天文學家先前沒有料到，
現在被迫承認，
在星系的中心，
可能存在比太陽重100萬倍的黑洞
射電星系
如果有誰在1962年（理論物理學家剛開始接受黑洞概念的那一年）斷言，宇宙包含著比太陽重數百萬或數十億倍的巨大黑洞，天文學家一定會笑他。不過，天文學家不知道，他們從1939年起就已經在用無線電波觀測這樣的巨黑洞了。至少我們今天會強烈地這麼猜測。
無線電波是與X射線相對的另一個極端。X射線是波長極短（典型波長比可見光短10 000倍）的電磁波（見序幕的圖P.2）；無線電波也是電磁波，但波長很長，波峰到波峰的典型距離為幾米，比可見光長百萬倍。從波粒二象性說（卡片4.1），X射線與無線電波也處在兩個相對的極端——電磁波有時像波，有時像粒子（光子），X射線的典型行為就像高能粒子（光子），X射線光子擊中原子，從原子中打出電子（第8章），這樣就很容易用蓋革計數器來探測。無線電波幾乎總是表現為電力和磁力的波，很容易用金屬或天線來探測，因為電力的振蕩能使電子上下振動，從而在天線上固定的無線電接收器中產生振蕩信號。
宇宙無線電波（或射電波，來自地球外面的無線電波）是央斯基（Karl Jansky）1932年偶然發現的，他那時是新澤西州霍爾姆德爾的貝爾電話實驗室的無線電工程師。1剛從大學出來，央斯基就被派去識別干擾聯通歐洲電話的噪音。那個時候，通過大西洋的電話是靠無線電傳輸的，所以央斯基做了一架由長長的金屬管構成的特殊無線電天線，來尋找無線電靜電干擾的來源（圖9.1（a））。他很快發現，多數干擾來自雷雨，但雷雨過後還殘留有微弱的嘶嘶噪音。到1935年，他已經確定了那噪音的來源，它很可能來自我們銀河系的中心區域。當中心區域在頭頂時，噪音較強，當它沉到地平線以下時，噪音會減弱，但不會完全消失。
這是一個令人驚異的發現，任何想過宇宙電波的人都會認為太陽是天空最強的無線電波源，就像它是最亮的光源一樣。畢竟，太陽比銀河系中大多數恆星離我們近10億（109）倍，所以它的無線電波應該比來自其他恆星的強約109×109=1018倍。因為在我們的星系中只有1012顆恆星，所以太陽應該比所有其他恆星加在一起還亮大概1018/1012=106（100萬）倍。這樣論證怎麼會錯呢？來自遙遠的銀河中心的無線電波怎麼會比來自太陽的強那麼多呢？
這當然是令人驚奇的謎，但回想起來，還有更令人驚奇的事，那就是天文學家對這個謎幾乎一點兒也沒留意。實際上，儘管貝爾電話公司極惹人注意，但央斯基的發現似乎只有兩個天文學家表現了一點兒興趣。它注定了會因天文學家的保守而被埋沒，同當年錢德拉塞卡宣佈沒有重於1.4個太陽質量的白矮星的遭遇一樣（第4章）。
這兩位例外的熱心人，來自哈佛大學天文系，一個是研究生格林斯坦（Jesse Greenstein），一個是講師惠普爾（Fred Whipple）。他們在認真考慮了央斯基的發現後證明，如果當時流行的關於宇宙電波產生的思想是正確的，那麼我們的銀河系不可能產生央斯基所發現的那麼強的電波。2儘管顯然不可能，格林斯坦和惠普爾還是相信央斯基的發現。他們確信問題出在天體物理學理論，而不在央斯基。但理論哪兒錯了，一點線索也沒有；另外，正如格林斯坦後來回憶的，「[30年代]我也沒有碰到對這件事情感興趣的天文學家，一個也沒有。」3所以，他們也將注意力轉向了別的地方。
1935年（大約茨維基提出中子星概念的時候，見第5章），央斯基已經完全認識了他的原始天線所能發現的銀河系噪音。為認識更多的東西，他向貝爾電話實驗室建議建造世界第一台射電望遠鏡；那是一個直徑100英尺（30米）的巨大金屬碗，它會像光學反射望遠鏡把光從鏡片反射到目鏡或攝影板上那樣，將傳來的電波反射到無線電天線和接收器。貝爾公司否決了這項建議，因為它不會帶來好處。央斯基是個好僱員，也只得同意。他放棄了對天空的研究，在第二次世界大戰臨近的陰影中，將精力轉向了短波長的無線電通訊。
