黑洞这一术语的出现乃是不久前的事。它是美国科学家约翰·惠勒在1969年创造出来的，用以形象化地描述至少可追溯到两百年前的一种观念。在那个时期，存在两类有关光的理论。一类理论认为，光是由粒子组成的，而另一类则主张光是一种波。现在我们知道，这两类理论实际上都是正确的。根据量子力学的波粒二象性，光既可以看作为波，也可以看作是粒子。就光是由波构成的理论而言，在引力作用下光会有何种表现是不清楚的。但是，如果光是由粒子组成的，那么就有可能对粒子在引力影响下的表现做出预言，而这时引力的作用方式与对炮弹、火箭以及行星是一样。

在这一假设的基础上，剑桥的一位教师米歇尔于1783年在《伦敦皇家学会哲学学报》上发表了一篇论文。在该篇论文中米歇尔指出，如果一颗恒星的质量足够大，密度又足够高，那么恒星所具有的强引力场就有可能使光也无法逃逸掉。任何从恒星表面发出的光，还没有跑得太远就会在恒星引力的作用下被拽回来。米歇尔认为，这类恒星可能大量存在。鉴于它们所发出的光线不会到达我们这里，我们就不能看到这样的恒星；尽管如此，我们仍然能探测到它们的引力作用。这类恒星就是我们现在所说的黑洞，因为那是名副其实的——空间中的一些黑不可见的空洞。

几年以后，法国科学家拉普拉斯侯爵提出了类似的看法，而且他的工作显然与米歇尔无关。有意思的是，拉普拉斯的这一观念仅见之于他的专著《世界之体系》一书的第一和第二版，而在随后的各版本中再也没有出现；也许，拉普拉斯已认定这种观念太过荒唐。事实上，由于光速是恒定的，在牛顿引力理论中像对炮弹那样来处理光就必然会出现矛盾。由于引力的作用，从地球上向上发射的炮弹会渐而减速，最终便告停止，并随之落回地面。但是，光子会以恒定的速度持续不断地向上运动。那么，牛顿引力能以何种方式影响到光呢？直到爱因斯坦于1915年提出广义相对论之时，一种关于引力如何影响光的自洽理论才得以问世；而且即便如此，只是在又过了很长一段时间之后，人们才真正明白了爱因斯坦理论对大质量恒星的含意。

为了理解黑洞是怎样形成的过程，首先需要弄清楚恒星的生命周期。当大量的气体（其中大部分是氢）在自引力的作用下开始坍缩，最终便会形成一颗恒星。随着气体的收缩，气体中原子间的碰撞变得越来越频繁，同时运动速度越来越大，其结果是气体的温度不断升高。最终，气体的温度变得非常之高，以致氢原子间不再因碰撞而相互弹开，而是会并合在一起形成氦原子。这种反应犹如受控氢弹，而反应所释放的热量就是使恒星闪闪发光的原因。由此产生的热量还会使气体的压力增大，直到压力足以与引力相平衡时气体便不再收缩。这种情况有点像气球内部空气的压力与气球胶皮张力之间的平衡：空气压力力图使气球膨胀，而胶皮张力则力图使气球缩小。恒星会在很长的一段时间内维持这样的稳定状态，即核反应产生的热量与引力相平衡。然而，恒星最终会把内部的氢和其他核燃料消耗殆尽。而且，恒星形成之初所含有的核燃料越多，它把燃料耗尽所花的时间就越短，这看上去有点不合常理。原因在于，恒星的质量越大，能与引力取得平衡所需的温度就越高，而温度越高，燃料消耗的速度便越快。对我们太阳来说，所含有的燃料很可能足以再用上50亿年左右，但更大质量的恒星可以在1亿年这么短的时间内把燃料耗尽，这要比宇宙年龄小多了。一旦燃料耗尽，恒星便会冷却下来，于是它就开始收缩。之后又可能发生什么情况，对此最早的认识已经是20世纪20年代的事了。

1928年，一位名叫苏布拉马尼扬·昌德拉塞卡的印度研究生乘船赴英格兰，拟就读于剑桥，并师从英国天文学家亚瑟·爱丁顿爵士。爱丁顿是一位广义相对论的行家。这里有一则故事，说是有一位旅行家曾于20世纪20年代初询问爱丁顿，他听闻世界上仅有三个人理解广义相对论。爱丁顿对此的回答是：“我正想知道这第三个人究竟是谁。”

