史瓦西黑洞是1916年由史瓦西提出來的，史瓦西黑洞的設(shè)定是不帶電不自旋轉(zhuǎn)的黑洞，黑洞中心為奇點，黑洞的外圈為事件穹界又稱史瓦西半徑;時空里可能發(fā)生的事件到了事件穹界上，就好像面臨了穹端極界，停滯不變了，對外部的觀察者看來，時間好像停止不動了。對于一個靜止不帶電的史瓦西黑洞，它的周圍時空可以利用史瓦西度規(guī)描述史瓦西黑洞的區(qū)間微分平方。

　　史瓦西黑洞就是所謂“尋常黑洞”，它是直接由較大的恒星演化而來的。恒星到晚期時核燃料消耗殆盡，輻射壓(光壓)急劇減弱，星體在其自身引力的作用下坍縮。若質(zhì)量(指原恒星的質(zhì)量)大于8倍的太陽，其產(chǎn)物就是黑洞。在宇宙空間里，此類黑洞具多數(shù)，其最大質(zhì)量一般不超過50倍太陽。

　　史瓦西半徑是任何具重力的質(zhì)量之臨界半徑。在物理學(xué)和天文學(xué)中，尤其在萬有引力理論、廣義相對論中它是一個非常重要的概念。1916年史瓦西首次發(fā)現(xiàn)了史瓦西半徑的存在，他發(fā)現(xiàn)這個半徑是一個球狀對稱、不自轉(zhuǎn)的物體的重力場的精確解。一個物體的史瓦西半徑與其質(zhì)量成正比。太陽的史瓦西半徑約為3千米，地球的史瓦西半徑只有約9毫米。小于其史瓦西半徑的物體被稱為黑洞。在不自轉(zhuǎn)的黑洞上，史瓦西半徑所形成的球面組成一個視界(自轉(zhuǎn)的黑洞的情況稍許不同)。光和粒子均無法逃離這個球面，銀河中心的超大質(zhì)量黑洞的史瓦西半徑約為780萬千米，一個平均密度等于臨界密度的球體的史瓦西半徑等于可觀察宇宙的半徑。

　　廣義相對論認為，黑洞是大質(zhì)恒星坍縮的必然結(jié)果。恒星是依靠內(nèi)部不斷進行的核聚變產(chǎn)生的輻射壓與物質(zhì)間引力維持平衡的。隨著核燃料的逐漸減少，平衡被打破，恒星在引力作用下坍縮，其中質(zhì)量大于太陽質(zhì)量3.2倍的恒星將坍縮為黑洞。大質(zhì)量星，尺度遠大于史瓦西半徑，光線幾乎沒有偏轉(zhuǎn)，從恒星表面某一點發(fā)出的光刻一朝任意方向直接射出。表示隨著恒星半徑減小。時空彎曲度增大，光線彎曲，出射光線會像噴泉中的水一樣回落恒星表面，遠處觀測著只能偶然看到少數(shù)逃逸出來的光子。表示隨著引力坍縮繼續(xù)發(fā)展，光的“逃逸錐”不斷縮小。恒星尺度減至史瓦西半徑時，所有光線均被捕獲，逃逸錐關(guān)閉，黑洞形成。史瓦西黑洞時不帶電的球?qū)ΨQ恒星坍縮形成的黑洞。

　　從數(shù)學(xué)上來說，史瓦西黑洞就是其外部的引力場符合史瓦西解的黑洞。史瓦西研究的是在絕對真空中完全球?qū)ΨQ的，在塌縮過程中沒有絲毫物質(zhì)異動，不帶電荷，沒有絲毫旋轉(zhuǎn)的，標準理想化恒星的塌縮過程，以及它內(nèi)外時空的場方程解。

　　史瓦西黑洞，是尋常黑洞的發(fā)祥地，它有一個視界和一個奇點。

　　視界，是物體能否回到外部宇宙的分界面，在視界外面，物體可以離開或者接近黑洞而保持安全。而在視界上，只有光速運動的物體可以保持不進入黑洞，但是連光也無法從這個面中逃脫。如果不幸進入了視界內(nèi)部，那么就再也無法出來或者和任何人聯(lián)絡(luò)了。此外，視界也是時間和空間屬性顛倒的地方，在視界內(nèi)，空間是類時的，時間是類空的。

　　奇點，是黑洞奇異性的來源，也就是黑洞中允許相對論和量子理論同時大規(guī)模作用于同一個物體的源泉。任何接觸到奇點的物質(zhì)(包括場)必然被奇點摧毀，被分解為純粹的基本粒子和時空單體，即使是形成這個黑洞、這個視界、這個奇點的恒星，也將被它摧毀而不再對黑洞產(chǎn)生任何影響。

