장9 [제6장 블랙홀]

블랙홀이라는 용어는 얼마 전에 만들어졌습니다.1969년 미국의 과학자 존이다.Wheeler는 적어도 200년 전으로 거슬러 올라가는 아이디어를 설명하기 위해 이름을 만들었습니다.당시 빛에 관한 두 가지 이론이 있었는데 하나는 뉴턴이 선호한 빛의 입자론이고 다른 하나는 빛의 파동론이었습니다.이제 우리는 사실 둘 다 사실이라는 것을 압니다.양자역학의 파동-입자 이중성으로 인해 빛은 파동인 동시에 입자로 간주될 수 있습니다.빛의 파동 이론에서는 빛이 중력에 어떻게 반응하는지 명확하지 않습니다.그러나 빛이 입자로 이루어져 있다면 포탄, 로켓, 행성과 마찬가지로 중력의 영향을 받을 것이라고 예상할 수 있습니다.처음에는 빛 입자가 무한히 빠르게 움직이기 때문에 중력으로 속도를 늦출 수 없다고 생각했지만 빛의 유한한 속도에 대한 Rohmer의 발견은 중력이 입자에 중요한 영향을 미칠 수 있음을 시사했습니다.

1783년 케임브리지 감독관 존.이 가정을 바탕으로 Michel은 런던 왕립 학회의 Philosophical Transactions에 논문을 발표했습니다.그는 충분한 질량과 밀도를 가진 별은 빛조차도 별 표면에서 방출되는 빛을 피할 수 없을 정도로 강한 중력장을 가질 것이며 거리에 도달하기 전에 별의 중력에 의해 뒤로 당겨질 것이라고 지적했습니다.Michel은 그러한 별이 많이 있을 수 있으며, 그 별에서 나오는 빛이 우리에게 도달하지 않기 때문에 우리가 볼 수는 없지만 여전히 중력을 느낄 것이라고 암시했습니다.이것이 바로 우리가 지금 블랙홀이라고 부르는 것입니다.그것은 우주의 진정한 블랙홀입니다.몇 년 후 프랑스 과학자 Marquis de Laplace는 분명히 혼자서 Michel과 유사한 개념을 제안했습니다.Laplace가 그의 저서 The World System의 1판과 2판에만 이 관점을 포함하고 이후 판에서는 어리석은 개념이라고 생각하여 생략했다는 것은 매우 흥미 롭습니다. (또한 빛의 입자 이론은 19세기에 유행하지 않게 되었습니다. 모든 것이 파동 이론으로 설명되는 것 같았고 파동 이론에 따르면 빛이 중력의 영향을 받는지 여부가 명확하지 않았습니다.)

사실 빛의 속도는 고정되어 있기 때문에 뉴턴의 중력 이론에서 빛을 포탄처럼 취급하는 것은 상당히 부조리하다. (지상에서 하늘로 발사된 포탄은 중력에 의해 속도가 느려지고 마침내 상승을 멈추고 다시 땅으로 돌아오지만 광자는 일정한 속도로 계속 상승해야 하는데 뉴턴의 중력은 빛에 어떤 영향을 미칩니까?) 1915년까지 아인슈타인이 일반 상대성 이론을 제안하기 전까지 중력이 빛의 조정에 어떻게 영향을 미치는지에 대한 이론은 없었습니다.무거운 별에 대한 이 이론의 의미가 이해되기까지는 훨씬 더 오래 걸렸습니다. 블랙홀이 어떻게 형성되는지 이해하려면 먼저 별의 일생을 이해해야 합니다.처음에는 많은 양의 가스(주로 수소)가 자체 중력에 이끌려 스스로 붕괴하기 시작하여 별을 형성합니다.수축함에 따라 가스 원자는 점점 더 자주 그리고 더 빠른 속도로 서로 충돌하고 가스의 온도는 상승합니다.결국 가스는 너무 뜨거워져서 수소 원자가 충돌했을 때 더 이상 튕겨 나오지 않고 합쳐져 헬륨을 형성했습니다.제어된 수소 폭탄 폭발처럼 반응에서 방출된 열이 별을 빛나게 합니다.이렇게 추가된 열은 중력의 균형을 잡을 수 있을 만큼 충분히 높아질 때까지 기체의 압력을 높이고, 이 시점에서 기체는 수축을 멈춥니다.마치 풍선을 부풀리려는 풍선 내부의 기압과 풍선을 수축시키려는 고무의 장력 사이에 균형이 있습니다.핵반응과 중력의 인력으로 인한 열의 균형은 별을 매우 오랫동안 이 균형 상태로 유지합니다.그러나 결국 별은 수소와 기타 핵연료가 고갈될 것입니다.터무니없게 들리겠지만 별이 초기에 연료가 많을수록 더 빨리 소진된다는 것은 사실이 아닙니다.별의 질량이 클수록 중력에 저항하려면 더 뜨거워야 하기 때문입니다.더워질수록 연료가 더 빨리 소모됩니다.우리의 태양은 아마도 앞으로 50억 년 동안 충분히 타오를 수 있지만, 더 큰 별은 우주의 나이보다 훨씬 짧은 1억 년 안에 연료를 소진할 수 있습니다.별에 연료가 떨어지면 식으면서 수축하기 시작합니다.다음에 일어난 일은 1920년대 후반에야 처음으로 이해되었습니다.

1928년 인도 대학원생 살라마니아인.Chandrasekhar는 영국 천문학자 Arthur를 만나기 위해 배를 타고 영국 케임브리지로 왔습니다.에딩턴 경(일반 상대성 이론가). (1920년대 초에 한 기자가 에딩턴에게 일반 상대성 이론을 이해할 수 있는 사람이 세상에 단 세 명밖에 없다는 말을 들었다고 말했다고 기록되어 있습니다. 에딩턴은 잠시 말을 멈추고 다음과 같이 대답했습니다. 개인적으로 세 번째 사람을 생각하고 있습니다.) 인도에서 영국으로의 여정에서 Chandrasekhar는 모든 연료가 고갈된 후에도 별이 자체 중력에 맞서 얼마나 큰 별을 계속 유지할 수 있는지 계산했습니다.아이디어는 별이 작아지면 물질 입자가 매우 가까워지고 Pauli의 배타 원리에 따라 매우 다른 속도를 가져야 한다는 것입니다.이로 인해 별이 흩어져서 별을 확장하려고 시도합니다.별은 초기에 중력이 열에 의해 균형을 이루었던 것처럼 배타 원리로 인한 중력 작용과 반발력에 의해 반경을 일정하게 유지할 수 있습니다.

