第5章

坍缩是必然的

即使我们认为

在所有力中最强的核力

也顶不住引力的挤压

茨维基

在三四十年代，弗里兹·茨维基（Fritz Zwicky）的许多同事都认为他是一个令人头痛的小丑，后代的天文学家回头来看，会认为他是一个有创造力的天才。

“在我1933年认识弗里兹时，他完全相信自己内心有一条通向终极知识的道路，而别人个个都是错的。” 福勒这么说，那时他是加州理工学院（加利福尼亚理工学院）的学生，茨维基在那儿教书和研究。从40年代后期就在学院与茨维基同事的格林斯坦（Jesse Greenstein）回忆说，茨维基是“一个喜欢自我宣扬的天才……无疑，他具有与众不同的思想，但是，尽管他不承认，他确实有些粗野，也不是那么能控制自己……他上一门物理课，让谁听课全凭他喜欢，如果他认为谁能够领会他的思想，他就让他来听课……[在学院的物理教授中，]他很孤单，而且不讨学校的喜欢……他常在发表的文章中猛烈攻击别人”。

敦实而自负的茨维基总喜欢斗争——他不懈地宣扬他那通向终极知识的思想路线，夸耀它所带来的启示。30年代，他在一个个演讲、一篇篇文章中宣传他的中子星概念——这个概念是他茨维基为了解释天文学家观察到的高能现象超新星和宇宙线的起源而创造的。他甚至到全国性的广播节目中去普及他的中子星。 但是，仔细研究会发现，他的文章和演说是不能令人信服的，它们没有提供多少能证实他思想的东西。

有一个传说。在茨维基大肆宣扬时，有人问密立根（Robert Millikan，是他将加州理工学院建成为科研院校中的一个强者），为什么把茨维基留在加州，他回答说，也许茨维基的远见中有些是对的。密立根与科学机构的其他一些人不同，他一定感觉到了茨维基直觉的天赋——等到35年之后人们才普遍认识到这一点，那时，实测天文学家在天空中发现了真实的中子星，证实了茨维基关于它们的一些夸大的论断。

在茨维基的论断中，与本书关系最密切的是中子星扮演的恒星遗骸的角色。我们将看到，质量太大的不能成为白矮星的正常恒星死亡后可能成为中子星。假如所有的大质量恒星都以这种方式死亡，那么宇宙就能摆脱那种最奇异的假想的星体遗骸：黑洞。轻恒星死亡后变成白矮星，重恒星变成中子星，看来大自然没有办法生成黑洞了。爱因斯坦和爱丁顿以及他们那个年代的大多数天文学家可以长长地舒一口气。

茨维基是1925年受密立根吸引来到加州理工学院的。密立根希望他在原子和晶体的量子力学结构方面做理论研究，但在20年代后期和30年代初，茨维基越来越多地对天文学感兴趣。在帕萨迪纳工作的人，是很难不为天文学的宇宙着迷的，那儿不仅是加州理工学院的家，也是威尔逊山天文台的家，天文台有着世界最大的直径为2.5米（100英寸）的反射望远镜。

1931年，茨维基认识了巴德（Walter Baade），他刚从汉堡和哥廷根来到威尔逊山，是一名优秀的实测天文学家。他们有相同的文化背景：巴德是德国人，茨维基是瑞士人，都讲德语。他们也都钦佩对方的成就。不过，他们的共同之处到此为止。巴德的气质跟茨维基不同，他沉默、高傲，很难接近，消息灵通——而且对同事的怪癖很宽容。从第二年到第二次世界大战期间两人决裂，茨维基常令巴德忍无可忍。“茨维基叫巴德纳粹，但他不是。巴德说，他害怕茨维基会杀他。让他们这对儿住在同一间屋子里是很危险的。”格林斯坦回忆说。

