觸。在宣布他們發現的討論會上，他們將這四個最早發現的源稱為LGM1－4，LGM表示“小綠人”（“LittleGreenMan”）的意思。最終他們和所有其他人的結論是這些被稱為脈衝星的物體，事實上是鏇轉的中子星，這些中子星由於在黑洞這個概念剛被提出的時候，共有兩種光理論：一種是牛頓贊成的光的微粒說；另一種是光的波動說。由於量子力學的波粒二象性，光既可認為是波，也可認為是粒子。在光的波動說中，不清楚光對引力如何回響。但是如果光是由粒子組成的，人們可以預料，它們正如同炮彈、火箭和行星那樣受引力的影響。起先人們以為，光粒子無限快地運動，所以引力不可能使之慢下來，但是羅麥關於光速度有限的發現表明引力對之可有重要效應。
1783年，劍橋的學監約翰·米歇爾在這個假定的基礎上，在《倫敦皇家學會哲學學報》上發表了一篇文章。他指出，一個質量足夠大並足夠緊緻的恆星會有如此強大的引力場，以致於連光線都不能逃逸——任何從恆星表面發出的光，還沒到達遠處即會被恆星的引力吸引回來。米歇爾暗示，可能存在大量這樣的恆星，雖然會由於從它們那裡發出的光不會到達我們這兒而使我們不能看到它們，但我們仍然可以感到它們的引力的吸引作用。這正是我們稱為黑洞的物體。
事實上，因為光速是固定的，所以，在牛頓引力論中將光類似炮彈那樣處理不嚴謹。（從地面發射上天的炮彈由於引力而減速，最後停止上升並折回地面；然而，一個光子必須以不變的速度繼續向上，那么牛頓引力對於光如何發生影響。）在1915年愛因斯坦提出廣義相對論之前，一直沒有關於引力如何影響光的協調的理論，之後這個理論對大質量恆星的含意才被理解。
觀察一個恆星坍縮並形成黑洞時，因為在相對論中沒有絕對時間，所以每個觀測者都有自己的時間測量。由於恆星的引力場，在恆星上某人的時間將和在遠處某人的時間不同。假定在坍縮星表面有一無畏的航天員和恆星一起向內坍縮，按照他的表，每一秒鐘發一信號到一個繞著該恆星轉動的空間飛船上去。在他的表的某一時刻，譬如11點鐘，恆星剛好收縮到它的臨界半徑，此時引力場強到沒有任何東西可以逃逸出去，他的信號再也不能傳到空間飛船了。當11點到達時，他在空間飛船中的夥伴發現，航天員發來的一串信號的時間間隔越變越長。但是這個效應在10點59分59秒之前是非常微小的。在收到10點59分58秒和10點59分59秒發出的兩個信號之間，他們只需等待比一秒鐘稍長一點的時間，然而他們必須為11點發出的信號等待無限長的時間。按照航天員的手錶，光波是在10點59分59秒和11點之間由恆星表面發出；從空間飛船上看，那光波被散開到無限長的時間間隔里。在空間飛船上收到這一串光波的時間間隔變得越來越長，所以恆星來的光顯得越來越紅、越來越淡，最後，該恆星變得如此之朦朧，以至於從空間飛船上再也看不見它，所餘下的只是空間中的一個黑洞。然而，此恆星繼續以同樣的引力作用到空間飛船上，使飛船繼續繞著所形成的黑洞鏇轉。
黑洞吞噬中子星羅傑·彭羅斯在1965年和1970年之間的研究指出，根據廣義相對論，在黑洞中必然存在無限大密度和空間——時間曲率的奇點。這和時間開端時的大爆炸相當類似，只不過它是一個坍縮物體和航天員的時間終點而已。在此奇點，科學定律和預言將來的能力都失效了。然而，任何留在黑洞之外的觀察者，將不會受到可預見性失效的影響，因為從奇點出發的不管是光還是任何其他信號都不能到達。這令人驚奇的事實導致羅傑·彭羅斯提出了宇宙監督猜測，它可以被意譯為：“上帝憎惡裸奇點。”換言之，由引力坍縮所產生的奇點只能發生在像黑洞這樣的地方，在那兒它被事件視界體面地遮住而不被外界看見。嚴格地講，這是所謂弱的宇宙監督猜測：它使留在黑洞外面的觀察者不致受到發生在奇點處的可預見性失效的影響，但它對那位不幸落到黑洞裡的可憐的航天員卻是愛莫能助。
