黑洞

　　廣義相對論所預言的一種特殊天體。它的基本特徵是具有一個封閉的視界。視界就是黑洞的邊界。外來的物質和輻射可以進入視界以內，而視界內的任何物質都不能跑到外面。

　　早在1798年，拉普拉斯曾根據牛頓引力理論預言存在一種類似於黑洞的天體。他的計算結果是，一個直徑比太陽大250倍而密度與地球相當的恒星，其引力場足以捕獲它所發出的所有光線，而成為暗天體。1939年，奧本海默等根據廣義相對論證明，一個無壓的塵埃球體，在自引力作用下，將能能坍縮到它的引力半徑的范圍以內。引力半徑rg=2GM/c²，式中G為萬有引力常數，c為光速，M為球體的總質量。當物質球坍縮到半徑為rg，這個球體所發射的光線或其他任何粒子，都不能逃到rg球以外，這就形成黑洞。對晚期致密恒星的研究證明，存在一臨界質量M_c。當星體質量M＞M_c，在引力坍縮後，它不可能有任何穩定的平衡態，而隻能形成黑洞。

　　在形成黑洞以前的恒星物質可以有各種不同的屬性。但是，一當形成穩定的黑洞以後，幾乎所有屬性都不再能被觀測到。隻要用三個參數就可以完全表征黑洞的性質。這三個參數是：質量M、角動量J和電荷Q。當J=Q=0時，是球對稱的史瓦西黑洞；當Q=0時，是軸對稱的克爾黑洞。黑洞的一個重要物理參量是它的視界的面積A，其值為（在c=G=1單位系）：

　　　　A=8_π〔M²+M(M²－a²－Q²)^1/2－Q²/2〕，

式中a=J/M。A的基本性質是，在黑洞的演化過程（例如，通過與物質相互作用，或黑洞之間的相互作用）中，它的面積總不減少。這稱為面積不減定理。它是物質隻能進入黑洞而不能跑出黑洞這一特性的定量表述。面積不減定理，類似於熱力學中的孤立系熵不減原理。因此，黑洞的面積相當於黑洞的熵。在這個基礎上建立瞭黑洞熱力學。黑洞熱力學的一個結論是，黑洞具有一定的溫度，其值與黑洞的質量成反比。1974年，霍金證明，如果考慮到黑洞周圍空間中的量子漲落，則黑洞的確具有與它的溫度相對應的熱輻射。計及量子效應後，黑洞不再是完全“黑”的瞭，它也會發射，甚至出現劇烈的爆發（見黑洞的發射）。

　　尋找黑洞，是相對論天體物理學的重要課題。孤立的黑洞難於觀測，因此，觀測工作著重於在雙星體系中證認黑洞。目前，認為最有可能是黑洞的天體，是天鵝座X-1。天鵝座X-1是密近雙星中的一個星體。它所發射的X射線沒有規則的脈沖結構，但卻具有短時標的脈動漲落，脈動時標在幾毫秒到10秒范圍內；它的質量大於5.5太陽質量，大於致密星的臨界質量。這些特征都符合黑洞的特性。另外，觀測還表明，在橢圓星系M87的核心，可能有質量為9×10⁹太陽質量的大型黑洞。M87的特征是：在核心處有異常的亮度分佈，顏色較藍，彌散速度也較大。這些都與黑洞模型相符合。按照大爆炸宇宙學，在宇宙早期可能形成一些小質量黑洞，一個質量為10¹⁵克的黑洞，其空間尺度隻有10^-13厘米左右（相當於原子核的大小）。小黑洞的溫度很高，有很強的發射。有一種模型認為，高能天體物理研究所發現的一些高能爆發過程，也許就是由這些小黑洞的發射及其最終的爆發引起的。

　　

參考書目

　林忠四郎編：《星の進化》，共立出版株式會社，東京，1978。

　H.L.Shipman，Black Holes，Quasars，and the Universe，Houghton Mifflin Co.，Boston，1976.