霍金輻射
的影響，產生了放大的，但高度扭曲的星雲的兩個影像。在頂部的銀河系盤面扭曲成一個弧形。]] 霍金輻射（英語：Hawking radiation）是以量子效應理論推測出的一種由黑洞散發出來的熱輻射。此理論在1974年由物理學家史蒂芬·霍金提出。有了霍金輻射的理論就能說明黑洞的質量如何降低而導致黑洞蒸散的現象。 黑洞因為霍金輻射而失去質量，當黑洞損失的質量比增加的質量多的時候，黑洞就會縮小，最終消失。而比較小的微黑洞的輻射量通常會比正常的黑洞…
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OJ 287
{{Quasar | name = OJ 287 | image = | caption= OJ 287示意圖 | epoch = J2000 | ra = | dec = ，並且有很長期的觀測數據。從1891年就有乾版的影像記錄，它的光度記錄超過了100年的時期，使它成為星系天文學中极为精緻的一個目標。至2008年，它的中心一直是被精確測量過質量最为巨大的超大質量黑洞，超過早先被認為质量最大黑洞的六倍以上 這種變化被認為是另一個超大質…
ER=EPR
在物理學裡，ER=EPR猜想表明，兩個量子糾纏的粒子彼此之間的連結是一個蟲洞（愛因斯坦-羅森橋）。 「ER」是英文「Einstein–Rosen」（愛因斯坦-羅森）的簡寫，指的是愛因斯坦-羅森橋，其主要論題為連接兩個黑洞的隧道的存在的可能性。「EPR」是「Einstein–Podolsky–Rosen」（愛因斯坦-波多爾斯基-羅森）的簡寫，指的是愛因斯坦-波多爾斯基-羅森弔詭，其主要論題為兩個微觀粒子彼此之間的量子糾纏關係。ER=EPR…
人馬座A*
{{Starbox astrometry | dist_pc=）是個位於銀河系中心的超大質量黑洞。它位於星座人馬座和天蠍座的邊界附近，大約位於黃道以南5.6°，視覺上接近蝴蝶星團（M6）和尾宿八（天蠍座λ）。 這顆天體是明亮緻密的電波源。人馬座A的名字有其歷史淵源。在 1954年，約翰·丹尼爾·克勞斯、柯賢清（Hsien-Ching Ko）和肖恩·馬特（Sean Matt）列出了他們用俄亥俄州立大學電波望遠鏡在250MHz下確定的電波源…
引力波
在廣義相對論裡，重力波是時空的漣漪。當投擲石頭到池塘裡時，會在池塘表面產生漣漪，從石頭入水的位置向外傳播。當帶質量物體呈加速度運動時，也會在時空產生漣漪，從該物體位置向外傳播，這种時空的漣漪就是重力波。由於廣義相對論限制了引力相互作用的傳播速度為光速，因此兩個宇宙物體間萬有引力的感應會產生重力波的現象，我們可以想像在平面上放置一顆重球移動後，造成平面的時空扭曲波擴散出去要一段時間，之後才會對遠方的另一顆球產生影響。相反地說，牛頓重力理論…
天鵝座X-1
{{Starbox detail | mass=20–40 | metal= | rotation= | age=5 million它在1964年的一次火箭彈道飛行時被發現，是從地球觀測最強的X射線源之一，其頂峰X射線通量為2.3 Wm−2Hz−1。天鵝座X-1是最先被廣泛承認為黑洞的候選星體，也是同類星體中最受研究關注的。現在估計其質量為太陽質量的14.8倍， 天鵝座X-1屬於一個高質量X射線雙星系統，其距離太陽大約6,070光年，另…
吸积盘