在从印度出发的这次旅行途中，昌德拉塞卡完成了一项工作：质量多大的恒星能在全部燃料消耗殆尽后，仍然可以抗拒其自身引力而存在下来。他的思路是，随着恒星变小，物质粒子彼此间会靠得非常近。但是，泡利不相容原理24指出，两个物质粒子不可能同时占有相同的位置和相同的速度。据此，物质粒子的速度必定相差甚巨。这会使粒子互相远离，于是促使恒星趋于膨胀。所以，在引力的吸引作用和不相容原理造成的斥力之间会达到某种平衡，而恒星的半径便能维持不变，正如在它生命的早期引力与热量间取得平衡一样。

然而，昌德拉塞卡意识到，对不相容原理所能提供的斥力来说，存在某一个限值。相对论限制了恒星中物质粒子运动速度的最大差异不得超过光速。这意味着当恒星密度变得足够高时，不相容原理引起的斥力应当小于引力的吸引作用。昌德拉塞卡的计算表明，对于一颗无能源的恒星来说，当它的质量大于约1.5倍的太阳质量时，这颗恒星便不可能抵抗其自引力的作用而维持现状不变。现在，人们把这个质量称为昌德拉塞卡极限。

这一点对大质量恒星的终极归宿有着极为重要的意义。如果质量小于昌德拉塞卡极限，恒星最终会停止收缩，并安然进入一种可能的终极状态，成为一颗白矮星25，半径为几千英里，密度达到每立方英寸数百吨。白矮星就是由恒星物质中电子间的不相容原理斥力来维持的。我们已观测到了大量的这类白矮星。第一个被发现的白矮星是绕着天狼星运动的那颗恒星，而天狼星是夜空中最明亮的恒星。

人们又意识到，对于一颗质量范围约为一至两倍太阳质量的恒星来说，还存在另一种可能的终极状态，但其尺度甚至比白矮星还要小得多。维持这类恒星的力，应当来自中子和质子（而不是电子）间的不相容原理斥力。正因为如此，它们便称为中子星26。中子星的半径只有10英里左右，而密度则达到每立方英寸数亿吨。当人们首次对中子星做出预言之时27，还没有任何方法可以观测到中子星，探测到中子星已是好多年之后的事了。

另一方面，对质量超过昌德拉塞卡极限的恒星来说，当它们走到燃料耗尽这一步时会出现很大的问题。在一些情况中，恒星可以发生爆炸，或者通过某种方式抛去足够多的物质，这样一来它们的质量便会低于昌德拉塞卡极限，然而要确信无论恒星有多大总会发生这类事件是很困难的。如何才能知道恒星必定会损失质量？而即使每一颗恒星都会通过某种途径失去足够多的质量，那么要是对白矮星或中子星补充更多的质量使之超过昌德拉塞卡极限，又会出现何种情况？恒星是否会持续坍缩下去，直至密度达到无穷大呢？

爱丁顿对此感到震惊，他拒不接受昌德拉塞卡的结论。爱丁顿认为，恒星绝无可能会坍缩成一个点。这也正是大多数科学家的观点。爱因斯坦本人发表过一篇文章，他断言恒星不会收缩为零尺度。其他一些科学家也对此持反对意见，特别是爱丁顿，须知爱丁顿曾是昌德拉塞卡的导师，又是关于恒星结构研究方面的最大权威，而这些意见便促使昌德拉塞卡放弃了他的工作思路，并转而从事天文学其他问题的探索。然而，1983年昌德拉塞卡被授予诺贝尔奖，这至少有一部分是鉴于对他有关无能源恒星极限质量之早期研究工作的肯定。

昌德拉塞卡已经证明，对一颗质量大于昌德拉塞卡极限的恒星来说，不相容原理不可能使其坍缩过程停止下来。但是，如何依据广义相对论来推测这类恒星会发生些什么情况的问题，则一直要到1939年才由一位年轻的美国人罗伯特·奥本海默给出解答。不过，他的结论表明，借助当时的望远镜不可能探测到任何观测结果。后来，二次大战不期爆发，奥本海默本人全身心地投入到了原子弹计划之中。战后，有关引力坍缩的问题基本上已被人遗忘了，因为那时大多数科学家的兴趣已专注于原子和原子核尺度上所发生的现象。然而，在20世纪60年代，随着现代技术用于天文观测，观测对象的数量和范围大大地扩大了，从而重新激活了人们对天文学和宇宙学中一些大尺度问题的兴趣。这时，一些学者再度注意到了奥本海默的工作，并对之加以发展。

