更新时间：2023-09-10 05:55
致密天体是恒星死亡的产物，是恒星演化的终点，根据前身星质量的不同，恒星演化到末期留下的三类致密天体分别是白矮星，中子星和黑洞。致密天体提供了宇宙中最极端的物理条件，例如极高密度、极强引力和极强磁场，同时也主导了诸如相对论性喷流、伽马射线暴等宇宙中最高能的物理过程。宇宙中一些最壮观的现象往往都与致密天体有关，如超新星爆发、伽马射线暴、千新星、引力波、快速射电暴、射电脉冲星、极亮X射线源等等。
晚期恒星演化成这三种致密天体的哪一种，决定于晚期恒星的质量。白矮星的质量一般都与太阳质量相近，在0.3 MS 到1.2 MS 的范围内，密度约为108 ~ 1012 kg×m-3，白矮星的质量上限是太阳质量的1.4倍，这一质量极限称为苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡(S.Chandrasekhar)质量限。星体演化到核心部分的质量大于1.4倍太阳质量而小于3.2倍太阳质量，则将成为中子星，中子星也存在一个质量上限，为3.2MS，称为罗伯特·奥本海默(J.R.Oppenheimer)-沃尔科夫(G.M.Volkoff)质量限。星体演化到最后的质量超过奥本海默-沃尔科夫质量限，即超过3.2MS，这时星体内部的中子简并压所产生的张力不能与缩压力相抗衡，星体进一步坍缩，就成为黑洞。
恒星形成和致密天体研究是世界天体物理领域非常前沿的研究方向，也是天文学和化学的交叉领域。到2023年9月为止，致密天体相关研究已经获得了6项诺贝尔奖，分别是：1974年脉冲星发现，1983年白矮星结构和演化机制，1993年脉冲双星发现和引力波辐射证据，2002年吸积中子星、黑洞，2017年引力波探测，2020年发现银心超大质量致密天体和黑洞理论。
随着2012年上海天马微电子有限公司望远镜、2020年500米口径球面射电望远镜（FAST）等大型射电望远镜的建设并投入使用，近年来中国科学家在致密天体的研究方面也取得了许多重大成果。比如南京大学天文与空间科学学院研究团队发现了夸克星存在的重要证据，上海天文台的天文学家首次获得黑洞磁场囚禁吸积盘形成的观测证据等。
白矮星（White Dwarf，也称为简并矮星）是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比较小，因此被命名为白矮星。白矮星是演化到末期的恒星，主要由碳构成，外部覆盖一层氢气与氦气。白矮星在亿万年的时间里逐渐冷却、变暗，它体积小，亮度低，但密度高，质量大。根据观测资料统计，大约有3%的恒星是白矮星，但理论分析与推算认为，白矮星应占全部恒星的10%左右。而太阳最终也将变为一颗白矮星。
第一颗非经典的白矮星大约直到1930年代才被辨认出来。白矮星被认为是质量不足以形成中子星的恒星演化过程的最后阶段，能够形成中子星的恒星质量大约是10个太阳的质量。这包括银河系中超过97%的恒星。
当小型或者中型主序星恒星的氢聚变反应结束后，这样的恒星会由于3氦融合生成碳和氧的过程膨胀成一个红巨星。如果红巨星没有足够大的质量产生融合碳所需要的核心温度（大于10亿K），碳和氧就会在核心堆积起来。在脱落掉外面数层的气体形成行星状星云之后，留下来的只有核心的部分，这个残骸最终将成为白矮星。因此，白矮星通常都由碳和氧组成。如果形成白矮星的恒星质量在8-10.5个太阳质量之间的话，他的核心温度将高到使碳聚合而无法使聚合，在这种情况下就可能诞生氧-氖-镁白矮星。小质量的恒星不能够发生氦聚变，因此，氦白矮星通常在双星系统中因质量损失而形成。
