首页 > 知识库 > 正文

约翰·赫维介绍 了解约翰·赫维的详细内容

展开全部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62616964757a686964616fe4b893e5b19e31333231386636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1915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里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英里左右,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。 图6.1 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,就撞上去而结束了他的时间。换言之,奇点总是发生在他的将来,而从不会在过去。强的宇宙监督猜测是说,在一个现实的解里,奇点总是或者整个存在于将来(如引力坍缩的奇点),或者整个存在于过去(如大爆炸)。因为在接近裸奇点处可能旅行到过去,所以宇宙监督猜测的某种形式的成立是大有希望的。这对科学幻想作家而言是不错的,它表明没有任何一个人的生命曾经平安无事:有人可以回到过去,在你投胎之前杀死你的父亲或母亲! 事件视界,也就是空间——时间中不可逃逸区域的边界,正如同围绕着黑洞的单向膜:物体,譬如不谨慎的航天员,能通过事件视界落到黑洞里去,但是没有任何东西可以通过事件视界而逃离黑洞。(记住事件视界是企图逃离黑洞的光的空间——时间轨道,没有任何东西可以比光运动得更快。)人们可以将诗人但丁针对地狱入口所说的话恰到好处地用于事件视界:“从这儿进去的人必须抛弃一切希望。”任何东西或任何人一旦进入事件视界,就会很快地到达无限致密的区域和时间的终点。 广义相对论预言,运动的重物会导致引力波的辐射,那是以光的速度传播的空间——时间曲率的涟漪。引力波和电磁场的涟漪光波相类似,但是要探测到它则困难得多。就像光一样,它带走了发射它们的物体的能量。因为任何运动中的能量都会被引力波的辐射所带走,所以可以预料,一个大质量物体的系统最终会趋向于一种不变的状态。(这和扔一块软木到水中的情况相当类似,起先翻上翻下折腾了好一阵,但是当涟漪将其能量带走,就使它最终平静下来。)例如,绕着太阳公转的地球即产生引力波。其能量损失的效应将改变地球的轨道,使之逐渐越来越接近太阳,最后撞到太阳上,以这种方式归于最终不变的状态。在地球和太阳的情形下能量损失率非常小——大约只能点燃一个小电热器,这意味着要用大约1干亿亿亿年地球才会和太阳相撞,没有必要立即去为之担忧!地球轨道改变的过程极其缓慢,以至于根本观测不到。但几年以前,在称为PSR1913+16(PSR表示“脉冲星”,一种特别的发射出无线电波规则脉冲的中子星)的系统中观测到这一效应。此系统包含两个互相围绕着运动的中子星,由于引力波辐射,它们的能量损失,使之相互以螺旋线轨道靠近。J·H·泰勒和R·A·荷尔西由于对广义相对论的这一证实,而获得1993年的诺贝尔奖。大约3亿年后它们将会碰撞。它们在碰撞之前,将会公转得这么快速,甚至像LIGO这样的检测器却能接收到它们射出的引力波。 在恒星引力坍缩形成黑洞时,运动会更快得多,这样能量被带走的速率就高得多。所以不用太长的时间就会达到不变的状态。这最终的状态将会是怎样的呢?人们会以为它将依赖于形成黑洞的恒星的所有的复杂特征——不仅仅它的质量和转动速度,而且恒星不同部分的不同密度以及恒星内气体的复杂运动。如果黑洞就像坍缩形成它们的原先物体那样变化多端,一般来讲,对之作任何预言都将是非常困难的。 然而,加拿大科学家外奈·伊斯雷尔(他生于柏林,在南非长大,在爱尔兰得到博士)在1967年使黑洞研究发生了彻底的改变。他指出,根据广义相对论,非旋转的黑洞必须是非常简单、完美的球形;其大小只依赖于它们的质量,并且任何两个这样的同质量的黑洞必须是等同的。事实上,它们可以用爱因斯坦的特解来描述,这个解是在广义相对论发现后不久的1917年卡尔·施瓦兹席尔德找到的。一开始,许多人(其中包括伊斯雷尔自己)认为,既然黑洞必须是完美的球形,一个黑洞只能由一个完美球形物体坍缩而形成。所以,任何实际的恒星——从来都不是完美的球形——只会坍缩形成一个裸奇点。 