剛剛，2020年諾貝爾物理學獎揭曉。英國理論物理學家羅杰·彭羅斯（Roger Penrose）與德國天文學家賴因哈德·根策爾（Reinhard Genzel）、美國天文學家安德莉亞·蓋茲（Andrea Ghez）分享了今年的獎項。其中，彭羅斯因為發現黑洞的形成是對廣義相對論的有力預測而被授予諾貝爾物理學獎；根策爾與蓋茲的獲獎理由是他們發現了銀河系中央的一個超大質量致密天體。值得一提的是，斯蒂芬·霍金與彭羅斯合作完成了奇點理論等工作，但霍金于2018年去世，因而可能遺憾錯過了諾貝爾獎。

羅杰·彭羅斯（Roger Penrose）是英國理論物理學家，1931年出生。他在1965年提出了用以顯示恒星如何坍塌形成黑洞的數學方法。他與史蒂芬·霍金（Stephen Hawking）合作，證明了如果愛因斯坦的廣義相對論正確，那么將有一個奇點，一個無限密度和時空曲率的點，其中時間在會有一個起始點。彭羅斯（Penrose）曾與史蒂芬·霍金（Stephen Hawking）因奇點理論的工作共同獲得了沃爾夫物理學獎。

彭羅斯（Penrose）在扭轉空間理論方面有著杰出的貢獻，該理論致力于解決時空幾何問題。現在他是牛津大學數學系的名譽教授，并且著有幾本有關空間，時間和現實本質的書籍。

賴因哈德·根策爾（Reinhard Genzel）于1952年出生于德國，現工作于美國加利福尼亞州的馬克斯·普朗克地外物理學研究所。

安德莉亞·蓋茲（Andrea Ghez）于1965年出生于美國，現工作于美國加利福尼亞大學。她也成為繼瑪麗·居里（1903年）、瑪麗亞·格佩特-梅耶（1963年）和唐娜·斯特里克蘭（2018年）之后，第四位榮獲諾貝爾物理學獎的女性。

1972年，彭羅斯為《科學美國人》撰寫文章：《黑洞必然存在》，本文收錄于《環球科學》黑洞專刊。在這篇半世紀之前的文章中，彭羅斯明確提出：對于某些天體來說，黑洞是它們命中注定的歸宿。

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撰文?羅杰·彭羅斯（Roger Penrose）

翻譯?錢磊

在大約五十億年內，太陽會通過熱核反應消耗掉過多的氫元素，演化為一種叫做紅巨星的恒星。恒星理論預言，太陽的直徑將增大到現在（1 392 000千米）的250倍，并在此過程中吞沒水星和金星，甚至還有可能吞沒地球。到那時，太陽的物質密度只有空氣的十分之一。（現在太陽的平均密度是地球密度的五分之一。）

隨著太陽消耗掉越來越多可用的核燃料（除了氫，還有氦和更重的元素），太陽的膨脹過程將反轉，收縮到比當前還小，直徑變為現在的百分之一，大約相當于地球的大小。之后，它將演化為白矮星，停止收縮。在這一階段，原子中的電子會聚集得非常緊密，致使量子力學中的一個規律開始發揮作用，產生一種強到足以阻止太陽進一步收縮的等效壓強。這個規律就是泡利不相容原理，該原理指出，沒有兩個電子可以占據同一個能量狀態。此時，太陽的密度將變得非常大，一個填滿太陽物質的乒乓球的質量就相當于好幾頭大象。接下來，太陽將一直冷卻下去，直至抵達最終的死亡狀態，成為一顆黑矮星。

地球上任何物質的密度都遠遠小于白矮星。不過，天文學家在宇宙中觀測到了很多白矮星（和紅巨星）。它們是太陽這類最普通的恒星演化歷史的一部分。此外，恒星演化為白矮星的理論和觀測結果非常一致。然而，并非所有恒星都遵循這個“正常的”演化路徑。1931年，蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）在研究恒星結構時發現，白矮星存在一個最大質量。超過這個質量，白矮星就無法抵抗進一步的引力收縮。指向恒星中心的引力甚至會壓倒電子由于泡利不相容原理而產生的壓力。這個最大質量極限不比太陽質量大多少。錢德拉塞卡最初得到的極限大約是1.4倍太陽質量，后來的計算給出了更小的值。而我們觀測到的許多恒星質量都要大于1.5倍太陽質量，它們的最終命運會是怎樣的呢？

