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爱因斯坦的怪物:探索黑洞的奥秘-电子书下载

人文社科 1个月前 (07-14) 59次浏览 已收录 0个评论 扫描二维码

简介

黑洞是宇宙中最极端的天体,而它们又无处不在。每一颗大质量恒星死后都会留下一个黑洞,每一个星系的中心都隐匿着一个超大质量黑洞。这些黑暗巨兽神秘得令人恐惧,即使那些毕生专门研究它们的科学家也仍然感到震惊。是星系还是位于其中心的黑洞先出现?如果你旅行到一个黑洞中,则结果会发生什么——瞬间死亡还是其他更怪诞的事情?也许最重要的是,当黑洞由于其本性而摧毁信息时,我们如何才能确切地了解有关黑洞的故事呢?

作者介绍

克里斯•伊姆佩是亚利桑那大学(University of Arizona)天文系的一位杰出教授。他撰写和出版了两本天文学教科书,此外还有广受好评的《超越》(Beyond)、《它是如何开始的》(How It Began)、《它是如何结束的》(How It Ends)和其他四本书。他现居亚利桑那州的图森(Tucson, Arizona)。

部分摘录:
科学的发展取决于理论和观察之间的相互影响。千百年来,人类对宇宙的运行方式有过许多富有想象力的想法。但是,如果没有从观察中获得的数据,那么即使最聪明的想法也只能停留在推测的范畴。是否确实有证据能证明质量可以在宇宙中消失不见?
尽管想象黑洞很困难,但它们是真实存在的。这是近50年来科学家研究恒星的最终状态所得出的确定结论。一个孤立的黑洞是完全看不见的。它在时空中造成的断裂非常小,以至于任何望远镜都无法观测到。但大多数恒星都处于双星系统或多星系统之中,因此可见恒星可以暗示它的暗伴星的存在。
光明与黑暗的力量 当看着太阳的时候,你很难相信自己正在观看一场光明与黑暗之间的大战。尽管太阳似乎一直都没有变化,但粒子以接近光速的速度到处疾驰,行星大小的等离子体团块也在不停地翻腾。这是一个恒温控制的核熔炉,其内部的每一个点都存在着一种向内的力和向外的力,而且二者是平衡的。前者是引力,后者是由氢聚变成氦时所释放的辐射[1]。只要核聚变的燃料还在,那么这两种力中的任一种就都不会占据上风。
如果你要对这场战争的长远结果下赌注,那么引力会是明智的选择。核燃料是有限的,但引力是永恒的。在像太阳这样的恒星中,氢被耗尽后,恒星内部的压力就消失了,恒星的核心就坍缩成一个温度更高、密度更大的结构,在那里氦可以聚合成碳。这一反应进行得很快,当氦耗尽时,温度无法上升到足以引发新的核反应。压力支撑消失后,恒星的核心将再次面临引力坍缩。当最后的燃料耗尽时,太阳将经历一个短暂的璀璨阶段,将其大约1/3质量的物质抛射出来,形成一个以超音速运动的气体壳。这些快速移动的气体升温并发光,产生行星状星云的绚丽色彩。任何在50亿年后从另一个恒星系统观察太阳的人都会看到一场壮观的光影表演。任何从地球上观看的人都会陷入巨大的麻烦之中,因为喷出的气体会使生物圈蒸发并灭绝一切生命。
恒星是生存还是死亡取决于它的质量(见图10)。恒星的各种不同命运在它们诞生时就已注定。所有的恒星根据其质量的不同,都会变成白矮星、中子星或黑洞。对于一颗恒星来说,并不存在一个“典型的”质量或大小,尽管从混沌的气体云中形成恒星的过程所产生的小恒星比大恒星要多得多。太阳在质量范围的低端,比它更低的是被称为红矮星的暗淡恒星。红矮星的数量是像太阳这样的恒星的数百倍。恒星的寿命也由质量决定,因为引力决定了核心的温度,而核心的温度又决定了核反应的速度有多快,进而决定了核燃料能维持多久。像太阳这样的恒星把氢聚变成氦的反应会持续100亿年,在今天我们已经走过了这个时间跨度的一半[2]。一颗质量为太阳一半的恒星的寿命为550亿年,而宇宙的寿命只有140亿年,因此在宇宙的历史上,还从来没有这一质量的恒星死亡过。一颗质量仅为太阳1/10的红矮星是仍能发生聚变反应的最小恒星,它会像守财奴一样吝啬地消耗燃料。在理论上,这样一颗恒星的寿命将超过1万亿年——不可想象的漫长时间。即便如此,这颗红矮星也只是推迟了不可避免的事情的发生,因为总有一天燃料会耗尽,昏暗的星光必定会逐渐熄灭,引力将因其耐心而得到回报。
