的粒子。介子是不稳定的，因为夸克和反夸克会互相湮灭而产生电子和其他粒子。类似地，由于胶子也有颜色，色禁闭使得人们不可能得到单独的胶子。相反地，人们所能ม得到เ的胶子的团，其迭加起来的颜色必须是白的。这样的团形成了称为胶球的不稳定粒子。
色禁闭使得人们观察不到一个ฐ孤立的夸克或胶子，这事实使得将夸克和胶子当作粒子的整个见解看起来有点玄学的味道。然而，强核力还有一个叫做渐近自由的性质，它使得夸克和胶子成为ฦ定义得很好的概念。在正常能量下，强核力确实很强，它将夸克很紧地捆在一起。但是，大型粒子加器的实验指出，在高能下强作用力变得弱得多，夸克和胶子的行为就像自由粒子那ว样。图5๓2是张一个高能质子和一个反质子碰撞的照片。碰撞产生了几个几乎自由的夸克，并引起了在图中可以看到的“喷射”轨迹。
图52一个质子和一个反质子在高能ม下碰撞，产生了一对几乎自由的夸克。
对电磁和弱力统一的成功，使许多人试图将这两种力和强核力合并在所谓的大统一理论或gut之中ณ。这名字相当夸张，所得到的理论并不那么辉煌，也没能ม将全部ຖ力都统一进去，因为它并不包含引力。它们也不是真正完整的理论，因为它们包含了许多不能从这理论中预ไ言而必须人为选择去适合实验的参数。尽管如此，它们可能是朝着完全的统一理论推进的一步。gut的基本思想是这样：正如前面提到เ的，在高能ม量时强核力变弱了；另一方面，不具有渐近自由性质的电å磁力和弱力在高能量下变强了。在非常高的叫做大统一能ม量的能量下，这三种力都有同样的强度，所以可看成一个ฐ单独的力的不同方面。在这能量下，gut还预言了自旋๙为1／2的不同物质粒子如夸克和电子也会基本上变成一样，这样导致了另一种统一。
大统一能量的数值还知道得不太清楚，可能至少有1千万亿吉电å子伏特。而目前粒子加器只能使大致能量为100่吉电子伏的粒子相碰撞，计划建造的机器的能ม量为几千吉电子伏。要建造足以将粒子加到大统一能量的机器，其体积必须和太阳系一样大——这在现代经济环境下不太可能做到。因此，不可能在实验室里直接证实大统一理论。然而，如同在弱电统一理论中那样，我们可以检测它在低能ม量下的推论。
其中ณ最有趣的是预言是，构成通常物质的大部ຖ分质量的质子能ม自衰变成诸如反电å子之ใ类更轻的粒子。其原因在于，在大统一能ม量下，夸克和反电子之间没有本质的不同。正常情况下一个ฐ质子中的三个ฐ夸克没有足够能量转变成反电子，由于测不准原理意味着质子中夸克的能量不可能严格不变，所以，其中ณ一个夸克能非常偶然地获得足够能量进行这种转变，这样质子就要衰变。夸克要得到足够能量的概率是如此之ใ低，以至于至少要等100万亿亿亿年1后面跟30个0才能有一次。这比宇宙从大爆炸以来的年龄大约100亿年——1后面跟1้0个ฐ0要长得多了。因此，人们会认为不可能在实验上检测到质子自衰变的可能性。但是，我们可以观察包含极大数量质子的大量物质，以增加检测衰变的机会。譬如，如果观察的对象含有1后面跟31้个ฐ0个质子，按照最简单的gut，可以预料在一年内应能看到多于一次的质子衰变。
人们进行了一系列的实验，可惜没有一个得到质子或中子衰变的确实证据。有一个实验是用了8千吨水在俄亥俄的莫尔顿盐矿里进行的为了避免其他因宇宙射线引起的会和质子衰变相混淆的事件生。由于在实验中没有观测到自的质子衰变，因此可以估算出，可能的质子寿命至少应为ฦ1千万亿亿亿年1后面跟31个0่。这比简单的大统一理论所预言的寿命更长。然而，一些更精致更复杂的大统一理论预ไ言的寿命比这更长，因此需要用更灵敏的手段对甚至更大量的物质进行检验。
尽管观测质子的自衰变非常困难，但很可能正由á于这相反的过程，即质子或更简单地说夸克的产生导致了我们的存在。它们是从宇宙开初的可以想像的最自然的方แ式——夸克并不比反夸克更多的状态下产生的。地球上的物质主要是由á质子和中子，从而由á夸克所构成。除了由少数物理学家在大型粒子加器中产生的之外，不存在由反夸克构成的反质子和反中ณ子。从宇宙线中得到的证据表明，我们星系中ณ的所有物质也是这样：除了少量当粒子和反粒子对进行高能ม碰撞时产生出来的以外，没有现反质子和反中ณ子。如果在我们星系中有很大区域的反物质，则可以预ไ料，在正反物质的边界ศ会观测到大量的辐射，该处许多粒子和它们的反粒子相碰撞、互相湮灭并释放出高能ม辐射。
我们没有直接的证据表明其他星系中ณ的物质是由质子、中子还是由反质子、反中子构成，但二者只居其一，否则我们又会观察到大量由涅灭产生的辐射。因此，我们相信，所有的星系是由夸克而不是反夸克构成；看来，一些星系为物质而另一些星系为反物质也是不太可能的。
为什么夸克比反夸克多这么เ多？为何它们的数目不相等？这数目有所不同肯定使我们交了好运，否则，早期宇宙中它们势必已๐经相互湮灭了，只余下一个充满辐射而几乎没有物质的宇宙。因此，后来也就不会有人类生命赖以展的星系、恒星和行星。庆幸的是，大统一理论可以一个解释，尽管甚至刚ธ开始时两ä者数量相等，为何现在宇宙中夸克比反夸克多。正如我们已经看到的，大统一理论允许夸克变成高能下的反电子。它们也允许相反的过程，反夸克变成电子，电å子和反电子变成反夸克和夸克。早期宇宙有一时期是如此之热，使得粒子能量高到足以使这些转变生。但是，为何导致夸克比反夸克多呢？原因在于，对于粒子和反粒子物理定律不是完全相同的。
直到1956๔年人们都相信，物理定律分别服从三个叫做c、p和t的对称。c电å荷对称的意义แ是，对于粒子和反粒子定律是相同的；p宇称对称是指，对于任何情景和它的镜像右手方向自旋๙的粒子的镜像变成了左手方向自旋的粒子定律不变；t时间对称是指，如果我们颠倒粒子和反粒子的运动方向，系统应回到原先的那样；换言之，对于前进或后退的时间方向定律是一样的。