廣義相對論相關
廣義相對論方程存在一些解，這些解使得我們的航天員可能看到裸奇點。他也許能避免撞到奇點上去，而穿過一個“蟲洞”來到宇宙的另一區域。看來這給空間——時間內的旅行提供了巨大的可能性。但是不幸的是，所有這些解似乎都是非常不穩定的；最小的干擾，譬如一個航天員的存在就會使之改變，以至於他還沒能看到此奇點，就撞上去而結束了他的時間。換言之，奇點總是發生在他的將來，而從不會在過去。強的宇宙監督猜測是說，在一個現實的解里，奇點總是或者整個存在於將來（如引力坍縮的奇點），或者整個存在於過去（如大爆炸）。因為在接近裸奇點處可能旅行到過去，所以宇宙監督猜測的某種形式的成立是大有希望的。
事件視界，也就是空間——時間中不可逃逸區域的邊界，正如同圍繞著黑洞的單向膜：物體，譬如不謹慎的航天員，能通過事件視界落到黑洞裡去，但是沒有任何東西可以通過事件視界而逃離黑洞。（記住事件視界是企圖逃離黑洞的光的空間——時間軌道，沒有任何東西可以比光運動得更快）人們可以將詩人但丁針對地獄入口所說的話恰到好處地用於事件視界：“從這兒進去的人必須拋棄一切希望。”任何東西或任何人一旦進入事件視界，就會很快地到達無限緻密的區域和時間的終點。
廣義相對論預言，運動的重物會導致引力波的輻射，那是以光的速度傳播的空間——時間曲率的漣漪。引力波和電磁場的漣漪光波相類似，但是要探測到它則困難得多。就像光一樣，它帶走了發射它們的物體的能量。因為任何運動中的能量都會被引力波的輻射所帶走，所以可以預料，一個大質量物體的系統最終會趨向於一種不變的狀態。（這和扔一塊軟木到水中的情況相當類似，起先翻上翻下折騰了好一陣，但是當漣漪將其能量帶走，就使它最終平靜下來。）例如，繞著太陽公轉的地球即產生引力波。其能量損失的效應將改變地球的軌道，使之逐漸越來越接近太陽，最後撞到太陽上，以這種方式歸於最終不變的狀態。在地球和太陽的情形下能量損失率非常小——大約只能點燃一個小電熱器，這意味著要用大約1千億億億年地球才會和太陽相撞，沒有必要立即去為之擔憂！地球軌道改變的過程極其緩慢，以至於根本觀測不到。但幾年以前，在稱為PSR1913+16（PSR表示“脈衝星”，一種特別的發射出無線電波規則脈衝的中子星）的系統中觀測到這一效應。此系統包含兩個互相圍繞著運動的中子星，由於引力波輻射，它們的能量損失，使之相互以螺鏇線軌道靠近。
在恆星引力坍縮形成黑洞時，運動會更快得多，這樣能量被帶走的速率就高得多。所以不用太長的時間就會達到不變的狀態。人們會以為它將依賴於形成黑洞的恆星的所有的複雜特徵——不僅僅它的質量和轉動速度，而且恆星不同部分的不同密度以及恆星內氣體的複雜運動。如果黑洞就像坍縮形成它們的原先物體那樣變化多端，一般來講，對之作任何預言都將是非常困難的。
黑洞然而，對於伊斯雷爾的結果，一些人，特別是羅傑·彭羅斯和約翰·惠勒提倡一種不同的解釋。他們論證道，牽涉恆星坍縮的快速運動表明，其釋放出來的引力波使之越來越近於球形，到它終於靜態時，就變成準確的球形。按照這種觀點，任何非鏇轉恆星，不管其形狀和內部結構如何複雜，在引力坍縮之後都將終結於一個完美的球形黑洞，其大小隻依賴於它的質量。這種觀點得到進一步的計算支持，並且很快就為大家所接受。