假設有一顆質量是太陽兩倍的恒星。和太陽類似，在消耗了大部分原有的氫燃料之后，它將膨脹得非常大，然后再次收縮。但它不會進入穩定的平衡態而成為一顆白矮星。這顆恒星，或者它的很大一部分將會坍縮得比白矮星更小。由于極端的溫度和密度，它將經歷一個導致其發生災變性爆發的過程。天文學家已經在我們的星系（最近的一顆由開普勒在1604年記載）和其他星系中觀測到了這類爆發恒星，并將其命名為超新星。一顆超新星的光度可以在數天內勝過整個星系。超新星爆發時可能拋掉了多達90%的物質，僅剩下恒星坍縮了的核心，藏在一團快速膨脹的氣體云中心。（蟹狀星云就是這樣的氣體云。）這個核太小，密度也太大了，不可能是白矮星，只能以一顆中子星的身份達到平衡狀態。

即使與白矮星比，中子星也是很微小的。白矮星對中子星，大小相差的懸殊程度甚至超過了太陽對白矮星的100：1，可能也超過了紅巨星對太陽的大約250：1。中子星半徑可能只有10千米，或者說只有白矮星半徑的1/700。雖然白矮星的密度已經大得異乎尋常了，但中子星的密度甚至比它還要大1億倍。一個填滿中子星物質的乒乓球，質量相當于婚神星（Juno，直徑約200千米）這樣的小行星。中子星的密度與質子或中子相當；實際上，一顆中子星可以看作一個超大的原子核，兩者只有一個本質上的差異：中子星是由引力而非核力束縛在一起的。中子星的大部分電子已經被壓入質子，導致質子變成了中子。現在，作用于中子的泡利不相容原理提供了阻止中子星進一步收縮的等效壓力。

這套中子星理論是J·羅伯特·奧本海默（J. Robert Oppenheimer）、羅伯特·瑟伯（Robert Serber）和C·M·沃爾科夫（C. M. Volkoff）在1938年和1939年建立的。之后的很多年，天文學家都質疑中子星是否真實存在。不過，自1967年起，觀測方面的狀況發生了巨大變化。在那一年，天文學家發現了第一顆脈沖星。自那以后，脈沖星理論發展迅速。現在我們幾乎可以肯定，脈沖星發出的射電和光學脈沖，其能量和極端的規律性都源于旋轉的中子星。至少有兩顆脈沖星位于超新星遺跡中，其中一個遺跡就是蟹狀星云，這進一步支持了脈沖星實際上就是中子星的理論。

和白矮星的情形類似，中子星也有一個最大質量，在此之上它將無法阻止進一步的引力收縮。科學家對這個最大質量極限的確切數值還不是十分肯定。奧本海默和沃爾科夫在1939年最初給出的值大約為0.7倍太陽質量。后來的研究者給出的質量極限要更大一些，最高的達到了3倍太陽質量。那些較高的極限值考慮到，除了通常的中子和質子，還可能存在名為超子的大質量亞原子粒子。無論如何，正確的極限都不會超過數倍太陽質量。但是，宇宙中存在超過50倍太陽質量的恒星。它們的最終命運是什么？恒星會在最終塌縮或更早的某些階段不可避免地拋出大量物質，使其質量總是小于穩定的白矮星或中子星所要求的極限嗎？幾乎完全不可能。那有沒有可能存在什么其他形式的凝聚態物質，其密度甚至超過中子星內部所能達到的最大值？

光都無法逃離的引力陷阱

理論告訴我們，盡管物質可以達到更高的密度，但獲得更高密度的穩定平衡態是不可能的。引力效應會變得無法抗拒，從而支配一切。牛頓引力理論不足以處理這種問題，我們必須使用愛因斯坦的廣義相對論。根據廣義相對論，我們得到了一種非常奇異的天體，相比之下中子星看起來還算正常。這個最初由奧本海默和沃爾科夫提出的新天體獲得了“黑洞”的稱號。

