克爾-紐曼度規則描述最一般的，具有電荷和角動量的靜止時空（英语：Stationary spacetime）黑洞[66]。 2019年4月10日，多国学者宣布透过事件视界望远镜观测到一个位于室女A星系的黑洞Powehi[172][173]。 圖像是假色，因為圖像中檢測到的光不是可見光，而是無線電波。 贝肯斯坦认为，假若黑洞没有熵，那么任意有熵的物体落入黑洞后将导致宇宙中熵的减少，违背热力学第二定律，因此黑洞应当具有熵。
遗憾的是，由于我们对此类天体了解仍然不足，因此无法确定所有微引力透镜事例中透镜天体的类型，可以认为这些事例包含了一定数量的黑洞候选天体。 不过，要是考虑黑洞具有温度，那么根据热力学第二定律，黑洞必须与外界交换能量，否则热力学第二定律将失效；而能量的交换又与经典黑洞理论相违背。 1974年，霍金提出霍金辐射理论[112]，解决了这个矛盾。
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當超星系團崩潰時，在宇宙間的一些怪獸級黑洞會繼續成長到1014 M☉。 但即使這樣的黑洞也會在長達10106年的尺度中蒸發掉[141]。 對天文物理學中的黑洞，霍金輻射被預測會非常微弱，因此將很難從地球探測到。 然而，一個可能的例外是初始黑洞蒸發至最後階段的γ射線爆發。 對此類閃光的搜尋已經被證明並不成功，並且對存在低質量初始黑洞的可能性提供了嚴格的限制[139]。
儘管早期的宇宙有很高的密度，比通常形成黑洞所需要的還要高得多，但在大爆炸期間，他並沒有重新坍塌成黑洞。 相對恆定的物體，例如恆星，其引力坍塌模型不一定適用於快速擴展的空間，例如大爆炸[123]。 黑洞定義的特徵是事件視界的外觀——時空中的邊界，因為黑洞的質量使得物質和光只能向內。 因為發生在事件視界內的任何事件所產生的資訊，都無法到達外部，因此無法確定有甚麼事件是否發生[74]。
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盡可能擴展方案的解，黑洞可以充當蟲洞，揭示黑洞有退出到不同時空可能性的假設[96]。 然而，前往另一個宇宙的可能性只是理論上的，因為任何的擾動都會摧毀這種可能性[97]。 預期這些奇特的效應都不會存在於旋轉和帶電黑洞的量子處理中[99]。
會形成哪一種緻密星，取決於原始恆星的外層被吹走後留下的殘餘物質的質量。 這種爆炸和脈動形成行星狀星雲[119]，殘餘的質量可以遠低於原來的恆星。 殘餘質量超過5 M☉的產物是由坍塌前超過20 M☉的恆星產生的[118]。
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來自坍塌物質的光抵達觀測者的時間會越來拖得越久，在抵達事件視界之前的瞬間發出的光會無限期的延遲。 因此，外部的觀測者從未見到事件視界的形成；相對的是，坍塌的物質變得越來越暗，越來越紅移，最終逐漸消失[122]。 當物體內部的壓力不足以抵抗自身的引力時，就會發生重力崩潰。 對於恆星而言，通常是因為恆星內部的燃料太少，無法透過恆星核合成來維持溫度；或者因為本來穩定的恆星接受額外的物質，而未能提高其核心溫度來抗衡。 在這兩種情況下，恆星內部的溫度都不夠高，以致不能阻止其在自身質量下坍塌[118]。 恆星或許可以經由使物質的成分進入異常狀態，以簡併壓力來阻止坍塌。
這種行為是如此的令人費解，被稱為黑洞資訊丟失悖論[63]。 黑洞食堂 任何一個黑洞都會不斷地吸收周圍環境中的氣體和星際塵埃。 對於在球狀星團發現的中等質量黑洞的形成，也提出了類似過程的建議[129]。