그러나 Chandrasekhar는 배제 원칙이 제공할 수 있는 반발력에 한계가 있음을 깨달았습니다.별에서 입자의 최대 속도 차이는 상대성 이론에 의해 빛의 속도로 제한됩니다.이것은 별이 충분히 콤팩트해지면 배타 원리에 의한 반발력이 중력보다 작아진다는 것을 의미합니다.Chandrasekhar는 태양 질량의 약 1.5배인 차가운 별은 자체 중력을 거스를 수 없다고 계산했습니다. (이 품질은 현재 Chandrasekhar 한계라고 합니다.) 소련 과학자 Lev.Davidovich.Landau는 거의 동시에 비슷한 발견을 했습니다.

이것은 거대한 별의 궁극적인 운명에 중요한 의미를 갖는다.별의 질량이 찬드라세카르 한계보다 작으면 결국 수축을 멈추고 마침내 반지름이 수천 마일이고 밀도가 입방 인치당 수백 톤인 백색 왜성이 됩니다.백색 왜성은 물질의 전자 사이의 비 호환성 원리의 반발력에 의해 지원됩니다.우리는 그러한 백색 왜성을 많이 관찰합니다.가장 먼저 관측된 것은 밤하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스를 도는 별이었다. Landau는 별에 대한 또 다른 가능한 최종 상태가 있다고 지적했습니다.한계 질량도 태양 질량의 약 1~2배이지만 부피는 백색 왜성보다 훨씬 작습니다.이 별들은 전자 사이가 아니라 중성자와 양성자 사이의 배타 원리 반발력에 의해 뒷받침됩니다.그래서 그들은 중성자 별이라고 불립니다.반지름은 약 10마일에 불과하고 밀도는 입방 인치당 수억 톤입니다.중성자별이 처음 예측되었을 때는 관측할 방법이 없었습니다.사실, 그것들은 훨씬 더 늦게까지 관찰되지 않았습니다.

반면에 찬드라세카르 한계보다 더 무거운 별은 연료가 부족할 때 큰 문제가 있습니다. 특정 상황에서 별은 폭발하거나 자체적으로 만들기에 충분한 물질을 방출합니다. 질량은 치명적인 중력 붕괴를 피하기 위해 한계 아래로 감소합니다.하지만 별이 아무리 크더라도 이런 일이 항상 일어날 것이라고 믿기는 어렵습니다.체중 감량이 필요하다는 것을 어떻게 알 수 있습니까?각각의 별이 붕괴를 피할 수 있을 만큼 충분한 무게를 감량했다고 하더라도, 한계를 넘어 백색 왜성이나 중성자 별에 더 많은 질량을 가하면 어떻게 될까요?무한한 밀도로 무너질까요?Eddington은 이것에 놀랐고 Chandrasekhar의 결과를 믿기를 거부했습니다.Eddington은 별이 한 점으로 붕괴되는 것은 불가능하다고 믿었습니다.이것이 대부분의 과학자들의 견해입니다. 아인슈타인 자신이 별의 크기가 0으로 축소되지 않는다고 선언하는 논문을 썼습니다.다른 과학자들, 특히 그의 전 스승이자 항성 구조의 권위자였던 에딩턴의 적대감 때문에 Chandrasekhar는 성단의 움직임과 같은 다른 천문학적 문제에 찬성하여 이 작업을 포기했습니다.그러나 그는 차가운 별의 질량 한계에 대한 초기 연구로 1983년에 적어도 부분적으로는 노벨상을 수상했습니다.

Chandrasekhar는 배제 원리가 Chandrasekhar의 한계보다 큰 질량을 가진 별이 붕괴되는 것을 막을 수 없다고 지적했습니다.그러나 일반 상대성 이론에 따르면 그러한 별들은 어떻게 됩니까?이 문제는 젊은 미국인 Robert가 해결했습니다.오펜하이머는 1939년에 처음으로 이 문제를 해결했습니다.그러나 그가 얻은 결과는 당시의 망원경으로는 더 이상 어떤 결과도 얻을 수 없다는 것을 보여주었다.나중에 제2차 세계 대전의 간섭으로 인해 오펜하이머 자신도 원자폭탄 프로그램에 매우 밀접하게 관여했습니다.전쟁이 끝난 후 대부분의 과학자들이 원자와 핵의 물리학에 이끌리면서 중력 붕괴 문제는 거의 잊혀졌습니다.그러나 1960년대에 이르러 현대기술의 적용으로 천문관측의 범위와 횟수가 크게 증가하면서 천문학과 우주론에 대한 사람들의 관심이 되살아났다.

우주론의 대규모 문제에 대한 관심.Oppenheimer의 작업은 일부 사람들에 의해 재발견되고 홍보되었습니다. 우리는 이제 Oppenheimer의 작업에서 그림을 얻었습니다. 별의 중력장은 별이 없었다면 빛의 경로를 변경합니다.광원뿔은 빛이 끝에서 방출된 후 시공간에서 전파되는 궤적을 나타냅니다.빛의 원뿔은 별의 표면 근처에서 약간 안쪽으로 편향되며, 이러한 편향은 먼 별에서 오는 빛을 관찰함으로써 일식 중에 볼 수 있습니다.별이 수축함에 따라 표면의 중력장이 더 강해져 빛이 안쪽으로 더 많이 편향되어 빛이 별에서 탈출하기가 더 어려워집니다.멀리 있는 관찰자에게는 빛이 더 어둡고 붉어집니다.마지막으로 별이 특정 임계 반경으로 축소되면 표면의 중력장이 너무 강해져서 광원뿔이 더 이상 탈출할 수 없을 정도로 안쪽으로 편향됩니다(그림 6.1).상대성 이론에 따르면 빛보다 빠른 것은 없습니다.이와 같이 빛이 빠져나오지 못하면 다른 것들도 빠져나오는 것이 더욱 불가능하며, 그것들은 모두 중력에 의해 뒤로 당겨질 것입니다.즉, 빛이나 그 어떤 것도 빠져나와 멀리 떨어진 관찰자에게 도달할 수 없는 사건의 집합체나 시공간 영역이 있다.우리는 이제 이 영역을 블랙홀이라고 부르며, 그 경계인 사건의 지평선은 블랙홀에서 빠져나올 수 없는 광선의 궤적과 일치합니다.