然而,对于伊斯雷尔的结果,一些人,特别是罗杰·彭罗斯和约翰·惠勒提倡一种不同的解释。他们论证道,牵涉恒星坍缩的快速运动表明,其释放出来的引力波使之越来越近于球形,到它终于静态时,就变成准确的球形。按照这种观点,任何非旋转恒星,不管其形状和内部结构如何复杂,在引力坍缩之后都将终结于一个完美的球形黑洞,其大小只依赖于它的质量。这种观点得到进一步的计算支持,并且很快就为大家所接受。 伊斯雷尔的结果只处理了由非旋转物体形成的黑洞。1963年,新西兰人罗伊·克尔找到了广义相对论方程的描述旋转黑洞的一族解。这些“克尔”黑洞以恒常速度旋转,其大小与形状只依赖于它们的质量和旋转的速度。如果旋转为零,黑洞就是完美的球形,这解就和施瓦兹席尔德解一样。如果有旋转,黑洞的赤道附近就鼓出去(正如地球或太阳由于旋转而鼓出去一样),而旋转得越快则鼓得越多。由此人们猜测,如将伊斯雷尔的结果推广到包括旋转体的情形,则任何旋转物体坍缩形成黑洞后,将最后终结于由克尔解描述的一个静态。 1970年,我在剑桥的一位同事和研究生同学布兰登·卡特为证明此猜测跨出了第一步。他指出,假定一个稳态的旋转黑洞,正如一个自旋的陀螺那样,有一个对称轴,则它的大小和形状,只由它的质量和旋转速度所决定。然后我在1971年证明了,任何稳态旋转黑洞确实有这样的一个对称轴。最后,在国王学院任教的大卫·罗宾逊利用卡特和我的结果证明了这猜测是对的:这样的黑洞确实必须是克尔解。所以在引力坍缩之后,一个黑洞必须最终演变成一种能够旋转、但是不能搏动的态。并且它的大小和形状,只决定于它的质量和旋转速度,而与坍缩成为黑洞的原先物体的性质无关。此结果以这样的一句谚语表达而成为众所周知:“黑洞没有毛。”“无毛”定理具有巨大的实际重要性,因为它极大地限制了黑洞的可能类型。所以,人们可以制造可能包含黑洞的物体的具体模型,再将此模型的预言和观测相比较。因为在黑洞形成之后,我们所能测量的只是有关坍缩物体的质量和旋转速度,所以“无毛”定理还意味着,有关这物体的非常大量的信息,在黑洞形成时损失了。下一章 我们将会看到它的意义。 黑洞是科学史上极为罕见的情形之一,在没有任何观测到的证据证明其理论是正确的情形下,作为数学的模型被发展到非常详尽的地步。的确,这经常是反对黑洞的主要论据:你怎么能相信一个其依据只是基于令人怀疑的广义相对论的计算的对象呢?然而,1963年,加利福尼亚的帕罗玛天文台的天文学家马丁·施密特测量了在称为3C273(即是剑桥射电源编目第三类的273号)射电源方向的一个黯淡的类星体的红移。他发现引力场不可能引起这么大的红移——如果它是引力红移,这类星体必须具有如此大的质量,并离我们如此之近,以至于会干扰太阳系中的行星轨道。这暗示此红移是由宇宙的膨胀引起的,进而表明此物体离我们非常远。由于在这么远的距离还能被观察到,它必须非常亮,也就是必须辐射出大量的能量。人们会想到,产生这么大量能量的唯一机制看来不仅仅是一个恒星,而是一个星系的整个中心区域的引力坍缩。人们还发现了许多其他类星体,它们都有很大的红移。但是它们都离开我们太远了,所以对之进行观察太困难,以至于不能给黑洞提供结论性的证据。 1967年,剑桥的一位研究生约瑟琳·贝尔发现了天空发射出无线电波的规则脉冲的物体,这对黑洞的存在的预言带来了进一步的鼓舞。起初贝尔和她的导师安东尼·赫维许以为,他们可能和我们星系中的外星文明进行了接触!我的确记得在宣布他们发现的讨论会上,他们将这四个最早发现的源称为LGM1-LGM4,LGM表示“小绿人”(“Little Green Man”)的意思。然而,最终他们和所有其他人都得到了不太浪漫的结论,这些被称为脉冲星的物体,事实上是旋转的中子星,这些中子星由于它们的磁场和周围物质复杂的相互作用,而发出无线电波的脉冲。这对于写空间探险的作者而言是个坏消息,但对于我们这些当时相信黑洞的少数人来说,是非常大的希望——这是第一个中子星存在的证据。中子星的半径大约10英里,只是恒星变成黑洞的临界半径的几倍。如果一颗恒星能坍缩到这么小的尺度,预料其他恒星会坍缩到更小的尺度而成为黑洞,就是理所当然的了。 按照黑洞定义,它不能发出光,我们何以希望能检测到它呢?这有点像在煤库里找黑猫。庆幸的是,有一种办法。正如约翰·米歇尔在他1783年的先驱性论文中指出的,黑洞仍然将它的引力作用到它周围的物体上。天文学家观测了许多系统,在这些系统中,两颗恒星由于相互之间的引力吸引而互相围绕着运动。