黑洞问题再思考.docx

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1、现代物理学基础的思考之十一：黑洞问题目录第章黑洞问题的提出1.经典力学框架中的黑洞问题2 .广义相对论下黑洞的概念3 .奇点定理与能量条件4 .施瓦西黑洞与拉普拉斯黑洞完全相同5 .量子力学与黑洞第二章黑洞问题的研究1 .黑洞活动的证据2 .彭罗斯和霍金的争论第三章：黑洞的存在性质疑1.席瓦西度规并没预言黑洞一定存在黑洞不存在的一个简单证明3 .黑洞的存在性质疑4 .现代天文学实验对于黑洞存在性的质疑5 .美科学家称宇宙间不存在黑洞引发激烈讨论第一章黑洞问题的提出1.经典力学框架中的黑洞问题1.1拉普拉斯黑洞概念的提出过程回顾虽然黑洞这个名字直到1968年才由美国科学家惠勒(Wheele)提出

2、来.然而，有关黑洞研究的历史却可追溯到200多年以前.在整个18世纪,科学家们大都相信牛顿的光粒子学说，这个学说认为光是由光源以极高的速度发出的粒子组成.1783年，英国科学家米歇耳(MiChelD假定光粒子也像其他物体一样受到引力的作用，他计算了一个具有太阳密度的天体必须多大，才能使逃逸速度大于光速.米歇耳得出，直径为太阳宜径500倍的这样一个天体，其逃逸速度应该超过光速.如果这样的天体存在，光也不能逃离它们，所以这样的天体人们是看不见的.1795年，法国的拉普拉斯(PS.1.aplace,17491827)首次提出了“黑洞”的概念，他认为地球的逃逸速度是11.186公里/秒，如果地球的半径

3、r缩小到几厘米，其密度将非常大，地球表面物体的逃逸速度将超过光速3X105公里/秒，这时外部的光可以射到地球上来，但地球上的光却无法逃逸到太空中去，太空外部的人看不到地球云层反射的光，地球就成了宇宙中的一只“黑洞”.同理，如果宇宙中有某些天体的密度特别大，也就会变成宇宙中的“黑洞1798年法国著名数学家和天文学家拉普拉斯(1.aPlaCe)也独立地推导出与米歇耳相同的结果.米歇耳和拉普拉斯所提出的看不见的天体，就是今天所说的黑洞.米歇耳和拉普拉斯的工作都是建立在牛顿引力理论基础上的.由于米歇耳的研究没有引起人们的注意，直到20世纪80年代才被重新发现，因此用牛顿力学得出的黑洞一直被称为拉普拉斯

4、黑洞.给定一个质量为机半径为万的星球，并假设星球的质量是均匀分布的，再给定一个静止质量为相。的质点，下面研究质点加0在星球引力作用下的运动规律，由于讨论静态球对称的情况，因此可进一步假设质点MO只在星球的径向做直线运动.首先将球坐标系固定在星球上，并令坐标原点与星球球心相重合.在牛顿力学中，质点质量是一个常量，根据牛顿笫二定律和万有引力定律，质点运动(1),方程为：/电=一丝包dr厂公式(1)中的是质点的径向速度，在球对称问题中速度只是r的函数，因此有:ddudrdudrdrdrdr将公式(2)代入公式(1)中，整理后可得：xd=一萼drr对上式积分，并注意边界条件：尸S时，0,积分后可得速度

5、公式为：U=在后面研究中，需要经常使用参数夕，即速度与光速之比，由公式(4)可得:2GM(2),(4),注意公式(3)的右端只是r的函数，因此可以引入势函数,其中0满足：甄=粤(6)drr2对上式积分，并引入边界条件尸8时，0:0于是得到：=-(7),r将引力势9代入运动方程(3)中，则牛顿引力场中的运动方程为：对公式取积分，并注意利用公式(2),再代入边界条件，在尸8时，/0,O=O于2是得到：wy+=0(9),公式(9)就是牛顿引力场的能量守恒方程.按照牛顿引力理论，一个质点的动能若超过它的引力势能，质点就能摆脱星球的引力而逃逸，对于一个质量为M半径为的星球来说，在它表面上一个质量为根。质

6、点，根据能量守恒方程(9),该质点能够从星球表面逃逸的最小速度/很容易算出来，把(7)代入(9),我们有：除。必=也出(10),2R由公式(10)可求得逃逸速度：=J誓(11),从上式可以看出，质量越大半径越小的星球，其逃逸速度越大.令逃逸速度等于光速，由方程(11)求出半径，这个半径就是拉普拉斯半径.用这一方法,我们最终得到：l=2GM(12),式中C代表光速，也称为拉普拉斯半径，利用公式（ID很容易得到，当星球的半径小于拉普拉斯半径时，即RWr1.时，我们有：人C(13),这个公式表明，如果光也同一般物体一样受万有引力作用，那么在RW兀的条件下,光线就不能克服引力场而逃逸.换句话说，根据牛

