當時“黑洞”的名字還沒有興起，叫做“史瓦西奇點”，和今天的名聲大相徑庭。愛因斯坦、愛丁頓等廣義相對論的大牛都將其視為200多年前“暗星”的虛假延續。
從1783的猜測到1916到1960的爭論，物理學家其實都在討論黑洞是否存在這個問題。
在激烈的討論中，黑洞逐漸確立了它的宇宙咖啡地。即使在這幾百年裏它遇到了太多的誤解，但它依然優雅地走進了今天物理學家的視野，越來越深入人心。
從第壹次見面開始，我們對黑洞有哪些誤解？我們現在如何看待它？
1783年，壹個英國人在壹個假想的星球上向天空開了壹槍，炮彈離開大廳的速度是30萬公裏/秒...
這個人是英國自然哲學家約翰·林可唯。他大膽地將當時流行的光粒子理論和牛頓引力定律結合起來，做了壹個光殼的思想實驗。
當時人們已經知道，雖然我們都被地球引力束縛著，但只要速度夠高，我們就能擺脫地球引力。能擺脫這種束縛的最小初速度叫做“逃逸速度”。在地球表面，這個速度是11.2 km/s。
反之，如果速度達不到逃逸速度，物體就會被重力拉下來。
米歇爾用牛頓引力定律證明了天體逃逸速度的平方與其質量成正比，與其半徑成反比。恒定質量半徑越小，天體逃逸速度越大。
如果壹顆行星的半徑可以被壓縮，那麽逃逸速度可以超過30萬公裏/秒，也就是說這顆行星讓光無法逃逸。在這樣的星球上，米歇爾的光殼永遠飛不到太空。
以地球為例，只要把它壓縮到半徑只有1/3英寸，壹顆巧克力豆的大小，就會產生這種效果。
這樣高密度的星球可能存在嗎？米歇爾認為這是可能的。他甚至認為夜空中有大量看不見的行星，並稱之為“暗星”。這是最早最原始的黑洞概念。
1783 165438+10月27日，米歇爾向英國皇家學會報告了關於暗星的預言。正是13年後，法國自然哲學家皮埃爾·西蒙·拉普拉斯在其名著《宇宙系統論》的1版中做出了同樣的預言。
但在1808年，托馬斯·楊發現了光的雙縫幹涉現象，使得光學“波粒鬥爭”的天平傾向於惠更斯(Christiann Huygens)提出的波動理論。牛頓的光粒子理論的主流地位被光漲落理論所取代。
像殼壹樣受引力影響的光粒子，變成了看似不受引力影響的光波(當時人們不知道引力會對光波產生什麽影響)。大概是這個原因，拉普拉斯的宇宙系統理論從第三版開始就刪除了暗星的描述。暗星的概念沈寂了，沒人在意。
直到100年後，愛因斯坦才平衡了光學的理論平衡，結束了光的“波粒之爭”，發展了光的“波粒二象性”。
1915438+01這壹個月，廣義相對論誕生了，讓物理學家重新建立了引力對光的認知，不過這次用了“時空曲率”的概念。引力是時空直觀感覺的曲率，光和壹切物體在沒有外力的情況下，必須在時空中作“短線”運動。
所謂“短線”可以說是時空上真正的最短路徑，而日常的“直線”更多的是壹種感官定義。
廣義相對論發表後不到壹年。1916年，米歇爾和拉普拉斯的暗星預言，經由壹位德國炮兵上尉:卡爾·史瓦西之手，以壹種更為古怪的方式在物理上呈現出來。
當時還蜷縮在俄國前線戰壕裏的史瓦西，以簡潔有效的方式拋棄了復雜的天體旋轉問題，根據廣義相對論的場方程計算了任意非旋轉球形天體內外的時空曲率，得到了描述黑洞的精確解。
以光速為逃逸速度，任何天體都有壹個史瓦西半徑，這個半徑正好對應米歇爾和拉普拉斯計算的暗星臨界周長。但由於“時空曲率”概念的加持，空間的卷曲意味著光無法逃逸，時間的卷曲也意味著時間流動的變慢(時間膨脹效應)。
但是，愛因斯坦對“天體被壓縮到史瓦西半徑後會坍縮成奇點”這壹觀點很不以為然。
