1915年，在愛因斯坦提出完整廣義相對論的兩個月后，一位名叫卡爾·史瓦西的年輕德國物理學家求出了它的第一個解。史瓦西解描述了圍繞球對稱質量的時空彎曲，如果該質量被充分壓縮，該解將預測一個球面的事件視界，在其內部時空以光速向內流動。總而言之，它預測了空間中不可避免的結構，我們現在稱之為黑洞。

從那以后，我們對宇宙的觀測告訴我們，黑洞是真實存在的。我們已經看到了它們合并產生的引力波，我們目睹了遙遠類星體發出的光，我們甚至用事件視界望遠鏡拍攝了黑洞的圖像。但史瓦西解并沒有很好地描述這些真實的黑洞，因為史瓦西黑洞沒有自轉，而真實的天體物理黑洞都在旋轉。

根據黑洞無毛定理，可以用三個參數來描述黑洞：質量、電荷和自旋。每個黑洞都必須具有質量，將大質量壓縮到小區域是它成為黑洞的首要原因。我們所知道的黑洞并沒有電荷，但基本上所有真正的黑洞都會旋轉。黑洞的旋轉來自于形成它的所有物質的角動量，這包括坍縮的核心的角動量和被吸入黑洞物體的角動量。

盡管自旋在黑洞中很重要，但在愛因斯坦場方程之后的半個世紀才得出了旋轉解。1963，羅伊·克爾提出了克爾解，它描述了一個有質量有旋轉但沒有電荷的黑洞，它可以用來描述任何靠近或在克爾黑洞內部移動物體的軌跡。今天，我們主要來講講旋轉黑洞對外部時空的影響。

參考系拖拽

旋轉黑洞周圍的空間流動被稱為參考系拖拽，我們可以在任何旋轉質量周圍看到它。在參考系拖拽中，任何“自由落體”軌跡都被拖動到物體旋轉的方向上。美國宇航局的引力探測器B測量了地球的參考系拖拽，這與愛因斯坦理論預測完全一致。地球的參考系拖拽非常微弱，但在克爾黑洞的情況下，時空的這種圓形拖動效果非常顯著。

從經典力學的角度來看，恒星擁有任何半徑的穩定圓軌道。但是對于不旋轉的黑洞來說，最內層的穩定圓軌道的半徑是3倍史瓦西半徑，任何更接近的物體都會最終掉落到黑洞中。但是對于一個旋轉的黑洞，參考系拖拽會給一點額外的幫助，所以最內層穩定圓軌道可以更靠近黑洞視界。從理論上來說，一個旋轉足夠快的黑洞，它的最內層穩定圓軌道可以一直存在到事件視界。但是，這些過程的前提是物體與黑洞旋轉方向相同，如果相反的話，那么9個史瓦西半徑內都沒有穩定圓軌道。

黑洞周圍通常會形成一個吸積盤，吸積盤的內層邊緣就是該黑洞的最內層穩定圓軌道。我們目前還不能直接測量吸積盤內邊緣的直徑，但我們能通過引力透鏡等間接方法進行推算，從而得到黑洞的自旋。

能層

就在視界上方，我們發現了一個特別奇怪的區域，叫作能層。在那里，參考系拖拽以比光速更快的速度攜帶著黑洞周圍的空間，這意味著一切都必須朝著黑洞旋轉的方向移動。這里的情況實際上類似于視界以下的狀態，即空間以比光速更快的速度向下移動。在數學上，超光速的空間流動以一種特別奇怪的方式表示——空間和時間交換位置。因此，在能層中，角坐標變得像時間一樣，**繞黑洞運行和在時間上倒退一樣困難。

同樣的事情還允許我們從能層中提取能量，物理學家羅杰·彭羅斯在1970年代早期發現了這一點。它是這樣工作的：一個物體在經過精心調整的軌跡上落入克爾黑洞的能層中，如果該物體在正確位置被分成兩半，一半穿過視界而另一半彈出能層并逃逸，它逃逸的動能將比進來時多。這種能量是從能層中的旋轉能量提取的，因此會減慢黑洞的旋轉。之所以它會有效，是因為能層的克爾解中奇怪的時空翻轉允許物體的一半獲得負能量，該負能量被轉移到黑洞，而另一半則獲得正能量作為動能。

布蘭德福–日納杰過程

我們最后一個要談論的過程在現實宇宙中很重要，它就是布蘭德福–日納杰過程。在這種情況下，黑洞周圍的物質流在吸積盤中會產生磁場，能層中的空間流動將磁場旋轉成一個巨大的粒子加速器。帶電粒子沿著這些磁場加速并可以輻射出強光，最終該光的能量是從黑洞的旋轉能量中提取的。據推測，從吸積的黑洞中觀察到的一些噴流可能是由這個過程驅動的。