宇宙黑洞是什么形成的？

宇宙黑洞是什么形成的？

黑洞这一术语是不久以前才出现的。它是1969年美国科学家约翰·惠勒为形象描述至少可回溯到200年前的这个思想时所杜撰的名字。那时候，共有两种光理论：一种是牛顿赞成的光的微粒说；另一种是光的波动说。我们现在知道，实际上这两者都是正确的由于量子力学的波粒二象性，光既可认为是波，也可认为是粒子。在光的波动说中，不清楚光对引力如何响应。但是如果光是由粒子组成的，人们可以预料，它们正如同炮弹、火箭和行星那样受引力的影响。起先人们以为，光粒子无限快地运动，所以引力不可能 使之慢下来，但是罗麦关于光速度有限的发现表明引力对之可有重要效应。

1783年，剑桥的学监约翰·米歇尔在这个假定的基础上，在《伦敦皇家学会哲学学 报》上发表了一篇文章。他指出，一个质量足够大并足够紧致的恒星会有如此强大的引力场，以致于连光线都不能逃逸——任何从恒星表面发出的光，还没到达远处即会被恒 星的引力吸引回来。米歇尔暗示，可能存在大量这样的恒星，虽然会由于从它们那里发 出的光不会到达我们这儿而使我们不能看到它们，但我们仍然可以感到它们的引力的吸 引作用。这正是我们现在称为黑洞的物体。它是名符其实的——在空间中的黑的空洞。

