即使我們認為
在所有力中最強的核力
也頂不住引力的擠壓
茨維基
在三四十年代，弗裡茲·茨維基（Fritz Zwicky）的許多同事都認為他是一個令人頭痛的小丑，後代的天文學家回頭來看，會認為他是一個有創造力的天才。
「在我1933年認識弗裡茲時，他完全相信自己內心有一條通向終極知識的道路，而別人個個都是錯的。」1福勒這麼說，那時他是加州理工學院（加利福尼亞理工學院）的學生，茨維基在那兒教書和研究。從40年代後期就在學院與茨維基同事的格林斯坦（Jesse Greenstein）回憶說，茨維基是「一個喜歡自我宣揚的天才……無疑，他具有與眾不同的思想，但是，儘管他不承認，他確實有些粗野，也不是那麼能控制自己……他上一門物理課，讓誰聽課全憑他喜歡，如果他認為誰能夠領會他的思想，他就讓他來聽課……[在學院的物理教授中，]他很孤單，而且不討學校的喜歡……他常在發表的文章中猛烈攻擊別人」。2
敦實而自負的茨維基總喜歡鬥爭——他不懈地宣揚他那通向終極知識的思想路線，誇耀它所帶來的啟示。30年代，他在一個個演講、一篇篇文章中宣傳他的中子星概念——這個概念是他茨維基為了解釋天文學家觀察到的高能現象超新星和宇宙線的起源而創造的。他甚至到全國性的廣播節目中去普及他的中子星。3但是，仔細研究會發現，他的文章和演說是不能令人信服的，它們沒有提供多少能證實他思想的東西。
有一個傳說。在茨維基大肆宣揚時，有人問密立根（Robert Millikan，是他將加州理工學院建成為科研院校中的一個強者），為什麼把茨維基留在加州，他回答說，也許茨維基的遠見中有些是對的。密立根與科學機構的其他一些人不同，他一定感覺到了茨維基直覺的天賦——等到35年之後人們才普遍認識到這一點，那時，實測天文學家在天空中發現了真實的中子星，證實了茨維基關於它們的一些誇大的論斷。
在茨維基的論斷中，與本書關係最密切的是中子星扮演的恆星遺骸的角色。我們將看到，質量太大的不能成為白矮星的正常恆星死亡後可能成為中子星。假如所有的大質量恆星都以這種方式死亡，那麼宇宙就能擺脫那種最奇異的假想的星體遺骸：黑洞。輕恆星死亡後變成白矮星，重恆星變成中子星，看來大自然沒有辦法生成黑洞了。愛因斯坦和愛丁頓以及他們那個年代的大多數天文學家可以長長地舒一口氣。
茨維基是1925年受密立根吸引來到加州理工學院的。密立根希望他在原子和晶體的量子力學結構方面做理論研究，但在20年代後期和30年代初，茨維基越來越多地對天文學感興趣。在帕薩迪納工作的人，是很難不為天文學的宇宙著迷的，那兒不僅是加州理工學院的家，也是威爾遜山天文台的家，天文台有著世界最大的直徑為2.5米（100英吋）的反射望遠鏡。
茨維基1931年在加州理工學院的科學家聚會中。照片上還有托爾曼（他是本章後面的重要人物）、密立根和愛因斯坦。[加利福尼亞理工學院檔案館藏。]
1931年，茨維基認識了巴德（Walter Baade），他剛從漢堡和哥廷根來到威爾遜山，是一名優秀的實測天文學家。他們有相同的文化背景：巴德是德國人，茨維基是瑞士人，都講德語。他們也都欽佩對方的成就。不過，他們的共同之處到此為止。巴德的氣質跟茨維基不同，他沉默、高傲，很難接近，消息靈通——而且對同事的怪癖稂寬容。從第二年到第二次世界大戰期間兩人決裂，茨維基常令巴德忍無可忍。「茨維基叫巴德納粹，但他不是。巴德說，他害怕茨維基會殺他。讓他們這對兒住在同一間屋子裡是很危險的。」格林斯坦回憶說。4