伊斯雷爾的結果只處理了由非鏇轉物體形成的黑洞。1963年，紐西蘭人羅伊·克爾找到了廣義相對論方程的描述鏇轉黑洞的一族解。這些“克爾”黑洞以恆常速度鏇轉，其大小與形狀只依賴於它們的質量和鏇轉的速度。如果鏇轉為零，黑洞就是完美的球形，這解就和施瓦茲席爾德解一樣。如果有鏇轉，黑洞的赤道附近就鼓出去（正如地球或太陽由於鏇轉而鼓出去一樣），而鏇轉得越快則鼓得越多。由此人們猜測，如將伊斯雷爾的結果推廣到包括鏇轉體的情形，則任何鏇轉物體坍縮形成黑洞後，將最後終結於由克爾解描述的一個靜態。
黑洞是科學史上極為罕見的情形之一，在沒有任何觀測到的證據證明其理論是正確的情形下，作為數學的模型被發展到非常詳盡的地步。的確，這經常是反對黑洞的主要論據：怎么能相信一個其依據只是基於令人懷疑的廣義相對論的計算的對象呢?然而，1963年，加利福尼亞的帕羅瑪天文台的天文學家馬丁·施密特測量了在稱為3C273（即是劍橋射電源編目第三類的273號）射電源方向的一個黯淡的類星體的紅移。他發現引力場不可能引起這么大的紅移——如果它是引力紅移，這類星體必須具有如此大的質量，並離地球如此之近，以至於會干擾太陽系中的行星軌道。這暗示此紅移是由宇宙的膨脹引起的，進而表明此物體離地球非常遠。由於在這么遠的距離還能被觀察到，它必須非常亮，也就是必須輻射出大量的能量。人們會想到，產生這么大量能量的唯一機制看來不僅僅是一個恆星，而是一個星系的整箇中心區域的引力坍縮。人們還發現了許多其他類星體，它們都有很大的紅移。但是它們都離開地球太遠了，所以對之進行觀察太困難，以至於不能。
看清黑洞磁場
科學家認為，黑洞引擎是由磁場驅動的。藉助事件視界望遠鏡（EventHorizonTelescope，EHT），天文學家在我們銀河系中心超大黑洞事件視界的外側探測到了磁場。發現在靠近黑洞的某些區域是混亂的，有著雜亂的磁圈和渦漩，就像攪在一起的意大利麵。相反，其他區域的磁場則有序得多，可能是物質噴流產生的區域。還發現，黑洞周邊的磁場在短至15分鐘的時間段內都會發生明顯變化。
理論修改
2015年3月，霍金對黑洞理論進行了修改，宣稱黑洞實際上是“灰色的”。新“灰洞”理論稱，物質和能量被黑洞困住一段時間後，又會被重新釋放到宇宙中。
2016年1月，霍金同物理學家馬爾科姆·佩里、安德魯·施特羅明格提出了新理論：讓信息“逃逸”的黑洞裂口由“柔軟的帶電毛髮”組成，它們是位於視界線上的光子和引力子組成的粒子，這些能量極低甚至為零的粒子能捕獲並存儲落入黑洞的粒子的信息。
特徵
分形幾何
黑洞黑洞是宇宙空間記憶體在的一種密度無限大、體積無限小的天體，所有的物理定理遇到黑洞都會失效；它是由質量足夠大的恆星在核聚變反應的燃料耗盡而“死亡”後，發生引力坍縮產生的。當黑洞“打嗝”時，就意味著有某個天體被黑洞“吞噬”，黑洞依靠吞噬落入其中物質“成長”；當黑洞“進食”大量物質時，就會有高速等離子噴流從黑洞邊緣逃逸而出。科學家利用流體動力學和引力相關理論並通過超級計算機進行模擬後得出結論——“進食”正在成長過程中的黑洞，將會使其形成分形表面。
“黑洞”一詞命名者、美國著名物理學家約翰·惠勒教授曾經說過：今後誰不熟悉分形幾何，誰就不能被稱為科學上的文化人。中國著名學者周海中教授曾經指出：分形幾何不僅展示了數學之美，也揭示了世界的本質，從而改變了人們理解自然奧秘的方式；可以說分形幾何是真正描述大自然的幾何學，對它的研究也極大地拓展了人類的認知疆域。可見，分形幾何有著極其重要的科學地位。
黑洞是宇宙中最神秘的自然現象。它為什麼具有分形幾何特徵，其原因現在還是一個謎。
儲存資料
幾十年來宇宙學家一直對黑洞會摧毀製造它的資料的問題所困擾。黑洞是由它的質量、能量、鏇轉所定位。
