五、天體物理學(xué)與宇宙學(xué)的進(jìn)展
1．行星研究的三部曲
在17世紀(jì)，以牛頓力學(xué)和萬(wàn)有引力定律的發(fā)現(xiàn)為標(biāo)志的這一歷史時(shí)期，人類(lèi)對(duì)行星的研究常常被形容為對(duì)行星各層次研究的三部曲①。這三部曲的主角依次為第谷、開(kāi)普勒和牛頓。第谷（Tycho，Brahe 1546～1601）是最后一位也是最偉大的一位用肉眼進(jìn)行觀測(cè)的天文學(xué)家。他出身于一個(gè)瑞典血統(tǒng)的丹麥貴族之家，13歲即進(jìn)入哥本哈根大學(xué)學(xué)習(xí)法律與哲學(xué)。在1560年，一次偶然觀測(cè)日蝕后，轉(zhuǎn)向了天文學(xué)與數(shù)學(xué)研究。他做出的第一件引人注意的事，是在1563年發(fā)現(xiàn)了木星最接近土星的時(shí)間，比西班牙君主阿爾豐沙十世（Alfonso X of Castile 1221～1284）在世時(shí)，制定的行星表預(yù)計(jì)的時(shí)間相差有1個(gè)月。在這以前，人們使用阿爾豐沙十世的行星表長(zhǎng)達(dá)300年之久。這件事后，第谷開(kāi)始著手修定行星表，他所制作的新行星表定位精度達(dá)到了30弧秒。第谷做出的第二件有名的事，是在1572年觀測(cè)到一次星球爆發(fā)，后人稱(chēng)它為第谷星，這是繼1054年中國(guó)人首次觀測(cè)到的新星之后的第二顆新星。第谷首次引入“新星”這個(gè)概念，他通過(guò)視差測(cè)量出這顆新星比當(dāng)時(shí)人們認(rèn)為的宇宙邊界要遠(yuǎn)得多，這是對(duì)亞里士多德的“天空是完美無(wú)缺和永恒不變的”觀點(diǎn)的有力沖擊。第谷第三件有名的事是對(duì)慧星的研究。1577年，第谷對(duì)天空出現(xiàn)的一顆巨大彗星研究的結(jié)果表明，它不僅來(lái)自當(dāng)時(shí)人們認(rèn)為的“天界”之外，其運(yùn)行也有特定的軌道。這不僅再次沖擊了亞里土多德的天空觀念，而且與伽利略堅(jiān)持的“替星不能與其它天體的永恒性和規(guī)律性相比，它僅僅是一種大氣現(xiàn)象”的說(shuō)法大相徑庭。第谷一生對(duì)行星的觀測(cè)，積累了有關(guān)行星的位置及運(yùn)行的大量數(shù)據(jù)，它們達(dá)到了前所未有的精確程度。在丹麥國(guó)王腓特烈二世的支持下，第谷在丹麥與瑞典之間的赫維恩島上，修建了人類(lèi)第一座天文臺(tái)。他還不惜工本地建造了一個(gè)直徑5英尺的天球儀。1597年，第谷應(yīng)德國(guó)國(guó)王魯?shù)婪蚨乐x開(kāi)丹麥前往布拉格新區(qū)定居，此行使他發(fā)現(xiàn)了開(kāi)普勒這位德國(guó)青年助手。
開(kāi)普勒（Kepler，Johann 1571～1630）1588年畢業(yè)于德國(guó)蒂賓諾大學(xué)。1591年獲得該校碩士學(xué)位。他在數(shù)學(xué)上的才華很快地嶄露頭角，1597年開(kāi)始擔(dān)任第谷的助手，替他制作行星運(yùn)行表。1601年第谷去世后，開(kāi)普勒繼承了一大批非常寶貴的資料。他以這些觀測(cè)結(jié)果為基礎(chǔ)，計(jì)算出一個(gè)能描述星體運(yùn)行的體系。一開(kāi)始，他把大量精力用到了行星運(yùn)行的正多面體理論之中，幾年之后才發(fā)現(xiàn)，這一理論不適用第谷觀測(cè)的結(jié)果。后來(lái)，他從希臘數(shù)學(xué)家阿波洛尼烏斯（Apollonius B.C.262～190）的圓錐曲線(xiàn)那里受到啟發(fā)，終于發(fā)現(xiàn)，第谷觀測(cè)到的火星位置與橢圓軌道符合的精度很高，而太陽(yáng)恰好位于橢圓軌道的一個(gè)焦點(diǎn)之上。以后，他陸續(xù)找到其它行星的橢圓軌道，太陽(yáng)則總在這些軌道的焦點(diǎn)之上。1609年，開(kāi)普勒在《新天文學(xué)》一書(shū)中，公布了他對(duì)行星按橢圓軌道運(yùn)行的研究成果，這就是現(xiàn)在的開(kāi)普勒第一和第二定律。開(kāi)普勒第三定律發(fā)表在另一部著作中。以后，開(kāi)普勒根據(jù)第谷的觀測(cè)資料和他的橢圓軌道理論，終于制作成功了新的行星運(yùn)行表。這一部運(yùn)行表發(fā)表于1627年，在書(shū)的扉頁(yè)上，開(kāi)普勒寫(xiě)了獻(xiàn)辭，以紀(jì)念他的導(dǎo)師第谷。在行星表的計(jì)算中，開(kāi)普勒首次采用了蘇格蘭數(shù)學(xué)家耐普爾（Napier，John 1550～1617）所發(fā)明的對(duì)數(shù)。耐普爾的對(duì)數(shù)表發(fā)表于1614年，由于對(duì)數(shù)大大簡(jiǎn)化了繁瑣的數(shù)字運(yùn)算，像計(jì)算機(jī)給予現(xiàn)今科學(xué)技術(shù)以巨大沖擊一樣，對(duì)數(shù)的發(fā)明也給予當(dāng)時(shí)的科技發(fā)展極大的推動(dòng)。
盡管開(kāi)普勒以驚人的洞察力和堅(jiān)韌不拔的精神，在第谷大量的資料中找到了行星運(yùn)行的三大定律，盡管開(kāi)普勒的理論使延續(xù)兩千多年的圓運(yùn)動(dòng)的神圣不可侵犯受到了沖擊，但是開(kāi)普勒卻沒(méi)能對(duì)這一運(yùn)行規(guī)律做出解釋。顯然，是太陽(yáng)在以某種方式支配著行星的運(yùn)動(dòng)，為此，開(kāi)普勒曾沿用英國(guó)物理學(xué)家吉爾伯特（Gilbert，William 1544～1603）的看法，認(rèn)為使行星保持在一定軌道上的是一種來(lái)自太陽(yáng)的“磁性引力”。直到半個(gè)世紀(jì)之后，才由牛頓提出了一個(gè)滿(mǎn)意的解釋。
從古代到中世紀(jì)，人們都信奉亞里士多德的哲學(xué)，認(rèn)為天地受不同體系自然規(guī)律支配，地上的一切是可變的、污濁的，而天上的一切是永恒的、光輝的，天上與地下萬(wàn)物各自遵循迥然不同的運(yùn)動(dòng)法則。牛頓卻大膽地提出，天地二者的規(guī)律是完全統(tǒng)一一致的。在他的《自然哲學(xué)與數(shù)學(xué)原理》一書(shū)中，牛頓首次提出，在沒(méi)有其它外力的作用下，天體受到“第一次推動(dòng)”之后，將始終維持慣性運(yùn)動(dòng)。牛頓還根據(jù)他著名的運(yùn)動(dòng)三定律，導(dǎo)出了地球與月球的引力規(guī)律，由此提出了著名的引力定律，并認(rèn)為這一規(guī)律適用于宇宙萬(wàn)物任何兩物體之間。一個(gè)世紀(jì)之后，卡文迪許確定了引力常數(shù)G值，從而得出了地球的質(zhì)量數(shù)值。以后，又據(jù)此值估算出來(lái)木星與土星的質(zhì)量，這些估算值都相當(dāng)準(zhǔn)確。牛頓萬(wàn)有引力定律的成就是空前的，它不僅對(duì)開(kāi)普勒三定律做出了解釋?zhuān)€能解釋當(dāng)時(shí)人們所知道的一切天體運(yùn)動(dòng)。它解釋了二分點(diǎn)歲差的成因，甚至還說(shuō)明了開(kāi)普勒也沒(méi)解釋清楚的月球運(yùn)動(dòng)的復(fù)雜變化。牛頓甚至還預(yù)言了引力對(duì)人造衛(wèi)星運(yùn)動(dòng)的控制方式。牛頓的成就使天文學(xué)脫離了單純的觀測(cè)與測(cè)算，從單純描述天體運(yùn)行的經(jīng)驗(yàn)規(guī)律上升為認(rèn)識(shí)天體相互作用的普遍規(guī)律。它使一個(gè)半世紀(jì)前，由哥白尼開(kāi)創(chuàng)的科學(xué)革命邁向又一個(gè)更高的頂峰，這是人類(lèi)幾千年來(lái)，對(duì)行星運(yùn)動(dòng)認(rèn)識(shí)從現(xiàn)象到本質(zhì)的巨大飛躍。在這一巨大飛躍中，人們認(rèn)識(shí)到了天文學(xué)研究在天文觀測(cè)、資料積累、資料處理分析、模型建立、理論的得出等步驟的分工、銜接以及循環(huán)提高的意義。
2．恒星層次的研究——天體物理學(xué)的建立
本世紀(jì)初，繼第谷一開(kāi)普勒一牛頓時(shí)期后，天文學(xué)再一次的重大突破反映在恒星演化理論的建立之上。
在19、20世紀(jì)之交，人們已記錄有6萬(wàn)顆恒星的位置與亮度，精確測(cè)量了數(shù)以千計(jì)的恒星的物理參量，建立了有關(guān)恒星亮度、光譜、顏色、位置及由位置微小變化所導(dǎo)出的“視差”與自行的定量標(biāo)準(zhǔn)。在此基礎(chǔ)上，積累了近10萬(wàn)顆恒星的光譜分類(lèi)資料。