職業科學家對央斯基的發現實在太沒有興趣了，在接下來的10年裡才有第一個人來造射電望遠鏡，這人是雷伯（Grote Reber），一個古怪的單身漢，伊利諾斯惠頓的業餘無線電接線員，呼號W9GFZ。4他從《大眾天文學》雜誌讀到央斯基的射電噪音後，就開始研究它的細節。雷伯沒受過多少科學教育，但那並不重要。重要的是他有良好的無線電工程訓練和強烈的實踐精神。憑他巨大的創造力和有限的積蓄，他靠自己的雙手在母親的後院設計製造了世界上第一台射電望遠鏡，鏡面是直徑30英尺（也就是9米）的盤子；他用它繪出了天空的射電圖（圖9.1（d））。從他的圖中可以清楚地看到，射電源除了我們銀河系的中心區外還有兩個，後來被稱為CygA和CasA——A代表「最亮的射電源」，Cyg和Cas分別代表「天鵝座」和「仙後座」（Cassiopeia）。40多年的研究最終證明，天鵝A和許多隨後發現的射電源，很可能是由巨黑洞提供能源的。
圖9.1 （a）央斯基和他1932年發現來自銀河的宇宙電波的天線。（b）G·雷伯，約1940年。（c）雷伯建在伊利諾斯惠頓他母親後院的世界第一台射電望遠鏡。（d）雷伯用他的射電望遠鏡繪出的天空射電圖。[照片（a）由貝爾電話實驗室攝，美國物理學聯合會（AIP）Emilio Segre圖像檔案館提供；（b），（c），（d）由雷伯提供；（d）引自Reber（1944）。]
探測這些射電源的故事，是我們這一章的中心。我決定用整整一章來講這個故事，有以下幾點理由：
第一，故事將說明一個與第8章所講的大不相同的科學發現的模式。在第8章，澤爾多維奇和諾維科夫提出了具體的尋找黑洞的方法；實驗物理學家、天文學家和天體物理學家實現了那個方法，而且成功了。在這一章裡，雷伯在1939年就觀測到巨黑洞了，那時還沒人想到尋找它們，而越來越多的觀測證據等了40年，才令天文學家們被迫承認，他們看到的就是黑洞。
第二，第8章講了天體物理學家和相對論學家的力量；這一章要講他們的局限。第8章發現的那類黑洞在人們尋找它們的四分之一世紀以前就被預告存在了，那是奧本海默-斯尼德黑洞：比太陽重幾倍，由大質量恆星坍縮而成。本章的巨黑洞不一樣，從來沒有哪個理論家預言過它們的存在；它們比任何天文學家在天空見過的任何恆星重幾千或幾百萬倍，所以不可能是那些恆星坍縮產生的。任何預言這些巨黑洞的理論家可能都會損害自己的科學榮譽。這些黑洞的偶然發現，才是真正的「發現」。
第三，這一章要講的發現的故事，將比第8章更清楚地說明四個科學家群體之間複雜的相互影響和依賴關係，他們是相對論學家、天體物理學家、天文學家和實驗物理學家。
第四，這一章的最後要證明，巨黑洞的自旋和轉動能量在解釋所觀測到的電波中將發揮重要作用。相反，對第8章的那些不太大的黑洞性質而言，旋轉是無關緊要的。
1940年，雷伯在完成他的第一次天空射電掃瞄後，認真地將他的望遠鏡、觀測結果和射電圖整理成一篇論文，寄給錢德拉塞卡，那時他在威斯康星日內瓦湖畔的芝加哥大學葉凱士天文台擔任《天體物理學雜誌》的編輯。錢德拉塞卡把雷伯不同尋常的稿子在葉凱士的天文學家中傳閱。文稿令人困惑，而這位完全默默無聞的業餘作者也令人生疑。於是，幾個天文學家驅車來到惠頓，看他的儀器。他們感動了。回去後，錢德拉塞卡同意論文發表。5
格林斯坦在哈佛讀完研究生後，也成了葉凱士的一位天文學家，接下來的幾年裡，他多次來到惠頓，成了雷伯的好朋友。他說雷伯是「理想的美國發明家。假如他沒對射電天文學發生興趣，早就成百萬富翁了」。6
