的粒子。介子是不稳定的，因为ฦ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ฐ叫做渐近自由的性质，它使得夸克和胶子成为定义得很好的概念。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52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ฐ几乎自由的夸克，并引起了在图中可以看到的“喷射”轨迹。
图5๓2一个质子和一个反质子在高能下碰撞，产生了一对几乎自由的夸克。
对电å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เ的理论并不那么辉煌，也没能将全部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ฦ它们包含了许多不能从这理论中预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：正如前面提到的，在高能量时强核力变弱了；另一方面，不具有渐近自由á性质的电磁力和弱力在高能量下变强了。在非常高的叫做大统一能量的能量下，这三种力都有同样的强度，所以可看成一个单独的力的不同方面。在这能ม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1千万亿吉电子伏特。而目前粒子加器只能使大致能量为10่0吉电子伏的粒子相碰撞，计划ฐ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量下的推论。
其中最有趣的是预言是，构成通常物质的大部ຖ分质量的质子能自衰变成诸如反电子之类更轻的粒子。其原因在于，在大统一能ม量下，夸克和反电子之ใ间没有本质的不同。正常情况下一个质子中的三个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ม量的概率是如此之低，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10个0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31个ฐ0个质子，按照最简单的gut，可以预料在一年内应能看到เ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ณ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1千万亿亿亿年1后面跟31个0。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ม的可以想像的最自然的方式——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质子和中子，从而由á夸克所构成。除了由á少数物理学家在大型粒子加器中产生的之外，不存在由á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碰撞时产生出来的以外，没有现反质子和反中子。如果在我们星系中有很大区域的反物质，则可以预料，在正反物质的边界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ฦ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ม下的反电子。它们也允许相反的过程，反夸克变成电子，电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เ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，使它们的自旋方向一致，然后演示表明，电子在一个方向比另一方向射出得更多。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196๔4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，甚至连cp对称也不服从。1้980่年，克罗宁和费兹为ฦ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，如果同时用反粒子来置换粒子，取镜像和时间反演，则ท宇宙的行为ฦ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，我们自身之存在可认为是大统一理论的证实，哪怕仅仅是定性的而已๐；但此预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๓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。70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200年前的这个ฐ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é，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เ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เ牛顿引力对于光如何生影响呢？直到191้5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ฐ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ฦ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é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。