1905年，丹麥天文學(xué)家赫茲普龍（Hertzsprung，Ejnar 1873～1967）從拍攝的照片上發(fā)現(xiàn)恒星的顏色與亮度間的內(nèi)在關(guān)系。這一現(xiàn)象還由美國(guó)天文學(xué)家羅素（Russell，Henry Norris 1877～1957）獨(dú)立發(fā)現(xiàn)。赫茲普龍把這一關(guān)系表述在“光譜型—絕對(duì)星等圖”中。他用橫坐標(biāo)表示恒星表面溫度的對(duì)數(shù)，將縱坐標(biāo)與恒星表面亮度的對(duì)數(shù)成正比，恒星的對(duì)應(yīng)點(diǎn)居然大部分集中在一條斜線(xiàn)的附近，這就是后人所稱(chēng)的赫茨普龍-羅素圖。該圖表明，恒星沿著一條生命線(xiàn)演化，這無(wú)疑是恒星內(nèi)部物理結(jié)構(gòu)以及各恒星間某種演化關(guān)系的反映。如果說(shuō)在早期人們還沒(méi)有意識(shí)到恒星研究與物理學(xué)之間有任何聯(lián)系，赫茲普龍與羅素的發(fā)現(xiàn)卻使人們開(kāi)始意識(shí)到，恒星的演化必然遵循某些規(guī)律，這些規(guī)律一定與恒星結(jié)構(gòu)及演化中從外界獲得的關(guān)鍵物理信息有關(guān)，這無(wú)疑把恒星的研究導(dǎo)向了天體物理學(xué)方向。
3．玻爾的氫原子模型與天體物理學(xué)進(jìn)展①
德國(guó)物理學(xué)家基爾霍夫（Kirchhoff， Gustav Robert 1824～1887）是較早注意到恒星顏色與亮度的人。1854年，他在海德?tīng)柋ご髮W(xué)擔(dān)任物理學(xué)教授時(shí)，便與本生（Bunsen，Robert Wilhelm E-berhard 1811～1899）共同研制成功第一臺(tái)分光儀，并把它用于光譜學(xué)研究。1859年，他們用這種方法發(fā)現(xiàn)了銫元素，這一發(fā)現(xiàn)于1860年發(fā)表。1861年又發(fā)現(xiàn)了元素銣。很快地，基爾霍夫又通過(guò)對(duì)太陽(yáng)吸收光譜研究了太陽(yáng)的化學(xué)組成，而且發(fā)現(xiàn)太陽(yáng)某些元素的譜線(xiàn)具有一定的規(guī)律，特別是氫元素的譜線(xiàn)，隨著波長(zhǎng)的減小，靠得越來(lái)越近。他還發(fā)現(xiàn)，鈉光譜的亮雙線(xiàn)位置上，恰好對(duì)應(yīng)太陽(yáng)光譜中夫瑯和費(fèi)標(biāo)有D線(xiàn)的暗線(xiàn)位置上，他使用太陽(yáng)光和鈉光同時(shí)照射狹縫，希望能在納線(xiàn)位置上得到補(bǔ)償，不想暗線(xiàn)變得更暗了。這些實(shí)驗(yàn)使他得到了譜線(xiàn)吸收的基爾霍夫定律。對(duì)太陽(yáng)光譜的研究成果，使基爾霍夫一舉成名。基爾霍夫的財(cái)產(chǎn)保管人，一位銀行家曾問(wèn)基爾霍夫，“如果不能把太陽(yáng)中的黃金取到地球上來(lái)，發(fā)現(xiàn)它又有何用呢？”當(dāng)基爾霍夫因其研究成果被英國(guó)授予一枚獎(jiǎng)?wù)潞鸵还P金鎊，他把它們交給這位銀行家保管時(shí)，曾風(fēng)趣地說(shuō)：“這不就是太陽(yáng)的黃金嗎？”事實(shí)上，“太陽(yáng)的黃金”的價(jià)值遠(yuǎn)非如此，基爾霍夫研究的成果不僅使人們找到了獲得“外部世界”信息的方法，它們也成為人們研究原子“內(nèi)部世界”的向?qū)А?/font>
基爾霍夫?qū)μ?yáng)譜線(xiàn)的研究引起了瑞士數(shù)學(xué)家和物理學(xué)家巴耳末（Balmer，Johann Jakob 1825～1898）的注意，巴耳末為氫元素譜線(xiàn)系的波長(zhǎng)提出了一個(gè)簡(jiǎn)明的公式表述，這個(gè)公式發(fā)表于1885年。由于他未給出這個(gè)經(jīng)驗(yàn)公式的任何解釋?zhuān)谔岢龊蟮?0年內(nèi)，一直未引起人們的注意，直到玻爾把這個(gè)公式作為他提出的氫原子結(jié)構(gòu)理論的證據(jù)時(shí)，人們才看到了巴耳末公式的重要性。
1913年，玻爾以《論原子與分子的構(gòu)造》為題，發(fā)表了三篇論文。在這些論文中，玻爾強(qiáng)調(diào)了他的基本觀點(diǎn)，這就是當(dāng)體系在不同定態(tài)間過(guò)渡時(shí)，不能應(yīng)用普通的力學(xué)處理，這一過(guò)程伴隨著輻射，輻射的頻率與發(fā)射能量關(guān)系將由普朗克理論確定。根據(jù)這一準(zhǔn)則，玻爾不僅建立了氫原子模型，而且進(jìn)一步由此解釋了譜線(xiàn)的結(jié)構(gòu)。盡管玻爾的氫原子模型還太簡(jiǎn)單，尚不足以說(shuō)明更復(fù)雜的原子結(jié)構(gòu)，也不能說(shuō)明譜線(xiàn)的精細(xì)結(jié)構(gòu)，盡管這一理論還需做出進(jìn)一步的修正，但仍不失為用原子結(jié)構(gòu)解釋譜線(xiàn)，又反過(guò)來(lái)用譜線(xiàn)解釋原子結(jié)構(gòu)的首次成功的嘗試。早在玻爾開(kāi)始研究原子結(jié)構(gòu)以前，原子光譜就不僅是實(shí)驗(yàn)物理的熱門(mén)課題，而且也是天體物理學(xué)的重要課題。當(dāng)人們通過(guò)普通光源實(shí)驗(yàn)觀察到12條巴耳末線(xiàn)系時(shí)，就已經(jīng)在星體光譜中見(jiàn)到33條了。對(duì)玻爾理論發(fā)展的促進(jìn)也正是來(lái)自天文學(xué)。1896年，美國(guó)天文學(xué)家皮克林（Pikering，Edward Charles 1846～1919）與其弟亨利·皮克林在秘魯他們共同修建的天文臺(tái)觀測(cè)到了一組特殊的星系譜線(xiàn)，它們不能應(yīng)用玻爾理論解釋?zhuān)@些譜線(xiàn)后被稱(chēng)為皮克林譜線(xiàn)。為此，玻爾又大膽地?cái)嘌裕涂肆肿V線(xiàn)系不是屬于氫而是屬于氦的，玻爾用一個(gè)公式，
為這些譜線(xiàn)系做了統(tǒng)一的表示，并認(rèn)為星體大氣環(huán)境中，由于氫、氦的混合，氦更容易以離子形式存在。玻爾的研究成果在天體物理學(xué)的進(jìn)展中具有著特殊的意義。按照玻爾理論，原子體系平衡與穩(wěn)定的原因，是由于靜電吸引力與“電子量子性所決定的排斥力”相平衡的結(jié)果。所謂“量子性所決定的排斥力”即為以后所稱(chēng)的簡(jiǎn)并壓力。玻爾的研究，還使人們認(rèn)識(shí)到各種宏觀物態(tài)之所以穩(wěn)定存在的微觀依據(jù)。正因如此，玻爾的理論也成為人們研究各種星體穩(wěn)定體系的依據(jù)。人們對(duì)各種穩(wěn)定體系的概括①：靜電力+簡(jiǎn)并壓力→原子、分子液體、固體、星際塵埃、小行星等
引力+簡(jiǎn)并壓力→行星、白矮星、中子星等
引力+熱壓力→主序星、紅巨星等
正是把玻爾的原子平衡思想直接推廣到星體尺度世界的結(jié)果。
4．恒星演化理論與核天體物理學(xué)的建立
1812年，德國(guó)物理學(xué)家夫瑯和費(fèi)（Fraunhofer，Joseph Von1787～1826）在測(cè)試他用玻璃制造的棱鏡時(shí)，發(fā)現(xiàn)了太陽(yáng)光譜中的暗線(xiàn)，由此，開(kāi)始了對(duì)太陽(yáng)吸收光譜的研究。