格林斯坦對雷伯的研究滿懷熱情，兒年後，他設法讓他到芝加哥大學來。「學校不願在射電天文學上花一分錢，」格林斯坦回憶說；但葉凱士天文台台長斯特魯維（Otto Strave）同意給他一個研究職位，不過，雷伯的薪水和研究資助得從華盛頓來。然而，雷伯「是獨來獨往的怪人」，7格林斯坦說，他拒絕向當局詳細報告如何使用造新望遠鏡的經費。於是，事情沒辦成。
這時候，第二次世界大戰結束了，為戰爭做技術研究的科學家們開始尋找新的挑戰。他們中間，有在戰爭中發明過跟蹤敵人飛行器雷達的實驗物理學家。雷達無非就是讓無線電波從射電望遠鏡式的發射器發出，在飛機上反彈，然後回到發射器。所以讓這些實驗物理學家投身到射電天文學的新領域中來，是再理想不過了——有些人正渴望著來。巨大的技術挑戰在等著他們，理性的回報也大有希望。在眾多想大顯身手的人中，三個小組立刻就佔領了這片領域：英國約德雷爾邦克-曼徹斯特大學的洛弗爾（Bernard Lovell）小組，劍橋大學的賴爾（Martin Ryle）小組以及澳大利亞博塞（J.L.Pawsey）和波爾頓（John Bolton）的聯合小組。在美國，沒有值得注意的行動；雷伯差不多還是獨自繼續著他的射電天文學研究。
光學天文學家（用光來研究天空的天文學家，1那時就只有這一類天文學家）對實驗物理學家的火熱行動並不在意。要等到射電望遠鏡能準確測量射電源在天空的位置並能確定電波來自哪一個發光體時，他們才會發生興趣。這要求望遠鏡的分辨率在雷伯達到的精度上提高100倍，也就是被測射電源的位置、大小和形狀的精度還應該提高100倍。
這個要求很高。光學望遠鏡，甚至人眼都很容易達到較高的分辨水平，因為它們依靠的（光）波具有很短的波長，小於10-6米。反過來，耳朵不能很準確地區別聲音所來的距離，因為聲波的波長很長，大概1米左右。同樣，無線電波因為具有米量級的波長，所以分辨率很低——除非望遠鏡遠大於1米。雷伯的望遠鏡不是很大，分辨率當然也不太高。為了提高100倍的分辨率，需要大100倍，即約1公里的望遠鏡，或者需要用更短波長的無線電波，例如用幾厘米的波來代替1米的波。
1949年，實驗物理學家實現了那100倍，他們沒有蠻幹，而靠的是機智。通過簡單而熟悉的例子，就能理解他們機智的想法。（這只是一個類比；說得太輕鬆了，不過能讓我們對一般思想有個印象。）人僅憑兩隻眼睛，不用更多，就能看出我們周圍的世界是三維的。左眼看到一點兒物體的左面，右眼看到一點兒物體的右面。把頭轉到一個面上，可以看到一點兒物體的頂面和底面；如果眼睛離遠些（結果就像兩台相機照三維照片，會有些誇張），我們也多少能看得更多一些。然而，我們的三維圖像不會因為臉上長滿了眼睛而有多大的改進。眼睛多了，我們看東西會明亮得多（也就是有更高的靈敏度），但在三維分辨水平上，我們並不能獲得什麼。
現在，1公里的巨大射電望遠鏡（圖9.2左）多少有點兒像長滿了眼睛的臉。望遠鏡是1公里大的碗，用能將電波反射和聚焦到線陣天線和接收器上的金屬片覆蓋。如果將各處的金屬片拿走，只留下幾片散佈在碗上，就相當於將多餘的眼睛從我們臉上拿走，只留下兩隻。這兩種情形，都不會損失分辨率，只是極大地損失了靈敏度。實驗天文學家最需要的是提高分辨率（他們想發現電波從哪兒來，波源是什麼形狀），而不是提高靈敏度（不需要看到更多更暗的射電源——至少目前不需要）。於是，他們只需要一個斑斑點點的碗，而不需要被完全覆蓋的碗。