随后生的情况只有等到本世纪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é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ฦ几千英哩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的终态。其极限质量大约也为ฦ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英哩左ุ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ณ子星上，使之过极限将会生什么？它会坍缩到无限密度吗？爱丁顿为ฦ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1้983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生坍缩。但是，根据广义相对论，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ร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。
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1้1点钟，恒星刚ธ好收缩到它的临ภ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1้1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。但是这个效应在10点59๗分59秒之前是非常微小的。在收到10点59分58秒和10่点59分59๗秒出的两个信号之间，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10点59分59๗秒和11点之ใ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的一个ฐ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ภ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ว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เ。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力都失效了。然而，任何留在黑洞之ใ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ม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å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ม看到此奇点，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ใ前杀死你的父亲或母亲！
事件视界ศ，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เ。但几年以前，在称为psr191้3＋16psr表示“脉冲星”，一种特别的射出无线电波规则脉冲的中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。
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ใ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19๗67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ฐ解是在广义相对论现后不久的1้917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，到它终于静态时，就变成准确的球形。按照这种观点，任何非旋๙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แ相对论方程的描述旋转黑洞的一族解。这些“克尔”黑洞以恒常度旋转，其大小与形状只依赖于它们的质量和旋转的度。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á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。
197๕0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๙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度所决定。然后我在1971้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ใ后，一个黑洞必须最终演变成一种能ม够旋转、但是不能ม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เ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的广义相对论的计算的对象呢？然而，1้9๗63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273号射电源方แ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ม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ๆ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。
1้967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ม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10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黑洞，就是理所当然的了。