7、顿引力理论，我们可以得出宇宙中存在这样一种星球，它的半径满足RW,1的条件，即：RW2GM(14),这种星球的引力是如此之强，光也不能从其表面逃脱，以至一个远方的观测者无法接收到从星球表面发出的光，这种星球拉普拉斯称其为看不见的星，也就是今天所说的黑洞.定义1.1：一个星球，如果它的逃逸速度人大于光速，即光也不能从其表面逃出，这个星球就是黑洞.牛顿物理中的黑洞形成后光球和星体的实际外表面重合,光傩关闭需环或雷远.富永曲弯步面里出界统引也临光被再个的者M或洞匕i,黑昧能，洞入出只动黑进线运统者1.2拉普拉斯黑洞的局限性黑洞问题属于强引力问题，在强引力场质点的速度可以接近光速.当用相对论的方法计算

8、的质点速度大于光速的O.79倍时，用牛顿力学公式(4)得出的速度就会大于光速，而此时牛顿力学早已不适用了.因此，黑洞问题是不能用牛顿力学研究的.然而，在200多年前，拉普拉斯在不知道牛顿力学的适用范围的情况下，用牛顿力学研究了黑洞，并推导出拉普拉斯黑洞.虽然用牛顿力学可以推导出黑洞，由于黑洞属于强引力问题，超出了牛顿力学的适用范围，因此拉普拉斯推导黑洞的方法是错误的.笔者认为，在经典力学范围推导黑洞是完全错误的，没有考虑万有引力的反作用力一一弱相互作用，光是电磁质量，与引力质量没有相互作用.参考文献：UWheelerJ.AmericanScientist,1968,56：12Michel,J.

9、Philos.Trans.1783,74：35-572.广义相对论下黑洞的概念米歇耳和拉普拉斯的工作提出不久，托马斯杨(丫。Ung)发现了光的干涉与衍射现象.在以后的一百多年间，光的波动学说代替了光的粒子学说，米歇耳和拉普拉斯建立在光的粒子学说基础上得出的结论,逐渐被人们淡忘了.直到1916年从爱因斯坦的广义相对论中导出了与他们相同的结果，米歇耳和拉普拉斯的工作才再度引起人们的关注.1916年，在爱因斯坦广义相对论发表后不久，施瓦西(SChWarZSChiId)导出了爱因斯坦场方程的一个准确解，即施瓦西解.这个解给出了对静态球对称黑洞，即施瓦西黑洞的描述，这标志着用广义相对论研究黑洞的开始.按

10、照广义相对论，物质决定时空如何弯曲，而光和物质的运动将由弯曲时空的曲率决定，当曲率大到一定程度时，光线就无法跑出去了，广义相对论中黑洞的概念就是这样产生的.下面是钱德拉塞卡(ChandrasekhanS)给出的黑洞定义.定义1：黑洞将三维空间分为两个区域，一个是以称之为视界的二维光滑曲面为边界的内区域，一个是视界以外渐进平直的外区域，而且内区域的点不能与外区域的点交换讯息.定义2：一个星球，如果它的逃逸速度人小于光速，即物体可以以小于光的速度从其表面逃逸，那么这个星球一定不是黑洞.爱因斯坦在广义相对论中所建立的引力场方程为：18兀G/.V-2v=-v,这个方程是高度非线性的，一般不能严格求解.

11、只有在对时空度规附加一些对称性或其他要求下，使方程大大简化，才有可能求出一些严格解.在引力场球对称的假定下，可以得到方程的史瓦西解：2MGc2d/2-,2MG1J2-r2(d2+si112ed02),显然，度规在=212和=0处奇异(趋于无穷大).但是r=2MGc2处的奇异是由于坐标系带来的，可以通过适当的坐标系变换来避免.1960年代，克鲁斯科(KrUSkaD提出一个说法.他说爱因斯坦场方程的解之所以会无穷发散，是因为坐标系选择得不好.如果我们选择一个适当的坐标系，便可以消除这个奇点.他提出以下的坐标变换，把时空坐标(r,t)变换到一对没有物理意义的抽象的数学坐标(u,v),叫做克鲁斯科坐标