夫瑯和費(fèi)所觀察到的太陽(yáng)光譜暗線(xiàn)共576條，統(tǒng)稱(chēng)為夫瑯和費(fèi)暗線(xiàn)。他把其中比較明顯的暗線(xiàn)用字母加以標(biāo)識(shí)，并應(yīng)用衍射原理計(jì)算出這些暗線(xiàn)對(duì)應(yīng)的波長(zhǎng)。他首次使用光柵作為色散裝置，并注意到一些其它恒星光譜中暗線(xiàn)的位置并不完全與太陽(yáng)的相同，但這一發(fā)現(xiàn)并未引起當(dāng)時(shí)人們的重視。在夫瑯和費(fèi)發(fā)現(xiàn)的100年以后，德國(guó)天文學(xué)家魏茨澤克（ Weizsacker， Carl Friedrich，Baron Von1912～1938）又獨(dú)立地發(fā)展了恒星能源機(jī)制的理論。他認(rèn)為，形成太陽(yáng)系的原始?jí)m埃并不像康德-拉普拉斯最初提出的那樣，只是一種單一的系統(tǒng)，而是一種渦旋系。這種渦旋系逐步演化為一種較穩(wěn)定的同心圓環(huán)狀體系。每個(gè)圓環(huán)內(nèi)還有數(shù)個(gè)渦旋，環(huán)與環(huán)之間，渦旋與渦旋之間還有一些次級(jí)的渦旋，行星即在其中形成。魏茨澤克這一理論的重要思想是，認(rèn)為行星的形成乃是恒星演化中的一個(gè)組成部分，宇宙間的行星系統(tǒng)是伴隨眾多恒星而形成的。1937年，魏茨澤克提出了關(guān)于太陽(yáng)輻射能源機(jī)制的解釋。他認(rèn)為，太陽(yáng)的輻射能源主要來(lái)自4個(gè)氫核聚變?yōu)楹ず说倪^(guò)程，稱(chēng)為p-p反應(yīng)。此外，他還研究了關(guān)于宇宙學(xué)及恒星演化的若干問(wèn)題，認(rèn)為宇宙起源于由氫元素組成的超巨質(zhì)量恒星，其上其它元素皆由氫演變而成。隨著這個(gè)巨大的“氫球”爆炸，帶有其它元素的碎片四散開(kāi)來(lái)，逐漸演化成現(xiàn)今的宇宙。魏茨澤克的“大爆炸”思想給以后的研究以重要的影響。與魏茨澤克同時(shí)，美國(guó)物理學(xué)家貝特（Bethe，Hans Albert 1906～）也獨(dú)立地提出了恒星機(jī)制的理論。貝特曾在法蘭克福大學(xué)學(xué)習(xí)物理，畢業(yè)后在慕尼黑大學(xué)研究理論物理學(xué)，并于1928年在該校獲得博士學(xué)位。1933年，希特勒?qǐng)?zhí)政期間，他離開(kāi)德國(guó)到英國(guó)任教，后又受聘到美國(guó)康奈爾大學(xué)工作。1936～1938年，貝特與他的合作者發(fā)表專(zhuān)著《原子核物理學(xué)》，這部巨著澄清并系統(tǒng)地整理了關(guān)于核力、核結(jié)構(gòu)以及核反應(yīng)的理論，成為后人長(zhǎng)期參考并引用的經(jīng)典之作。1938年，貝特提出了關(guān)于恒星能源機(jī)制的碳循環(huán)設(shè)想。他認(rèn)為一個(gè)碳-12核相繼與3個(gè)氫核（質(zhì)子）反應(yīng)，形成氮-15，再通過(guò)與第四個(gè)氫核聚變，生成一個(gè)氦核（α粒子）和一個(gè)碳-12，并釋放能量。由于這一理論的提出，貝特獲得了1967年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。
在同一時(shí)期，對(duì)恒星能源機(jī)制研究做出重要貢獻(xiàn)的還有美籍蘇聯(lián)物理學(xué)家伽莫夫（Gamov，George 1904～1968）。伽莫夫早年從事原子核物理研究，1928年曾提出核α衰變理論。1936年建立了β衰變的伽莫夫-特勒選擇定財(cái)。1938年以后，伽莫夫轉(zhuǎn)向天體物理學(xué)研究，專(zhuān)門(mén)研究恒星的核能源機(jī)制與恒星的演化。他曾對(duì)魏茨澤克所設(shè)想的早期宇宙的氫球核燃燒階段提出質(zhì)疑。他認(rèn)為超巨球體的自身是極其不穩(wěn)定的，進(jìn)而伽莫夫與他的合作者提出了熱大爆炸學(xué)說(shuō)的宇宙早期模型。大爆炸學(xué)說(shuō)不僅成功地解釋了許多天體物理的觀測(cè)結(jié)果，而且促進(jìn)了以研究恒星演化過(guò)程及能源機(jī)制為核心的核天體物理學(xué)的進(jìn)展。在貝特與魏茨澤克分別提出太陽(yáng)能量來(lái)源于其內(nèi)部的p-p核反應(yīng)以后，很自然地使人們面臨一個(gè)新問(wèn)題，重于4He的原子核是如何產(chǎn)生的？伽莫夫的理論也面臨同樣的問(wèn)題，因?yàn)椴淮嬖谫|(zhì)量為5和8的穩(wěn)定元素，這表明，大爆炸的最初，核的合成應(yīng)終止到4He，因?yàn)楹ず瞬荒芊@一個(gè)質(zhì)子或另外的一個(gè)氦核形成新的穩(wěn)定的原子核。似乎重元素需要在極高溫、極高壓、極高密的環(huán)境下才能生成，然而根據(jù)伽莫夫最初的理論，大爆炸宇宙是急劇膨脹的，它的整體溫度與密度將持續(xù)不斷地降低，如何在宇宙進(jìn)展的環(huán)境下有新的重核形成，顯然是一個(gè)問(wèn)題。
5．元素合成理論與天體核反應(yīng)研究
早在上一世紀(jì)后期，人們就對(duì)元素及其同位素在自然界的豐度進(jìn)行了研究。從1883年到1924年，美國(guó)地質(zhì)調(diào)查局總化學(xué)師克拉克（Clarke，F(xiàn)rank Wigglesworth 1847～1931）在地殼厚度16千米的范圍內(nèi)，廣泛地調(diào)查了地殼的化學(xué)組成，發(fā)表了地殼中化學(xué)元素的豐度調(diào)查結(jié)果。此后，又有人收集了大量的隕石、太陽(yáng)、其它恒星、星云的各種元素及同位素分布的資料。曾致力于研究同位素理論、特別對(duì)重氫研究做出重要貢獻(xiàn)的美國(guó)物理學(xué)家與化學(xué)家尤里（Urey，Harold Clayton 1893～1981）在 1956年，根據(jù)地球、隕石及太陽(yáng)的資料繪制出更為詳細(xì)、更為標(biāo)準(zhǔn)的元素豐度表，這一資料已成為元素合成理論的重要依據(jù)之一。從尤里的研究結(jié)果看出，元素及其同位素的分布是極其復(fù)雜又有一定規(guī)律的。這一規(guī)律一方面來(lái)自原子核結(jié)構(gòu)的規(guī)律性，一方面又與元素的起源及演化史密切相關(guān)。任何有關(guān)元素起源與合成的假說(shuō)都必須首先能解釋這一分布的規(guī)律性。
早期提出的元素起源與合成假說(shuō)有平衡過(guò)程假說(shuō)、中子俘獲假說(shuō)與聚中子裂變理論，它們都試圖用單一過(guò)程解釋全部元素的成因，最后都因矛盾百出不能自圓其說(shuō)而失敗。較為成功的元素核合成假說(shuō)，是本世紀(jì)50年代提出的BBFH理論。BB代表伯比奇夫婦，伯比奇（Burbidge，Eleanor Margevet約 1925～）為英國(guó)女天文學(xué)家、格林威治天文臺(tái)第一任臺(tái)長(zhǎng)，長(zhǎng)期致力于類(lèi)星體和元素在恒星深處的核合成理論研究。1955年伯比奇的丈夫受聘到美國(guó)加州帕薩迪那附近的威爾遜山天文臺(tái)工作，伯比奇到加州理工學(xué)院任教。與伯比奇夫婦一起提出元素合成理論的還有美國(guó)核天體物理學(xué)家否勒（Fowler，William Al-frad 1911～）及英國(guó)天文學(xué)家霍伊爾（Hoyle，Sir Fred 1915～）。他們以尤里提出的元素豐度分布曲線(xiàn)為出發(fā)點(diǎn)，以核聚變理論為基礎(chǔ)，認(rèn)為宇宙間全部元素并非由單一過(guò)程一次形成，而是通過(guò)恒星各個(gè)演化階段的相應(yīng)八個(gè)過(guò)程逐次形成的。這八個(gè)過(guò)程是：①氫燃燒，在 T≥7×106K條件下，四個(gè)氫核聚變?yōu)楹ず说倪^(guò)程；②氦燃燒，即T≥108K條件下，氦核聚變?yōu)樘己撕脱鹾恕⒛屎说鹊倪^(guò)程；③α過(guò)程，α粒子與氖核反應(yīng)，相繼生成鎂、硅、硫、氬等元素原子核；④e過(guò)程，元素豐度曲線(xiàn)上的鐵峰元素（釩、鉻、錳、鐵、鈷、鎳）等生成；⑤s慢中子俘獲過(guò)程；⑥γ快中子俘獲過(guò)程。這后兩個(gè)過(guò)程分別簡(jiǎn)稱(chēng)s過(guò)程和γ過(guò)程，通過(guò)它們生成比鐵重的元素；⑦生成低豐度的富質(zhì)子同位素的質(zhì)子p的俘獲過(guò)程，以及⑧生成低豐度輕元素（如氘、鋰、鈹、硼等）的X過(guò)程。BBFH理論發(fā)表以后，不斷得到核物理、天體物理以及宇宙化學(xué)等領(lǐng)域新成就的補(bǔ)充與修正，例如補(bǔ)充了碳燃燒、氧燃燒和硅燃燒等新過(guò)程，大爆炸宇宙學(xué)又為氦的豐度較大提出了進(jìn)一步的解釋。