1932和1933年間，巴德和茨維基常在帕薩迪納用德語熱烈討論叫「新星」的星體，它會突然爆發，比先前亮10 000倍，然後大概過一個月，又慢慢暗淡下來，回到正常狀態。巴德憑他淵博的天文學知識知道，有初步的證據表明，除了這些「平常的」新星外，可能還存在不平常的罕見的超級光亮的新星。天文學家起初並沒想到這些新星是超亮度的，因為從望遠鏡看它們表現的亮度跟平常的新星差不多是一樣的。然而，它們處在特殊的星雲（閃光的「雲」）裡。20年代，威爾遜山和別處的觀測開始讓天文學家相信，那些星雲不像我們原先認為的那樣只是我們銀河系中的氣體雲，而本來就是一些星系——由近1012（萬億）顆恆星形成的巨大集合，遠在我們自己的星系之外。我們所看到的這些星系裡的罕見新星比我們自己星系裡的平常新星遙遠得多，為了能夠表現出從地球上看到的亮度，它們必然在本質上具有比平常新星強得多的發光能力。
世紀之交以來，天文學家觀測到36顆這樣的超光亮新星，巴德從已經發表的文獻中把能找到的觀測數據都收集起來，將這些數據同他得到的有關新星到銀河系距離的觀測資料相結合，根據結合計算這些超光亮新星發出了多少光。他的結果令人驚訝：在爆發中，超光亮新星的發光本領典型地比我們的太陽大108（1億）倍！（現在我們知道，這些距離在30年代被低估了約10倍，5相應地，超光亮新星的發光能力應比我們太陽強1010（100億）倍。1這在很大程度上也應歸功於巴德1952年的工作。）
喜歡極端的茨維基被這些超光亮新星迷住了。他和巴德沒完沒了地討論，將它們命名為超新星。他們設想（對的），每顆超新星都是正常恆星爆炸產生的。因為爆炸太熱，他們猜想（這回錯了），更多的能量是通過紫外線和X射線輻射出去的，而可見光較少。由於紫外線和X射線不能穿透地球大氣，所以不可能測量它們包含了多少能量。然而，有可能根據觀測到的光譜線和決定在爆炸中超新星熱氣體行為的物理學定律來估計能量。
將巴德的觀測和平常新星的知識與茨維基的理論物理學認識相結合，巴德和茨維基得到結論（錯的），來自超新星的紫外線和X射線攜帶的能量至少是可見光的1萬倍或者也許1 000萬倍。6
後發座內的星系NGC4725。左：1940年5月10日超新星爆發前的照片。右：1941年1月2日超新星爆發中的照片。星系外圍白線所指即超新星。現在知道，此星系距地球3000萬光年，包含3×1011（3000億）顆恆星。[加利福尼亞理工學院藏。]
喜歡極端的茨維基立刻認定較大的因子（1 000萬）是正確的，而且滿懷熱情地引用它。
這個（不正確的）1 000萬的因子意味著，在超新星最亮的幾天內，它將發出巨大的能量：大約是我們的太陽在它100億年壽命中以熱和光的形式輻射出的能量的100倍。這差不多是我們將太陽質量的十分之一轉化為純光能所能獲得的能量！
（由於後來幾十年的超新星的觀測研究——許多工作是茨維基自己做的——我們現在知道，巴德-茨維基超新星能量估計並沒偏離太遠，但我們也知道，他們的能量計算有嚴重的缺陷：幾乎所有釋放的能量實際上都是被稱為中微子的粒子帶走的，而不是他們認為的X射線和紫外輻射。巴德和茨維基能得到正確答案全靠運氣。）
巨大的超新星能量會來自哪裡呢？為解釋這個問題，茨維基提出了中子星。
茨維基對物理學和天文學的所有分支都感興趣，他想像自己是一個哲學家。他試圖以一種被他後來稱為「形態學方式」的方法把他遇到的所有現象都聯繫起來。1932年，在所有物理學和天文學課題中最受歡迎的是核物理學，即研究原子核的學問。茨維基從那兒汲取了他的中子星思想的關鍵要素：中子的概念。
