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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