별이 붕괴하고 블랙홀을 형성하는 것을 볼 때 무엇을 보는지 이해하려면 상대성 이론에는 절대 시간이 없다는 것을 기억하십시오.각 관찰자는 고유한 시간 측정값을 가지고 있습니다.별의 중력장 때문에 별에 있는 누군가의 시간은 멀리 있는 누군가의 시간과 다를 것입니다.붕괴하는 별의 표면에 있는 두려움 없는 우주 비행사가 별과 함께 안쪽으로 붕괴하고 있고 그의 시계에 따르면 별을 공전하는 우주선에 매초 신호를 보냅니다.그의 시계의 어느 시점, 예를 들어 11시, 별은 임계 반경으로 축소되었으며, 그 시점에서 중력장이 너무 강해서 아무것도 탈출할 수 없었고 그의 신호는 더 이상 우주선에 도달할 수 없었습니다.11시가 되었을 때, 우주선에 있는 그의 동료들은 우주비행사들의 일련의 신호 사이의 시간 간격이 점점 더 길어지고 있음을 알아차렸습니다.그러나이 효과는 10:59:59까지 매우 작습니다.그들은 10시 59분 58초와 10시 59분 59초에 보내는 두 개의 신호 사이에 1초보다 조금 더 기다리면 되었지만, 11시 신호는 무한한 시간을 기다려야 했다.우주비행사의 시계에 따르면 10시 59분 59초에서 11시 사이에 별 표면에서 광파가 방출되었고, 우주선에서 보았을 때 광파는 무한 간격으로 퍼졌다. 시간.우주선에서 이 일련의 광파를 수신하는 시간 간격이 점점 길어져 별에서 오는 빛이 점점 더 붉고 희미하게 보이고 마침내 별이 우주에서 볼 수 있을 정도로 희미해집니다. 우주선에서 볼 수 있었고 남은 것은 우주의 블랙홀이었습니다.그러나 별은 계속해서 우주선에 동일한 중력을 가하여 블랙홀 주위를 계속 돌게 합니다.

그러나 위의 시나리오는 다음과 같은 문제로 인해 완전히 현실적이지 않습니다.중력은 별에서 멀어질수록 약해지기 때문에 대담한 우주비행사의 발에 가해지는 중력은 항상 그의 머리에 가해지는 중력보다 더 큽니다.별이 사건의 지평선을 형성하는 임계 반경으로 축소되기 전에 이러한 힘의 차이는 우주 비행사를 스파게티처럼 끌어당기거나 심지어 찢어버릴 수도 있습니다!그러나 우리는 블랙홀을 만들기 위해 중력 붕괴를 겪는 은하의 중앙 영역과 같은 우주에는 훨씬 더 무거운 물체가 있다고 믿습니다.사실 그는 임계 반경에 도달했을 때 이상한 것을 느끼지 않았고, 돌아오지 않는 지점을 지나도 알아차리지 못했다.그러나 그 지역이 계속 무너지면서 몇 시간 안에 그의 머리와 발 사이의 중력 차이가 너무 커져서 다시 찢어질 것입니다. 알았다.1965년에서 1970년 사이에 펜로즈와 내가 연구한 결과, 일반 상대성 이론에 따르면 블랙홀 내부에는 무한 밀도와 시공간 곡률의 특이점이 있어야 합니다.붕괴하는 물체와 우주 비행사에게 시간이 끝나는 것을 제외하고는 태초의 빅뱅과 매우 유사합니다.이 특이점에서 과학의 법칙과 미래를 예측하는 우리의 능력이 무너집니다.그러나 블랙홀 밖에 남아 있는 관찰자는 빛이나 특이점의 다른 신호가 도달할 수 없기 때문에 예측 가능성의 실패에 영향을 받지 않습니다.이 놀라운 사실이 로저를 이끌었다.Penrose는 다음과 같이 바꿔 말할 수 있는 우주 감독 추측을 제안했습니다. 신은 벌거벗은 특이점을 싫어합니다.즉, 중력 붕괴에 의해 생성된 특이점은 블랙홀과 같은 장소에서만 발생할 수 있으며, 이벤트 지평선에 의해 외부 세계로부터 적절하게 숨겨져 있습니다.엄밀히 말하면 이것은 소위 약한 우주 감시 추측입니다. 블랙홀 밖에 남겨진 관찰자는 특이점에서 발생하는 예측 가능성의 실패로부터 격리되지만 블랙홀에 빠진 불쌍한 불행한 사람에게는 영향을 미치지 않습니다. 우주 비행사는 무기력합니다. 우주비행사들이 적나라한 특이점을 볼 수 있게 해주는 일반 상대성 이론의 방정식에 대한 해결책이 있습니다.그는 특이점에 부딪히는 것을 피하고 웜홀을 통해 우주의 다른 지역으로 여행할 수 있을지도 모릅니다.이것은 시공간 여행에 대한 엄청난 가능성을 열어주는 것 같습니다.그러나 불행하게도 이 모든 해결책은 매우 불안정해 보이며 우주비행사의 존재와 같은 가장 작은 섭동도 그것을 너무 많이 변화시켜 그가 그것을 보기 전에 특이점에 충돌하고 그의 시간은 끝납니다.즉, 특이점은 항상 그의 미래에 발생했으며 결코 과거에 발생하지 않았습니다.강력한 우주 감시 추측은 현실적인 해결책에서 특이점은 항상 완전히 미래에 존재하거나(예: 중력에 의해 붕괴된 특이점) 완전히 과거에 존재한다고 말합니다(예: 빅뱅).벌거 벗은 특이점 근처에서 과거로의 여행이 가능하기 때문에 어떤 형태의 우주 감시 추측이 유망합니다.공상 과학 작가에게는 나쁘지 않은데, 아무도 인생이 안전하지 않다는 것을 보여줍니다. 누군가가 시간을 거슬러 올라가서 당신이 환생하기 전에 어머니나 아버지를 죽일 수 있습니다! 시공간에서 탈출 불가 영역의 경계인 이벤트 호라이즌은 블랙홀을 둘러싼 일방향 막과 같습니다. 사건의 지평선을 통해 블랙홀에서 탈출하십시오. (사건의 지평선은 블랙홀을 탈출하려는 빛의 시공간 궤도이며 빛보다 빠른 것은 없습니다.) 시인 단테가 지옥 입구에 대해 말한 것을 사건의 지평선에 적절하게 적용할 수 있습니다. 들어가는 사람은 모든 희망을 버려야 합니다.어떤 것이든 누군가가 이벤트 호라이즌에 들어오면 무한히 밀집된 지역과 시간의 종말에 빠르게 도달합니다. 일반상대성이론은 움직이는 무거운 물체가 빛의 속도로 이동하는 시공간의 곡률에 잔물결인 중력파의 방출을 일으킬 것이라고 예측합니다.중력파는 전자기장에서 잔물결을 일으키는 광파와 유사하지만 감지하기가 훨씬 더 어렵습니다.빛과 마찬가지로 에너지를 방출하는 물체에서 에너지를 빼앗습니다.운동 중인 모든 에너지는 중력파의 복사에 의해 운반되기 때문에 무거운 물체로 구성된 시스템은 결국 일정한 상태를 향하는 경향이 있을 것으로 예상됩니다. (이것은 코르크 조각을 물에 던지고 처음에는 잠시 동안 위아래로 던지다가 잔물결이 에너지를 옮길 때 점차 진정되는 것과 매우 유사합니다.) 예를 들어, 태양 주위를 공전하는 지구는 중력파를 생성합니다.