今天小編和大家說個物理/天文方面的。

按照大家的常識，黑洞的密度一定很大吧。其實不然。

圖一：黑洞概念圖。

我首先給大家科普下黑洞的形成過程：

“恒星的演化晚期，當中心核的核反應停止之後，就會經引力坍縮而形成緻密的天體。”--向守平《天體物理概論》

這裡的緻密星，指的是白矮星、中子星以及黑洞。大家一定會顧名思義，都會認為緻密星就是指的體積小、密度大的天體吧。誠然，白矮星（密度為 ）和中子星（密度為 ）的确符合這一條件，但是對于黑洞不适用。

大家對黑洞的定義應該是按照牛頓力學，對于一個質量為 、半徑為 的天體，掙脫其引力束縛所需要的最低速度（即逃逸速度或第二宇宙速度） 達到光速的時候，光就無法擺脫天體的引力束縛，也就是說從外面看這個天體是黑的，這就是黑洞。此時 , 為牛頓引力半徑。

圖二：牛頓爵爺。

但其實這是不對的，因為黑洞是廣義相對論預言的産物。具體原因可以參見各種參考書或者我的專欄文章什麼是黑洞天體物理？（我不想複制粘貼一遍了）。

所以，用廣義相對論來理解，緻密的含義應當是表面引力場非常強，以至于廣義相對論效應不可忽略。

我們引入引力強度參數 ，其中 是天體質量， 是天體半徑， 是萬有引力常數， 是光速。白矮星的引力強度參數約為 ，中子星的約為 ，而黑洞引力強度參數恒等于1。那麼，我們把引力強度參數的定義式變一下， ，則是黑洞的史瓦西半徑，正好和牛頓引力半徑相同（這不巧了嗎）。

圖三：愛因斯坦大大和牛頓爵爺。

而一個星體将坍縮為哪種緻密星，也不取決于密度，而是取決于質量。

我們知道著名的錢德拉塞卡極限（想了解的可以參見各種參考書或我的專欄文章宇宙的往事①錢德拉塞卡和他的極限），即 ，也就是白矮星的質量上限。當恒星質量小于 時，将演化為白矮星或行星狀星雲；當恒星質量大于 且小于 時，恒星将演化為超新星或者行星狀星雲或者白矮星；當恒星質量大于 且小于 時，恒星将演化為中子星，而恒星質量超過 時，将演化為黑洞（感謝 @馬門溪龍飼養員 指出錯誤）。也就是說，和密度沒關系。

圖四：錢德拉塞卡。

那麼黑洞的密度會是多少呢？

黑洞奇點處的密度是無窮大的，但是我們一般所說的黑洞不光包括奇點，還包括外圍的史瓦西半徑，這就變得很大了。大家用史瓦西半徑的公式，然後随便寫個質量算一下就知道了。

例如 @龍牙 在龍牙：每分鐘翻倍的銅鑼燒多久可以裝滿整個宇宙？中提到的銅鑼燒黑洞，密度為 ，即 ，要知道，水的密度好歹也有 。

圖五：銅鑼燒黑洞概念圖（劃掉）。

又比如我們銀河系中心的超大質量黑洞Sgr A*，質量約為四百多萬倍的太陽質量，密度卻僅僅隻有 。

圖六：Sgr A*。由錢德拉X射線望遠鏡拍攝。

所以，我們對黑洞的常識應改變一下了，黑洞不是密度大到連光都逃不出去的天體，而是引力場強大到光都無法逃逸出去的天體。

參考文獻：

向守平. 天體物理概論[M]. 中國科學技術大學出版社, 2008.

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