1932和1933年间，巴德和茨维基常在帕萨迪纳用德语热烈讨论叫“新星”的星体，它会突然爆发，比先前亮10 000倍，然后大概过一个月，又慢慢暗淡下来，回到正常状态。巴德凭他渊博的天文学知识知道，有初步的证据表明，除了这些“平常的”新星外，可能还存在不平常的罕见的超级光亮的新星。天文学家起初并没想到这些新星是超亮度的，因为从望远镜看它们表现的亮度跟平常的新星差不多是一样的。然而，它们处在特殊的星云（闪光的“云”）里。20年代，威尔逊山和别处的观测开始让天文学家相信，那些星云不像我们原先认为的那样只是我们银河系中的气体云，而本来就是一些星系——由近1012（万亿）颗恒星形成的巨大集合，远在我们自己的星系之外。我们所看到的这些星系里的罕见新星比我们自己星系里的平常新星遥远得多，为了能够表现出从地球上看到的亮度，它们必然在本质上具有比平常新星强得多的发光能力。

世纪之交以来，天文学家观测到36颗这样的超光亮新星，巴德从已经发表的文献中把能找到的观测数据都收集起来，将这些数据同他得到的有关新星到银河系距离的观测资料相结合，根据结合计算这些超光亮新星发出了多少光。他的结果令人惊讶：在爆发中，超光亮新星的发光本领典型地比我们的太阳大108（1亿）倍！（现在我们知道，这些距离在30年代被低估了约10倍， 相应地，超光亮新星的发光能力应比我们太阳强1010（100亿）倍。 这在很大程度上也应归功于巴德1952年的工作。）

喜欢极端的茨维基被这些超光亮新星迷住了。他和巴德没完没了地讨论，将它们命名为超新星。他们设想（对的），每颗超新星都是正常恒星爆炸产生的。因为爆炸太热，他们猜想（这回错了），更多的能量是通过紫外线和X射线辐射出去的，而可见光较少。由于紫外线和X射线不能穿透地球大气，所以不可能测量它们包含了多少能量。然而，有可能根据观测到的光谱线和决定在爆炸中超新星热气体行为的物理学定律来估计能量。

将巴德的观测和平常新星的知识与茨维基的理论物理学认识相结合，巴德和茨维基得到结论（错的），来自超新星的紫外线和X射线携的能量至少是可见光的1万倍或者也许1 000万倍。 喜欢极端的茨维基立刻认定较大的因子（1 000万）是正确的，而且满怀热情地引用它。

这个（不正确的）1 000万的因子意味着，在超新星最亮的几天内，它将发出巨大的能量：大约是我们的太阳在它100亿年寿命中以热和光的形式辐射出的能量的100倍。这差不多是我们将太阳质量的十分之一转化为纯光能所能获得的能量！

（由于后来几十年的超新星的观测研究——许多工作是茨维基自己做的——我们现在知道，巴德—茨维基超新星能量估计并没偏离太远，但我们也知道，他们的能量计算有严重的缺陷：几乎所有释放的能量实际上都是被称为中微子的粒子带走的，而不是他们认为的X射线和紫外辐射。巴德和茨维基能得到正确答案全靠运气。）

巨大的超新星能量会来自哪里呢？为解释这个问题，茨维基提出了中子星。

茨维基对物理学和天文学的所有分支都感兴趣，他想象自己是一个哲学家。他试图以一种被他后来称为“形态学方式”的方法把他遇到的所有现象都联系起来。1932年，在所有物理学和天文学课题中最受欢迎的是核物理学，即研究原子核的学问。茨维基从那儿汲取了他的中子星思想的关键要素：中子的概念。

中子在本章和下一章都很重要，我现在暂时离开茨维基和他的中子星，来谈谈中子的发现和它与原子结构的关系。

1926年“新的”量子力学定律建立后（第4章），物理学家在接下来的5年里，用这些量子力学定律去探索微观世界。他们揭开了原子以及那些由原子组成的分子、金属、晶体和白矮星物质等材料的秘密（卡片5.1）。接着，1931年，物理学家将注意力转到了原子的中心和处在中心的原子核。