에너지 손실의 영향은 지구의 궤도를 변경하여 점차 태양에 점점 더 가까워지고 마침내 태양에 충돌하여 최종적으로 변하지 않는 상태가 될 것입니다.지구와 태양의 경우 에너지 손실률이 매우 작아 소형 전열기 정도만 불을 붙일 수 있어 지구가 태양과 충돌하는 데 약 1000억억년이 걸린다는 뜻이다. 즉시 그것에 대해 걱정할 필요가 없습니다!지구의 궤도를 바꾸는 과정은 너무 느려서 전혀 관찰할 수 없다.그러나 몇 년 전 PSR 1913+16(PSR은 규칙적인 전파 펄스를 방출하는 특별한 유형의 중성자 별인 펄서를 의미함)이라는 시스템에서 그 효과가 관찰되었습니다.이 시스템은 서로 궤도를 도는 두 개의 중성자 별으로 구성되어 있으며, 중력파 복사로 인해 에너지 손실이 발생하여 나선형 궤도에서 서로 접근하게 됩니다. 별이 블랙홀을 형성하기 위해 중력에 의해 붕괴될 때 운동은 훨씬 더 빨라지므로 에너지가 운반되는 속도가 훨씬 더 빨라집니다.따라서 일정한 상태에 도달하는 데 너무 오래 걸리지 않습니다.이 최종 상태는 어떻게 될까요?블랙홀을 형성하는 별의 모든 복잡한 특징, 즉 별의 질량과 회전 속도뿐만 아니라 별의 다른 부분의 다양한 밀도와 별 내 가스의 복잡한 움직임에 따라 달라질 것이라고 생각할 수도 있습니다.블랙홀이 붕괴된 원래의 물체만큼 다양하다면 일반적으로 블랙홀에 대해 예측하기가 매우 어려울 것입니다. 그러나 캐나다 과학자 Wai Nai.이스라엘(베를린에서 태어나 남아프리카에서 자랐고 아일랜드에서 박사 학위를 받은)은 1967년 블랙홀 연구에 혁명을 일으켰습니다.그는 일반 상대성 이론에 따르면 회전하지 않는 블랙홀은 매우 단순하고 완전한 구형이어야 하며 크기는 질량에만 의존하며 동일한 질량을 가진 두 개의 블랙홀은 동일해야 한다고 지적했습니다.사실 일반상대성이론이 발견된 직후인 1917년 칼 아인슈타인이 소개한 아인슈타인의 특수해로 설명할 수 있다.Schwarzschild에 의해 발견되었습니다.처음에 많은 사람들(이스라엘 자신 포함)은 블랙홀이 완전한 구형이어야 하므로 블랙홀은 완전한 구형 물체의 붕괴에 의해서만 형성될 수 있다고 생각했습니다.따라서 실제 별은 완벽하게 구형이 아니며 적나라한 특이점으로 붕괴됩니다. 그러나 어떤 사람들, 특히 로저.펜로즈와 존.Wheeler는 다른 해석을 옹호합니다.그들은 별의 붕괴와 관련된 빠른 움직임이 그것이 방출하는 중력파가 마침내 정지할 때까지 정확히 구형이 될 때까지 그것을 점점 더 구형으로 만든다는 것을 보여준다고 주장합니다.이 견해에 따르면, 회전하지 않는 별은 모양과 내부 구조가 아무리 복잡하더라도 중력 붕괴 후 크기가 질량에만 의존하는 완벽한 구형 블랙홀로 끝날 것입니다.이 견해는 추가 계산에 의해 뒷받침되었고 모든 사람이 빠르게 받아들였습니다. 이스라엘의 결과는 회전하지 않는 물체로 형성된 블랙홀만 다루었습니다.1963년 뉴질랜드인 로이.Kerr는 회전하는 블랙홀을 설명하는 일반 상대성 이론의 방정식에 대한 해를 찾았습니다.이 Kerr 블랙홀은 일정한 속도로 회전하며 크기와 모양은 질량과 회전 속도에만 의존합니다.회전이 0이면 블랙홀은 완전한 구형이며 솔루션은 Schwarzschild 솔루션과 동일합니다.자전이 있으면 블랙홀은 적도 부근에서 부풀어 오르고(지구나 태양이 자전으로 인해 부풀어 오르듯이), 회전이 빠를수록 더 많이 부풀어 오른다.이로부터 사람들은 이스라엘의 결과를 회전체의 경우로 확장하면 회전체가 붕괴하여 블랙홀을 형성한 후 결국 Kerr의 솔루션이 설명하는 정적 상태로 끝나게 될 것이라고 추측합니다. 1970년에 캠브리지 대학의 동료이자 대학원생인 Brandon은카터는 이 추측을 증명하기 위한 첫 번째 단계를 밟았습니다.그는 팽이처럼 정상 상태로 회전하는 블랙홀에 대칭축이 있다고 가정하면 그 크기와 모양은 오직 질량과 회전 속도에 의해서만 결정된다고 지적했다.그런 다음 1971년에 정상 상태에서 회전하는 모든 블랙홀이 그러한 대칭축을 가지고 있음을 증명했습니다.마지막으로 King's College에서 가르치는 David입니다.Robinson은 Carter와 나의 결과를 사용하여 이 추측이 옳았다는 것을 보여주었습니다. 그러한 블랙홀은 실제로 Kerr 솔루션임에 틀림없습니다.따라서 중력 붕괴 후 블랙홀은 결국 회전할 수 있지만 맥동할 수 없는 상태로 진화해야 합니다.그리고 그 크기와 모양은 질량과 회전 속도에 의해서만 결정될 뿐, 블랙홀로 붕괴한 원래 물체의 성질과는 아무런 관련이 없습니다.이 결과는 블랙홀에는 머리카락이 없다는 속담의 표현으로 알려지게 되었습니다.털이 없는 정리는 블랙홀의 가능한 유형을 크게 제한하기 때문에 실질적으로 매우 중요합니다.따라서 블랙홀을 포함할 수 있는 물체의 구체적인 모델을 만들고 해당 모델의 예측을 관측값과 비교할 수 있습니다.블랙홀이 형성된 후에 우리가 측정할 수 있는 것은 붕괴하는 물체의 질량과 회전 속도뿐이기 때문에 털이 없는 정리는 또한 블랙홀이 형성될 때 물체에 대한 매우 많은 양의 정보가 손실된다는 것을 의미합니다.이것이 무엇을 의미하는지 다음 장에서 살펴보겠습니다. 블랙홀은 과학사에서 이론이 옳다는 것을 증명할 관찰 증거 없이 매우 상세한 수학적 모델이 개발된 드문 경우 중 하나입니다.실제로 이것은 종종 블랙홀에 대한 주요 주장입니다. 모호한 일반 상대성 이론에 기반한 계산에만 기반한 물체를 어떻게 신뢰할 수 있습니까?그러나 1963년 캘리포니아 팔로마 천문대의 천문학자 마틴은Schmidt는 3C273(즉, Cambridge Radio Source Catalogue의 세 번째 범주의 273번)이라는 전파원 방향으로 희미한 퀘이사의 적색편이를 측정했습니다.그는 중력장이 그렇게 큰 적색편이를 일으키는 것은 불가능하다는 것을 발견했습니다. 만약 그것이 중력적 적색편이라면, 그러한 별은 너무 무겁고 우리에게 너무 가까워야 태양계 행성의 궤도를 방해할 것입니다. 체계.이것은 적색편이가 우주의 팽창으로 인해 발생했음을 시사하며, 이는 물체가 매우 멀리 떨어져 있음을 나타냅니다.