中子星是通过中子的恩里科·费米简并压与自身引力相抗衡的处于流体静力学平衡的相对论性天体。类似于白矮星，中子星有约为3.2 倍太阳质量的最大质量—奥本海默极限。1934年，天文学家就猜测中子星诞生于超新星爆发，是大质量恒星死亡之后留下来的遗迹。早期对中子星热辐射的研究表明，中子星在观测上可能表现为半径约为10千米、中心波长在软X 射线波段的热辐射源。富有戏剧性的是中子星却在1967年意外地以射电脉冲星的形式被发现了。随后大量的射电脉冲星被发现，中子星的概念才被普遍接受。
第一类中子星是脉冲星。典型脉冲星的表面磁场高达1012高斯，自转在几毫秒到几秒之间。转动的磁场产生电场，电场将脉冲星磁层中的带电粒子加速到相对论性速度，相对论性带电粒子在磁场中可以辐射方向性很好的电磁波束。随着中子星的转动，辐射束可能周期性地扫过地球——类似于灯塔，在观测上表现为脉冲星。射电脉冲星，以及后来发现的伽玛射线脉冲星都是孤立的中子星，它们的能源来自中子星的转动能，即所谓的转动供能的中子星。
第二类中子星是磁星， 磁星的磁场高达1015高斯，但自转较慢，典型的周期为十几秒，它的转动能要远远低于它的磁能。处于宁静态的磁星在观测上表现为反常X 射线脉冲星，爆发时，在观测上表现为软伽玛射线重复爆。无论是宁静态还是爆发态，磁星的能源主要来自磁场衰减释放的磁能。
第三类品种是吸积供能的X 射线脉冲星，首先它存在于双星系统中，伴星一般是一颗普通的恒星。中子星吸积伴星的气体，释放引力能，发射X 射线热辐射，脉冲的周期性变化是由于双星相互掩食产生的。
伽玛暴是宇宙中短时标的伽玛射线波段的爆发现象，它的持续时间从几秒到十几秒之间，最长的可达千秒的量级。伽玛暴最早于20世纪60年代被美国发射的用于监测地面核爆炸试验的伽玛射线卫星探测到。由于伽玛射线卫星的空间定位精度很差，难以精确测定伽玛暴的空间方位和距离，阻碍了对伽玛暴本质的认识。1997年意大利 荷兰的卫星BeppoSAX 发现伽玛暴在爆发几个小时之后仍有X 射线余辉辐射，大大提高了伽玛暴的定位精度，随后地面光学和射电望远镜跟踪观测发现了伽玛暴的光学余辉和射电余辉，对伽玛暴进行了精确定位，找到了它的寄主星系，确定伽玛暴处于宇宙学距离。伽玛暴爆发总能量与超新星爆发的总能量相仿，是宇宙中剧烈的爆发现象。
伽玛暴的火球- 激波模型成功地解释了伽玛暴余辉的辐射。在该模型中，先产生一个温度极高的火球，它以极端相对论的速度向外膨胀，当后面较快的物质追赶上前面较慢的物质之后发生碰撞，产生相对论的内激波，激波加热电子到相对论情形，相对论电子在磁场中运动，产生同步、逆康普顿辐射，这就是伽玛射线暴。
持续时间长于2秒的伽玛暴（长暴）起源于大质量恒星演化的晚期。恒星死亡之后先在核区形成一个快速转动的黑洞，黑洞吸积回落的物质释放引力能以及黑洞的转动能，从而形成火球。持续时间短于2秒的伽玛暴（短暴）起源于双中子星的并合，并合之后也是先形成一个恒星级质量的黑洞，黑洞吸积残余物质，释放引力能、磁能甚至黑洞的转动能，从而形成火球。无论是长暴还是短暴，在爆发和并合过程中，都会产生强大的引力波辐射，是地面高频引力波天文台（如LIGO： 美国的激光干涉引力波天文台）的主要观测对象。
