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    黑洞這一術語是不久以前才出現的。1969年美國科學家約翰·惠勒，為了形象地描述至少可回溯到200年前的一個觀念時，杜撰了這個名詞。那時候，共有兩種光理論：一種是牛頓讚成的光的微粒說；另一種是光由波構成的波動說。我們現在知道，這兩者在實際上都是正確的。由於量子力學的波粒二象性，光既可認為是波，也可認為是粒子。在光的波動說中，不清楚光對引力如何響應。但是如果光是由粒子組成的，人們可以預料，它們正如同炮彈、火箭和行星一樣受引力的影響。人們起先以為，光粒子無限快地運動，所以引力不可能使之緩慢下來，但是羅默關於光以有限速度行進的發現意味著，引力對之可有重要效應。

    1783年，劍橋的學監約翰·米歇爾在這個假定的基礎上，於《倫敦皇家學會哲學學報》上發表了一篇文章。

    他指出，一個質量足夠大並足夠致密的恒星會有如此強大的引力場，甚至連光線都不能逃逸：任何從恒星表麵發出的光，在還沒到達遠處前就會被恒星的引力吸引回來。米歇爾暗示，可能存在大量這樣的恒星，雖然由於從它們那裏發出的光不會到達我們這裏，我們不能看到它們；但是我們仍然可以感到它們引力的吸引。這正是我們現在稱為黑洞的物體。它是名副其實的——在空間中的黑的空洞。

    幾年之後，法國科學家拉普拉斯侯爵顯然獨自地提出了和米歇爾類似的觀念。非常有趣的是，拉普拉斯隻將此觀點納入他的《世界係統》一書的第一版和第二版中，而在以後的版本中將其刪去；也許他認為這是一個愚蠢的觀念。（還有，光的微粒說在19世紀變得不時髦了；似乎一切都可以以波動理論來解釋，而按照波動理論，不清楚光究竟是否受到引力的影響。）事實上，因為光速是固定的，所以在牛頓引力論中將光類似炮彈那樣處理不很協調。（從地麵發射上天的炮彈被引力減速，最後停止上升並折回地麵；然而，一個光子必須以不變的速度繼續向上，那麽，牛頓引力如何影響光呢？）直到1915年愛因斯坦提出廣義相對論，才得到引力如何影響光的協調理論。甚至又過了很長時間，人們才理解這個理論對大質量恒星的含意。

    為了理解黑洞是如何形成的，我們首先需要理解恒星的生命周期。起初，大量的氣體（絕大部分為氫）受自身的引力吸引，而開始向自身坍縮而形成恒星。當它收縮時，氣體原子越來越頻繁地以越來越大的速度相互碰撞——氣體的溫度上升。最後，氣體變得如此之熱，以至於當氫原子碰撞時，它們不再彈開而是聚合形成氦。如同一個受控氫彈爆炸，反應中釋放出來的熱使得恒星發光。這附加的熱又使氣體的壓力升高，直到它足以平衡引力的吸引，這時氣體停止收縮。這有一點像氣球——內部氣壓試圖使氣球膨脹，橡皮的張力試圖使氣球收縮，它們之間存在一個平衡。從核反應發出的熱和引力吸引的平衡，使恒星在很長時間內維持這種平衡。然而，恒星最終會耗盡它的氫和其他核燃料。貌似大謬，其實不然的是，恒星初始的燃料越多，它則被越快燃盡。這是因為恒星的質量越大，它就必須越熱才足以抵抗引力。而它越熱，它的燃料就被耗得越快。我們的太陽大概足夠再燃燒50多億年，但是質量更大的恒星可以在1億年這麽短的時間內耗盡其燃料，這個時間尺度比宇宙的年齡短得多了。當恒星耗盡了燃料，它開始變冷並收縮。隨後發生的情況隻有等到20世紀20年代末才首次被人們理解。

    1928年，一位印度研究生——薩拉瑪尼安·昌德拉塞卡——乘船來英國劍橋跟英國天文學家兼廣義相對論家阿瑟·愛丁頓爵士學習。（據記載，在20世紀20年代初，有一位記者告訴愛丁頓，說他聽說世界上隻有三個人能理解廣義相對論。愛丁頓停頓了一下，然後回答：“我正在想這第三個人是誰？”）在從印度來英國的旅途中，昌德拉塞卡算出了在耗盡所有燃料之後，多大的恒星仍然可以對抗自己的引力而維持本身。這個思想是說：當恒星變小時，物質粒子相互靠得非常近，而按照泡利不相容原理，它們必須有非常不同的速度。這使得它們相互散開並企圖使恒星膨脹。因此，一顆恒星可因引力的吸引和不相容原理引起的排斥達到的平衡，而保持其半徑不變，正如同在它的生命的早期引力被熱平衡一樣。

