02 異視界訂閱源怎么獲得(我想問關于霍金的《時間簡史》)

奈·伊斯雷爾（他生于柏林，在南非長大，在愛爾蘭得到博士）在1967年使黑洞研究發生了徹底的改變。他指出，根據廣義相對論，非旋轉的黑洞必須是非常簡單、完美的球形；其大小只依賴于它們的質量，并且任何兩個這樣的同質量的黑洞必須是等同的。事實上，它們可以用愛因斯坦的特解來描述，這個解是在廣義相對論發現后不久的1917年卡爾·施瓦茲席爾德找到的。一開始，許多人（其中包括伊斯雷爾自己）認為，既然黑洞必須是完美的球形，一個黑洞只能由一個完美球形物體坍縮而形成。所以，任何實際的恒星——從來都不是完美的球形——只會坍縮形成一個裸奇點。

然而，對于伊斯雷爾的結果，一些人，特別是羅杰·彭羅斯和約翰·惠勒提倡一種不同的解釋。他們論證道，牽涉恒星坍縮的快速運動表明，其釋放出來的引力波使之越來越近于球形，到它終于靜態時，就變成準確的球形。按照這種觀點，任何非旋轉恒星，不管其形狀和內部結構如何復雜，在引力坍縮之后都將終結于一個完美的球形黑洞，其大小只依賴于它的質量。這種觀點得到進一步的計算支持，并且很快就為大家所接受。

伊斯雷爾的結果只處理了由非旋轉物體形成的黑洞。1963年，新西蘭人羅伊·克爾找到了廣義相對論方程的描述旋轉黑洞的一族解。這些“克爾”黑洞以恒常速度旋轉，其大小與形狀只依賴于它們的質量和旋轉的速度。如果旋轉為零，黑洞就是完美的球形，這解就和施瓦茲席爾德解一樣。如果有旋轉，黑洞的赤道附近就鼓出去（正如地球或太陽由于旋轉而鼓出去一樣），而旋轉得越快則鼓得越多。由此人們猜測，如將伊斯雷爾的結果推廣到包括旋轉體的情形，則任何旋轉物體坍縮形成黑洞后，將最后終結于由克爾解描述的一個靜態。

1970年，我在劍橋的一位同事和研究生同學布蘭登·卡特為證明此猜測跨出了第一步。他指出，假定一個穩態的旋轉黑洞，正如一個自旋的陀螺那樣，有一個對稱軸，則它的大小和形狀，只由它的質量和旋轉速度所決定。然后我在1971年證明了，任何穩態旋轉黑洞確實有這樣的一個對稱軸。最后，在國王學院任教的大衛·羅賓遜利用卡特和我的結果證明了這猜測是對的：這樣的黑洞確實必須是克爾解。所以在引力坍縮之后，一個黑洞必須最終演變成一種能夠旋轉、但是不能搏動的態。并且它的大小和形狀，只決定于它的質量和旋轉速度，而與坍縮成為黑洞的原先物體的性質無關。此結果以這樣的一句諺語表達而成為眾所周知：“黑洞沒有毛。”“無毛”定理具有巨大的實際重要性，因為它極大地限制了黑洞的可能類型。所以，人們可以制造可能包含黑洞的物體的具體模型，再將此模型的預言和觀測相比較。因為在黑洞形成之后，我們所能測量的只是有關坍縮物體的質量和旋轉速度，所以“無毛”定理還意味著，有關這物體的非常大量的信息，在黑洞形成時損失了。下一章 我們將會看到它的意義。