圖9.2 射電干涉儀原理。左：為達到良好的角分辨率，可能有人想有一個巨大的，如1公里的射電望遠鏡。不過，電波反射碗只需要幾點（黑點）用金屬片覆蓋並發生反射就夠了。右：從那些點反射的電波不必都聚焦到一個天線和巨碗中心的接收器上；每一點可以聚焦到各自的天線和接收器，然後將各接收器的最終信號通過線路傳到一個中心接收站，電波在接收站合成，與它在望遠鏡的接收器上合成一樣。結果，這是一個具有相關而合成輸出的小射電望遠鏡網，也就是一個射電干涉儀。
這個斑斑點點的碗，實際上是一個小射電望遠鏡的網絡，通過線路聯結到一個中心電波接收站（圖9.2右）。每個小望遠鏡就像大碗上的一塊金屬片，每個小望遠鏡的射電信號通過線路傳遞，就像射電束在大碗的金屬片上反射；合成來自各線路信號的中心接收站，也就像大碗上合成來自碗上各點的反射束的天線和接收器。這樣的小望遠鏡和實驗物理學家的中心工作站組成的網絡，叫射電干涉儀，因為它背後的工作原理是干涉測量法，通過各小望遠鏡的輸出結果的相互「干涉」（如何幹涉，我們將在第10章卡片10.3中看到），中心接收器將合成天空的射電圖或圖像。
從40年代後期到50年代，進入60年代，那三個實驗物理學家小組（約德雷爾邦克的、劍橋的和澳大利亞的）相互競爭著做更大和更靈巧的射電干涉儀，分辨率也前所未有地提高了。在光學天文學家中激起興趣的第一個決定性的100倍的提高在1949年實現了。那時，波爾頓、斯坦萊（Golden Stanley）和澳大利亞小組的斯裡（Bruce Slee）關於許多射電源的位置的誤差區間是10弧分大小，也就是說，他們可以將射電源在天空中的位置確定到10弧分大小的區域內。8（從地球上看，太陽的三分之一直徑就是10弧分，可見，它比人眼靠光達到的分辨率還可憐，但靠無線電波，這已經是了不起的分辨率了。）用光學望遠鏡來檢查這些誤差區間，包括天鵝A在內，都沒表現出特別的明亮；為了從誤差區域內眾多的光學暗天體中找到真正的射電源，電波的分辨率還需要提高。不過，這些誤差區域中還是有三個與眾不同的光亮天體：一個是古老超新星的殘骸，另外兩個是遙遠的星系。
央斯基發現的從我們銀河系發出的無線電波，已經令天體物理學家難以解釋，現在要理解遙遠星系怎麼能發出那麼強的無線電信號，就更困難了。天空中某些最亮的射電源可能是極遙遠的天體，這令人難以置信（儘管後來證明真是這樣）。於是，似乎可以打賭，每個誤差區間裡的無線電信號不是來自遙遠的星系，而是來自區域內的某個光學暗淡然而距離很近的恆星。（打這個賭的人要輸。）只有更高的分辨率能確定地告訴我們。實驗物理學家在努力向前，幾個光學天文學家開始產生了一點興趣，在一邊看著。
到1951年夏，劍橋的賴爾小組將分辨率又提高了10倍，賴爾的研究生史密斯（Graham Smith）用它將天鵝A的位置確定到1弧分的誤差區間——這個區間夠小了，大概只含有100個左右的光學天體（用光看到的天體）。史密斯把他猜測的最佳位置和誤差區間寄給帕薩迪納卡內基研究所的著名光學天文學家巴德（就是17年前跟茨維基一起確認超新星並提出其中子星能源的那個巴德——見第5章）。卡內基研究所在威爾遜山上有一台那時世界上最大的2.5米（100英吋）光學望遠鏡；帕薩迪納街上的加州理工學院剛在帕洛瑪山上建好一台5米望遠鏡。研究所和學院的天文學家共用這些望遠鏡。巴德在他接下來計劃的帕洛瑪5米鏡（圖9-3（a））的觀測中，拍攝了史密斯說的天鵝A所在天空的誤差區域。（這個區域同大多數區域一樣，以前沒有用大光學望遠鏡檢驗過。）照片沖洗出來後，巴德簡直不敢相信自己的眼睛：誤差區內有一個從沒見過的天體，彷彿是兩個星系撞在一起（圖9.3（d）中間）。9（通過80年代紅外望遠鏡的觀測，現在我們知道那是光的錯覺。天鵝A真是一個星系，不過有一塵埃帶穿過它的表面，塵埃吸收了光，結果一個星系看起來就像兩個撞在一起的星系。）中心星系加上射電源這樣一個總系統，以後被稱為射電星系。
