黑洞

黑洞（粵拼：hak1 dung6，black hole）係一笪重力非常之強嘅時空，強到任何粒子甚至係電磁輻射都走唔甩^[1]。廣義相對論推測，一個夠密嘅質量可以扭曲時空，形成黑洞。

室女A星系黑洞

  提示：呢篇文講嘅唔係黑洞 (2016年電影)。

黑洞係由一個質量相當大嘅天體，喺核聚變能量耗盡死亡後發生重力塌縮後形成。根據牛頓萬有引力定律，由於黑洞第一宇宙速度過大，連光都走唔到出來，所以叫黑洞。

喺呢個區域嘅萬有引力非常強大，任何物質都冇可能走得出呢個區域，甚至光都俾佢嘅強大重力拉返轉頭，因此黑洞本身唔會發光，係黑麻麻嘅天體，唔可以用天文望遠鏡直接觀測到，但天文學家可以藉觀察黑洞周圍物質被吸引嘅情況，揾出黑洞位置。

歷史上，法國力學專家拉普拉斯曾經預言：「一個密度係250個太陽嘅發光恆星，而直徑好似地球，由於佢嘅重力作用，將唔會畀任何光線離開佢。由於呢個原因，宇宙最大嘅發光天體，唔會俾人見到」。

半徑公式

有一條公式可以計到黑洞嘅半徑。假設個黑洞嘅質量係 ${\displaystyle M}$，噉佢嘅半徑 ${\displaystyle R}$ 就係 ${\displaystyle R={\frac {2GM}{c^{2}}}}$，其中 ${\displaystyle G}$ 係重力常數，而 ${\displaystyle c}$ 就係光喺真空裏面嘅速度。可以證明，無論用經典力學定係相對論，都可以得到一樣嘅結果。

替代方案

睇埋：奇異星

支持恆星黑洞存在嘅證據，大多依賴中子星質量嘅上限。呢個上限嘅大小好大程度上取決於對高密度物質特性嘅假設。新嘅奇異物質相可能會提升呢個界限喺高密度條件下嘅自由夸克相，可能會容許高密度嘅夸克星存在，^[2] 同時，一啲超對稱模型預測咗Q星嘅存在。^[3] 一啲標準模型嘅擴展，提出咗普昂作為夸克同輕子嘅基本結構，呢啲普昂可能會形成假設性嘅普昂星。^[4] 呢啲假設性嘅模型，可能可以解釋好多觀察到嘅恆星黑洞候選體現象。不過，根據廣義相對論嘅推論，任何咁樣嘅物體都會有最大質量限制。^[5]

由於黑洞喺佢史瓦西半徑內嘅平均密度，係同佢質量嘅平方成反比，超大質量黑洞嘅密度會比恆星黑洞低得多。一個質量係Template:10^ M_☉嘅黑洞，平均密度大約等同於水嘅密度。^[5] 因此，形成超大質量黑洞嘅物質物理學比較容易理解，對於超大質量黑洞觀測嘅其他可能解釋，都比較普通。例如，一個超大質量黑洞可以被模擬為由好多黑暗物體組成嘅巨大星團。不過，呢啲替代方案通常都唔夠穩定，冇辦法解釋超大質量黑洞候選體嘅觀測結果。^[5]

恆星同超大質量黑洞存在嘅證據，暗示如果黑洞冇形成，廣義相對論可能喺重力理論方面失效，可能係因為量子力學修正嘅出現。一個受期待嘅量子重力理論特徵係，佢唔會包含奇點或者事件視界，所以黑洞唔會係真實嘅物理現象。^[6] 例如，基於弦論嘅模糊球模型^[7]，黑洞解嘅個別狀態通常冇事件視界或者奇點，但對於經典/半經典觀察者嚟講，呢啲狀態嘅統計平均值會顯示為一般黑洞，與廣義相對論嘅推論一致。^[8]

有幾個理論物體被推測與天文黑洞候選體嘅觀測結果相同或接近相同，^[9] 但其機制係唔同嘅。呢啲包括重力星，^[10] 黑星，^[11] 相關嘅nestar^[12] 同埋暗能量星。^[13]