近年來(lái)核天體物理學(xué)的一個(gè)研究熱點(diǎn)是恒星晚期，特別是新星爆發(fā)附近階段中較重元素的合成問(wèn)題。在這個(gè)階段，由于參與s過(guò)程的全部核素集中于β穩(wěn)定谷附近，利用現(xiàn)有的核實(shí)驗(yàn)裝置即可得到一些個(gè)別的核反應(yīng)并測(cè)出其反應(yīng)率，再計(jì)入所觀測(cè)到的天文環(huán)境，人們可以建立過(guò)程模型，力圖利用它擬合觀測(cè)到的元素豐度。1956年以來(lái)，核物理學(xué)曾預(yù)言存在有一個(gè)穩(wěn)定的超重元素島。島中心的原子核是中子數(shù)和質(zhì)子數(shù)填滿(mǎn)閉殼的雙幻核（Z=114，N=184）。這個(gè)核非常穩(wěn)定，其自發(fā)裂變的壽命估計(jì)可達(dá)1019年。在其附近的原子核對(duì)于自發(fā)裂變、β衰變也比較穩(wěn)定。除了這個(gè)超重核的穩(wěn)定島外，核物理學(xué)還預(yù)言存在另一些更重超重核的穩(wěn)定區(qū)。理論預(yù)言，對(duì)于這些更重的超重核，由于庫(kù)侖勢(shì)能加大，發(fā)射α粒子的能量、裂變平均動(dòng)能以 及每次裂變釋放的中子數(shù)都將比常規(guī)核情況大得多。證實(shí)這些預(yù)言存在與否都將是對(duì)原子核理論的檢驗(yàn)。目前，物理學(xué)家正試圖通過(guò)對(duì)γ過(guò)程的研究解開(kāi)這個(gè)謎。由于γ過(guò)程產(chǎn)生遠(yuǎn)離β穩(wěn)定線(xiàn)中子大量過(guò)剩的核，在實(shí)驗(yàn)室條件下，難以測(cè)量其反應(yīng)截面，因此常利用地下核爆炸進(jìn)行γ過(guò)程研究。到目前為止，在規(guī)模巨大的天體核反應(yīng)研究方面，雖然在確定核反應(yīng)截面的工作上取得一些成果，從而豐富了人們對(duì)于天體核反應(yīng)規(guī)律的認(rèn)識(shí)，但這種認(rèn)識(shí)畢竟是很初步的，因?yàn)閷?duì)于恒星晚期進(jìn)行的核反應(yīng)，至今還不能在實(shí)驗(yàn)室條件下研究，對(duì)于它們的拋射物化學(xué)成分還需要做進(jìn)一步的了解和解釋。本世紀(jì)90年代以來(lái)，人們正開(kāi)始采用超巨型計(jì)算機(jī)，進(jìn)一步啟用更新的核物理實(shí)驗(yàn)裝置，將發(fā)射空間紅外望遠(yuǎn)鏡以探測(cè)原始星系初始核合成，哈勃望遠(yuǎn)鏡將收集關(guān)于恒星在可見(jiàn)光及紫外波段的更高分辨率的觀測(cè)資料，人們還將建造規(guī)模更為宏偉的同位旋實(shí)驗(yàn)室，以期獲得目前難以得到的不穩(wěn)定核。以上這些規(guī)劃與進(jìn)展不僅可以從實(shí)驗(yàn)上和理論上探討核天體物理問(wèn)題，而且還能加深人們對(duì)宇宙演化的認(rèn)識(shí)。
6．太陽(yáng)中微子事件研究
1931年，泡利為解釋?duì)滤プ兡芰颗c動(dòng)量的守恒問(wèn)題，提出可能存在某種未知的中性粒子。1933年，費(fèi)密進(jìn)一步研究了泡利的假設(shè)，把這個(gè)未知粒子定名為中微子。1953年，美國(guó)物理學(xué)家科恩（Cowan，Clyde Lorrain 1919～）和萊因斯（Reines，F(xiàn)red-erich 1918～）利用ve+p→e++n的俘獲過(guò)程證實(shí)了反中微子的存在。1955年戴維斯（Davis）在布魯克海汶國(guó)家實(shí)驗(yàn)室又成功地觀測(cè)到ve+37CL→37Ar+e-的俘獲過(guò)程，證實(shí)了電子型中微子的存在。1962年丹比（Danby）等人發(fā)現(xiàn)，在π介子蛻變中產(chǎn)生的中微子與電子型中微子不同，將它命名為μ子中微子vu。1976年，隨著τ粒子的發(fā)現(xiàn)，人們又提出第三種中微子v?存在的假設(shè)。
中微子與物質(zhì)的作用極弱，在通常的物質(zhì)密度條件下，它的平均自由程約為1000光年。這表明，研究中微子的意義不僅在于它能為核物理中的弱相互作用理論和中微子的某些自身屬性提供資料，還由于它能把太陽(yáng)內(nèi)部信息有效地傳遞出來(lái)，人們通過(guò)對(duì)太陽(yáng)中微子通量和能譜的精確測(cè)量，得到有關(guān)太陽(yáng)內(nèi)部能量產(chǎn)生機(jī)制的重要參量，如溫度范圍、離子密度、化學(xué)成分等。在天體演化的后期，如太陽(yáng)情況，高溫的膨脹作用與引力的聚縮作用，使太陽(yáng)處于流體的靜力學(xué)平衡狀態(tài)，其中心區(qū)域，高溫環(huán)境下的熱核反應(yīng)，產(chǎn)生大量電子和正電子，它們相撞湮滅過(guò)程轉(zhuǎn)變?yōu)橹形⒆雍头粗形⒆?，此外，還有光生中微子 產(chǎn)生，以及等離子體中傳播的光子蛻變?yōu)橹形⒆印．?dāng)星體的溫度高到一定程度（1億到10億度以上）時(shí)，上述將成為星體耗散能量的主要過(guò)程。理論計(jì)算表明，當(dāng)溫度達(dá)到100億度時(shí)，僅只電子與正電子湮滅過(guò)程，能量耗散率就可達(dá)1025爾格/立方厘米·秒，因此一定溫度的天體僅在毫秒的短暫時(shí)間內(nèi)，通過(guò)中微子對(duì)的產(chǎn)生，即可耗盡天體的能量。對(duì)星體中微子耗散能量研究較早的有伽莫夫和熊堡。他們認(rèn)為，在β衰變和反β衰變 過(guò)程中，電子熱動(dòng)能將隨中微子對(duì)的產(chǎn)生而釋放出來(lái)。他們用巴西的一個(gè)賭場(chǎng)名字URCA命名這一對(duì)過(guò)程，以比喻電子能量流失的神速。
由于中微子的產(chǎn)生與逃逸，巨大能量損失導(dǎo)致星體的引力塌縮。內(nèi)縮物質(zhì)與硬核心碰撞后，反彈所形成的沖擊波可能導(dǎo)致超新星的爆發(fā)。此外，中微子的產(chǎn)生又維持了星體核聚變過(guò)程的中子數(shù)平衡，使核聚變、核合成和中子化過(guò)程得以持續(xù)進(jìn)行。可見(jiàn)中微子在天體演化中伴演了極其重要的角色，研究與探測(cè)中微子成為天體物理學(xué)的重要課題之一。
超新星爆發(fā)的中微子雖然流量很大，但是產(chǎn)生的頻數(shù)極小，持續(xù)的時(shí)間極短，俘獲它們極為困難。太陽(yáng)是一個(gè)強(qiáng)大而持續(xù)的中微子源，在太陽(yáng)中心區(qū)域進(jìn)行著兩個(gè)熱核反應(yīng)序列，它們分別是質(zhì)子-質(zhì)子反應(yīng)鏈和碳氮氧反應(yīng)鏈。按照有關(guān)理論，第一個(gè)反應(yīng)鏈?zhǔn)翘?yáng)核反應(yīng)的主要序列，它包含有四個(gè)核反應(yīng)，分別是p+p→2H+e++ve, p+e-+p→2H+ve, 7Be+e-→7Li+ve,8B→8Be+e++ve。其中第一個(gè)反應(yīng)決定著p-p鏈整個(gè)過(guò)程的速率，然而這一過(guò)程的反應(yīng)截面相當(dāng)小，不可能用實(shí)驗(yàn)方法確定。p-p鏈的四個(gè)核反應(yīng)產(chǎn)生四組中微子，它們?cè)诘孛嫔系牧髁靠蛇_(dá)1010/秒·厘米2數(shù)量級(jí)。探測(cè)它們，不僅是獲得太陽(yáng)內(nèi)部信息的唯一途徑，也是研究天體演化的重要手段。
早在1946年，意大利物理學(xué)家蓬蒂科爾沃就提出了一種探測(cè)中微子的方法。他指出：37Cl可以通過(guò)弱作用吸收一個(gè)高能中微子，經(jīng)發(fā)射一個(gè)電子后，衰變?yōu)?7Ar，即發(fā)生ve+37Cl→37Ar+e-的核反應(yīng)，若利用37Cl探測(cè)到37Ar，就證明探測(cè)到中微子存在。 1948年，加利福尼亞大學(xué)的阿爾瓦雷斯（Alvarez，Luis Walter1911～）也獨(dú)立地發(fā)現(xiàn)了這一方法，并在 1949年提出一個(gè)測(cè)量太陽(yáng)中微子俘獲率的實(shí)驗(yàn)方案。從50年代末起，美國(guó)布魯克海汶實(shí)驗(yàn)室的戴維斯等人就著手進(jìn)行太陽(yáng)中微子測(cè)量。為減少宇宙射線(xiàn)本底，他們把實(shí)驗(yàn)場(chǎng)地選在南達(dá)科他州的霍姆斯塔克金礦的大約1500米深的礦井中。探測(cè)器為一個(gè)裝滿(mǎn)40萬(wàn)立升的純過(guò)氯乙烯溶液的巨大鋼瓶，它相當(dāng)包含2.2×1030過(guò)氯乙烯分子。氯的天然豐度決定了在每一個(gè)過(guò)氯乙烯分子中的四個(gè)氯原子中，就有一個(gè)37Cl。37Cl俘獲中微子反應(yīng)有0.81MeV的閾值，所以實(shí)驗(yàn)探測(cè)的主要是p-p鏈中的8B中微子。37Cl俘獲中微子后產(chǎn)生的37Ar是不穩(wěn)定的，半衰期為 35天，但當(dāng)把過(guò)氯乙烯在太陽(yáng)中微子場(chǎng)中放置大約15天以后，溶液中生成的37Ar數(shù)就會(huì)達(dá)到平衡。理論上估計(jì)，平衡后，探測(cè)器中的37Ar原子數(shù)應(yīng)有50個(gè)。從1964年以來(lái)，戴維斯一共進(jìn)行了49次觀測(cè)，每一次找到的37Ar原子數(shù)均不超過(guò)10個(gè)，扣除背景后，折合太陽(yáng)中微子單位只有1.6±0.48SNU（ISNU=10-36個(gè)中微子俘獲/秒·靶核），這個(gè)值只是太陽(yáng)標(biāo)準(zhǔn)模型理論預(yù)言值4.7SNU的三分之一。