M87中心黑洞的圓盤形影像。]] 系统中的巨星-吸积盘示意图]] 吸積盤（）是由圍繞大質量中心天體進行軌道運動的瀰散物質所形成的一種結構 (通常是一個星周盤)；中心體通常是一顆恆星。當盤面以螺旋形向內旋向中心天體時，引力和摩擦力壓縮並提高物體的溫度，導致電磁輻射的發射；輻射的頻率範圍取決於中心天體的質量。年輕恆星和原恆星的吸積盤在紅外線波段輻射；部分的中子星和黑洞周圍的輻射範圍落在電磁頻譜的X射線。吸積盤振盪模式的研究被稱為盤地震學。 …
黑洞資訊悖論
橢圓星系M87核心的超大質量黑洞質量大約是太陽70億倍，如事件視界望遠鏡發佈的第一張圖片（2019年4月10日）所示。可見眉月形的光環和中心的陰影，這是在黑洞的事件視界光環和光子捕獲區引力的放大視覺影像。眉月形肇因於黑洞的自轉和；陰影直徑大約是事件視界直徑的2.6倍。当考虑一个黑洞通过某种物理过程形成，接着通过霍金辐射彻底蒸发的整个过程时，便会出现信息悖论。霍金的计算表明，辐射的最终状态所保留的信息中，仅仅包含关于初始状态的总质量、总电…
GW190521
{{Infobox astronomical event |image_size=280px |caption=LIGO漢福德（左）、LIGO利文斯頓（中）和室女座干涉儀（右）觀測到的重力波信號GW190521 |ra=，是指兩個黑洞合併產生的一次引力波訊號。這次的黑洞合併被指與一道閃光有關係，若與黑洞合併有關，合併在第三個超大質量黑洞附近。，並在美國時間2020年9月2日正式發佈；在離地球約170億光年外發生。 GW190521經分析…
黑洞热力学
黑洞热力学（），或称作黑洞力学，是发展于1970年代将热力学的基本定律应用到广义相对论领域中黑洞研究而产生的理论。虽然至今人们还不能清晰地理解阐述这一理论，黑洞热力学的存在强烈地暗示了广义相对论、热力学和量子理论彼此之间深刻而基础的联系。尽管它看上去只是从热力学的最基本原理出发，通过经典和半经典理论描述了热力学定律制约下的黑洞的行为，但它的意义远超出了经典热力学与黑洞的类比这一范畴，而将强引力场中量子现象的本性包含其中。 黑洞熵 在经典…
黑洞
橢圓星系M87核心的超大質量黑洞，質量大約是太陽的70億倍，如事件視界望遠鏡發佈的第一張圖片（2019年4月10日）所示。可見眉月形的光環和中心的陰影，這是在黑洞事件視界周围的光環和光子捕獲區引力的放大視覺影像。眉月形肇因於黑洞的自轉和；陰影直徑大約是事件視界直徑的2.6倍。廣義相對論預測，足夠緊密的質量可以扭曲時空形成黑洞；不可能從該區域逃離的邊界稱為事件視界。雖然事件視界的範圍決定了穿越黑洞的物體是否被吸入其中，但其邊界本身並沒有可…
黑洞宇宙观
黑洞宇宙观（也称为史瓦西宇宙观或黑洞宇宙学模型）是一种物理宇宙学模型，认为可观测宇宙是一个黑洞的内部。此类模型最初在1972年由理论物理学家和数学家同时提出。 任何此类模型都要求可观测宇宙的哈勃半径等于其史瓦西半径，即其质量与史瓦西比例常数的乘积。情况几乎就是这样。然而，有几位宇宙学家认为这是一种巧合。 根据最初由Pathria和Good提出并由Nikodem Popławski等人研究的理论，可观测宇宙是一个黑洞的内部，黑洞可能存在于…
虫洞
蟲洞（），又稱愛因斯坦-羅森橋（），是一種連接時空中不同點的理論結構，它基於愛因斯坦場方程的特殊解。它們於1916年由路德維希·弗拉姆首次提出，並於1935年由阿爾伯特·愛因斯坦和內森·羅森再次提出。因此，它們也被稱為愛因斯坦-羅森橋。 蟲洞一詞是由約翰·阿奇博爾德·惠勒在1957年創造的， 而蟲洞这个名字有「虫咬的洞」的意思，其举例来自如果一只虫要苹果表面移动，比起沿着表面爬，不如直接从果肉穿过距离更短。 蟲洞可以想像成一條隧道，其兩…
事件視界
