Ⅰ 黑洞裡面是什麼樣子
1916年廣義相對論出現不久，卡爾.史瓦西（karl schwarzchild）就求出了用以描述時空的愛因斯坦方程的一個十分有用的解。該解作為時空的一種可能的形狀，可以用來描述一個球對稱的、不帶電、無自旋的物體（可能也可用於近似描述如地球和太陽等緩慢自旋的物體）之外的引力場。其原理就和當你想研究地表之外的牛頓引力而將地球視為質點一樣。
這個解很象一個「公制」。它和將畢達哥拉斯公式加以歸納以給出平面上線段長度一樣，此「公制」可以作為獲取時空中曲線段「長度」的公式。物體沿時間（「時間的坐標軸」）運動的曲線的長度如果用此公式計算，就恰是該運動物體所經歷的時間。公式的最終形式取決於你選擇用來描述事物的坐標系。公式可以因坐標不同而變形，但象時空彎曲這樣的物理量卻不會受影響。史瓦西用坐標的術語表述了它的「公制」概念：在距離物體很遠的地方，近似於一個帶有一條用以表示時間的附加t軸的球坐標，另一個坐標r用作該處的球坐標半徑；而更遠的地方，它只給出物體的距離。
然而當球坐標很小的時候，這個解開始變得奇怪起來。在r=0的中心處有一個「奇點」，那裡的時空彎曲是無限的；圍繞該點的區域內，球坐標的負方向實際成為時間（而非空間）的方向。任何處於這個范圍內的事物，包括光，都會為潮汐力扯碎並被強迫墜向奇點。這個區域被一個史瓦西坐標消失的面與宇宙的其他部分分離開來。當然該處的時空彎曲沒有任何問題（這個球面半徑被稱作史瓦西半徑，稍後就會發現史瓦西坐標並未消失。它是一個人為的坐標，這個問題有點象定義北極點的經度時所遇到的問題。史瓦西半徑的物理意義不在於該處的坐標問題，而在於其內的方向變為時間方向這一事實）。
當時的人們並未為此擔心，因為所有已知的物體的密度都達不到使這個內部區域擴大到物體之外的程度，即對於所有已知情況，史瓦西解的這個奇怪部分都不適用。阿瑟.斯坦雷.愛丁頓（arthur stanley eddington）曾考慮過一顆死亡的恆星坍塌後可能達到這個密度，但從審美的角度出發不太愉快地將其拋棄了，並人為應該有新的理論補充進來。1939年歐文海默（oppenheimer）和施內德（snyder）最終嚴肅地提出比太陽質量稍大幾倍的恆星在其聲明的末期可能會坍縮到這種狀態。
一旦一顆恆星的坍縮超過史瓦西坐標消失的球面（稱為不帶電、無自旋物體史瓦西半徑或「視界」）它就不可避免地繼續坍縮下去。同你無法停住時間的車輪一樣，它將一直坍縮至奇點。沒有任何進入那個區域的東西可以倖免，至少在這個簡單的例子中是如此。視界是一個有去無回的轉折點。
1971年約翰.阿奇貝爾德.威勒（john archibald wheeler）命名這樣的事物為「黑洞」，因為光無法從中逃 逸。基於許多證據，天文學家有許多他們認為可能是黑洞的候選天體（其證據是：它們的巨大質量可以從其 對其他物體的相互作用中得到；並且有時它們會發出x射線，這被認為是正在墜入其中的物質發出的）。但 我們這里所講述的黑洞的性質純屬理論，它們基於廣義相對論――一個目前尚被證明為正確的理論。