在广义相对论方程的某些解中，有可能使我们的那位宇航员看到裸奇点。他也许能做到避免与奇点相遇，而是落入并穿过一个“虫洞”28，出现在宇宙的另一个区域中。这一结果应当为时空旅行提供了一些绝妙的可能性。然而，遗憾的是所有这些解似乎都是非常不稳定的。极小的一点扰动，譬如一名宇航员的存在，就有可能使这类解发生变化，从而使这位宇航员在碰上奇点并到达其时间终点之前，不可能看到这个奇点。换言之，奇点永远处于宇航员的未来，绝不会出现在他的过去。

宇宙监督假设的强版本指出，在一个现实的解中，奇点要么就像引力坍缩中的奇点那样永远出现在未来之中，要么便会像大爆炸那样完全见之于过去，二者必居其一。人们渴望某种版本的宇宙监督假设能得以成立，因为在接近裸奇点的地方也许有可能实现到过去时代去旅行。尽管对科幻小说家来说这应当是一个妙不可言的题材，但一旦付诸实现，任何人的生命将不再会永远安全。有人也许会回到过去，在您尚未成为胎儿之前就把您的父亲或者母亲杀死了。

在引力坍缩并形成黑洞的过程中，运动会被引力波的发射所阻断。因此，可预料到的情况是，无需太长时间黑洞便会平静下来，并处于某种稳恒状态。过去人们通常认为，这种终极稳恒状态应当取决于经坍缩而形成黑洞的那个天体的具体细节。黑洞可能大小不一，形状各异，而且它们的形状甚至有可能不是固定不变的，而是在不停地脉动。

然而，1967年沃纳·伊斯雷尔在都柏林发表的一篇论文使关于黑洞的研究发生了革命性的变化。伊斯雷尔证明了任何无自转的黑洞，必然呈现完美的圆球形。不仅如此，黑洞的大小应当由质量唯一地确定。实际上，这可以用爱因斯坦方程的一个特解来表述，这个特解是在广义相对论面世后不久的1917年由卡尔·史瓦西得出的。一开始，伊斯雷尔的这一结果，被包括他本人在内的许多人解释为黑洞只能从具有完美圆球形的天体坍缩而成的证据。鉴于任何一个真实的天体都不会是完美无缺的圆球体，上述结论意味着一般情况下引力坍缩会导致形成裸奇点。但是，罗杰·彭罗斯和约翰·惠勒对伊斯雷尔的结果给出了另一种解释，而且解释得非常细致。他们认为，黑洞的行为应该像一个液体球。尽管一个天体的初始状态并非为圆球形，但随着它的坍缩并形成黑洞，由于引力波的发射，这个天体会平静下来，并最终成为圆球状态。后来更详细的计算支持了这种观点，并最终为人们所普遍接受。

伊斯雷尔的结果只涉及到由无自转天体形成的黑洞这一种情况。与液体球相类似，人们会想到由一个有自转的非完美圆球形天体所形成的黑洞。由于自转的效应，这样的黑洞在其赤道周围应当表现出某种隆起。我们在太阳上观测到了因自转引起的这类隆起，而太阳的自转周期约为25天29。1963年，新西兰人罗伊·克尔发现了一组广义相对论的黑洞解，而且比史瓦西解更具有普遍性意义。这类“克尔”黑洞以恒定的速率自转，其大小和形状只取决于黑洞的质量和自转速率。如自转速率为零，黑洞便具有完美的圆球形，这时的克尔解与史瓦西解完全一致。但是，如果自转速率不为零，黑洞便会在其赤道附近向外隆起。因此，人们自然会推测，对于一个有自转的天体来说，它经历坍缩过程而形成黑洞的终极状态应当用克尔解来描述。

1970年，我的一位同事和研究生同学布兰登·卡特为证实这一推测迈出了第一步。他指出，如果一个以恒定速率自转的黑洞像一个自转的陀螺一样，有一个对称轴，那么黑洞的大小和形状应当只与它的质量和自转速率有关。之后，我于1971年证实，任何以恒定速率自转的黑洞确实应当具有这样一个对称轴。最后，到了1973年，伦敦国王学院的戴维·鲁宾逊利用卡特和我的结果证明，上述推测是正确的：这类黑洞确实必然是克尔解。