圖9.3 發現天鵝A是一個遙遠的射電星系：（a）5米光學望遠鏡，1951年巴德發現天鵝A關聯著兩個正在碰撞的星系。（b）約德雷爾邦克的射電干涉儀。1953年，詹尼森和古普塔用它證明，無線電波來自碰撞星系外的兩片巨葉。干涉儀的兩架天線（每一天線都是木架上的線陣）也並排在圖上。測量時，一架天線讓卡車載著在地上跑圈兒，另一架留在原地。（c）詹尼森和古普塔在干涉儀控制室內檢查無線電數據。（d）1953年觀測所揭示的射電源的兩葉（矩形）；同時，圖中間還有巴德的「碰撞星系」的光學照片。圖（d）還表現了高精度的無線電發射葉的等值線圖（細實線），那是劍橋賴爾小組1969年得到的結果。[（a）由加利福尼亞理工學院帕洛瑪天文台提供；（b），（c）由曼徹斯特大學努菲爾德射電天文台提供；（d）引自Mitton and Ryle（1969）、巴德和閔可夫斯基（1954）、Jennison and Das Gupta（1953）。]。
兩年裡，天文學家們相信，射電波是星系碰撞的產物。可是到1953年，新的驚奇出現了。那年，洛弗爾的約德雷爾邦克小組的詹尼森（R.C.Jennison）和古普塔（M.K.Das Gupta）用一種新式干涉儀研究了天鵝A。他們的干涉儀由兩台望遠鏡組成，一台固定在地上，另一台讓卡車載著繞圈子，為的是逐步覆蓋一台想像的40平方公里望遠鏡的「大碗」上眾多的「點」（見圖9.2（b）左）。靠這個新干涉儀（圖9.3（b），（c）），他們發現，天鵝A的無線電波不是來自「碰撞星系」，而是來自兩個巨大的近似矩形的空間區域，約200 000光年，相對分開在「碰撞星系」的兩頭，距離200 000光年。10這兩個電波發射區，或者叫「葉」，表現為圖9.3（d）的兩個矩形區。另外，巴德的「碰撞星系」的光學照片也在圖的中間。在圖中還可以看到葉狀電波發射區更具體的情況，那是16年後更精密的干涉儀的成果；圖中表現射電波亮度的細等值線，與地圖上表現地形高度的等高線是一樣的。等值線證實了1953年的結論：射電波來自「碰撞星系」兩端的巨大氣體葉。一個巨黑洞如何能為這兩片巨葉提供能量，是本章後面的主題。
這些令人驚異的發現，在光學天文學家中間激起了長久而強烈的興趣。格林斯坦不再是惟一認真的關注者了。
在格林斯坦個人看來，這些發現是最後的一棵稻草了。美國人沒能在戰後推進射電研究，現在他們只能站在一邊兒看著這場自伽利略發明望遠鏡以來最偉大的天文學革命。革命的果實正在不列顛和澳大利亞成熟，而美國什麼也沒有。
格林斯坦這時是加州理工學院的教授，他從葉凱士來這兒，是為了圍繞5米的新望遠鏡確立一個天文學計劃。於是，他然去找院長杜布裡奇（Lee Dubridge），要加州理工學院造一台射電望遠鏡，與5米望遠鏡一起探索遙遠星系。杜布裡奇在戰時曾負責美國雷達設計，他有同感但也很謹慎。為說服杜布裡奇行動起來，格林斯坦1954年1月5日和6日，在華盛頓組織了一次關於射電天文學未來的國際會議。11
在華盛頓，來自英國和澳大利亞的射電觀測者們報告了他們驚人的發現，接著，格林斯坦提出了他的問題：一定要讓美國繼續成為射電天文學的荒漠嗎？答案是顯然的。
在國家科學基金會的大力支持下，美國的物理學家、工程師和天文學家們開始在西弗吉尼亞格林邦克建立國家射電天文台；杜布裡奇也批准了格林斯坦關於建造最先進的加州理工學院射電干涉儀的報告，決定將它建在加利福尼亞約色米特國家公園西南的歐文斯河谷。由於學院裡沒人造過這種儀器，格林斯坦就把波爾頓從澳大利亞請來，做這個計劃的先鋒。
[1] 在本書中，「光」總是指人眼可見的那一類電磁波，也就是光學輻射。