12、：其中r2GV是施瓦兹查尔德半径.逆变换为:2rstanhr,)(3b)将这一变换画成图像，就得到克鲁斯科变换的图克鲁斯科变换的几个特征：1）空间的原点r:0从一个几何点变成了一条最上面的抛物线.（其实是一个四维曲面.别忘了极角和方位角坐标.）2）施瓦兹查尔德半径被变换到了U-V坐标系中的两条对角线.但是奇点并没有消失.3）整个时空宇宙占据了u-v坐标系中以对角线u=-v为界的右上方和以抛物线r=0为界的下面所界定的区域.4）施瓦兹查尔德半径以内的区域变换到了两条对角线以上，原点抛物线以下的区域I1.5）施瓦兹查尔德半径以外的空间变换到了两条对角线右面的区域I.从图表上我们看到，克鲁斯科变换并

13、没有把施瓦兹查尔德半径变掉，而是变成了u-v坐标系中的两条对角线.u-v坐标系没有物理意义.真正有物理意义的是r-t坐标.时空坐标系中度规是否发散是可以观测到的物理现象.一个无穷发散的物理现象不应该仅凭坐标系的选择而消除，这是常识，也是常理.克鲁斯科认为一个坐标变换就可以改变物理现象，是对相对性原理的根本违反.r=0处的奇点是本质的.在奇点上，时空曲率和物质密度都趋于无穷大，时空流形达到尽头.不仅在宇宙模型中起始的奇点是这样,在星体中引力坍缩终止的奇点也是这样.在奇点处，“一切科学预见都失去了效果”，没有时间，也没有空间.无穷大的出现显然是广义相对论的重大缺陷.2。世纪初，爱因斯坦认为“黑洞”

14、的成因是引力造成了空间弯曲，故光子无法逃到这种至密天体的引力场外.后来，施瓦西(KarlSchwarzschild,18731916)为爱因斯坦的“相对论”黑洞确立了一个“视界”，光子只能被禁闭在“视界”之内，“视界”之外的空间仍然是平直的欧几里德空间，光子仍然遵守地球空间中的一切物理定律.广义相对论预言，当大质量的恒星达到极高密度时，就在空间形成了一只很深的“引力陷阱”，最终把空间弯曲到这样一个程度，以致附近的任何物体，包括光线在内被其吞灭,就好像一个无底洞，这样的天体称为黑洞.在黑洞的中心是一个奇点，那里所有的物质都被无限压缩，时空被无限弯曲.按照广义相对论，黑洞并不是通常意义上的物质实体

15、，而是一个区域，一个极度弯曲了的空间.一旦物质落入这一弯曲了的空间，它就立刻消失得无影无踪，不管黑洞吞掉了多少物质，它本身依旧是弯曲的空间.根据广义相对论，引力场将使时空弯曲.当恒星的体积很大时，它的引力场对时空几乎没什么影响，从恒星表面上某一点发的光可以朝任何方向沿直线射出.而恒星的半径越小，它对周围的时空弯曲作用就越大，朝某些角度发出的光就将沿弯曲空间返回恒星表面.等恒星的半径小到一特定值(天文学上叫“史瓦西半径”)时，就连垂直表面发射的光都被捕获了.到这时，恒星就变成了黑洞.说它“黑”，是指它就像宇宙中的无底洞，任何物质一旦掉进去，“似乎”就再不能逃出.黑洞是引力汇点.史瓦西的这个解奠定

16、了整个黑洞物理学的基础,此后在60年代克尔等人又找到另一个轴对称解，被称作克尔度规，在此基础之上又有克尔黑洞.自20世纪70年代以来，英国的霍金(StephenHawking,1942)相继提出了“微型黑洞”、“量子黑洞”的概念，认为“微型黑洞”可以在宇宙间四处游荡，甚至经常光顾太阳系，并曾对太阳与行星的引力场产生过影响.“量子黑洞”是一种“灰色天体”它里面的某种“虚粒子”可以从黑洞中“蒸发”出来，故“黑洞不黑”，仍然可以与“视界”外的空间交换能量.严格说来，“黑洞”理论本身就是另外一种“引力佯谬”或“引力悖论”，它是按牛顿“万有引力”理论推导出来的一种“极限天体”，现实宇宙无法满足这种“极限

17、天体”所要求的物理条件，故它不可能得到任何观测与实验的检验.当我们在实验室里把某种物质的密度加大到一定程度时，这种物质必然因理化环境的改变而抗拒密度的增加，或始终维持在固态的最小密度状态，根本不可能实现黑洞所要求的密度条件.就天文观测的角度讲，如果某种天体的体积与质量达到了一定极限，其内部热能必然导致它熔解、气化、等离子化，通过向外“蒸发”来减少自己的质量，从而使自身的物质密度维持在一个有限范围之内.比如银心的直径已达1光年多，它就不得不以蒸发、辐射的方式向外界排泄质量，以减少自己的质量或扩大自身的体积，来维持一个合理的平均密度.黑洞的辐射很像另一种有相同颜色的东西，就是黑体.黑体是一种理想的