　　自從史瓦西給出了愛因斯坦場方程的解以后，許多種類的黑洞模型先后被科學(xué)家從愛因斯坦場方程的框架下產(chǎn)生出來，所提出的黑洞類型，儼然形成了一個黑洞家族。其中，最為尋常的是史瓦西黑洞，它是被研究討論的首要成員。

　　一個物體的史瓦西半徑與其質(zhì)量呈正比，其比例常數(shù)中僅有萬有引力常數(shù)和光速出現(xiàn)。史瓦西半徑的公式，其實是從物件逃逸速度的公式衍生而來。它將物件的逃逸速度設(shè)為光速，配合萬有引力常數(shù)及天體質(zhì)量，便能得出其史瓦西半徑。

　　超大質(zhì)量黑洞：

　　假如一個天體的密度為1000千克/立方米(水在普通條件下的密度)，而其質(zhì)量約為1.5億個太陽質(zhì)量的話，它的史瓦西半徑會超過它的自然半徑，這樣的黑洞被稱為是超大質(zhì)量黑洞。絕大多數(shù)今天觀察到的黑洞的跡象來自于這樣的黑洞。一般認為它們不是由星群收縮碰撞造成的，而是從一個恒星黑洞開始不斷增長、與其它黑洞合并而形成的。一個星系越大其中心的超大質(zhì)量黑洞也越大。

　　恒星黑洞：

　　假如一個天體的密度為核密度(約1018千克/立方米，相當于中子星的密度)而其總質(zhì)量在太陽質(zhì)量的三倍左右則該天體會被壓縮到小于其史瓦西半徑，形成一個恒星黑洞。

　　微黑洞：

　　小質(zhì)量的史瓦西半徑也非常小。一個質(zhì)量相當于喜馬拉雅山的天體的史瓦西半徑只有一納米。暫時沒有任何可以想象得出來的原理可以產(chǎn)生這么高的密度。一些理論假設(shè)宇宙產(chǎn)生時會產(chǎn)生這樣的小型黑洞。

　　黑洞是廣義相對論預(yù)言的一種特殊的天體。其基本特征是有一個封閉的視界。任何東西，包括光在內(nèi)，只要進入視界以內(nèi)都會被吞噬掉。

　　黑洞的概念最早出現(xiàn)是1798年，當時拉普拉斯根據(jù)牛頓力學(xué)計算出，一個直徑為太陽250倍而密度與地球一樣的天體，其引力足以捕獲其發(fā)出的光線而成為一個暗天體。1939年，奧本海默根據(jù)廣義相對論證明一個無壓球體在自身引力作用下能坍縮到引徑rg。rg=2GM/(c*c)當天體的質(zhì)量M大于臨界質(zhì)量Mc時，引力坍塌后就不可能達到任何的穩(wěn)態(tài)，只能形成黑洞。黑洞只有三個特征量分別是質(zhì)量M、角動量J和電荷Q。Q=0的黑洞為軸對稱的克爾黑洞，J=Q=0時的黑洞為球?qū)ΨQ的史瓦西黑洞。

　　1974年，霍金證明黑洞具有與其溫度相對應(yīng)的熱輻射，稱為黑洞的發(fā)射。黑洞的質(zhì)量越大，溫度越低，發(fā)射過程就越慢，反之亦然。

　　找尋黑洞是當代天文學(xué)的一個重要課題。銀河系內(nèi)的恒星級黑洞候選者有天鵝座X-1等。另外天文學(xué)家們還發(fā)現(xiàn)大星系的中心通常會隱匿著一個百萬太陽質(zhì)量以上的巨型黑洞。如在超巨星系M87的中心就很可能隱匿著質(zhì)量達30億個太陽的黑洞。而按照大爆炸學(xué)說，在宇宙形成早期可能會產(chǎn)生一些質(zhì)量為10的15次方克的小黑洞。

　　克爾黑洞是愛因斯坦場方程預(yù)言下的一類帶有角動量的黑洞，是二種旋轉(zhuǎn)黑洞中的一種。用來描述克爾黑洞的時空度規(guī)叫做克爾度規(guī)，是由新西蘭數(shù)學(xué)家克爾于1963年解出的。另一種是同時帶有角動量和電荷的黑洞，叫做克爾-紐曼黑洞。相比于靜態(tài)的史瓦西黑洞，克爾黑洞更接近于實際物理上的黑洞，因為大多數(shù)恒星都具有一定的自轉(zhuǎn)角動量，當它們坍縮成黑洞時仍然會保留部分角動量。2006年天文學(xué)家對銀河系內(nèi)的X射線雙星GRS 1915+105的觀測表明，其中的黑洞可能在以每秒1150次的頻率高速自轉(zhuǎn)，已經(jīng)接近了理論上的極限。