原子核的性质曾是个大秘密。大多数物理学家认为它是由一组电子和双倍的质子以某种未知的方式束缚在一起而构成的。但是，英国剑桥的卢瑟福（Ernst Rutherford）有不同的假设：原子核由质子和中子构成。那时，已经知道质子是存在的，物理学实验已经研究几十年了，而且还知道它比电子重约2 000倍，带有正电荷。中子还不知道。为了用量子力学定律成功解释原子核，卢瑟福只好假定中子是存在的。成功的解释需要三个条件：（1）中子必须具有大致与质子相同的质量，但不带电荷。（2）每个核必须包含大致相同数目的中子和质子。（3）所有中子和质子必须通过一种新类型的力紧密地聚集在小小的核内——这种力既不是电力，也不是引力，自然被称为核力（现在我们也称它强力）。中子和质子通过幽闭的无规则的高速运动来对抗原子核的约束，这些运动产生简并压力，压力与核力平衡以维持核的稳定和约10-13厘米的大小。

卡片5.1

原子的内部结构

原子由围绕中心的大质量核的电子云组成。电子云的大小约为10-8厘米（大概是人的头发直径的百万分之一），处在中心的核要小100 000倍，约为10-13厘米，见下面的图。假如把电子云扩到地球大小，那么原子核有足球场那么大。核尽管小，却比空空的电子云重几千倍。

带负电的电子被带正电的原子核的电作用力吸引而留在电子云里，但它们并不落进核内，原因与白矮星不发生坍缩是一样的：一个叫泡利不相容原理的量子力学定律禁止两个以上的电子在同一时间占据空间的同一个区域（如果两个电子有相反的“自旋”，那是可以的。在第4章，我们忽略了“自旋”这个微妙的东西）。云里的电子于是成对出现在被称为“轨道”的空间。每对电子都不愿局限在它的小格子里，它们将像“幽闭者”那样快速无常地运动，就像在白矮星中的电子一样（第4章）。这些运动提高了“电子简并压力”，抵消了核的电力作用。因此，我们可以认为原子是小小的白矮星，向内吸引电子的不是引力而是电力，而电子简并压力将电子向外推。

下面的右图简单地勾画了刚才讨论的原子核的结构，它是靠核力聚集的质子和中子小集合。

1931年到1932年初，实验物理学家们竞相检验原子核的这种描述。方法是，用高能辐射轰击原子核，设法将卢瑟福假想的中子从核中打出来。1932年，卢瑟福自己的实验小组成员查德威克（James Chadwick）赢得了竞赛。查德威克的轰击成功了，中子大量出现，正好具有卢瑟福假想的那些性质。世界各地的报纸热热闹闹地宣布了这个发现，茨维基当然也注意了。

中子出现的那年，正是巴德和茨维基在为认识超新星奋斗的一年。在茨维基看来，这个中子正好就是他们需要的东西。 他推测，正常星体的核，比如密度为每立方厘米100克，可能会通过坍缩达到像原子核那样的密度，即每立方厘米1014（百万亿）克，也许在那个收缩的星体核中的物质会使自己变成中子的“气体”——茨维基称它为“中子星”。假如真是这样，茨维基算出（这回对了），收缩核的强大引力会紧紧地将它束缚起来，这不仅会减小它的周长，还会减少它的质量。星体核现在的质量将比它坍缩前轻10%。那10%的质量跑到哪儿去了呢？茨维基猜想，它们变成了爆发的能量（这回他又对了。见图5.1和卡片5.2）。

茨维基相信（对了），假如星体收缩核的质量与太阳的质量相同，那么当核转变成中子星时，那10%的质量将转变为爆发的能量，约1046焦耳，接近茨维基所想的超新星需要的动力。爆发的能量能将星体外层加热到很高的温度，然后将它们吹散在星际空间（图5.1）；星体爆炸时，因高温而发光，那正是他和巴德所认定的超新星的行为。

茨维基不知道什么东西能引起星核坍缩而使它转变为中子星，也不知道核在坍缩时有什么行为，所以他没法估计坍缩会持续多长时间（是慢慢收缩，还是迅速坍缩？）（60年代，我们终于发现了所有的细节，原来坍缩是很剧烈的；强大的引力在不到10秒钟内就使星体从地球那么大坍缩到100千米的周长）。茨维基也没有完全认识核收缩的能量如何能产生超新星爆发，或者说，他不理解，为什么爆炸的碎屑在几天里会那么耀眼，而且还能亮几个月，而不是几秒钟、几个小时或者几年？然而，他知道——或者说他认为他知道——在中子星形成时放出的能量正好是那么多，这对他足够了。