戴維斯等人的測(cè)試結(jié)果引起物理學(xué)界和天文學(xué)界的極大關(guān)注。人們首先對(duì)理論值的正確性產(chǎn)生了懷疑。20年來(lái)，對(duì)所謂“中微子失蹤”的解釋眾說(shuō)紛紜，其中主要的說(shuō)法有：①太陽(yáng)中心的溫度實(shí)際應(yīng)低于標(biāo)準(zhǔn)模型給出值。7Be中微子與8B中微子對(duì)溫度十分敏感，如果太陽(yáng)溫度比給出值低10%，7Be中微子與8B中微子的產(chǎn)生率即可足以解釋實(shí)驗(yàn)結(jié)果。②中微子有可能有微小磁矩，逃離太陽(yáng)時(shí)，受電磁作用損失能量，使它不能與37Cl發(fā)生作用。③中微子自身因“老化”而損失能量。④可能有自由夸克存在，它們對(duì)p-p反應(yīng)的催化作用，減少中微子通量。⑤中微子的質(zhì)量不精確為零。根據(jù)弱電統(tǒng)一模型理論，只有小于臨界能量E0的中微子ve才能被觀測(cè)到，能量大于E0的中微子與太陽(yáng)物質(zhì)作用，轉(zhuǎn)化為μ型中微子vu，因而觀測(cè)不到。在太陽(yáng)中微子事件的研究中，很重要的一點(diǎn)涉及到了中微子的質(zhì)量問(wèn)題。理論研究結(jié)果表明，靜止質(zhì)量非零的粒子若自旋為1/2，將可能具有四種狀態(tài)，即正粒子的自旋分別平行和反平行于動(dòng)量的右手態(tài)和左手態(tài)，加上反粒子相應(yīng)的兩種態(tài)。這四種態(tài)組成四分量，而零質(zhì)量粒子則只具有二分量，即正粒子只有左手態(tài)，反粒子只有右手態(tài)。中微子的自旋為1/2，若質(zhì)量非零將具有四種態(tài)。最近研究的一種觀點(diǎn)認(rèn)為，左手中微子與右手反中微子雖然在通常的弱作用過(guò)程可以借助左手中間玻色子媒介產(chǎn)生，然而在一種更弱的超弱作用中，借助右手中間玻色子卻可能產(chǎn)生右手中微子與左手反中微子。因此，從本質(zhì)上說(shuō)，中微子應(yīng)是四分量的，所說(shuō)它是二分量粒子，僅只是略去超微作用過(guò)程的一種近似。
如果說(shuō)中微子同時(shí)具有左、右手態(tài)，那將不存在任何使其質(zhì)量為零的禁戒，e型、μ型與τ型中微子的質(zhì)量也將不再?lài)?yán)格彼此相等，并且三者之間將會(huì)發(fā)生躍遷，例如e型中微子經(jīng)過(guò)一段距離，可能轉(zhuǎn)變?yōu)棣绦椭形⒆樱俳?jīng)過(guò)一段距離，又可能轉(zhuǎn)變回e型中微子，這種現(xiàn)象稱(chēng)為中微子振蕩。中微子振蕩的可能性首先由龐特科夫在1967年提出。然而由于三種中微子屬于不同“味”的輕子，人們很關(guān)心，當(dāng)它們以一定的幾率振蕩時(shí)，是否會(huì)破壞輕子“味”的守恒關(guān)系，因此，中微子振蕩無(wú)疑地與輕子“味”守恒、中微子質(zhì)量密切相關(guān)。對(duì)于它們的研究，不僅有助于對(duì)中微子性質(zhì)的認(rèn)識(shí)，也有助于對(duì)弱作用基本規(guī)律的認(rèn)識(shí)，此外，由于中微子在天體演化，甚至宇宙早期階段所伴演的重要角色，對(duì)中微子的深入研究更有助于人類(lèi)對(duì)宇宙及天體的演化規(guī)律的深入認(rèn)識(shí)。
7．中子星的研究
有一種看法認(rèn)為，晚期恒星逐級(jí)熱核反應(yīng)直至進(jìn)行到合成鐵。引力塌縮致使核中心部分中子化，所放出的大量中微子將會(huì)把富含鐵核的星體外殼壓碎，產(chǎn)生猛烈的超新星爆發(fā)，被壓碎的外殼形成星云狀超新星遺跡，而中子化的核心則形成中子星。最早提出中子星設(shè)想的是前蘇聯(lián)著名物理學(xué)家朗道（Landau，Lev Davidovich 1908～1968）。 1932年，英國(guó)物理學(xué)家查德威克發(fā)現(xiàn)中子的消息傳到哥本哈根不久，正在丹麥訪問(wèn)的朗道就預(yù)言，可能存在由中子組成的致富星體。1934年，以超新星為主要研究領(lǐng)域的德國(guó)-美國(guó)天文學(xué)家巴德（Baade，Walter 1893～1960）和瑞士天文學(xué)家茲維基（Zwicky，F(xiàn)ritz 1898～1974）分別提出，在超新星爆發(fā)之后，其核心將形成中子星。1939年，美國(guó)物理學(xué)家?jiàn)W本海默與沃爾科夫根據(jù)廣義相對(duì)論進(jìn)一步求出了中子星的結(jié)構(gòu)。但是對(duì)中子星觀測(cè)的進(jìn)展卻進(jìn)行得十分緩慢。普通的恒星在輻射性質(zhì)上，近似一個(gè)絕對(duì)黑體，其光學(xué)波段的溫度約相當(dāng)1000K。根據(jù)斯特藩-維恩定律，恒星表面單位面積的輻射功率正比于其絕對(duì)溫度的4次方。然而中子星非常致密，其表面積極小，即使應(yīng)用現(xiàn)代望遠(yuǎn)鏡，一般也無(wú)法觀測(cè)到。此外，中子星已不具備可供核反應(yīng)的燃料，不能像普通恒星那樣發(fā)出明亮的光，對(duì)中子星的觀測(cè)確實(shí)成為一個(gè)難題。
近年來(lái)對(duì)中子星理論研究的發(fā)展，提供了對(duì)其觀測(cè)的有效途徑，途徑之一就是短時(shí)標(biāo)研究。中子星極小，其直徑l大約只有十幾到幾十千米，其上若發(fā)生某一瞬間現(xiàn)象，在地球上將可能觀測(cè)到該現(xiàn)象持續(xù)△τ～l/c一段時(shí)間，在地球上若能觀測(cè)到這種短時(shí)標(biāo)的變光現(xiàn)象，將有可能與中子星有關(guān)。途徑之二是天體電磁場(chǎng)研究。由于每個(gè)中子具有磁矩，順向排列的中子將使中子星具有105特斯拉的強(qiáng)磁場(chǎng)。隨著中子星的轉(zhuǎn)動(dòng)，還會(huì)感應(yīng)強(qiáng)電場(chǎng)。因此，伴隨中子的變化過(guò)程，常有極強(qiáng)的電磁能量輻射，這種輻射可能在X射線(xiàn)或γ射線(xiàn)波段。隨著空間技術(shù)的進(jìn)展，在大氣層外上空的X射線(xiàn)和γ射線(xiàn)天文衛(wèi)星將成為觀測(cè)中子星的重要工具。
迄今為止，人類(lèi)發(fā)現(xiàn)的中子星近兩千多顆，其中為數(shù)較多的是脈沖星和γ射線(xiàn)爆兩大類(lèi)。脈沖星的發(fā)現(xiàn)有賴(lài)于英國(guó)射電天文學(xué)家賴(lài)爾（Ryle，Sir Martin 1918～）的基礎(chǔ)性工作。二戰(zhàn)期間，他從事雷達(dá)研究，戰(zhàn)后在劍橋的卡文迪許實(shí)驗(yàn)室擔(dān)任研究員，研究射電天文學(xué)。1948年他發(fā)現(xiàn)了強(qiáng)射電源——仙后座A。在他領(lǐng)導(dǎo)下，劍橋射電天文小組進(jìn)行了系統(tǒng)的巡天觀測(cè)，編寫(xiě)出一系列射電源表。其中的第三表對(duì)發(fā)現(xiàn)類(lèi)星體至關(guān)重要，正因如此，人們對(duì)最初發(fā)現(xiàn)的類(lèi)星體都冠以“3C”字樣，意為劍橋第三表。1960年，為提高射電望遠(yuǎn)鏡的分辨本領(lǐng)，賴(lài)爾設(shè)計(jì)成功具有獨(dú)創(chuàng)性的觀測(cè)系統(tǒng)，其中最突出的是，兩天線(xiàn)最大變距為1.6千米的綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡，使分辨本領(lǐng)達(dá)到了最佳水平。1967年，劍橋大學(xué)建造了占地 2萬(wàn)多平方米的 16×128個(gè)偶極天線(xiàn)陣，用以研究短時(shí)標(biāo)的星際閃爍過(guò)程，工作波段在81.5MHz。利用這一裝置，于1967年7月，英國(guó)天文學(xué)家休伊士（Hewish，Antony 1924～）和他的研究生貝爾觀測(cè)到，來(lái)自織女星和河鼓兩顆恒星間某處周期穩(wěn)定而短暫的射電脈沖。經(jīng)系統(tǒng)觀測(cè)后，它的詳細(xì)情況于1968年2月報(bào)導(dǎo)了出來(lái)，并將所發(fā)現(xiàn)的星體定名為脈沖星。此后，他們又檢查了早期的一些類(lèi)似觀測(cè)，又確定出另外三顆脈沖星的位置。自此，脈沖星被陸續(xù)地發(fā)現(xiàn)。由于首批脈沖星的發(fā)現(xiàn)，休伊士與賴(lài)爾榮獲1974年諾貝爾獎(jiǎng)金。
