细说宇宙黑洞

小学教育网

　　黑洞是由大于太阳质量的3.2倍的天体发生引力坍塌后形成的（小于1.4个太阳质量的恒星，会变成白矮星）。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上亿倍的超大质量黑洞。
　　爱因斯坦的广义相对论预测有黑洞解。其中最简单的球对称解为史瓦兹度量。这是由卡尔·史瓦兹旭尔得于1915年发现的爱因斯坦方程的解。
　　根据史瓦兹解，如果一个重力天体的半径小于一个特定值，天体将会发生坍塌，这个半径就叫做史瓦兹旭尔得半径。在这个半径以下的天体，其中的时空严重弯曲，从而使其发射的所有射线，无论是来自什么方向的，都将被吸引入这个天体的中心。因为相对论指出在任何惯性座标中，物质的速率都不可能超越真空中的光速，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绝对“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，其史瓦兹半径仅有9毫米。
　　黑洞温度
　　黑洞越大，温度越低。
　　黑洞特性
　　目前公认的理论认为，黑洞只有三个物理量可以测量到：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地确定了，这称为黑洞的无毛定理，或称作黑洞的唯一性定理。但是这个定理却只是限制了古典理论，没有否认可能有其他量子荷的存在，所以黑洞可以和大域单极或是宇宙弦共同存在，而带有大域量子荷。
　　黑洞的合并会以光束发射强大的引力波，新的黑洞会因后座力脱离原本在星系核心的位置。如果速度足够大，它甚至有可能脱离星系母体。
　　黑洞种类
　　超巨质量黑洞
　　到目前为止可以在所有已知星系中心发现其踪迹。
　　质量据说是太阳的数百万至十数亿倍。
　　小质量黑洞
　　质量为太阳质量的10至20倍，即超新星爆炸以后所留下的核心质量是太阳的 3 ~ 15 倍就会形成黑洞。
　　理论预测，当质量为太阳的 40 倍以上，可不经超新星爆炸过程而形成黑洞。
　　中型黑洞
　　推论是由小质量黑洞合并形成，最后则变成超巨质量黑洞
　　中型黑洞是否真实存在仍然必需存疑。
　　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。
　　细说黑洞
　　根据广义相对论，引力场将使时空弯曲。当恒星的体积很大时，它的引力场对时空几乎没什么影响，从恒星表面上某一点发的光可以朝任何方向沿直线射出。而恒星的半径越小，它对周围的时空弯曲作用就越大，朝某些角度发出的光就将沿弯曲空间返回恒星表面。
　　等恒星的半径小到一特定值（天文学上叫“史瓦西半径”）时，就连垂直表面发射的光都被捕获了。到这时，恒星就变成了黑洞。说它“黑”，是指它就像宇宙中的无底洞，任何物质一旦掉进去，“似乎”就再不能逃出。实际上黑洞真正是“隐形”的，等一会儿我们会讲到。
　　那么，黑洞是怎样形成的呢？其实，跟白矮星和中子星一样，黑洞很可能也是由恒星演化而来的。
　　我们曾经比较详细地介绍了白矮星和中子星形成的过程。当一颗恒星衰老时，它的热核反应已经耗尽了中心的燃料（氢），由中心产生的能量已经不多了　　。这样，它再也没有足够的力量来承担起外壳巨大的重量。所以在外壳的重压之下，核心开始坍缩，直到最后形成体积小、密度大的星体，重新有能力与压力平衡。
　　质量小一些的恒星主要演化成白矮星，质量比较大的恒星则有可能形成中子星。而根据科学家的计算，中子星的总质量不能大于三倍太阳的质量。如果超过了这个值，那么将再没有什么力能与自身重力相抗衡了，从而引发另一次大坍缩。
　　这次，根据科学家的猜想，物质将不可阻挡地向着中心点进军，直至成为一个体积趋于零、密度趋向无限大的“点”。而当它的半径一旦收缩到一定程度(史瓦西半径)，正象我们上面介绍的那样，巨大的引力就使得即使光也无法向外射出，从而切断了恒星与外界的一切联系——“黑洞”诞生了。