脉冲星是宇宙中最精确的时钟, 其信号周期的精确度能够超过原子钟, 因此，轨道致密的脉冲星双星系统是理想的强引力场检验的实验室。脉冲星的伴星可以是另一颗中子星、白矮星、甚至黑洞。例如，脉冲星双星PSR B1937+21 J0348+0432 由一颗质量约2倍太阳质量的中子星和0.17倍太阳质量的白矮星组成，它们的轨道周期约为2.46小时。高的脉冲星质量和致密的轨道使得该系统可用于在强场条件下检验广义相对论。到目前为止，观测到的轨道衰减与广义相对论的理论预言完全吻合。另外，超新星爆发和致密双星的并合等剧烈爆发事件是重要的引力波波源。
黑洞是指一些密度极高且引力极强的天体，它们的引力场甚至可以阻止光线逃离出去，所以被称为“黑洞”。简单来说，黑洞就是一个超级吸纳器，任何进入其中的物质都会被无限压缩并完全吞噬。黑洞的形成需要极高的能量和质量作为基础，通常来说，黑洞形成的原因是恒星或者气体云坍缩。
根据质量的大小和形态的不同，黑洞可以分为三种。
恒星质量黑洞是比太阳质量还要大得多的恒星坍塌所形成的黑洞。通常情况下，一个恒星在耗尽它的可燃烧物质时，它会经历漂亮而短暂的“激爆”过程，然后剩下的核心就会坍塌成一个高密度的天体 —— 恒星黑洞。这个天体的质量通常在几倍太阳质量以上，但不超过100倍太阳质量。在观测到的所有黑洞中，这种类型的黑洞数量最多，它们也是我们了解黑洞的主要来源之一。
中等质量黑洞（Intermediate-质量 黑色 hole，简称IMBH）相较于恒星质量黑洞体积更大，质量更重，但比超大质量黑洞小得多，通常质量介于100个到数万个太阳质量之间。对于这种黑洞，它们的起源和演化历程还有待研究。天文学家近年来发现它们可能存在于一些星系的核心区域中。
超大质量黑洞是最庞大的一类黑洞，也是最神秘的一类。它们的质量可能达到数千万或数十亿个太阳质量。超大质量黑洞通常被认为位于星系中心区域——活动星系核的中心。科学家们通过对这些黑洞周围物质的观测，发现它们可能在早期宇宙已经存在，并且对整个星系的演化过程产生了重要的影响，因此对于超大质量黑洞的研究也成为了科学家们关注的重点。
黑洞形成的最根本原因是恒星或者气体云坍缩，其中恒星坍缩通常是指恒星的演化过程。
一颗恒星会在它的核心内部进行核反应，从而释放出能量并保持平衡状态，但当恒星核心中的氢和氦燃料耗尽时，恒星会失去平衡并发生“激爆”现象。一个恒星的“激爆”可能是巨型的超新星爆炸，也可能是较小的普通新星爆炸，又或者干脆不会引起任何太空事件。
还有一些其他的方式可以形成黑洞。当大量的气体在宇宙中聚集到一起时，它们会逐渐形成一个气体云团，然后开始坍缩，在这个过程中，密度和温度会不断增加，导致云团内部形成越来越高密度的区域。如果云团的密度足够高，物质就会坍缩到一个极点，形成一个中等或超大质量黑洞。
1、质量和半径
对于恒星黑洞，它们的质量通常在几倍太阳质量以上，但不超过100倍太阳质量。根据广义相对论理论，黑洞的大小是由它们的质量和自旋决定的，通常被称为“事件视界半径”。一个质量为太阳质量的黑洞的事件视界半径约为3千米，而一个质量为十亿太阳质量的黑洞的事件视界半径约为300个太阳系的大小。
2、自旋
黑洞自旋是另一个重要的特性。自旋可以改变黑洞附近引力场的结构，使得黑洞不再是一个完美的球体，而是更加扁平化。这让人想起了在地球上的旋转达到了中心所以形成了类似平面的大小。不同于地球因为旋转造成了明显的压扁，黑洞则是因为空间和时间在其附近弯曲，导致黑洞的形状变得更扁平。目前，科学家们还在探索黑洞自旋对于它们周围物质的影响。