第一顆脈沖星發(fā)現(xiàn)的當(dāng)年，奧地利-英國(guó)-美國(guó)天文學(xué)家和宇宙學(xué)家戈?duì)柕拢–old，Thomas 1920～）就給予了脈沖星以正確的解釋。他認(rèn)為，脈沖星的周期如此之短，又異常穩(wěn)定，唯一的解釋只能是一顆快速自轉(zhuǎn)著的中子星。他應(yīng)用廣義相對(duì)論理論，初步計(jì)算出中子星的直徑約為1千米，質(zhì)量卻比太陽(yáng)還大，并預(yù)言，它的自轉(zhuǎn)速度將不斷減慢，脈沖周期應(yīng)逐漸加大。戈?duì)柕碌拇蟛糠诸A(yù)言均被以后的觀測(cè)所證實(shí)。第一批脈沖星被發(fā)現(xiàn)不久，于1968年斯塔林與萊芬斯坦又發(fā)現(xiàn)了最著名的脈沖星，即蟹狀星云中心星 PSR0531+21，它的閃爍周期為 0.0331秒，能在射電、紅外、可見(jiàn)、 X射線(xiàn)及γ射線(xiàn)等波段發(fā)出脈沖輻射。根據(jù)這顆脈沖星周期變化及蟹狀星云膨脹速度與誕生時(shí)間估算，人們認(rèn)為蟹狀星云的中心星即為中國(guó)宋代（約1054年）記載的金星座客星爆發(fā)后的殘骸，蟹狀星云則是超新星爆發(fā)后，拋出的殼層遺跡。無(wú)獨(dú)有偶，1990年人們從理論上預(yù)言，后又經(jīng)美國(guó)γ射線(xiàn)衛(wèi)星康普頓天文塔所證實(shí)的PS1509-58是一顆γ射線(xiàn)脈沖星。根據(jù)它的位置、周期變化，人們同樣認(rèn)為它就是中國(guó)東漢天文學(xué)家在公元185年發(fā)現(xiàn)的超新星爆發(fā)遺骸。在銀河系內(nèi)，歷史上有記載的超新星爆發(fā)一共有7次，中國(guó)均有記載，其中公元185年的那次超新星爆發(fā)，全世界只有中國(guó)有記載。
在對(duì)中子星的研究中，人們普遍關(guān)心的是它的穩(wěn)定性機(jī)制、內(nèi)部結(jié)構(gòu)以及應(yīng)給予它什么樣的模型。一種看法認(rèn)為，中子星就是一個(gè)巨大的原子核。人們最常接觸到的原子的原子核，無(wú)論是天然的還是人工的，穩(wěn)定的還是放射性的，長(zhǎng)壽命還是短壽命的，都具有一些共同的特點(diǎn)。其一是，隨著質(zhì)子數(shù)的加多，庫(kù)侖斥力增大而趨于不穩(wěn)定，所以，隨著質(zhì)量數(shù)的加大，穩(wěn)定的核將中子比例加大，質(zhì)子的比例變小。例如氮原子核14N由7個(gè)質(zhì)子和 7個(gè)中子組成，鈣原子核40Ca由20個(gè)質(zhì)子和20個(gè)中子組成，都各占一半；鐵原子核56Fe由26個(gè)質(zhì)子和30個(gè)中子組成；碘原子核127I則由53個(gè)質(zhì)子和74個(gè)中子組成。其二是隨著原子核質(zhì)量的加大，越不穩(wěn)定，越容易自發(fā)裂變。Z＞92的超鈾元素原子核都是不穩(wěn)定的。迄今為止，Z＞106的原子核還無(wú)法觀測(cè)到。根據(jù)核殼層模型理論的預(yù)言，原子核也具有類(lèi)似元素的周期性，當(dāng)中子數(shù)或質(zhì)子數(shù)為一定數(shù)值，即為幻數(shù)時(shí)，核特別穩(wěn)定。 Z=114是一個(gè)幻數(shù)，在它附近，應(yīng)存在一些穩(wěn)定或比較穩(wěn)定的原子核。雖然這個(gè)超重核島至今還沒(méi)有被實(shí)驗(yàn)發(fā)現(xiàn)，人們卻相信，中子星是一個(gè)由 1057數(shù)量級(jí)的中子和1055數(shù)量級(jí)的質(zhì)子組成的原子核，它依靠萬(wàn)有引力束縛在一起非常穩(wěn)定，結(jié)合能可以達(dá)到100MeV。
還有一種看法，認(rèn)為中子星是一個(gè)巨大的湯姆遜原子。1897年，J．J．湯姆遜發(fā)現(xiàn)了電子以后，他把電子看作構(gòu)成物質(zhì)的成分之一，并提出了原子的湯姆遜模型，認(rèn)為原子由一個(gè)帶正電的球體，內(nèi)中有數(shù)量恰好中和正電的帶負(fù)電的電子嵌入其中構(gòu)成。這個(gè)理論雖然是研究物質(zhì)結(jié)構(gòu)的良好開(kāi)端，但是不久，即被他的學(xué)生盧瑟福的理論所替代。后來(lái)，盧瑟福行星式的原子模型又由量子理論所取代，即使如此，對(duì)于電子不可能被束縛在極小的原子核空間內(nèi)兩種理論卻是公認(rèn)一致的。中子星的發(fā)現(xiàn)，使這種認(rèn)識(shí)的發(fā)展有了轉(zhuǎn)機(jī)。如果說(shuō)中子星是一個(gè)體積巨大的原子核，電子被包含在其中似乎有了可能。在中子星的內(nèi)部，可以具有少量的、但數(shù)量相同的質(zhì)子和電子，它們一方面維持了中子星的電中性；另一方面，根據(jù)泡利不相容原理，由于質(zhì)子與電子的存在，填滿(mǎn)了可能的狀態(tài)，防止了自由中子衰變?yōu)橘|(zhì)子、電子與中微子的可能性，維持了中子星這一個(gè)巨大的湯姆遜原子穩(wěn)定的存在。綜上所述，研究中子星的組成與結(jié)構(gòu)，無(wú)疑將豐富人們關(guān)于物質(zhì)結(jié)構(gòu)的認(rèn)識(shí)。
中子星同樣為人類(lèi)提供了第一個(gè)引力波存在的定量依據(jù)。1974年9月，正在馬薩諸塞大學(xué)任教的泰勒（Taylor， JosephHooten 1942～）與他的研究生赫爾斯（Hulse，Russell Alan）利用305m口徑大型射電望遠(yuǎn)鏡，發(fā)現(xiàn)了一顆脈沖周期約為59毫秒的射電脈沖星，根據(jù)它在空間的方位，定名為PSR1913+16。這顆脈沖星與其它脈沖星有所不同，它除了具有一個(gè)59毫秒的脈沖周期外，還存在有一個(gè)緩慢變化著的周期0.323天。泰勒和赫爾斯立即意識(shí)到，這顆脈沖星一定還有一個(gè)伴星，由于它們相互繞行，徑向速度呈周期性變化。這一脈沖雙星的發(fā)現(xiàn)，使人們看到，質(zhì)量如此巨大、以如此短周期相互繞行的二體運(yùn)動(dòng)，將是人們檢測(cè)引力理論的最好實(shí)驗(yàn)渠道，這是在地球、乃至整個(gè)太陽(yáng)系范圍內(nèi)難以獲得的。正因?yàn)樵谝ρ芯糠矫娴闹匾芯績(jī)r(jià)值，脈沖雙星的發(fā)現(xiàn)，使泰勒與赫爾斯共同獲得了1993年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。
除了比地球表面還要強(qiáng)1011倍的極強(qiáng)引力條件外，中子星表面處的磁場(chǎng)也極強(qiáng)，可達(dá)105特斯拉。在地面上，目前采用最先進(jìn)的技術(shù)，也只不過(guò)能產(chǎn)生10特斯拉左右的磁場(chǎng)。此外，中子星內(nèi)部壓強(qiáng)可以達(dá)到1033帕斯卡，這些物理?xiàng)l件將是在地球上難以獲得的。這表明，中子星提供了一個(gè)天然的極端條件的實(shí)驗(yàn)室，研究其上發(fā)生的各種物理現(xiàn)象，能使人類(lèi)更全面、更完整地認(rèn)識(shí)物質(zhì)規(guī)律，甚至從中獲得一種全新的認(rèn)識(shí)。
8．黑洞物理學(xué)的建立
早在1783年英國(guó)地質(zhì)學(xué)家與天文學(xué)家米歇爾（1724～1793）就預(yù)言有“看不見(jiàn)的天體”存在。1796年，法國(guó)天文學(xué)家和數(shù)學(xué)家拉普拉斯（Laplace Pierre Simon，Marquis de 1749～1827）也曾獨(dú)立地做出相同的預(yù)言。米歇爾和拉普拉斯預(yù)言的根據(jù)是牛頓力學(xué)與牛頓的光微粒說(shuō)。他們認(rèn)為，根據(jù)牛頓力學(xué)，在一個(gè)質(zhì)量為M、半徑為r的天體上，掙脫引力束縛的最低速度，即逃逸速度為v= ，若天體的M與r之比足夠大，以致使逃逸速度達(dá)到光速，這個(gè)天體將不再發(fā)光。顯然，這一假說(shuō)把光粒子認(rèn)作服從牛頓力學(xué)的粒子。然而，在19世紀(jì)，光的波動(dòng)說(shuō)占了上風(fēng)，光波被認(rèn)為不受引力作用，這一預(yù)想就被擱置了起來(lái)。
