【正文】 對視界的同時，他也解決了黑洞引力輻射的能量多少問題，同時，他發(fā)現了黑洞視界面積定理。他發(fā)現這個定理和熱力學第二定律十分類似，同時，其他黑洞研究者也發(fā)現在描述黑洞性質變化的時候（比如描述吸積盤形成的過程中），黑洞的變化方程和熱力學的方程十分相似。但是這些僅僅被霍金以及他的同事們認為是巧合而已。但是貝肯斯坦不這么認為，他在導師惠勒的鼓勵下，計算了如果黑洞符合熱力學定律，視界和熵之間的一個對應關系（惠勒沒有幫助他計算，這個是惠勒在教育方面的一個特點，就是鼓勵自己的學生來發(fā)揮他們自己的才能，而他自己在關鍵的時候給予學生一些思想上的幫助），得到了熵和黑洞視界面積的近似關系：熵近似等于視界面積與普朗克面積（在下文介紹量子理論的時候會介紹這個十分重要的物理常數）的比值。但是如果同意了黑洞符合熱力學公式，那么就相當于同意了黑洞具有一個溫度。但是根據熱力學公式，我們可以知道：任何比周圍溫度高的物體，必定向周圍發(fā)出輻射。而宇宙的背景溫度約為3K，而如果貝肯斯坦的計算是正確的，那么黑洞的溫度一定遠高于這個值，那么似乎黑洞必定會輻射物質，而不是吸收。貝肯斯坦和霍金在這個問題上都陷入了僵局。在廣義相對論在引力領域建立起絕對威望的同時，量子理論也已經發(fā)展成熟了，成熟到了足以來到引力的領域，參加黑洞研究的地步了。第一個使用量子理論來研究黑洞問題的，是蘇聯的澤爾多維奇，一個有著強烈物理直覺的領導者，蘇聯理論物理學的權威，蘇聯黑洞研究小組的教練。而他使用這個理論來解決的第一個引力問題，是克爾黑洞的引力輻射。就是這個問題，為貝肯斯坦和霍金的戰(zhàn)爭劃上了圓滿的句號，同時啟發(fā)霍金發(fā)現并掌握了量子輻射。澤爾多維奇在應用量子理論解釋引力問題的時候，惠勒在量子理論上的工作是不可磨滅的?；堇盏谝粋€提出了量子真空漲落這個概念。真空漲落說的是，在任意一個絕對真空中，即使你用無限大的能量來軀干這個區(qū)域中的物質，量子理論總會使得這個區(qū)域的時空本身發(fā)生一個能量的起伏——海森堡能量借貸——使得這個區(qū)域的各個部分的能量不同，但是總合保持為0。在白矮星中，電子被壓迫在一個十分小的區(qū)域中，但是電磁波的量子真空漲落迫使電子繼續(xù)隨機地運動，而且速度十分大，進入了相對論范圍中。這個就是“電子簡并運動”，產生的一個向外的壓力就是“電子簡并壓”。這個也是當年愛因斯坦和愛丁頓反對黑洞的證據。在中子星中，也是這個簡并運動迫使中子星停止繼續(xù)塌縮。真空漲落無所不在，在生活中的最基本應用就是熒光燈。這種效應在量子理論發(fā)展完全，惠勒提出真空漲落概念、海森堡提出能量借貸概念以前，一直困擾著物理學家，被稱為自發(fā)發(fā)射。澤爾多維奇在接受了惠勒的思想后，先對旋轉的金屬球進行計算，發(fā)現了金屬球的旋轉將周圍空間發(fā)生的量子真空漲落加速、放大、催化和真實化，成為了反向旋轉能和向外發(fā)射的電磁波，同時自己的旋轉速度變慢，直到停止為止。隨后，澤爾多維奇用類比，推出了克爾黑洞會輻射各類輻射（主要是電磁波和引力波，其次是中微子等輻射）的結論。這個結論的試探性太強，沒有人注意到。同時，美國的米斯納也提出了同樣的想法，并且有了一定的反應?；艚鹪谌ツ箍茀⒓右粋€會議的時候，和澤爾多維奇以及他的學生斯塔羅賓斯基有了聯系，得知澤爾多維奇和他的學生們已經開始結合量子理論和相對論，并且已經得到了黑洞會輻射的猜想，十分感興趣，于是在回到劍橋邊開始著手研究。在大家都同意澤爾多維奇的同時，霍金的計算帶來了另一個更加使人震驚的結論：即使黑洞沒有旋轉，它也在輻射，而且有一個確定的熵和溫度：熵和視界面積的比正比于黑洞質量的平方，而溫度和視界表面引力的比反比于黑洞質量。