根据奥本海默的工作，我们现在可以得到如下的图像：与无恒星存在的情况相比，由于恒星引力场的存在，会使光线在时空中的路径发生改变。光在发出后，它在时空中行进的路径可以用光锥来表述，光锥的顶点即为发出瞬间光所处的位置，而光锥会朝向恒星表面略有弯曲。这种现象在日全食时是可以观测到的，表现为来自远方恒星的星光出现了偏折。随着恒星的收缩，恒星表面的引力场越来越强，而光锥向内弯曲的程度亦渐而显著。在这一过程中，光要逸出恒星便变得越来越困难，而且对远方的观测者来说，星光会逐渐变得更暗、更红。

最终，当恒星收缩到某个确定的临界半径时，恒星表面引力场会变得非常强，其结果是光锥向内弯曲的程度之大使光再也不可能从恒星向外逸出。根据相对论，任何物体的运动速度都不可能大于光速。因此，如果光无法逸出，那么任何其他物体也就不可能向外逸出。这么一来，就会存在一个事件集合，或者说一个时空区域，任何事物都不可能从该区域逸出而到达远方的观测者。我们现在把这个区域称为黑洞，黑洞的边界称为事件视界，事件视界与刚好不能从黑洞逸出的光线路径相一致。

如果您正在注视一颗恒星坍缩为黑洞的过程，那么为了理解您会看到的情况，必须牢记在相对论中是不存在绝对时间的。每个观测者都有自己的时间量度。对于某颗恒星上的一个人来说，他的时间与远方另一个人的时间是不相同的，原因在于恒星有引力场。这一效应已经在地球上所做的实验中，通过安放在水塔顶端和底部的计时钟测出来了。设想在一颗坍缩中恒星的表面有一位无所畏惧的宇航员，他根据自己的表，每隔1秒钟向绕着这颗恒星运转的空间飞船发出一个讯号。在他表上的某个时间，比如说11点，恒星收缩到了临界半径之内，这时引力场变得非常强，以至于讯号再也不可能到达他的飞船了。

对于留在飞船上观察的伙伴们来说，他们应当发现随着11点的不断逼近，那位宇航员所发出的一个接一个讯号间的时间间隔会变得越来越长。不过，在10时59分59秒之前，这种效应是很不明显的。在宇航员的10时59分58秒讯号与宇航员的表为10时59分59秒时所发出的讯号之间，伙伴们所必须等待的时间仅比1秒略为长了一点点，然而若要想收到11时的讯号，他们必须得无限期地永远等下去。根据宇航员的表，光波是从10时59分59秒与11时之间从恒星表面发出的，而从飞船上来看，那光波将绵延于无穷大的时间间隔里。

在飞船上，依次到达的光波之间的时间间隔会变得越来越长，因而星光会显得越来越红，也越来越暗。最后，恒星会变得非常之暗，而从飞船上就再也不能看到它了。这时，所剩下的就只是空间中的一个黑洞。不过，恒星仍然会对飞船施以相同的引力作用。这是因为对飞船来说恒星依然是可观察的，至少原则上应该如此。只是由于恒星引力场的作用，恒星表面发出的光有非常大的红移，结果便不可能看到了。但是，红移不会影响到恒星自身的引力场。因此，飞船仍会绕着黑洞继续作轨道运动。

彭罗斯和我在1965至1970年间所做的一项工作证明，根据广义相对论，在黑洞内部必然存在着一个密度无穷大的奇点。情况有点像时间起点时的大爆炸，但对坍缩中的天体和那位宇航员来说，这应当是时间的终点。在奇点处，科学定律以及我们预测未来的能力一概失效。不过，这种预测能力的失效并不会影响到留在黑洞外的任何观测者，因为无论是光，还是其他什么讯号，都不可能到达他们那里。

这个引人注目的事实导致彭罗斯提出宇宙监督假设，这一假设从含义上也许可理解为“上帝嫌弃裸奇点”。换句话说，由引力坍缩造成的奇点只能出现在像黑洞那样的地方，奇点在那里被事件视界严严实实地隐藏了起来，外部观测者根本就看不到。严格说来，这正是所谓的弱宇宙监督假设：它保护了留在黑洞外的观测者，奇点处出现的预测能力失效的种种后果对其是没有影响的。但是，对不幸落入黑洞的那位可怜的宇航员来说，这一假设却无任何的保护作用。难道上帝不也应该保护他的体面吗？