ブラックホールという用語が造られたのはそれほど前のことではありません。1969年のアメリカ人科学者ジョンです。ホイーラーは、少なくとも 200 年前にさかのぼるアイデアを表すためにこの名前を作り出しました。当時、光には 2 つの理論があり、1 つはニュートンが好んだ光の粒子理論であり、もう 1 つは光の波動理論でした。実際、どちらも真実であることがわかりました。量子力学の波と粒子の二重性により、光は波と粒子の両方と見なすことができます。光の波動理論では、光が重力にどのように反応するかは明らかではありません。しかし、光が粒子でできている場合、砲弾、ロケット、惑星と同じように、粒子が重力の影響を受けることが予想されます。最初は、光の粒子は無限の速さで動いているため、重力で速度を落とすことができないと考えられていましたが、Rohmer が光の有限速度を発見したことで、重力がそれらに重要な影響を与える可能性があることが示唆されました。
1783 年、ケンブリッジの監督者ジョン。この仮定に基づいて、Michel はロンドン王立協会の Philosophical Transactions に記事を掲載しました。彼は、十分な質量とコンパクトさを持つ星は非常に強い重力場を持つため、光でさえ星の表面から放出される光を逃れることができず、遠くに到達する前に星の重力によって引き戻されると指摘しました。ミシェルは、そのような星がたくさんあるかもしれないとほのめかしました.それらからの光は私たちに届かないので、それらを見ることはできません.これはまさに私たちが現在ブラックホールと呼んでいるものです。まさに宇宙のブラックホールです。数年後、フランスの科学者マルキ・ド・ラプラスは明らかに単独でミシェルと同様の概念を提案した.ラプラスがこの視点を彼の著書 The World System の第 1 版と第 2 版にのみ含め、後の版では省略したことは非常に興味深いことです。 （また、光の粒子の理論は 19 世紀に流行遅れになりました。すべては波動理論によって説明されるように見えました。波動理論によれば、光が重力の影響をまったく受けているかどうかは明らかではありませんでした。）
実際、光の速度は固定されているため、ニュートンの重力理論で光を砲弾のように扱うのは非常に不自然です。 (地面から空に発射された砲弾は重力によって減速され、最終的に上昇を停止して地面に戻ります。ただし、光子は一定の速度で上昇し続ける必要があるため、ニュートンの重力は光にどのように影響しますか?) 1915 年までアインシュタインが一般相対性理論を提案するまで、重力が光の調整にどのように影響するかについての理論はありませんでした。大質量星に対するこの理論の意味が理解されるまでには、さらに長い時間がかかりました。
ブラックホールがどのように形成されるかを理解するには、まず星のライフサイクルを理解する必要があります。最初は、大量のガス (主に水素) が自身の重力に引き寄せられて崩壊し始め、星を形成します。収縮するにつれて、ガス原子はますます頻繁に、より高速で衝突し、ガスの温度が上昇します。最終的に、ガスは非常に熱くなったので、水素原子が衝突したとき、それらはもはや跳ね返りませんでしたが、合体してヘリウムを形成しました。制御された水素爆弾の爆発のように、反応で放出される熱が星を輝かせます。この追加された熱により、ガスの圧力が引力と釣り合うのに十分な高さになるまで上昇し、その時点でガスの収縮が停止します。風船を膨らませようとする風船の内側の空気圧と、風船を縮めようとするゴムの張力のようなもので、両者の間にはバランスがあります。核反応からの熱と引力のバランスにより、星は非常に長い間このバランスを保っています。しかし最終的には、星は水素やその他の核燃料を使い果たします。ばかげているように思えますが、星が最初に持っている燃料が多ければ多いほど、早く燃え尽きるというのは真実ではありません。これは、星の質量が大きいほど、重力に抵抗するために温度が高くなければならないためです。そして、熱くなるほど燃料の消費が早くなります。私たちの太陽は、おそらくあと 50 億年以上燃え続けるのに十分な量を持っていますが、より大きな星は、わずか 1 億年という宇宙の年齢よりもはるかに短い時間スケールで燃料を使い果たす可能性があります。星が燃料を使い果たすと、冷えて収縮し始めます。次に何が起こったのかが最初に理解されたのは、1920 年代後半になってからです。
1928年、サラマニア出身のインド人大学院生。チャンドラセカールはイギリスの天文学者アーサーに会うためにボートでイギリスのケンブリッジにやって来ました。エディントン卿 (一般相対性理論家)。 (1920 年代の初めに、記者がエディントンに、一般相対性理論を理解できる人は世界に 3 人しかいないと聞いたと語ったことが記録されています。エディントンは言葉を切り、次のように答えました。インドからイギリスへの旅で、チャンドラセカールは、すべての燃料が使い果たされた後、星が自身の重力に逆らってどれだけの大きさを維持できるかを計算しました.星が小さくなると、物質の粒子は非常に接近し、パウリの排他原理によれば、粒子の速度は大きく異なるはずです。これにより、それらが広がり、星を拡大しようとします。恒星は、その寿命の早い段階で重力が熱によって釣り合っていたように、重力作用と排除原理による斥力によって半径を一定に保つことができます。
しかし、チャンドラセカールは、排除原理が提供できる反発力には限界があることに気付きました。星の中の粒子の最大速度差は、光速に対する相対性理論によって制限されます。これは、星が十分にコンパクトになると、排他原理による斥力が重力よりも小さくなることを意味します。Chandrasekhar は、太陽の質量の約 1.5 倍の温度の低い星は、自身の引力に逆らって自分自身を支えることができないと計算しました。 (この品質は現在、チャンドラセカール限界と呼ばれています。) ソビエトの科学者レフ。ダビドビッチ。ランダウもほぼ同時に同様の発見をしました。
これは、大質量星の最終的な運命に大きな影響を与えます。星がチャンドラセカール限界よりも質量が小さい場合、最終的には収縮が止まり、最終的には半径数千マイル、密度が立方インチあたり数百トンの白色矮星になります。白色矮星は、その物質中の電子間の不適合原理の斥力によって支えられています。私たちはそのような白色矮星を数多く観測しています。最初に観測されたのは、夜空で最も明るい星であるシリウスを周回する星でした。
