《物理的故事——在悖论中前行》
第59节作者:
江湖小片 日期:2017-09-08 16:56:11
第五十七回:黑洞
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,有人在解广义相对论方程,还有人在战场上解广义相对论方程。
卡尔史瓦西(Schwarzschild,1873—1916)是德国物理学家,第一次世界大战爆发后,他在德国军中服役,1916年他正在前线计算丨炸丨弹轨道曲线,可能是因为简单到不过瘾的地步,所以开始研究起广义相对论。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。
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。法国数学家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,宇宙根本就允许这样的星体存在。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。
那么怎样的星体才能成为黑洞呢?史瓦西认为星体质量除以星体半径必须超过某个临界值,才能产生黑洞。这个半径称为“史瓦西半径”。若照此计算,太阳要成为黑洞的史瓦西半径为3千米,地球为9毫米,比弹珠子大点有限。
史瓦西将论文邮寄给爱因斯坦,爱因斯坦很高兴,也将其成功发表,只可惜史瓦西没有成功地度过1916。正是:出师未捷身先死、长使英雄泪满襟。
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钱德拉塞卡(Chandrasekhar,1910—1995)给出了另外一种恒星命运的模型。
1928年,钱德拉塞卡远渡重洋来到英国剑桥大学跟着爱丁顿(第一次证实广义相对的科学家)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。钱德拉塞卡也给出了一个极限,后来称为“钱德拉塞卡极限”。 钱德拉塞卡极限约为太阳质量的1.5倍(现在认为是1.44倍)。若某恒星质量低于此极限,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。
那高于该极限的冷恒星命运将会如何呢?钱德拉塞卡认为在某种情形下,它们会先自我瘦瘦身,发生一次爆炸或者其他方式甩掉多余物质,让自己保持在极限之下。那么问题来了,恒星怎么知道要减掉多少的“赘肉”呢?另外就算恒星有这样的意识,假设一个流星不小心撞到了正处于零界点的白矮星上,难道白矮星会继续坍缩成一个点?
钱德拉塞卡的老师爱丁顿拒绝相信所谓的极限,这也代表了一大部分人的观点,虽然有些像泡利等研究量子力学的科学家支持,但是迫于爱丁顿的名望,大多缄默不言。更为关键的是爱因斯坦也发表文章声称恒星不会坍缩到一个点上的。
三十年后,人类确实在银河系中找到了很多的白矮星时,才想起当年这位印度大师的杰作是值得去研究的。真理往往掌握在少数人手里,但是命运却往往相反,在得不到众人支持后的钱德拉塞卡转而研究星体运行。直到1983年,钱德拉塞卡因此获得诺贝尔奖。
也就在那几年,来自前苏联的物理学家朗道(Landau,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(1926年他才18岁),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。”(如果不含贬义和丝毫不敬,那就是我们常说的“好白菜都被猪拱了”。)
闲言少叙!到了20世纪30年代,中子已然进入了科学范畴,泡利不相容原理也不仅仅只为电子而设,后被证实对质子、中子同样有效,所以朗道从质子、中子的不相容原理出发,计算出,当一个恒星约为太阳两倍时,它可能还有别的归宿—中子星。中子最终体积会更小,半径约为10—20公里,密度为白矮星的100万倍。
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