黑洞是一顆恒星（或一團恒星或其他天體）坍縮形成的空間區域，光、物質或任何形式的信號都無法從這里逃離。中子星還要收縮多少才能變成一個黑洞？以質量與太陽相當的天體為例，我們已經知道太陽的直徑比中子星直徑大7萬倍，紅巨星直徑比中子星直徑大2000萬倍。鑒于這些尺度上的巨大差異，中子星只收縮到自身直徑的大約三分之一就會變成黑洞，這可能會令人吃驚。更大的黑洞也是可能存在的，但它們是最終總質量大于太陽的恒星或天體的塌縮產物，黑洞的直徑與質量成正比。

廣義相對論在中子星理論中扮演了重要角色，實際上，它適用于任何場合，除非達到了黑洞那樣的極端條件。物理學理論能很好地描述大小和密度相差懸殊的各色恒星。從這個角度看，似乎沒什么理由懷疑物理理論可以稍微外推一些覆蓋到黑洞。但這個觀點并不是很合理。用來描述黑洞的那部分物理理論，即廣義相對論在觀測天文學中并不能說是不可替代的，我們必須嚴肅考慮廣義相對論存在錯誤的可能性。針對廣義相對論的觀測和實驗檢驗，成功的還不太多。盡管理論和觀測之間沒有矛盾，但這些觀測仍然沒有確定地證實廣義相對論。其他引力理論仍有存在的空間。

然而必須指出，廣義相對論是一個出色的理論；幾乎可以肯定，它是現有最令人滿意的引力理論。此外，廣義相對論最有力的競爭對手，布蘭斯-迪克-若當標量-張量理論（Br-ans-Dicke- Jordan scalar-tensor theory）得到的黑洞圖景和愛因斯坦理論的結果是相同的。即便是在牛頓理論中也能出現和黑洞類似的情形。早在1798年，皮埃爾·西蒙 ·德 · 拉普拉斯 （Pierre Simon de Laplace）根據牛頓力學預言，質量足夠大、足夠致密的天體應該是不可見的，因為其表面的逃逸速度將超過光速。所以，從這種天體表面發出的一個光子，或者說光的粒子將會落回表面，因而無法逃逸并被遠處的觀察者觀測到。這個描述可能是值得商榷的，但它表明，即使在牛頓理論中，也需要面對這樣的情況。不過，綜合考慮，我打算將對黑洞的討論完全限制在廣義相對論范圍內。

首先，考慮一下當前黑洞的標準圖景。黑洞可以用一個半徑正比于黑洞質量的球面來表示。這個面稱為“絕對事件視界”，它的關鍵性質為，內部發出的信號不能逃逸，而從其外任何一點發出的信號都可能逃逸。球面的大小，即事件視界的半徑等于兩倍質量乘以引力常數再除以光速的平方（2mG/c2）。代入太陽質量進行計算可以得出，太陽要塌縮為直徑約為6千米的球才能成為黑洞，絕對事件視界就是這個6千米的球的表面。

產生黑洞的那個天體已經落入事件視界深處。事件視界內的引力場變得非常強，光無論向哪個方向發射，都會在引力拉扯下落向內部。在事件視界之外，光如果發射方向合適，還是可以逃出來的。發射點越接近事件視界，發出的信號的波前就越多地偏向黑洞中心。我們可以直觀地把這個偏移想象成引力影響了光的運動。相比于向外的方向，光看起來更容易沿著朝向黑洞引力中心的方向運動。在事件視界內，向內的引力變得太強，向外運動變得完全不可能。而在事件視界上，光可以“原地踏步”，永久徘徊在與黑洞中心的距離保持不變的地方。

這樣的行為不僅適用于光，也適用于任何信號或物體。在事件視界內，光速仍然是極限速度。狹義相對論仍然局域地成立，盡管在這個圖景中并非顯而易見。描述狹義相對論所用的局域參考系自身正快速地落向引力中心。

