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    黑洞是科學史上極為罕見的情形之一，在沒有任何觀測到的證據說明其理論是正確的情形下，作為數學的模型被發展到非常詳盡的地步。的確，這經常是黑洞反對者的主要論據：人們怎麽能相信這樣的物體，其僅有的證據是基於令人懷疑的廣義相對論的計算呢？然而，1963年，加利福尼亞的帕羅瑪天文台的天文學家馬丁·施密特測量了在稱為3C273（即是劍橋射電源編目第三類的273號）射電源方向的一個黯淡的類星體的紅移。他發現引力場不可能引起這麽大的紅移——如果它是引力紅移，這類星體質量必須這麽大，並且離我們必須這麽近，勢必幹擾太陽係中的行星軌道。這暗示這個紅移是由宇宙的膨脹引起的，進而表明此物體離我們非常遙遠。由於在這麽遠的距離還能觀察到，它必須非常亮，也就是必須輻射出大量的能量。人們會想到，產生這麽大能量的唯一機製看來不僅是一個恒星，而是一個星係的整個中心區域的引力坍縮。

    人們還發現了許多其他相似的類星體，它們都有很大的紅移。但是它們都離開我們太遠了，所以對之進行觀察太困難了，不能給黑洞提供結論性的證據。

    1967年，劍橋的一位研究生約瑟琳·貝爾發現了天空發射出射電波的規則脈衝的物體，這對黑洞存在的預言帶來了進一步的鼓舞。起初貝爾和她的導師安東尼·赫維許以為，他們可能和我們星係中的外星文明進行了接觸！

    我清楚地記得在宣布他們發現的討論會上，他們將這四個最早發現的源稱為LGM1-LGM4，LGM表示“小綠人”

    （“Little Green Man”）的意思。然而，最終他們和其他所有人都得到了不那麽浪漫的結論，這些被稱為脈衝星的物體，事實上是旋轉的中子星。因為它們的磁場和周圍物質複雜的相互作用，這些中子星發出射電波的脈衝。這對於寫空間探險的作者而言是個壞消息，但對於我們這些當時相信黑洞的少數人來說，是非常大的希望——這是中子星存在的第一個正的證據。中子星的半徑大約為10英裏，隻是恒星變成黑洞的臨界半徑的幾倍。如果一顆恒星能坍縮到這麽小的尺度，預料其他恒星能坍縮到更小的尺度而成為黑洞，就是理所當然的了。

    按照黑洞定義，它不能發出光，我們何以希望能檢測到它呢？這有點像在煤庫裏找黑貓。慶幸的是，有一種辦法。正如約翰·米歇爾在他1783年的先驅性論文中指出的，黑洞仍然將它的引力作用到周圍的物體上。天文學家觀測了許多係統，在這些係統中，兩顆恒星由於相互之間的引力吸引而相互圍繞著運動。他們還觀察到了這樣的係統，其中隻有一顆可見的恒星圍繞著另一顆看不見的伴星運動。人們當然不能立即得出結論說，這伴星即為黑洞——它可能僅僅是一顆黯淡的看不見的恒星而已。然而，這種係統中的一些，像叫做天鵝X-1的 那樣，也是強X射線源。對這現象的最好解釋是，物質從可見星的表麵被吹起來，當它落向不可見的伴星時，形成螺旋狀運動（這和水從浴缸流出很相似），並且變得非常熱，發出X射線 。為了使這機製起作用，不可見物體必須非常小，像白矮星、中子星或黑洞那樣。通過觀測那顆可見星的軌道，人們可以確定不可見物體的最小的可能質量。

    在天鵝X-1的情形，這大約是太陽質量的6倍。按照昌德拉塞卡的結果，它的質量太大了，既不可能是白矮星，也不可能是中子星。因此，看來它隻能是一個黑洞。

    還有其他不包含黑洞的解釋天鵝X-1的模型，但是所有這些都相當牽強附會。黑洞看來是對該觀測的僅有的真正自然的解釋。盡管如此，我和加州理工學院的基帕·索恩打賭說，天鵝X-1不包含一個黑洞！這對我而言是一種保險的形式。我對黑洞作了許多研究，如果發現黑洞不存在，而這一切都成為徒勞。但在這種情形下，我將得到贏得打賭的安慰，他要給我訂閱4年的《私家偵探》雜誌。事實上，從我們打賭的1975年迄今，雖然天鵝X-1的情形並沒有改變太多，但是人們已經積累了這麽多對黑洞有利的其他觀測證據，我隻好認輸。我進行了約定的賠償，那就是給索恩訂閱一年的《藏春閣》，這使他開放的妻子相當惱火。

