在天空尋找黑洞的方法提出來了，
追尋了，
也（大概）成功了
方法
想想你就是奧本海默。那是1939年，你剛讓自己相信了大質量恆星在死後會形成黑洞（第5，6章）。那麼，你會坐下來跟天文學家討論在天空尋找黑洞存在證據的計劃嗎？不，完全不會。如果你是奧本海默，你的興趣該在基礎物理學上；你可能會把你的想法告訴天文學家，但你自己的注意力還在原子核——因第二次世界大戰的爆發，它很快會將你捲入原子彈的設計。天文學家呢？他們會相信你的思想嗎？不，一點兒也不。在天文學界，除了「野人」茨維基在推行他的中子星（第5章）外，普遍都很保守，世界到處都在反對錢德拉塞卡的白矮星極大質量（第4章）。
想想你就是惠勒，那是1962年，你剛克服了巨大的阻力，開始相信有些大質量恆星一定會在死後產生黑洞（第6，7章）。那麼，你會坐下來跟天文學家討論尋找它們的計劃嗎？不，完全不會。如果你是惠勒，令你感興趣的是可能會在黑洞中心實現的廣義相對論和量子力學那激動人心的結合（第13章）。你向物理學家們宣揚，星體坍縮的終點是出現新認識的轉折點。你沒有要天文學家們去尋找黑洞甚至中子星，關於尋找黑洞，你什麼也沒說；至於更有希望的找到中子星的思想，你不過在文章裡回應了天文學界的保守觀點：「這樣的天體將有30公里量級的直徑……會快速冷卻下來……看這麼暗淡的天體，跟看其他恆星的行星一樣，幾乎是沒有希望的。」1（換句話說，一點希望也沒有。）
想想你就是澤爾多維奇。那是1964年，你過去氫彈設計小組的成員波杜列茨剛在計算機上模擬了包括壓力、激波、熱、輻射和物質噴射等效應在內的星體坍縮（第6章），模擬產生了黑洞（或者說，計算機式的黑洞）。現在，你完全相信有些大質量恆星在死後一定會形成黑洞。那麼，你會跟著坐下來和天文學家計劃尋找它們嗎？會的，當然會的。如果你是澤爾多維奇，你不大會同情惠勒為星體坍縮終點的困惑。2這個終點可能藏在黑洞的視界內，人們看不到它。但視界本身和黑洞對周圍的影響卻很有可能看到，你只需要指明如何去看。如果你是澤爾多維奇，你困惑的就是理解宇宙的可觀測部分；那麼，你怎麼可能拒絕尋找黑洞的挑戰呢？
尋找黑洞，該從哪兒開始？顯然，始於我們的銀河系——我們的1012顆恆星的碟形集合。離我們最近的另一個大星系仙女脊，有200萬光年遠，比銀河系大20倍，見圖8.1。這樣，與銀河系裡相同的天體比，仙女座的恆星、氣體雲或其他天體將顯得小20倍，暗400倍。於是，假如在銀河系裡都難探測黑洞，耶麼在仙女座，還要難400倍——在比仙女座還大10億倍的星系裡，那就更是難上難了。
既然在近處尋找那麼重要，為什麼不在我們的太陽系裡找呢？也就是在從太陽到冥王星的範圍內找？行星裡不能有黑洞叫？不過因為它黑而我們看不見罷了。不，顯然不會。如果真有黑洞，它的引力作用會比太陽還大；它會徹底破壞行星軌道，而我們沒有發現這樣的破壞。所以，最近的黑洞一定遠在冥王星軌道以外。
圖8.1 宇宙結構簡圖
比冥王星遠多少呢？你可以粗略估計一下。如果黑洞是大質量恆星死後形成的，那麼最近的黑洞不太可能比最近的大質量恆星（天狼星）更近，離地球8光年；而且，它幾乎肯定不會比（離太陽）最近的恆星半人馬座α更近，4光年。
在這麼遠的距離上，天文學家怎麼可能探測黑洞呢？他是不是在天空尋找一個運動的暗天體就行了？這樣的天體可能會遮住來自它背後恆星的光。不行。因為黑洞的周長大概是50公里，而距離至少是4光年，它的圓盤張成的角不會大於10-7弧秒，這大概相當於從月亮看一根人的頭髮的直徑，比世界上最好的望遠鏡所能分辨的東西還小1 000萬倍。運動的暗天體太小了，是不可能看到的。
如果說黑洞運動到恆星前面，我們看不見它的黑盤，那麼能不能看到黑洞引力像透鏡那樣將恆星放大呢（圖8.2）？恆星可能先顯得較暗，當黑洞運動到恆星和地球之間時它會亮起來，然後，黑洞走開了，它又暗下去，是這樣嗎？不，這樣的尋找方法還是會失敗的。原因是，恆星和黑洞可能會圍繞彼此旋轉從而靠得很近，也可能分開一個典型的星際距離。如果靠得近，那麼小黑洞就像放在帝國大廈89層樓的窗台上的放大鏡，然後，從幾公里外來看它。當然，這個小小放大鏡是沒有能力放大一座大廈的；同樣，黑洞對恆星的形狀也不會產生什麼影響。
