黑洞（英語：black hole）是一種類星體，因自身極高的密度而產生極大的引力，以致所有的粒子與光等電磁輻射都無法逃逸。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被觀測的特徵：黑洞不會反光，就像一個理想的黑體。
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。恆星質量的黑洞，溫度往往在数十亿分之一K，因此基本上無法觀測到。
最早在18世紀，約翰·米歇爾和皮耶-西蒙·拉普拉斯就考慮過引力場強大到光線都無法逃逸的物體。1916年，卡爾·史瓦西發現了第一個能用来表征黑洞的廣義相對論精確解（也就是史瓦西黑洞），然而大衛·芬克爾斯坦在1958年才首次發表史瓦西解做為一個無法逃脫空間區域的解釋。長期以來，黑洞一直被認為僅僅來自數學上的好奇。在20世紀60年代，理論工作顯示這是廣義相對論的一般預測。約瑟琳·貝爾·伯奈爾在1967年發現中子星，激發了人們引力坍縮形成的緻密天體可能是天體物理中的實體的興趣。
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。黑洞形成後，它可以經由吸收周邊的物質來繼續生長。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。人們一致認為，大多數星系的中心都存在著超大質量黑洞。
黑洞的存在可以透過它與其它物質和電磁輻射（如可見光）的交互作用推斷出來。落在黑洞上的物質會因為摩擦加熱而在黑洞的两极产生明亮的X射线喷流。吸积物质在落入黑洞前围绕黑洞以接近光速的速度旋转，并形成包裹黑洞的扁平吸积盘，成為宇宙中最亮的一些天體。如果有其它恆星圍繞著黑洞運行，它們的軌道可以用來確定黑洞的質量和位置。這種觀測可以排除其它可能的天體，例如中子星。經由這種方法，天文學家在許多聯星系統確認了黑洞候選者，並確定銀河系核心被稱為人馬座A*的電波源包含一個超大質量黑洞，其質量大約是430萬太陽質量。
2016年2月11日，LIGO科学合作组织和Virgo合作組宣佈第一次直接觀測到引力波，這也代表第一次觀測到黑洞合併。迄2018年12月，已經觀測到11件引力波事件，其中10件是源自黑洞合併，只有1件是中子星碰撞。2019年4月10日，首次發佈了黑洞及其附近的第一張影像：使用事件視界望遠鏡在2017年拍攝到M87星系中心的超大質量黑洞。
歷史
牛頓力學下的黑洞
最早預言黑洞存在的人是英國牧師約翰·米歇爾，他在寫給亨利·卡文迪什的一封信（讀於1783年11月27号，次年发表在《自然科学会报》）中，曾提出過有質量大到連光都無法逃離之天體的想法。米歇爾假設這種天體的密度與太陽密度相同，以簡單的計算得出結論：當這種天體的直徑超過太陽直徑的500倍時，其表面的逃逸速度將超過光速，就會形成這樣的天體。米歇爾正確地指出，這種超大質量但沒有輻射的物體，可以透過它們對附近可見物體的引力效應來觀測。當時的學者對這種隱藏在視野中的巨型、但看不見的恆星的建議極感興趣，可是當19世紀光的波動說戰勝微粒說時，熱情就減弱了。因為如果光是波而不是粒子，就不清楚重力對逃逸光波的影響（如果有的話）。
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。
廣義相對論下的黑洞
