世界黑洞之谜 [趣谈黑洞之谜]

　　小王：李老师，听说天上有能“吃”星星的黑洞，象魔窟一样神秘莫测，真有其事吗？　　李：宇宙中确实存在着黑洞，还不止一个哩！可它不是什么妖魔鬼怪，而是一个实实在在的天体。黑洞的个儿不大，据推算，它的周长还不到一千公里，大约只有地球的四十分之一。别看它个儿小，引力却大得惊人，不论什么东西，一旦误入它的引力范围，就会立即被它吸进去，休想再逃出来，甚至跑得最快的光也不能幸免。由于它任何光线都发不出来，真实面貌谁也不曾见过。黑洞之称就是这样来的。
　　王：还是有点玄，黑洞究竟是怎样的天体？
　　李：通俗点讲，黑洞是一种老死的恒星。
　　王：恒星怎么会变成黑洞的呢？
　　李：这就得从恒星的演化说起了。
　　追根溯源话成因
　　李：恒星的一生和人一样，有它的形成、幼年、中年、老年和死亡这样一些发展阶段。起初，恒星只不过是一团凝聚的气尘云，在引力作用下它不断收缩，聚成球形，并使它内部的温度不断上升。到一定阶段，它就向外发射出不可见的红外线，我们把它称为红外星——恒星的幼年时期。这个过程大约有几千万年。再过几万年到几亿年，随着恒星的体积进一步缩小，密度增大，温度也继续上升。当表面温度升到摄氏三、四千度时，便开始发出可见光，逐渐变成一个通红耀眼的“大火球”，这时，恒星便进入了它的青壮年时期——主星序阶段。我们的太阳以及其他许许多多闪闪发光的恒星，目前大都处在这个阶段。
　　王：这个阶段有多长，它有什么特征呢？
　　李：很长，少则数百万年，多则几百亿年，这要看恒星的质量有多大而定。一般说来，恒星质量越大，引力收缩过程也越快，演化也越激烈，其寿命反而越短。我们的太阳约有一百亿年的寿命，现在它正是年富力强的中年时代，寿命还长着呢！
　　恒星在青壮年时期的主要特征是内部的温度极高，少说也在七百多万度以上，随着温度的继续上升，甚至可达几亿度到几十亿度。
　　王：嗬！温度真高！它都烧些什么燃料，竞有这么高的温度？
　　李：这个问题提得很好。起初恒星是靠收缩来提高温度的。当恒星体积收缩到一定程度时，其密度之大，温度之高，足以使恒星的主要成分——氢，发生一系列复杂而又剧烈的核聚变反应，同时放出巨大的辐射能。正是这些辐射能使恒星内部的温度升高到几十亿度以上。
　　王：这与黑洞有什么关系呢？
　　李：当然有关系喽。恒星在引力作用下不是一再收缩吗，正是由于有这样巨大的向外的辐射能，才顶住了恒星向内的引力，使恒星不再收缩而暂时处于相对平衡稳定的状态。
　　但是，这种辐射的能量是会发生变化的。剧烈而又复杂的核聚变，不但使恒星逐步改变着成分（氢聚变成氦、氦又聚变成碳……等），而且核燃料也越烧越少，所放出的辐射能也越来越少，亮度减弱，表面发红。这时，恒星便进入了老年时期，在天文学上称为红巨星。当放出的能量不足以抵消向内的引力时，相对平衡便遭到破坏，强大的引力会使恒星发生坍缩。坍缩的过程比较复杂，恒星大小不同，坍缩的情况也不一样。大致可分为三种情况：
　　有一些恒星一旦发生坍缩，将会变成密度非常大的白矮星。它每立方厘米（花生米大小）可重达几百公斤到几百吨重。
　　第二种情况：有一些恒星坍缩后会变成密度比白矮星还要大的中子星。这些恒星坍缩时，巨大的压力甚至把原子都压碎了，连电子也被压进到原子核里与质子相结合，转化为不带电的中子。这时整个星球完全由中子所组成，而且中子间几乎无空隙。因而中子星的密度近似等于原子核的密度，即每立方厘米重一亿吨左右。
　　第三种情况，恐怕你更要目瞪口呆了。有些恒星坍缩后，其密度比中子星还要大几百倍，每立方厘米竟重几百亿吨！由于它的密度如此巨大，其引力之大也就无可比拟，任何高速的物体都无法挣脱出去。即便是光，也逃不出这种星体的引力场。外界的东西，如陨石呀，飞船呀，甚至从外星球发去侦探它的内幕的光或射线呀，……等等，一概只许进，不准出。这类星体就变成为贪婪吝啬的黑洞了。
　　王：噢，黑洞原来是由恒星这样一步步演变成的。很有趣。噢……，老师，我大胆提个问题可以吗？我们的太阳不也是一颗恒星吗？它会不会突然有一天也变成黑洞呢？若真是那样，咱们的地球，岂不被它吞进肚皮里去了？！
　　李：哈哈，你这个小伙子还挺有联想力呢！告诉你，这种情况是不会发生的。因为太阳要变成黑洞还不够条件呢！
　　王：条件？！形成黑洞还要什么条件吗？
　　黑洞形成的条件
　　李：至少有两个。首要条件是恒星的质量要足够大。据理论上的研究和计算，只有那些质量大于太阳三倍的致密星（周长小于地球而密度极大的恒星），在发生引力坍缩时，才有可能变成黑洞。至于那些质量小于三倍太阳的致密星，顶多只能坍缩成白矮星或中子星。
　　王：按这个条件来衡量，太阳的确不够格。
　　李：其二，这种致密星的体积，在收缩过程中还要求缩到足够小。换句话说，它的体积缩呀缩，一直缩到某个确定的临界体积以下时，它才能变成为神秘的黑洞。
　　王：临界体积如何表示呢？
　　李：每一个恒星都对应着一个可确定的几何半径（即球形物体的半径）和引力半径。引力半径也叫史瓦西半径，可以用公式2GM／C2来表示，式中G为万有引力常数，M为某恒星的质量数，C为光速。由公式不难看出，只有M是随星而变的。当质量大于太阳三倍的恒星，其几何半径一直缩到小于它的引力半径时，此恒星就会坍缩成黑洞。举例来说，一个质量大于太阳三倍的恒星，而它的体积的半径要缩小到太阳半径的四千四百分之一以下时，才能成为黑洞。
　　王：我还有一个疑问，既然黑洞黑黝黝的什么也看不见，在茫茫无际的太空中，怎么知道它的存在，又怎么找到它呢？
　　煞费苦心觅黑洞
　　李：是啊，怎样找到黑洞呢？科学家们也为此伤了不少脑筋哩！这可不是一件容易的事。根据黑洞形成的条件，要找到它，当然应该从那些质量足够大的恒星中找起。然而离我门地球最近的大质量恒星，少说也有十光年之遥。而黑洞的周长又都在一千公里以下，这在茫茫无际的太空，实在小得可怜。加上它又看不见，要直接找到它，比大海里捞针还困难尼!