ランダウは、星には別の可能な最終状態があることを指摘しました。その限界質量も太陽の質量の約 1 倍から 2 倍ですが、その体積は白色矮星よりもはるかに小さいです。これらの星は、電子間の斥力ではなく、中性子と陽子間の斥力の排除原理によって支えられています。そのため、中性子星と呼ばれています。半径はわずか約 10 マイルで、密度は 1 立方インチあたり数億トンです。中性子星が最初に予測されたとき、それらを観測する方法はありませんでした。実際、それらはずっと後まで観察されませんでした。
一方、チャンドラセカール限界よりも質量の大きい星は、燃料がなくなると大きな問題を抱えます。特定の状況下では、爆発したり、自分自身を作るのに十分な量の物質を放出したりします。壊滅的な重力崩壊を避けるために、質量は限界以下に減少します。しかし、星がどんなに大きくても、これが常に起こるとは信じがたい.それが減量しなければならないことをどのように知っていますか？各星が崩壊を回避するのに十分な重量を失うことができたとしても、白色矮星または中性子星に限界を超えてより多くの質量を与えるとどうなりますか?無限の密度に崩壊しますか？エディントンはこれに愕然とし、チャンドラセカールの結果を信じるのを拒んだ。エディントンは、星が点に崩壊することは不可能だと信じていました。これはほとんどの科学者の見解です。アインシュタイン自身が、星のサイズがゼロに縮小しないことを宣言する論文を書きました。他の科学者、特に彼の元教師である恒星構造の第一人者であるエディントンの敵意により、チャンドラセカールはこの研究を放棄し、星団の運動などの他の天文学的問題を支持した.しかし、彼は 1983 年に、冷たい星の質量限界に関する初期の研究により、少なくとも部分的にノーベル賞を受賞しました。
Chandrasekhar は、排除原理は、Chandrasekhar の限界を超える質量を持つ星が崩壊するのを防ぐことはできないと指摘しました。しかし、一般相対性理論によれば、そのような星はどうなるのだろうか?この問題は、若いアメリカ人のロバートによって解決されました。オッペンハイマーが最初に解決したのは 1939 年です。しかし、彼が得た結果は、当時の望遠鏡での観測ではもはや何の結果も得られないことを示していました。その後、第二次世界大戦の干渉により、オッペンハイマー自身は原子爆弾計画に非常に密接に関与しました。戦後、ほとんどの科学者が原子と原子核の物理学に引き寄せられたため、重力崩壊の問題はほとんど忘れられていました。しかし、1960 年代になると、現代技術の適用により天体観測の範囲と数が大幅に増加し、天文学と宇宙論に対する人々の関心が復活しました。
宇宙論の大規模問題への関心。オッペンハイマーの作品は再発見され、宣伝されました。
私たちは今、オッペンハイマーの作品からの写真を持っています: 星の重力場は、星がなかったらどうなるかから、光の経路を変えます.光円錐は、光が先端から放出された後、時空を伝播する軌跡を表します。円錐状の光は、星の表面近くでわずかに内側に偏向しています。この偏向は、日食中に遠くの星からの光を観察することで見ることができます。星が収縮するにつれて、その表面の重力場が強くなり、光がより内側に偏向され、光が星から逃げるのがより困難になります.遠くにいる観察者にとって、光はより暗く、より赤くなります。最後に、星が特定の臨界半径まで収縮すると、表面の重力場が非常に強くなり、光円錐が内側に大きく偏向され、もはや脱出できなくなります (図 6.1)。相対性理論によれば、光より速く移動できるものはありません。このように、光が逃げられなければ、他のものはさらに逃げられず、すべて重力によって引き戻されます。すなわち、遠くの観測者に到達するために光などを逃がすことが不可能な事象の集合または時空領域がある。現在、この領域をブラック ホールと呼んでおり、その境界である事象の地平線は、ブラック ホールから逃れられない光線の軌道と一致しています。
星が崩壊してブラック ホールが形成されるのを見て何が見えるかを理解するには、相対性理論には絶対的な時間が存在しないことを思い出してください。各オブザーバーには、独自の時間の測定値があります。星の重力場のため、星にいる人の時間は、遠く離れた人の時間とは異なります。崩壊しつつある星の表面にいる大胆不敵な宇宙飛行士が、星と一緒に内側に崩壊し、彼の時計によると、星を周回する宇宙船に毎秒信号を送信するとします。彼の時計のある時点、たとえば 11 時、星は臨界半径まで収縮したところだった。11 時に到着したとき、宇宙船の彼の仲間は、宇宙飛行士からの一連の信号の間の時間間隔がますます長くなっていることに気付きました。しかし、この効果は 10:59:59 までは非常に小さいです。10 時 59 分 58 秒と 10 時 59 分 59 秒に送信された 2 つの信号の間に 1 秒より少し長く待つだけで済みましたが、11 時の信号は無限の時間待機していました。宇宙飛行士の時計によると、10時59分59秒11時の間に星の表面から光波が放射され、宇宙船から見ると光波は無限に広がっていた。時間。この一連の光波を宇宙船が受信する時間間隔がどんどん長くなるため、星からの光は赤く薄くなり、最終的に星は宇宙から見えるほど暗くなります。宇宙船から見えて、残ったのは宇宙のブラックホールだけでした。しかし、星は宇宙船に同じ引力を与え続け、結果として生じるブラック ホールを周回し続けます。
ただし、上記のシナリオは、次の問題があるため、完全には現実的ではありません。重力は星から離れるほど弱くなるため、勇敢な宇宙飛行士の足にかかる重力は、頭にかかる重力よりも常に大きくなります。星が事象の地平線を形成する臨界半径まで収縮する前に、この力の差が宇宙飛行士をスパゲッティのように引っ張ったり、引き裂いたりすることさえあります!しかし、銀河の中心部など、重力崩壊によってブラック ホールが生成される宇宙には、はるかに巨大な天体が存在すると考えられます。そのような天体に乗った宇宙飛行士は、ブラック ホールが形成される前に引き裂かれることはありません。実際、彼は臨界半径に達しても何の違和感も感じず、二度と戻ってこない地点を過ぎても気付かなかった。しかし、その領域が崩壊し続けると、数時間以内に彼の頭と足の間の重力の差が非常に大きくなり、再び引き裂かれる.