1915年，愛因斯坦發展出他的廣義相對論理論，率先顯示引力確實會影響光的運動。僅僅幾個月後，卡爾·史瓦西就發現描述愛因斯坦重力場方程式質點和球體質量的解。比史瓦西晚幾個月，約翰內斯·德羅斯特的學生亨德里克·勞侖茲也獨立的給出同樣的質點解決方案，並更廣泛的敘述關於它的特性。這個解在現在所謂的史瓦西半徑處有一個奇面，愛因斯坦方程式中的度規分量在奇面是發散的。當時，對這種奇面的本質並不瞭解。1924年，亞瑟·愛丁頓顯示，在改變座標後奇面會消失（參見艾丁頓-芬克爾失態因座標）。然而，直到1933年喬治·勒梅特才意識到這意味著史瓦西半徑處的奇面是非物理的座標奇點。然而，愛丁頓在1926年的一本書中評論了將一顆恆星的質量壓縮到史瓦西半徑的可能性，指出愛因斯坦的理論允許我們排除像參宿四這樣的恆星有過高密度的可能性，因為一顆半徑2.5億公里的恆星，其密度不可能像太陽這樣的高。第一，引力的力量會很大，光無法逃離它，光會像石頭落回地球一樣的掉回恆星。第二，譜線的紅移將非常巨大，以至於存在的可見光譜會消失。第三，質量會造成巨大的時空扭曲，以至於恆星周圍的空間會封閉，使我們難以窺見（即無該處）。
1931年，蘇布拉馬尼安·錢德拉塞卡使用狹義相對論計算出無自轉電子簡併物質的質量上限（現在稱為錢德拉塞卡極限），在超過1.4太陽質量之後沒有穩定的解。他的論點遭到當代許多同儕的反對，例如愛丁頓和列夫·朗道。他們認為有一些未知的機制會阻止崩潰。它們有部分是正確的：一顆質量比錢德拉塞卡極限稍大一點的白矮星將坍塌成中子星，而這本身是穩定的。但是，羅伯特·歐本海默和其它人在1939年預測，超過另一個極限（歐本海默極限，TOV）的中子星，會因為錢德拉塞卡提出的原因而進一步坍塌，並提出沒有物理定律可能介入阻止，至少有一些恆星會坍塌成黑洞的結論。他們最初的計算，基於泡利不相容原理，給出0.7 M☉；隨後對強力-介導中子-中子排斥的考慮，將估計值提高到大約1.57 M☉至3.0 M☉。中子星合併事件GW170817的觀測結果被認為不久後會產生一個黑洞，將TOV極限估計值優化為大約2.17 M☉。
歐本海默和他的合作者將史瓦西半徑邊界處的奇點解釋為這是一個時間停止氣泡的邊界。對於外部觀測者來說，這是一個有效的外部觀點，但對於落入者來說則不是。由於這種屬性，坍塌的恆星被稱為"凍結的星星"。因為一位外部的觀測者將看到恆星的表面，在它崩潰的瞬間被凍結在史瓦西半徑。
黃金時代
1958年，大衛·芬克爾斯坦將史瓦西半徑的表面定義為事件視界：“是一個完美的單向膜，因果影響只能朝一個方向穿過”。這完全沒有違反歐本海默的結果，而是將其擴展成為包括下落的觀察者的觀點。芬克爾斯坦的解決方案擴展了史瓦西的解決方案，為陷入黑洞之觀察者的未來提供了解決方案。馬丁·克魯斯卡爾已經完整的發展出克魯斯卡爾坐標系，在敦促下發表。
這些結果出現在相對論黃金時代的開始，其特徵是廣義相對論和黑洞成為研究的主流。約瑟琳·貝爾·伯奈爾在1967年發現了脈衝星，有助於這一過程的說明；1969年，它被證明是快速自轉的中子星。在這之前，中子星像黑洞一樣，被認為是好奇心產生的理論；但是脈衝星的發現顯示了它們與物理的關聯性，並激發了人們對可能由重力崩潰形成的所有類型緻密物體進一步的興趣[來源請求]。
在此期間還發現了黑洞的一般解。1963年，羅伊·克爾為自轉黑洞找到了精確解。兩年後，埃茲拉·紐曼發現同時帶有電荷和旋轉黑洞的正對稱解。通過維爾納·以色列、布蘭登·卡特、和大衛·羅賓遜等人的工作，出現無毛定理，指出固定黑洞解完全可以由克爾-紐曼度規的三個參數：質量、角動量和電荷來描述。
起初，有人懷疑黑洞解的奇怪特徵是強加對稱條件的病態偽影，並且在一般情況下不會出現奇點。尤其是抱有此種觀點的弗拉迪米爾·貝林斯基、伊萨克·马尔科维奇·哈拉特尼科夫、和葉夫根尼·利夫希茨，他們試圖證明一般解決方案中沒有奇點。然而，在1960年代後期，羅傑·潘洛斯和史蒂芬·霍金使用全域最佳解的技術證明奇點看起來是一般性的。
詹姆斯·巴丁、雅各布·貝肯斯坦、布兰登·卡特和霍金在20世紀70年代初期的導致黑洞熱力學的制定。這些定律通過質量與能量、面積與熵、還有表面重力和溫度，將黑洞的行為與熱力學定律進行類比。在1974年，霍金表示量子場論暗示黑洞應該會像黑體一樣輻射，其溫度與黑洞表面的引力成正比，預測了現在稱為霍金輻射的效應。