1956年，两位美国物理学家李政道和杨振宁提出弱作用实际上不服从p对称。换言之，弱力使得宇宙的镜像以不同的方แ式展。同一年，他们的一位同事吴健雄证明了他们的预ไ言是正确的。她将放射性元素的核在磁场中排列，使它们的自旋方แ向一致，然后演示表明，电子在一个方แ向比另一方แ向射出得更多。次年，李和杨为此获得诺贝尔奖。人们还现弱作用不服从c对称，即是说，它使得由á反粒子构成的宇宙的行为和我们的宇宙不同。尽管如此，看来弱力确实服从cp联合对称。也就是说，如果每个ฐ粒子都用其反粒子来取代，则由á此构成的宇宙的镜像和原来的宇宙以同样的方式展！但在19๗64年，还是两个ฐ美国人——j·9·克罗宁和瓦尔·费兹——现，在称为k介子的衰变中ณ，甚至连cນp对称也不服从。1้980年，克罗宁和费兹为此而获得诺贝尔奖。很多奖是因为显示宇宙不像我们所想像的那么简单而被授予的！
有一个数学定理说，任何服从量子力学和相对论的理论必须服从cpt联合对称。换言之ใ，如果同时用反粒子来置换粒子，取镜像和时间反演，则宇宙的行为必须ี是一样的。克罗宁和费兹指出，如果仅仅用反粒子来取代粒子，并且采用镜像，但不反演时间方แ向，则宇宙的行为于保持不变。所以，物理学定律在时间方向颠倒的情况下必须改变——它们不服从t对称。
早期宇宙肯定是不服从t对称的：当时间往前走时，宇宙膨胀；如果它往后退，则宇宙收缩。而且，由于存在着不服从t对称的力，因此当宇宙膨胀时，相对于将电子变成反夸克，这些力更容易将反电子变成夸克。然后，当宇宙膨胀并冷却下来，反夸克就和夸克湮灭，但由于已๐有的夸克比反夸克多，少量过剩的夸克就留下来。正是它们构成我们今天看到的物质，由这些物质构成了我们自己้。这样，我们自身之ใ存在可认为ฦ是大统一理论的证实，哪怕仅仅是定性的而已๐；但此预ไ言的不确定性到了这种程度，以至于我们不能ม知道在湮灭之ใ后余下的夸克数目，甚至不知是夸克还是反夸克余下。然而，如果是反夸克多余留แ下，我们可以简单地称反夸克为ฦ夸克，夸克为反夸克。
大统一理论并不包括引力。这关系不大，因为引力是如此之弱，以至于我们处理基本粒子或原子问题时，通常可以忽略它的效应。然而，它的作用既ຂ是长程的，又总是吸引的，表明它的所有效应是迭加的。所以，对于足够大量的物质粒子，引力会比其他所有的力都更重要。这就是为ฦ什么正是引力决定了宇宙的演化的缘故。甚至对于恒星大小的物体，引力的吸引会过所有其他的力，并使恒星自身坍缩。70่年代我的工ื作是集中于研究黑洞。黑洞就是由这种恒星的坍缩和围绕它们的强大的引力场所产生的。正是黑洞研究给出了量子力学和广义相对论如何相互影响的第一个暗示ิ——亦即尚未成功的量子引力论的一瞥。第六章黑洞
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2๐00年前的这个思想时所杜撰的名字。那时候，共有两ä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é，它们正如同炮弹、火箭和行星那ว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ใ慢下来，但是罗麦关于光度有限的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เ它们的引力的吸引作用。这正是我们现在称为ฦ黑洞的物体。它是名符其实的——在空间中的黑的空洞。几年之ใ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。从地面射上天的炮弹由于引力而减，最后停止上升并折回地面；然而，一个光子必须以不变的度继续向上，那么牛顿ู引力对于光如何生影响呢？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，我们先需要理解一个ฐ恒星的生命周期。起初，大量的气体大部分为ฦ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ฐ受控氢弹爆炸，反应中释放出来的热使得恒星光。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é。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50่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é，它开始变冷并开始收缩。随后生的情况只有等到เ本世纪20年代末才初次被人们理解。
1้9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แ相对论家学习。据记载，在本世纪20年代初ม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ใ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ำ不相容原理，它们必须有非常不同的度。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ຉ期引力被热所平衡一样。
然而，强德拉塞卡意识到，不相容原理所能的排斥ม力有一个极限。恒星中的粒子的最大度差被相对论限制为光。这意味着，恒星变得足够紧致之ใ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ต夫·达维多维奇·兰道几乎在同时也得到了类似的现。