對黑洞的時空描述，要比上面給出的純空間描述更令人滿意。時空描述減少了一個空間坐標，代之以一個時間坐標。它給出了全部時間內發生的事件的即時圖像，這樣不需要用很多連續的“快照”來描述不斷變化的情況。

假設普通時空中某一點發出了閃光，光會向周圍所有方向傳播。閃光的波前是球心位于發射點的球面，按照光速隨時間推移不斷變大。對這個閃光的純空間描述將是一系列球，每個球比前一個大，標記了某個給定時刻閃光的球面波前。而對閃光的時空描述是一個圓錐，其頂點代表閃光發出的時間和位置，圓錐本身描述了閃光的歷史。

按照同樣的方法，一顆恒星塌縮為黑洞的歷史可以用時空表示的方法來更好地描述。在時空中的不同點上，光錐的位置顯示了光信號是如何在引力場中傳播的。在某些點上，光錐是傾斜的，但對于這個點上的觀察者而言，是無法察覺到異常的。觀察者會沿著一條路徑，在光錐內部行進；他的速度永遠不會超過光速——只有在光錐內部才能滿足這個條件。截取時空圖的一個水平剖面，我們就能得到相應物體行為的純空間描述。

撕碎一切的潮汐力

通過塌縮，產生黑洞的天體命運如何呢？假設它一直保持著精確的球對稱性，那么廣義相對論給出的答案是戲劇性的。根據廣義相對論，在靠近中心時，時空曲率會無限增大。在黑洞中心，不僅組成天體的物質會被壓縮到無窮大的密度——可以說被壓碎至不復存在，天體外的時空也會變得無限彎曲。如果有個倒霉的觀察者愚蠢地進入這個時空區域，那么無限大的時空曲率對他產生的效應會是災難性的。作用在他身上的潮汐力會快速增長，并在有限時間內（在他自己看來是這樣）達到無窮大。

引力潮汐效應是時空曲率最直接的物理表現。愛因斯坦指出，在任意一點，一個物體承受的引力都可以通過選擇一個自由下落的參考系消除。他給出了一個著名的例子，一臺電梯纜繩斷裂落向地面。電梯里面的乘客會以與電梯相同的速率下落，他們感受不到引力作用，處于失重狀態漂浮在電梯中。現在，這種通過自由下落消除引力在航天中是很常見的現象。然而，潮汐效應無法這樣消除，因而它總會真實體現引力場的作用。想象一個觀察者在地球引力場中自由下落，他被分布在一個球面上的粒子包圍著，這些粒子起初相對于他是靜止的。根據牛頓定律，地球的引力場與地球和其他物體之間的距離的平方成反比，物體距離地球越近，承受的引力就越強。地球引力場的非均勻性會通過潮汐作用將粒子球變成橢圓球體。地球海洋的潮汐現象就是這種效應的一個例子；在這個例子中，地球承受了月球的潮汐力。

太陽系中的潮汐效應都比較弱，最明顯的效應就發生在地球表面，主要源于地球的引力場。這些潮汐效應在實驗室尺度根本察覺不到。換句話說，地球表面的四維時空曲率在實驗室尺度不顯著。時空曲率的大小可以用曲率半徑描述。時空曲率越小，相應的曲率半徑越大，就像三維空間中，球表面彎曲程度越小，半徑就越大一樣。地球表面的時空曲率半徑大約和地球到太陽的距離相當（這純粹是巧合，太陽和地球表面的潮汐效應無關）。所以地球沒有使時空彎曲很多。太陽表面的潮汐效應更小，因為太陽平均密度更低。實際上，太陽表面的時空曲率半徑大約是地球到太陽距離的兩倍，所以太陽表面的時空彎曲程度比地球表面小。

在白矮星表面，時空曲率要大得多：曲率半徑和太陽半徑的量級相同，大約80 000千米。白矮星附近的潮汐效應對于圍繞它運動的宇航員來說將是非常明顯的。宇航員的頭和腳將感到有方向相反的兩股力在拉扯，強度大約是他在地球上承受到的總引力的五分之一。而在中子星的表面，潮汐效應是非常巨大的。這里的時空曲率半徑只有約50千米。顯然，沒有宇航員能在圍繞中子星的低軌道上存活；即便他將身體蜷曲成一個球，其身體各部分承受的引力仍然相差甚遠，大小差異可以達到地球表面重力的數百萬倍。