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像廣義相對論所描述的那樣，黑洞的中心可能位於一個引力奇點，是一個時空曲率變得無限的區域[90]。 對於非旋轉黑洞，這個區域是一個點的形狀；對於旋轉黑洞，它被塗抹在一個旋轉的平面上形成環奇點（英语：Ring singularity）[91]。 因此，奇點區域的質量可以被認為具有無限的密度[93]。 更重要的是，LIGO也觀測到合併後產生的衰盪（Ringdown），即新形成的緊緻物體安定至靜止狀態時所產生的信號。 從LIGO信號中可以提取出衰盪主導模式的頻率和衰減時間。
事件視界望遠鏡（EHT）是一個為直接觀察黑洞的事件視界（例如銀河系中心的黑洞）對周圍環境的影響，而由麻省理工學院的海斯塔克天文台運作的望遠鏡陣列。 EHT在2017年4月開始觀測M 87核心的黑洞[144]。 經過兩年的資料處理，EHT發布了第一張黑洞的直接影像，特別是位於前述星系中的超大質量黑洞[145][146]。 可以看見的不是黑洞，它呈現出黑色是因為這個區域內失去了所有的光線，只是事件視界的邊緣。
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該信號與兩個黑洞合併產生引力波的理論預測相符，其中一個黑洞約36個太陽質量，另一個黑洞則約有29個太陽質量[13][160]。 黑洞食堂2023 例如，引力波信號表明，兩個物體在合併前的分離距離只有350公里（大約是推測質量所對應的史瓦西半徑的4倍）。 因此，這些物體一定非常緊緻，留下黑洞是最合理的解釋[13]。 預期恆星質量的黑洞會在恆星的生命週期結束的坍塌時形成。 透過吸收其它恆星並與其它黑洞合併，可能形成數百萬太陽質量（M☉）的超大質量黑洞。 黑洞食堂2023 帶有電荷（萊斯納-諾德斯特洛姆）或轉動的（克爾）黑洞，可能可以避開奇點。
- 這種行為是如此的令人費解，被稱為黑洞資訊丟失悖論[63]。
- 1974年，霍金提出霍金辐射理论[112]，解决了这个矛盾。
- 對於在球狀星團發現的中等質量黑洞的形成，也提出了類似過程的建議[129]。
- 然而，在引力崩潰期間釋放的大部分能量釋放都非常快速，使得外部的觀測者實際上並沒有確實看到這個過程的結束。
- 相對恆定的物體，例如恆星，其引力坍塌模型不一定適用於快速擴展的空間，例如大爆炸[123]。
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黑洞食堂: 觀測的證據
黑洞（英語：black hole）是時空展現出極端強大的引力，以致於所有粒子、甚至光这样的電磁輻射都不能逃逸的區域[6]。 廣義相對論預測，足夠緊密的質量可以扭曲時空，形成黑洞[7][8]；不可能從該區域逃離的邊界稱為事件視界（英語：event horizon）。 雖然，事件視界對穿越它的物體的命運和情況有巨大影響，但對該地區的觀測似乎未能探測到任何特徵[9]。 在許多方面，黑洞就像一個理想的黑體，它不反光[10][11]。 此外，彎曲時空中的量子場論預測，事件視界發出的霍金輻射，如同黑體的光譜一樣，可以用來測量與質量反比的溫度。 在恆星質量的黑洞，這種溫度往往在数十亿分之一K，因此基本上無法觀測。
廣義相對論中奇點的出現通常被認為是理論崩潰的信號[100]。 由於極高的密度，因此粒子的相互作用要以量子效應來描述這些動作。 儘管有人試圖提出將量子效應和引力效應結合在一起的單一量子引力理論，迄今為止，還沒有能夠結果。 一般預計，這種理論將不會有任何的奇點[101][102]。 在拓樸學中，處於穩定狀態的黑洞事件視界總是球形的[Note 4][85]。
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鑒於黑洞奇特的性質，人們一直質疑這種物體是否確實存在於自然界中，或者它們是否只是愛因斯坦方程的病理解。 愛因斯坦本人錯誤地認為黑洞不會形成，因為他認為坍塌粒子的角動量會穩定它們的運動在一定的半徑內[113]。 然而，少數相對論者繼續爭辯說黑洞是物理上的物體[114]。 黑洞食堂 到1960年代末，他們已經說服該領域內大多數的研究人員，認為沒有機制可以阻礙事件視界的形成[來源請求]。 黑洞食堂2023 動圈是包圍著旋轉黑洞的一個區域，在這個區域裡，一切都不可能靜止不動。