18、辐射源，处在有一定温度表征的完全热平衡状态.它发出所有波长的辐射，辐射谱只依赖于它的温度而与其它的性质无关.现今的主流科学家们对黑洞的霍金辐射的权威解释包括霍金在内都用“真空中的能量涨落而能生成基本粒子”的概念.他们认为：“由于能量涨落而躁动的真空就成了所谓的狄拉克海，其中偏布着自发出现而又很快湮灭的正-反粒子对.，量子真空会被微型黑洞周围的强引力场所极化.在狄拉克海里，虚粒子对不断地产生和消失，一个粒子和它的反粒子会分离一段很短的时间，于是就有4种可能性：.两个伙伴重新相遇并相互湮灭.反粒子被黑洞捕获而正粒子在外部世界显形.正粒子捕获而反粒子逃出.双双落入黑洞.霍金计算了这些过程发生的几率，

19、发现过程最常见.于是，能量的账就是这样算的：由于有倾向性地捕获反粒子，黑洞自发地损失能量,也就是损失质量.在外部观察者看来，黑洞在蒸发，即发出粒子气流川霍金对黑洞发射霍金辐射的解释是：真空里的虚粒子对中的反粒子易被黑洞俘获，而后与黑洞中的一个正粒子湮灭，使黑洞内损失一个正粒子，导致黑洞损失能量而缩小.并使黑洞外面的真空中多出一个正粒子.谈到黑洞，离不开史瓦西半径(SChWarZChildradUis).史瓦西半径的是说，在史瓦西半径之内的物体，即使加速到接近光速，也波有办法逃离黑洞.而在史瓦西半径之外的物体，可以逃离黑洞的重力场.史瓦西半径(Schwarzchildradius)的公式如下(文

20、献1)：Rs=2XGXWC2上式中：RS为史瓦西半径，单位为m；G为万有引力常数，毕姆斯(BeanlS,J.W.)等人得到的值为6.674101,mVkg,;M为黑洞的质量，单位为kg；C为光速，其值为299792458ms;这个公式是史瓦西将静态球对称引力场代入广义相对论场方程得到的史瓦西解(SchwarzchildSolution).史瓦西解告诉我们，广义相对论预言一种物体，那就是黑洞.只要接近黑洞到一个限度,你就会发现时空被一他球面(半径为史瓦西半径)分割成两个性质不同的区域，这个球面称为“事界”(EVenthOriZOn).史瓦西半径的公式是说：一个物体囚禁光的半径与该物体的质量成正比

21、.已知太阳和地球的质量，我们不难求出太阳的史瓦西半径是3km,也就是言心质量跟太阳一样的黑洞，如果光接近到3km以内，就逃不出来了.而地球的史瓦西半径为O.9cm.广义相对论的引力场在理论上存在着奇性，这种奇性具有十分奇特的性质，沿着短程线运动的粒子或光线会在奇性处“无中生有”或不知去向.按照广义相对论，演化到晚期的星体只要还有两三个太阳的质量，就会迟早变为黑洞，包括光线在内的任何物体都会被黑洞的强大引力吸到里面而消失得无影无踪.不仅如此，黑洞还要不断坍缩到时空奇性.时间停止了，空间成为一个点，一切物理定律，包括因果律都失去意义，一切物质状态都被撕得粉碎.此外，经典理论中的一个黑洞永远不能分裂

22、为两个黑洞，只能是两个或两个以上的黑洞合为一个黑洞，其结果很可能是整个宇宙变为一个大黑洞，并且早晚要坍缩到奇性.寻找黑洞的观测工作也在稳步进展.1970年底，美国和意大利联合发射了载有X射线探测装置的卫星，这颗卫星工作到1974年，共探测到161个射线源，经筛选确认，天鹅座XT最有希望是一个黑洞.另外，圆规座XT与天鹅座XT数据非常相似，也很有希望被证认为黑洞.现在关于黑洞的理论的研究正在进展，观察结果还有待进一步证实.无论如何，广义相对论竟然要求这类难以接受的奇性，无疑是一个难题.或者广义相对论本身要修改，或者物理学的其他基本概念和原理要有重大变更.不管黑洞如何定义，无论是用牛顿力学的方法定

