日期：2017-09-08 16:56:11
　　第五十七回：黑洞
　　广义相对论发表正值第一次世界大战期间，当时有人在战场上，有人在解广义相对论方程，还有人在战场上解广义相对论方程。
　　卡尔史瓦西（Schwarzschild，1873—1916）是德国物理学家，第一次世界大战爆发后，他在德国军中服役，1916年他正在前线计算丨炸丨弹轨道曲线，可能是因为简单到不过瘾的地步，所以开始研究起广义相对论。广义相对论的方程十分复杂，在当时能解出来就很不容易，但是仅仅在广义相对论发表3个月后，史瓦西做到了。这个解也被称为“史瓦西解”，可能是广义相对论中最重要的一个解。

　　这个解的结果得到了一个“黑洞洞”：假如星体的质量聚集在一个很小的空间里，那么时空将会产生严重的弯曲，任何靠近的物体都不能逃脱它的引力，即便是光也不例外。既然没有光，那对于外面的观测者来说就什么也看不见，既然看不见，就像黑洞洞一般，这也就是我们日常说的“黑洞”。不过黑洞一词是1967年才正式使用的，1916年的史瓦西称它为黑星或者冰星。
　　其实在很早以前就有人猜测黑洞的存在，1783年，英国天文学家米歇尔提出过这样的猜测，假设恒星质量很大，大到光都跑不掉（那是盛行光的微粒说），就有一片什么也看不见的区域。法国数学家拉普拉斯也曾提到过这样的观点，不过后来他又将假说从著作中删除，可能是他觉得太过荒谬了，宇宙根本就允许这样的星体存在。当光的波动学说第一次打败微粒说后，关于这个空洞洞的东西也就付之于落满尘埃的书籍中了。

　　那么怎样的星体才能成为黑洞呢？史瓦西认为星体质量除以星体半径必须超过某个临界值，才能产生黑洞。这个半径称为“史瓦西半径”。若照此计算，太阳要成为黑洞的史瓦西半径为3千米，地球为9毫米，比弹珠子大点有限。
　　史瓦西将论文邮寄给爱因斯坦，爱因斯坦很高兴，也将其成功发表，只可惜史瓦西没有成功地度过1916。正是：出师未捷身先死、长使英雄泪满襟。
　　实际上，宇宙中的恒星大部分半径都比史瓦西半径大很多，所以黑洞只是在理论成为可能。前面说过，太阳最终的命运就不是黑洞，它自身的引力不足以让太阳一直收缩下去，所以先成为红巨星。由于体积、质量等因素的不同，恒星的命运也不一样，一位来自印度的研究生萨拉马尼安钱德拉塞卡（Chandrasekhar，1910—1995）给出了另外一种恒星命运的模型。
　　1928年，钱德拉塞卡远渡重洋来到英国剑桥大学跟着爱丁顿（第一次证实广义相对的科学家）学习广义相对论，在旅途中，他就开始计算熄灭的恒星（冷恒星）需要什么样的条件才能对抗自身的引力而维持下去。他从泡利不相容原理出发，计算原子靠近时的斥力，当斥力与冷恒星的引力平衡时，这颗冷恒星就能维持下去。钱德拉塞卡也给出了一个极限，后来称为“钱德拉塞卡极限”。 钱德拉塞卡极限约为太阳质量的1.5倍（现在认为是1.44倍）。若某恒星质量低于此极限，恒星的引力将会拉着它继续坍缩，最终成为一个白矮星。白矮星的半径大约为万把公里，密度大约在一咖啡杯子几万吨。太阳最终也会变成白矮星。

　　那高于该极限的冷恒星命运将会如何呢？钱德拉塞卡认为在某种情形下，它们会先自我瘦瘦身，发生一次爆炸或者其他方式甩掉多余物质，让自己保持在极限之下。那么问题来了，恒星怎么知道要减掉多少的“赘肉”呢？另外就算恒星有这样的意识，假设一个流星不小心撞到了正处于零界点的白矮星上，难道白矮星会继续坍缩成一个点？
　　钱德拉塞卡的老师爱丁顿拒绝相信所谓的极限，这也代表了一大部分人的观点，虽然有些像泡利等研究量子力学的科学家支持，但是迫于爱丁顿的名望，大多缄默不言。更为关键的是爱因斯坦也发表文章声称恒星不会坍缩到一个点上的。
　　三十年后，人类确实在银河系中找到了很多的白矮星时，才想起当年这位印度大师的杰作是值得去研究的。真理往往掌握在少数人手里，但是命运却往往相反，在得不到众人支持后的钱德拉塞卡转而研究星体运行。直到1983年，钱德拉塞卡因此获得诺贝尔奖。
　　也就在那几年，来自前苏联的物理学家朗道（Landau，1908-1968）提出了新的冷恒星归宿模型。从出生年份上看，就知道他没能赶上量子力学发展的黄金时期（1926年他才18岁），所以才华横溢的他不无羡慕地感慨：“漂亮姑娘都和别人结婚了，现在只能追求一些不太漂亮的姑娘了。”（如果不含贬义和丝毫不敬，那就是我们常说的“好白菜都被猪拱了”。）
　　闲言少叙！到了20世纪30年代，中子已然进入了科学范畴，泡利不相容原理也不仅仅只为电子而设，后被证实对质子、中子同样有效，所以朗道从质子、中子的不相容原理出发，计算出，当一个恒星约为太阳两倍时，它可能还有别的归宿—中子星。中子最终体积会更小，半径约为10—20公里，密度为白矮星的100万倍。