　　与别的天体相比，黑洞是显得太特殊了。例如，黑洞有“隐身术”，人们无法直接观察到它，连科学家都只能对它内部结构提出各种猜想。那么，黑洞是怎么把自己隐藏起来的呢？答案就是——弯曲的空间。我们都知道，光是沿直线传播的。这是一个最基本的常识。可是根据广义相对论，空间会在引力场作用下弯曲。这时候，光虽然仍然沿任意两点间的最短距离传播，但走的已经不是直线，而是曲线。形象地讲，好像光本来是要走直线的，只不过强大的引力把它拉得偏离了原来的方向。
　　在地球上，由于引力场作用很小，这种弯曲是微乎其微的。而在黑洞周围，空间的这种变形非常大。这样，即使是被黑洞挡着的恒星发出的光，虽然有一部分会落入黑洞中消失，可另一部分光线会通过弯曲的空间中绕过黑洞而到达地球。所以，我们可以毫不费力地观察到黑洞背面的星空，就像黑洞不存在一样，这就是黑洞的隐身术。
　　更有趣的是，有些恒星不仅是朝着地球发出的光能直接到达地球，它朝其它方向发射的光也可能被附近的黑洞的强引力折射而能到达地球。这样我们不仅能看见这颗恒星的“脸”，还同时看到它的侧面、甚至后背！
　　“黑洞”无疑是本世纪最具有挑战性、也最让人激动的天文学说之一。许多科学家正在为揭开它的神秘面纱而辛勤工作着，新的理论也不断地提出。不过，这些当代天体物理学的最新成果不是在这里三言两语能说清楚的。有兴趣的朋友可以去参考专门的论着。
　　1916年广义相对论出现不久，卡尔.史瓦西（Karl Schwarzchild）就求出了用以描述时空的爱因斯坦方程的一个十分有用的解。该解作为时空的一种可能的形状，可以用来描述一个球对称的、不带电、无自旋的物体（可能也可用于近似描述如地球和太阳等缓慢自旋的物体）之外的引力场。其原理就和当你想研究地表之外的牛顿引力而将地球视为质点一样。
　　这个解很象一个“公制”。它和将毕达哥拉斯公式加以归纳以给出平面上线段长度一样，此“公制”可以作为获取时空中曲线段“长度”的公式。物体沿时间（“时间的坐标轴”）运动的曲线的长度如果用此公式计算，就恰是该运动物体所经历的时间。公式的最终形式取决于你选择用来描述事物的坐标系。公式可以因坐标不同而变形，但象时空弯曲这样的物理量却不会受影响。史瓦西用坐标的术语表述了它的“公制”概念：在距离物体很远的地方，近似于一个带有一条用以表示时间的附加t轴的球坐标，另一个坐标r用作该处的球坐标半径；而更远的地方，它只给出物体的距离。
　　然而当球坐标很小的时候，这个解开始变得奇怪起来。在r=0的中心处有一个“奇点”，那里的时空弯曲是无限的；围绕该点的区域内，球坐标的负方向实际成为时间（而非空间）的方向。任何处于这个范围内的事物，包括光，都会为潮汐力扯碎并被　　强迫坠向奇点。这个区域被一个史瓦西坐标消失的面与宇宙的其他部分分离开来。当然该处的时空弯曲没有任何问题（这个球面半径被称作史瓦西半径，稍后就会发现史瓦西坐标并未消失。它是一个人为的坐标，这个问题有点象定义北极点的经度时所遇到的问题。史瓦西半径的物理意义不在于该处的坐标问题，而在于其内的方向变为时间方向这一事实）。
　　当时的人们并未为此担心，因为所有已知的物体的密度都达不到使这个内部区域扩大到物体之外的程度，即对于所有已知情况，史瓦西解的这个奇怪部分都不适用。阿瑟.斯坦雷.爱丁顿（Arthur Stanley Eddington）曾考虑过一颗死亡的恒星坍塌后可能达到这个密度，但从审美的角度出发不太愉快地将其抛弃了，并人为应该有新的理论补充进来。1939年欧文海默（Oppenheimer）和施内德（Snyder）最终严肃地提出比太阳质量稍大几倍的恒星在其声明的末期可能会坍缩到这种状态。
　　一旦一颗恒星的坍缩超过史瓦西坐标消失的球面（称为不带电、无自旋物体史瓦西半径或“视界”）它就不可避免地继续坍缩下去。如同你无法停住时间的车轮一样，它将一直坍缩至奇点。没有任何进入那个区域的东西可以幸免，至少在这个简单的例子中是如此。视界是一个有去无回的转折点。
　　1971年约翰.阿奇贝尔德.威勒（John Archibald Wheeler）命名这样的事物为“黑洞”，因为光无法从中逃逸。基于许多证据，天文学家有许多他们认为可能是黑洞的候选天体（其证据是：它们的巨大质量可以从其对其他物体的相互作用中得到；并且有时它们会发出X射线，这被认为是正在坠入其中的物质发出的）。但我们这里所讲述的黑洞的性质纯属理论，它们基于广义相对论――一个目前尚未被证明为正确的理论。