ロジャー。1965 年から 1970 年にかけてペンローズと私が行った研究では、一般相対性理論によれば、ブラック ホールの内部には無限の密度と時空の曲率の特異点が存在しなければならないことが示されました。それは、崩壊する物体と宇宙飛行士の時間の終わりであることを除いて、時間の始まりのビッグバンに非常に似ています.この特異点では、科学の法則と未来を予測する私たちの能力が崩壊します。しかし、ブラック ホールの外に留まっている観測者は、特異点からの光やその他の信号が届かないため、予測可能性の失敗の影響を受けません。この驚くべき事実がロジャーを導きました。ペンローズは、次のように言い換えることができる宇宙監督予想を提案しました：神は裸の特異点を嫌う.つまり、重力崩壊によって生じる特異点は、事象の地平線によって外界から適切に隠されているブラック ホールのような場所でしか発生しません。厳密に言えば、これはいわゆる弱い宇宙監視の予想です。ブラック ホールの外に取り残された観測者は、特異点で発生する予測可能性の失敗から隔離されますが、ブラック ホールに落ちた不幸な人には影響しません。宇宙飛行士は無力です。
一般相対性理論の方程式には、宇宙飛行士が裸の特異点を見ることを可能にする解があります。彼は特異点にぶつかることを避け、ワームホールを通って宇宙の別の領域に移動できるかもしれません。これにより、時空旅行の大きな可能性が開かれるようです。しかし残念なことに、これらの解決策はすべて非常に不安定であるように思われます.宇宙飛行士の存在などのわずかな摂動がそれを大きく変化させてしまい、宇宙飛行士はそれを見る前に特異点に衝突してしまいます.彼の時間.言い換えれば、特異点は常に彼の未来に発生し、過去に発生したことはありません.強力な宇宙監視仮説によると、現実的な解決策では、特異点は常に完全に未来 (重力で崩壊した特異点など) または完全に過去 (ビッグバンなど) に存在します。過去への旅行は裸の特異点の近くで可能であるため、何らかの形の宇宙監視推測が有望です。SF 作家としては悪くありませんが、これは誰の人生も決して安全ではないことを示しています。誰かが過去に戻って、あなたが生まれ変わる前にあなたの母親や父親を殺してしまう可能性があるのです!
事象の地平線、時空における脱出不可能な領域の境界は、ブラック ホールの周りの一方通行の膜のようなものです。不注意な宇宙飛行士などのオブジェクトは、事象の地平線を通ってブラック ホールに落ちる可能性がありますが、何もできません。事象の地平線を通ってブラックホールから脱出する。 (事象の地平線は、ブラック ホールから逃れようとする光の時空軌道であり、光より速く移動できるものはないことを思い出してください。) 詩人ダンテが地獄への入り口について語ったことを、事象の地平線に適切に適用することができます。入る者はすべての希望を捨てなければなりません。事象の地平線に入ると、それはすぐに無限に密集した領域と時間の終わりに到達します。
一般相対性理論は、重い物体を動かすと、光の速度で移動する時空の曲率に波紋である重力波が放出されると予測しています。重力波は電磁場で波打つ光波に似ていますが、検出するのははるかに困難です。光のように、それを放出する物体からエネルギーを奪います。運動中のエネルギーは重力波の放射によって運び去られるため、巨大な物体のシステムは最終的に一定の状態になる傾向があると予想されます。 (これは、水の中にコルクの破片を投げ入れるのと非常によく似ています。最初はしばらく上下に投げますが、波紋がエネルギーを運び去るので、最終的には落ち着きます。) たとえば、太陽の周りを周回する地球は重力波を生成します。そのエネルギーの損失の影響は、地球の軌道を変化させ、地球を徐々に太陽に近づけ、最終的に太陽に衝突し、このようにして最終的な不変の状態になる.地球と太陽の場合、エネルギーの損失率は非常に小さく、小さな電気ヒーターしか点灯できません。つまり、地球が太陽に衝突するまでに約 1000 億年かかるということです。すぐに心配する必要はありません！地球の軌道を変えるプロセスは非常に遅いため、まったく観測できません。しかし数年前、この効果は PSR 1913+16 と呼ばれる星系で観測されました (PSR はパルサーの略で、電波の定期的なパルスを放出する特別なタイプの中性子星です)。このシステムは、互いに周回する 2 つの中性子星で構成されており、重力波放射によってエネルギーが失われ、らせん軌道で互いに接近します。
星が重力で崩壊してブラック ホールを形成するとき、運動ははるかに高速であるため、エネルギーが運び去られる速度ははるかに高くなります。したがって、一定の状態に達するのにそれほど時間はかかりません。この最終状態はどのようになりますか？それは、ブラックホールを形成する星のすべての複雑な特徴に依存すると考えられます。それは、その質量と回転速度だけでなく、星のさまざまな部分のさまざまな密度と、星内のガスの複雑な動きにも依存します。ブラック ホールが崩壊して元の天体と同じくらい多様である場合、それらについて一般的に予測することは非常に困難です。