假如是這樣那就無法知道最先是什麼讓它產生的。另一方面量子力學說資料永遠會被保存，而且你可以用那些資料重建它的過去。
史蒂芬·霍金讓這問題加大，當他說黑洞會漏輻射。黑洞會漏輻射到摧毀自己，然後唯一可以知道它是由什麼產生的只有在那些輻射的資料裡面可以找到。
在2004年霍金說他錯了，而是否黑洞會儲存資料的辯論就從此沒有停止過。布法羅大學的博士生AnshulSaini說黑洞釋放出的輻射（也稱作霍金輻射）並不像霍金想的那么隨意。
Siani說要了解跑進洞裡的資料，你不只需要看霍金輻射釋放出的粒子，你還需要看它們如何互應。這包括引力與粒子傳送光給對方的方式。他說“這些關聯一開始很小，但會隨著時間成長。”
Saini的監督者DejanStojkovic博士說“這些關聯在計算中時常被忽略因為它們很小被認為不會有很大的影響。我們的計算顯示這些關聯一開始很小，但隨著時間它會成長大到可以影響結果。”
許多物理學家們都做出了結論說黑洞裡的資料一定會留下，所以可以讓我們回顧那些資料，但他們理論的基礎是用資料保存的廣義論。
霍金自己跟其他人想要展示一個觀察者如何可以得到那些資料的方法並沒有很大的說服力。
實際上要了解製造一個黑洞的成分幾乎是不可能的任務。任何觀察者都會需要收集照射到不同方向的粒子。
還需要收集讓這互動成型的介質像是光子和引力子。不過對於宇宙學家這可能性是小事，真正重要的是守恆律有被保存。
黑洞的存在部分地證實了它的預言。在宇宙中存在幾百萬個黑洞，它的存在總是需要起到一些作用的。如果要想徹底揭開黑洞之謎，還需時間，這也意味著給予有關人類終極命運的思索一個明確的答案。
專家研究
電漿
德國馬克斯普朗克核物理研究所和赫爾姆霍茨柏林中心的研究人員使用柏林同步加速器（BESSYⅡ）在實驗室成功產生了黑洞周邊的電漿。通過該研究，之前只能在太空由人造衛星執行的天文物理實驗，也可以在地面進行，諸多天文物理學難題有望得到解決。黑洞的重力很大，會吸附一切物質。進入黑洞後，任何東西都不可能從黑洞的邊界之內逃逸出來。隨著被吸入的物體的溫度不斷升高，會產生核與電子分離的高溫電漿。
黑洞吸附物質會產生X射線，X射線反過來又會刺激其中的大量化學元素髮射出具有獨特線條（顏色）的X射線。分析這些線條可以幫助科學家了解更多有關黑洞附近電漿的密度、速度和組成成分等信息。
在這個過程中，鐵起了非常關鍵的作用。儘管鐵在宇宙中的儲量並不如更輕的氫和氦豐富，但是，它能夠更好地吸收和重新發射出X射線，發射出的光子因此也比其他更輕的原子發射出的光子具有更高的能量、更短的波長（使得其具有不同的顏色）。
鐵發射出的X射線在穿過黑洞周圍的介質時也會被吸收。在這個所謂的光離化過程中，鐵原子通常會經歷幾次電離，其包含的26個電子中有超過一半會被去除，最終產生帶電離子，帶電離子聚集成為電漿，研究人員可以在實驗室中重現了這個過程。
實驗的核心是馬克斯普朗克核物理研究所設計的電子束離子阱。在這個離子阱中，鐵原子經由一束強烈的電子束加熱，從而被離子化14次。實驗過程如下：一團鐵離子（僅僅幾厘米長並且像頭髮絲一樣薄）在磁場和電場的作用下被懸停在一個超高真空內，同步加速器發射出的X射線的光子能量被一台精確性超高的“單色儀”挑選出來，作為一束很薄但卻集中的光束施加到鐵離子上。
實驗室測量到的光譜線與錢德拉X射線天文台和牛頓X射線多鏡望遠鏡所觀測的結果相匹配。也就是說，研究人員在地面實驗室人為製造出了太空中的黑洞電漿。