理論上，可以建造出能夠承受這樣的潮汐力的設備。它們應該非常小巧，以保證潮汐力也比較小，因為物體承受的潮汐力與設備大小成正比。現在，想象有這樣一個設備落入一個質量等于太陽的黑洞。它在穿過事件視界時承受的潮汐力是中子星表面的30倍。不過，這個設備有可能保持完好，因為施加于各個零件的力可能仍然較小。在接近黑洞中心時，潮汐力會快速增大，撕碎組成這個設備的物質、組成物質的分子、組成分子的原子、原子中的原子核，甚至組成原子核的基本粒子最終都會被撕碎。另外，整個過程不超過數毫秒。這是一個時間反轉的小尺度宇宙創生模型。宇宙學模型的 “大爆炸”源于時空曲率為無窮大的奇點。黑洞內部也會產生這樣一個奇點，但在時間上是反過來的。

黑洞中的奇點

這個圖景是否描述了自然中真實發生的現象呢？即使不考慮廣義相對論是否正確，科學家也還有很多其他疑慮。首先，我們是否充分了解黑洞形成時那種極端高壓下物質的性質，從而讓這些預言令人信服？如果沒有精確球對稱性的假設，這些討論是否依然成立？我們的黑洞理論是否與天文觀測一致？接下來，讓我們依次考慮這些問題。

黑洞誕生所涉及的極高密度（某種程度上高于核物質密度）物質狀態的問題遠不像初看起來那么嚴重。縱然人們認為當前的物理學對這種密度的認識是不足的（情況可能并非如此），但這也僅僅影響質量最小的那些天體的塌縮過程。任何天體的密度都正比于其質量除以半徑的立方；而黑洞半徑又和質量成正比。這兩個事實意味著，黑洞的密度與質量的平方成反比。

天文學家認為，星系中心的天體可能是質量相當于1萬到1億個太陽的黑洞。1億倍太陽質量的物質塌縮達到形成黑洞的條件時，平均密度大約等于水的密度。事件視界上的潮汐效應同樣與黑洞質量的平方成反比。因此在某種程度上，1億倍太陽質量的黑洞的潮汐效應甚至小于地球表面的潮汐效應。一個宇航員可以穿過這個黑洞的事件視界而不受潮汐力影響。在他穿過事件視界時，他可能不會注意到有任何特別之處。（無論如何，視界的精確位置都不能通過局域測量得到。）在潮汐效應達到無窮大之前，這個宇航員還剩下幾分鐘可以享受黑洞中的生活。對于100億倍太陽質量的黑洞，他還有大約一天的時間。至于黑洞內部的巨大潮汐效應和密度，則涉及到了廣義相對論的某些特定推論。后面我還會談到這個問題。

有關球對稱性假設的問題則更為嚴重。如果我們不采用球對稱假設，那么就得不出那個嚴格解，而之前的討論都是建立在這個解的基礎上。此外，即使我們假設最初的天體只稍微偏離球對稱一點，那么當它坍縮到中心點附近時，這種不對稱性也很有可能被大幅度放大。那樣的話，塌縮天體的不同部分在落向中心時會不會碰不到一起？或許它們會在擦肩而過后繼續運動，越過中心飛向外面。即使它們沒出現這類情況，我們又該怎樣推斷坍縮形成的引力場的最終形態？幸運的是，科學家在過去數年中證明了幾個一般性定理，根據這些定理他們已經構建了不對稱坍縮的完整理論。

讓我們考慮一下這個過程的細節。假設質量分布略微偏離球對稱的一顆大質量恒星或一群天體開始坍縮，那么根據我們的理論，如果該天體滿足某個判據，它就越過了無法返回點，會成為一個黑洞。這個判據可以用很多方法表述，但下面這個是最簡單的。想象時空中有一點發出了閃光，如果用時空表示方法來描述這個事件，那么閃光就是源于這一點的光錐。光線從這點發出后，向四面八方散開，當它們經過物質或引力場時，會被后者聚攏。如果光線遭遇了質量足夠大的物質或足夠強的引力場，其發散程度會極大地縮小。實際上，光線會反過來開始匯聚。天體會成為黑洞所需的判據就是，天體內的時空點發出的每條光線都遇到足夠多的物質和足夠強的引力場，使得光錐重新匯聚。通過簡單的量級估算不難得出，對于足夠多的物質，這個判據其實在密度或曲率達到非常大之前就能得到滿足，且無需任何對稱性。