几年之后，法国科学家拉普拉斯侯爵显然独自提出和米歇尔类似的观念。非常有趣的是，

拉普拉斯只将此观点纳入他的《世界系统》一书的第一版和第二版中，而在以后的版本

中将其删去，可能他认为这是一个愚蠢的观念。（此外，光的微粒说在19世纪变得不时

髦了；似乎一切都可以以波动理论来解释，而按照波动理论，不清楚光究竟是否受到引

力的影响。）

事实上，因为光速是固定的，所以，在牛顿引力论中将光类似炮弹那样处理实在很

不协调。（从地面发射上天的炮弹由于引力而减速，最后停止上升并折回地面；然而，

一个光子必须以不变的速度继续向上，那么牛顿引力对于光如何发生影响呢？）直到19

15年爱因斯坦提出广义相对论之前，一直没有关于引力如何影响光的协调的理论。甚至

又过了很长时间，这个理论对大质量恒星的含意才被理解。

为了理解黑洞是如何形成的，我们首先需要理解一个恒星的生命周期。起初，大量

的气体（大部分为氢）受自身的引力吸引，而开始向自身坍缩而形成恒星。当它收缩时，

气体原子相互越来越频繁地以越来越大的速度碰撞——气体的温度上升。最后，气体变

得如此之热，以至于当氢原子碰撞时，它们不再弹开而是聚合形成氦。如同一个受控氢

弹爆炸，反应中释放出来的热使得恒星发光。这增添的热又使气体的压力升高，直到它

足以平衡引力的吸引，这时气体停止收缩。这有一点像气球——内部气压试图使气球膨

胀，橡皮的张力试图使气球缩小，它们之间存在一个平衡。从核反应发出的热和引力吸

引的平衡，使恒星在很长时间内维持这种平衡。然而，最终恒星会耗尽了它的氢和其他

核燃料。貌似大谬，其实不然的是，恒星初始的燃料越多，它则燃尽得越快。这是因为

恒星的质量越大，它就必须越热才足以抵抗引力。而它越热，它的燃料就被用得越快。

我们的太阳大概足够再燃烧50多亿年，但是质量更大的恒星可以在1亿年这么短的时间内

用尽其燃料，这个时间尺度比宇宙的年龄短得多了。当恒星耗尽了燃料，它开始变冷并

开始收缩。随后发生的情况只有等到本世纪20年代末才初次被人们理解。

1928年，一位印度研究生——萨拉玛尼安·强德拉塞卡——乘船来英国剑桥跟英国

天文学家阿瑟·爱丁顿爵士（一位广义相对论家）学习。（据记载，在本世纪20年代初

有一位记者告诉爱丁顿，说他听说世界上只有三个人能理解广义相对论，爱丁顿停了一

下，然后回答：“我正在想这第三个人是谁”。）在他从印度来英的旅途中，强德拉塞

卡算出在耗尽所有燃料之后，多大的恒星可以继续对抗自己的引力而维持自己。这个思 想是说：当恒星变小时，物质粒子靠得非常近，而按照泡利不相容原理，它们必须有非

常不同的速度。这使得它们互相散开并企图使恒星膨胀。一颗恒星可因引力作用和不相

容原理引起的排斥力达到平衡而保持其半径不变，正如在它的生命的早期引力被热所平

衡一样。

然而，强德拉塞卡意识到，不相容原理所能提供的排斥力有一个极限。恒星中的粒

子的最大速度差被相对论限制为光速。这意味着，恒星变得足够紧致之时，由不相容原

理引起的排斥力就会比引力的作用小。强德拉塞卡计算出；一个大约为太阳质量一倍半

的冷的恒星不能支持自身以抵抗自己的引力。（这质量现在称为强德拉塞卡极限。）苏

