黑洞物理学的建立
早在1783年英国地质学家与天文学家米歇尔（1724～1793）就预言有“看不见的天体”存在。1796年，法国天文学家和数学家拉普拉斯（Laplace Pierre Simon，Marquis de 1749～1827）也曾独立地做出相同的预言。米歇尔和拉普拉斯预言的根据是牛顿力学与牛顿的光微粒说。他们认为，根据牛顿力学，在一个质量为M、半径为r的天体上，挣脱引力束缚的最低速度，即逃逸速度为v= ，若天体的M与r之比足够大，以致使逃逸速度达到光速，这个天体将不再发光。显然，这一假说把光粒子认作服从牛顿力学的粒子。然而，在19世纪，光的波动说占了上风，光波被认为不受引力作用，这一预想就被搁置了起来。 黑洞设想被重新提起，是在爱因斯坦发表了他的广义相对论之后。1916年，爱因斯坦创立了广义相对论，并建立了引力场方程。在同一年，时值第一次世界大战，德国天文学家、数学家史瓦西（Schwarzchild，Karl 1873～1916）正随炮兵部队在俄国前线作战，就在战时，他得到了爱因斯坦场方程的一个解，并首先计算了全部质量集中在一点上的恒星附近的引力现象，很可惜，不久他因一种罕见的代谢失调病而去世。
史瓦西所假定的引力源是一个球对称分布的中心天体，史瓦西给出了它的内部与外部引力场分布，即时空弯曲特征。根据史瓦西解，当中心天体质量M足够大、半径足够小时，它的时空弯曲很大，以致任何粒子，包括零质量的光粒子都将不
关于黑洞研究的重要进展是在广义相对论提出的半个世纪之后。
1963
年，正在
美国德克萨斯大学执教的澳大利亚数学家克尔
（
R.P.Kerr
）
用椭球面坐标得到了
球对称质量、
转动物体的引力场方程解①，
由这个解立即得出了转动黑洞，
后来
它又被证明是唯一解。克尔解的得出是
20
世纪理论物理学的重要进展之一。克
尔黑洞的奇异域为一个环，
一般有两个视界。
当转动较慢时，
两个视界包围住奇
异环；转动较快时，两个视界彼此靠近，在极端条件下，合二而一，最后也可能
消失而露出一个裸奇异环。在克尔解得出的两年之后，即
1965
年，以纽曼
（
E.T.New-man
）为首的一个研究小组发表了一个更为复杂的爱因斯坦引力场方
程解，这是一个静态、轴对称引力场方程度规，它称为克尔
-
纽曼解。克尔
-
纽曼
黑洞具有质量、电（磁）荷和角动量三种特征，当电量
Q=0
时，克尔
-
纽曼黑洞
退化为克尔黑洞；
当角动量
J=0
时，
它退化为赖斯纳
-
诺兹特隆黑洞；
而当
Q=J=0
时，还可以还原为最简单的史瓦西黑洞。
能逃逸出来，
这个特殊的时空区域即为黑洞，
其边界称为视界，
视界的半径即为
史瓦西半径，它的大小为
rg=2GM/c2
。
显然，
黑洞是爱因斯坦广义相对论，
或者更具体地说是史瓦西解的一个直接推论。
从表面看，
由广义相对论和牛顿力学得出的黑洞半径完全一致，
然而二者却有着
本质的差别。
拉普拉斯等人的黑洞只是一种球状天体，
它成为黑洞完全是根据牛
顿引力理论得出的，
然而在质量很大、
半径很小的星体强引力场中，
牛顿的引力
理论不再适用，
强引力场中的时空不再平直，
黑洞即为时空弯曲的产物，
或者说
它就是特殊的时空区域，黑洞的视界仍是这个特殊区域的一个边界。
史瓦西黑洞是一种最简单的黑洞，
它的外面被一个光层所包围，
只具有质量，
不
带电荷和磁荷，也不旋转，它的表面就是视界，奇点则在黑洞的中心。从
1916
年至
1918
年，赖斯纳（
Reiss-ner
）和诺兹特隆（
Nordrtrm
）又用极坐标得到了
具有球对称质量、带电荷或磁荷的引力场方程解，它称为赖斯纳
-
诺兹特隆解，
而具有电荷或磁荷的黑洞就称为赖斯纳
-
诺兹特隆黑洞。这种黑洞的中心有一个
奇点，它有两个视界。若所带电荷或磁荷较少时，内视界半径甚小；反之，外视
界收缩、
内视界扩大；
当
M=│Q│
（自然单位制）
时，
两视界合二而一；
M
＜│Q│
时，视界消失，只剩下一个裸奇点；在
Q=0
时，赖斯纳
-
诺兹特隆黑洞则退化为
一个史瓦西黑洞。
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