黑洞設(shè)想被重新提起，是在愛(ài)因斯坦發(fā)表了他的廣義相對(duì)論之后。1916年，愛(ài)因斯坦創(chuàng)立了廣義相對(duì)論，并建立了引力場(chǎng)方程。在同一年，時(shí)值第一次世界大戰(zhàn)，德國(guó)天文學(xué)家、數(shù)學(xué)家史瓦西（Schwarzchild，Karl 1873～1916）正隨炮兵部隊(duì)在俄國(guó)前線(xiàn)作戰(zhàn)，就在戰(zhàn)時(shí)，他得到了愛(ài)因斯坦場(chǎng)方程的一個(gè)解，并首先計(jì)算了全部質(zhì)量集中在一點(diǎn)上的恒星附近的引力現(xiàn)象，很可惜，不久他因一種罕見(jiàn)的代謝失調(diào)病而去世。
史瓦西所假定的引力源是一個(gè)球?qū)ΨQ(chēng)分布的中心天體，史瓦西給出了它的內(nèi)部與外部引力場(chǎng)分布，即時(shí)空彎曲特征。根據(jù)史瓦西解，當(dāng)中心天體質(zhì)量M足夠大、半徑足夠小時(shí)，它的時(shí)空彎曲很大，以致任何粒子，包括零質(zhì)量的光粒子都將不能逃逸出來(lái)，這個(gè)特殊的時(shí)空區(qū)域即為黑洞，其邊界稱(chēng)為視界，視界的半徑即為史瓦西半徑，它的大小為rg=2GM/c2。
顯然，黑洞是愛(ài)因斯坦廣義相對(duì)論，或者更具體地說(shuō)是史瓦西解的一個(gè)直接推論。從表面看，由廣義相對(duì)論和牛頓力學(xué)得出的黑洞半徑完全一致，然而二者卻有著本質(zhì)的差別。拉普拉斯等人的黑洞只是一種球狀天體，它成為黑洞完全是根據(jù)牛頓引力理論得出的，然而在質(zhì)量很大、半徑很小的星體強(qiáng)引力場(chǎng)中，牛頓的引力理論不再適用，強(qiáng)引力場(chǎng)中的時(shí)空不再平直，黑洞即為時(shí)空彎曲的產(chǎn)物，或者說(shuō)它就是特殊的時(shí)空區(qū)域，黑洞的視界仍是這個(gè)特殊區(qū)域的一個(gè)邊界。
史瓦西黑洞是一種最簡(jiǎn)單的黑洞，它的外面被一個(gè)光層所包圍，只具有質(zhì)量，不帶電荷和磁荷，也不旋轉(zhuǎn)，它的表面就是視界，奇點(diǎn)則在黑洞的中心。從1916年至1918年，賴(lài)斯納（Reiss-ner）和諾茲特隆（Nordrtrm）又用極坐標(biāo)得到了具有球?qū)ΨQ(chēng)質(zhì)量、帶電荷或磁荷的引力場(chǎng)方程解，它稱(chēng)為賴(lài)斯納-諾茲特隆解，而具有電荷或磁荷的黑洞就稱(chēng)為賴(lài)斯納-諾茲特隆黑洞。這種黑洞的中心有一個(gè)奇點(diǎn)，它有兩個(gè)視界。若所帶電荷或磁荷較少時(shí)，內(nèi)視界半徑甚小；反之，外視界收縮、內(nèi)視界擴(kuò)大；當(dāng)M=│Q│（自然單位制）時(shí)，兩視界合二而一；M＜│Q│時(shí)，視界消失，只剩下一個(gè)裸奇點(diǎn)；在Q=0時(shí)，賴(lài)斯納-諾茲特隆黑洞則退化為一個(gè)史瓦西黑洞。
關(guān)于黑洞研究的重要進(jìn)展是在廣義相對(duì)論提出的半個(gè)世紀(jì)之后。1963年，正在美國(guó)德克薩斯大學(xué)執(zhí)教的澳大利亞數(shù)學(xué)家克爾（R.P.Kerr）用橢球面坐標(biāo)得到了球?qū)ΨQ(chēng)質(zhì)量、轉(zhuǎn)動(dòng)物體的引力場(chǎng)方程解①，由這個(gè)解立即得出了轉(zhuǎn)動(dòng)黑洞，后來(lái)它又被證明是唯一解。克爾解的得出是20世紀(jì)理論物理學(xué)的重要進(jìn)展之一。克爾黑洞的奇異域?yàn)橐粋€(gè)環(huán)，一般有兩個(gè)視界。當(dāng)轉(zhuǎn)動(dòng)較慢時(shí)，兩個(gè)視界包圍住奇異環(huán)；轉(zhuǎn)動(dòng)較快時(shí)，兩個(gè)視界彼此靠近，在極端條件下，合二而一，最后也可能消失而露出一個(gè)裸奇異環(huán)。在克爾解得出的兩年之后，即1965年，以紐曼（E.T.New-man）為首的一個(gè)研究小組發(fā)表了一個(gè)更為復(fù)雜的愛(ài)因斯坦引力場(chǎng)方程解，這是一個(gè)靜態(tài)、軸對(duì)稱(chēng)引力場(chǎng)方程度規(guī)，它稱(chēng)為克爾-紐曼解。克爾-紐曼黑洞具有質(zhì)量、電（磁）荷和角動(dòng)量三種特征，當(dāng)電量Q=0時(shí)，克爾-紐曼黑洞退化為克爾黑洞；當(dāng)角動(dòng)量J=0時(shí)，它退化為賴(lài)斯納-諾茲特隆黑洞；而當(dāng)Q=J=0時(shí)，還可以還原為最簡(jiǎn)單的史瓦西黑洞。
從60年代末到70年代初，理論物理學(xué)家和天體物理學(xué)家們?cè)谔剿魑镔|(zhì)處于黑洞狀態(tài)時(shí)，有哪些特征被保留下來(lái)。普林斯頓大學(xué)的惠勒（Wheeler，John Archibald 1911～）認(rèn)為，僅有質(zhì)量、電荷（或磁荷）及角動(dòng)量三個(gè)基本量為黑洞所保留②，而在這三個(gè)特征中，質(zhì)量與角動(dòng)量又是最重要的，因?yàn)椋谛纬珊诙吹囊λs過(guò)程中，星體的轉(zhuǎn)動(dòng)速度越來(lái)越大，而且在觀測(cè)中發(fā)現(xiàn)，星體的質(zhì)量越大，轉(zhuǎn)動(dòng)速度也就越大，角動(dòng)量越大。在黑洞形成過(guò)程，引力場(chǎng)極強(qiáng)，更不可忽視的是潮汐力的作用，強(qiáng)大的潮汐力，將氣體分子或原子撕碎，裸露的電荷與磁荷成對(duì)中和，使黑洞形成后，只具有少量的電荷或磁荷，因此，在多種黑洞之中，克爾黑洞更具有實(shí)際意義。在黑洞力學(xué)研究中，用于描述黑洞的重要物理量有：黑洞視界面積■、不可約化質(zhì)量■、視界表面引力■和視界表面轉(zhuǎn)速■。理論的研究結(jié)果表明，克爾黑洞的能層中引力非常強(qiáng)，若粒子以某種速度運(yùn)動(dòng)，其引力束縛能有可能超過(guò)它的靜止能與動(dòng)能之和，這表明粒子的總能量將是負(fù)值，這一奇特性質(zhì)引起了彭羅斯（R.Penrose）等人的注意①。60年代以來(lái)，彭羅斯等人引入了整體微分幾何方法，大大推進(jìn)了關(guān)于黑洞與引力塌縮的研究。60年代末，彭羅斯又推出了“宇宙信息監(jiān)督假說(shuō)”②，認(rèn)為奇點(diǎn)只能出現(xiàn)在黑洞之內(nèi)，由此認(rèn)為引力塌縮不可能形成裸奇點(diǎn)，裸奇點(diǎn)在現(xiàn)實(shí)世界中是被絕禁的，證明這一猜測(cè)已成為當(dāng)今廣義相對(duì)論的主要課題之一。1969年，彭羅斯又根據(jù)克爾黑洞中粒子可能處于負(fù)能態(tài)的特性，提出了從黑洞中提取能量的設(shè)想③。假定從無(wú)窮遠(yuǎn)向克爾黑洞能層中移入一個(gè)正能粒子，并在能層中使其分為兩個(gè)碎片，若其中的一個(gè)碎片進(jìn)入負(fù)能軌道，另一碎片穿出能層又飛向無(wú)窮遠(yuǎn)時(shí)，根據(jù)能量守恒原理，飛出碎片的能量將比原注入的整個(gè)粒子能量還大，多余的能量即來(lái)自黑洞。次年，克利斯托德洛（Christodolou，D.）從理論上證明④，用彭羅斯過(guò)程提取黑洞能量（質(zhì)量）有一個(gè)上限，即△M=M-Mir，Mir對(duì)應(yīng)不能提取的那部分質(zhì)量，又稱(chēng)為不可約化質(zhì)量。根據(jù)能量關(guān)系，在黑洞總質(zhì)量M、不可約化質(zhì)量Mir和角動(dòng)量J之間具有確定關(guān)系，M2=Mir2+J2/(4Mir)2，這一關(guān)系表明，黑洞的總能量由兩部分組成，第一部分為與不可約化質(zhì)量對(duì)應(yīng)的所謂“凍結(jié)能”，另一部分則是與轉(zhuǎn)動(dòng)相關(guān)的所謂“活動(dòng)能”，彭羅斯設(shè)想的提取能即來(lái)自這部分活動(dòng)能，隨著轉(zhuǎn)動(dòng)能量被提取，克爾黑洞轉(zhuǎn)速逐漸變慢，能層變小，最終將成為一個(gè)不能再提取能量的“死黑洞”，此時(shí)，黑洞質(zhì)量 M=Mir。