    然而，昌德拉塞卡意識到，不相容原理所能提供的排斥力有一個極限。相對論把恒星中的粒子的最大速度差限製為光速。這意味著，當恒星變得足夠密集之時，由不相容原理引起的排斥力就會比引力的作用小。昌德拉塞卡計算出，一個質量比大約太陽質量一倍半還大的冷的恒星不能維持本身以抵抗自己的引力。（這質量現在稱為昌德拉塞卡極限。）蘇聯科學家列夫·達維多維奇·朗道差不多同時得到了類似的發現。

    這對大質量恒星的最終歸宿具有重大的意義。如果一顆恒星的質量比昌德拉塞卡極限小，它最後會停止收縮，並且變成一種可能的終態即“白矮星”。白矮星的半徑為幾千英裏，密度為每立方英寸幾百噸。白矮星是由它物質中電子之間的不相容原理排斥力支持的。我們觀察到大量這樣的白矮星。圍繞著天狼星轉動的那顆是最早被發現的白矮星中的一個，天狼星是夜空中最亮的恒星。

    朗道指出，恒星還存在另一種可能的終態。其極限質量大約也為太陽質量的一倍或二倍，但是其體積甚至比白矮星還小得多。這些恒星是由中子和質子之間，而不是電子之間的不相容原理排斥力支持的。所以它們叫做中子星。它們的半徑隻有10英裏左右，密度為每立方英寸幾億噸。在第一次預言中子星時，沒有任何方法去觀察它。

    實際上，它們很久以後才被探測到。

    另一方麵，質量比昌德拉塞卡極限還大的恒星在耗盡其燃料時，會出現一個很大的問題。在某種情形下，它們會爆炸或設法拋出足夠的物質，使它們的質量減小到極限之下，以避免災難性的引力坍縮。但是很難令人相信，不管恒星有多大，這總會發生。怎麽知道它一定損失重量呢？即使每個恒星都設法失去足夠多的質量以避免坍縮，如果你把更多的質量加在白矮星或中子星上，以使之超過極限，將會發生什麽？它會坍縮到無限密度嗎？愛丁頓為此感到震驚，他拒絕相信昌德拉塞卡的結果。愛丁頓認為，一顆恒星是根本不可能坍縮成一點的。這是大多數科學家的觀點：愛因斯坦自己寫了一篇論文，宣布恒星的體積不會收縮為零。其他科學家，尤其是他以前的老師，恒星結構的主要權威——愛丁頓的敵意使昌德拉塞卡放棄了這方麵的工作，而轉去研究諸如恒星團運動等其他天文學問題。然而，他之所以獲得1983年諾貝爾獎，至少部分原因在於他早年所做的關於冷恒星的質量極限的工作。

    昌德拉塞卡指出，不相容原理不能夠阻止質量大於昌德拉塞卡極限的恒星發生坍縮。但是，根據廣義相對論，這樣的恒星會發生什麽情況呢？1939年一位美國的年輕人羅伯特·奧本海默首次解決了這個問題。然而，他所獲得的結果表明，用當時的望遠鏡去檢測不會有任何觀測結果。以後，第二次世界大戰插入，奧本海默本人非常專心地從事原子彈研製。戰後，由於大部分科學家被吸引到原子和原子核尺度的物理中去，因而大部分人忘記了引力坍縮的問題。但在20世紀60年代，現代技術的應用使得天文觀測範圍和數量大大增加，這重新激起人們對天文學和宇宙學的大尺度問題的興趣。奧本海默的工作被一些人重新發現並推廣。

    現在，我們從奧本海默的工作中得到一幅這樣的圖象：恒星的引力場改變了光線在時空中的路徑，使之和如果沒有恒星情況下的路徑不一樣。光錐是表示閃光從其頂端發出後在時空中傳播的路徑。光錐在恒星表麵附近稍微向內彎折。在日食時觀察從遙遠恒星發出的光線，可以看到這種偏折現象。隨著恒星收縮，其表麵的引力場變得更強大，而光錐向內偏折得更多。這使得光線從恒星逃逸變得更為困難，對於遠處的觀察者而言，光線變得更黯淡更紅。最後，當恒星收縮到某一臨界半徑時，表麵上的引力場變得如此之強，使得光錐向內偏折得這麽厲害，以至於光線再也逃逸不出去 。根據相對論，沒有東西能行進得比光還快。這樣，如果光都逃逸不出來，其他東西更不可能：所有東西都會被引力場拉回去。這樣，存在一個事件的集合或時空區域，光或任何東西都不可能從該區域逃逸而到達遠處的觀察者。現在我們將這區域稱作黑洞，將其邊界稱作事件視界，而它和剛好不能從黑洞逃逸的光線的那些路徑相重合。