愛因斯坦在贊賞史瓦西計算的時空曲率的同時，並不認為自然界存在“史瓦西奇點”。畢竟沒有不旋轉的天體。再加上他對恒星坍縮的無知，愛因斯坦武斷地否定了廣義相對論的這壹理性屬性。
1939年，愛因斯坦甚至專門發表了壹篇關於廣義相對論計算的文章，來解釋為什麽“史瓦西奇點”在自然界不可能存在。
他假設了壹個被引力吸引的運動粒子群，然後通過計算證明，當集合越來越近時，球體上的引力會增大，在球體上運動的粒子為了產生足夠的離心力，不得不加快運動速度。
但是當這個群小於1.5倍臨界周長時，引力會變得非常大，表面的粒子就要超過光速了。因此，粒子群不能小於臨界值1.5倍。
甚至愛因斯坦計算過天體的內壓，得出結論:當壹個天體的圓周被壓縮到臨界圓周的1.125倍時，中心的壓力會變得無限大，但無限大的壓力不可能存在。所以壹個天體不可能小於臨界周長的1.1.25倍。
愛因斯坦的計算是正確的，但他的理解是錯誤的。這是因為當時的物理學家有壹個傾向性的概念:壹個天體要能存在，就必須平衡內力和外力。但是，事實是內力是可以舍棄的。
在這場認識黑洞的戰鬥中，愛因斯坦幫助他洞察引力的直覺阻礙了他對黑洞的洞察。由此可見，正確的結果有時並不壹定導致正確的答案。
從20世紀20年代到50年代，物理學家對“史瓦西奇點”的研究實際上只針對壹個問題:自然界中允許存在這種物體嗎？
直到20世紀60年代末，數學家克爾計算出旋轉黑洞的精確解，天文學界在對黑洞的觀測中有了進壹步的發現，支持黑洞存在的證據才開始壓倒壹切懷疑。1967年，美國物理學家約翰·阿奇博爾德·惠勒正式命名為“黑洞”。大多數物理學家開始認真面對黑洞。
20世紀60年代以前，人們主要用廣義相對論來研究黑洞的時空結構。這個時代黑洞物理研究的主要成果屬於黑洞經典理論。
比如1967，維爾納·伊斯雷爾證明了無毛定理，規定了視界必須完全光滑。基於這個定理，還可以推導出黑洞只由質量、角動量和電荷三個物理量決定，並推進到“三毛定理”。
並且在1971中，霍金證明了黑洞的“面積定理”，即黑洞活動視界的面積在時間順序上從不減少。這意味著黑洞只能合並，永遠不會分裂。當時霍金也根據經典理論證明了黑洞的溫度是絕對零度，但這後來被他自己證偽了。
20世紀60年代後，黑洞開始在熱力學的新方向上研究。
受以色列物理學家雅各布·貝肯斯坦(Jacob Bekenstein)黑洞熵概念的啟發，霍金在1974年提出了“霍金輻射”，即由於真空漲落，黑洞附近產生的虛粒子對可能被視界隔開，壹個虛粒子落入黑洞，另壹個成功逃逸，然後變成壹個真實粒子。
對於遠處的觀察者來說，這就像壹個黑洞在輻射。而且由於黑洞內外的時空結構不同，下落的粒子大多是負粒子，所以黑洞會因為霍金輻射而失去質量。輻射也意味著黑洞有溫度。
壹個5倍太陽質量的黑洞，理論溫度約為10-7K，不吃不喝需要10 62年才能消失。黑洞的溫度與質量成反比，所以質量越小，輻射越強，溫度越高，壽命越短。
霍金輻射的出現可以說是開啟了黑洞量子領域的研究。黑洞會蒸發，也就是說它吃的信息總有壹天會消失，這是量子力學不允許的。為了對抗黑洞信息的悖論，出現了互補原理和全息原理，導致了黑洞火墻的悖論。
到目前為止，如何處理這些悖論仍然是壹個謎。
總之，廣義相對論中誕生的黑洞的具體特征需要用量子力學來描述，而愛因斯坦壹直質疑量子力學，這可能是他當初抵制黑洞的由來。
然而，正因如此，物理學家對黑洞越來越著迷，因為在黑洞研究領域，物理學家似乎找到了將廣義相對論和量子力學這兩個20世紀物理學最偉大的成就結合起來的可能性。
為了觸及“萬物原理”(即單壹理論解釋所有物理現象)的物理聖杯，深入理解黑洞是至關重要的壹步。