　　黑洞是根據(jù)廣義相對論所預(yù)言、在宇宙空間中存在的一種質(zhì)量相當大的天體和星體(非一個“洞”)。黑洞是由質(zhì)量足夠大的恒星在核聚變反應(yīng)的燃料耗盡后，發(fā)生引力坍縮而形成。黑洞的質(zhì)量是如此之大，它產(chǎn)生的引力場是如此之強，以致于任何物質(zhì)和輻射都無法逃逸，就連傳播速度最快的光(電磁波)也逃逸不出來。由于類似熱力學(xué)上完全不反射光線的黑體，故名黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標志著無法返回的臨界點。

　　當質(zhì)量比太陽多出30倍以上的星體發(fā)生超新星爆炸時，中子之間強烈的互相排斥力量無法抵擋外界推擠力量，將中子星擠壓成更高密度狀態(tài)，同時在沒有其他力量足以抵擋如此強大壓力的情況下，整個星球會不斷地縮小，最終形成“黑洞”。

　　1915年12月，在愛因斯坦發(fā)表廣義相對論1個月后，德國天文學(xué)家史瓦西即得到愛因斯坦場方程的精確解，能夠?qū)τ邳c質(zhì)量與球形質(zhì)量所產(chǎn)生的引力場給出描述，這包括史瓦西度規(guī)和史瓦西半徑等等概念，該精確解算出，如果某天體全部質(zhì)量都壓縮到很小的“引力半徑”范圍之內(nèi)，所有物質(zhì)、能量(包括光線)都被囚禁在內(nèi)，從外界看，這天體就是絕對黑暗的存在，也就是“黑洞”。

　　目前公認的理論認為，黑洞只有三個物理量可以測量到：質(zhì)量、電荷、角動量。也就是說：對于一個黑洞，一旦這三個物理量確定下來了，這個黑洞的特性也就唯一地確定了，這稱為黑洞的無毛定理，或稱作黑洞的唯一性定理。另一方面，黑洞一旦形成，則在黑洞形成之前兩其他物理信息即告丟失，黑洞上不存在如立方體、椎體或其他有凸起的形態(tài)，這是黑洞無毛定理的另一種理解方法。然而，在1974年，霍金結(jié)合量子力學(xué)和相對力學(xué)的理論，指出，黑洞并非全黑——黑洞能夠輻射，這就是著名的霍金輻射。Parikh和Wilczek認為，黑洞的霍金輻射的確可以看成是一種量子效應(yīng)，但輻射粒子貫穿的勢壘不是預(yù)先存在的，而是由出射粒子自身產(chǎn)生的，他們的研究結(jié)果支持信息守恒?；艚鸷髞矸Q，黑洞從來都不會完全關(guān)閉自身，他們在一段漫長的時間里逐步向外界輻射出越來越多的熱量，隨后黑洞將最終開放自己并釋放出其中包含的物質(zhì)信息。

　　但是這個定理卻只是限制了經(jīng)典理論，沒有否認可能有其他量子荷的存在，所以黑洞可以和大域單極或是宇宙弦共同存在，而帶有大域量子荷。黑洞具有潮汐力，越小的黑洞潮汐力越大，反之，越大的黑洞潮汐力越小，旋轉(zhuǎn)的黑洞有內(nèi)視界和外視界，并會有一個奇異環(huán)，一切越過視界的東西最終都會落向奇點，越大的黑洞從視界到奇點所花的時間越長。

　　根據(jù)霍金的理論，黑洞質(zhì)量越小，蒸發(fā)越快。質(zhì)量非常小的原初黑洞可能已經(jīng)蒸發(fā)或即將蒸發(fā)，而恒星坍塌形成的黑洞的蒸發(fā)時標一般長于宇宙時間。天文學(xué)家期待能觀測到某些原初黑洞最終蒸發(fā)時發(fā)出的高能伽瑪射線。

　　黑洞無法直接觀測，但可以借由間接方式得知其存在與質(zhì)量，并且觀測到它對其他事物的影響。借由物體被吸入之前的因高熱而放出紫外線和X射線的“邊緣訊息”，可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可借由間接觀測恒星或星際云氣團繞行黑洞軌跡，來取得位置以及質(zhì)量。

　　黑洞是天文物理史上，最引人注目的題材之一，在科幻小說、電影等經(jīng)?？梢妼⒑诙醋鳛樗夭摹Ｆ駷橹?，黑洞的存在已被天文學(xué)界和物理學(xué)界的絕大多數(shù)研究者所認同，天文界并不時提出于宇宙中觀測發(fā)現(xiàn)到已存在的黑洞。