그러한 거리에서 보이려면 매우 밝아야 합니다. 즉, 많은 에너지를 발산해야 합니다.그렇게 많은 양의 에너지를 생성하는 유일한 메커니즘은 단일 별이 아니라 은하의 전체 중앙 영역의 중력 붕괴인 것처럼 보일 것이라고 예상할 수 있습니다.다른 많은 퀘이사도 발견되었으며 모두 큰 적색편이를 가지고 있습니다.그러나 그들은 블랙홀에 대한 결정적인 증거를 제공하기 위해 관찰하기에는 너무 멀리 떨어져 있습니다. 1967년 케임브리지 대학원생인 조세핀은하늘에서 전파의 규칙적인 펄스를 방출하는 물체를 발견한 벨은 블랙홀의 존재에 대한 예측을 더욱 고무시켰습니다.처음에 Bell과 그녀의 멘토 Anthony.Hevish는 그들이 우리 은하계의 외계 문명과 접촉했을 수 있다고 생각합니다!나는 그들이 발견을 발표한 회의에서 가장 초기에 발견된 4개의 출처를 LGM-|Four라고 언급한 것을 기억합니다. LGM은 Little Green Man을 의미합니다.그러나 결국 그들과 다른 모든 사람들은 펄서라고 불리는 이 물체가 실제로 주변 물질과 자기장의 복잡한 상호 작용으로 인해 전파를 방출하는 회전하는 중성자 별이라는 그다지 낭만적이지 않은 결론에 도달했습니다. 전파의 맥박.그것은 우주 모험 작가들에게는 나쁜 소식이었지만 당시 블랙홀을 믿었던 우리 중 소수에게는 큰 희망이었습니다. 이것은 중성자별의 첫 번째 증거입니다.중성자별의 반지름은 약 10마일이며 별이 블랙홀이 되는 임계 반지름의 몇 배에 불과합니다.별이 이렇게 작은 크기로 붕괴될 수 있다면 다른 별들도 더 작은 크기로 붕괴되어 블랙홀이 될 것이라고 예상하는 것이 타당합니다. 정의에 따르면 블랙홀은 빛을 발산할 수 없는데 왜 우리는 블랙홀을 탐지하려고 할까요?석탄 더미에서 검은 고양이를 찾는 것과 비슷합니다.고맙게도 방법이 있습니다.존처럼.Michel이 1783년 그의 선구적인 논문에서 지적했듯이 블랙홀은 여전히 ​​주변 물체에 중력을 가합니다.천문학자들은 상호 중력으로 인해 두 개의 별이 서로 공전하는 많은 시스템을 관찰했습니다.그들은 또한 눈에 보이는 단 하나의 별만이 보이지 않는 동반자를 공전하는 시스템을 보았습니다.물론 동반성이 블랙홀이라고 단정할 수는 없고 단지 너무 희미해서 보이지 않는 별일 수도 있다.그러나 Cygnus X|1(그림 VI.2)과 같은 일부 시스템은 강력한 X선 소스이기도 합니다.이 현상에 대한 가장 좋은 설명은 물질이 보이는 별의 표면에서 폭발하여 보이지 않는 동반성을 향해 떨어지면서 나선형 궤도를 발달(이는 욕조에서 물이 흘러나오는 것과 매우 유사함)하여 그것은 매우 뜨겁고 X선을 방출합니다(그림 6.3).이 메커니즘이 작동하려면 보이지 않는 물체가 백색왜성, 중성자별 또는 블랙홀과 같이 매우 작아야 합니다.보이는 별의 궤도를 관찰함으로써 보이지 않는 물체의 가능한 가장 작은 질량을 추론할 수 있습니다.백조자리 X︱1의 경우 보이지 않는 별의 질량은 태양 질량의 약 6배입니다.Chandrasekhar의 결과에 따르면 백색 왜성이나 중성자 별이 되기에는 너무 무겁습니다.그래서 블랙홀일 수 밖에 없는 것 같습니다. 그림 6.2 사진 중앙 근처에 있는 두 별 중 더 밝은 별은 백조자리 X︱1로, 블랙홀과 서로 궤도를 도는 정상적인 별으로 구성되어 있는 것으로 생각됩니다. 블랙홀이라는 용어는 얼마 전에 만들어졌습니다.1969년 미국의 과학자 존이다.Wheeler는 적어도 200년 전으로 거슬러 올라가는 아이디어를 설명하기 위해 이름을 만들었습니다.당시 빛에 관한 두 가지 이론이 있었는데 하나는 뉴턴이 선호한 빛의 입자론이고 다른 하나는 빛의 파동론이었습니다.이제 우리는 사실 둘 다 사실이라는 것을 압니다.양자역학의 파동-입자 이중성으로 인해 빛은 파동인 동시에 입자로 간주될 수 있습니다.빛의 파동 이론에서는 빛이 중력에 어떻게 반응하는지 명확하지 않습니다.그러나 빛이 입자로 이루어져 있다면 포탄, 로켓, 행성과 마찬가지로 중력의 영향을 받을 것이라고 예상할 수 있습니다.처음에는 빛 입자가 무한히 빠르게 움직이기 때문에 중력으로 속도를 늦출 수 없다고 생각했지만 빛의 유한한 속도에 대한 Rohmer의 발견은 중력이 입자에 중요한 영향을 미칠 수 있음을 시사했습니다. 1783년 케임브리지 감독관 존.이 가정을 바탕으로 Michel은 런던 왕립 학회의 Philosophical Transactions에 논문을 발표했습니다.그는 충분한 질량과 밀도를 가진 별은 빛조차도 별 표면에서 방출되는 빛을 피할 수 없을 정도로 강한 중력장을 가질 것이며 거리에 도달하기 전에 별의 중력에 의해 뒤로 당겨질 것이라고 지적했습니다.Michel은 그러한 별이 많이 있을 수 있으며, 그 별에서 나오는 빛이 우리에게 도달하지 않기 때문에 우리가 볼 수는 없지만 여전히 중력을 느낄 것이라고 암시했습니다.이것이 바로 우리가 지금 블랙홀이라고 부르는 것입니다.그것은 우주의 진정한 블랙홀입니다.몇 년 후 프랑스 과학자 Marquis de Laplace는 분명히 혼자서 Michel과 유사한 개념을 제안했습니다.Laplace가 그의 저서 The World System의 1판과 2판에만 이 관점을 포함하고 이후 판에서는 어리석은 개념이라고 생각하여 생략했다는 것은 매우 흥미 롭습니다. (또한 빛의 입자 이론은 19세기에 유행하지 않게 되었습니다. 모든 것이 파동 이론으로 설명되는 것 같았고 파동 이론에 따르면 빛이 중력의 영향을 받는지 여부가 명확하지 않았습니다.) 사실 빛의 속도는 고정되어 있기 때문에 뉴턴의 중력 이론에서 빛을 포탄처럼 취급하는 것은 상당히 부조리하다. (지상에서 하늘로 발사된 포탄은 중력에 의해 속도가 느려지고 마침내 상승을 멈추고 다시 땅으로 돌아오지만 광자는 일정한 속도로 계속 상승해야 하는데 뉴턴의 중력은 빛에 어떤 영향을 미칩니까?) 1915년까지 아인슈타인이 일반 상대성 이론을 제안하기 전까지 중력이 빛의 조정에 어떻게 영향을 미치는지에 대한 이론은 없었습니다.