しかし、カナダの科学者ワイ・ナイ。イスラエル (ベルリンで生まれ、南アフリカで育ち、アイルランドで博士号を取得) は、1967 年にブラック ホール研究に革命をもたらしました。彼は、一般相対性理論によれば、回転しないブラック ホールは非常に単純で、完全に球形でなければならず、それらのサイズはその質量のみに依存し、同じ質量のブラック ホールは 2 つとも同一でなければならないことを指摘しました。実際、それらは一般相対性理論の発見直後の 1917 年にカール アインシュタインによって導入されたアインシュタインの特殊解によって記述できます。シュヴァルツシルトが発見。当初、多くの人々 (イスラエル自身を含む) は、ブラック ホールは完全な球形でなければならないため、完全な球形の物体が崩壊することによってのみブラック ホールが形成されると考えていました。したがって、実際の星は完全に球形になることはなく、崩壊して裸の特異点になります。
ただし、一部の人、特にロジャー.ペンローズとジョン。ウィーラーは別の解釈を提唱しています。彼らは、星の崩壊に伴う急速な動きは、星が発する重力波によって星がますます球状になり、最終的に静止すると正確に球状になることを示していると主張しています。この見解によれば、回転していない星は、その形状と内部構造がどれほど複雑であっても、重力崩壊後、完全な球形のブラック ホールになり、そのサイズはその質量のみに依存します。この見解はさらなる計算によって裏付けられ、すぐに全員に受け入れられました。
イスラエルの結果は、回転しない天体から形成されたブラック ホールのみを扱っていました。1963年、ニュージーランドのロイ。カーは、回転するブラック ホールを記述する一般相対性理論の方程式に対する一連の解を見つけました。これらのカー ブラック ホールは一定の速度で回転し、そのサイズと形状は質量と回転速度のみに依存します。回転がゼロの場合、ブラック ホールは完全な球体であり、解はシュヴァルツシルトの解と同じです。自転があれば、ブラック ホールは赤道付近で膨らみ（地球や太陽が自転によって膨らむように）、回転が速ければ速いほど大きく膨らみます。このことから、イスラエルの結果が回転体の場合に拡張される場合、回転体は崩壊してブラック ホールを形成した後、最終的にカーの解によって記述される静的な状態になると推測されます。
1970 年、ケンブリッジ大学の同僚で卒業生の同級生、ブランドンカーターは、この予想を証明するための最初の一歩を踏み出しました。彼は、こまのように定常状態で回転するブラック ホールに対称軸があると仮定すると、そのサイズと形状はその質量と回転速度によってのみ決まると指摘しました。その後、1971 年に、定常状態で回転するブラック ホールにはそのような対称軸があることを証明しました。最後に、キングス カレッジで教えている David さん。ロビンソンは、カーターと私の結果を使用して、この予想が正しいことを示しました。そのようなブラック ホールは実際にカーの解でなければなりません。そのため、重力崩壊の後、ブラック ホールは最終的に、回転はできるが脈動はできない状態に進化する必要があります。そして、その大きさと形はその質量と回転速度によってのみ決定され、ブラック ホールに崩壊した元のオブジェクトの性質とは何の関係もありません。この結果は、「ブラック ホールには毛がない」ということわざの表現で知られるようになりました。無毛の定理は、考えられるブラック ホールの種類を大幅に制限するため、実用上非常に重要です。したがって、ブラック ホールを含む可能性のあるオブジェクトの具体的なモデルを作成し、そのモデルの予測を観測と比較することができます。ブラックホールが形成された後、私たちが測定できるのは崩壊する物体の質量と回転速度だけであるため、無毛の定理は、ブラックホールが形成されると物体に関する非常に大量の情報が失われることも意味します.それが何を意味するかは、次の章で見ていきます。
ブラック ホールは、理論が正しいことを証明する観測的証拠がない状態で数学的モデルが非常に詳細な点まで開発された、科学の歴史の中でまれなケースの 1 つです。実際、これはブラック ホールに対する主要な議論であることがよくあります。一般相対性理論の疑わしい理論に基づく計算だけに基づいて、オブジェクトをどのように信頼できるでしょうか。しかし、1963年、カリフォルニアのパロマー天文台の天文学者マーティン.シュミットは、3C273 と呼ばれる電波源 (つまり、ケンブリッジ電波源カタログの 3 番目のカテゴリの番号 273) の方向にあるかすかなクエーサーの赤方偏移を測定しました。彼は、重力場がそのような大きな赤方偏移を引き起こすことは不可能であることを発見しました. もしそれが重力赤方偏移であるなら、そのような星は非常に大きく、太陽の惑星の軌道に干渉するほど私たちに近づかなければなりません.システム。これは、赤方偏移が宇宙の膨張によって引き起こされたことを示唆しており、これは天体が非常に遠くにあることを示しています。そのような距離で見るには、非常に明るくなければなりません。つまり、多くのエネルギーを放射しなければなりません。このような大量のエネルギーを生成する唯一のメカニズムは、単一の星だけでなく、銀河の中心領域全体の重力崩壊であるように思われる.他にも多くのクエーサーが発見されており、そのすべてが大きな赤方偏移を持っています。しかし、ブラックホールの決定的な証拠を提供するためにそれらを観察するには、それらはすべて私たちから遠すぎます.