23、义，还是按照广义相对论的方法定义，定义2均能成立，因为，所谓黑洞是这样一种星球，任何物质都不能逃离出去，如果物质可以以小于光的速度逃到无穷远处，那么，这个星球显然不是黑洞.由此我们不难看出，黑洞概念与星球的逃逸速度密切相关.在爱因斯坦提出广义相对论后，史瓦西首先得到了描述时空的方程，也就是著名的史瓦西方程.这个方程描述了一种被称为标准的恒星模型周围的空间.史瓦西方程主要描述恒星外的时空和恒星内的时空.惠勒根据这个方程首先提出了黑洞存在的可能性，同时也拉开了对致密星体尤其是黑洞研究的序幕.3 .奇点定理与能量条件广义相对论的经典解-比如Schwarzschild解-存在奇异性.这其中有的奇异性-

24、比如r=2m-可以通过坐标变换予以消除，因而不代表物理上的奇点；而有的奇异性-比如r=0-则是真正的物理奇点.很明显，在奇点研究中，真正的物理奇点才是我们感兴趣的对象.那么究竟什么是广义相对论中真正的物理奇点(简称奇点)呢？初看起来,这似乎是一个很简单的问题.奇点显然就是那些时空结构具有某种“病态性质”(PatholOgiCaIbehaVior)的时空点.但稍加推敲，就会发现这种说法存在许多问题,首先，“病态性质”是一个很含糊的概念，究竟什么样的性质是病态性质呢？显然需要予以精确化.其次，广义相对论与其它物理理论有一个很大的差异，那就是其它物理理论都预先假定了一个背景时空的存在观？因此，那些理

25、论如果出现奇点-比如电磁理论中点电荷所在处的场强奇点-我们可以明确标识奇点在背景时空中的位置.但是广义相对论描述的是时空本身的性质.因此广义相对论中一旦出现奇点，往往意味着时空本身的性质无法定义.另一方面，物理时空被定义为带1.orentz度规的四维流形:注；它在每一点上都具有良好的性质.因此，物理时空按照定义就是没有奇点的，换句话说，奇点并不存在于物理时空中性？既然奇点并不存在于物理时空中，自然就谈不上哪一个时空点是奇点，从而也无法把奇点定义为时空结构具有病态性质的时空点了.但即便如此，象Schwarzschild解具有奇异性这样显而易见的事实显然是无法否认的，因此关键还在于寻找一个合适的奇

26、点定义.为了寻找这样的定义，我们不妨想一想，为什么即便把厂0从时空流形的定义中去除，我们仍然认为Schwarzschild解具有显而易见的奇异性？答案很简单（否则就不叫显而易见了）：当一个观测者在SChWarZSChild时空中沿径向落往中心（即r趋于0）时，他所观测到的时空曲率趋于发散.由于观测者的下落是沿非类空测地线进行的集网1.这启示我们这样来定义奇点：如果时空结构沿非类空测地线出现病态性质，则存在奇点.这个定义不需要将奇点视为时空流形的一部分，从而避免了上面提到的困难.但是，这个定义还面临两个问题：一是“病态性质”这个含糊概念仍未得到澄清，二是在这个定义中，假如观测者沿非类空测地线需要

27、经过无穷长时间才会接触到时空结构的病态性质，那么奇点的存在就不具有观测意义.为了解决这两个问题，我们进一步要求定义中涉及的非类空测地线具有有限“长度”，并且是不可延拓的（inextendible）i注叫这种具有有限“长度”的不可延拓非类空测地线被称为不完备非类空测地线（Incompletenon-Spacelikegeodesics）.有了这一概念，我们可以这样来定义奇点：如果存在不完备非类空测地线，则时空流形具有奇点.这就是多数广义相对论文献采用的奇点定义.这种存在不完备非类空测地线的时空流形被称为非类空测地不完备时空，简称测地不完备时空（geodesicalIyincompletespac

28、etinie）.在一些文献中，按照不完备测地线的类型，还将测地不完备时空进一步细分为类时测地不完备与类光测地不完备注六.这个定义的合理性体现在：在一个测地不完备的时空流形中，试验粒子可以沿不完备的非类空测地线运动，并在有限时间内从时空流形中消失.这种试验粒子在有限时间内从时空流形中消失的行为-即测地不完备性-可以视为是对时空结构具有“病态性质”这一含糊用语的精确表述.这样我们就既解决了“病态性质”精确化的问题，又使奇点具有了观测意义.在一些文献中，还对奇点存在于过去还是未来进行区分：如果所涉及的非类空测地线是未来（过去）不可延拓的，则对应的奇点被称为未来（过去）奇点.细心的读者可能注意到我们在