무거운 별에 대한 이 이론의 의미가 이해되기까지는 훨씬 더 오래 걸렸습니다. 블랙홀이 어떻게 형성되는지 이해하려면 먼저 별의 일생을 이해해야 합니다.처음에는 많은 양의 가스(주로 수소)가 자체 중력에 이끌려 스스로 붕괴하기 시작하여 별을 형성합니다.수축함에 따라 가스 원자는 점점 더 자주 그리고 더 빠른 속도로 서로 충돌하고 가스의 온도는 상승합니다.결국 가스는 너무 뜨거워져서 수소 원자가 충돌했을 때 더 이상 튕겨 나오지 않고 합쳐져 헬륨을 형성했습니다.제어된 수소 폭탄 폭발처럼 반응에서 방출된 열이 별을 빛나게 합니다.這增添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縮小，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，使恆星在很長時間內維持這種平衡。然而，最終恆星會耗盡了它的氫和其他核燃料。貌似大謬，其實不然的是，恆星初始的燃料越多，它則燃盡得越快。這是因為恆星的質量越大，它就必須越熱才足以抵抗引力。而它越熱，它的燃料就被用得越快。我們的太陽大概足夠再燃燒五十多億年，但是質量更大的恆星可以在一億年這麼短的時間內用盡其燃料，這個時間尺度比宇宙的年齡短得多了。當恆星耗盡了燃料，它開始變冷並開始收縮。隨後發生的情況只有等到二十世紀二十年代末才初次被人們理解。 一九二八年，一位印度研究生薩拉瑪尼安．強德拉塞卡乘船來英國劍橋跟英國天文學家阿瑟．愛丁頓爵士（一位廣義相對論家）學習。（據記載，在二十世紀二十年代初有一位記者告訴愛丁頓，說他聽說世界上只有三個人能理解廣義相對論，愛丁頓停了一下，然後回答：我正在想這第三個人是誰。）在他從印度來英的旅途中，強德拉塞卡算出在耗盡所有燃料之後，多大的恆星可以繼續對抗自己的引力而維持自己。這個思想是說：當恆星變小時，物質粒子靠得非常近，而按照泡利不相容原理，它們必須有非常不同的速度。這使得它們互相散開並企圖使恆星膨脹。一顆恆星可因引力作用和不相容原理引起的排斥力達到平衡而保持其半徑不變，正如在它的生命的早期引力被熱所平衡一樣。 然而，強德拉塞卡意識到，不相容原理所能提供的排斥力有一個極限。恆星中的粒子的最大速度差被相對論限制為光速。這意味著，恆星變得足夠緊致之時，由不相容原理引起的排斥力就會比引力的作用小。強德拉塞卡計算出；一個大約為太陽質量一倍半的冷的恆星不能支持自身以抵抗自己的引力。（這質量現在稱為強德拉塞卡極限。）蘇聯科學家列夫．達維多維奇．蘭道幾乎在同時也得到了類似的發現。 這對大質量恆星的最終歸宿具有重大的意義。如果一顆恆星的質量比強德拉塞卡極限小，它最後會停止收縮並終於變成一顆半徑為幾千英哩和密度為每立方英寸幾百噸的白矮星。白矮星是它物質中電子之間的不相容原理排斥力所支持的。我們觀察到大量這樣的白矮星。第一顆被觀察到的是繞著夜空中最亮的恆星天狼星轉動的那一顆。 蘭道指出，對於恆星還存在另一可能的終態。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。這些恆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所支持。所以它們被叫做中子星。它們的半徑只有十英哩左右，密度為每立方英寸幾億噸。在中子星被第一次預言時，並沒有任何方法去觀察它。實際上，很久以後它們才被觀察到。 另一方面，質量比強德拉塞卡極限還大的恆星在耗盡其燃料時，會出現一個很大的問題：在某種情形下，它們會爆炸或拋出足夠的物質，使自己的質量減少到極限之下，以避免災難性的引力坍縮。但是很難令人相信，不管恆星有多大，這總會發生。怎麼知道它必須損失重量呢？即使每個恆星都設法失去足夠多的重量以避免坍縮，如果你把更多的質量加在白矮星或中子星上，使之超過極限將會發生什麼？它會坍縮到無限密度嗎？愛丁頓為此感到震驚，他拒絕相信強德拉塞卡的結果。愛丁頓認為，一顆恆星不可能坍縮成一點。這是大多數科學家的觀點：愛因斯坦自己寫了一篇論文，宣佈恆星的體積不會收縮為零。其他科學家，尤其是他以前的老師、恆星結構的主要權威愛丁頓的敵意使強德拉塞卡拋棄了這方面的工作，轉去研究諸如恆星團運動等其他天文學問題。然而，他獲得一九八三年諾貝爾獎，至少部分原因在於他早年所做的關於冷恆星的質量極限的工作。 強德拉塞卡指出，不相容原理不能夠阻止質量大於強德拉塞卡極限的恆星發生坍縮。但是，根據廣義相對論，這樣的恆星會發生什麼情況呢？這個問題被一位年輕的美國人羅伯特．奧本海默於一九三九年首次解決。然而，他所獲得的結果表明，用當時的望遠鏡去觀察不會再有任何結果。以後，因第二次世界大戰的干擾，奧本海默本人非常密切地捲入到原子彈計劃中去。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，因而引力坍縮的問題被大部分人忘記了。但在二十世紀六十年代，現代技術的應 圖六．一用使得天文觀測範圍和數量大大增加，重新激起人們對天文學和宇 宙學的大尺度問題的興趣。奧本海默的工作被重新發現，並被一些人推廣。 現在，我們從奧本海默的工作中得到一幅這樣的圖象：恆星的引力場改變了光線的路徑，使之和原先沒有恆星情況下的路徑不一樣。光錐是表示光線從其頂端發出後在空間︱時間裡傳播的軌道。光錐在恆星表面附近稍微向內偏折，在日食時觀察遠處恆星發出的光線，可以看到這種偏折現象。當該恆星收縮時，其表面的引力場變得很強，光線向內偏折得更多，從而使得光線從恆星逃逸變得更為困難。對於在遠處的觀察者而言，光線變得更黯淡更紅。最後，當這恆星收縮到某一臨界半徑時，表面的引力場變得如此之強，使得光錐向內偏折得這麼多，以至於光線再也逃逸不出去（圖六．一）。根據相對論，沒有東西會走得比光還快。這樣，如果光都逃逸不出來，其他東西更不可能逃逸，都會被引力拉回去。也就是說，存在一個事件的集合或空間︱時間區域，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，它和剛好不能從黑洞逃逸的光線的軌跡相重合。 當你觀察一個恆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。由於恆星的引力場，在恆星上某人的時間將和在遠處某人的時間不同。假定在坍縮星表面有一無畏的航天員和恆星一起向內坍縮，按照他的表，每一秒鐘發一信號到一個繞著該恆星轉動的空間飛船上去。在他的表的某一時刻，譬如十一點鐘，恆星剛好收縮到它的臨界半徑，此時引力場強到沒有任何東西可以逃逸出去，他的信號再也不能傳到空間飛船了。當十一點到達時，他在空間飛船中的夥伴發現，航天員發來的一串信號的時間間隔越變越長。但是這個效應在十點五十九分五十九秒之前是非常微小的。