他们还看到了,其中只有一颗可见的恒星绕着另一颗看不见的伴星运动的系统。人们当然不能立即得出结论说,这伴星即为黑洞——它可能仅仅是一颗太暗以至于看不见的恒星而已。然而,有些这种系统,例如叫做天鹅X-1(图6.2)的,也刚好是一个强的X 射线源。对这现象的最好解释是,物质从可见星的表面被吹起来,当它落向不可见的伴星之时,发展成螺旋状的轨道(这和水从浴缸流出很相似),并且变得非常热而发出X射线(图6.3)。为了使这机制起作用,不可见物体必须非常小,像白矮星、中子星或黑洞那样。从观察那颗可见星的轨道,人们可推算出不可见物体的最小的可能质量。在天鹅X-1的情形,不可见星大约是太阳质量的6倍。按照强德拉塞卡的结果,它的质量太大了,既不可能是白矮星,也不可能是中子星。所以看来它只能是一个黑洞。 图6.2在靠近照片中心的两个恒星之中更亮的那颗是天鹅X-1,被认为是由互相绕着旋转的一个黑洞和一个正常恒星组成。 图6.3 还有其他不用黑洞来解释天鹅X-1的模型,但所有这些都相当牵强附会。黑洞看来是对这一观测的仅有的真正自然的解释。尽管如此,我和加州理工学院的基帕·索恩打赌说,天鹅X-1不包含一个黑洞!这对我而言是一个保险的形式。我对黑洞作了许多研究,如果发现黑洞不存在,则这一切都成为徒劳。但在这种情形下,我将得到赢得打赌的安慰,他要给我 4年的《私家侦探》杂志。事实上,从我们打赌的1975年迄今,虽然天鹅 X-1的情形并没有改变太多,但是人们已经积累了这么多对黑洞有利的观测证据,我只好认输。我进行了约定的赔偿,那就是给索恩订阅一年的《藏春阁》。这使他开放的妻子相当恼火。 现在,在我们的星系中和邻近两个名叫麦哲伦星云的星系中,还有几个类似天鹅X-1的黑洞的证据。然而,几乎可以肯定,黑洞的数量比这多得太多了!在宇宙的漫长历史中,很多恒星应该已经烧尽了它们的核燃料并坍缩了。黑洞的数目甚至比可见恒星的数目要大得相当多。单就我们的星系中,大约总共有1000亿颗可见恒星。这样巨大数量的黑洞的额外引力就能解释为何目前我们星系具有如此的转动速率,单是可见恒星的质量是不足够的。我们还有某些证据说明,在我们星系的中心有大得多的黑洞,其质量大约是太阳的10万倍。星系中的恒星若十分靠近这个黑洞时,作用在它的近端和远端上的引力之差或潮汐力会将其撕开,它们的遗骸以及其他恒星所抛出的气体将落到黑洞上去。正如同在天鹅X-1情形那样,气体将以螺旋形轨道向里运动并被加热,虽然不如天鹅X-1那种程度会热到发出X射线,但是它可以用来说明星系中心观测到的非常紧致的射电和红外线源。 人们认为,在类星体的中心是类似的、但质量更大的黑洞,其质量大约为太阳的1亿倍。落入此超重的黑洞的物质能提供仅有的足够强大的能源,用以解释这些物体释放出的巨大能量。当物质旋入黑洞,它将使黑洞往同一方向旋转,使黑洞产生一类似地球上的一个磁场。落入的物质会在黑洞附近产生能量非常高的粒子。该磁场是如此之强,以至于将这些粒子聚焦成沿着黑洞旋转轴,也即它的北极和南极方向往外喷射的射流。在许多星系和类星体中确实观察到这类射流。 人们还可以考虑存在质量比太阳小很多的黑洞的可能性。因为它们的质量比强德拉塞卡极限低,所以不能由引力坍缩产生:这样小质量的恒星,甚至在耗尽了自己的核燃料之后,还能支持自己对抗引力。只有当物质由非常巨大的压力压缩成极端紧密的状态时,这小质量的黑洞才得以形成。一个巨大的氢弹可提供这样的条件:物理学家约翰·惠勒曾经算过,如果将世界海洋里所有的重水制成一个氢弹,则它可以将中心的物质压缩到产生一个黑洞。(当然,那时没有一个人可能留下来去对它进行观察!)更现实的可能性是,在极早期的宇宙的高温和高压条件下会产生这样小质量的黑洞。因为一个比平均值更紧密的小区域,才能以这样的方式被压缩形成一个黑洞。所以当早期宇宙不是完全光滑的和均匀的情形,这才有可能。但是我们知道,早期宇宙必须存在一些无规性,否则现在宇宙中的物质分布仍然会是完全均匀的,而不能结块形成恒星和星系。 很清楚,导致形成恒星和星系的无规性是否导致形成相当数目的“太初”黑洞,这要依赖于早期宇宙的条件的细节。所以如果我们能够确定现在有多少太初黑洞,我们就能对宇宙的极早期阶段了解很多。质量大于10亿吨(一座大山的质量)的太初黑洞,可由它对其他可见物质或宇宙膨胀的影响被探测到。然而,正如我们需要在下一章看到的,黑洞根本不是真正黑的,它们像一个热体一样发光,它们越小则发热发光得越厉害。