中子在本章和下一章都很重要，我現在暫時離開茨維基和他的中子星，來談談中子的發現和它與原子結構的關係。
1926年「新的」量子力學定律建立後（第4章），物理學家在接下來的5年裡，用這些量子力學定律去探索微觀世界。他們揭開了原子以及那些由原子組成的分子、金屬、晶體和白矮星物質等材料的秘密（卡片5.1）。接著，1931年，物理學家將注意力轉到了原子的中心和處在中心的原子核。
原子核的性質曾是個大秘密。大多數物理學家認為它是由一組電子和雙倍的質子以某種未知的方式束縛在一起而構成的。但是，英國劍橋的盧瑟福（Ernst Rutherford）有不同的假設：原子核由質子和中子構成。那時，已經知道質子是存在的，物理學實驗已經研究幾十年了，而且還知道它比電子重約2 000倍，帶有正電荷。中子還不知道。為了用量子力學定律成功解釋原子核，盧瑟福只好假定中子是存在的。成功的解釋需要三個條件：（1）中子必須具有大致與質子相同的質量，但不帶電荷，（2）每個核必須包含大致相同數目的中子和質子，以及（3）所有中子和質子必須通過一種新類型的力緊密地聚集在小小的核內——這種力既不是電力，也不是引力，自然被稱為核力。（現在我們也稱它強力）。中子和質子通過幽閉的無規則的高速運動來對抗原子核的約束，這些運動產生簡並壓力，壓力與核力平衡以維持核的穩定和約10-13厘米的大小。
卡片5.1 原子的內部結構
原子由圍繞中心的大質量核的電子雲組成。電子雲的大小約為10-8厘米（大概是人的頭髮直徑的百萬分之一），處在中心的核要小100 000倍，約為10-13厘米，見下面的圖。假如把電子雲擴到地球大小，那麼原子核有足球場那麼大。核儘管小，卻比空空的電子雲重幾千倍。
帶負電的電子被帶正電的原子核的電作用力吸引而留在電子雲裡，但它們並不落進核內，原因與白矮星不發生坍縮是一樣的：一個叫泡利不相容原理的量子力學定律禁止兩個以上的電子在同一時間佔據空間的同一個區域（如果兩個電子有相反的「自旋」，那是可以的。在第4章，我們忽略了「自旋」這個微妙的東西）。雲裡的電子於是成對出現在被稱為「軌道」的空間。每對電子都不願局限在它的小格子裡，它們將像「幽閉者」那樣快速無常地運動，就像在白矮星中的電子一樣（第4章）。這些運動提高了「電子簡並壓力」，抵消了核的電力作用。因此，我們可以認為原子是小小的白矮星，向內吸引電子的不是引力而是電力，而電子簡並壓力將電子向外推。
下面的右圖簡單地勾畫了剛才討論的原子核的結構，它是靠核力聚集的質子和中子小集合。
1931年到1932年初，實驗物理學家們競相檢驗原子核的這種描述。方法是，用高能輻射轟擊原子核，設法將盧瑟福假想的中子從核中打出來。1932年，盧瑟福自己的實驗小組成員查德威克（James Chadwick）贏得了競賽。查德威克的轟擊成功了，中子大量出現，正好具有盧瑟福假想的那些性質。世界各地的報紙熱熱鬧鬧地宣佈了這個發現，茨維基當然也注意了。
中子出現的那年，正是巴德和茨維基在為認識超新星奮鬥的一年。在茨維基看來，這個中子正好就是他們需要的東西。7他推測，正常星體的核，比如密度為每立方厘米100克，可能會通過坍縮達到像原子核那樣的密度，即每立方厘米1014（百萬億）克，也許在那個收縮的星體核中的物質會使自己變成中子的「氣體」——茨維基稱它為「中子星」。假如真是這樣，茨維基算出（這回對了），收縮核的強大引力會緊緊地將它束縛起來，這不僅會減小它的周長，還會減少它的質量。星體核現在的質量將比它坍縮前輕10%。那10%的質量跑到哪兒去了呢？茨維基猜想，它們變成了爆發的能量（這回他又對了。見圖5.1和卡片5.2）。
