史瓦西半径
史瓦西半径是任何具重力的质量之临界半径。在物理学和天文学中，尤其在万有引力理论、广义相对论中它是一个非常重要的概念。1916年卡尔·史瓦西首次发现了史瓦西半径的存在，他发现这个半径是一个球状对称、不自转的物体的重力场的精确解。
一个物体的史瓦西半径与其质量成正比。太阳的史瓦西半径约为3千米，地球的史瓦西半径只有约9毫米。
小于其史瓦西半径的物体被称为黑洞。在不自转的黑洞上，史瓦西半径所形成的球面组成一个视界。（自转的黑洞的情况稍许不同。）光和粒子均无法逃离这个球面。银河中心的超大质量黑洞的史瓦西半径约为780万千米。一个平均密度等于临界密度的球体的史瓦西半径等于我们的可观察宇宙的半径
半径公式史瓦西半径的公式，其实是从物件逃逸速度的公式衍生而来。它将物件的逃逸速度设为光速，配合万有引力常数及天体质量，便能得出其史瓦西半径。
Rs=2Gm/c^2
推导过程：
由 F=GmM/r^2
得知 r 越小 则F越大
而引力F 正比於 物体吸引落下速度V
且速度V最大值为C
求星体半径临界直(V=C之 r 临界直) ; 即史瓦西半径
由 F=ma=mg 得 GMm/r^2 = mg 故 g = GM/r^2 由固定重力场位能得非固定重力场位能公式
a. 将 E=mgh 代换成 E=GMmh/r^2 且 h=r 故 E=GMm/r 表位能
b.列受星体吸引物质之速度与位能对应式 求得临界半径r(史瓦西半径)
1/2 mv^2 = GMm/r
做劳伦兹变换
1/2 mv^2/√(1-v^2/c^2)= GMm/r√(1-v^2/c^2)
得到r = 2GM/V^2
当v=c 求r之临界直
则全式可得
Rs = 2GM/C^2 ;
Rs为史瓦西半径 ;
左为史瓦西半径公式
(G为引力常数 M为恒星质量 C为光速)
事实上，牛顿力学及广义相对论能导出相同结果，纯粹是巧合而已。
分类说明/假设超大质量黑洞
假如一个天体的密度为1000千克/立方米（水在普通条件下的密度），而其质量约为1.5亿个太阳质量的话，它的史瓦西半径会超过它的自然半径，这样的黑洞被称为是超大质量黑洞。绝大多数今天观察到的黑洞的迹象来自于这样的黑洞。一般认为它们不是由星群收缩碰撞造成的，而是从一个恒星黑洞开始不断增长、与其它黑洞合并而形成的。一个星系越大其中心的超大质量黑洞也越大。
恒星黑洞
假如一个天体的密度为核密度（约1018千克/立方米，相当于中子星的密度）而其总质量在太阳质量的三倍左右则该天体会被压缩到小于其史瓦西半径，形成一个恒星黑洞。
微黑洞
小质量的史瓦西半径也非常小。一个质量相当于喜马拉雅山的天体的史瓦西半径只有一纳米。目前没有任何可以想象得出来的原理可以产生这么高的密度。一些理论假设宇宙产生时会产生这样的小型黑洞。
史瓦西半径的由来史瓦西半径是卡尔·史瓦西（Karl Schwarzschild、也有翻译做卡尔·史瓦兹旭尔得）于1915年针对广义相对论方程关于球状物质分布的解，此解的一个结果是可能存在黑洞。他发现这个半径是一个球状对称、不自转的物体的重力场的精确解。
根据爱因斯坦的广义相对论，黑洞是可以预测的。他们发生于史瓦西度量。这是由卡尔·史瓦西于1915年发现的爱因斯坦方程的最简单解。
根据史瓦西半径，如果一个重力天体的半径小于史瓦西半径，天体将会发生坍塌。在这个半径以下的天体，其间的时空弯曲得如此厉害，以至于其发射的所有射线，无论是来自什么方向的，都将被吸引入这个天体的中心。因为相对论指出任何物质都不可能超越光速，在史瓦西半径以下的天体的任何物质——包括重力天体的组成物质——都将塌陷于中心部分。一个有理论上无限密度组成的点组成重力奇点（gravitational singularity）。由于在史瓦西半径内连光线都不能逃出黑洞，所以一个典型的黑洞确实是“黑”的。
小于其史瓦西半径的物体被称为黑洞（亦称史瓦西黑洞）。在不自转的黑洞上，史瓦西半径所形成的球面组成一个视界。（自转的黑洞的情况稍许不同。）光和粒子均无法逃离这个球面。银河中心的超大质量黑洞的史瓦西半径约为780万千米。一个平均密度等于临界密度的球体的史瓦西半径等于我们的可观察宇宙的半径。