29、前面的“长度”一词上加了引号.一般来说，类时测地线的长度定义为本征时间：=ds,但这一定义不适合描述类光测地线，因为后者对应的本征时间恒为零.因此，我们需要对长度的定义进行推广，将之定义为所谓的广义仿射参数(generalizedaffineparameter).对于一条时空曲线C(t)(t为任意参数)，广义仿射参数定义为：=aVa(t)Va(t)l2dt,其中Va(t)为曲线在C(t)处的切向量8/at沿该处某标架场ea(t)的分量，曲线上各点的标价场定义为由某一点的标价场平移而来，求和则是欧式空间中的分量求和.显然，这样定义的广义仿射参数是恒正的，它的数值与标架场的选择有关.但可以证明，广

30、义仿射参数的有限与否与标价场的选择无关.因此它对于我们表述奇点的定义已经足够了.需要注意的是，广义仿射参数的定义适用于所有Cl类(即一次连续可微)的时空曲线，而不限于测地线.不难证明，类时测地线的本征时间是广义仿射参数的特例(请读者自行证明).作为一个例子，我们来看看Schwarzschild解中r=0的奇点是否满足上面所说的奇点定义.为此我们来证明从Schwarzschild视界(r=2m)出发沿r减小方向的径向类时测地线的长度(即本征时间)是有限的.由SChWarZSChiId度规可知：ds=-(2mr-l)dt2+(2mr-l)1dr2因此(请读者补全被省略的计算细节)=fdsf(2mr

31、-l),11m0,0a211,并且l恒为1,在厂0上满足Jc-O（tf8）.显然（请读者自行证明），类时测地线厂0沿t-8具有不完备性，因此这个时空流形具有类时测地不完备性.另一方面，所有类光测地线都将穿越区域rWl而进入平直时空，因而都是测地完备的.由此可见这个时空具有类时测地不完备性，但不具有类光测地不完备性”.这个反例表明奇点并非都能理解为是从时空中被挖去的点（或点集）.注释注一当然，这里所谓的“其它物理理论”指的是不把时空本身作为研究对象的理论.注二1.orentz度规是指SignatUre为（1,T,T,T）的度规（有些文献的定义与本文差一个整体符号）.除1.orentz度规外，人们

32、常常在时空定义中附加一些其它条件，比如Hausdoff性质、连通性，等.对于度规的可微性则有的假定为仁，有的假定为G（r为正整数-请读者思考一下，r最小应该是多少？），等.注三有些物理学家试图将奇点视为时空流形的边界-被称为奇异边界（singularboundary）,但迄今尚未建立令人满意的处理方式.注四非类空即类时与类光的总称.这里我们所说的“观测者”是广义的，即试验粒子，其中包括零质量粒子.注五这里我们首先要求时空流形本身是“不可延拓”的，即无法等度规地（isometrically）嵌入更大的流形中.这一要求排除了一些trivial的奇点，比如在Minkowski时空中挖去一个时空点所造

33、成的“奇点”.测地线的不可延拓性可以用来排除诸如SChWarZSChild视界这样的表观奇点.注六显然我们也可以定义类空测地不完备性,但由于沿类空测地线的运动是物理上不可实现的，因此这种测地不完备性在奇点研究中不如其它两种测地不完备性那样受重视.注七这个例子比较平凡，一个更复杂的例子是所谓的TaUb-NUT空间，它具有Rx+拓扑结构，曲率张量处处有界，但同样是测地不完备的(类时与类光都不完备).注八这个例子比较特设，一个更具物理意义的例子是ReiSSne1.NOrdStr6m解，它描述的是带质量及电荷的球对称时空，Reissner-Nordstrom解具有类光测地完备性，但不具有类时测地不完备

34、性.4 .施瓦西黑洞与拉普拉斯黑洞完全相同虽然用广义相对论研究黑洞已经将近100年了，然而仍有一些问题至今无法给出合理的解释，而令人困惑，其中一个问题是为什么广义相对论的施瓦西黑洞与牛顿力学的拉普拉斯黑洞完全相同？由于黑洞概念出自两个不同的物理理论，根据这两个理论可以各自推出一个黑洞.我们知道，黑洞问题属于强引力问题，在强引力场质点的速度可以接近光速.后面我们将证明，当用相对论的方法计算的质点速度大于光速的0.79倍时，用牛顿力学公式(4)得出的速度就会大于光速，而此时牛顿力学早已不适用了.因此，黑洞问题是不能用牛顿力学研究的.然而，在200多年前，拉普拉斯在不知道牛顿力学的适用范围的情况下，