圖8.2 從地球看，黑洞的引力作用像一個透鏡，能改變恆星的外觀大小和形狀。圖中的黑洞正好在恆星到地球的直線上，所以從恆星發出的光線將等量地從黑洞的上、下、前、後經過而到達地球。所有到地球的光線從恆星出發沿一個發散的錐體向外運動；經過黑洞後，光線發生彎曲，然後沿一個收斂的錐體到達地球。結果，在地球的天空上，恆星的像是一個細環，與沒有黑洞時的像相比，它的表面積大得多，從而也亮得多。望遠鏡分辨不出這麼小的環，但恆星的總亮度可以提高10-100倍，或更多。
如果恆星和黑洞像圖8.2那樣分得很遠，但聚焦能力還是很強，可以將恆星亮度提高10～100倍。然而，星際距離總是巨大的，要地球-黑洞-恆星處在一條直線上，是極其難得的事情，不會有希望。而且，即使觀察到了這樣的透鏡，從恆星到地球的光經過黑洞要經歷很長的距離（圖8.2），在這麼長的距離裡可能會有一顆恆星處在黑洞的位置，起著透鏡的作用。所以，地球上的天文學家不可能知道，透鏡是一個黑洞，還是僅僅是一顆普通而暗淡的恆星。
澤爾多維奇在尋找觀測黑洞的方法時，一定進行過像這樣的一連串的推理。他最後得到一個有希望的方法（圖8.3）：假設黑洞和恆星在圍繞彼此的軌道上（形成雙星系），天文學家在將望遠鏡對準這對雙星時，只能看到來自恆星的光，黑洞是看不見的。不過，恆星的光將提供黑洞存在的證據：恆星在軌道上繞黑洞運動時，先朝著地球，然後離開地球。當它朝向我們時，多普勒效應將使星光向藍色移動；當它遠離我們時，光會紅移。天文學家可以高精度地測量這些頻移，因為星光經過攝譜儀（一種精巧的稜鏡）時會顯出尖銳的譜線，這種譜線的波長（顏色）的輕微移動都會清楚地表現出來。通過波長移動的測量，天文學家能推測恆星走近或離開地球的速度，通過測量頻移隨時間的變化，他們能推測恆星的速度如何隨時間變化。速度變化的典型大小約在每秒10～100千米之間，測量的典型精度是0.1千米/秒。
從這樣高精度的恆星速度測量，能瞭解些什麼呢？我們會瞭解一些關於黑洞質量的東西：黑洞質量越大，作用在恆星上的引力就越強，從而阻止恆星被吸進黑洞所要求的離心力也越強。為獲得強大的離心力，恆星必然在軌道上快速運動。因此，大的速度總是伴隨著大的黑洞質量。
那麼，為了尋找黑洞，天文學家應該找那些光譜表現出週期性的紅一藍一紅一藍頻移的恆星。這類移動是恆星有一顆伴星的確鑿證據。天文學家應該測量恆星的光譜，從它推測恆星繞伴星運動的速度，然後從速度推測伴星的質量。如果伴星質量很大，而且沒有發出一點光，那麼它很可能是一個黑洞。這就是澤爾多維奇的建議。
圖8.3 澤爾多維奇提出的尋找黑洞的方法。（a）黑洞與恆星在相互環繞的軌道上。如果黑洞比恆星重，它的軌道就會像圖中那樣比恆星的小（就是說，黑洞動一點，而恆星動很多）。如果黑洞比恆星輕，它的軌道會更大（就是說，恆星動一點，而黑洞動很多）。當恆星背離地球運動時，光會向紅端移動（向更長的波長）。（b）進入地球望遠鏡的光通過攝譜儀形成光譜。圖中畫了兩個譜，上面記錄的是恆星背離地球時的譜線，下面記錄的是半個週期後恆星朝向地球運動時的譜線。譜中細線的波長有相對移動。（c）通過測量這樣的光譜序列，天文學家能確定恆星朝向和背離地球的速度如何隨時間變化；根據這個變化的速度，他們可以確定恆星所圍繞的天體的質量。如果質量大於2個太陽且沒有光從它發出，那這個天體可能就是一個黑洞。
儘管這個方法比以前的任何一個都好得多，但它還是隱藏著許多問題，我只談兩個：第一，暗伴星的質量不是直接「稱」出來的。恆星的測量速度不僅依賴於伴星的質量，而且依賴於它自身的質量和雙星系軌道面對我們視線的傾角。恆星質量和軌道傾角倒可以通過仔細的觀測推想出來，但這麼做不容易，精度也不會高。結果，估計的暗伴星的質量很容易出現大誤差（比如，差2倍或3倍）。第二，黑洞不是恆星能有的惟一暗夥伴。例如，中子星伴星也可能是暗的。為了肯定伴星不是中子星，需要確認它比中子星所能允許的最大質量（約2個太陽質量）大得多。兩個在緊密軌道上彼此圍繞的中子星，也可能很暗，甚至有4個太陽質量那麼重。暗伴星可能是這樣的一個系統；也可能是兩個軌道緊密的總質量達3個太陽質量的冷白矮星。還有一些類型的恆星，雖不是全黑，但質量可能很大，而且異乎尋常地暗淡。在測量光譜時，必須非常小心，以保證沒有來自這類星體的一絲微弱的光亮。