1967 年、ケンブリッジの大学院生、ジョセフィン規則的な電波のパルスを放出している天体のベルの発見は、ブラックホールの存在の予測をさらに後押ししました。最初はベルと彼女のメンターであるアンソニー。Hevish は、彼らが私たちの銀河系の異星文明と接触した可能性があると考えています!彼らが発見を発表した会議で、彼らは最初に発見された 4 つの情報源を LGM-|Four と呼んだことを覚えています。LGM は Little Green Man の略です。しかし最終的に、彼らと他の全員が、パルサーと呼ばれるこれらの天体は、実際には回転する中性子星であり、磁場と周囲の物質との複雑な相互作用によって電波を放出しているという、あまりロマンチックではない結論に達しました。電波のパルス。これは宇宙冒険作家にとっては悪いニュースでしたが、当時ブラックホールを信じていた数少ない私たちにとっては大きな希望です. これは中性子星の最初の証拠です.中性子星の半径は約 10 マイルで、これは星がブラック ホールになる臨界半径のわずか数倍です。星がそのような小さなサイズに崩壊する可能性がある場合、他の星がさらに小さなサイズに崩壊してブラックホールになると予想するのは合理的です.
定義上、ブラック ホールは光を発することができないのに、なぜそれを検出したいのでしょうか?石炭銀行で黒猫を見つけるようなものです。ありがたいことに、方法があります。ジョンのように。ミシェルが 1783 年の先駆的な論文で指摘したように、ブラック ホールは依然として周囲の物体に引力を及ぼしています。天文学者は、2 つの星が相互の引力によって互いを周回する多くのシステムを観察してきました。彼らはまた、目に見える恒星が 1 つだけで、目に見えない伴星の周りを回っている星系も見ました。もちろん、伴星がブラックホールであるとすぐに結論付けることはできません.単に見えないほど暗い星である可能性があります.しかし、シグナス X|1 と呼ばれるもの (図 VI.2) など、これらのシステムのいくつかは、強力な X 線源でもあります。この現象の最も良い説明は、物質が目に見える星の表面から吹き上げられ、目に見えない伴星に向かって落下するにつれて、らせん軌道を発達させ (これは浴槽から水が流れ出るのと非常に似ています)、それは非常に熱く、X 線を放出します (図 6.3)。このメカニズムが機能するためには、目に見えない物体は、白色矮星、中性子星、またはブラック ホールのように非常に小さくなければなりません。目に見える星の軌道を観察することから、目に見えない物体の可能な最小質量を推測することができます。はくちょう座 X︱1 の場合、見えない星の質量は太陽の約 6 倍です。Chandrasekhar の結果によると、白色矮星または中性子星であるには質量が大きすぎます。なので、ブラックホールにしかならないそうです。
図 6.2 写真の中央付近にある2つの星のうち、明るい方がはくちょう座X︱1で、ブラックホールと通常の星が互いに公転していると考えられています。
ブラックホールという用語が造られたのはそれほど前のことではありません。1969年のアメリカ人科学者ジョンです。ホイーラーは、少なくとも 200 年前にさかのぼるアイデアを表すためにこの名前を作り出しました。当時、光には 2 つの理論があり、1 つはニュートンが好んだ光の粒子理論であり、もう 1 つは光の波動理論でした。実際、どちらも真実であることがわかりました。量子力学の波と粒子の二重性により、光は波と粒子の両方と見なすことができます。光の波動理論では、光が重力にどのように反応するかは明らかではありません。しかし、光が粒子でできている場合、砲弾、ロケット、惑星と同じように、粒子が重力の影響を受けることが予想されます。最初は、光の粒子は無限の速さで動いているため、重力で速度を落とすことができないと考えられていましたが、Rohmer が光の有限速度を発見したことで、重力がそれらに重要な影響を与える可能性があることが示唆されました。
1783 年、ケンブリッジの監督者ジョン。この仮定に基づいて、Michel はロンドン王立協会の Philosophical Transactions に記事を掲載しました。彼は、十分な質量とコンパクトさを持つ星は非常に強い重力場を持つため、光でさえ星の表面から放出される光を逃れることができず、遠くに到達する前に星の重力によって引き戻されると指摘しました。ミシェルは、そのような星がたくさんあるかもしれないとほのめかしました.それらからの光は私たちに届かないので、それらを見ることはできません.これはまさに私たちが現在ブラックホールと呼んでいるものです。まさに宇宙のブラックホールです。数年後、フランスの科学者マルキ・ド・ラプラスは明らかに単独でミシェルと同様の概念を提案した.ラプラスがこの視点を彼の著書 The World System の第 1 版と第 2 版にのみ含め、後の版では省略したことは非常に興味深いことです。 （また、光の粒子の理論は 19 世紀に流行遅れになりました。すべては波動理論によって説明されるように見えました。波動理論によれば、光が重力の影響をまったく受けているかどうかは明らかではありませんでした。）
実際、光の速度は固定されているため、ニュートンの重力理論で光を砲弾のように扱うのは非常に不自然です。 (地面から空に発射された砲弾は重力によって減速され、最終的に上昇を停止して地面に戻ります。ただし、光子は一定の速度で上昇し続ける必要があるため、ニュートンの重力は光にどのように影響しますか?) 1915 年までアインシュタインが一般相対性理論を提案するまで、重力が光の調整にどのように影響するかについての理論はありませんでした。大質量星に対するこの理論の意味が理解されるまでには、さらに長い時間がかかりました。