文化上

黑洞喺廣東話亦可以用嚟形容一啲人同物。例如形容一個人好大食，而且速度非比尋常，情況已經唔可以再用食嚟形容，而用吸/吮嚟取代個食字。呢啲人一般被稱之為黑洞，有啲人會喺佢個名之前加黑洞兩個字（例如「黑洞輝」）^{[未記出處或冇根據]}。

開放性問題

熵同熱力學

想知多啲：黑洞熱力學同貝肯斯坦上限

1971年，霍金喺普遍條件下^{[註 1]}證明咗，就算古典黑洞碰撞合併，事件視界嘅總面積都唔會減少^[14]。呢個結果家陣叫做黑洞力學第二定律，同熱力學第二定律鬼死咁似——後者話孤立系統嘅總熵永唔減少。就好似絕對零度下嘅古典物體咁，當時認為黑洞嘅熵係零。如果係咁，當有熵嘅物質跌入黑洞時，宇宙總熵就會減少，違反熱力學第二定律。所以貝肯斯坦提出黑洞應該有熵，而且同佢嘅視界面積成正比^[15]。

1974年霍金發現量子場論預測黑洞會以固定溫度輻射黑體輻射，令熱力學定律嘅連結更加緊密。睇落呢個現象會違反黑洞力學第二定律，因為輻射會帶走能量令黑洞縮細。不過輻射同時帶走熵，而且可以證明物質嘅熵加埋視界面積（以普朗克單位計）嘅四分一，總數其實一直增加。咁樣就可以將黑洞力學第一定律寫成類似熱力學第一定律嘅形式，質量當能量、表面重力當溫度、面積當熵^[15]。

有個古怪現象：黑洞熵同體積無關，反而同表面積成正比。但正常嚟講熵係廣延量，應該同系統體積成正比。呢個特性引致赫拉德·特霍夫特同李奧納特·蘇士侃提出全像原理，認為時空區域內發生嘅任何事都可以用區域邊界嘅數據嚟描述^[16]。

雖然可以用廣義相對論做半古典計算得出黑洞熵，但理論上唔夠完美。統計力學中，熵係微觀狀態數嘅量度。未有完善嘅量子重力理論前，好難做精確計算。1995年，安德魯·斯特羅明格同庫姆倫·瓦法用弦理論計算超對稱黑洞嘅微觀狀態數，成功重現貝肯斯坦-霍金熵^[17]。之後弦理論同圈量子重力等方向都有類似進展^[18]。

信息遺失悖論

内文：黑洞信息悖論

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由於黑洞得幾個內在參數，形成黑洞嘅物質大部分信息都會消失。無論咩物質形成黑洞，似乎只有質量、電荷同角動量嘅信息被保留。如果黑洞永恆存在，信息遺失問題唔大，因為信息仲可以話存在於視界面（符合全像原理）。但黑洞會透過霍金輻射慢慢蒸發，而輻射似乎唔包含形成物質嘅額外信息，意味住信息可能永久消失^[19]。

「信息係咪真係會喺黑洞消失」（黑洞信息悖論）令理論物理界分裂。量子力學中，信息遺失違反么正性，有人認為會連帶違反能量守恒^[20]，但亦有爭議^[21]。近年證據顯示完整量子重力處理可能保存信息同么正性^[22]。

其中一個解決方案係黑洞互補原理。2012年提出嘅「火牆悖論」指出互補原理未能解決信息問題。根據彎曲時空量子場論，霍金輻射涉及兩粒糾纏粒子：射出粒子成為輻射，跌入粒子被黑洞吞噬。假設黑洞有限時間內完全蒸發，輻射帶嘅信息量有限。唐·佩奇同蘇士侃嘅研究指出，射出粒子最終必須同之前所有霍金輻射糾纏^[23][24]。

呢度出現矛盾：糾纏單配性原則要求射出粒子唔可以同時同兩個系統完全糾纏，但射出粒子似乎同時同跌入粒子同歷史輻射糾纏^[25]。要解決呢個矛盾，可能要放棄以下三個原則之一：愛因斯坦等效原理、么正性或局域量子場論。其中一個方案係假設事件視界存在破壞跌入粒子嘅「火牆」^[26]。目前學界仍就應該放棄邊個原則存在激烈辯論^[21]。