愛因斯坦在1905年提出了狹義相對論，把牛頓力學和麥克斯韋電磁學統一起來，給出了一個描述慣性系中物質和光線運動的新理論。但是狹義相對論有一個局限性，就是它不能處理加速系或者引力場中的情況。為了克服這個局限性，愛因斯坦又花了十年的時間，終于在1915年提出了廣義相對論，把引力也納入了相對論的框架，給出了一個描述時空和物質相互作用的新理論。

數學黑洞

愛因斯坦提出了廣義相對論之后，很快就有人開始嘗試尋找他的方程的解。其中最早的一個解是1916年由德國物理學家卡爾·史瓦西發現的，這個解后來被稱為史瓦西解。這個解也有一些奇怪的地方，你可以看到，在中心和某個半徑處，方程就會出現奇點。中心出現奇點并不出乎意料，因為也可以用牛頓引力理論去理解。但被稱為史瓦西半徑的后者，就很難理解了。后來，史瓦西半徑處的奇點被證明是坐標系選擇不當造成的，并非其內稟性質。

但是，這個以史瓦西半徑組成的球面并不只是數學的游戲，它還是一個稱為事件視界的邊界。在視界處，任何物質都無法逃離，甚至連光也一樣。在這個視界內，時空的性質發生了根本的改變，時間和空間的角色互換了。物體處于其中，只能向中心下落，就像時間只能往前流逝一樣。這就是一個數學黑洞的概念，或者更具體地說，是一個施瓦西黑洞。

數學上定義了什么是黑洞之后，我們要問一個更實際的問題：物理上真的存在黑洞嗎？當時的人們并不清楚，甚至愛因斯坦自己也不相信這個黑洞是真實的。要回答這個問題，我們要借助于核物理學的知識。

物理黑洞

我們知道，在宇宙中有很多恒星。恒星就是由氫等輕元素組成的巨大球體，在恒星內部發生核聚變反應，釋放出巨大的能量，這些能量就是我們看到的恒星的光和熱。但是核聚變反應并不是無限進行的，當恒星內部的燃料用完了，核聚變反應就會停止，恒星就會失去平衡，開始坍縮。這時候，恒星的命運就取決于它的質量了。

如果恒星的質量不是很大，比如跟太陽差不多或者稍微大一點，那么它在坍縮的過程中，會遇到一種叫作電子簡并壓力的阻力。這種阻力是由于電子之間不能占據同一個狀態而產生的，它可以阻止恒星進一步坍縮，使得恒星變成一個叫做白矮星的天體。

恒星的質量更大一點，比如大約是太陽的8倍到30倍，那么它在坍縮的過程中，可以克服電子簡并壓力，但會遇到另一種叫作中子簡并壓力的阻力。這種阻力可以阻止恒星進一步坍縮，使得恒星變成一個叫作中子星的天體。

如果恒星的質量再大一點，那么它在坍縮的過程中，就不會遇到任何能夠阻止它的壓力了。這時候，恒星就會無限地坍縮下去，直到形成一個黑洞。這種黑洞就叫做物理黑洞，或者更具體地說，叫做恒星質量級黑洞，因為它們是由恒星形成的。

當然，除了恒星質量級黑洞之外，還有其他類型的物理黑洞。例如，在宇宙早期，由于密度極高和溫度極高，可能有一些原始密度波坍縮成了黑洞，這種黑洞就叫做原初黑洞，它們可能有各種各樣的質量和大小。還有，在銀河系和其他星系中心，可能存在著超大質量級黑洞。

天文黑洞

物理上存在黑洞之后，我們要問另一個問題：天文上我們能觀測到黑洞嗎？這個問題看起來很矛盾，因為黑洞本身是不發光的，而且它會吞噬掉任何進入事件視界的物質和光線。那么我們怎么能“看到”一個看不見的東西呢？

雖然我們不能直接看到黑洞，但是我們可以間接地探測到它們。黑洞雖然不發光，但是它對周圍的物質和空間有很強的影響。例如，如果一個黑洞附近有一顆恒星，那么黑洞就會吸引恒星的物質，形成一個叫作吸積盤的旋轉圓盤。這個圓盤上的物質由于高速旋轉和摩擦而發出強烈的電磁輻射，這些輻射就可以被我們的望遠鏡捕捉到。通過分析這些輻射的特征，我們就可以推斷出黑洞的存在和性質。

還有，如果兩個黑洞相互靠近并且合并，那么它們就會產生引力波。引力波是由于時空本身的彎曲而產生的，它可以在宇宙中傳播，并且對沿途遇到的物質和空間產生微弱的影響。如果我們有足夠靈敏的儀器，就可以探測到引力波，并且通過分析引力波的特征，我們就可以推斷出黑洞合并的過程和結果。

最近，人類還實現了一個歷史性的突破，那就是直接拍攝到了一個黑洞的影像。這個影像其實不是黑洞本身，而是黑洞周圍發光的吸積盤和事件視界之間形成的一個明暗對比的環形區域。這個環形區域就叫做黑洞陰影，它反映了黑洞對光線的彎曲和吸收效應。

要拍攝到這樣一個影像，需要使用一種叫作干涉測量的技術，把地球上不同地點的多個射電望遠鏡聯合起來，形成一個相當于地球大小的虛擬望遠鏡。這樣才能達到足夠高的分辨率和靈敏度，來捕捉到距離我們數千萬光年遠的黑洞陰影。