因此，黑洞经引力坍缩后一定会平静下来，它可以有自转，但并不出现脉动式变化。还有，黑洞的大小和形状应当只取决于它的质量和自转速率，与经坍缩而形成黑洞的那个天体的性质无关。这一结果被戏称为“黑洞无毛”。这意味着天体经坍缩而形成黑洞后，有关这一天体的许多信息全都丢失掉了，因为之后对这个天体有可能加以测定的全部信息仅限于它的质量和自转速率。在下一讲中我们将会看到这一结论的重要意义。无毛定理对黑洞的可能类型做出了严格的限制，所以它也具有非常重要的实际意义。因此，人们可以对有可能包含黑洞的那些天体构筑一些详细的模型，并把这些模型的预测与观测结果加以比较。

从科学史上看，一种理论先借助数学模型进行非常详细的推导，之后才通过观测取得证据以说明它的正确性，这种情况为数并不很多，而黑洞可算是其中一例。实际上，一些对黑洞持反对意见的学者就曾经把这一点作为他们的主要理由。须知，有关这些天体的唯一证据是根据广义相对论计算出来的，而这种理论又未必完全靠得住，那么人们怎样才能相信它们呢？

然而，在1963年，加利福尼亚帕洛马山天文台的一位天文学家马尔滕·施密特发现了一个暗弱的恒星状天体，该天体位于名为射电波源3c273的方向上，这里3c273指的是剑桥第三射电源表中编号为273的射电源。他测得了该天体的红移，结果发现其红移惊人之大，因而不可能是由引力场造成的：如果这是一种引力红移，那么这个天体必然具有极大的质量，而且应该离我们非常近，以至于会影响到太阳系中行星的运动轨道。由此说明红移必另有起因，即起因于宇宙膨胀，而这又意味着该天体的距离非常遥远。既然在这么大的距离上还能看到它，这个天体必须非常亮，而且它所发出的能量必然大得出奇。

为了找到能产生如此大能量的原因，唯一可取的机制就是引力坍缩，且不是一颗恒星的坍缩，而是星系整个中央区域的坍缩。之后，又陆续发现了若干类似的其他“类恒星状天体”，即类星体，而且它们全都有很大的红移。不过，所有这些类星体都非常遥远，很难借助观测来提供黑洞存在的决定性证据。

有关黑洞存在的后继进展出现于1967年，剑桥的一位研究生乔丝琳·贝尔发现，天空中有一些天体在不断地发出很有规则的脉冲式射电波。最初，乔丝琳和她的导师安东尼·休依什以为，也许他们接触到了银河系中的某类外星文明。我确实还记得，在宣布这项发现的一次讨论会上，他们把第一批发现的四个源命名为lgm1—4，lgm代表“小绿人”30。

但是后来，他们以及所有其他的学者终于得出了一个不太含有浪漫色彩的结论：这类天体事实上只是一些自转中子星，并被命名为脉冲星。由于中子星的磁场与其周围物质有着复杂的间接性相互关系，它们会不断发出脉冲射电波。这样的结果使描述空间探索的那些西部小说的作者深感不快，然而对当时我们中间相信有黑洞存在的少数人来说却是非常鼓舞人心的。这是关于存在中子星的第一项明确无误的证据。中子星的半径约为10英里，只有恒星转变为黑洞时所需临界半径的几倍大。如果一颗恒星可以坍缩到如此小的尺度，那么由此推想其他一些恒星有可能坍缩到更小尺度并成为黑洞就未必没有道理了。

既然根据自身明确的定义，黑洞不会发出任何光辐射，那么又怎样才有望能探测到它们呢？这似乎有点像在煤窖里寻找一只黑猫。幸好，对此还是有办法的——正如约翰·米歇尔在1783年他的那篇开创性论文中所指出的那样，黑洞的引力仍然会对邻近天体产生影响。天文学家已经观测到一些天体系统，其中的两颗恒星因彼此间的引力吸引而做互绕运动。他们也发现，在某些这类系统中只能看到一颗恒星，它绕着某个不可见的伴星做轨道运动。