所以看起来荒谬,而事实上却是,小的黑洞也许可以比大的黑洞更容易地被探测到。*展开全部黑洞这一术语是不久32313133353236313431303231363533e58685e5aeb931333231393030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1915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里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英里左右,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。 图6.1 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,就撞上去而结束了他的时间。换言之,奇点总是发生在他的将来,而从不会在过去。强的宇宙监督猜测是说,在一个现实的解里,奇点总是或者整个存在于将来(如引力坍缩的奇点),或者整个存在于过去(如大爆炸)。因为在接近裸奇点处可能旅行到过去,所以宇宙监督猜测的某种形式的成立是大有希望的。这对科学幻想作家而言是不错的,它表明没有任何一个人的生命曾经平安无事:有人可以回到过去,在你投胎之前杀死你的父亲或母亲! 事件视界,也就是空间——时间中不可逃逸区域的边界,正如同围绕着黑洞的单向膜:物体,譬如不谨慎的航天员,能通过事件视界落到黑洞里去,但是没有任何东西可以通过事件视界而逃离黑洞。(记住事件视界是企图逃离黑洞的光的空间——时间轨道,没有任何东西可以比光运动得更快。)人们可以将诗人但丁针对地狱入口所说的话恰到好处地用于事件视界:“从这儿进去的人必须抛弃一切希望。”任何东西或任何人一旦进入事件视界,就会很快地到达无限致密的区域和时间的终点。 广义相对论预言,运动的重物会导致引力波的辐射,那是以光的速度传播的空间——时间曲率的涟漪。引力波和电磁场的涟漪光波相类似,但是要探测到它则困难得多。就像光一样,它带走了发射它们的物体的能量。因为任何运动中的能量都会被引力波的辐射所带走,所以可以预料,一个大质量物体的系统最终会趋向于一种不变的状态。(这和扔一块软木到水中的情况相当类似,起先翻上翻下折腾了好一阵,但是当涟漪将其能量带走,就使它最终平静下来。)例如,绕着太阳公转的地球即产生引力波。其能量损失的效应将改变地球的轨道,使之逐渐越来越接近太阳,最后撞到太阳上,以这种方式归于最终不变的状态。在地球和太阳的情形下能量损失率非常小——大约只能点燃一个小电热器,这意味着要用大约1干亿亿亿年地球才会和太阳相撞,没有必要立即去为之担忧!地球轨道改变的过程极其缓慢,以至于根本观测不到。但几年以前,在称为PSR1913+16(PSR表示“脉冲星”,一种特别的发射出无线电波规则脉冲的中子星)的系统中观测到这一效应。此系统包含两个互相围绕着运动的中子星,由于引力波辐射,它们的能量损失,使之相互以螺旋线轨道靠近。J·H·泰勒和R·A·荷尔西由于对广义相对论的这一证实,而获得1993年的诺贝尔奖。大约3亿年后它们将会碰撞。它们在碰撞之前,将会公转得这么快速,甚至像LIGO这样的检测器却能接收到它们射出的引力波。 在恒星引力坍缩形成黑洞时,运动会更快得多,这样能量被带走的速率就高得多。所以不用太长的时间就会达到不变的状态。这最终的状态将会是怎样的呢?人们会以为它将依赖于形成黑洞的恒星的所有的复杂特征——不仅仅它的质量和转动速度,而且恒星不同部分的不同密度以及恒星内气体的复杂运动。如果黑洞就像坍缩形成它们的原先物体那样变化多端,一般来讲,对之作任何预言都将是非常困难的。 然而,加拿大科学家外奈·伊斯雷尔(他生于柏林,在南非长大,在爱尔兰得到博士)在1967年使黑洞研究发生了彻底的改变。他指出,根据广义相对论,非旋转的黑洞必须是非常简单、完美的球形;其大小只依赖于它们的质量,并且任何两个这样的同质量的黑洞必须是等同的。事实上,它们可以用爱因斯坦的特解来描述,这个解是在广义相对论发现后不久的1917年卡尔·施瓦兹席尔德找到的。一开始,许多人(其中包括伊斯雷尔自己)认为,既然黑洞必须是完美的球形,一个黑洞只能由一个完美球形物体坍缩而形成。所以,任何实际的恒星——从来都不是完美的球形——只会坍缩形成一个裸奇点。 然而,对于伊斯雷尔的结果,一些人,特别是罗杰·彭罗斯和约翰·惠勒提倡一种不同的解释。