到這里，霍金和貝肯斯坦的爭論結束了，貝肯斯坦勝利了，他建立了黑洞三定律，但是霍金卻得到了霍金輻射，一個十分重要的定理，同時部分成功、正確地結合了量子理論和相對論，得到了一個更加重要的理論——彎曲時空的量子場定律。量子理論還帶來了許多東西，比如和實際情況最吻合的BKL黑洞，一個比紐曼黑洞更加具體、現實的黑洞。卡拉特尼科夫和栗弗席茲在研究恒星的隨機擾動（在史瓦西、克爾和RN黑洞中，都沒有涉及到恒星塌縮時的物質運動，即擾動）是發(fā)現，這些擾動會干擾黑洞奇點的產生，從而根據相對論，恒星所在的時空會成為一個封閉的小空間在時空組中運動（時空組這個名字是我起的，在后面會介紹到。其實他就是一些同胚——拓撲術語——時空的集合）到達其他時空中在爆發(fā)出來。但是蘇聯和歐洲的隔絕使得他們沒有得到彭羅斯的一個重要的證明和他的一個重要的數學工具——整體方法，因而他們的計算錯了。并且，在和索恩的爭論中知道了一些整體方法的內容，而研究生別林斯基一同找到了一個在我們這個宇宙中最基本的黑洞典型：BKL黑洞。BKL黑洞是拓撲學的勝利，是數學和物理的融合，也是相對論和量子理論的第一次親密接觸。好了，到了這里，對于黑洞以及發(fā)現、發(fā)展黑洞的歷史的介紹已經到了尾聲了，先讓我們來看看黑洞的形成，在來整體認識一些最典型、最普通、最可能在自然界出現的黑洞：BKL黑洞的一些性質以及相關知識。黑洞的產生黑洞的產生在宇宙中，一個恒星在靜靜地燃燒著。著顆恒星的質量為50倍太陽質量。如此巨大的質量，使得這個恒星的引力十分巨大，無論是在恒星外的太空，還是在恒星內的時空。這顆恒星十分平靜地度過了它的少年期，它的青年期和它的中年期。在它的老年期，恒星內部的核反應越來越劇烈，釋放的能量也越來越多。在恒星的最外層，是氫和氦在大量“燃燒”；再向內部推進一層，是碳和氧的焚燒場。接著是氖和氧，氧和鎂，硅和硫，最后是一個呆滯核——鐵核。隨著黑洞“燃燒”的越來越迅速，釋放的能量越來越多，鐵核的體積開始越來越巨大，同時其它各層的體積開始變小。由于鐵發(fā)生聚變的時候，幾乎沒有什么聚變的能量可以使得鐵中的56個質子和中子發(fā)生反應，因而核反應在發(fā)生到了鐵以后 ，就再也難以有寸進。隨著燃燒的繼續(xù)，內部的壓力開始變大。這個時候，這個恒星在外表和內在上開始變得不一致起來：在外表，燃燒的能量迫使恒星的表面開始膨脹；而同時，恒星的內部由于一切元素的反應都停止在鐵上，因而恒星的核開始結晶，準備著最后的爆發(fā)。同時，這個時候的恒星叫做紅超巨星。由于恒星內部的鐵原子中的電子在電子簡并壓力的作用下，有著一個巨大的反抗引力的壓力，因而紅超巨星有一個短暫的間歇。但是周圍的元素不斷發(fā)生反應，成為鐵，并且向這個核匯聚過來。，引力和恒星的聚變能量迫使鐵也開始發(fā)生反應。鐵發(fā)生反應，鐵原子核在巨大的能量下，成為了氦原子核，并且在巨大引力下，被緊緊地壓在一起，由氦原子核內部的電子簡并壓承受著巨大的引力。但是，在這個巨大的核的周圍，恒星的物質還是在引力的作用下向核落去。落在這個核上的物質越來越多，逐漸接近，并且超過了錢德拉塞卡極限。這個時候，電子簡并壓再也無法承受這巨大的引力，在質量超過極限的瞬間，崩潰了，從一個白矮星核突然收縮了起來。巨大的引力，迫使電子的軌道被完全擠碎，電子不再是在軌道上運行，而是全部擠在了原子核上。巨大的壓力迫使擠在原子核上的電子和原子核內的質子發(fā)生弱相互作用，結合成一個中子，同時釋放一個中微子。于是，這個時候，強大的中微子流從恒星的內部沖了出來。