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黑洞的简史

时间:2019-06-30

  

黑洞的简史

  卡尔·史瓦西(1873—1916),德国物理学家,第一次世界大战爆发后,他在德国军中服役,1916年他正在前线计算炸弹轨道曲线,可能是因为不过瘾,所以开始研究起相对论。广义相对论的方程十分复杂,在当时能解出来就很不容易。但是仅仅在广义相对论发表3个月后,史瓦西做到了。这个解也被称为史瓦西解,可能是广义相对论中最重要的一个解。 这个解的结果得到了一个“黑洞洞”:假如星体的质量聚集在一个很小的空间里,那么时空将会产生严重的弯曲,任何靠近的物体都不能逃脱它的引力,即便是光也不例外。既然没有光,那对于外面的观测者来说就什么也看不见,既然看不见,就像黑洞洞一般,这也就是我们日常说的黑洞。不过“黑洞”一词是1967年才正式使用的,1916年的史瓦西称它为:黑星或者冰星。

  实际上,宇宙中的恒星大部分半径都比史瓦西半径大很多,所以黑洞只是在理论成为可能。前面说过,太阳最终的命运就不是黑洞,它自身的引力不足以让太阳一直收缩下去,所以先成为红巨星。由于体积、质量等因素的不同,恒星的命运也不一样,一位来自印度的研究生——萨拉马尼安.强德拉塞卡给出了另外一种恒星命运的模型。

  1928年,强德拉塞卡远渡重洋来到英国剑桥大学跟着爱丁顿学习广义相对论,在旅途中,他就开始计算,熄灭的恒星(冷恒星)需要什么样的条件才能对抗自身的引力而维持下去。他从泡利不相容原理出发,计算原子靠近时的斥力,当斥力与冷恒星的引力平衡时,这颗冷恒星就能维持下去。强德拉塞卡也给出了一个极限,后来成为强德拉塞卡极限。强德拉塞卡通过计算,质量约为1.5倍(现在认为是1.44)太阳的恒星会低于此极限,恒星的引力将会拉着它继续坍缩,最终成为一个白矮星。白矮星的半径大约为万把公里,密度大约在一咖啡杯子几万吨。太阳最终也会变成白矮星。

  其实在很早以前就有人猜测“黑洞”的存在,1783年,英国天文学家米歇尔提出过这样的猜测,假设恒星质量很大,大到光都跑不掉(那是盛行光的微粒说),就有一片什么也看不见的区域。拉普拉斯也曾提到过这样的观点,不过后来他又将假说从著作中删除,可能是他觉得太过荒谬了,根本就没有这样的星体存在。当光的波动学说第一次打败微粒说后,关于这个空洞洞的东西也就付之于落满尘埃的书籍中了。

  也就在那几年,来自前苏联的物理学家列夫·达维多维奇·朗道(1908-1968)提出了新的冷恒星归宿模型。从出生年份上看,就知道他没能赶上量子力学发展的黄金时期,所以才华横溢的他不无羡慕地感慨:“漂亮姑娘都和别人结婚了,现在只能追求一些不太漂亮的姑娘了。”实际上,汉语中也有类似对这句话的表述,只是要难听的多。

  那么问题来了,体积如此之小,质量却又如此之大,根据广义相对论,它们势必会造成空间的扭曲,强引力场改变了光的传播路径,光线年,美国科学家罗伯特.奥本海默(1904-1967)和他的助手乔治·沃尔科夫通过观测研究得出,当冷恒星继续收缩到某一临界值时,光线则完全逃逸不了。这就是黑洞,奥本海默给出了光线不能逃逸的临界值,称为奥本海默——沃尔科夫极限。

  广义相对论发表正值第一次世界大战期间,当时有人在战场上,有人在解方程,有人在战场上解方程。

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