這種新奇的方法將帶電離子的離子阱和同步加速器輻射源結合在一起，讓人們可以更好地了解黑洞周圍的電漿或者活躍的星系核。研究人員希望，將EBIT分光檢查鏡和更清晰的第三代（2009年開始在德國漢堡運行的同步輻射源PETRAⅢ）、第四代（X射線自由電子雷射XFEL）X射線源結合，將能夠給該研究領域帶來更多新鮮活力。
人造黑洞
美國製成“人造黑洞”
2005年3月，美國布朗大學物理教授‘霍拉蒂·納斯塔西’在地球上製造出了第一個“人造黑洞“。美國紐約布魯克海文實驗室1998年建造了20世紀全球最大的粒子加速器，將金離子以接近光速對撞而製造出高密度物質。雖然這個黑洞體積很小，卻具備真正黑洞的許多特點。紐約布魯克海文國家實驗室里的相對重離子碰撞機，可以以接近光速的速度把大型原子的核子（如金原子核子）相互碰撞，產生相當於太陽表面溫度3億倍的熱能。納斯塔西在紐約布魯克海文國家實驗室里利用原子撞擊原理製造出來的灼熱火球，具備天體黑洞的顯著特性。比如：火球可以將周圍10倍於自身質量的粒子吸收，這比所有量子物理學所推測的火球可吸收的粒子數目還要多。
人造黑洞的構想最初由加拿大“不列顛哥倫比亞大學”的威廉·昂魯教授在20世紀80年代提出，他認為聲波在流體中的表現與光在黑洞中的表現非常相似，如果使流體的速度超過聲速，那么事實上就已經在該流體中建立了一個人造黑洞。然而，利昂哈特博士打算製造的人造黑洞由於缺乏足夠的引力，除了光線外，它們無法像真正的黑洞那樣“吞下周圍的所有東西”。然而，納斯塔西教授製造的人造黑洞已經可以吸收某些其他物質。因此，這被認為是黑洞研究領域的重大突破。
歐洲“人造黑洞”
2008年9月10日，隨著第一束質子束流貫穿整個對撞機，歐洲大型強子對撞機正式啟動。
歐洲大型強子對撞機是2013年前世界上最大、能量最高的粒子加速器，是一種將質子加速對撞的高能物理設備，它位於瑞士日內瓦近郊歐洲核子研究組織CERN的粒子加速器與對撞機，作為國際高能物理學研究之用。系統第一負責人是英國著名物理學家‘林恩·埃文斯’，大型強子對撞機最早就是由他構想出來並主導製造的，被外界稱為“埃文斯原子能”。
當比我們的太陽更大的特定恆星在生命最後階段發生爆炸時，自然界就會形成黑洞。它們將大量物質濃縮在非常小的空間內。假設在大型強子對撞機內的質子相撞產生粒子的過程中，形成了微小黑洞，每個質子擁有的能量可跟一隻飛行中的蚊子相當。天文學上的黑洞比大型強子對撞機能產生的任何東西的質量更重。據愛因斯坦的相對論描述的重力性質，大型強子對撞機內不可能產生微小黑洞。然而一些純理論預言大型強子對撞機能產生這種粒子產品。所有這些理論都預測大型強子對撞機產生的此類粒子會立刻分解。因此它產生的黑洞將沒時間濃縮物質，產生肉眼可見的結果。
質量測定
國家天文台提供的星雲圖 劉繼峰團隊選取有特色的天體目標，成功申請到位於美國夏威夷的8米大型雙子望遠鏡以及10米凱克望遠鏡各20小時的觀測時間，在3個月的時間跨度上對漩渦星系中X射線極亮源M101ULX－1進行了研究，並確認其中心天體為一個質量與恆星可比擬的黑洞。這個黑洞加伴星形成的黑洞雙星系統位於2200萬光年之外，是人類迄今發現的距離地球最遙遠的黑洞雙星。
黑洞炸彈
2001年1月，英國聖安德魯大學著名理論物理科學家烏爾夫·利昂哈特宣布他和其他英國科研人員將在實驗室中製造出一個黑洞，當時沒有人對此感到驚訝。然而俄《真理報》日前披露俄羅斯科學家的預言：黑洞不僅可以在實驗室中製造出來，而且50年後，具有巨大能量的“黑洞炸彈”將使如今人類談虎色變的“核子彈”也相形見絀。
