第13章 黑洞(1)[第4页/共5页]

朗道指出，恒星还存在另一种能够的终态。其极限质量约莫也为太阳质量的一倍或二倍，但是其体积乃至比白矮星还小很多。这些恒星是由中子和质子之间，而不是电子之间的不相容道理架空力支撑的。以是它们叫做中子星。它们的半径只要10英里摆布，密度为每立方英寸几亿吨。在第一次预言中子星时，没有任何体例去察看它。

他指出，一个质量充足大并充足致密的恒星会有如此强大的引力场，乃至连光芒都不能逃逸：任何从恒星大要收回的光，在还没达到远处前就会被恒星的引力吸引返来。米歇尔表示，能够存在大量如许的恒星，固然因为从它们那边收回的光不会达到我们这里，我们不能看到它们；但是我们仍然能够感到它们引力的吸引。这恰是我们现在称为黑洞的物体。它是名副实在的――在空间中的黑的浮泛。

昌德拉塞卡指出，不相容道理不能够禁止质量大于昌德拉塞卡极限的恒星产生坍缩。但是，按照广义相对论，如许的恒星会产生甚么环境呢？1939年一名美国的年青人罗伯特・奥本海默初次处理了这个题目。但是，他所获得的成果表白，用当时的望远镜去检测不会有任何观察成果。今后，第二次天下大战插入，奥本海默本人非常用心肠处置原枪弹研制。战后，因为大部分科学家被吸引到原子和原子核标准的物理中去，因此大部分人健忘了引力坍缩的题目。但在20世纪60年代，当代技术的利用使得天文观察范围和数量大大增加，这重新激起人们对天文学和宇宙学的大标准题目的兴趣。奥本海默的事情被一些人重新发明并推行。

1783年，剑桥的学监约翰・米歇尔在这个假定的根本上，于《伦敦皇家学会哲学学报》上颁发了一篇文章。

1928年，一名印度研讨生――萨拉玛尼安・昌德拉塞卡――乘船来英国剑桥跟英国天文学家兼广义相对论家阿瑟・爱丁顿爵士学习。（据记录，在20世纪20年代初，有一名记者奉告爱丁顿，说他传闻天下上只要三小我能了解广义相对论。爱丁顿停顿了一下，然后答复：“我正在想这第三小我是谁？”）在从印度来英国的旅途中，昌德拉塞卡算出了在耗尽统统燃料以后，多大的恒星仍然能够对抗本身的引力而保持本身。这个思惟是说：当恒星变小时，物质粒子相互