詞源
約翰·米歇爾使用“暗星”（dark star）這個詞，而在20世紀初期的物理學家使用的稱呼是“引力坍塌的物體”。科學作家Marcia Bartusiak追溯出“黑洞”這個名詞出自物理學家羅伯特·亨利·迪克，因為他在1960年代以進入的人幾乎都未能活著出來而惡名昭彰，被稱為加爾各答黑洞的監獄來比喻這種天體。
《生活》和《科學新聞》雜誌在1963年的出版品使用了黑洞這個名詞。1964年1月18日，科學記者安·尤因（Ann Ewing）在她報導美國科學促進協會在俄亥俄州克利夫蘭舉行會議的文章中使用了“太空中的黑洞”一詞。
據報導，在1967年12月的約翰·惠勒講座上，有一位學生提出了“黑洞”這個名詞；惠勒因其簡潔和有廣告價值而採用其成為術語，這才迅速地被推廣，因而導致有些人認為惠勒是這個名詞的創造者。
屬性和結構
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。根據現代物理學的定律，這種猜想對於真正的黑洞來說，是目前尚未解決的一個問題。
因為這些性質是可以從外部看見的，所以是特殊的。例如，帶電的黑洞可以像任何其它有電荷的物體一樣排斥其它相似的電荷。同樣的，在黑洞球體內部的總質量使用類比於高斯定律的引力，在遠離黑洞之處以ADM質量來發現[需要解释]。角動量同樣也可以透過參考系拖曳，從遠處來使用重力電磁場測量[需要解释]。
當物體落入黑洞時，任何有關該物體形狀或電荷分佈的物理訊息都會沿著黑洞的視界均勻的分散，而外部的觀測者會丟失這些資訊。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–膜范式的行為非常相似。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。這種行為是如此的令人費解，被稱為黑洞資訊丟失悖論。
物理性質
最簡單的黑洞是靜態的，既沒有電荷，也沒有角動量，而只有質量。這種黑洞通常被稱為史瓦西黑洞；卡爾·史瓦西在1916年就發現這個解。根據伯克霍夫定理，它是球對稱唯一的真空解。這意味著這種黑洞與相同質量的任何其它球體，其外部引力場在较大距離上沒有可以觀測到的差異。因此，只有在事件視界，黑洞才會吸進在其周圍的一切，而其外部的引力場與相同質量的任何其它天體一樣。
也存在描述更一般性黑洞的解。帶有電荷但不旋轉的黑洞由萊斯納-諾德斯特洛姆度規描述，克爾度規描述不帶電荷的自轉黑洞。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黑洞。
雖然黑洞的質量可以是任何的正數值，但電荷和角動量會受到質量的制約。在普朗克單位中，總電荷Q和總角動量J預期會滿足：
對質量為M的黑洞，具有滿足這種不等式可能質量的最小質量黑洞稱為極值黑洞。它們沒有事件視界，因而愛因斯坦方程的解否定這種不等式的存在。這個解被視為非物理的，稱為裸奇點，可以從外部觀察到。當它們是由現實物質的引力崩潰造成的，宇宙審查假說排除了這種奇點的形成；數值模擬則支援這一點。
由於電磁力的強度相對較大，由恆星坍塌形成的黑洞有望保持恆星接近電中性。然而在天文物理學中，預期自轉是緻密天體的一個普遍特徵。聯星黑洞候選者，X射線源GRS 1915+105似乎有接近最大允許值的角動量。沒有電荷的極限是：
允許定義無因次量自旋參數，得以滿足：
- 。。
黑洞通常依據其質量進行分類，並且與角動量J無關。黑洞的大小由事件視界的距離或是史瓦西半徑來決定，與質量M成正比。通過：
此處的 r s 是史瓦西半徑，M ⊙是太陽的質量。對於自旋和/或電荷非零的黑洞，半徑會較小。
直到極值黑洞可能有一個事件視界接近[需要解释]：
- 。
事件視界
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