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有时人们的头发会含有关于他们年龄或国籍的线索。
其他有关身体特征的信息如“体重指数”
，可能会提供有关其饮食健康的信息。
与人类相反，黑洞这个实体除了质量和自旋以外，绝对没有明显特征（基于前文所述的原因，这里忽略了电荷）。
为了强调黑洞没有保留任何关于其前身天体性质的这一特征，约翰·惠勒创造了短语“黑洞无毛”
。
这里指黑洞不含有原来的形状、原来的团块结构、原来的地形、原来的磁性、原来的化学成分，什么都不包含。
白俄罗斯物理学家雅可夫·泽尔多维奇带领团队进行了计算，结果表明，如果一个表面起伏不平的非球形恒星坍缩成一个黑洞，其事件视界最终会稳定成没有任何团块或起伏的平滑均衡的形状。
所以，一个黑洞从来不会有不愉快的一天[2]!你唯一可以知道的关于黑洞的事情就是它的质量和自旋。
自旋改变现实
引力场会将物体拉到旋转黑洞的旋转轴周围，而不仅仅是朝向它的中心，也许这就是旋转黑洞最引人注目的特征。
这种效果被称为参考系拖曳。
在黑洞的引力场中自由落下时，径向落往克尔黑洞的粒子将获得非径向的运动分量（转动）。
对于具有自旋的测试粒子（例如一个小陀螺）来说，这意味着如果它向着旋转的大质量物体（例如克尔黑洞）自由下落，它的自转轴将会发生变化。
就好像中央大质量物体的旋转拖拽了自旋测试粒子的局部参考系一样。
这种现象在1918年被发现，并被称为伦泽-蒂林效应，实际上它不仅发生在黑洞的周围，在任何旋转物体的周围，都会有一定程度的影响。
如果你把一个非常精确的陀螺仪放在环绕地球的轨道上，那么参考系拖曳会导致陀螺仪的进动[3]。
爱因斯坦场方程对黑洞进行了数学描述，如第1章所述，在稳态（无转动）黑洞的情形下，卡尔·史瓦西解出了这些方程。
鉴于史瓦西解出方程是在1915年，也就是爱因斯坦引入广义相对论的同一年，可以说这是一项了不起的成就。
在很久之后的1965年，新西兰人罗伊·克尔（RoyKerr）才解决了旋转黑洞的情形。
几年之后，澳大利亚人布兰登·卡特（BrandonCarter）进一步探索了克尔的解。
卡特深入研究了克尔度规[4]的效应，他证实了由于参考系拖曳，旋转黑洞会在周围的时空中产生巨大的旋涡。
旋风属于一种旋涡，靠近旋风中心的空气旋转很快，会带动沿途的任何东西，无论是干草地里的干草还是沙漠中的沙子。
在离旋风远一点的地方，空气（以及干草或沙子）会旋转得更慢。
旋转黑洞周围的时空也是如此：远离事件视界的地方，时空旋转的速度很慢，但在视界处，时空的旋转速度与视界自旋的速度相同。
旋转（克尔）黑洞的事件视界与非旋转（史瓦西）黑洞的事件视界非常相似，只是黑洞旋转越快，引力势阱就越深：相同质量的克尔黑洞和史瓦西黑洞，前者形成的引力势阱比后者形成的更深，因此克尔黑洞会是比非旋转黑洞更强大的能量源。
我们会在第7章中重新介绍这一点。
同时为了帮助理解这种现象总结出的一个结论是：史瓦西黑洞的事件视界仅取决于质量，但克尔黑洞的事件视界取决于质量和自旋。
有一个特别的问题：即使只在理论层面上，是否存在未被包裹在事件视界中的时空奇点，也就是所谓的“裸奇点”
。
根据定义，爱因斯坦场方程的所有黑洞解都有事件视界，而正如第1章所示，光无法逃离这种视界，因此信息也不行。
我们认为所有的黑洞奇点都封闭在事件视界之中，也就是说不是“裸”
的，所以宇宙的其余部分无法获得有关奇点的直接信息——这就是英国数学家罗杰·彭罗斯所表述的所谓的宇宙监督猜想。
他提出所有通过正常的初始条件形成的时空奇点都被事件视界所隐藏，并且在空间中没有裸奇点。
太大的自旋有多大
黑洞所能拥有的角动量大小是有限制的。
这个极限取决于黑洞的质量，因此质量大的黑洞比质量小的黑洞旋转得更快。
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