按照ั黑洞定义，它不能出光，我们何以希望能检测到เ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ä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ม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6๔2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ฐ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，我和加州理工学院的基帕·索恩打赌说，天鹅x－1不包含一个ฐ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》。我们在197๕5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95％是肯定的，但输赢最终尚未见分晓。
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ฦ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๙形轨道向里运动并被加热，虽然不如天鹅x－1้那种程度会热到出x射线，但是它可以用来说明星系中心观测到เ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๙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ณ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ๆ成一个氢弹，则它可以将中心的物质压缩到产生一个ฐ黑洞。当然，那时没有一个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ม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1้0亿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黑的
在197๕0年以前，我关于广义相对论的研究，主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ฐ过程相当慢，所以我有许多时间。那时候还不存在关于空间——时间的那一点是在黑洞之内还是在黑洞之外的准确定义。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。它意味着，黑洞边界——即事件视界——是由刚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ม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เ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，亦即黑洞边界，正像一个ฐ影子的边缘——一个即将临头的灾难的影子。如果你看到在远距离上的一个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。
如果从事件视界ศ亦即黑洞边界来的光线永远不可能互相靠近，则ท事件视界的面积可以保持不变或者随时间增大，但它永远不会减小——因为这意味着至少一些在边界上的光线必须互相靠近。事实上，只要物质或辐射落到黑洞中ณ去，这面积就会增大图72๐；或者如果两个黑洞碰撞并合并成一个单独的黑洞，这最后的黑洞的事件视界面积就会大于或等于原先黑洞的事件视界面积的总和图73๑。事件视界面积的非减性质给黑洞的可能ม行为加上了重要的限制。我如此地为我的现所激动，以至于当夜没睡多少。第二天，我给罗杰·彭罗斯打电话，他同意我的结果。我想，事实上他已经知道了这个面积的性质。然而，他是用稍微不同的黑洞定义。他没有意识到，假定黑洞已๐终止于不随时间变化的状态，按照这两种定义，黑洞的边界以及其面积都应是一样的。
图72图7๕3
人们非常容易从黑洞面积的不减行为联想起被叫做熵的物理量的行为。熵是测量一个系统的无序的程度。常识告诉我们，如果不进行外加干涉，事物总是倾向于增加它的无序度。例如你只要停止保养房子，看会生什么？人们可以从无序中创น造出有序来例如你可以油漆房子，但是必须消耗精力或能量，因而减少了可得到的有序能量的数量。
热力学第二定律是这个观念的一个准确描述。它陈述道：一个孤立系统的熵总是增加的，并且将两个系统连接在一起时，其合并系统的熵大于所有单独系统熵的总和。譬如，考虑一盒气体分子的系统。分子可以认为是不断互相碰撞并不断从盒子壁反弹回来的康乐球。气体的温度越高，分子运动得越快，这样它们撞击盒壁越频繁越厉害，而且它们作用到壁上的向外的压力越大。假定初始时所有分子被一隔板限制在盒子的左ุ半部，如果接着将隔板除去，这些分子将散开并充满整个盒子。在以后的某一时刻，所有这些分子偶尔会都呆在右半部或回到左ุ半部，但占绝对优势的可能ม性是在左右两半分子的数目大致相同。这种状态比原先分子在左半部ຖ分的状态更加无序，所以人们说熵增加了。类似地，我们将一个充满氧分子的盒子和另一个充满氮分子的盒子连在一起并除去中ณ间的壁，则氧分子和氮分子就开始混合。在后来的时刻，最可能ม的状态是两个ฐ盒子都充满了相当均匀的氧分子和氮分子的混合物。这种状态比原先分开的两盒的初始状态更无序，即具有更大的熵。