雖然中微子不和其他任何粒子發(fā)生除了微弱引力作用以外的其他任何作用，但是強大的中微子流帶著強大的能量將紅超巨星的表面炸開。炸開的物質在引力作用下，向中心的核高速落去。這個之后，由于中子的自旋為半整數，是一種費米子（自旋就是粒子在運動的時候自身發(fā)生的旋轉。帶電非零自旋的粒子通常伴隨著磁矩。費米子是由費米發(fā)現的符合費米密度分布的基本粒子的總稱。這種粒子的共同特點是它們的自旋都是半整數。與費米子的概念相對立的，是波色子，它們都不符合費米密度分布，而且自旋為整數。），因而它和電子（同樣是一種費米子）一樣遵守泡利不相融定理。因而在這個時候中子簡并壓取代了電子簡并壓存在，繼續(xù)和引力抗爭著。這時，大量的物質落在這個巨大的原子核（因為這個時候恒星的核就是一個中子星核，中子星核中沒有除中子以外的任何其它粒子，而且由于中子簡并時相互之間的距離和它的直徑相似，因而在中子星核——一種中子超流體——中的中子之間是沒有任何空隙的，密度比原子核的密度略大一點（因為質子比種子輕））上，由于中子簡并壓的強大抵抗力而被反彈。反彈產生的沖擊波也將外部表面的物質完全崩落。沖擊波伴隨著巨大的能量，將核外一層的元素都突破了鐵的極限，聚變成了重金屬，伴隨著沖擊波向外沖去。而外界的較重的元素都根據到核的距離轉化為不同的重金屬，而較輕的元素也發(fā)生聚變，成為較中的元素，最外層的氫和氦則在來得及發(fā)生反應以前被拋射到了太空中——紅超巨星爆發(fā)了，成為一個超新星。爆發(fā)的超新星將自己內部“元素生產廠”中的貨物一次性售空，全部貢獻給了宇宙中的行星們了。而同時，中子星核也發(fā)生著致命的變化。爆發(fā)帶走了96%的質量，而且速度十分快。但是巨大的質量還是堆積在了核上，在爆發(fā)的反作用力的作用下（如果質量再大一點，可以在爆發(fā)以前就發(fā)生這種變化，那么將不會有壯觀的爆發(fā)，取而代之的是一個小爆發(fā)，但是得到的是一個質量更加大的黑洞），引力完全戰(zhàn)勝了中子簡并壓，將中子星核再一次擠壓。這次擠壓是辛苦的，但是也是成功的。物質在被以較快的速度擠壓到了由它的質量和內部壓力、時空張力決定的BKL限度以后，將再也沒有回復的余地，開始瘋狂地塌縮。塌縮的告終使得中子發(fā)生反應，發(fā)出巨大的能量，但是這些能量將再也不可能被外界的人知道，因為它們已經在了死亡界面——視界內了，無限大的引力迫使一切形式的能量，無論是輻射還是動能，是場還是粒子，都無條件地向這個恒星殘骸的中心——奇點進發(fā)。由于這個恒星是旋轉的，奇點不再是一個點，而是一個環(huán)——奇異環(huán)。恒星在視界內部的部分在以接近光速來到奇異環(huán)的周圍后，在普朗克時間內被瓦解為物質弦，或者是基本粒子（視理論而定，在超弦中是物質弦，在量子理論中是基本粒子。但是它們不是完全等價）。而在視界外的部分，還在以高速向視界沖。在視界這個面上，視界將這個恒星原來的磁場完全吸收。這些磁性將不被黑洞擁有，而成為視界的一種屬性（膜規(guī)范）。和中子星不一樣，磁力線被引力完全吸收，被迫完全蜷縮在了視界上。同時，恒星在塌縮時的任何形式的擾動，在到達視界的時候都將擾動的動能貢獻給了視界，而自己十分乖巧地“安靜”地向奇異環(huán)沖去。同樣的，恒星上的任何不規(guī)則形狀，在遇到視界的時候都被無情地磨平。視界在恒星收縮的時候還不是十分平整，但是當它將整個恒星都吞沒以后，它開始了快速的“消化”：將視界表面的所有不平整的地方，視界上的任何由于擾動帶來的動能，都一致地轉化為引力能，即時空曲率波，引力波，向外界以光速輻射了出去，向宇宙高聲宣布：黑洞誕生了！