ブラックホールがどのように形成されるかを理解するには、まず星のライフサイクルを理解する必要があります。最初は、大量のガス (主に水素) が自身の重力に引き寄せられて崩壊し始め、星を形成します。収縮するにつれて、ガス原子はますます頻繁に、より高速で衝突し、ガスの温度が上昇します。最終的に、ガスは非常に熱くなったので、水素原子が衝突したとき、それらはもはや跳ね返りませんでしたが、合体してヘリウムを形成しました。制御された水素爆弾の爆発のように、反応で放出される熱が星を輝かせます。這增添的熱又使氣體的壓力升高，直到它足以平衡引力的吸引，這時氣體停止收縮。這有一點像氣球內部氣壓試圖使氣球膨脹，橡皮的張力試圖使氣球縮小，它們之間存在一個平衡。從核反應發出的熱和引力吸引的平衡，使恆星在很長時間內維持這種平衡。然而，最終恆星會耗盡了它的氫和其他核燃料。貌似大謬，其實不然的是，恆星初始的燃料越多，它則燃盡得越快。這是因為恆星的質量越大，它就必須越熱才足以抵抗引力。而它越熱，它的燃料就被用得越快。我們的太陽大概足夠再燃燒五十多億年，但是質量更大的恆星可以在一億年這麼短的時間內用盡其燃料，這個時間尺度比宇宙的年齡短得多了。當恆星耗盡了燃料，它開始變冷並開始收縮。隨後發生的情況只有等到二十世紀二十年代末才初次被人們理解。
一九二八年，一位印度研究生薩拉瑪尼安．強德拉塞卡乘船來英國劍橋跟英國天文學家阿瑟．愛丁頓爵士（一位廣義相對論家）學習。（據記載，在二十世紀二十年代初有一位記者告訴愛丁頓，說他聽說世界上只有三個人能理解廣義相對論，愛丁頓停了一下，然後回答：我正在想這第三個人是誰。）在他從印度來英的旅途中，強德拉塞卡算出在耗盡所有燃料之後，多大的恆星可以繼續對抗自己的引力而維持自己。這個思想是說：當恆星變小時，物質粒子靠得非常近，而按照泡利不相容原理，它們必須有非常不同的速度。這使得它們互相散開並企圖使恆星膨脹。一顆恆星可因引力作用和不相容原理引起的排斥力達到平衡而保持其半徑不變，正如在它的生命的早期引力被熱所平衡一樣。
然而，強德拉塞卡意識到，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，恆星變得足夠緊致之時，由不相容原理引起的排斥力就會比引力的作用小。強德拉塞卡計算出；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。（這質量現在稱為強德拉塞卡極限。）蘇聯科學家列夫．達維多維奇．蘭道幾乎在同時也得到了類似的發現。
這對大質量恆星的最終歸宿具有重大的意義。如果一顆恆星的質量比強德拉塞卡極限小，它最後會停止收縮並終於變成一顆半徑為幾千英哩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。我們觀察到大量這樣的白矮星。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。它們的半徑只有十英哩左右，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。實際上，很久以後它們才被觀察到。
另一方面，質量比強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。但是很難令人相信，不管恆星有多大，這總會發生。怎麼知道它必須損失重量呢？即使每個恆星都設法失去足夠多的重量以避免坍縮，如果你把更多的質量加在白矮星或中子星上，使之超過極限將會發生什麼？它會坍縮到無限密度嗎？愛丁頓為此感到震驚，他拒絕相信強德拉塞卡的結果。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，宣佈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強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，他獲得一九八三年諾貝爾獎，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。
強德拉塞卡指出，不相容原理不能夠阻止質量大於強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．奧本海默於一九三九年首次解決。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，奧本海默本人非常密切地捲入到原子彈計劃中去。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。但在二十世紀六十年代，現代技術的應
圖六．一用使得天文觀測範圍和數量大大增加，重新激起人們對天文學和宇
宙學的大尺度問題的興趣。奧本海默的工作被重新發現，並被一些人推廣。
現在，我們從奧本海默的工作中得到一幅這樣的圖象：恆星的引力場改變了光線的路徑，使之和原先沒有恆星情況下的路徑不一樣。光錐是表示光線從其頂端發出後在空間︱時間裡傳播的軌道。光錐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。當該恆星收縮時，其表面的引力場變得很強，光線向內偏折得更多，從而使得光線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時，表面的引力場變得如此之強，使得光錐向內偏折得這麼多，以至於光線再也逃逸不出去（圖六．一）。根據相對論，沒有東西會走得比光還快。這樣，如果光都逃逸不出來，其他東西更不可能逃逸，都會被引力拉回去。也就是說，存在一個事件的集合或空間︱時間區域，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。現在我們將這區域稱作黑洞，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。
當你觀察一個恆星坍縮並形成黑洞時，為了理解你所看到的情況，切記在相對論中沒有絕對時間。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，譬如十一點鐘，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。當十一點到達時，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。但是這個效應在十點五十九分五十九秒之前是非常微小的。在收到十點五十九分五十八秒和十點五十九分五十九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，然而他們必須為十一點發出的信號等待無限長的時間。按照航天員的手錶，光波是在十點五十九分五十九秒和十一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裡。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旋轉。
