有人說，事實有時比小說更不可思議，沒有什麼比黑洞的情形更體現這點了。黑洞比科幻作家的任何異想天開都更怪異，但它們卻是已經被科學證明了的存在。科學界不僅較晚才意識到大質量恆星可在自己的引力作用下往恆星中心坍縮，而且在對坍塌後留下的天體和物質的行為的相關思考也很遲緩。1939年阿爾伯特·愛因斯坦甚至寫了一篇論文斷言，因為物質只能有限度地被壓縮，所以恆星不能在自身引力作用下坍縮。許多科學家都贊同愛因斯坦的這個直覺判斷。而在反對者當中，最主要的大概要數美國科學家約翰·惠勒了。他在諸多方面都是歷史上推動黑洞理論的英雄。他在20世紀50年代和60年代的研究中強調，許多恆星最終會坍縮，並指出了這種可能性給理論物理學帶來的問題。他還預見到坍縮的恆星轉變成的天體，也就是黑洞的許多性質。
DS：「黑洞」這個詞字面意思很簡單，但是要想像在太空中某處一個真實存在的黑洞則比較困難。試著想像有一個巨大的下水口，水盤旋著流入其中。任何東西一旦滑過這個下水口開始下傾的邊緣——對應黑洞當中所謂的「事件視界」——就無法返回。因為黑洞是如此強有力，甚至連光都會被它們吞沒，所以我們實際上看不到它們。不過科學家知道它們的確存在，因為黑洞會將靠其太近的恆星撕裂開來，與此同時向太空中發出振蕩波。最近一項有重大意義的科學成果就是探測到了正是超過十億年前兩個黑洞碰撞產生的所謂的「引力波」。
在一顆正常恆星的幾十億年壽命的大部分時間裡，支持恆星對抗自身引力的力量來自於恆星內部的熱壓力，而熱壓力產生於將氫轉變成氦的核反應過程中。
DS：美國航空航天局用高壓鍋來比喻恆星。恆星內部的核聚變的爆炸力產生了向外的壓力，將一切都往內拉的恆星自身引力把這壓力約束在恆星內部。
然而，恆星最終必將耗盡它的核燃料，失去與自身引力對抗的熱壓力。這時候恆星就會收縮。在某些情形下，它可能變成一顆「白矮星」而支持自身。然而，1930年薩拉瑪尼安·錢德拉塞卡證明，白矮星的質量大小是有上限的，其最大質量是太陽質量的1.4倍。蘇聯物理學家列夫·朗道對全部由中子構成的恆星計算出類似的最大質量。
DS：白矮星和中子星都曾是像太陽那樣的恆星，而其內部的核燃料已經燃燒殆盡。由於失去了使之脹大的力量，無法阻止自身引力拉力將其縮小，於是它們就變成了宇宙中的某些最緻密的天體。不過在恆星的大小排名表上，這些恆星卻是相對較小的，這意味著它們的自身引力大小不足以使恆星完全坍縮。因此，史蒂芬·霍金和其他人最感興趣的問題是，最大的恆星在到達其生命終點時會發生什麼？
那麼，當那無數擁有比白矮星或中子星更大質量的恆星耗盡它們的核燃料時，它們的命運又如何呢？羅伯特·奧本海默，後來的原子彈之父，研究了這個問題。1939年，在和喬治·沃爾科夫、哈特朗德·斯奈德合作的兩篇論文中，他證明了，這樣大質量的恆星，其內部向外的壓力不足以支持自己；而且如果你在計算中忽略壓力，那麼一顆均勻的球面對稱的恆星就會收縮到具有無限密度的單獨的一點。這樣的一點被稱為奇點。
DS：一個奇點是由一顆大質量的恆星被壓縮到難以想像的小的點時的結局。這個概念一直是史蒂芬·霍金研究生涯的典型主題。它不僅有關恆星的終結，還有關形成整個宇宙的起點的更遠為基本的觀念。正是霍金關於這些的數學研究為他獲得了世界性的聲譽。
我們有關空間的所有理論都是在假定時空是光滑和幾乎平坦的基礎上表述的。所以這些理論在奇點處都崩潰了，因為在那裡的時空曲率為無限大。事實上，奇點標誌著時間本身的終結，這也正是愛因斯坦對之持有異議的原因。
DS：愛因斯坦的廣義相對論認為，物體使圍繞它們的時空變形。想像放在一張蹦床上的一個保齡球，它會改變蹦床布料的形狀，使得其他較小的物體朝它滑去。人們通常用這種辦法來比喻和理解引力效應。倘若時空的彎曲程度越來越厲害，最終變成無限大，在此處我們日常所熟知的時空規則就不再適用。
接著第二次世界大戰來臨。大多數科學家，包括羅伯特·奧本海默，都將注意力轉向核物理，引力坍縮問題被大多數人遺忘了。而被稱為「類星體」的遙遠天體的發現重新激起了科學家們對這個研究課題的興趣。