    現在，在像我們的星係和兩個名叫麥哲倫星雲的鄰近星係的係統中，我們還有幾個類似天鵝X-1的黑洞的證據。然而，幾乎可以肯定，黑洞的數量比這多得太多了！

    在宇宙的漫長曆史中，很多恒星肯定燒盡了它們的核燃料並坍縮了。黑洞的數目甚至比可見恒星的數目要大得多。

    僅僅在我們的星係中，大約總共有1000億顆可見恒星。

    這樣巨大數量的黑洞的額外引力就能解釋為何目前我們的星係以現有的速率轉動：僅用可見恒星的質量是不足以說明這一點的。我們還有某些證據表明，在我們星係的中心有一個大得多的黑洞，其質量大約是太陽的10萬倍。星係中的恒星若十分靠近這個黑洞時，作用在它的近端和遠端上的引力之差或潮汐力會將其撕開。它們的遺骸以及擺脫其他恒星的氣體將落到黑洞上去。正如在天鵝X-1的情形那樣，氣體將以螺旋形軌道向裏運動，並且被加熱，雖然沒有到那種程度。它沒有熱到足以發出X射線，但是它可以用來說明在星係中心觀測到的非常致密的射電波和紅外線源。

    人們認為，在類星體的中心是類似的，但質量更大的黑洞，其質量大約為太陽的1億倍。例如，用哈勃望遠鏡對稱為M87的星係進行的觀測揭示出，它含有直徑130光年的氣體盤，該盤圍繞著20億倍太陽質量的中心物體旋轉。這隻能是一個黑洞。隻有落入此超重的黑洞的物質才能提供足夠強大的能源，用以解釋這些物體釋放出的巨大能量。當物質旋入黑洞，它將使黑洞往同一方向旋轉，使黑洞產生一個磁場，這個磁場和地球的磁場頗為相像。落入的物質會在黑洞附近產生能量非常高的粒子。該磁場是如此之強，能將這些粒子聚焦成沿著黑洞旋轉軸，也即在它的北極和南極方向往外噴射的射流。在許多星係和類星體中確實觀察到這類射流。人們還可以考慮存在質量比太陽質量小很多的黑洞的可能性。因為它們的質量比昌德拉塞卡極限低，所以不能由引力坍縮產生：這樣小質量的恒星，甚至在耗盡了自己的核燃料之後，還能支持自己對抗引力。隻有當物質由非常巨大的外界壓力壓縮成極端緊密的狀態時，才能形成小質量的黑洞。一個巨大的氫彈可提供這樣的條件：物理學家約翰·惠勒曾經計算過，如果將世界海洋裏所有的重水製成一個氫彈，則它可以將中心的物質壓縮到產生一個黑洞。（當然，那時沒有一個人能殘留下來觀察它！）比較實在的一種可能性是：在極早期宇宙的高溫和高壓條件下可能產生這樣小質量的黑洞。因為隻有一個比平均值更緊密的小區域，才能以這樣的方式被壓縮形成一個黑洞，所以隻有當早期宇宙不是完全光滑的和均勻時，這才有可能形成黑洞。但是我們知道，早期宇宙一定存在一些無規性，否則現在宇宙中的物質分布仍然會是完全均勻的，而不能結塊形成恒星和星係。

    很清楚，為了說明恒星和星係的無規性是否導致形成相當數目的“太初”黑洞，依賴於早期宇宙中條件的細節。這樣，如果我們能夠確定現在有多少太初黑洞，我們就能對宇宙的極早期階段了解很多。質量大於10億噸（一座大山的質量）的太初黑洞，隻能通過它們對其他可見物質或宇宙膨脹的影響被探測到。然而，正如我們將要在下一章看到的，黑洞畢竟不是真黑：它們像一個熱體一樣發熱發光，它們越小則發熱發光得越厲害。所以，看起來荒謬，而事實上卻是，也許小的黑洞可以比大的黑洞更容易探測到！