    如果你觀察一個恒星坍縮並形成黑洞時，為了理解你所看到的情況，切記在相對論中沒有絕對時間。每個觀測者都有自己的時間測量。由於恒星的引力場，在恒星上某人的時間將和在遠處某人的時間不同。假定在坍縮星表麵有一無畏的航天員和恒星一起向內坍縮。他按照自己的表，每一秒鍾發一信號到一個圍繞著該恒星轉動的航天飛船上去。在他的表的某一時刻，譬如11點鍾，恒星剛好收縮到它的臨界半徑以下，此時引力場強大到沒有任何東西可以逃逸出去，他的信號再也不能傳到航天飛船了。隨著11點趨近，他的夥伴從航天飛船上觀看會發現，從該航天員發來的一串信號的時間間隔越變越長。但是這個效應在10點59分59秒之前是非常微小的。在收到10點59分58秒和10點59分59秒發出的兩個信號之間，他們隻需等待比1秒鍾稍長一點的時間，然而他們必須為11點發出的信號等待無限長的時間。按照航天員的手表，光波是在10點59分59秒和11點之間由恒星表麵發出；從航天飛船上看，那光波被散開到無限長的時間間隔裏。在航天飛船上這一串光波來臨的時間間隔變得越來越長，所以從恒星來的光顯得越來越紅、越來越淡，最後，該恒星變得如此之朦朧，以至於從航天飛船上再也看不見它：所餘下的一切隻是空間中的一個黑洞。不過，此恒星繼續以同樣的引力作用到航天飛船上，使飛船繼續圍繞著形成的黑洞旋轉。但是由於以下的問題，上述場景不是完全現實的。一個人離開恒星越遠則引力越弱，所以作用在這位無畏的航天員腳上的引力總比作用到他頭上的大。在恒星還未收縮到臨界半徑而形成事件視界之前，這力的差別就足以將我們的航天員拉成意大利麵條那樣，甚至將他撕裂！

    然而我們相信，在宇宙中存在大得多的天體，譬如星係的中心區域，它們遭受到引力坍縮而產生黑洞；一位在這樣的物體上麵的航天員在黑洞形成之前不會被撕開。事實上，當他到達臨界半徑時，不會有任何異樣的感覺，甚至在通過永不回返的那一點時，都沒注意到它。然而，隨著這區域繼續坍縮，隻要在幾個鍾頭之內，作用到他頭上和腳上的引力之差會變得如此之大，以至於再將其撕裂。

    羅傑·彭羅斯和我在1965年和1970年之間的研究指出，根據廣義相對論，在黑洞中必然存在密度和時空曲率無限大的奇點。這和時間開端時的大爆炸相當類似，隻不過它是一個坍縮物體和航天員的時間終點而已。在此奇點，科學定律和我們預言將來的能力都崩潰了。然而，任何留在黑洞之外的觀察者，將不會受到可預見性失效的影響，因為從奇點出發的，不管是光還是任何其他信號，都不能到達他那兒。這個非凡的事實導致羅傑·彭羅斯提出了宇宙監督假想，它可以被意譯為：“上帝憎惡裸奇點。”換言之，由引力坍縮所產生的奇點隻能發生在像黑洞這樣的地方，它在那裏被事件視界體麵地遮住而不被外界看見。嚴格地講，這就是所謂弱的宇宙監督假想：它使留在黑洞外麵的觀察者不致受到發生在奇點處的可預見性崩潰的影響，但它對那位不幸落到黑洞裏的可憐的航天員卻是愛莫能助。

    廣義相對論方程存在一些解，我們的航天員在這些解中可能看到裸奇點：他也許能避免撞到奇點上去，相反地穿過一個“蟲洞”來到宇宙的另一區域。看來這給在時空內的旅行提供了大的可能性。但是不幸的是，所有這些解似乎都是非常不穩定的；最小的幹擾，譬如一個航天員的存在就會使之改變，以至於他還沒能看到此奇點，就撞上去而終結了他的時間。換言之，奇點總發生在他的將來，而絕不會發生在他的過去。宇宙監督假想強的版本是說，在一個現實的解裏，奇點總是要麽整個存在於將來（如引力坍縮的奇點），要麽整個存在於過去（如大爆炸）。我強烈地相信宇宙監督，這樣我就和加州理工學院的基帕·索恩和約翰·普勒斯基爾打賭，認為它總是成立的。由於找到了一些解的例子，在非常遠處可以看得見其奇點，所以我在技術的層麵上輸了。這樣，我必須遵照協約還清賭債，也就是必須把他們的裸露遮蓋住。但是我可以宣布道義上的勝利。這些裸奇點是不穩定的：最小的幹擾就會導致這些奇點消失，或者躲到事件視界後麵去。所以它們在實際情形下不會發生。