圖5.1 茨維基觸發超新星爆發的假設：超新星爆發的能量來自星體從正常密度核坍縮成中子星的過程。
茨維基相信（對了），假如星體收縮核的質量與太陽的質量相同，那麼當核轉變成中子星時，那10%的質量將轉變為爆發的能量，約1046焦耳，接近茨維基所想的超新星需要的動力。爆發的能量能將星體外層加熱到很高的溫度，然後將它們吹散在星際空間（圖5.1）；星體爆炸時，因高溫而發光，那正是他和巴德所認定的超新星的行為。
茨維基不知道什麼東西能引起星核坍縮而使它轉變為中子星，也不知道核在坍縮時有什麼行為，所以他沒法估計坍縮會持續多長時間（是慢慢收縮，還是迅速坍縮？）。（60年代，我們終於發現了所有的細節，原來坍縮是很劇烈的；強大的引力在不到10秒鐘內就使星體從地球那麼大坍縮到100公里的周長。）茨維基也沒有完全認識核收縮的能量如何能產生超新星爆發，或者說，他不理解，為什麼爆炸的碎屑在幾天裡會那麼耀眼，而且還能亮幾個月，而不是幾秒鐘、幾個小時或者幾年？然而，他知道——或者說他認為他知道——在中子星形成時放出的能量正好是那麼多，這對他足夠了。
卡片5.2 質能等價
根據愛因斯坦的狹義相對論定律，質量不過是能量的一種非常緊致的形式。任何質量（包括人的）都可能轉化為爆發的能量，儘管如何轉化並不是一個平常的問題。這樣轉化而來的能量是巨大的，它由愛因斯坦的著名公式計算：E=mc2，這裡E是爆發的能量，M是轉化為能量的質量，c=2.99792×108米/秒是光速。這個公式預言，一個正常人的75千克質量的爆發能量為7×1018焦耳，是爆炸過的最具威力的氫彈能量的30倍。
質量轉化為熱量或爆發的動能，是茨維基解釋超新星（圖5.1）、解釋維持太陽熱量的核燃燒（本章後面）和核爆炸（下一章）的基礎。
茨維基並不滿足於解釋超新星，他還想解釋宇宙間的一切事物。1932～1933年，在所有還沒解釋的事物中，在加州理工學院最受注意的是宇宙線——來自空間的轟擊地球的高速粒子。學院的密立根是宇宙線研究的世界領袖，他為它們命了名；安德森發現有些宇宙線是由反物質構成的。2愛走極端的茨維基想讓自己相信，大多數宇宙線來自我們太陽系以外（這是對的），而且大多數還來自我們銀河系之外——實際上，來自宇宙最遙遠的地方（錯了）——然後，他相信（基本是對的），所有宇宙線攜帶的能量，大約與整個宇宙間超新星釋放的總能量相同。在茨維基看來，下面的結論是顯然的（也許是對的3）：宇宙線是超新星爆發的產物。
茨維基認識到超新星、中子星和宇宙線的這些聯繫是在1933年下半年。因為巴德廣博的實測天文學知識是這些聯繫的決定性基礎，而茨維基的許多計算和推測也是在與巴德的口頭討論中完成的，所以茨維基和巴德同意一起在斯坦福大學（從帕薩迪納出發，輕輕鬆鬆沿海濱坐一天的車就到了）舉行的美國物理學會會議上報告他們的工作。他們報告的摘要刊在1934年1月15日出版的《物理學評論》上，如圖5.2。這是物理學和天文學史上最富遠見的文獻之一。8
他們明確地斷言，存在超新星這樣一類獨特的天體——不過，要等到4年以後的1938年，巴德和茨維基才能拿出嚴格證明它們不同於普通新星的充分證據。他們第一次為這種天體提出了「超新星」的名字；正確地估計了超新星釋放的能量；提出了宇宙線來自超新星的建議——在1933年還是似乎合理的假說，但沒有嚴格確立（見腳注）。他們發明了由中子形成的星體的概念——這個概念到1939年才在理論上獲得廣泛的贊同，而實際觀測確認要等到1968年。他們為這個概念起了中子星的名字。他們還「完全保留」（這大概是謹慎的巴德插進的一個短語）地提出，超新星是正常星向中子星轉化的產物——到60年代初，人們才看到這個建議在理論上是可能的，但等到60年代末在古代超新星爆發的氣體內發現脈衝星（旋轉的磁性的中子星）後，它才得到觀測的證明。