DS：類星體（quasar）是宇宙中最明亮的一類天體，也可能是迄今為止能夠被檢測到的最遙遠的天體。這名字是「類恆星射電源天體」（quasi-stellar radio sources）的縮寫，而且它們被認為是圍繞黑洞渦旋的物質盤。
第一顆類星體3C273發現於1963年。此後，更多類星體很快相繼被發現。儘管它們距離地球非常非常遙遠，在地球上看來卻異常明亮。這意味著它們釋放出了遠大於一般天體的能量，單純的核反應產生的能量無法和如此大的能量輸出匹配，因為核反應僅僅使用了天體靜質量的一小部分，也僅僅將這一小部分質量作為純粹能量釋放出來。而其他可能提供這麼大能量的源頭，只有因引力坍縮釋放的引力能。恆星的引力坍縮就這樣被重新發現。
我們已經清楚地瞭解到，一顆均勻的球狀的恆星有可能收縮成具有無限大密度的一點，即奇點。愛因斯坦方程在奇點處失效。這表明，在擁有無限密度的此點，人們不能預言未來。這接著意味，每當一顆恆星坍縮時，就會發生某種奇怪的事情。如果奇點是裸的，也就是說，如果它們沒被事件視界遮蔽，那我們就要受到可預見性崩潰的影響。
DS：一個「裸」奇點是一個理論場景，此處恆星雖然坍縮，卻沒有形成圍繞它的一個事件視界，也因此該奇點就能被看到。
當約翰·惠勒在1967年引進「黑洞」這個術語時，它取代了早先的「凍星」的名字。惠勒新造的詞強調，坍縮恆星殘餘本身是有趣的，而與它們如何形成無關。新名字很快就流行起來。這個詞讓人聯想到某種黑暗而神秘的東西。但是，法國人，模式化的法國人，卻察覺到了這個詞更下流的一層意思。他們排斥trou noir這個名字好多年（trou noir：法語中的黑洞，在某些俚語當中也會被用作罵人的話），斷定這是個淫穢的詞語。不過，這就像要抵制le weekend（法語中的週末，源自英語）和其他法式英語一樣。最終他們只好屈服。何人能夠抵制一個如此大獲全勝的名字呢？
在黑洞外部，你不可能知道它裡面是什麼。你能把電視機、鑽戒甚至你最恨的敵人扔進一個黑洞，可黑洞所能記憶的一切只不過是總質量、旋轉的狀態和電荷。約翰·惠勒把這一原理形象地稱為「黑洞無毛」而聞名。而對法國人來說，這正坐實了他們的猜疑。
黑洞是有邊界的，我們稱之為事件視界。在視界上，引力的大小恰好足以把光拉曳到視界內並防止它逃逸。因為沒有任何東西的速度比光還快，因此經過視界的所有其他東西也必然會被引力拉曳回去。穿過事件視界跌落到黑洞內部有點像乘獨木舟順尼亞加拉瀑布而下。在瀑布上游，如果你槳划得足夠快，就能夠逃脫掉下瀑布的命運，然而一旦到達了瀑布邊緣，再怎麼划槳都無濟於事了，無法返回。你越靠近瀑布，水流就越急。這意味著，水流拉獨木舟前部的力量比拉後部的力量更強大。當前後的拉力相差太多時，獨木舟就將面臨被拉斷的危險。黑洞的情形也是類似的。如果你腳在前而頭在後向一個黑洞落去，因為腳更接近黑洞，腳所在處的引力比頭所在處的引力更大。這個力差將導致你的身體沿著縱向被拉長，而橫向被擠瘦。如果這個黑洞擁有幾倍我們太陽的質量，那麼在你抵達視界之前就已被撕開並變成像意大利麵條那麼細。然而，倘若你向質量大得多的黑洞落去，比如質量是太陽質量的100萬倍的黑洞，你就將輕而易舉地到達視界。因此，如果你要探索黑洞的內部，確保選取一個大的。在我們銀河系中心就存在一個質量約為400萬個太陽質量的黑洞。
DS：科學家們相信，在幾乎所有星系的中心都有一個巨大的黑洞——鑒於這個觀念的有關特徵首次被確認也才是不久以前的事，更讓人感到了這個觀念多麼令人驚奇。
儘管在你落入黑洞時，自己不會注意到任何特異之事，但是在遠處觀察你掉入黑洞過程的人永遠看不到你越過事件視界的瞬間。在這個觀察者的眼裡，越接近視界，你運動的速度就顯得越緩慢，而且就在外頭徘徊。觀測者眼裡的你也會隨著接近視界的過程變得越來越紅，越來越暗淡，直到你實際上從他的視野裡消失。就外部世界而言，你已經永遠消失了。
DS：由於光不能從黑洞逃逸出來，從遠處觀察你的任何人都無法真正地目擊你越過視界的過程。在太空中沒人能聽見你的尖叫；而在黑洞裡，沒人能看到你失蹤。