联科学家列夫·达维多维奇·兰道几乎在同时也得到了类似的发现。

这对大质量恒星的最终归宿具有重大的意义。如果一颗恒星的质量比强德拉塞卡极

限小，它最后会停止收缩并终于变成一颗半径为几千英哩和密度为每立方英寸几百吨的

“白矮星”。白矮星是它物质中电子之间的不相容原理排斥力所支持的。我们观察到大

量这样的白矮星。第一颗被观察到的是绕着夜空中最亮的恒星——天狼星转动的那一颗。

兰道指出，对于恒星还存在另一可能的终态。其极限质量大约也为太阳质量的一倍

或二倍，但是其体积甚至比白矮星还小得多。这些恒星是由中子和质子之间，而不是电

子之间的不相容原理排斥力所支持。所以它们被叫做中子星。它们的半径只有10英哩左

右，密度为每立方英寸几亿吨。在中子星被第一次预言时，并没有任何方法去观察它。

实际上，很久以后它们才被观察到。

另一方面，质量比强德拉塞卡极限还大的恒星在耗尽其燃料时，会出现一个很大的

问题：在某种情形下，它们会爆炸或抛出足够的物质，使自己的质量减少到极限之下，

以避免灾难性的引力坍缩。但是很难令人相信，不管恒星有多大，这总会发生。怎么知

道它必须损失重量呢？即使每个恒星都设法失去足够多的重量以避免坍缩，如果你把更

多的质量加在白矮星或中子星上，使之超过极限将会发生什么？它会坍缩到无限密度吗？

爱丁顿为此感到震惊，他拒绝相信强德拉塞卡的结果。爱丁顿认为，一颗恒星不可能坍

缩成一点。这是大多数科学家的观点：爱因斯坦自己写了一篇论文，宣布恒星的体积不

会收缩为零。其他科学家，尤其是他以前的老师、恒星结构的主要权威——爱丁顿的敌

意使强德拉塞卡抛弃了这方面的工作，转去研究诸如恒星团运动等其他天文学问题。然

而，他获得1983年诺贝尔奖，至少部分原因在于他早年所做的关于冷恒星的质量极限的

工作。

强德拉塞卡指出，不相容原理不能够阻止质量大于强德拉塞卡极限的恒星发生坍缩。

但是，根据广义相对论，这样的恒星会发生什么情况呢？这个问题被一位年轻的美国人

罗伯特·奥本海默于1939年首次解决。然而，他所获得的结果表明，用当时的望远镜去

观察不会再有任何结果。以后，因第二次世界大战的干扰，奥本海默本人非常密切地卷

入到原子弹计划中去。战后，由于大部分科学家被吸引到原子和原子核尺度的物理中去，

因而引力坍缩的问题被大部分人忘记了。但在本世纪60年代，现代技术的应

图6.1用使得天文观测范围和数量大大增加，重新激起人们对天文学和宇

宙学的大尺度问题的兴趣。奥本海默的工作被重新发现，并被一些人推广。

现在，我们从奥本海默的工作中得到一幅这样的图象：恒星的引力场改变了光线的

路径，使之和原先没有恒星情况下的路径不一样。光锥是表示光线从其顶端发出后在空 间——时间里传播的轨道。光锥在恒星表面附近稍微向内偏折，在日食时观察远处恒星发出的光线，可以看到这种偏折现象。当该恒星收缩时，其表面的引力场变得很强，光线向内偏折得更多，从而使得光线从恒星逃逸变得更为困难。对于在远处的观察者而言， 光线变得更黯淡更红。最后，当这恒星收缩到某一临界半径时，表面的引力场变得如此之强，使得光锥向内偏折得这么多，以至于光线再也逃逸不出去（图6.1）。根据相对论，

