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爱因斯坦场方程的解则告诉我们如何在物质的分布已知的情况下计算时空的度规。
我们用这种方法来构造真实宇宙的测地线。
例如，广义相对论的第一批观测证据之一就是在日食期间测量太阳导致的星光弯曲（日食是测量靠近日面的恒星表观位置的好时机，因为来自日面的光被月亮挡住了。
1919年，亚瑟·爱丁顿爵士抓住了一个机会）。
太阳的质量会弯曲时空。
因此，从遥远的恒星到地球上的望远镜的最短路径（测地线）并不是一条直线——如图8所示，它被太阳的引力场弯曲了。
图8 诸如太阳之类的质量会在时空中引起变形或弯
星光的弯曲表明空间是弯曲的，但爱因斯坦的广义相对论告诉我们实际上弯曲的是时空。
因此，我们可以预期质量对时间也有一些奇怪的影响。
实际上，即使是地球的引力场也足以使地球上的时钟比在外太空中的更慢，尽管变化很小但可以测量（大约十亿分之一）。
黑洞事件视界附近的引力效应要强得多。
因此，即使对于最简单的非自旋黑洞，它附近的时间流逝也与离黑洞很远的时间流逝相差甚远。
这是一个真实的属性，并不会随着测量方式不同而变化（例如用原子钟或是电子表）。
时间流速的改变直接来自由质量引起的时空曲率，这种效应会使光锥向有质量的物体倾斜。
图9显示了这种情况的大体效应。
图9 黑洞周围的时空图。
显示了事件视界上物体的未来光锥是怎样位于事件视界内的
黑洞会显著影响光锥的倾斜方向。
粒子越接近黑洞，它的未来光锥越向黑洞倾斜，因此黑洞会越来越不可避免地成为其未来的一部分。
当粒子穿过事件视界时，其未来所有可能的轨迹都在黑洞内终结。
而粒子刚好位于事件视界上时，光锥会大幅倾斜，以至于其一侧与事件视界平行并且其未来完全位于事件视界以内，并且不可能逃出黑洞。
图9本质上是“局域时空图”
的代表，因为这些光锥可以让你知道处于不同位置的测试粒子所经历的局域条件。
在这个图中，时间沿着页面向上增加，所以这个图也表现出了黑洞是如何形成并因坠入的物质而增长的。
第1章中，我们讨论了米歇尔和拉普拉斯的暗星，它们可能在周围的轨道上维持行星系统，像我们的太阳系一样，实际上我们说的是黑洞。
我们只能通过它的引力拉扯而知道附近有一个黑洞。
这可能会让你以为表征黑洞的唯一属性就是它的质量。
事实上，黑洞是否在旋转会对其性质产生巨大影响，而我将在第3章中解释这种影响是如何产生的。
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