對于滿足這個判據的天體，我們還可以得出許多推論。首先，根據斯蒂芬·霍金和本文作者由廣義相對論推導出的一個精確定理，這種情況下必然存在一個時空奇點。奇點指的是一個物理理論完全失效的時空區域。這里說的奇點，是一個物質和光子被無限強的引力潮汐力扭曲和壓縮，直至完全消失的區域。物理學家不喜歡會出現真正奇點的理論。過去，如果一個理論里出現了奇點，通常表明當前形式的理論失效了，需要新的理論工具。在處理黑洞問題時，我們再次遭遇了這種情況，但比之前更為嚴重，黑洞里的奇點涉及到了空間和時間的結構。

天體坍縮到了這個階段，有兩種完全不同的可能結果。產生的奇點有可能允許信息從它逃離，從而被遠處的觀察者觀測到。這是兩種可能結果中更讓人擔憂的一個，猜測的成分也更大一些。這樣的奇點被稱為裸奇點。裸奇點讓人擔憂，是因為接近無限大的時空曲率產生的物理效應在很大程度上未知的。如果這些效應可以影響外部世界，那么就會為物理理論帶來一種本質上的不確定性。

另一方面，引力塌縮產生的奇點可能總是隱藏的，如果是球對稱坍縮的話就是這樣。在這種情況下，就不會導致不確定性。有的研究者提出一個假設，認為引力坍縮只可能導致這個不太讓人擔憂的結果，這就是所謂的“宇宙監督”假設。這個假設簡單地禁止裸奇點存在。或有少量理論證據支持這個假設，但目前還沒有確定的結論。我個人傾向于在初始條件偏離球對稱不多的情況下相信這個假設。在更極端的情況下，就很難講了。我們甚至可能找到對這個假設不利的觀測證據。

如果我們認為這個假設正確，那么就又可以得出一些推論。一旦滿足光錐匯聚判據，“宇宙監督”假設表明，坍縮的天體將會出現一個絕對事件視界。這個視界將具有定義明確的截面積，不會隨時間增長而減小。于是黑洞傾向于增大而不會縮小。另外一個合理假設是，如果黑洞不受擾動，那么它將達到穩態。你或許認為，由于可以塌縮為黑洞的天體千奇百怪，黑洞的這種穩態可能會非常復雜。但沃納·伊薩艾爾（Werner Israel）、布蘭登·卡特（Brandon Carter）和霍金的研究已經證明情況并非如此，最終出現的穩態黑洞僅有非常有限的幾個類型。它們僅用質量、自旋和電荷就可以完整描述。羅伊·P·克爾（Roy P. Kerr）和艾茲拉·紐曼（Ezra Newman）已經解出了描述這些黑洞的廣義相對論方程。塌縮天體的不對稱性沒有出現在黑洞上的原因是，一旦黑洞形成，產生它的天體對其隨后的行為幾乎沒有影響。黑洞可以看作受廣義相對論動力學規律支配的自持引力場。這些動力學規律允許引力場通過輻射引力波來消除不對稱性。

我們已經看到，物體一但被黑洞吞噬就無法逃脫。但另一方面，也存在一些可以提取黑洞部分能量的機制。其中一個是讓兩個黑洞并合。合并過程可能伴隨大量的引力波輻射，其總能量可以占到原來兩個黑洞靜質量（能量）的很大一部分。另外一個機制則是讓一個粒子落入旋轉黑洞視界附近的區域。這個粒子分裂為兩個粒子，一個落入黑洞，另一個攜帶著比初始粒子更多的能量逃離黑洞，飛往無窮遠處。黑洞的旋轉能量就以這種方式轉移給了黑洞外面的粒子。