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證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，這經常是反對黑洞的主要論據：你怎么能相信一個其依據只是基于令人懷疑的廣義相對論的計算的對象呢？然而，1963年，加利福尼亞的帕羅瑪天文臺的天文學家馬丁·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么大的紅移——如果它是引力紅移，這類星體必須具有如此大的質量，并離我們如此之近，以至于會干擾太陽系中的行星軌道。這暗示此紅移是由宇宙的膨脹引起的，進而表明此物體離我們非常遠。由于在這么遠的距離還能被觀察到，它必須非常亮，也就是必須輻射出大量的能量。人們會想到，產生這么大量能量的唯一機制看來不僅僅是一個恒星，而是一個星系的整個中心區域的引力坍縮。人們還發現了許多其他類星體，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，以至于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無線電波的規則脈沖的物體，這對黑洞的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，他們可能和我們星系中的外星文明進行了接觸！我的確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，最終他們和所有其他人都得到了不太浪漫的結論，這些被稱為脈沖星的物體，事實上是旋轉的中子星，這些中子星由于它們的磁場和周圍物質復雜的相互作用，而發出無線電波的脈沖。這對于寫空間探險的作者而言是個壞消息，但對于我們這些當時相信黑洞的少數人來說，是非常大的希望——這是第一個中子星存在的證據。中子星的半徑大約10英里，只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么小的尺度，預料其他恒星會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？這有點像在煤庫里找黑貓。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它周圍的物體上。天文學家觀測了許多系統，在這些系統中，兩顆恒星由于相互之間的引力吸引而互相圍繞著運動。他們還看到了，其中只有一顆可見的恒星繞著另一顆看不見的伴星運動的系統。人們當然不能立即得出結論說，這伴星即為黑洞——它可能僅僅是一顆太暗以至于看不見的恒星而已。然而，有些這種系統，例如叫做天鵝X－1（圖6.2）的，也剛好是一個強的X 射線源。對這現象的最好解釋是，物質從可見星的表面被吹起來，當它落向不可見的伴星之時，發展成螺旋狀的軌道（這和水從浴缸流出很相似），并且變得非常熱而發出X射線（圖6.3）。為了使這機制起作用，不可見物體必須非常小，像白矮星、中子星或黑洞那樣。從觀察那顆可見星的軌道，人們可推算出不可見物體的最小的可能質量。在天鵝X－1的情形，不可見星大約是太陽質量的6倍。按照強德拉塞卡的結果，它的質量太大了，既不可能是白矮星，也不可能是中子星。所以看來它只能是一個黑洞。

圖6.2在靠近照片中心的兩個恒星之中更亮的那顆是天鵝X－1，被認為是由互相繞著旋轉的一個黑洞和一個正常恒星組成。

圖6.3

還有其他不用黑洞來解釋天鵝X－1的模型，但所有這些都相當牽強附會。黑洞看來是對這一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！這對我而言是一個保險的形式。我對黑洞作了許多研究，如果發現黑洞不存在，則這一切都成為徒勞。但在這種情形下，我將得到贏得打賭的安慰，他要給我 4年的《私家偵探》雜志。事實上，從我們打賭的1975年迄今，雖然天鵝 X－1的情形并沒有改變太多，但是人們已經積累了這么多對黑洞有利的觀測證據，我只好認輸。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，在我們的星系中和鄰近兩個名叫麥哲倫星云的星系中，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！在宇宙的漫長歷史中，很多恒星應該已經燒盡了它們的核燃料并坍縮了。黑洞的數目甚至比可見恒星的數目要大得相當多。單就我們的星系中，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星系具有如此的轉動速率，單是可見恒星的質量是不足夠的。我們還有某些證據說明，在我們星系的中心有大得多的黑洞，其質量大約是太陽的10萬倍。星系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，它們的遺骸以及其他恒星所拋出的氣體將落到黑洞上去。正如同在天鵝X－1情形那樣，氣體將以螺旋形軌道向里運動并被加熱，雖然不如天鵝X－1那種程度會熱到發出X射線，但是它可以用來說明星系中心觀測到的非常緊致的射電和紅外線源。

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。落入此超重的黑洞的物質能提供僅有的足夠強大的能源，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，使黑洞產生一類似地球上的一個磁場。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，以至于將這些粒子聚焦成沿著黑洞旋轉軸，也即它的北極和南極方向往外噴射的射流。在許多星系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小很多的黑洞的可能性。因為它們的質量比強德拉塞卡極限低，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后，還能支持自己對抗引力。只有當物質由非常巨大的壓力壓縮成極端緊密的狀態時，這小質量的黑洞才得以形成。一個巨大的氫彈可提供這樣的條件：物理學家約翰·惠勒曾經算過，如果將世界海洋里所有的重水制成一個氫彈，則它可以將中心的物質壓縮到產生一個黑洞。（當然，那時沒有一個人可能留下來去對它進行觀察！）更現實的可能性是，在極早期的宇宙的高溫和高壓條件下會產生這樣小質量的黑洞。因為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。所以當早期宇宙不是完全光滑的和均勻的情形，這才有可能。但是我們知道，早期宇宙必須存在一些無規性，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系。

很清楚，導致形成恒星和星系的無規性是否導致形成相當數目的“太初”黑洞，這要依賴于早期宇宙的條件的細節。所以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。質量大于10億噸（一座大山的質量）的太初黑洞，可由它對其他可見物質或宇宙膨脹的影響被探測到。然而，正如我們需要在下一章看到的，黑洞根本不是真正黑的，它們像一個熱體一樣發光，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，小的黑洞也許可以比大的黑洞更容易地被探測到。

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