1970年的一個數學發現，極大地推動了我們對這些神秘現象的理解。這就是事件視界——即圍繞黑洞的邊界區域——的表面積具有如下性質，當額外的物質或輻射落入黑洞時，事件視界的面積總會增加。這個性質暗示，黑洞的事件視界面積和傳統牛頓物理之間，特別是和熱力學中的熵的概念之間存在相似之處。你可以將熵理解為對於一個系統的混亂程度的測度，或者等效地，是對其精確的態的知識的缺失。著名的熱力學第二定律斷言，熵總是隨時間增加。1970年的發現首次暗示了視界面積和熵之間的關鍵聯繫。
DS：熵增意味著任何有序的事物隨時間流逝而變得較混亂無序的傾向——打個比方，就像整齊壘著的磚頭形成一堵牆（低熵），隨著時間流逝，這堵牆最終將變成一堆雜亂的塵埃（高熵）。而這個從有序到混亂的過程可由熱力學第二定律來描述。
雖然熵和事件視界面積之間存在明顯的聯繫，但面積怎麼會和黑洞本身的熵等同，對我們來說卻一點都不清楚。黑洞的熵指的是什麼呢？1972年，雅各布·柏肯斯坦提出了一個關鍵的設想，那時他是普林斯頓大學的一名研究生，後來在耶路撒冷的希伯來大學任教。其來龍去脈如下。當引力坍縮產生一個黑洞，它就快速地在一個靜態安頓下來，這個態只用三個參數就能表徵：質量、角動量（旋轉的狀態）和電荷。除了這三個性質，黑洞不保留已坍縮的天體的任何其他細節。
在宇宙學家的信息的意義上，這一定理對於信息論隱含了如下思想：在宇宙中的每個粒子和每個力對「是與否」問題都有隱含的答案。
DS：在這個語境裡，信息是指與一個天體相關的每個粒子和每個力的所有細節。某物越是混亂無序，它的熵越高，就需要越多的信息去描述它。正如物理學家兼廣播員吉姆·阿爾-卡裡裡說的那樣，一副徹底洗過的紙牌比沒洗過的擁有更高的熵，因此要描述它就需要更多得多的解釋，或者信息。
柏肯斯坦定理意味著，在引力坍縮中，大量信息被丟失了。例如，黑洞最後的態與坍縮物體是由正物質還是反物質構成無關，與坍縮物體是球狀的還是高度無規的形狀無關。換言之，一個給定質量、角動量和電荷的黑洞可由大量不同的物質位形中的任一種——包括大量不同種類的恆星當中的任意一種坍縮形成。的確，如果不考慮量子效應，那麼物質可能位形的數目會是無限多的，因為黑洞可能由巨大不確定數目、具有不確定低的質量的粒子的雲團坍縮而形成。不過，位形的數量真能無限多嗎？這就是量子效應參與進來之處。
量子力學的不確定性原理表明，只有其波長比該黑洞本身尺度還要小的粒子才能形成黑洞。這表明組成黑洞的粒子的可能波長範圍是有限的：它不能是無限的。
DS：由著名的德國物理學家沃納·海森伯在20世紀20年代構思出的不確定性原理陳述道：我們永遠不能確定或預言最小的那些粒子的精確位置。因此，在所謂的量子尺度之下，自然中存在一個模糊性，和艾薩克·牛頓描述的精確有序的宇宙截然不同。
因此，能夠形成一個具有給定質量、角動量和電荷的黑洞的位形的數目儘管非常巨大，卻也是有限的。雅各布·柏肯斯坦提出，人們可以由這一有限數目推出黑洞的熵。這將是對黑洞創生時在坍縮過程中丟失且無法挽回的信息量的測度。
柏肯斯坦的設想有一個顯然致命的瑕疵，如果黑洞擁有與它事件視界面積成比例的有限的熵，那麼它還應該擁有一個有限的溫度，該溫度要與其表面引力成比例。這就意味著，黑洞可以在某一非零的溫度下，和熱輻射處於平衡中。然而，根據經典概念，這類平衡是不可能的。因為黑洞會吸收所有落到它上面的熱輻射，但根據定義卻不能反過來發射任何東西。它不能發射任何東西，也不能發射熱輻射。
如果信息被丟失，這顯然是在黑洞中發生的DS：
事，那就應該釋放一些能量——這就和任何東西都不能從黑洞出來的理論相悖。
這是一個矛盾的情形。而這正是我在下一次講演中將要繼續探討的內容之一。屆時我將探索黑洞如何挑戰宇宙的可預見性，以及歷史的確定性的最基礎原理；並且談談如果你被吸進了一個黑洞，將會發生什麼。
DS：史蒂芬·霍金就這樣帶領我們進行了一次科學旅行：從愛因斯坦的恆星不能坍縮的斷言，到人們接受黑洞的確存在的這個事實，直至關於黑洞的這些怪異特徵如何存在和作用的各種理論之間的衝撞。