事件視界（），亦稱事件穹界，是一種時空的曲隔界線。 視界中任何的事件皆無法對視界外的觀察者產生影響，在黑洞周圍的便是事件視界。 在非常巨大的重力影響下，黑洞附近的逃逸速度大于光速，使得任何光線皆不可能從事件視界內部逃脫。 根據廣義相對論，在遠離視界的外部觀察者眼中，任何從視界外部接近視界的物件，將需要用無限長的時間到達視界面，其影像會經歷無止境逐漸增強的紅移；但該物件本身卻不會感到任何異常，並會在有限時間之內穿過視界。 阿赫麦德·阿姆黑…
最内侧稳定圆轨道
最内侧稳定圆轨道（通常称为ISCO ）是在广义相对论中，测试粒子可以稳定地绕大质量物体运行的最小圆形轨道。最内侧稳定圆轨道标记了盘的内边缘，因此在黑洞吸积盘理论中起着重要作用。 數學表述 最内侧稳定圆轨道的位置，即ISCO半径（ r_{\mathrm{isco}} ）取决于中心物体的角动量（自旋）。 非旋轉黑洞 对于非旋转的大质量物体，其引力场可以用史瓦西度规表示，那么最内侧稳定圆轨道具有半径 : r_{\mathrm{isco}} =…
動圈
的兩個表面似乎有奇點；內表面是事件視界，而外表面是扁圓球體。動圈存在於這兩表面之間，在這個體積內，純粹的時態組成gtt是負值，也就是像一個純粹的空間度量元件。同樣的，在這個動圈內的粒子必須與內部的質量同轉，如果他們要保留其類時間特質。]] 動圈（）是在旋轉黑洞外面的區域。它的名稱源自希臘的ergon這個字，意思是“工作”，由雷莫·鲁菲尼和约翰·惠勒在1971年命名。它得到這個名稱是因為從理論上說，可以從這個區域提取黑洞的能量和質量。動圈…
超大質量黑洞
的超巨橢圓星系——室女A星系（M87）核心內的超大質量黑洞，估計質量約為太陽的65億倍。此影像是由事件視界望遠鏡所拍攝，是史上首幀黑洞的實際影像。]] 超大質量黑洞是黑洞的一種，其質量是太陽質量的10^5至10^9倍（10^至10^千克）。現時一般相信，在所有的大型星系的中心（包括銀河系的中心在內）都存在超大質量黑洞。 比較 比較超大質量黑洞與其他質量相對較低的黑洞，可見一些特別的性質： 超大質量黑洞平均密度可以很低，甚至比空氣密度還要…
黑洞炸彈
黑洞炸彈通過超輻射散射來放大撞擊在旋轉黑洞上的玻色子場，因其物理效果而命名。另外，磁場的靜止質量不能等於零。反射時，散射波將在包圍物（可能結構為玻璃等反射物料）與黑洞之間來回反射，散射波在每次反射時都會被放大。該玻色子場的增長被認為是指數級增長且不穩定的。黑洞炸彈發揮作用的機制稱為超輻射不穩定性。 歷史 由於角動量和能源可以被轉移，因此人類可以從一個旋轉的黑洞取得能量。這個猜想是由羅傑.彭羅斯於1971年提出的。並於1972年，於W.H…
表面重力
天體或其他物體的表面重力（代表符號 g）是物體在其表面所受到的重力加速度。表面重力可以被認為是由假設性的非常接近天體表面，且不擾動系統和質量可忽略的試驗粒子受到重力影響時產生的加速度。 表面重力是以加速度的單位進行量測，国际单位制下表面重力單位是米每二次方秒。它也可使用地球表面標準重力 g = 9.80665 m/s2 的倍數表示。在天文物理學中，表面重力可使用對數，即 log g 表示；這個形式的表面重力單位是以CGS制的釐米每二次方…
黑洞物理學年表
黑洞的物理學年表 1640年 – 法國天文學家布利奧建議重力的大小與距離平方成反比。 1684年 - 牛頓導出了平方反比的重力定律。 1758年 - 拉古薩共和國（現今克羅埃西亞南部的港市杜布羅夫尼克）的魯傑爾·朱塞佩·博斯科維奇發展出自己的力學理論，在短距離內重力會互斥。依據他這奇特的理論，可能存在類似白洞的物體，能使其他的物體不能接近它的表面。 1784年 – 英國的自然哲學家約翰·米歇爾論及古典物理有逃逸速度超過光速的物體。 17…