3、吞噬物质
黑洞的特性之一就是吞噬周围的物质。当物质进入黑洞的视界之内，就再也没有逃脱的可能。黑洞的引力太强了，以至于它比光速更快地将任何物质吸进去。但是，在视界之外，如果物质具有足够的角动量和能量，仍然可以绕着黑洞旋转而不被吸入其中。
4、电荷和磁场
黑洞的另一个特性就是它们可以带有电荷。据理论预测，如果物质坍缩成了黑洞时带有电荷，那么这种电荷也将会被保留下来。此外，黑洞还可以产生很强的磁场，这也对黑洞周围物质的运动和演化产生了影响。
2019年4月，“事件视界望远镜”合作组织 EHT发布了人类历史上第一张黑洞照片，引发了全球高度关注，该黑洞被称为M87星系，其酷似甜甜圈的形象给人们留下了十分深刻的印象。位于距离地球5500万光年的本星系团中央的超大质量黑洞M87，约65亿倍太阳质量。
2022年5月12日晚9点，事件视界望远镜（EHT）合作组织正式发布了银心黑洞人马座A*（Sgr A*）的首张照片
2023年4月26日深夜，全球首张黑洞阴影与强大喷流的合影在国际著名学术期刊《自然》上线。这是继2019年发布首张黑洞剪影之后，全球天文学家的又一次重磅发布。这幅最新图像首次表明了星系中央超大质量黑洞附近的吸积流与喷流起源之间的联系。这一次，黑洞“甜甜圈”不仅变大、变厚，上面还多了一把喷流“三叉戟”。
引力波是时空中的微小涟漪，它在整个宇宙中传播，代表了以光速传播的四维时空背景的波动。引力波是物理学和天文学的交叉领域，是当前国际学术研究的前沿热点。基础理论上，可以利用引力波在强场条件下检验广义相对论，研究致密天体的物态。天文上，引力波是一种有别于电磁波、宇宙射线、中微子的新观测窗口，势必会对揭示宇宙和天体形成与演化的过程和机制提供新的信息，甚至发现意料之外的新现象。2016年2月，美国激光干涉引力波天文台（LIGO）宣布首次直接探测到恒星质量双黑洞并合所产生的引力波事件（GW150914）。随后，LIGO-Virgo联合发现了一系列双黑洞并合事件以及双中子星并合事件（GW170817）。这些新发现打开了引力波天文学和宇宙学的新纪元。三位对LIGO做出卓越贡献的物理学家被授予2017年诺贝尔物理学奖。
空间激光干涉引力波探测器也越来越引起关注。空间探测器的科学目标是探测mHz频段的引力波信号。这个频段具有非常丰富的波源，包括大质量双黑洞、银河系致密双星、极端质量比旋进系统、随机引力波背景等。2015年12月LISA探路者（LISA-Pathfinder）发射，它成功的演示和测试了LISA所需的一系列关键技术（空间激光测距、空间加速度计、无拖曳控制等）。2017年欧洲航天局（ESA）正式选择LISA计划为其第三个大型项目（L-3）。国内提出了“天琴”计划和“太极”计划。这些空间计划预计在30年代初发射。
在极低频波段（1 nHz-1 uHz），脉冲星计时阵列（PTA）是当前最具前景的手段。过去十年中，PTA对随机引力波背景、连续单源、引力波爆发等各类信号的探测灵敏度不断提高。
超新星爆发是大质量恒星在演化晚期时经历的一种剧烈爆炸。在爆炸的过程中，恒星会向外抛射伽马射线、X射线和高能粒子等。超新星爆发的威力难以想象。假设太阳达到了超新星爆发的标准，且在现行轨道上爆炸，它所产生的冲击波可能会让地球朝向太阳的一面瞬间蒸发，地球的温度可能会达到太阳表面温度的15倍，即接近90000°C。