质量比太阳大的恒星有着更短、更壮观的一生。它们都在做太阳现在正在做的事情——把氢聚变成氦,但它们的引力更大,因此其内核温度更高,并以惊人的速度消耗燃料。恒星的质量越大,其核心温度就越高,寿命也就越短。大质量恒星可以将元素周期表中从氢直至铁(最稳定的元素)的所有元素聚合。当核反应进行到铁停止时,恒星内核处于一种奇怪的物理状态:温度高达10亿摄氏度、密度比水大100倍的铁等离子态。由于没有了来自核心的压力,因此它会坍塌,而向内的压缩波会向外反弹成温度达数十亿摄氏度的冲击波,使内核中直至铀的重元素在瞬间聚合。这就是超新星爆发,宇宙中最引人注目的事件之一。贵金属被抛向太空,成为下一代恒星和行星的组成部分。恒星的初始物质被大量喷射出去,但剩下的部分则被引力不屈不挠地紧紧挤压在一起。
引力和黑暗是最后的胜利者 恒星的遗迹真是物质的奇异状态,是我们在实验室中无法制造出来的。我们所能做的只是利用物理定律,并希望我们的理论足够健全,能够胜任这项任务。在20世纪的天体物理学领域,一些最优秀的学者致力于研究恒星的遗迹。
恒星的最终结局取决于该恒星诞生时的最初质量。恒星诞生于大气体云的碎裂和坍缩过程,这一过程产生的小质量恒星比大质量恒星多得多。所有恒星随着其年龄的增长都会失去一部分质量,在此期间发生的事情很复杂,因此不同结局之间的界限并不明确。诞生时质量小于8倍太阳质量的恒星会坍缩成一种异常致密的物质状态,称之为白矮星。绝大多数恒星的质量都小于太阳,因此95%以上的恒星都会以这种方式终结自己的一生。例如,太阳在死亡变成白矮星之前,会在其生命最后的璀璨阶段失去约1/3的质量。
1783年,英国天文学家威廉·赫歇尔意外地发现了一颗名为40 Eridani B的恒星,但他无法测量它的大小,因此他没有意识到这颗恒星不同寻常。1910年,天文学家将注意力重新聚焦于这颗暗淡的恒星,它处于一个双星系统中。它的轨道显示其质量与太阳的质量相当。天文学家知道它的距离,并推断在同样的距离下,它的亮度是太阳的万分之一。然而它是白色的,因此其温度比太阳高得多。如果你想理解为什么这件事令人费解,那么请设想你在一个黑暗的房间里看着电炉上的电热板。一块开在低挡的电热板发出橙光,就像太阳一样。另一块电热板开在高挡,温度高得多,因此它发出白光。发白光的电热板比发橙光的电热板亮得多。要使发白光的电热板看起来比发橙光的电热板暗淡得多,它就必须小得多。按照同样的逻辑,在40 Eridani系统中,这颗暗淡的恒星必须比太阳小得多。由于它与太阳有相同的质量,因此它的密度要比太阳大得多[3]。
恩斯特·奥匹克计算出40 Eridani B的密度应该是太阳密度的25000倍,他声称这“不可能”[4]。使“白矮星”一词得以普及的亚瑟·爱丁顿描述了一颗白矮星发生的令人难以置信的反应:“我们通过接收和解读恒星的光线带给我们的信息来了解它们。这条信息被解码后读起来是这样的:‘构成我的材料的密度比你见过的任何东西都要大3000倍。1吨我的材料只有一小块,你可以把它放进火柴盒里。’对于这样一条消息,我们能如何回答呢?1914年,我们大多数人的回答是:‘闭嘴,不要胡说八道!’”[5]
爱丁顿不是一个谦逊的人。一位同事对他说:“爱丁顿教授,世界上仅有3个人懂相对论,你一定是其中之一。”当时,他停顿了一下。于是那位同事说:“别这么谦虚了。”爱丁顿回答说:“正相反,我在想那第三个人是谁。”[6]即使爱丁顿是预言了白矮星的天体物理学大师,但他仍称它们为“不可能的恒星”。
一颗典型的白矮星的大小与地球相当,但其质量与太阳相当。它的密度比水大100万倍。由于没有核聚变释放出能量,因此也就没有向外的压力。引力使气体收缩,从而压碎原子结构,形成由游离核和电子组成的等离子体。只有在这一刻,引力才最终被挫败。1925年,沃尔夫冈·泡利提出了不相容原理,意思是没有任何两个电子具有完全相同的一组量子特性。它的效应是提供了阻止恒星遗迹进一步坍缩的压力[7]。白矮星形成时的温度会高达100000开,然后稳定地将它的热量辐射向太空,最后渐渐变成一片黑暗。