從60年代末到70年代初，黑洞力學(xué)逐漸發(fā)展到成熟階段，突出的代表是英國(guó)理論物理學(xué)家霍金（Hawking，Stephen William1942～）等人的工作。霍金畢業(yè)于牛津大學(xué)物理系，后在劍橋大學(xué)獲得博士學(xué)位。在黑洞的研究方面，他成功地把相對(duì)論與量子力學(xué)結(jié)合，提出了關(guān)于黑洞的爆炸理論。在1971年他提出，在宇宙大爆炸后，可能形成數(shù)以百萬(wàn)計(jì)的微小黑洞，它們既遵守相對(duì)論規(guī)律，又遵守量子力學(xué)規(guī)律。1974年，霍金又根據(jù)量子力學(xué)做出黑洞能不斷產(chǎn)生物質(zhì)、放出亞原子粒子，并在最后耗盡能量發(fā)生爆炸的預(yù)言②。霍金做出的這些預(yù)言都已成為目前天文學(xué)家觀測(cè)研究的主要目標(biāo)。霍金患有嚴(yán)重的肌萎縮性脊髓側(cè)索硬化癥，行動(dòng)、言語(yǔ)極為困難，竟能在物理學(xué)的前沿領(lǐng)域做出突出貢獻(xiàn)，因此倍受人們尊敬。1974年，他當(dāng)選為英國(guó)皇家學(xué)會(huì)最年輕的會(huì)員，1979年擔(dān)任劍橋大學(xué)盧斯卡講座教授，這些都是牛頓曾擔(dān)任過(guò)的職務(wù)。
從60年代末開(kāi)始，霍金、巴丁（Bardeen，J.H.）與卡特（Carter，B.）等人就著手證明了一系列有關(guān)黑洞的經(jīng)典理論重要定理③，其中包括：①黑洞視界面積■不隨時(shí)間減少，即δ■≥0；②穩(wěn)態(tài)黑洞視界上引力■處處相等；③不能通過(guò)有限的步驟把■降為零；④黑洞質(zhì)量■的變化一定伴隨著黑洞的面積■、角動(dòng)量J而變化，這一關(guān)系可以表示為守恒定律的形式，即d■=(■8?)d■+dJ，式中為黑洞自轉(zhuǎn)角速度。這一規(guī)律的奇特之處在于，其中第①的面積不減定理正對(duì)應(yīng)于經(jīng)典熱力學(xué)第二定律，兩個(gè)定律的相似性暗示著黑洞很可能是一個(gè)熱力學(xué)系統(tǒng)，它的溫度■與黑洞視界表面積■成正比，如果把黑洞的熵定義為與視界面積成正比的有限值，與熱力學(xué)第二定律做對(duì)比，可以得到黑洞的溫度與視界表面的引力成正比。由此，上述定理④恰與轉(zhuǎn)動(dòng)物體的熱力學(xué)第一定律dE=TdS+dJ式中E、T與S分別表示轉(zhuǎn)動(dòng)物體的能量、溫度與熵值，Ω與J分別為轉(zhuǎn)動(dòng)物體的角速度與角動(dòng)量。上述定理②則恰好與熱平衡體系的溫度處處相等相對(duì)應(yīng)。據(jù)此，仿照熱力學(xué)的四個(gè)定律，有所謂的黑洞熱力學(xué)四定理，分別稱(chēng)②、④、①為黑洞熱力學(xué)第零、第一、第二定理，而③則根據(jù)這種對(duì)應(yīng)關(guān)系推出的一個(gè)猜測(cè)結(jié)果，稱(chēng)為黑洞熱力學(xué)第三定理，它實(shí)際為“宇宙監(jiān)督原理”的一個(gè)結(jié)果。
盡管人們?cè)诤诙次锢砼c熱力學(xué)之間看到了某種相似，但是在當(dāng)時(shí)卻普遍認(rèn)為這種相似僅只是數(shù)學(xué)形式上的，并不具有物理上的實(shí)在意義，因?yàn)槿藗冋J(rèn)為黑洞與一般的黑體不同，一般的有限非零溫度熱體，既能向外輻射熱量又能吸收熱量，而黑洞則只能吸收輻射，這就給從熱力學(xué)角度描述黑洞帶來(lái)了原則上的困難。果然，不久就有人對(duì)黑洞的熱力學(xué)性質(zhì)提出了詰難，由這些難題的提出與解決，展開(kāi)了黑洞熱力學(xué)與黑洞量子力學(xué)的研究。
9．黑洞熱力學(xué)與黑洞量子力學(xué)崛起
如果說(shuō)60年代是黑洞力學(xué)走向成熟時(shí)期，70年代則是黑洞熱力學(xué)與黑洞量子力學(xué)崛起并發(fā)展的時(shí)期。黑洞的奇特?zé)崃W(xué)性質(zhì)，首先使惠勒對(duì)熱力學(xué)第二定律提出了質(zhì)疑，他撰文指出①，如果向黑洞投入物塊，外部世界將由于失去物塊總熵將減少，但是物塊進(jìn)入黑洞后，卻無(wú)法判斷其熵是增加還是減少，在這種情況下，熱力學(xué)第二定律是否還成立？這就是所謂的“惠勒妖”。還有人設(shè)想，若黑洞的溫度■高于周?chē)鸁彷椛錃獾臏囟龋鶕?jù)熱力學(xué)理論，將有熱量從黑洞流向熱輻射氣，但是根據(jù)經(jīng)典黑洞理論，黑洞將從周?chē)橘|(zhì)吸收熱量，這又顯然發(fā)生矛盾。由于上述質(zhì)疑，不少人認(rèn)為黑洞四定理與熱力學(xué)四定律之間僅僅在數(shù)學(xué)形式上相似，這種相似性并不具有物理上的實(shí)在意義。針對(duì)這一看法，貝肯斯坦（ Bekenstein，J.D）利用黑洞視界面積■建立一個(gè)與之成正比的有限熵概念，將其定義為Sb=（ηk）（■/L2p）其中η為無(wú)量綱常量，其下限的估計(jì)值為ln2/8，Lp= ==10-33cm，h與G分別為普朗克常量與萬(wàn)有引力常量，c為真空中光速，k為玻爾茲曼常量。在c=h=G=k=1的自然單位制中，該熵值Sb=η■。接著，貝肯斯坦又根據(jù)熱力學(xué)關(guān)系■，得到了黑洞的溫度為■=■/8πη。在此基礎(chǔ)上，貝肯斯坦把熵的概念加以推廣，建立了一個(gè)廣義熵概念，Sg=Sb+Sm，式中Sb和Sm分別為黑洞熵和黑洞以外物質(zhì)的熵。他認(rèn)為宇宙間廣義熵不隨時(shí)間減少，這就是廣義熱力學(xué)第二定律。貝肯斯坦列舉了諸如諧振子、輻射氣、粒子等落入黑洞的情況。通過(guò)計(jì)算表明，它們落入黑洞后，外部世界熵Sm即使減少，但是隨著物質(zhì)的落入，黑洞質(zhì)量、面積隨之加大，黑洞熵值Sb的增加量將大于普通物質(zhì)熵的減少量，廣義熵依然大于或等于零，但是限于經(jīng)典黑洞理論，廣義熱力學(xué)第二定律的普適性依然不能做出普遍的證明。
1974年，霍金引入了黑洞引力場(chǎng)中的量子效應(yīng)，根據(jù)量子場(chǎng)論關(guān)于真空漲落的機(jī)制，他認(rèn)為，在黑洞視野外附近的真空中，虛正、反粒子對(duì)有可能實(shí)化為實(shí)正、反粒子對(duì)，其中一個(gè)進(jìn)入視界的負(fù)能層，使黑洞的質(zhì)量減少，另一個(gè)逃逸到無(wú)窮遠(yuǎn)，形成黑洞的“蒸發(fā)”，發(fā)射出來(lái)的粒子譜恰好對(duì)應(yīng)黑體譜。以史瓦西黑洞為例的進(jìn)一步計(jì)算表明，黑洞黑體譜的溫度確實(shí)與其質(zhì)量成反比，黑洞蒸發(fā)的放能率與黑洞質(zhì)量的平方成反比，而黑洞的壽命則與黑洞質(zhì)量的立方成正比。當(dāng)黑洞極小時(shí)，它將具有極高的溫度、極大的放能率與極短的壽命，這實(shí)際是一次強(qiáng)烈的爆炸，小黑洞在爆炸后轉(zhuǎn)化為高溫的星云。
霍金等人的工作不僅表明，黑洞的溫度與熵不僅具有實(shí)在的意義，而且證明，由于真空的量子漲落與物質(zhì)的量子隧道效應(yīng)，黑洞也像一個(gè)黑體一樣，具有量子化熱輻射過(guò)程。計(jì)入了量子效應(yīng)以后，黑洞的經(jīng)典熱力學(xué)性質(zhì)發(fā)生了明顯的變化，例如在熱輻射時(shí)，黑洞的視界面積在減小，所謂經(jīng)典的面積不減定理不再成立。然而，當(dāng)計(jì)入貝肯斯坦的廣義熵之后，黑洞的熱力學(xué)性質(zhì)在廣義熱力學(xué)第二定律的框架之下，依然滿(mǎn)足普遍的熱力學(xué)規(guī)律。
黑洞理論已取得不小的進(jìn)展，在廣義相對(duì)論與量子力學(xué)的結(jié)合上，在引力作用與其它作用的統(tǒng)一上，人們所做出的一些嘗試已經(jīng)取得了部分的成功；在黑洞的研究中，有關(guān)物質(zhì)世界中的宇觀、宏觀與微觀領(lǐng)域研究的結(jié)合上，在時(shí)空幾何與物質(zhì)之間的統(tǒng)一體關(guān)系上，人們也做出了部分成功的嘗試；黑洞的研究正在對(duì)現(xiàn)今公認(rèn)的物理理論提出了新的挑戰(zhàn)與新的課題，人們發(fā)現(xiàn)，研究黑洞無(wú)論對(duì)物理學(xué)還是對(duì)于天文學(xué)都具有深刻的意義。盡管如此，在黑洞研究方面存在的問(wèn)題仍然很多。例如“宇宙監(jiān)督原理”的基礎(chǔ)有待于進(jìn)一步考察；黑洞熵的本質(zhì)仍不很清楚；用楊-米爾斯理論中十分成功的微擾技巧處理引力問(wèn)題并不很成功；人們?nèi)匀辉谑艿揭α孔永碚摬豢芍卣睦_；人們預(yù)測(cè)，在普朗克尺度內(nèi)，將存在有度規(guī)漲落與拓?fù)鋵W(xué)漲落，如何解決這種漲落問(wèn)題仍不很清楚……很有可能，所有這些問(wèn)題會(huì)在最后所建成的一個(gè)完備而自洽的量子理論中，一攬子獲得解決，這可能就是人們期盼的包括引力與物理學(xué)其它相互作用在內(nèi)的超大統(tǒng)一理論。
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