他们论证道,牵涉恒星坍缩的快速运动表明,其释放出来的引力波使之越来越近于球形,到它终于静态时,就变成准确的球形。按照这种观点,任何非旋转恒星,不管其形状和内部结构如何复杂,在引力坍缩之后都将终结于一个完美的球形黑洞,其大小只依赖于它的质量。这种观点得到进一步的计算支持,并且很快就为大家所接受。 伊斯雷尔的结果只处理了由非旋转物体形成的黑洞。1963年,新西兰人罗伊·克尔找到了广义相对论方程的描述旋转黑洞的一族解。这些“克尔”黑洞以恒常速度旋转,其大小与形状只依赖于它们的质量和旋转的速度。如果旋转为零,黑洞就是完美的球形,这解就和施瓦兹席尔德解一样。如果有旋转,黑洞的赤道附近就鼓出去(正如地球或太阳由于旋转而鼓出去一样),而旋转得越快则鼓得越多。由此人们猜测,如将伊斯雷尔的结果推广到包括旋转体的情形,则任何旋转物体坍缩形成黑洞后,将最后终结于由克尔解描述的一个静态。 1970年,我在剑桥的一位同事和研究生同学布兰登·卡特为证明此猜测跨出了第一步。他指出,假定一个稳态的旋转黑洞,正如一个自旋的陀螺那样,有一个对称轴,则它的大小和形状,只由它的质量和旋转速度所决定。然后我在1971年证明了,任何稳态旋转黑洞确实有这样的一个对称轴。最后,在国王学院任教的大卫·罗宾逊利用卡特和我的结果证明了这猜测是对的:这样的黑洞确实必须是克尔解。所以在引力坍缩之后,一个黑洞必须最终演变成一种能够旋转、但是不能搏动的态。并且它的大小和形状,只决定于它的质量和旋转速度,而与坍缩成为黑洞的原先物体的性质无关。此结果以这样的一句谚语表达而成为众所周知:“黑洞没有毛。”“无毛”定理具有巨大的实际重要性,因为它极大地限制了黑洞的可能类型。所以,人们可以制造可能包含黑洞的物体的具体模型,再将此模型的预言和观测相比较。因为在黑洞形成之后,我们所能测量的只是有关坍缩物体的质量和旋转速度,所以“无毛”定理还意味着,有关这物体的非常大量的信息,在黑洞形成时损失了。下一章 我们将会看到它的意义。 黑洞是科学史上极为罕见的情形之一,在没有任何观测到的证据证明其理论是正确的情形下,作为数学的模型被发展到非常详尽的地步。的确,这经常是反对黑洞的主要论据:你怎么能相信一个其依据只是基于令人怀疑的广义相对论的计算的对象呢?然而,1963年,加利福尼亚的帕罗玛天文台的天文学家马丁·施密特测量了在称为3C273(即是剑桥射电源编目第三类的273号)射电源方向的一个黯淡的类星体的红移。他发现引力场不可能引起这么大的红移——如果它是引力红移,这类星体必须具有如此大的质量,并离我们如此之近,以至于会干扰太阳系中的行星轨道。这暗示此红移是由宇宙的膨胀引起的,进而表明此物体离我们非常远。由于在这么远的距离还能被观察到,它必须非常亮,也就是必须辐射出大量的能量。人们会想到,产生这么大量能量的唯一机制看来不仅仅是一个恒星,而是一个星系的整个中心区域的引力坍缩。人们还发现了许多其他类星体,它们都有很大的红移。但是它们都离开我们太远了,所以对之进行观察太困难,以至于不能给黑洞提供结论性的证据。 1967年,剑桥的一位研究生约瑟琳·贝尔发现了天空发射出无线电波的规则脉冲的物体,这对黑洞的存在的预言带来了进一步的鼓舞。起初贝尔和她的导师安东尼·赫维许以为,他们可能和我们星系中的外星文明进行了接触!我的确记得在宣布他们发现的讨论会上,他们将这四个最早发现的源称为LGM1-LGM4,LGM表示“小绿人”(“Little Green Man”)的意思。然而,最终他们和所有其他人都得到了不太浪漫的结论,这些被称为脉冲星的物体,事实上是旋转的中子星,这些中子星由于它们的磁场和周围物质复杂的相互作用,而发出无线电波的脉冲。这对于写空间探险的作者而言是个坏消息,但对于我们这些当时相信黑洞的少数人来说,是非常大的希望——这是第一个中子星存在的证据。中子星的半径大约10英里,只是恒星变成黑洞的临界半径的几倍。如果一颗恒星能坍缩到这么小的尺度,预料其他恒星会坍缩到更小的尺度而成为黑洞,就是理所当然的了。 按照黑洞定义,它不能发出光,我们何以希望能检测到它呢?这有点像在煤库里找黑猫。庆幸的是,有一种办法。正如约翰·米歇尔在他1783年的先驱性论文中指出的,黑洞仍然将它的引力作用到它周围的物体上。天文学家观测了许多系统,在这些系统中,两颗恒星由于相互之间的引力吸引而互相围绕着运动。他们还看到了,其中只有一颗可见的恒星绕着另一颗看不见的伴星运动的系统。