到现在为止，还没有一个理论能很好的解释猛烈而常见的超新星爆发现象。1984年，爱德华·威顿发表了一篇论文，提出了“奇异物质”的概念，以及由奇异物质构成的“奇异星”。在威顿的设想中，奇异物质由上、下和奇夸克组成，也就是u，d，s三种夸克。而构成自然界中一般物质的质子、中子，都是由3个u和d夸克组成的。由于存在“夸克禁闭”（即夸克之间的距离越远，相互作用力越大），导致不存在游离在外的夸克。而s夸克具有奇异量子数（在弱相互作用中不守恒），被称为奇异夸克。
在中子星中，中子密度非常高，相互之间靠得很近，由此导致能量非常高（费米能），当高到一定程度时，一个u夸克和一个能量极高的d夸克，可能发生弱相互作用过程，转化为一个u夸克和一个s夸克，而在一定条件下，s夸克也可以重新转化为d夸克。当反应达到平衡时，u，d，s三种夸克的数量差不多，s夸克略少，形成了奇异物质，而中子星将成为奇异星，也就是夸克星。
虽然在实验中，夸克和轻子是没法再分了，但科学界曾经假设过一种更小的物质单元——先子，并假定夸克和轻子都是用先子构成的。如果先子存在的话，当引力增大以至于夸克也被压碎的话，有可能形成以先子简并压来抵挡引力的先子星。假如先子星存在，它的密度可达到每立方厘米100万亿吨。
还有另一种猜想：如果先子不存在的话，夸克也会“燃烧”，它可能会通过电弱燃烧转化为轻子，并释放出能量，这些能量可以暂时抵挡一下过分巨大的引力，从而维持住星体而不变成黑洞。据说，一颗苹果大小的电弱星的质量相当于两个地球。但是随着夸克的消耗，电弱星注定是不会长久的，大概只能存在一千万年左右。
超新星爆发通过量子层面的中子简并压的斥力和重力的吸引力抗衡从而达到了平衡，对于更多的核而言，它们的简并压的斥力无法与自身重力抗衡坍缩成黑洞。这个系统中加入了量子涨落的影响，有虚粒子不断出现和湮灭，当引力将物质压缩到极致时，真空被极化，正负能量的涨落平衡被打破，负能量较多，产生了斥力，形成了量子真空星。
一种观点认为黑洞并不存在，因为根据量子力学，物质的尺度不可能小于普朗克长度，引力把物质压缩到1个普朗克密度之后，就达到了密度的极限，将无法再压缩，从而形成了普朗克星，它甚至像黑洞一样有事件视界。当物质被坍缩恒星的巨大引力压扁时，会遇到阻力。这种对持续压缩的抵抗最终迫使物质“反坍缩”（即爆炸），黑洞也因此成为暂时性的物体。然而，从宇宙之外的角度来看，由于黑洞周围的极端时间膨胀效应，它们的“反坍缩”需要数十亿年甚至上万亿年。
千新星（也称为宏新星或R-过程的超新星）是致密型双星系统中两个中子星或一个中子星与一个黑洞合并时发生的瞬态天文事件。千新星被认为是由于在合并过程中产生和抛射各向同性的重r过程核元素的放射性衰变而发射短γ射线爆和强电磁辐射。之所以叫做千新星，是因为他们表现出的峰值亮度达到了经典新星的1000倍。它们是典型超新星亮度的1/10到1/100，是大质量恒星的自爆结果。第一个被发现的千新星是由尼尔·格雷尔斯雨燕天文台和KONUS/WIND航天器上的仪器探测到的短伽马射线爆发sGRB 130603B，然后这些信号由哈勃空间望远镜观测到。两个致密天体的螺旋和合并是强大引力波（GW）的来源。千新星被认为是短伽马射线爆发（GRB 970508）的前身，也是宇宙中稳定R-过程元素的主要来源。