和其他科学定律，譬如牛顿引力定律相比，热力学定律的状况相当不同，例如，它只是在绝大多数的而非所有情形下成立。在以后某一时刻，所有我们第一个盒子中的气体分子在盒子的一半被现的概率只有几万亿分之一，但它们可能ม生。但是，如果附近有一黑洞，看来存在一种非常容易的方法违反第二定律：只要将一些具有大量熵的物体，譬如一盒气体扔进黑洞里。黑洞外物体的总熵就会减少。当然，人们仍然可以说包括黑洞里的熵的总熵没有降低——但是由于没有办法看到黑洞里面，我们不能知道里面物体的熵为多少。如果黑洞具有某一特征，黑洞外的观察者因之可知道它的熵，并且只要携带熵的物体一落入黑洞，它就会增加，那ว将是很美妙的。紧接着上述的黑洞面积定理的现即只要物体落入黑洞，它的事件视界面积就会增加，普林斯顿ู一位名叫雅可布·柏肯斯坦的研究生提出，事件视界的面积即是黑洞熵的量度。由á于携带熵的物质落到黑洞中ณ去，它的事件视界的面积就会增加，这样黑洞外物质的熵和事件视界面积的和就永远不会降低。
看来在大多数情况下，这个建议不违背热力学第二定律，然而还有一个致命的瑕疵。如果一个黑洞具有熵，那它也应该有温度。但具有特定温度的物体必须以一定的率出辐射。从日常经验知道：只要将火钳在火上烧至红热就能出辐射。但在低温下物体也出辐射；通常情况下，只是因为其辐射相当小而没被注意到。为了不违反热力学第二定律这辐射是必须的。所以黑洞必须出辐射。但正是按照其定义แ，黑洞被认为是不出任何东西的物体，所以看来，不能认为黑洞的事件视界的面积是它的熵。197๕2年，我和布兰登·卡特以及美国同事詹姆·巴丁合写了一篇论文，在论文中我们指出，虽然在熵和事件视界ศ的面积之间存在许多相似点，但还存在着这个致命的困难。我必须承认，写此文章的部份动机是因为被柏肯斯ั坦所激怒，我觉得他滥用了我的事件视界面积增加的现。然而，最后现，虽然是在一种他肯定没有预料到的情形下，但他基本上还是正确的。
1973年9๗月我访问莫斯科时，和苏联两位最主要的专家雅可夫·捷尔多维奇和亚历山大·斯塔拉宾斯基讨论黑洞问题。他们说服我，按照ั量子力学不确定性原理，旋转黑洞应产生并辐射粒子。在物理学的基础上，我相信他们的论点，但是不喜欢他们计算辐射所用的数学方法。所以我着手设计一种更好的数学处理方แ法，并于19๗73年11月底在牛津的一次非正式讨论会上将其公布于众。那时我还没计算出实际上辐射多少出来。我预料要去现的正是捷尔多维奇和斯塔拉宾斯基所预言的从旋转黑洞出的辐射。然而，当我做了计算，使我既惊奇又恼火的是，我现甚至非旋转黑洞显然也以不变率产生和射粒子。起初ม我以为这种辐射表明我所用的一种近似无效。我担心如果柏肯斯ั坦现了这个情况，他就一定会用它去进一步支持他关于黑洞熵的思想，而我仍然不喜欢这种思想。然而，我越仔细推敲，越觉得这近似其实应该有效。但是，最后使我信服这辐射是真实的理由á是，这辐射的粒子谱刚好是一个ฐ热体辐射的谱，而且黑洞以刚好防止第二定律被违反的准确率射粒子。此后，其他人用多种不同的形式重复了这个计算，他们所有人都证实了黑洞必须ี如同一个ฐ热体那样射粒子和辐射，其温度只依赖于黑洞的质量——质量越大则温度越低。
我们知道，任何东西都不能ม从黑洞的事件视界之内逃逸出来，何以黑洞会射粒子呢？量子理论给我们的回答是，粒子不是从黑洞里面出来的，而是从紧靠黑洞的事件视界的外面的“空”的空间来的！我们可以用以下的方แ法去理解它：我们以为是“真空”的空间不能是完全空的，因为那就会意味着诸如引力场和电磁场的所有场都必须刚好是零。然而场的数值和它的时间变化率如同不确定性原理所表明的粒子位置和度那样，对一个量知道得越准确，则对另一个量知道得越不准确。所以在空的空间里场不可能ม严格地被固定为零，因为那ว样它就既有准确的值零又有准确的变化率也是零。场的值必须有一定的最小的不准确量或量子起伏。人们可以将这些起伏理解为光或引力的粒子对，它们在某一时刻๑同时出现、互相离开、然后又互相靠近而且互相湮灭。这些粒子正如同携带太阳引力的虚粒子：它们不像真的粒子那样能用粒子加器直接探测到。然而，可以测量出它们的间接效应。例如，测出绕着原子运动的电子能量生的微小变化和理论预言是如此相一致，以至于达到了令人惊讶的地步。不确定性原理还预言了类似的虚的物质粒子对的存在，例如电子对和夸克对。然而在这种情形下，粒子对的一个成员为ฦ粒子而另一成员为反粒子光和引力的反粒子正是和粒子相同。
因为能量不能无中生有，所以粒子反粒子对中的一个参与者有正的能量，而另一个有负的能量。由á于在正常情况下实粒子总是具有正能量，所以具有负能ม量的那ว一个粒子注定是短命的虚粒子。它必须找到它的伴侣并与之相湮灭。然而，一颗接近大质量物体的实粒子比它远离此物体时能量更小，因为要花费能量抵抗物体的引力吸引才能将其推到เ远处。正常情况下，这粒子的能量仍然是正的。但是黑洞里的引力是如此之强，甚至在那儿一个实粒子的能量都会是负的。所以，如果存在黑洞，带有负能量的虚粒子落到黑洞里变成实粒子或实反粒子是可能的。这种情形下，它不再需要和它的伴侣相湮灭了，它被抛弃的伴侣也可以落到黑洞中去。啊，具有正能量的它也可以作为实粒子或实反粒子从黑洞的邻近逃走图74。对于一个远处的观察者而言，这看起来就像粒子是从黑洞射出来一样。黑洞越小，负能粒子在变成实粒子之前必须走的距离越短，这样黑洞射率和表观温度也就越大。
图74
辐射出去的正能ม量会被落入黑洞的负能粒子流所平衡。按照爱因斯坦方แ程e＝mc＾2๐e是能量，m是质量，c为光，能量和质量成正比。所以往黑洞去的负能量流减少它的质量。当黑洞损失质量时，它的事件视界ศ面积变小，但是它射出的辐射的熵过量地补偿了黑洞的熵的减少，所以第二定律从未被违反过。
还有，黑洞的质量越小，则其温度越高。这样当黑洞损失质量时，它的温度和射率增加，因而它的质量损失得更快。人们并不很清楚，当黑洞的质量最后变得极小时会生什么。但最合理的猜想是，它最终将会在一个巨大的、相当于几百万颗氢弹爆炸的射爆中消失殆尽。
一个具有几倍太阳质量的黑洞只具有千万分之一度的绝对温度。这比充满宇宙的微波辐射的温度大约27k要低得多，所以这种黑洞的辐射比它吸收的还要少。如果宇宙注定继续永远膨胀下去，微波辐射的温度就会最终减小到比这黑洞的温度还低，它就开始损失质量。但是即使那ว时候，它的温度是如此之低，以至于要用100亿亿亿亿亿亿亿亿年1后面跟6๔6个o才全部蒸完。这比宇宙的年龄长得多了，宇宙的年龄大约只有100到2๐00亿年1或2๐后面跟10่个0่。另一方面，正如第六章提及的，在宇宙的极早期阶段存在由于无规性引起的坍缩而形成的质量极小的太初黑洞。这样的小黑洞会有高得多的温度，并以大得多的率生辐射。具有10亿吨初始质量的太初黑洞的寿命大体和宇宙的年龄相同。初ม始质量比这小的太初黑洞应该已蒸完毕，但那些比这稍大的黑洞仍在辐射出x射线以及伽玛射线。这些x射线和伽玛射线像是光波，只是波长短得多。这样的黑洞几乎不配这黑的绰号：它们实际上是白热的，正以大约1้万兆瓦的功率射能量。