人造黑洞的構想由威廉·昂魯教授提出，他認為聲波在流體中的表現與光在黑洞中的表現非常相似，如果使流體的速度超過音速，那么事實上就已經在該流體中建立了一個人造黑洞現象。但利昂哈特博士打算製造的人造黑洞由於缺乏足夠的引力，除了光線外，無法像真正的黑洞那樣“吞下周圍的所有東西”。
俄羅斯科學家亞力克山大·特羅菲蒙科認為，能吞噬萬物的真正宇宙黑洞也完全可以通過實驗室“製造出來”：一個原子核大小的黑洞，它的能量將超過一家核工廠。如果人類有一天真的製造出黑洞炸彈，那么一顆黑洞炸彈爆炸後產生的能量，將相當於數顆核子彈同時爆炸，它至少可以造成10億人死亡。”
捕捉星雲
星雲正接近銀河中央黑洞這是天文學家首次觀測到黑洞“捕捉”星雲的過程。觀測顯示，這個星雲的質量約是地球的3倍，它的位置來逐漸靠近“人馬座A星”黑洞。這個黑洞的質量約是太陽的400萬倍，是距離我們最近的大型黑洞。研究人員分析認為，到2013年，這個星雲將離黑洞非常近，有可能被黑洞逐漸吞噬。
另外，黑洞並不是實實在在的星球，而是一個幾乎空空如也的天區。黑洞又是宇宙中物質密度最高的地方，地球如果變成黑洞，只有一顆黃豆那么大。原來，黑洞中的物質不是平均分布在這個天區的，而是集中在天區的中心。這箇中心具有極強的引力，任何物體只能在這箇中心外圍游弋。一旦不慎越過邊界，就會被強大的引力拽向中心，最終化為粉末，落到黑洞中心。因此，黑洞是一個名副其實的太空魔王。
黑洞內部只有三個物理量有意義：質量、電荷、角動量。
黑洞無毛
1973年霍金、卡特爾（B.Carter）等人嚴格證明了“黑洞無毛定理”：“無論什麼樣的黑洞，其最終性質僅由幾個物理量（質量、角動量、電荷）惟一確定”。即當黑洞形成之後，只剩下這三個不能變為電磁輻射的守恆量，其他一切信息（“毛髮”）都喪失了，黑洞幾乎沒有形成它的物質所具有的任何複雜性質，對前身物質的形狀或成分都沒有記憶。於是“黑洞”的術語發明家惠勒戲稱這特性為“黑洞無毛”。
對於物理學家來說，一個黑洞或一塊方糖都是極為複雜的物體，因為對它們的完整描述，即包括它們的原子和原子核結構在內的描述，需要有億萬個參量。與此相比，一個研究黑洞外部的物理學家就沒有這樣的問題。黑洞是一種極其簡單的物體，如果知道了它的質量、角動量和電荷，也就知道了有關它的一切。黑洞幾乎不保持形成它的物質所具有的任何複雜性質。它對前身物質的形狀或成分都沒有記憶，它保持的只是質量、角動量、電荷。消繁歸簡或許是黑洞最基本的特徵。有關黑洞的大多數術語的發明家約克·惠勒，在60年前把這種特徵稱為“黑洞無毛”。
如何產生
超大質量黑洞的形成有幾個方法。最明顯的是以緩慢的吸積（由恆星的大小開始）來形成。另一個方法涉及氣雲萎縮成數十萬太陽質量以上的相對論星體。該星體會因其核心產生正負電子對所造成的徑向擾動而開始出現不穩定狀態，並會直接在沒有形成超新星的情況下萎縮成黑洞。第三個方法涉及了正在核坍縮的高密度星團，它那負熱容會促使核心的分散速度成為相對論速度。最後是在大爆炸的瞬間從外壓製造太初黑洞。超大質量黑洞平均密度可以很低，甚至比空氣密度還要低。這是因為史瓦西半徑與其質量成正比，而密度則與體積成反比。由於球體（如非鏇轉黑洞的事件視界）體積是與半徑立方成正比，而質量差不多以直線增長，體積增長率則會更大。故此，密度會隨黑洞半徑增長而減少。在黑洞的中心，是物理學中最為神秘的物質之一——奇點，也就是時間、空間和一切已知的物理學法則土崩瓦解的所在點。
時間倒流
在熱力學的角度，時空也被認為是全息圖，根據全息原理，其與給定區域內的表面積有關，也可進一步解釋為熱力學的時間方向。由於過去和將來的全息屏區域在不同的方向增加，因此時間的方向可以對應著兩種不同類型的全息屏。