黑洞的結構黑洞結構介紹恒星的質量，用M⊙作為單位，代表是太陽質量的多少倍。如果一個恒星的質量小于等于103M⊙，那么恒星就表現為行星的樣子，其中靜電力為主導，恒星不會塌縮，在自己的燃料都消耗完后，成為一個真正意義上的行星。如果質量比103M⊙大，但是沒有超過錢德拉塞卡極限：14 M⊙，那么引力就占主導，而且恒星在它的晚年成為一個白矮星，繼續(xù)消耗著自己的燃料。當燃料也消耗光了，那么白矮星就結晶為一個黑矮星，繼續(xù)存在著，做幾乎完全的剛體運動。 M⊙大的恒星的命運就比較坎坷了。如果在在晚年爆發(fā)為紅巨星的時候，將過多的物質噴射出去，那么它將進入白矮星墳墓。如果噴射的物質不夠多，那么就會在爆發(fā)為紅巨星后，迅速塌縮為一個白矮星，然后在極其短的時間內繼續(xù)塌縮下去，沖破電子簡并壓的極限，終結在中子星的墳墓中。中子星比白矮星更加致密，也更加接近剛體。如果質量比2 M⊙大許多，在爆發(fā)的時候噴射掉物質后的質量仍然比2 M⊙大，那么它將成為一個黑洞。在白矮星和中子星系列中，原本恒星的電磁場的能量將保持不變，同時由于表面積的縮小，磁力線會被擠壓在一個十分小范圍中，從而增加了磁場的強度。脈沖星和超新星就是中子星和中子星和噴射出的物質的殘留。但是到了黑洞范圍中，情況就不一樣了。在中子星和白矮星中，磁力線還是存在的，但是在黑洞內部，不存在磁力線。所有的磁力線都被束縛在了視界上（膜規(guī)范）。不單單是磁力線，連恒星原本的電荷都是類似電子一樣完全均勻地分布在整個視界上的。向外發(fā)射的磁力線在黑洞沒有旋轉的時候，和電子周圍的電磁場分布一樣，完全球對稱。在黑洞旋轉的時候，由于視界成為了橢球，因而發(fā)生了相應的形變。但是整體上，黑洞和基本粒子的電磁場分布幾乎完全一樣。黑洞的視界周長與黑洞的質量成正比關系：，這里用周長而不用物體到黑洞中心的距離，是因為如果黑洞存在，那么在黑洞周圍的時空必定已經被黑洞的引力拉成了非歐幾里德的，而是黎曼的了。因而距離的概念已經沒有了必要，視界周長和軌道的周長取而代之，用來描述黎曼時空幾何的彎曲程度。由于這里的時空是彎曲的，因此牛頓的萬有引力定律已經失效了，取而代之的是愛因斯坦的場方程。我們這里僅僅使用其中的結果：從這個公式，我們可以得到一個描述潮汐力（就是物體在相對接近和遠離的兩個部位受到的引力的差）的公式：，其中的l就是這兩個部位之間的距離。從這個公式，我們又可以知道什么呢？我們知道的是，當物體接近視界時，物體所受到的潮汐力反比于黑洞質量的平方！也就是說，黑洞越重，那么它的潮汐力越柔和！但是必須注意的是：我們這里說的潮汐力，而不是引力。潮汐力是引力引起的物體兩端的引力差。無論什么黑洞，他的引力是保持巨大無比不會變的，變的是引力的變化率，以及這個變化率引起的潮汐力。這里說的是黑洞的外部，現在來看看黑洞的內部。在黑洞的內部，是量子理論的天下，相對論僅僅指明了一個模糊的方向，而具體潮汐力、引力如何，是量子理論決定的。在這里，奇點的混沌效應使得一切計算都是徒勞的，我們不可能知道潮汐力在什么方向上以多大的力是拉還是壓一個物體。我們可以做的，僅僅是說明一下，質量越大的黑洞，內部的量子效應越柔和；距離奇點越遠，你受到的平均潮汐力越柔和。至于細節(jié)，我們無能為力。但是也不是什么都不能說。我們通過概率的計算，可以知道，在奇點周圍，視界內的空間，隨機的潮汐力總在三個方向上不斷交替地、比較有周期地來回拉扯、擠壓著物體。這種力在離奇點越近的地方越顯著。在奇點這個位置，這種潮汐力的強度、變化周期都達到了無限大，物體被完全撕裂了。理論上，我們可以在一個質量十分大的黑洞中，十分舒服的來到距離奇點一個特定的范圍，期間，從你落入黑洞