在過去的幾十年裡，天文學家艱難地觀測了大量的雙星系，還為它們編了目錄（星表），所以，澤爾多維奇用不著直接在天空去尋找，檢索天文學家的編目就夠了。不過，他自己沒時間也沒耐性去查目錄，而且他也不具有克服那些困難的專業技能。於是，跟以往處在這種境況下一樣，他需要一個能在時間和技能上幫助他的人——這回是古賽諾夫（Oktay Guseinov），一個天文學研究生，對雙星已經很熟悉了。他和澤爾多維奇一起，在星表的幾百個數據充分的雙星系中找到了5個有希望的黑洞候選者。3
接下來的幾年裡，天文學家幾乎沒有誰注意那5個黑洞候選者。我對天文學家的漠不關心感到很苦惱，於是在1968年，我請加州理工學院的天文學家特裡姆布爾（Virginia Trimble）來幫我修訂並擴充澤爾多維奇-古賽諾夫黑洞候選者名單。雖然特裡姆布爾剛讀完博士，但在天文學領域的專業知識已經很豐富了。她知道我們可能會遇到的所有問題——除上面說的，還有更多——她能準確地估價它們。我們自己在雙星目錄中搜尋，用所有能找到的公開數據校核最有希望的雙星，最後得到一張有8個黑洞候選者的名單。4不幸的是，對這8種情況，特裡姆布爾都能提出一個半推理的非黑洞的解釋，說明這個伴星為什麼那麼黑。今天，四分之一世紀過去了，我們的候選者沒有一個留下來的，現在看來，它們似乎沒有一個是真正的黑洞。
澤爾多維奇在考慮尋找黑洞的雙星方法時，知道那是一場賭博，沒有一點兒贏的把握。幸運的是，他靈機一動，又有了第二個想法——那是1964年，紐約綺色佳康奈爾大學的天體物理學家薩爾皮特（Edwin Salpeter）也同時獨立地發現了這個想法。5
假設一個黑洞穿過氣體雲——或者等價地說，在黑洞看來，氣體雲通過它（圖8.4），被引力加速到近光速的氣流將在黑洞上下繞著它飛流，湧向黑洞的邊緣。湧來的氣體形成激波前沿（密度突然大增），將氣體的巨大能量轉化為熱，引起強烈輻射。於是，從結果看，黑洞的作用像一台機器，將一些下落氣體的質量轉化為熱量，然後輻射。這台「機器」的效率可能很高，多高呢？澤爾多維奇和薩爾皮特得到的結果是，比核燃料燃燒的效率還高。
圖8.4 薩爾皮特-澤爾多維奇尋找黑洞的建議。
對這個問題，澤爾多維奇和他的小組研究了兩年，他們從不同角度來看它，想尋找一種辦法讓它更有希望。不過，這只是一個問題，沒有引起多少注意；關於黑洞、中子星、超新星和宇宙起源，他們還有很多的想法。於是，1966年的某一天，在一場激烈爭論中，澤爾多維奇和諾維科夫一起認識到，他們可以將雙星思、想與下落氣體的思想聯合起來（圖8.5）。6
強大的氣體（大多是氫和氦）風吹散部分恆星表面。（太陽也吹這類風，不過很弱。）假定黑洞和颳風的恆星在相互環繞的軌道上，黑洞將捕獲一些氣體，在激波前沿將它加熱，使它產生輻射。澤爾多維奇在他莫斯科家裡1米見方的黑板上同諾維科夫估算了被激氣體的溫度：幾百萬度。
圖8.5 澤爾多維奇和諾維科夫提出的黑洞找尋辦法。黑洞引力捕獲了那些將伴星表面吹散的風。風的氣流從相對的方向包圍黑洞，碰撞形成尖銳的激波前沿，氣體在這兒被加熱到幾百萬度，並發出X射線。光學望遠鏡可以看到繞著一個大質量的暗伴星的恆星，X射線望遠鏡能看到來自伴星的X射線。
這樣高溫的氣體不會發出太多的可見光，而是發出紫外線。於是，澤爾多維奇和諾維科夫認識到，圍繞著伴星的黑洞，有些（雖然不是大多數）可能會發出大量X射線。
因此，為了找黑洞，可以將光學望遠鏡與X射線結合起來。黑洞候選者所在的雙星，一個是光學的亮星，X射線的暗星；另一個應該是在光學上暗淡而在X射線上明亮的天體（黑洞）。由於中子星也能從伴星捕獲氣體，在激波前沿將它加熱，產生X射線，所以確定光學暗淡而X射線明亮的天體的質量是決定性的，我們必須確信它比2個太陽重從而不會是中子星。
這樣的尋找策略還有一個問題。1966年，X射線望遠鏡還太原始了。