卡片5.2

质能等价

根据爱因斯坦的狭义相对论定律，质量不过是能量的一种非常紧致的形式。任何质量（包括人的）都可能转化为爆发的能量，尽管如何转化并不是一个平常的问题。这样转化而来的能量是巨大的，它由爱因斯坦的著名公式计算：E=mc2，这里E是爆发的能量，M是转化为能量的质量，c=2.99792×108米/秒是光速。这个公式预言，一个正常人的75千克质量的爆发能量为7×1018焦耳，是爆炸过的最具威力的氢弹能量的30倍。

质量转化为热量或爆发的动能，是茨维基解释超新星（图5.1）、解释维持太阳热量的核燃烧（本章后面）和核爆炸（下一章）的基础。

茨维基并不满足于解释超新星，他还想解释宇宙间的一切事物。1932～1933年，在所有还没解释的事物中，在加州理工学院最受注意的是宇宙线——来自空间的轰击地球的高速粒子。学院的密立根是宇宙线研究的世界领袖，他为它们命了名；安德森发现，有些宇宙线是由反物质构成的。 爱走极端的茨维基想让自己相信，大多数宇宙线来自我们太阳系以外（这是对的），而且大多数还来自我们银河系之外——实际上，来自宇宙最遥远的地方（错了）——然后，他相信（基本是对的），所有宇宙线携带的能量，大约与整个宇宙间超新星释放的总能量相同。在茨维基看来，下面的结论是显然的（也许是对的 ）：宇宙线是超新星爆发的产物。

茨维基认识到超新星、中子星和宇宙线的这些联系是在1933年下半年。因为巴德广博的实测天文学知识是这些联系的决定性基础，而茨维基的许多计算和推测也是在与巴德的口头讨论中完成的，所以茨维基和巴德同意一起在斯坦福大学（从帕萨迪纳出发，轻轻松松沿海滨坐一天的车就到了）举行的美国物理学会会议上报告他们的工作。他们报告的摘要刊在1934年1月15日出版的《物理学评论》上，如图5.2。这是物理学和天文学史上最富远见的文献之一。

他们明确地断言，存在超新星这样一类独特的天体——不过，要等到4年以后的1938年，巴德和茨维基才能拿出严格证明它们不同于普通新星的充分证据。他们第一次为这种天体提出了“超新星”的名字；正确地估计了超新星释放的能量；提出了宇宙线来自超新星的建议——在1933年还是似乎合理的假说，但没有严格确立（见脚注）。他们发明了由中子形成的星体的概念——这个概念到1939年才在理论上获得广泛的赞同，而实际观测确认要等到1968年。他们为这个概念起了中子星的名字。他们还“完全保留”（这大概是谨慎的巴德插进的一个短语）地提出，超新星是正常星向中子星转化的产物——到60年代初，人们才看到这个建议在理论上是可能的，但等到60年代末在古代超新星爆发的气体内发现脉冲星（旋转的磁性的中子星）后，它才得到观测的证明。

30年代的天文学家热烈响应巴德—茨维基超新星概念，但对茨维基关于中子星和宇宙线的思想却不大看得起。普遍认为它“太假了”；可能还有人说它“建立在不可靠的计算基础上”，说得很对。茨维基的文章和谈话没有为他的思想提供更充分的证明线索。事实上，我在仔细研究茨维基那个年代的文章后发现，他没有很好地理解物理学定律，所以没能证明他的想法。本章后面我还会回来谈这一点。

回溯起来，有些科学概念本来是很显然的，所以我们会奇怪，当时竟没有人马上认识到它们。中子星与黑洞的联系就是这样的例子。茨维基在1933年就可能发现这个联系，但他没有；6年以后，这种联系才初步建立起来，而在20多年以后它才确定下来。这段令物理学家想起来就脸红的曲折经历，是本章后面的主题。