在收到十點五十九分五十八秒和十點五十九分五十九秒發出的兩個信號之間，他們只需等待比一秒鐘稍長一點的時間，然而他們必須為十一點發出的信號等待無限長的時間。按照航天員的手錶，光波是在十點五十九分五十九秒和十一點之間由恆星表面發出；從空間飛船上看，那光波被散開到無限長的時間間隔裡。在空間飛船上收到這一串光波的時間間隔變得越來越長，所以恆星來的光顯得越來越紅、越來越淡，最後，該恆星變得如此之朦朧，以至於從空間飛船上再也看不見它，所餘下的只是空間中的一個黑洞。然而，此恆星繼續以同樣的引力作用到空間飛船上，使飛船繼續繞著所形成的黑洞旋轉。 但是由於以下的問題，使得上述情景不是完全現實的。你離開恆星越遠則引力越弱，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。在恆星還未收縮到臨界半徑而形成事件視界之前，這力的差就已經將我們的航天員拉成義大利麵條那樣，甚至將他撕裂！然而，我們相信，在宇宙中存在質量大得多的天體，譬如星系的中心區域，它們遭受到引力坍縮而產生黑洞；一位在這樣的物體上面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。但是，隨著這區域繼續坍縮，只要在幾個鐘頭之內，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．彭羅斯和我在一九六五年和一九七○年之間的研究指出，根據廣義相對論，在黑洞中必然存在無限大密度和空間︱時間曲率的奇點。這和時間開端時的大爆炸相當類似，只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失效了。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。這令人驚奇的事實導致羅傑．彭羅斯提出了宇宙監督猜測，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只能發生在像黑洞這樣的地方，在那兒它被事件視界體面地遮住而不被外界看見。嚴格地講，這是所謂弱的宇宙監督猜測：它使留在黑洞外面的觀察者不致受到發生在奇點處的可預見性失效的影響，但它對那位不幸落到黑洞裡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，這些解使得我們的航天員可能看到裸奇點。他也許能避免撞到奇點上去，而穿過一個蟲洞來到宇宙的另一區域。看來這給空間︱時間內的旅行提供了巨大的可能性。但是不幸的是，所有這些解似乎都是非常不穩定的；最小的干擾，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，就撞上去而結束了他的時間。換言之，奇點總是發生在他的將來，而從不會在過去。強的宇宙監督猜測是說，在一個現實的解裡，奇點總是或者整個存在於將來（如引力坍縮的奇點），或者整個存在於過去（如大爆炸）。因為在接近裸奇點處可能旅行到過去，所以宇宙監督猜測的某種形式的成立是大有希望的。這對科學幻想作家而言是不錯的，它表明沒有任何一個人的生命曾經平安無事：有人可以回到過去，在你投胎之前殺死你的父親或母親！ 事件視界，也就是空間︱時間中不可逃逸區域的邊界，正如同圍繞著黑洞的單向膜：物體，譬如不謹慎的航天員，能通過事件視界落到黑洞裡去，但是沒有任何東西可以通過事件視界而逃離黑洞。（記住事件視界是企圖逃離黑洞的光的空間︱時間軌道，沒有任何東西可以比光運動得更快。）人們可以將詩人但丁針對地獄入口所說的話恰到好處地用於事件視界：從這兒進去的人必須拋棄一切希望。任何東西或任何人一旦進入事件視界，就會很快地到達無限緻密的區域和時間的終點。 廣義相對論預言，運動的重物會導致引力波的輻射，那是以光的速度傳播的空間︱時間曲率的漣漪。引力波和電磁場的漣漪光波相類似，但是要探測到它則困難得多。就像光一樣，它帶走了發射它們的物體的能量。因為任何運動中的能量都會被引力波的輻射所帶走，所以可以預料，一個大質量物體的系統最終會趨向於一種不變的狀態。（這和扔一塊軟木到水中的情況相當類似，起先翻上翻下折騰了好一陣，但是當漣漪將其能量帶走，就使它最終平靜下來。）例如，繞著太陽公轉的地球即產生引力波。其能量損失的效應將改變地球的軌道，使之逐漸越來越接近太陽，最後撞到太陽上，以這種方式歸於最終不變的狀態。在地球和太陽的情形下能量損失率非常小大約只能點燃一個小電熱器，這意味著要用大約一千億億億年地球才會和太陽相撞，沒有必要立即去為之擔憂！地球軌道改變的過程極其緩慢，以至於根本觀測不到。但幾年以前，在稱為ＰＳＲ一九一三＋16（ＰＳＲ表示脈沖星，一種特別的發射出無線電波規則脈沖的中子星）的系統中觀測到這一效應。此系統包含兩個互相圍繞著運動的中子星，由於引力波輻射，它們的能量損失，使之相互以螺旋線軌道靠近。 在恆星引力坍縮形成黑洞時，運動會更快得多，這樣能量被帶走的速率就高得多。所以不用太長的時間就會達到不變的狀態。這最終的狀態將會是怎樣的呢？人們會以為它將依賴於形成黑洞的恆星的所有的複雜特徵不僅僅它的質量和轉動速度，而且恆星不同部分的不同密度以及恆星內氣體的複雜運動。如果黑洞就像坍縮形成它們的原先物體那樣變化多端，一般來講，對之作任何預言都將是非常困難的。 然而，加拿大科學家外奈．伊斯雷爾（他生於柏林，在南非長大，在愛爾蘭得到博士）在一九六七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；其大小只依賴於它們的質量，並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後不久的一九一七年卡爾．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，任何實際的恆星從來都不是完美的球形只會坍縮形成一個裸奇點。 然而，對於伊斯雷爾的結果，一些人，特別是羅傑．彭羅斯和約翰．惠勒提倡一種不同的解釋。他們論證道，牽涉恆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於球形，到它終於靜態時，就變成準確的球形。按照這種觀點，任何非旋轉恆星，不管其形狀和內部結構如何複雜，在引力坍縮之後都將終結於一個完美的球形黑洞，其大小只依賴於它的質量。這種觀點得到進一步的計算支持，並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。一九六三年，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。這些克爾黑洞以恆常速度旋轉，其大小與形狀只依賴於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（正如地球或太陽由於旋轉而鼓出去一樣），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後，將最後終結於由克爾解描述的一個靜態。 