但是由於以下的問題，使得上述情景不是完全現實的。你離開恆星越遠則引力越弱，所以作用在這位無畏的航天員腳上的引力總比作用到他頭上的大。在恆星還未收縮到臨界半徑而形成事件視界之前，這力的差就已經將我們的航天員拉成義大利麵條那樣，甚至將他撕裂！然而，我們相信，在宇宙中存在質量大得多的天體，譬如星系的中心區域，它們遭受到引力坍縮而產生黑洞；一位在這樣的物體上面的航天員在黑洞形成之前不會被撕開。事實上，當他到達臨界半徑時，不會有任何異樣的感覺，甚至在通過永不回返的那一點時，都沒注意到。但是，隨著這區域繼續坍縮，只要在幾個鐘頭之內，作用到他頭上和腳上的引力之差會變得如此之大，以至於再將其撕裂。
羅傑．彭羅斯和我在一九六五年和一九七○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，科學定律和我們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他那兒。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，在一個現實的解裡，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。這對科學幻想作家而言是不錯的，它表明沒有任何一個人的生命曾經平安無事：有人可以回到過去，在你投胎之前殺死你的父親或母親！
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，這意味著要用大約一千億億億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ＰＳＲ一九一三＋16（ＰＳＲ表示脈沖星，一種特別的發射出無線電波規則脈沖的中子星）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，使之相互以螺旋線軌道靠近。
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。這最終的狀態將會是怎樣的呢？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。
然而，加拿大科學家外奈．伊斯雷爾（他生於柏林，在南非長大，在愛爾蘭得到博士）在一九六七年使黑洞研究發生了徹底的改變。他指出，根據廣義相對論，非旋轉的黑洞必須是非常簡單、完美的球形；其大小只依賴於它們的質量，並且任何兩個這樣的同質量的黑洞必須是等同的。事實上，它們可以用愛因斯坦的特解來描述，這個解是在廣義相對論發現後不久的一九一七年卡爾．施瓦茲席爾德找到的。一開始，許多人（其中包括伊斯雷爾自己）認為，既然黑洞必須是完美的球形，一個黑洞只能由一個完美球形物體坍縮而形成。所以，任何實際的恆星從來都不是完美的球形只會坍縮形成一個裸奇點。
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，任何非旋轉恆星，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，其大小只依賴於它的質量。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旋轉物體形成的黑洞。一九六三年，新西蘭人羅伊．克爾找到了廣義相對論方程的描述旋轉黑洞的一族解。這些克爾黑洞以恆常速度旋轉，其大小與形狀只依賴於它們的質量和旋轉的速度。如果旋轉為零，黑洞就是完美的球形，這解就和施瓦茲席爾德解一樣。如果有旋轉，黑洞的赤道附近就鼓出去（正如地球或太陽由於旋轉而鼓出去一樣），而旋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旋轉體的情形，則任何旋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。
一九七○年，我在劍橋的一位同事和研究生同學布蘭登．卡特為證明此猜測跨出了第一步。他指出，假定一個穩態的旋轉黑洞，正如一個自旋的陀螺那樣，有一個對稱軸，則它的大小和形狀，只由它的質量和旋轉速度所決定。然後我在一九七一年證明了，任何穩態旋轉黑洞確實有這樣的一個對稱軸。最後，在國王學院任教的大衛．羅賓遜利用卡特和我的結果證明了這猜測是對的：這樣的黑洞確實必須是克爾解。所以在引力坍縮之後，一個黑洞必須最終演變成一種能夠旋轉、但是不能搏動的態。並且它的大小和形狀，只決定於它的質量和旋轉速度，而與坍縮成為黑洞的原先物體的性質無關。此結果以這樣的一句諺語表達而成為眾所周知：黑洞沒有毛。無毛定理具有巨大的實際重要性，因為它極大地限制了黑洞的可能類型。所以，人們可以製造可能包含黑洞的物體的具體模型，再將此模型的預言和觀測相比較。因為在黑洞形成之後，我們所能測量的只是有關坍縮物體的質量和旋轉速度，所以無毛定理還意味著，有關這物體的非常大量的信息，在黑洞形成時損失了。下一章我們將會看到它的意義。
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：你怎麼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，一九六三年，加利福尼亞的帕羅瑪天文臺的天文學家馬丁．施密特測量了在稱為三Ｃ二七三（即是劍橋射電源編目第三類的二七三號）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麼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，並離我們如此之近，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，進而表明此物體離我們非常遠。由於在這麼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，產生這麼大量能量的唯一機制看來不僅僅是一個恆星，而是一個星系的整個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。但是它們都離開我們太遠了，所以對之進行觀察太困難，以至於不能給黑洞提供結論性的證據。