NASA在2008年發射的費米伽瑪射線太空望遠鏡將繼續尋找這些閃光[140]。 黑洞食堂2023 進入史瓦西黑洞（即非旋轉且不帶電荷的黑洞）的觀測者一旦穿過事件視界，就无可避免的被帶入奇點。 他們可以将这一过程延長，藉由加速離開延緩他們的下降，但都有其極限[94]。 當他們到達奇點，他們被擠壓至無限的密度，其質量被加至黑洞的總質量中。 在此之前，他們將被不斷增強的潮汐力拉長而撕裂，這通常稱為麵條化或麵條效應[95]。
黑洞食堂: 引力坍縮
這是廣義相對論預測：任何旋轉的物質都會稍微拖動緊鄰它的時空，稱為參考系拖曳過程的結果。 對於旋轉的黑洞，這種效應在事件視界附近非常強，以至於物體在相反方向上的移動速度必須快於光速才能靜止不動[105]。 在這種情況下，視界的行為是一種耗散系統，它與摩擦力和電阻的導電拉伸膜–膜范式（英语：membrane 黑洞食堂 paradigm）的行為非常相似[62]。 這不同於其它的場，像是電磁學，因為它們是時間可逆的，在微觀的尺度上沒有任何摩擦或電阻。 由於黑洞最終只獲得三個參數的穩定狀態，因此無法避免丟失有關初始條件的資訊：黑洞的引力和電場給出的進入資訊非常少。 丟失的資訊包括無法在遠離黑洞視界的地方測量的每個數量，包括守恆定律以及總重子數和輕子數等的量子數。
考虑到热力学第二定律中，封闭系统的熵不会减少，这类似于1971年霍金提出的面积不减定理[110]。 除此之外，現在的物理學還否定了米歇爾光從超大質量恆星的表面徑直射出，然後由於恆星的引力運動減緩、停止，然後以自由落體落回恆星表面的想法[22]。 在處理小黃瓜之前，先把蛋拿去電鍋變成神奇水煮蛋（做法請點我）。 微引力透镜法可用于证认部分晕族大质量致密天体，包括恒星级黑洞。
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例如，有時可以通過觀察其對周圍環境的影響來推斷黑洞所在的位置[143]。 黑洞的動圈有體積，其內部邊界是黑洞事件視界的扁球體，外邊界是在事件視界外面的南瓜形，在兩極處與事件視界重合，但在赤道明顯的變寬。 光子球是一個零厚度的球面邊界，任何以光子球的切線路徑經過的光子都將被困在圍繞著黑洞的圓形軌道上。 另一方面，落入黑洞而堅不可摧的觀察者在穿越事件視界時不會注意到任何可能相關的影響。 無毛猜想假設，一旦黑洞在形成後達到穩定狀態，黑洞就只有三個獨立的物理特性：質量、電荷、和角動量；黑洞沒有其它的特徵。 如果猜想為真，則任何共用這些相同屬性或參數值的兩個黑洞，彼此將無從區分。
而在宇宙的早期，在大爆炸之後的密度要大得多，可能允許黑洞的產生。 但僅僅高密度並不足以使黑洞形成，因為均勻質量分佈不允許質量聚集。 為了使原初黑洞在如此密集的物質中形成，必須有初始密度的擾動，然後才能在自身的重力下成長。 各種模型預測原初黑洞的產生，其大小從普朗克質量到數十萬太陽質量不等[117]。 然而，在引力崩潰期間釋放的大部分能量釋放都非常快速，使得外部的觀測者實際上並沒有確實看到這個過程的結束。 即使坍塌在從參考框架中的墜落花費的時間有限，但遠方的觀測者因為引力時間膨脹，將看到下降的物質在事件視界上方緩慢下來並停止。
黑洞食堂: 事件視界
特別是在超大質量成長的早期，可能是由許多較小的物體聚集形成的；這被認為是重要的成長過程[121]。 這種程序也被提出做為某些中等質量黑洞的起源[130][131]。 通過潘羅斯過程，物體從動圈出來時可以有比它們進入時更多的能量。 這種能量來自黑洞旋轉的能量，因此會導致黑洞的轉動變慢[106]。 在存在強磁場的情況下，潘羅斯過程的變化稱為布蘭德福–日納傑過程，被認為是類星體和其它活躍星系核的巨大光度和相對論性噴流的可能機制。 對一位遙遠的觀測者來說，黑洞附近的時鐘滴答聲似乎比那些遠離黑洞的時鐘滴答聲響得慢[77]，這被稱為引力時間膨脹。