人们当然不能立即得出结论说,这伴星即为黑洞——它可能仅仅是一颗太暗以至于看不见的恒星而已。然而,有些这种系统,例如叫做天鹅X-1(图6.2)的,也刚好是一个强的X 射线源。对这现象的最好解释是,物质从可见星的表面被吹起来,当它落向不可见的伴星之时,发展成螺旋状的轨道(这和水从浴缸流出很相似),并且变得非常热而发出X射线(图6.3)。为了使这机制起作用,不可见物体必须非常小,像白矮星、中子星或黑洞那样。从观察那颗可见星的轨道,人们可推算出不可见物体的最小的可能质量。在天鹅X-1的情形,不可见星大约是太阳质量的6倍。按照强德拉塞卡的结果,它的质量太大了,既不可能是白矮星,也不可能是中子星。所以看来它只能是一个黑洞。 图6.2在靠近照片中心的两个恒星之中更亮的那颗是天鹅X-1,被认为是由互相绕着旋转的一个黑洞和一个正常恒星组成。 图6.3 还有其他不用黑洞来解释天鹅X-1的模型,但所有这些都相当牵强附会。黑洞看来是对这一观测的仅有的真正自然的解释。尽管如此,我和加州理工学院的基帕·索恩打赌说,天鹅X-1不包含一个黑洞!这对我而言是一个保险的形式。我对黑洞作了许多研究,如果发现黑洞不存在,则这一切都成为徒劳。但在这种情形下,我将得到赢得打赌的安慰,他要给我 4年的《私家侦探》杂志。事实上,从我们打赌的1975年迄今,虽然天鹅 X-1的情形并没有改变太多,但是人们已经积累了这么多对黑洞有利的观测证据,我只好认输。我进行了约定的赔偿,那就是给索恩订阅一年的《藏春阁》。这使他开放的妻子相当恼火。 现在,在我们的星系中和邻近两个名叫麦哲伦星云的星系中,还有几个类似天鹅X-1的黑洞的证据。然而,几乎可以肯定,黑洞的数量比这多得太多了!在宇宙的漫长历史中,很多恒星应该已经烧尽了它们的核燃料并坍缩了。黑洞的数目甚至比可见恒星的数目要大得相当多。单就我们的星系中,大约总共有1000亿颗可见恒星。这样巨大数量的黑洞的额外引力就能解释为何目前我们星系具有如此的转动速率,单是可见恒星的质量是不足够的。我们还有某些证据说明,在我们星系的中心有大得多的黑洞,其质量大约是太阳的10万倍。星系中的恒星若十分靠近这个黑洞时,作用在它的近端和远端上的引力之差或潮汐力会将其撕开,它们的遗骸以及其他恒星所抛出的气体将落到黑洞上去。正如同在天鹅X-1情形那样,气体将以螺旋形轨道向里运动并被加热,虽然不如天鹅X-1那种程度会热到发出X射线,但是它可以用来说明星系中心观测到的非常紧致的射电和红外线源。 人们认为,在类星体的中心是类似的、但质量更大的黑洞,其质量大约为太阳的1亿倍。落入此超重的黑洞的物质能提供仅有的足够强大的能源,用以解释这些物体释放出的巨大能量。当物质旋入黑洞,它将使黑洞往同一方向旋转,使黑洞产生一类似地球上的一个磁场。落入的物质会在黑洞附近产生能量非常高的粒子。该磁场是如此之强,以至于将这些粒子聚焦成沿着黑洞旋转轴,也即它的北极和南极方向往外喷射的射流。在许多星系和类星体中确实观察到这类射流。 人们还可以考虑存在质量比太阳小很多的黑洞的可能性。因为它们的质量比强德拉塞卡极限低,所以不能由引力坍缩产生:这样小质量的恒星,甚至在耗尽了自己的核燃料之后,还能支持自己对抗引力。只有当物质由非常巨大的压力压缩成极端紧密的状态时,这小质量的黑洞才得以形成。一个巨大的氢弹可提供这样的条件:物理学家约翰·惠勒曾经算过,如果将世界海洋里所有的重水制成一个氢弹,则它可以将中心的物质压缩到产生一个黑洞。(当然,那时没有一个人可能留下来去对它进行观察!)更现实的可能性是,在极早期的宇宙的高温和高压条件下会产生这样小质量的黑洞。因为一个比平均值更紧密的小区域,才能以这样的方式被压缩形成一个黑洞。所以当早期宇宙不是完全光滑的和均匀的情形,这才有可能。但是我们知道,早期宇宙必须存在一些无规性,否则现在宇宙中的物质分布仍然会是完全均匀的,而不能结块形成恒星和星系。 很清楚,导致形成恒星和星系的无规性是否导致形成相当数目的“太初”黑洞,这要依赖于早期宇宙的条件的细节。所以如果我们能够确定现在有多少太初黑洞,我们就能对宇宙的极早期阶段了解很多。质量大于10亿吨(一座大山的质量)的太初黑洞,可由它对其他可见物质或宇宙膨胀的影响被探测到。然而,正如我们需要在下一章看到的,黑洞根本不是真正黑的,它们像一个热体一样发光,它们越小则发热发光得越厉害。所以看起来荒谬,而事实上却是,小的黑洞也许可以比大的黑洞更容易地被探测到。www.shufadashi.com*�ɼ*�

个人资料

代表国家队:出场19次,进2球

欧洲三大杯:出场1次,进0球

欧洲冠军联赛:出场0次,进0球

职业生涯

比赛日期

比赛性质

代表球队

对手球队

主客场

比分

出场时间

状态

进球

得牌

分析

1960-05-04

友谊赛

波兰

苏格兰

客场

2:3

90

首发

0

-

[析]

.

展开全部一、32313133353236313431303231363533e78988e69d8331333361303563富兰克林·卡尔米歇尔Franklin Carmichael(1890年生于安大略奥里利亚,1945年卒于多伦多)富兰克林·卡尔米歇尔是七人画派中最年轻的成员,他在这场运动历史中扮演次要的角色,1911年他来到多伦多在Grip印刷艺术公司供职,并在那里结识了麦克唐纳、汤姆森和利斯麦尔。在利斯麦尔的推荐下,卡尔米歇尔于1913年和1914年在安特卫普的皇家美术学院学习,但由于战争爆发而不得不返回加拿大。在1915年秋天他结婚以前,他一直与托马斯·约翰·汤姆森在画室楼里共用一间画室。在1932年他成为安大略艺术学院印刷艺术和商业艺术系系主任之前,他一直在多伦多为商业艺术公司工作。作为一名版画家和插图画家,他在二十年代后期创作了大量的水彩画。卡尔米歇尔的作品中显示其在设计上的精致和高雅。尽管他的更具风格的油画作品缺少哈至斯作品中严峻的象征主义所体现的理智主义倾向,但他的作品中却具有一种迷人的、浓厚的色彩和气氛。和其他的艺术家不一样,卡尔米歇尔只在安大略地区作画。矿区城市萨德伯里南部光石的拉克劳山的圆形轮廓从二十年代中期起成为他最喜欢的绘画地点。二、劳伦斯·斯图尔德·哈里斯Lawren Stewart Harris(1885年生于安大略布兰特福德,1970年卒于温哥华)劳伦斯·斯图尔德·哈里斯出身于一个浸信会和长老会牧师的家庭,同时也是一个商人的家庭。哈里斯是七人画派中唯一有独立财源的画家。他最初于1904年至1908年间在柏林学习美术。他初期加拿大风景画描绘的是多伦多老区的街道风情,他用微妙的手法描绘了那里斑斓的光线。一直到二十年代,他继续做相似内容的作品,描述多伦多以及安大略地区小镇。在战争年代,他的作品主要都是具有装饰性山水画,经常是大雪覆盖的树木。他最初那些描绘阿尔戈马山水的作品特点仍然是具有装饰风格,尽管作品的色调逐渐变得暗淡,而其画笔也变得浓厚与更富有表现力。哈里斯于1921年的哈里法克斯之行1925年的格莱斯贝、新斯科舍之行使他亲身观察了矿工的罢工和罢工所造成的损失和毁坏,而这些也是他精神探索的催化剂。哈里斯的关于苏必利尔湖北岸及落基山脉的作品都是由于他对通灵论的研究和他对山水的更理智化决定的。这里画面形式失去结构,颜色和光线成为精神与物质之间相互作用的象征。哈里斯是七人画派中最具理智者,热心地激励他人,并推动这场运动进入到一个全新的领域。也就是他首先在1931年提出建立画室楼,与发起大家前往阿尔戈马。由于这些阿尔戈马之行从而重新引起了战后的艺术运动。虽然七人画派没有正式的组织机构,哈里斯可以说是成员中一个核心人物。1934年,哈里斯离婚了,而后他再次结婚,先搬到新罕布什尔,然后在1938年搬到圣菲·新墨西哥。在那里他和其他画家一起成立了超凡作品画派(Transcendental Painting Group)。他的三十年代中期以后的作品大多数都是从山水和通灵学象征主义得来的抽象作品。在1940年战争爆发后,他搬到了温哥华。三、亚历山大·扬·杰克逊Alexander Young Jackson(1882年生于蒙特利尔,1974年卒于安大略省克莱因博格)杰克逊十三岁的时候说不得不养活他的家庭,因为在那时他的父亲已经抛弃了他的妻子和孩子。杰克逊为一家照片制版公司工作,并在艺术及制造协会省立贸易学校上夜校。他曾在芝加哥进行短暂的学习,1907年和1908年在巴黎的朱利安艺术学校求学,在1900年12月以前,及在1911年9月与1913年1月之间他到法国、意大利、比利时和荷兰旅游与工作。在哈里斯、麦克唐纳、麦卡勒姆医师的鼓励下,杰克逊在1913年1月搬到了多伦多。战争使杰克逊在多伦多住不到一年就又回到了蒙特利尔,而后他在那里参军入伍。1916年6月,他在法国负伤。为加拿大战争纪念碑当艺术家工作后,他在1919年又回到了多伦多,并和他的艺术家同事们重新联系。作为画派里唯一的蒙特利尔人,他与那城里的独立画家建立紧密的关联。有时,杰克逊的作品显示异常之优雅(见作品26,27);有时好似在抵制诱惑,又显示过分的严峻与骁勇(见作品22,25)。正如一位评论家所说,杰克逊在非常精致的形式后隐藏着相当强大的男子气概。杰克逊也许是画派成员中身体最强壮的人,他喜欢去探索新的地域,同时也渴望去探看他山是什么。他几乎在国家的每个地区作过画,他甚至直到1965年还到巴芬岛画画。他是单身汉,直到1955年,他还在画室楼居住与工作,成为加拿大艺术界非常有影响力的人物。四、弗朗西斯·汉斯·约翰斯顿Francis Hans Johnston(1888年生于多伦多,1940年卒于多伦多)弗兰克(后称为弗朗斯Franz)·约翰斯顿于1906年至1908年间在多伦多学习,并在1912年和丹尼尔·加伯(Daniel Garber)及菲利普·黑尔(Philip Hale)在位于费拉德尔菲亚的宾夕法尼亚美术学院学习,与此同时他还在这些城市和纽约做设计师和插图画家。他被委任为位于安大略比斯威利(Beamsville)的皇家空军上空射画学校的活动进行文字记录工作,1918年为加拿大战争纪念碑工作。1918年的秋天和1919年,他陪同麦克唐纳和哈里斯前往阿尔戈马。约翰斯顿参加了画派在1920年举办的第一次展览。他很多有关阿尔戈马作品是水彩画,有些作品则更富有说明性和装饰性。由于使用这种画法而产生了某种精微与平展的作用。这是他主要作品的特点。