快速射电暴（fast radio burst，FRB）是宇宙中偶发的无线电暴发事件。在几毫秒的时间内，所释放的无线电波段的能量相当于世界当前总发电量累计几百亿年的总和。快速射电暴是在2007年第一次被报道发现的，早先的探测主要是来自银河系外的快速射电暴，迄今已经发现了好几百个。这类天文现象的物理起源仍然不清楚。2020年人们探测到了来自银河系内磁星的快速射电暴，这表明有一些快速射电暴可以起源于磁星，即一类磁场极强的中子星。
极亮X射线源（Ultraluminous X-ray sources; ULXs）指一类X射线波段发光功率高于3*1032瓦特（相当于1秒钟释放的能量要大于1032焦耳——约20亿亿个原子弹释放的能量）的X射线点源。极亮X射线源究竟本质上是什么，一直存在争论。目前有两种较受认可的模型，亦或是一个吞噬物质很快的恒星级质量黑洞，又抑或是一个吞噬物质较慢的中等质量（相当于几千倍太阳质量）黑洞。ULXs发出的X射线光度并不是一直不变的，会产生近似周期性的闪动，称作准周期振荡。中央黑洞物质吸积率的变化、喷流的进动或中央黑洞吸积盘的进动等会产生X射线光度的准周期振荡。
第一颗被发现的白矮星是三合星的波江座40，它的成员是主序星的波江座40A，和在一段距离外组成联星的白矮星波江座 40B和主序星的波江座 40C。波江座 40B和波江座 40C这一对联星是威廉·赫歇尔在1783年1月31日发现的，它在1825年再度被Friedrich Georg Wilhelm Struve观测，1851年被Otto Wilhelm von Struve观测。
1844年，德国的F.W.贝塞尔根据天狼星移动轨迹的波浪形，推测存在一个看不见的伴星。后来的观测证实，天狼星确是一个双星系统，伴星天狼B比主星暗一万倍，呈白色 ，质量1.05太阳质量，半径0.0073太阳半径，密度3.8×106克／厘米3，这是最早发现的白矮星之一。
1917年，范·马南发现了一颗孤独的白矮星，被称为范马南星。这三颗白矮星，最早发现的，是所谓的经典的白矮星。 威廉·鲁伊登在1922年要说明这种天体时，第一个使用了白矮星这个名。
1926年Ralph H. Fowler建立了一个基于费米-狄拉克统计的解释白矮星的密度的理论。
1935年，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（印度）发现了白矮星的质量上限（钱德拉塞卡极限），并因此获得1983年的诺贝尔物理学奖。
尽管有各种的怀疑，第一颗非经典的白矮星大约直到1930年代才被辨认出来。在1939年已经发现了18颗白矮星，在1940年代，鲁伊登和其他人继续研究白矮星， 到1950年发现已经超过一百颗的白矮星，到了1999年，这个数目已经超过2000颗。之后的史隆数位中国空间站工程巡天望远镜发现的白矮星就超过9000颗，而绝大多数都是新发现的。
2014年4月，天文学家在浩瀚的宇宙之中发现了一颗已有110亿年寿命的白矮星，它的温度之低已经使构成它的碳结晶化，成为了一颗“钻石星球”。此次发现的白矮星距离地球约900光年，在水瓶座的方向。它是人类迄今为止发现的温度最低、亮度最暗的白矮星。由于温度降低，构成这颗白矮星的碳已经结晶化，使它成为了一颗“钻石星球”。
1939年奥本海默和沃尔科夫计算出第一个中子星理论模型。
1967年J. Bell发现第一颗射电脉冲星PSR 1919+21。精确的周期1.337301秒需要恒定的自转周期。根据牛顿第二定律，白矮星的自转周期最短为7分钟，中子星的最短周期为0.5毫角秒。因此这么短的周期必然来自一颗转动的中子星。