35、用牛顿力学研究了黑洞，并推导出拉普拉斯黑洞.虽然用牛顿力学可以推导出黑洞，由于黑洞属于强引力问题，超出了牛顿力学的适用范围，因此，拉普拉斯推导黑洞的方法是错误的.历史上的第二个黑洞是施瓦西黑洞，这个黑洞是施瓦西从爱因斯坦场方程中推导出来的.1916年，在爱因斯坦广义相对论发表后不久，施瓦西导出了爱因斯坦真空场方程的一个准确解，即静态球对称引力场的施瓦西解：dr=C2q_?G%d/2)-ldr2-r2d2-r2sin2d2rcrc(15),2GMr=2施瓦西解描述的是一个球对称天体的外部空间.从(15)可以看出，当C(16)时，(15)中的第二项趋于无穷大，即：gT9(17),IGM(18)这表

36、明，球面二Q是施瓦西解的一个奇面，其中“称为施瓦西半径：Q=/在广义相对论里，球面r=G称为施瓦西视界，也就是施瓦西黑洞的外边界.个星球如果它的半径小于施瓦西半径，即：(19),这个星球就被称为施瓦西黑洞.前面我们用牛顿力学研究黑洞得出：对于任何给定质量的星球，都存在一个临界半径，当一个星球的半径小于临界半径时，这个星球就是黑洞.用牛顿力学得出的临界半径是拉普拉斯半径，一个质量为M的星球，它的拉普拉斯半径由公式？=翠(12)确定.将施瓦西半径公式(18)与拉普拉斯半径公式(12)相对比，可以看出“二九(2。)，即广义相对论中的施瓦西黑洞与牛顿力学中的拉普拉斯黑洞二者完全重合.现在出现一个问题：

37、同一个结果一一静态球对称的黑洞，可以用两种方法推导出来，一种是牛顿力学的方法，另一种是广义相对论的方法，而且人们已经知道牛顿力学的方法是错误的，在这种情况下，人们不禁会问：为什么广义相对论的施瓦西黑洞与牛顿力学的拉普拉斯黑洞完全相同？如果认为广义相对论的结果是正确的，而拉普拉斯推导黑洞的方法是错误的，那么，为什么拉普拉斯用错误的方法，还能得到正确的结果呢？目前在广义相对论的许多书里，没有对这个问题进行详细的分析，少数几本书给出一个简单的解释：例如文献【1】对这个问题是这样解释的：有趣的是今天从广义相对论得出的黑洞条件，与当年拉普拉斯等人从牛顿理论给出的暗星条件完全相同.从今天的眼光看，拉普拉斯

38、的推导犯了两个错误，第一把光子的动能机/写成了me?,第二把广义相对论的2时空弯曲当作了万有引力.这两个错误相互抵消，最终却得到了正确的结果.史瓦西黑洞，是一切黑洞的发祥地.它有一个视界和一个奇点.史西洞构视界，是物体能否回到外部宇宙的分界面（视界的准确定义有两种，会在下文介绍量子理论对黑洞的作用时介绍），在视界外面，物体可以离开或者接近黑洞而保持安全.而在视界上，只有光速运动的物体可以保持不进入毁灭熔炉黑洞,但是连光也无法从这个面中逃脱了.笔者认为广义相对论是从万有引力定律出发得到的，只是考虑到引力质量之间的相互吸引作用，没有考虑到它的反作用力一一弱相互作用得到的结果类似.参考文献：【1】刘

39、辽，赵峥，田贵花，张靖仪.黑洞与时间的性质.北京：北京大学出版社，2008.5 .量子力学与黑洞广义相对论结合量子理论的产物,现在还没有最终成形.就已经掌握的科学理论来说,这种理论中，即便考虑电磁力、强力和弱力，也依然会产生黑洞一一事实上，奥本海默最初计算出恒星的黑洞演化时就已经考虑了这些因素了.辐射粒子，准确地说是因为黑洞视界面附近的量子隧穿效应.在量子世界中，没有什么是绝对的，所以不存在绝对只吸不出的物理.克尔黑洞的结构比史瓦西黑洞复杂了许多.克儿黑洞解在克尔黑洞的最外层，由于黑洞旋转产生的对周围时空的拖曳效应（伦斯一一梯林效应），因为存在着一个判断物体是否可以静止于时空中的静止界面.静止

40、界面外的物体，可以通过推进器等装置在被拖曳的时空旋涡中相对于极远处的观测者静止不动，而在静止界面内，可以断定，物体一定会被黑洞的强大引力拖动，开始旋转.在这个界面内部，和史瓦西黑洞一样存在着视界，但是它和史瓦西视界不一样，比它更加复杂，因为在这里，视界分为两个：内视界和外视界.外视界是物体能否与外界通讯的分界面（这里使用的是霍金对视界定义的升华：绝对视界的定义.关于绝对视界和显视界，我们会有一个探讨），而内视界是奇点的奇异性质能否影响外界的分界面.也就是说，进入外视界的物体，必定会被吸入奇点，然后本摧毁，但是还可以在达到内视界以前享受一段相对“安宁”的日子，而一旦进入了内视界，那么任何物体都会