現在，讓我們考慮黑洞內部的情形以及時空奇點的存在。因為“奇點”是物理理論失效的區域，有趣的是，廣義相對論預言了自己的失效。或許我們不用太驚奇，因為我們僅將廣義相對論作為一個經典理論處理。可以預期當時空曲率變得足夠巨大時，量子效應必然會占主導地位。當時空曲率半徑小到10-13厘米（大約是一個基本粒子的半徑）時，現有的粒子物理理論必然會失效。如果時空曲率半徑小到10-33厘米，那么對時空結構本身，我們也必須考慮量子效應。目前，還沒有令人滿意的理論能把量子力學應用到時空上。

在宇宙中尋找黑洞

最后的問題是：黑洞的觀測現狀是怎樣的？過去幾年，不同的研究者有很多互相矛盾的發現，但現在看來，他們仍無法給出明確的結論。研究者討論的主要是有一個成員疑似黑洞的雙星系統，以及球狀星團之類的多星系統。我們可以通過黑洞對其他天體運動的影響來找到它們。如果發現某天體附近有一個不可見的天體質量過大，不可能是白（或黑）矮星或中子星，那么它就很可能是黑洞。

黑洞在觀測天文學中還有另一個角色。它現在的狀況讓我們想起當年的中子星。曾有許多年，天文學家一直試圖通過搜尋某種效應探測中子星，比如X射線輻射。因為按照理論預言，中子星理應發出這種輻射。但中子星最終卻是通過完全沒有想到的效應被探測到的，而且這個效應依然沒得到真正令人滿意的解釋：脈沖星標志性的快速、規律的電磁脈沖輻射。很有可能，黑洞也會因某種未預料到的附帶效應而被發現。今天的天文學不缺少可能與黑洞相關的未解現象，比如類星體和射電星系龐大的能量輸出、星系中心的爆發現象、一些類星體和星系光譜的異常紅移以及星系質量測量結果的不一致，甚至正常星系的旋臂結構也還有些嚴重的問題。最重要的是，美國馬里蘭大學的約瑟夫·韋伯（Joseph Weber）似乎觀測到了從我們星系中心傳來的引力波。如果這些波是連續地從星系中心向所有方向發出的，那么它們攜帶的能量會導致星系每年損失數千倍太陽質量。這個數值看起來和其他觀測有嚴重沖突。

黑洞理論暫時還不能為這個現象或上述其他現象給出令人信服的解釋，但這是個年輕的研究課題。對于韋伯的引力波，最理想的解釋是，這些波是高度集中沿著銀道面方向發射的。而太陽靠近銀道面，引力波如果是集束的，韋伯的探測器就可能接收到了星系中心發出的絕大部分能量。如果是這樣，那么所有觀測的矛盾就都消除了。有些研究者已經在嘗試用銀河系中心存在高速旋轉的巨型黑洞來解釋這種集束效應，但是到目前為止，這些嘗試還不太令人信服。

也有可能沒有任何基于黑洞的解釋能行得通。如果韋伯的觀測依然站得住腳，那么我們更愿意嘗試用裸奇點來解釋觀測結果，而不是放棄廣義相對論（除了時空曲率極大的區域，在那里我們認為經典理論無論如何都會失效）。值得指出的是，克爾得出的一些愛因斯坦方程的解恰好體現了裸奇點。卡特已經計算過，裸奇點產生的任何效應都只能在一個平面上觀測到。如果這個現象以某種方式出現于我們星系的中心，那么我們可以想象，奇點既可以解釋銀道面的存在也可以解釋韋伯的引力波。盡管這是對韋伯觀測的一種激進的解釋，但它的確可以消除不同觀測結果之間的不一致。相比之下，黑洞現在可以看作是“傳統”的解釋。實際上，由于這個原因，黑洞也應該是優先考慮的解釋。不過，自然并不總是青睞傳統的解釋，尤其是在天文學中。

總結

以上是生活随笔為你收集整理的诺贝尔物理学奖揭晓首次授予黑洞研究！霍金或擦肩而过的全部內容，希望文章能夠幫你解決所遇到的問題。

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