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แ英寸几百吨的“白矮星”。白矮星是它物质中ณ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เ的是绕着夜空中ณ最亮的恒星——天狼星转动的那ว一颗。
兰道指出，对于恒星还存在另一可能ม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ม力所支持。所以它们被叫做中子星。它们的半径只有10่英哩左右，密度为每立方แ英寸几亿吨。在中子星被第一次预言时，并没有任何方แ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ใ过极限将会生什么？它会坍缩到เ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1้98๖3年诺贝尔奖，至少部ຖ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生坍缩。但是，根据广义แ相对论，这样的恒星会生什么情况呢？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ฐ中去。战后，由á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6๔0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ฦ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เ某一临界ศ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61。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ม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ศ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。
当你观察一个恒星坍缩并形成黑洞时，为ฦ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，每一秒钟一信号到一个ฐ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1้1้点钟็，恒星刚ธ好收缩到它的临界半径，此时引力场强到เ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现，航天员来的一串信号的时间间隔越变越长。但是这个ฐ效应在10点59๗分59秒之前是非常微小的。在收到เ10่点59๗分58秒和10่点59分5๓9秒出的两个信号之ใ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1้1点出的信号等待无限长的时间。按照航天员的手表，光波是在10่点5๓9分5๓9秒和11点之间由恒星表面出；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ณ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á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ำ面条那样，甚至将他撕裂！然而，我们相信，在宇宙中ณ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ใ前不会被撕开。事实上，当他到达临ภ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ฐ钟头之内，作用到他头上和脚๐上的引力之差会变得如此之ใ大，以至于再将其撕裂ฐ。
罗杰·彭罗斯和我在1้965年和19๗70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ม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，因为从奇点出的不管是光还是任何其他信号都不能到达他那ว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ฦ：“上帝憎恶裸奇点。”换言之ใ，由引力坍缩所产生的奇点只能生在像黑洞这样的地方แ，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生在奇点处的可预见性失效的影响，但它对那ว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แ程存在一些解，这些解使得我们的航天员可能ม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เ宇宙的另一区域。看来这给空间——时间内的旅行了巨大的可能性。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เ此奇点，就撞上去而结束了他的时间。换言之，奇点总是生在他的将来，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๓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ณ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ม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——时问轨道，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，它带走了射它们的物体的能量。