当然，不能马上由此得出伴星就是一个黑洞的结论，它也许只是一颗因为太暗而没有看到的恒星。然而，某些这类系统同时还是强x射线源，如天鹅x—1即为其中一例。对这类现象的最合理解释是，x射线是由可见恒星表面抛出的物质产生的。随着抛出物向不可见伴星下落，它展现出某种旋涡式运动——就像水从浴缸中流出来一样，而且变得非常炽热，发出x射线。为使这种机制得以发挥作用，不可见天体必须非常小，如白矮星、中子星，或者黑洞。

现在，从观测到的可见恒星的运动状况，可以确定不可见天体的最小质量。就天鹅x—1来说，这一质量约为太阳质量的6倍。根据昌德拉塞卡的结果，如果不可见天体是一颗白矮星，那么这个数字就太大了。因此，看来它必然是一个黑洞。

还有其他一些模型可用来解释天鹅x—1而无需涉及黑洞，不过它们全都显得相当牵强附会。看来，黑洞是对观测结果唯一最为自然的解释。尽管如此，我曾与加州理工学院的基普·托恩打过赌：天鹅x—1实际上并不含有黑洞。对我而言，这是某种形式的保险策略。关于黑洞我做了大量的工作，如果最终发现黑洞并不存在，那么所有这些工作便全都白费劲了。但是一旦出现这种情况，我将会得到些许安慰，那就是赢得我的赌注，即获赠四年的《私家侦探》杂志。要是黑洞确实存在，那么基普将只能获得为期一年的《阁楼》杂志，因为当我们在1975年打这个赌时，已有80%的把握知道天鹅座的那个天体是一个黑洞。现在，我要说的是这种可能性已达到95%左右，不过这笔赌债已经结清了。

有证据表明，在我们的银河系内的其他一些天体系统中有黑洞存在，而且在河外星系和类星体的中心还存在质量大得多的黑洞。我们还可以考虑这样一种可能性，即也许会存在一些比太阳质量小得多的黑洞。这类黑洞不可能通过引力坍缩过程形成，因为它们的质量小于昌德拉塞卡极限。对于这类小质量恒星来说，即使在内部核燃料耗尽之时，它们仍能自行维持与引力间的平衡。因此，能形成小质量黑洞的唯一条件是，在非常大的外部压力的作用下，物质能被压缩到具有极高的密度。这种条件有可能出现在非常大的氢弹中。物理学家惠勒曾经做过一项计算：如果能把地球上全部海洋中所有的重水31都提炼出来，就有可能制成一枚氢弹，而这枚氢弹会把中心区的物质高度压缩，并最终生成一个黑洞。不过遗憾的是，那时没有人能存活下来去观察它了。

一种更为现实的可能性是，这类小质量黑洞也许已经在极早期宇宙的高温、高压条件下形成了。如果早期宇宙的物质分布并非绝对平滑和完全均匀，那么就有可能形成黑洞，原因在于那时某个小区域的物质密度会高于平均密度，它会通过上述方式经压缩而形成黑洞。然而，我们知道过去必定存在过一些密度分布不规则区，不然的话今天宇宙中物质的分布应该仍然保持完全均匀的状态，而不会集聚成恒星和星系了。

为了说明恒星和星系的存在需要有密度的不规则分布，而这种不规则性会不会导致相当大数目的此类原初黑洞的形成，则取决于早期宇宙中诸多条件的细节。所以，要是我们能确定目前所存在的原初黑洞的个数，就应当会获得有关宇宙极早期阶段的许多认识。对于质量大于10亿吨（相当于一座大山的质量）的原初黑洞来说，只能通过它们的引力作用对其他可见物质，或者对宇宙膨胀的影响来加以探测。然而，我们在下一讲中将会明白，黑洞并非完全黑不可知：它们会像灼热物体那样发出辐射，而且黑洞的质量越小，所发出的辐射越强。由此可见，与大黑洞相比，较小质量的黑洞实际上也许更容易探测到，这听起来显得有点不合常理。