约翰斯顿是一个精力极其充沛的人,但对画派其他成员所关注的理想主义却持不同意见,也许他对画派的目标缺乏信心。因担心家庭的经济收入,他脱离了画派,并于1921年秋天搬到温尼伯从事教学。他在1924年又回到了多伦多,在这以后的十年中他公开反对现代艺术和七人画派的思想和影响。五、阿瑟·利斯麦尔Arthur Lismer(1885年生于英国设菲尔德,1969年卒于蒙特利尔)阿瑟·利斯麦尔出身于一个非寻常唯一神教的家庭。他的父亲是一个布商,他的兄弟后来积极参加了工人政治运动。利斯麦尔在1899年至1906年在设菲尔德艺术学校就读。在1906年至1908年在安特卫普的皇家美术学院学习。然后回到设菲尔德从事印刷设计的工作。1911年他移民到多伦多,并在那里与麦克唐纳、汤姆森、卡尔米歇尔和约翰斯顿一起工作,而后发展成一名画家。为了养活家庭,1916年秋天他搬到了哈利法克斯,执教于维多利亚美术与设计学校。他也为加拿大战争纪念碑工作,记录有关港口活动以及第一次世界大战休战日后士兵撤回活动的工作。他在1919年回到多伦多担任安大略美术学院的副校长。1927年他离开了学院,因受到奥地利画家弗朗斯作品的启迪他在多伦多艺术馆组织一项儿童艺术活动项目。在三十年代他也在南非学校建立了类似的活动项目,并在纽约的哥伦比亚大学教书。1940年他搬到蒙特利尔,成为蒙特利尔美术博物馆艺术学校的校长。由于从1916年起利斯麦尔一直从事全职教学,他很少有机会去旅游,虽然他曾和哈里斯、杰克逊一起在1921年前往阿尔贡金,1927年前往苏必利尔湖,并于次年前往洛基山。乔治湾是利斯麦尔最喜欢的地方,因他可以和他的家人一起在那里共度时光。利斯麦尔坚持认为艺术是一种生活的方式,而不是一种专业活动。他把艺术看成是社区生活中的经济、工业以及美学的因素,是表达一个国家的创造意志,而不是权力的取得。他强调纯正创造活动的道德及社会重要性。利斯麦尔是一个极富才智的人,他不断进行速写,并创作了一些不同寻常的讽刺画。六、詹姆斯·爱德华·赫维·麦克唐纳 James Edward Hervey MacDonald(1873年生于英国达勒姆,1932年卒于多伦多)J.E.H(吉姆)麦克唐纳是七人画派中岁数最大的成员,也是一名诗人。虽然他出身在英国,可是他父亲家从十八世纪后期曾住在加拿大。1887年麦克唐纳一家又搬回了多伦多。在1890年时,麦克唐纳在多伦多一家石版印刷公司当学徒。从1895年起他在Grip公司工作,并成为一名著名的设计师,深受威廉·莫里斯和沃尔特·克拉的影响。他非常钦佩拉尔夫·沃尔多·埃默森、亨利·大卫·索罗(他给他唯一的儿子起名为索罗)、沃尔多·惠特曼和列·托尔斯泰。1903年麦克唐纳搬到伦敦,在卡尔顿画室工作,这是一家由Grip公司过去雇员建立的,有相当声誉的设计公司。1907年麦克唐纳又搬回了加拿大,在Grip公司里做主设计师。第二年(1908年)他开始展出他有关伐木和野营景色以及多伦多西部离他家不远的高地公园(High Park)为题材的景色作品。1912年,他第一次在乔治湾作画,并于1918年至1920年间和他的画家伙伴们前往阿尔戈马,但他仍依恋着安大略南部的田园风光。这是其前辈所感兴趣的题材。麦克唐纳在这场艺术运动中起着关键的作用。他是这一新生画派的公众人物,他的作品是日报上评论攻击的焦点。他为他自己和其他艺术家作辩护与反应。1917年他在心脏病的休复期间里,撰写了很多的诗句和文章,清楚地表达了对艺术的远见以及他锐利的社会公正感。从1921年起直到1929年他被任命为安大略艺术学院院长以前,麦克唐纳一直在位于多伦多的这所学院的装饰及商业设计系教学。在这些年代里,他一直被工作、家庭责任、装饰建筑物以及做书籍插图所占据,而最终为病弱缠身。由于他几乎没有空闲时间,他出外旅行时间很短。1922年为格雷斯·麦克劳德·罗杰斯的作品《伊万杰琳之地的故事》准备插图,他前往新斯科舍省(多伦多麦克莱兰&斯图尔特公司出发,1923图录54)。1924年,他得到了加拿大太平洋铁路公司的通行证,允许他在以后的六年中的每年夏天到加拿大落基山脉作画。他从来不是一个身体强壮的人,而过度操劳使他在1932年十二月早逝。七、托马斯·约翰·汤姆森 Thomas John Thomson(1877年生于安大略克莱尔蒙特,1917年卒于安大略卡努湖)汤姆森出生于一个苏格兰世系家庭,在乔治湾欧文桑德附近的农场上长大。1901年他跟着他的兄弟们来到华盛顿州的西雅图,在一家照相制版公司工作。1905年他搬到了多伦多,并在1908年加入Grip印刷公司工作。约在1910年,他开始与其它Grip公司雇员一起在多伦多附近地区作画。1912年他第一次前往阿尔贡金公园作画。汤姆森没有受过正式的美术训练,他先向他的同事--麦克唐纳和杰克逊,后来又向劳伦斯·哈里斯学习绘画。就是他将阿尔贡金公园介绍给艺术家们,而艺术家们的合作运动也正是于1914年在这个公园里发展开来。汤姆森后来成为发展飞快的艺术家和他对北部地区的了解以及他对其作品的全神贯注得到了艺术界同行的钦佩。1913年的早期他停止商业绘画,他在夏天担任导游或森林火警看护人。初冬至初春在多伦多附近作画。然后去阿尔贡金公园。1917年7月当他未达40岁生日,他就淹死在卡努湖中。听说了这一噩耗,利斯麦尔从哈利法克斯来信说:他(汤姆森)是我认识的心地最单纯,工作最直率的人。……他不象我们与其他人那样有预先的概念。他从来不象其他人那样处理油画布。他所创作出的内容完全出于他的经历,他将他自己完全融入到他的作品中。杰克逊从英国写信说:我欠他的恩债是他给我带来一个新世界、这个北部国家与更真实的艺术家所具有先见。后来还有一些画家的加入。*www.shufadashi.com*ɼ*�

声明:本网内容旨在传播知识仅供参考,不代表本网赞同其观点,文字及图片版权归原网站所有。

波兰苏格兰
你可能还关注
热门推荐
今日推荐 更多