没有东西会走得比光还快。这样，如果光都逃逸不出来，其他东西更不可能逃逸，都会

被引力拉回去。也就是说，存在一个事件的集合或空间——时间区域，光或任何东西都

不可能从该区域逃逸而到达远处的观察者。现在我们将这区域称作黑洞，将其边界称作

事件视界，它和刚好不能从黑洞逃逸的光线的轨迹相重合。

当你观察一个恒星坍缩并形成黑洞时，为了理解你所看到的情况，切记在相对论中

没有绝对时间。每个观测者都有自己的时间测量。由于恒星的引力场，在恒星上某人的

时间将和在远处某人的时间不同。假定在坍缩星表面有一无畏的航天员和恒星一起向内

坍缩，按照他的表，每一秒钟发一信号到一个绕着该恒星转动的空间飞船上去。在他的

表的某一时刻，譬如11点钟，恒星刚好收缩到它的临界半径，此时引力场强到没有任何

东西可以逃逸出去，他的信号再也不能传到空间飞船了。当11点到达时，他在空间飞船

中的伙伴发现，航天员发来的一串信号的时间间隔越变越长。但是这个效应在10点59分

59秒之前是非常微小的。在收到10点59分58秒和10点59分59秒发出的两个信号之间，他

们只需等待比一秒钟稍长一点的时间，然而他们必须为11点发出的信号等待无限长的时

间。按照航天员的手表，光波是在10点59分59秒和11点之间由恒星表面发出；从空间飞

船上看，那光波被散开到无限长的时间间隔里。在空间飞船上收到这一串光波的时间间

隔变得越来越长，所以恒星来的光显得越来越红、越来越淡，最后，该恒星变得如此之

朦胧，以至于从空间飞船上再也看不见它，所余下的只是空间中的一个黑洞。然而，此

恒星继续以同样的引力作用到空间飞船上，使飞船继续绕着所形成的黑洞旋转。

但是由于以下的问题，使得上述情景不是完全现实的。你离开恒星越远则引力越弱，

所以作用在这位无畏的航天员脚上的引力总比作用到他头上的大。在恒星还未收缩到临

界半径而形成事件视界之前，这力的差就已经将我们的航天员拉成意大利面条那样，甚

至将他撕裂！然而，我们相信，在宇宙中存在质量大得多的天体，譬如星系的中心区域，

它们遭受到引力坍缩而产生黑洞；一位在这样的物体上面的航天员在黑洞形成之前不会

被撕开。事实上，当他到达临界半径时，不会有任何异样的感觉，甚至在通过永不回返

的那一点时，都没注意到。但是，随着这区域继续坍缩，只要在几个钟头之内，作用到

他头上和脚上的引力之差会变得如此之大，以至于再将其撕裂。

罗杰·彭罗斯和我在1965年和1970年之间的研究指出，根据广义相对论，在黑洞中

必然存在无限大密度和空间——时间曲率的奇点。这和时间开端时的大爆炸相当类似，

只不过它是一个坍缩物体和航天员的时间终点而已。在此奇点，科学定律和我们预言将

来的能力都失效了。然而，任何留在黑洞之外的观察者，将不会受到可预见性失效的影

响，因为从奇点出发的不管是光还是任何其他信号都不能到达他那儿。这令人惊奇的事

实导致罗杰·彭罗斯提出了宇宙监督猜测，它可以被意译为：“上帝憎恶裸奇点。”换

言之，由引力坍缩所产生的奇点只能发生在像黑洞这样的地方，在那儿它被事件视界体

面地遮住而不被外界看见。严格地讲，这是所谓弱的宇宙监督猜测：它使留在黑洞外面

的观察者不致受到发生在奇点处的可预见性失效的影响，但它对那位不幸落到黑洞里的

可怜的航天员却是爱莫能助。

广义相对论方程存在一些解，这些解使得我们的航天员可能看到裸奇点。他也许能

避免撞到奇点上去，而穿过一个“虫洞”来到宇宙的另一区域。看来这给空间——时间

内的旅行提供了巨大的可能性。但是不幸的是，所有这些解似乎都是非常不稳定的；最

小的干扰，譬如一个航天员的存在就会使之改变，以至于他还没能看到此奇点，就撞上

参考资料：

黑洞是根据现代的物理理论和天文学理论，所预言的在宇宙空间中存在的一种天体区域。黑洞是由一个质量相当大的天体，在核能耗尽死亡后发生引力塌缩后形成。根据牛顿万有引力定理,由于黑洞的第一宇宙速度过大连光也逃逸不出来,故名黑洞.在此区域内的万有引力非常强大，任何物质都不可能从此区域内逃逸出去，甚至光线都被它强大的引力拉回，因此黑洞不会发光，不能用天文望远镜看到，是黑漆漆的天体，但天文学家可藉观察黑洞周围物质被吸引时的情况，找出黑洞位置。

尺寸和质量

黑洞据相信是由大于太阳质量2倍的天体发生引力坍塌后形成的。天文学的观测表明，在很多星系的中心，包括银河系，都存在超过太阳质量成万上亿倍的超大质量黑洞。

根据爱因斯坦的广义相对论，黑洞是可以预测的。他们发生于史瓦兹度量。这是由卡尔．史瓦兹于1915年发现的爱因斯坦方程的最简单解。

根据史瓦兹解，如果一个重力天体的半径小于一个特定的值，天体将会发生坍塌，这个半径就叫做史瓦兹半径。在这个半径以下的天体，其间的时空弯曲得如此厉害，以至于其发射的所有射线，无论是来自什么方向的，都将被吸引入这个天体的中心。因为相对论指出任何物质都不可能超越光速，在史瓦兹半径以下的天体的任何物质——包括重力天体的组成物质——都将塌陷于中心部分。一个有理论上无限密度组成的点组成重力奇点（gravitational singularity）。由于在史瓦兹半径内连光线都不能逃出黑洞，所以一个典型的黑洞确实是“黑”的。

史瓦兹半径由下面式子给出：

G是万有引力常数，M是天体的质量，c是光速。对于一个与地球质量相等的天体，其史瓦兹半径只是9毫米。

特性

目前公认的理论认为，黑洞只有三个物理量有意义：质量、电荷、角动量。也就是说：对于一个黑洞，一旦这三个物理量确定下来了，这个黑洞的特性也就唯一确定了，这称为黑洞的无毛定理，或者三毛定理。

分类

黑洞可以分为史瓦兹黑洞、带电黑洞、科尔黑洞和科尔纽曼黑洞。 史瓦兹黑洞是这四种黑洞中最简单的，科尔纽曼黑洞是带电并且旋转的黑洞。

微黑洞

微黑洞是理论预言的一类黑洞，目前尚无证据支持微黑洞的存在。它们诞生于宇宙大爆炸初期，质量非常小，根据霍金的理论，黑洞质量越小，“蒸发”越快。因此如果存在微黑洞，那么它们现在一定已经蒸发殆尽了。