1968年T.Gold提出旋转中子星的脉冲星模型。
1971年Uhuru卫星探测到第一颗X射线脉冲星Cen X—3。
1974年R. Hulse和J. Talor发现双中子星射电脉冲星PSR 1913+16。
1982年D. Backer等人首次发现毫秒射电脉冲星。
1796年，法国数学家、物理学家皮埃尔-西蒙·拉普拉斯根据牛顿力学公式计算出，一个直径为太阳的250倍、密度与地球一样大的天体，能产生巨大的引力，甚至可以捕获天体本身发出的光线而成为一个暗天体。他把这样的天体称为“暗星”，这是最早关于黑洞的概念。
1915年，阿尔伯特·爱因斯坦提出广义相对论，预言某些大质量恒星最后会演化为黑洞这样的大质量致密天体。
1916年，德国天文学家卡尔·史瓦西计算后认为，如果一个天体的实际半径小于一个特定的值天体周围就会出现一个界面，一旦进入这个界面，即使光也无法逃脱，这个特定的值后来就叫作“史瓦西半径”。
1967年，在美国物理学家约翰·惠勒的一次讲座上，有一位学生提出了“黑洞”这个说法惠勒觉得这个称呼非常简洁、贴切，于是决定米用。后来这个称呼被全世界沿用。
1970年，美国“自由号”人造卫星观测到，天鹅座有一个双星系统：一个比太阳重30多倍的恒星，被一个重约10倍太阳质量的看不见的天体牵引着。天文学家推测这个看不见的天体就是黑洞，这是人类发现”的第一个黑洞。
2002年，德国马普地外物理研究所观测银河系人马座A*近10年后，认为它很可能是一个大质量黑洞。随后两年，科学家又发现这个黑洞附近有一些小质量黑洞，他们猜测也许是被大质量黑洞吸引过来的。
2019年，事件视界望远镜(EHT)项目团队公布了黑洞“真容这是人类第一次拍摄到黑洞照片。这个黑洞位于室女座一个巨型椭圆星系M87星系的中心，距离地球5500万光年，质量约为太阳的65亿倍。
2022年，事件视界望远镜项目团队公布了人马座A*的影像，证实了银心的确存在超大质量黑洞—这个黑洞的直径约为6000万干米。
2016年1月30日，南京大学天文与空间科学学院研究团队通过分析最近发生的一次史上最剧烈的超新星爆发，发现了夸克星存在的重要证据。这是科学界首次发现夸克星存在的关键线索，该发现有望为人类理解物质的最深层构成以及各组分之间的相互作用提供重要帮助。项目负责人南京大学天文与空间科学学院教授戴子高介绍，目前的物理理论普遍认为，所有正常物质都由最基本的粒子夸克和轻子组成，但与此同时，使夸克结合在一起的强相互作用却未能被人类很好理解。戴子高说，夸克星存在的这个重要证据，为将来观测和认证此类天体奠定了基础。一旦夸克星被正式观测到，人类对于粒子物理和天体物理的认识都将有重要突破。
2023年9月1日，中国科学院上海天文台、中国科学院高能物理研究所、武汉大学、浙江大学等国内外研究机构的科研人员利用我国第一颗X射线天文卫星““慧眼”硬X射线调制望远镜”等多台望远镜对黑洞X射线双星MAXI J1820+070的爆发事件开展了多波段观测研究，发现黑洞喷流的射电辐射和黑洞吸积流外区的光学辐射相对于吸积流内区高温气体（热吸积流）的硬X射线显示出罕见的长时标延迟现象，分别滞后约8天和17天。这一研究结果首次揭示了黑洞吸积流中磁场运输过程，及黑洞附近热吸积流中形成磁囚禁盘的完整过程，是对磁囚禁盘理论模型的最直接观测证据，极大地推进对不同量级黑洞吸积的大尺度磁场形成以及喷流供能和加速机制等关键科学问题的理解（见下图）