圖5.2 巴德和茨維基1933年12月在斯坦福大學關於超新星、中子星和宇宙線的報告的摘要。
30年代的天文學家熱烈響應巴德-茨維基超新星概念，但對茨維基關於中子星和宇宙線的思想卻不大看得起。普遍認為它「太假了」；可能還有人說它「建立在不可靠的計算基礎上」，說得很對。茨維基的文章和談話沒有為他的思想提供更充分的證明線索。事實上，我在仔細研究茨維基那個年代的文章後發現，他沒有很好地理解物理學定律，所以沒能證明他的想法。本章後面我還會回來談這一點。
回溯起來，有些科學概念本來是很顯然的，所以我們會奇怪，當時竟沒有人馬上認識到它們。中子星與黑洞的聯繫就是這樣的例子。茨維基在1933年就可能發現這個聯繫，但他沒有；6年以後，這種聯繫才初步建立起來，而在20多年以後它才確定下來。這段令物理學家想起來就臉紅的曲折經歷，是本章後面的主題。
物理學家是如何認識到中子星-黑洞聯繫的呢？為講好這個故事，先應該知道關於這個聯繫的一些事情，下面我們就來看看。
恆星死後的命運如何？第4章揭示了部分答案，畫在圖5.3的右邊（與圖4.4是一樣的）。那個答案依賴於恆星的質量是小於還是大於1.4個太陽（錢德拉塞卡極限質量）。
假如恆星質量小於錢德拉塞卡極限，比如太陽自己，它在生命的盡頭將走上圖5.3中寫著「太陽之死」的路徑。它一面向空間輻射光，一面慢慢冷卻，失去（熱產生的）熱壓力。因為壓力減小了，它不再能夠抵抗引力向內的擠壓。引力迫使它收縮。收縮時，它在圖5.3中向著左端移動到更小的周長，而總是處在圖中相同的高度上，因為它的質量不會改變。（注意，圖中質量向上、周長向右增加。）收縮時，內部的電子被擠到越來越小的格子裡。最後，電子以它強大的簡並壓力頂住了星體的收縮。簡並壓力對抗著星體向內的引力擠壓，迫使它在圖5.3的白區和陰影區的邊界曲線（白矮星曲線）上安靜下來，走進白矮星的墓穴。如果星體還要收縮，（也就是從白矮星曲線向左走進陰影區），電子簡並壓力會變得更強，使星體膨脹又回到白矮星曲線。如果星體還要膨脹到白區，電子簡並壓力將減弱，引力又使它收縮，回到白矮星曲線。這樣，星體除了永遠停留在白矮星曲線上，沒有別的選擇。引力和壓力在這裡完全平衡，它將慢慢冷卻而變成一顆黑矮星——一個地球大小卻具有太陽質量的冰冷而黑暗的天體。
假如恆星質量超過了錢德拉塞卡1.4個太陽質量的極限，比如天狼星，它在生命的盡頭會走上「天狼星之死」的道路。當它發出輻射，冷卻收縮，沿著那條道路向左走向越來越小的周長時，它的電子也被擠到越來越小的格子裡；這些電子以不斷增大的簡並壓力反抗著，然而反抗是徒勞的。因為恆星質量太大，引力足以壓倒一切電子的反抗。電子不可能產生足夠的簡並壓力來對抗恆星的引力，4恆星必然像愛丁頓說的那樣，「繼續地輻射下去，收縮下去，我想，它會一直輻射收縮到幾公里的半徑，那時引力會變得很強大，足以平息這些輻射，而恆星也最終找到了安寧。」
如果不是中子星，恆星的命運可能會是這樣的。假如茨維基是對的，中子星能夠存在，那麼它們一定會像白矮星，不過內部壓力是中子而不是電子產生的。這意味著在圖5.3中應該有一條類似於白矮星曲線的中子星曲線，但周長（標在水平軸上）大約是幾百公里，而不是幾萬公里。在中子星曲線上，中子壓力完全與引力相平衡，所以中子星會永遠留在那兒。