41、在内视界中奇点奇异性质的面前屈服，在达到奇点以前便被摧残待尽.在外视界和静止界面之间，有一个相对十分广阔的区域，叫“能层”.在能层中蕴藏着黑洞旋转时的旋转能.从理论上，可以在静止界面外建立一个空间站，然后利用抛物投射来提取黑洞的旋转能，得到几乎无穷尽的能源（因为大型黑洞的寿命几乎可以肯定比质子的寿命长）.此外，在能层中，由于黑洞旋转带来的拖曳会将时空撕裂，产生虫洞.在早期引用量子效应来处理黑洞的时候，第一个选择的就是旋转黑洞，而且得到了第一个量子黑洞定理：旋转黑洞辐射.后来在霍金的推动下成了霍金辐射.在内视界内部,和史瓦西黑洞一样有一个奇异性质汇聚的地方，但是不像史瓦西黑洞那样是一个奇点，而是

42、一个独特的奇异环，一个充满了量子效应奇异性质的面，安静地平躺在黑洞赤道面上，带来的却是彻底的破坏和随机.雷斯勒诺斯特朗姆黑洞（以下简称为RN黑RIl黑洞图解亘二x.量子效应时交内视界相对论盹空般层的边界洞）.VBSRN黑洞没有自旋，但是带有电荷.它和史瓦西黑洞、克尔黑洞在许多方面相似.比如对于带有相反电荷的物体来说，它有一个在视界外的静止界面，它的视界有两个：内视界和外视界.不过和克尔黑洞不同的是，RN黑洞内视界和外视界在一般情况下完全独立，而克尔黑洞的内视界和外视界在黑洞的两极相切；RN黑洞的两个视界是绝对球形的，而克尔黑洞的视界是椭球形的.在静止界面和外视界之间也有能层，但是蕴藏的不是黑洞

43、的旋转能，而是电能.RN黑洞的中央有一个史瓦西黑洞的奇点，不是克尔黑洞的奇异环.不过RN黑洞并不十分著名，至少不像史瓦西黑洞那样普遍，没有克尔黑洞那样出名，因为在自然界中，一个带有电荷的黑洞会在十分短的时间内从外界空间中吸收一定数量的相反电荷，是自己的电荷被严格控制在极限电量的10”范围以下，因而RN黑洞比史瓦西黑洞还要“学术气”，所以没有得到广泛应用和发展.所谓的极限电量，和极限角速度一起，分别是RN黑洞和克尔黑洞允许带有的电量和角速度的极限值.为什么会有极限值呢？是因为内视界和外视界与它们之间的联系产生的.在克尔黑洞中，外视界会由于角速度的增大而缩小，而内视界会随着角速度的增大而增大（想一

44、下牛顿引力定律和角速度的综合应用产生的在轨道上运动的物体的受力变化就可以明白了，不过这样得到的是近似的推导）.当内、外视界重合的时候，两层视界会同时消失，将一个裸露的奇点展现在宇宙时空中.而这个使黑洞的两个视界重合在一起的极限角动量和电量，就是极限速度和极限电量.迄今为止在1.oopQuantumGravity领域中取得的重要物理结果有两个：一个是在Planck尺度上的空间量子化，另一个来自于对黑洞热力学的研究.1972年，Princeton大学的研究生J.D.Bekenstein受黑洞动力学与经典热力学之间的相似性启发，提出了黑洞燃的概念，并估算出黑洞的熠正比于其视界面积.稍后，S.W.Ha

45、wking研究了黑洞视界附近的量子过程,结果发现了著名的HaWking幅射，即黑洞会向外幅射粒子（也称为黑洞蒸发），从而表明黑洞是有温度的.由此出发Hawking也推导出了Bekenstein的黑洞端公式，这就是所谓的BekenStein-Hawking公式.黑洞嫡的存在表明黑洞并不象此前人们认为的那样简单，它含有数量十分惊人的微观状态.这在广义相对论的框架内是完全无法理解的，因为广义相对论有一个著名的“黑洞无毛发定理”，它表明黑洞的内部性质由其质量，电荷和角动量三个宏观参数所完全表示，根本就不存在所谓微观状态.黑洞牖的计算，1.oopQuantumGravity的基本思路是认为黑洞嫡所对应的微观态由能够给出同一黑洞