一九六七年，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沖的物體，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！我的確記得在宣佈他們發現的討論會上，他們將這四個最早發現的源稱為LＧＭ一︱四，LＧＭ表示小綠人（Little Green Man）的意思。然而，最終他們和所有其他人都得到了不太浪漫的結論，這些被稱為脈沖星的物體，事實上是旋轉的中子星，這些中子星由於它們的磁場和周圍物質複雜的相互作用，而發出無線電波的脈沖。這對於寫空間探險的作者而言是個壞消息，但對於我們這些當時相信黑洞的少數人來說，是非常大的希望這是第一個中子星存在的證據。中子星的半徑大約十英哩，只是恆星變成黑洞的臨界半徑的幾倍。如果一顆恆星能坍縮到這麼小的尺度，預料其他恆星會坍縮到更小的尺度而成為黑洞，就是理所當然的了。
按照黑洞定義，它不能發出光，我們何以希望能檢測到它呢？這有點像在煤庫裡找黑貓。慶幸的是，有一種辦法。正如約翰．米歇爾在他一七八三年的先驅性論文中指出的，黑洞仍然將它的引力作用到它周圍的物體上。天文學家觀測了許多系統，在這些系統中，兩顆恆星由於相互之間的引力吸引而互相圍繞著運動。他們還看到了，其中只有一顆可見的恆星繞著另一顆看不見的伴星運動的系統。人們當然不能立即得出結論說，這伴星即為黑洞它可能僅僅是一顆太暗以至於看不見的恆星而已。然而，有些這種系統，例如叫做天鵝Ｘ︱１（圖六．二）的，也剛好是一個強的Ｘ射線源。對這現象的最好解釋是，物質從可見星的表面被吹起來，當它落向不可見的伴星之時，發展成螺旋狀的軌道（這和水從浴缸流出很相似），並且變得非常熱而發出Ｘ射線（圖六．三）。為了使這機制起作用，不可見物體必須非常小，像白矮星、中子星或黑洞那樣。從觀察那顆可見星的軌道，人們可推算出不可見物體的最小的可能質量。在天鵝Ｘ︱１的情形，不可見星大約是太陽質量的六倍。按照強德拉塞卡的結果，它的質量太大了，既不可能是白矮星，也不可能是中子星。所以看來它只能是一個黑洞。
圖六．二在靠近照片中心的兩個恆星之中更亮的那顆是天鵝Ｘ︱１，被認為是由互相繞著旋轉的一個黑洞和一個正常恆星組成。
還有其他不用黑洞來解釋天鵝Ｘ︱１的模型，但所有這些都相當牽強附會。黑洞看來是對這一觀測的僅有的真正自然的解釋。儘管如此，我和加州理工學院的基帕．索恩打賭說，天鵝Ｘ︱１不包含一個黑洞！這對我而言是一個保險的形式。我對黑洞作了許多研究，如果發現黑洞不存在，則這一切都成為徒勞。但在這種情形下，我將得到贏得打賭的安慰，他要給我四年的雜誌《私人眼睛》。如果黑洞確實存在，基帕．索思將得到一年的《閣樓》。我們在一九七五年打賭時，大家八十％斷定，天鵝座是一黑洞。迄今，我可以講大約九十五％是肯定的，但輸贏最終尚未見分曉。
現在，在我們的星系中和鄰近兩個名叫麥哲倫星雲的星系中，還有幾個類似天鵝Ｘ︱１的黑洞的證據。然而，幾乎可以肯定，黑洞的數量比這多得太多了！在宇宙的漫長歷史中，很多恆星應該已經燒盡了它們的核燃料並坍縮了。黑洞的數目甚至比可見恆星的數目要大得相當多。單就我們的星系中，大約總共有一千億顆可見恆星。這樣巨大數量的黑洞的額外引力就能解釋為何目前我們星系具有如此的轉動速率，單是可見恆星的質量是不足夠的。我們還有某些證據說明，在我們星系的中心有大得多的黑洞，其質量大約是太陽的十萬倍。星系中的恆星若十分靠近這個黑洞時，作用在它的近端和遠端上的引力之差或潮汐力會將其撕開，它們的遺骸以及其他恆星所拋出的氣體將落到黑洞上去。正如同在天鵝Ｘ︱１情形那樣，氣體將以螺旋形軌道向裡運動並被加熱，雖然不如天鵝Ｘ︱１那種程度會熱到發出Ｘ射線，但是它可以用來說明星系中心觀測到的非常緊致的射電和紅外線源。
人們認為，在類星體的中心是類似的、但質量更大的黑洞，其質量大約為太陽的一億倍。落入此超重的黑洞的物質能提供僅有的足夠強大的能源，用以解釋這些物體釋放出的巨大能量。當物質旋入黑洞，它將使黑洞往同一方向旋轉，使黑洞產生一類似地球上的一個磁場。落入的物質會在黑洞附近產生能量非常高的粒子。該磁場是如此之強，以至於將這些粒子聚焦成沿著黑洞旋轉軸，也即它的北極和南極方嚮往外噴射的射流。在許多星系和類星體中確實觀察到這類射流。
人們還可以考慮存在質量比太陽小很多的黑洞的可能性。因為它們的質量比強德拉塞卡極限低，所以不能由引力坍縮產生：這樣小質量的恆星，甚至在耗盡了自己的核燃料之後，還能支持自己對抗引力。只有當物質由非常巨大的壓力壓縮成極端緊密的狀態時，這小質量的黑洞才得以形成。一個巨大的氫彈可提供這樣的條件：物理學家約翰．惠勒曾經算過，如果將世界海洋裡所有的重水製成一個氫彈，則它可以將中心的物質壓縮到產生一個黑洞。（當然，那時沒有一個人可能留下來去對它進行觀察！）更現實的可能性是，在極早期的宇宙的高溫和高壓條件下會產生這樣小質量的黑洞。因為一個比平均值更緊密的小區域，才能以這樣的方式被壓縮形成一個黑洞。所以當早期宇宙不是完全光滑的和均勻的情形，這才有可能。但是我們知道，早期宇宙必須存在一些無規性，否則現在宇宙中的物質分佈仍然會是完全均勻的，而不能結塊形成恆星和星系。
很清楚，導致形成恆星和星系的無規性是否導致形成相當數目的太初黑洞，這要依賴於早期宇宙的條件的細節。所以如果我們能夠確定現在有多少太初黑洞，我們就能對宇宙的極早期階段瞭解很多。質量大於十億噸（一座大山的質量）的太初黑洞，可由它對其他可見物質或宇宙膨脹的影響被探測到。然而，正如我們需要在下一章看到的，黑洞根本不是真正黑的，它們像一個熱體一樣發光，它們越小則發熱發光得越厲害。所以看起來荒謬，而事實上卻是，小的黑洞也許可以比大的黑洞更容易地被探測到。