圖5.3 質量大於1.4個太陽質量的錢德拉塞卡極限的恆星的最終命運，依賴於中子星的質量能有多大。假如中子星質量可以任意大（曲線B），那麼像天狼星那樣的恆星死亡後只能坍縮成中子星，不能形成黑洞；假如中子星存在質量上限（如曲線A），那麼大質量的死亡恆星既不能成為白矮星，也不能成為中子星；如果沒有別的歸宿，它們就只能成為黑洞。
假定中子星曲線在圖5.3中向上延伸到更大的質量，就是說，假定它像圖中的曲線B那樣，那麼，天狼星死亡時不會生成黑洞。相反，它會收縮到中子星曲線，然後就不再收縮了。如果還要收縮（就是說，向中子星曲線的左端移動，進入陰影區），它內部的中子將反抗擠壓，產生巨大的壓力（部分是因為簡並，即「幽閉」，部分是核力）；壓力很大，足以超過引力從而使星體向外擴張，回到中子星曲線。如果星體想擴張到白區，中子的壓力將降低，又讓引力佔上風，將星體擠壓回來。這樣，天狼星沒有別的選擇，只好停在中子星曲線上，永遠留在那兒，慢慢冷卻下來，成為一顆緻密、冰冷而黑暗的中子星。
假定中子星曲線不向上延伸到更大的質量，而是像假想曲線A那樣彎曲。這意味著任意中子星都存在一個極大質量，類似於白矮星的1.4個太陽質量的錢德拉塞卡極限。對中子星來說，也像白矮星的情形一樣，極大質量的存在預示著一個極其重要的事實：在質量超過極大值的恆星內，引力將完全超越中子的壓力。於是，當這麼大質量的恆星死亡時，它要麼放出足夠多的質量而低於極大值，要麼在引力作用下無情地收縮下去，通過中子星曲線，然後——假如除了白矮星、中子星和黑洞以外，沒有其他可能的星體歸宿——它會一直收縮下去，形成一個黑洞。
因此，中心問題，也就是關係著大質量恆星的最終命運的問題是，一個中子星能有多大質量，如果可以很大，大於任何正常星體，那麼黑洞就不可能在真實宇宙中形成。如果中子星有一個極大的可能質量，而那個極大質量又不是太大，那麼黑洞是會形成的——除非還有什麼別的在30年代未曾想到過的恆星歸宿。
現在看來，這條推理路線那麼明顯，但茨維基沒走上來，錢德拉塞卡沒走上來，愛丁頓也沒走上來，真是令人奇怪。不過，就算茨維基走上來了，也不會走得太遠，他對核物理和相對論瞭解得太少，不可能發現物理學定律是否為中子星安排了質量極限。然而，在加州理工學院真有兩位懂物理的人，他們能推導中子星的質量：一個是托爾曼（Richard Chace Tolman），他從化學家變成物理學家，寫過一本題為《相對論、熱力學和宇宙學》的經典教科書；另一個是奧本海默（J.Robert Oppenheimer），他後來將領導美國發展原子彈。
但是，托爾曼和奧本海默對茨維基的中子星一點兒興趣也沒有，直到1938年他們才注意到它，那年，中子星的思想發表了（名字稍有不同，叫中子核），作者是另一個人，他不像茨維基那樣不太討人喜歡，而是大家尊敬的莫斯科的朗道（Lev Davidovich Landau）.
[1] 地球接收到的光總量反比於到超新星的距離的平方，所以距離的10倍誤差意味著巴德估計的光的總輸出量有100倍的誤差。
[2] 反物質的名字源於這樣的事實：當物質粒子遇到反物質粒子時，它們會彼此湮滅。
[3] 現在看來，宇宙線有許多不同的來源。但我們還不知道哪種方式產生的宇宙線最多，不過，很有可能是，在超新星爆發很久以後，殘留氣體雲的激波將粒子加速到很高的速度。如果確實如此，那麼在間接意義上說，茨維基是對的。
[4] 理由在卡片4.2中解釋過。