2016年，科學家傑希.陳安預言，黑洞可能是一個時間靜止的狀態。
最新進展
據英國《新科學家》雜誌線上版2017年4月5日訊息稱，真正的天文重器——“地球大小”的望遠鏡目前正準備“穿透星系的心臟”。它由全球各地的8個射電觀測台組成，模擬出一台具有行星規模的天文設備。今年4月，只要所有觀測台天氣條件合適，它們會立即開啟，人類將利用其首次對黑洞進行拍照，揭開近百年來仍無解的黑洞謎底。
這組巨大的天文設備名為“事件視界望遠鏡”（EHT），其囊括了位於西班牙、美國和南極等地的射電望遠鏡。現在，EHT的8隻“眼睛”已組合完畢，科學家們正協調射電望遠鏡陣列，模擬成一台虛擬的“地球大小的望遠鏡”，準備首次嘗試對宇宙黑洞進行拍照——只有行星規模的望遠鏡有能力“照亮”黑洞，因此，可對星系中心的超重黑洞進行監測。
望遠鏡目標最終指向距離地球25000光年的人馬座A*黑洞以及M87星系黑洞。前者是位於銀河系中心一個亮度極高且緻密的無線電波源，屬於人馬座A星系的一部分，星系的“心臟”就是超大質量黑洞的所在，它也被看作研究黑洞物理的最佳對象；而M87星系核心的黑洞質量，估計可能會達到30億至64億個太陽質量。一直以來，人們對這兩個神秘的目標都缺乏清晰詳盡的數據。
團隊表示，4月5日至14日夜晚，當全部8個觀測地天氣晴朗，他們將會立即啟動“事件視界望遠鏡”，以前所未有的解析度創建圖像。如果這項嘗試成功了，所獲照片將會幫助科學家進一步檢測廣義相對論。與此同時，來自美國雷射干涉引力波天文台（LIGO）和歐洲引力波天文台（VIRGO）的科學家將會聯合進行一項深入研究，以確定特殊星系引力波的起源。
該團隊包括荷蘭奈梅亨大學以及德國馬克斯·普朗克物理研究所等機構，研究人員表示，“事件視界望遠鏡”的運行將向人類展示宇宙的最基本信息。
2017年12月7日，美國卡耐基科學研究所科學家發現有史以來最遙遠的超大質量黑洞，該黑洞質量是太陽質量的8億倍。這與現今宇宙中發現的黑洞有著很大不同，此前發現的黑洞質量很少能超過幾十倍的太陽質量。
黑洞“吃星星”後吸積盤和光冕發生的變化值得一提的是，該信號源十分明亮，約在3260光年之外，這已經是目前人類發現的黑洞雙系統中距離地球最近的。
訊息公開後，世界範圍內十數台地面望遠鏡和空間設備瞄準信號源，接收分析不同頻段的數據。其中就包括同樣位於國際空間站上的中子星內部組成探測器（NICER）。該載荷針對中子星周圍的極端引力、電磁場和核物理學設計，專門探測極端高密度和高壓下的奇妙物質狀態，因而也適用於黑洞的觀測。
為了理解探測器的工作方式，你可以想像一個“漆黑的山洞”中的水滴。你先聽到水滴聲，再聽到水滴聲反彈到洞壁上的回聲。水滴聲和回聲間的間隔越長，山洞的大小就越大。
對於黑洞而言，“水滴聲”就是從光冕中射出的X射線光子，而“回聲”就是光冕與吸積盤內緣相互作用後二次射出的X射線光子。
探測器由52對X射線收集器組成，可以記錄單個X涉嫌光子抵達的時間和能量，時間解析度達到100納秒以內，比美國國家航空航天局（NASA）的上一代最精確的X射線計時器快上25倍。
正因如此，這個美、英、荷、日聯合團隊才能夠捕捉到黑洞瞬變過程中X射線光譜的微妙變化：在吃下星星後，黑洞的吸積盤大小保持得相當穩定，光冕的尺寸卻收縮了。
這與此前預測的一種“吸積盤截斷模型“相左。此前，一些科學家們推測黑洞吃星星時吸積盤鏇轉速度變快，從而收縮。如今，高精度的X射線探測器描述了不同的圖景。不過，為了排除個例的特殊性，這種新的描述模型尚需更多的案例檢驗。