因为ฦ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ฐ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เ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แ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ม点燃一个ฐ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psr1913๑＋16psr表示“脉冲星”，一种特别的射出无线电波规则ท脉冲的中ณ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ณ子星，由于引力波辐射，它们的能量损失，使之相互以螺旋๙线轨道靠近。
在恒星引力坍缩形成黑洞时，运动会更快得多，这样能ม量被带走的率就高得多。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度，而且恒星不同部ຖ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1้96๔7年使黑洞研究生了彻底的改变。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ä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现后不久ื的1้91้7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ม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，牵涉恒星坍缩的快运动表明，其释放出来的引力波使之越来越近于球形，到เ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ใ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。19๗63๑年，新า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”黑洞以恒常度旋๙转，其大小与形状只依赖于它们的质量和旋转的度。如果旋๙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ท鼓得越多。由此人们猜测，如将伊斯雷尔的结果推广到เ包括旋转体的情形，则ท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。
1้97๕0่年，我在剑桥的一位同事和研究生同学布兰登·卡特为ฦ证明此猜测跨出了第一步。他指出，假定一个稳态的旋๙转黑洞，正如一个自旋的陀螺那ว样，有一个对称轴，则它的大小和形状，只由á它的质量和旋转度所决定。然后我在1971年证明了，任何稳态旋๙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ำ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ม够旋๙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ๆ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ใ后，我们所能测量的只是有关坍缩物体的质量和旋转度，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ฦ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，作为数学的模型被展到非常详尽的地步。的确，这经常是反对黑洞的主ว要论据：你怎么เ能相信一个其依据只是基于令人怀疑ທ的广义相对论的计算的对象呢？然而，19๗63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3cນ273即是剑桥射电源编目第三类的27๕3号射电源方向的一个ฐ黯淡的类星体的红移。他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á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ฐ恒星，而是一个星系的整个中ณ心区域的引力坍缩。人们还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，以至于不能给黑洞结论性的证据。
1967年，剑桥的一位研究生约瑟琳·贝尔现了天空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ฦ，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现的讨论会上，他们将这四个最早现的源称为lgm1้－4，lgm表示ิ“小绿人”“littlegreenman”的意思。然而，最终他们和所有其他人都得到เ了不太浪漫的结论，这些被称为ฦ脉冲星的物体，事实上是旋转的中ณ子星，这些中ณ子星由于它们的磁场和周围物质复杂的相互作用，而出无线电波的脉冲。这对于写空间探险的作者而言是个坏消เ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10่英哩，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ฦ黑洞，就是理所当然的了。