当时依靠印度政府奖学金求学的19岁剑桥大学学生苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡计算出,无论恒星的初始质量如何,其白矮星遗迹的质量都绝不可能超过太阳质量的1.4倍。如果大于这个质量,引力就会战胜量子力学效应,于是恒星就会坍缩成一个奇点。白矮星的这一最大质量被称为钱德拉塞卡极限[8]。这是一个精妙的计算,因此当钱德拉塞卡的偶像亚瑟·爱丁顿公开嘲笑坍缩到奇点的想法时,他所感到的失望是可以理解的。钱德拉塞卡觉得自己遭到了背弃,他认为这种轻蔑在一定程度上出于种族原因。我们总愿意认为科学是一种精英体制,但科学家也可能存有嫉妒之心和短视。(量子先驱保罗·狄拉克也经历过类似的阻力,他精辟地指出,科学是靠一个一个葬礼逐步向前推进的。)钱德拉塞卡最终被证明是正确的,并因其对恒星结构和演化的深刻见解而获得诺贝尔物理学奖。
钱德拉塞卡为物理学家打开了一扇门,让他们想象一颗恒星坍缩成除白矮星之外的天体时会发生什么。几年后,美国的天文学家沃尔特·巴德和弗里茨·兹威基几乎漫不经心地提出,在钱德拉塞卡极限以上,恒星坍缩后可能会形成纯中子物质,但他们没有做任何计算来支持这个猜想。1939年,烟不离手、作风严谨的罗伯特·奥本海默算出了答案。他与一个研究生一起确定了中子星的质量范围[9]。同年,正如我们已经看到的,他证明了在这个质量范围以上的恒星遗迹(超过太阳质量的3倍)一定会形成黑洞。
所有的恒星在死亡前都会失去质量。如上所述,在太阳死亡而形成白矮星之前,它会失去一半质量。所有诞生时质量不超过太阳质量8倍的恒星都会留下不超过太阳质量1.4倍的白矮星。如果一颗恒星的初始质量是太阳质量的8~25倍,那么它的内核就会持续坍缩,直到所有的质子和电子都结合成纯中子物质为止[10]。由于不存在电场力,因此中子就像鸡蛋盒里的鸡蛋一样挤在一起。支撑着这种物质以防止其进一步坍缩的是强大的核力以及更强的量子力,而后者也阻止了白矮星进一步坍缩。这就是中子星,宇宙中最小、最致密的一类星体。当天体的质量超过25倍太阳质量时,我们面对的就是“爱因斯坦的怪物”这一可能性(见图11)。
中子星对我们的想象力提出了挑战[11]。一颗中子星就像一个城市大小的原子核,其原子序数为1057。它的物质密度比水大1000万亿倍。倘若将一块方糖大小的白矮星物质拿到地球上,其质量会是1吨,但是倘若将一块方糖大小的中子星物质拿到地球上,其质量就相当于珠穆朗玛峰的质量。当一颗恒星发生如此剧烈的坍缩时,磁场也会被挤压和集中。有些中子星的磁场强度比地球磁场强千万亿倍,其表面附近的引力如此之强,以至于从1米高处坠落的物体在与地面碰撞的瞬间会被加速到480万千米/小时。角动量守恒意味着当恒星坍缩时,像太阳这样的恒星在正常情况下的缓慢自转会被放大。自转最快的中子星每秒自转716周,即每分钟自转42000圈。这样一个快速自转的固态天体并不完全稳定,因此其固体外壳会在被称为星震的事件中发生剧烈的变化。
如何才能探测到中子星?这些城市大小的星体不该发光,因为它们不像普通恒星那样聚变元素。几十年来,天文学家把它们归为天体物理学中的奇闻异事:一些需要想象而从未目睹的事情。然后到了1967年,年轻的研究生乔斯林·贝尔和她的论文导师托尼·休伊什探测到狐狸座中有一不明天体发出了周期为1.3373秒的射电脉冲。这些脉冲是如此强大且有规律,以至于贝尔和休伊什认为这个天体可能是一座灯塔,因此他们开玩笑地把它命名为LGM-1(Little Green Men,小绿人)。其他的“脉冲星”也很快就被发现了,贝尔和休伊什把它们与早先的中子星预言联系了起来。强磁场驱动中子星表面的热斑发出射电辐射,当旋转的中子星像灯塔的光束那样将这种辐射扫过射电望远镜时,人们就会观测到脉冲。
7年后,发现脉冲星的诺贝尔奖被授予休伊什和射电天文台的负责人马丁·赖尔,而不是真正发现脉冲星的乔斯林·贝尔,争议随即爆发了。科学界的许多人都清楚,她被排除在这项荣誉之外是因为她是一位年轻的女性。那时,获得过诺贝尔物理学奖的科学家已超过200位,其中只有两位是女性:1903年的玛丽·居里和1963年的玛丽亚·戈佩特·梅耶[12]。
射电望远镜巡天发现的脉冲星的数量稳步增加到3000多颗。然而,由于导致热斑的条件很罕见,因此只有极少数中子星是射电脉冲星。银河系有数以百万计的中子星,它们中的绝大多数都在深空中安静地自转着,黑暗而无法被探测到。

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