左下小方框中的红色圆点表示黑洞X射线双星MAXI J1820+070在银河系中的大致位置，右侧放大图是黑洞X射线双星的艺术想象图，一个恒星（蓝色）围绕黑洞绕转，它的物质被黑洞吸引形成吸积盘（黄色），中心区域形成了磁场囚禁吸积盘（浅蓝色曲线表示磁场）和两侧的喷流（亮紫色）。左上小图展示了观测到的喷流的射电辐射和吸积流内区的X射线随时间的变化，显示出8天的延迟。
人们总是担心太阳会不会变成黑洞。总而言之，“不会”，因为太阳不具备形成黑洞的条件。
英国萨塞克斯大学黑洞专家、物理学教授泽维尔·卡尔梅特通过电子邮件告诉趣味科学网站记者：“原因很简单：太阳还不够重，不足以变成黑洞。”卡尔梅特说，有几大条件决定恒星能否变成黑洞，其中包括它的成分、旋转方式以及控制其演化的过程，但最重要的条件是质量合适。卡尔梅特说：“初始质量约为太阳质量20至25倍的恒星，才有可能发生变成黑洞所需的引力坍缩。”
这个临界值被称为托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限。目前，科学家们认为，一颗垂死的恒星必须留下一个质量约为太阳质量两至三倍的恒星内核，才能形成黑洞。
当恒星耗尽内核的核燃料时，在其外层，氢发生核聚变、形成氦的过程仍在进行。因此，随着内核坍缩，外层从恒星中扩散出来，恒星进入所谓的红巨星阶段。当太阳在大约60亿年后（也就是在其内核的氢耗尽10亿年后）变成红巨星时，它将膨胀至火星轨道附近，吞噬内太阳系的行星，可能包括地球。随着时间的推移，这颗红巨星的外层会逐渐冷却并扩散开来，在太阳燃烧的内核周围形成一团行星状星云。形成黑洞的质量较大的恒星会经历数次这样的坍缩和膨胀期，每次都损失更多质量。这是因为此类大质量恒星的压力和温度极高，可以让较重的元素发生核聚变。这一过程会一直持续到恒星内核的构成元素变成铁（铁是恒星所能产生的最重的元素），然后恒星爆炸、成为超新星，进而损失更多质量。美国航空航天局称，典型的恒星级黑洞(天文学家观测到的最小的一类黑洞)的质量是太阳质量的3至10倍，但它们的质量有可能达到太阳质量的100倍。一个巨大的恒星级黑洞并不是一开始就这么重的：它是通过“吸食”附近的气体和尘埃、甚至它的伴星（如果该黑洞曾经属于一个双星系统的话）变重的。
然而，太阳永远不会进入核聚变形成铁的阶段。卡尔梅特说，相反，太阳将变成一颗白矮星——一颗致密的、大小与地球相当的恒星。因此，太阳不会变成黑洞，不用担心地球会被黑洞吞噬。
黑洞对人们宇宙观的影响，至少在以下两个方面：
1. 理解宇宙演化：黑洞的存在对于理解宇宙的演化过程至关重要。它们在星系演化中扮演着重要的角色。黑洞的质量和活动状态与它们所在星系的演化密切相关。通过研究黑洞的形成、成长和相互作用，科学家可以揭示宇宙的演化历史，从过去到现在，甚至进一步推测未来的宇宙命运。
2. 探索时空结构：黑洞的存在有助于研究时空的性质。根据阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论，黑洞由于其强大的引力场，会弯曲时空，形成所谓的“事件视界”。黑洞的研究提供了对时空结构的深入理解，挑战和拓展了我们对物质、能量和引力的认知。这也促使科学家探索更深入的物理学理论，如引力量子论等，以更好地解释黑洞和宇宙的行为。