按照黑洞定义แ，它不能出光，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ณ指出的，黑洞仍然将它的引力作用到เ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๐。然而，有些这种系统，例如叫做天鹅x－1图62๐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ใ时，展成螺旋状的轨道这和水从浴缸流出很相似，并且变得非常热而出x射线图63。为了使这机制起作用，不可见物体必须非常小，像白矮星、中ณ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ຂ不可能是白矮星，也不可能是中ณ子星。所以看来它只能是一个黑洞。
图6๔2在靠近照片中心的两ä个恒星之中更亮的那颗是天鹅x－1，被认为ฦ是
由互相绕着旋转的一个黑洞和一个正常恒星组成。
图63๑
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ะ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，如果现黑洞不存在，则ท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年的杂志《私人眼睛》。如果黑洞确实存在，基帕·索思将得到1年的《阁楼ä》。我们在1้975年打赌时，大家80％断ษ定，天鹅座是一黑洞。迄今，我可以讲大约9๗5％是肯定的，但输赢最终尚未见分晓。
现在，在我们的星系中ณ和邻近两个ฐ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é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1千亿颗可见恒星。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ใ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ว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－1้那种程度会热到เ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ณ心是类似的、但质量更大的黑洞，其质量大约为太阳的1้亿倍。落入此重的黑洞的物质能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แ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ใ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ฐ巨大的氢弹可这样的条件：物理学家约翰·惠勒曾经算过，如果将世界ศ海洋里所有的重水制ๆ成一个氢弹，则ท它可以将中心的物质压缩到产生一个黑洞。当然，那ว时没有一个ฐ人可能留下来去对它进行观察！更现实的可能ม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ຉ期宇宙必须存在一些无规性，否则ท现在宇宙中ณ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ม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á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ฐ热体一样光，它们越小则热光得越厉害。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。第七章黑洞不是这么เ黑的
在1้970年以前，我关于广义相对论的研究，主ว要集中于是否存在一个大爆炸奇点。然而，同年1้1月我的女儿露西出生后不久的一个晚上，当我上床时，我开始思考黑洞的问题。我的残废使得这个过程相当慢，所以我有许多时间。那时候还不存在关于空间——时间的那ว一点是在黑洞之内还是在黑洞之外的准确定义แ。我已经和罗杰·彭罗斯ั讨论过将黑洞定义为ฦ不能逃逸到远处的事件集合的想法，这也就是现在被广泛接受的定义แ。它意味着，黑洞边界——即事件视界——是由á刚ธ好不能从黑洞逃逸而永远只在边缘上徘徊的光线在空间——时间里的路径所形成的图71。这有点像从警察那儿逃开，但是仅仅只能比警察快一步，而不能彻底地逃脱的情景！
图71
我忽然意识到，这些光线的路径永远不可能互相靠近。如果它们靠近了，它们最终就必须互相撞上。这正如和另一个从对面逃离警察的人相遇——你们俩都会被抓住：或者，在这种情形下落到黑洞中去。但是，如果这些光线被黑洞所吞没，那它们就不可能ม在黑洞的边界上呆过。所以在事件视界上的光线的路径必须永远是互相平行运动或互相散开。另一种看到这一点的方法是，事件视界ศ，亦即黑洞边界，正像一个影子的边缘——一个即将临ภ头的灾难的影子。如果你看到在远距离上的一个ฐ源譬如太阳投下的影子，就能明白边缘上的光线不会互相靠近。