一九七○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。然後我在一九七一年證明了，任何穩態旋轉黑洞確實有這樣的一個對稱軸。最後，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。所以在引力坍縮之後，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。並且它的大小和形狀，只決定於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，人們可以製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。因為在黑洞形成之後，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：你怎麼能相信一個其依據只是基於令人懷疑的廣義相對論的計算的對象呢？然而，一九六三年，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三Ｃ二七三（即是劍橋射電源編目第三類的二七三號）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麼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，並離我們如此之近，以至於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。由於在這麼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，產生這麼大量能量的唯一機制看來不僅僅是一個恆星，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，以至於不能給黑洞提供結論性的證據。 一九六七年，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！我的確記得在宣佈他們發現的討論會上，他們將這四個最早發現的源稱為LＧＭ一︱四，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，這些中子星由於它們的磁場和周圍物質複雜的相互作用，而發出無線電波的脈沖。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第一個中子星存在的證據。中子星的半徑大約十英哩，只是恆星變成黑洞的臨界半徑的幾倍。如果一顆恆星能坍縮到這麼小的尺度，預料其他恆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？這有點像在煤庫裡找黑貓。慶幸的是，有一種辦法。正如約翰．米歇爾在他一七八三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，兩顆恆星由於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恆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於看不見的恆星而已。然而，有些這種系統，例如叫做天鵝Ｘ︱１（圖六．二）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），並且變得非常熱而發出Ｘ射線（圖六．三）。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六倍。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。 圖六．二在靠近照片中心的兩個恆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恆星組成。 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。儘管如此，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，他要給我四年的雜誌《私人眼睛》。如果黑洞確實存在，基帕．索思將得到一年的《閣樓》。我們在一九七五年打賭時，大家八十％斷定，天鵝座是一黑洞。迄今，我可以講大約九十五％是肯定的，但輸贏最終尚未見分曉。 現在，在我們的星系中和鄰近兩個名叫麥哲倫星雲的星系中，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，很多恆星應該已經燒盡了它們的核燃料並坍縮了。黑洞的數目甚至比可見恆星的數目要大得相當多。單就我們的星系中，大約總共有一千億顆可見恆星。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，單是可見恆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十萬倍。星系中的恆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恆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裡運動並被加熱，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一億倍。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，以至於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嚮往外噴射的射流。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：這樣小質量的恆星，甚至在耗盡了自己的核燃料之後，還能支持自己對抗引力。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，如果將世界海洋裡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佈仍然會是完全均勻的，而不能結塊形成恆星和星系。 很清楚，導致形成恆星和星系的無規性是否導致形成相當數目的太初黑洞，這要依賴於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瞭解很多。質量大於十億噸（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。