只要我们能够驾驭黑洞的功率，一个这样的黑洞可以开动十个大型的电å站。然而，这是非常困难的：这黑洞的质量和一座山差不多，却被压缩成万亿之ใ一英寸亦即比一个原子核的尺度还小！如果在地球表面上你有这样的一个黑洞，就无法阻止它透过地面落到地球的中心。它会穿过地球而来回振动，直到最后停在地球的中心。所以仅有的放置黑洞并利用之ใ出能量的地方是绕着地球转动的轨道，而仅有的将其放到这轨道上的办法是，用在它之前的一个大质量的吸引力去拖它，这和在驴子前面放一根胡罗卜相当像。至少在最近的将来，这个设想并不现实。
但是，即使我们不能ม驾驭这些太初黑洞的辐射，我们观测到它们的机遇又如何呢？我们可以去寻找在太初黑洞寿命的大部分时间里出的伽玛射线辐射。虽然它们在很远以外的地方แ，从大部分黑洞来的辐射非常弱，但是从所有它们来的总的辐射是可以检测得到的。我们确实观察到了这样的一个ฐ伽玛射线背景：图75๓表示观察到的强度随频率的变化。然而，这个背景可以是也可能是除了太初黑洞之ใ外的过程产生的。图75中ณ点线指出，如果在每立方光年平均有300่个太初黑洞，它们所射的伽玛射线的强度应如何地随频率而变化。所以可以说，伽玛射线背景的观测并没给太初黑洞任何正的证据。但它们确实告诉我们，在宇宙中每立方光年不可能平均有3๑00个以上的太初黑洞。这个极限表明，太初黑洞最多只能构成宇宙中百万分之ใ一的物质。
图75
由于太初黑洞是如此之稀罕，看来不太可能存在一个ฐ近到我们可以将其当作一个单独的伽玛射线源来观察。但是由于引力会
图7๕5将太初黑洞往任何物质处拉近，所以在星系里面和附近它们应该会更稠密得多。虽然伽玛射线背景告诉我们，平均每立方光年不可能有多于3๑00个太初ม黑洞，但它并没有告诉我们，太初黑洞在我们星系中的密度。譬如讲，如果它们的密度高100万倍，则离开我们最近的黑洞可能大约在10亿公里远，或者大约是已知的最远的行星——冥王星那ว么远。在这个距离上去探测黑洞恒定的辐射，即使其功率为1万兆瓦，仍是非常困难的。人们必须在合理的时间间隔里，譬如一星期，从同方向检测到几个伽玛射线量子，以便观测到一个ฐ太初ม黑洞。否则，它们仅可能是背景的一部份。因为伽玛射线有非常高的频率，从普郎克量子原理得知，每一伽玛射线量子具有非常高的能量，这样甚至射一万兆瓦都不需要许多量子。而要观测到เ从冥王星这么远来的如此少的粒子，需要一个比任何迄今已造成的更大的伽玛射线探测器。况且，由于伽玛射线不能穿透大气层，此探测器必须ี放到外空间。
当然，如果一颗像冥王星这么เ近的黑洞已达到它生命的末期并要爆炸开来，去检测其最后爆炸的辐射是容易的。但是，如果一个黑洞已๐经辐射了100至200亿年，不在过去或将来的几百万年里，而是在未来的若干年里到达它生命的终结的可能性真是相当小！所以在你的研究津贴用光之前，为了有一合理的机会看到爆炸，必须找到在大约1光年距离之内检测任何爆炸的方法。你仍需要一个相当大的伽玛射线探测器，以便去检测从这爆炸来的若干伽玛射线量子。然而，在这种情形下，不必去确定所有的量子是否来自同一方向，只要观测到เ所有它们是在一个很短的时间间隔里来到的，就足够使人相当确信它们是从同一爆炸来的。
整个地球大气可以看作是一个能够认出太初ม黑洞的伽玛射线探测器。无论如何，我们不太可能造出比这更大的探测器！当一个高能的伽玛射线量子打到เ我们大气的原子上时，它会产生出电å子正电子反电子对。当这些对打到其他原子上时，它们依序会产生出更多的电子正电子对，所以人们得到了所谓的电子阵雨。其结果是产生称作切伦科夫辐射的光的形式。因而，我们可以由寻找夜空的闪光来检测伽玛射线爆。当然，存在许多其他现象，如闪电和太阳光从翻跟斗的卫星以及轨道上的碎片的反射，都能在天空出闪光。人们可在两个ฐ或更多的隔开相当远的地点同时观察这闪光，将伽玛射线爆从以上所说的现象中识别ี出来。两位都柏林的科学家奈尔·波特和特勒伏·威แ克斯利用阿历桑那州的望远镜进行了这类的探索。他们找到เ了一些闪光，但没有一个可以确认为是从太初黑洞来的伽玛射线爆。
即使对太初黑洞的探索证明是否定的，并且看来可能会是这样，仍然给了我们关于极早ຉ期宇宙的重要信息。如果早ຉ期宇宙曾经是紊乱或无规的，或者物质的压力很低，可以预料到会产生比我们对伽玛射线背景所作的观测所设下的极限更多的太初黑洞。只有当早期宇宙是非常光滑和均匀的，并有很高的压力，人们才能解释为何没有观测到太初ม黑洞。
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黑洞辐射的思想是第一个这样的例子，它以基本的方แ式依赖于本世纪两个ฐ伟大理论即广义相对论和量子力学所作的预ไ言。因为它推翻了已有的观点，所以一开始就引起了许多反对：“黑洞怎么会辐射东西出来？”当我在牛津附近的卢瑟福——阿普顿实验室的一次会议上，第一次宣布我的计算结果时，受到了普遍质疑。我讲演结束后，会议主席、伦敦国王学院的约翰·泰勒宣布这一切都是毫无意义的。他甚至为此还写了一篇论文。然而，最终包括约翰·泰勒在内的大部分人都得出结论：如果我们关于广义相对论和量子力学的其他观念是正确的，黑洞必须像热体那样辐射。这样，即使我们还不能找到一个太初黑洞，大家相当普遍地同意，如果找到的话，它必须正在射出大量的伽玛射线和x射线。
黑洞辐射的存在看来意味着，引力坍缩不像我们曾经认为的那样是最终的、不可逆转的。如果一个航天员落到黑洞中去，黑洞的质量将增加，但是最终这额外质量的等效能量会以辐射的形式回到宇宙中去。这样，此航天员在某种意义上被“再循环”了。然而，这是一种非常可怜的不朽，当他在黑洞里被撕开时，他的任何个ฐ人的时间的概念几乎肯定都达到了终点，甚至最终从黑洞辐射出来的粒子的种类一般都和构成这航天员的不同：这航天员所遗留下来的仅有特征是他的质量或能量。
当黑洞的质量大于几分之一克时，我用以推导黑洞辐射的近似应是很有效的。但是，当黑洞在它的生命晚期，质量变成非常小时，这近似就失效了。最可能的结果看来是，它至少从宇宙的我们这一区域消失了，带走了航天员和可能在它里面的任何奇点如果其中确有一个ฐ奇点的话。这是量