物理学家是如何认识到中子星—黑洞联系的呢？为讲好这个故事，先应该知道关于这个联系的一些事情，下面我们就来看看。

恒星死后的命运如何？第4章揭示了部分答案，画在图5.3的右边（与图4.4是一样的）。那个答案依赖于恒星的质量是小于还是大于1.4个太阳（钱德拉塞卡极限质量）。

假如恒星质量小于钱德拉塞卡极限，比如太阳自己，它在生命的尽头将走上图5.3中写着“太阳之死”的路径。它一面向空间辐射光，一面慢慢冷却，失去（热产生的）热压力。因为压力减小了，它不再能够抵抗引力向内的挤压。引力迫使它收缩。收缩时，它在图5.3中向着左端移动到更小的周长，而总是处在图中相同的高度上，因为它的质量不会改变（注意，图中质量向上、周长向右增加）。收缩时，内部的电子被挤到越来越小的格子里。最后，电子以它强大的简并压力顶住了星体的收缩。简并压力对抗着星体向内的引力挤压，迫使它在图5.3的白区和阴影区的边界曲线（白矮星曲线）上安静下来，走进白矮星的墓穴。如果星体还要收缩（也就是从白矮星曲线向左走进阴影区），电子简并压力会变得更强，使星体膨胀又回到白矮星曲线。如果星体还要膨胀到白区，电子简并压力将减弱，引力又使它收缩，回到白矮星曲线。这样，星体除了永远停留在白矮星曲线上，没有别的选择。引力和压力在这里完全平衡，它将慢慢冷却而变成一颗黑矮星——一个地球大小却具有太阳质量的冰冷而黑暗的天体。

假如恒星质量超过了钱德拉塞卡1.4个太阳质量的极限，比如天狼星，它在生命的尽头会走上“天狼星之死”的道路。当它发出辐射，冷却收缩，沿着那条道路向左走向越来越小的周长时，它的电子也被挤到越来越小的格子里。这些电子以不断增大的简并压力反抗着，然而反抗是徒劳的。因为恒星质量太大，引力足以压倒一切电子的反抗。电子不可能产生足够的简并压力来对抗恒星的引力， 恒星必然像爱丁顿说的那样，“继续地辐射下去，收缩下去，我想，它会一直辐射收缩到几千米的半径，那时引力会变得很强大，足以平息这些辐射，而恒星也最终找到了安宁。”

如果不是中子星，恒星的命运可能会是这样的。假如茨维基是对的，中子星能够存在，那么它们一定会像白矮星，不过内部压力是中子而不是电子产生的。这意味着在图5.3中应该有一条类似于白矮星曲线的中子星曲线，但周长（标在水平轴上）大约是几百千米，而不是几万千米。在中子星曲线上，中子压力完全与引力相平衡，所以中子星会永远留在那儿。

假定中子星曲线在图5.3中向上延伸到更大的质量，就是说，假定它像图中的曲线B那样，那么，天狼星死亡时不会生成黑洞。相反，它会收缩到中子星曲线，然后就不再收缩了。如果还要收缩（就是说，向中子星曲线的左端移动，进入阴影区），它内部的中子将反抗挤压，产生巨大的压力（部分是因为简并，即“幽闭”，部分是核力）；压力很大，足以超过引力从而使星体向外扩张，回到中子星曲线。如果星体想扩张到白区，中子的压力将降低，又让引力占上风，将星体挤压回来。这样，天狼星没有别的选择，只好停在中子星曲线上，永远留在那儿，慢慢冷却下来，成为一颗致密、冰冷而黑暗的中子星。

假定中子星曲线不向上延伸到更大的质量，而是像假想曲线A那样弯曲。这意味着任意中子星都存在一个极大质量，类似于白矮星的1.4个太阳质量的钱德拉塞卡极限。对中子星来说，也像白矮星的情形一样，极大质量的存在预示着一个极其重要的事实：在质量超过极大值的恒星内，引力将完全超越中子的压力。于是，当这么大质量的恒星死亡时，它要么放出足够多的质量而低于极大值，要么在引力作用下无情地收缩下去，通过中子星曲线，然后——假如除了白矮星、中子星和黑洞以外，没有其他可能的星体归宿——它会一直收缩下去，形成一个黑洞。

因此，中心问题，也就是关系着大质量恒星的最终命运的问题是，一个中子星能有多大质量，如果可以很大，大于任何正常星体，那么黑洞就不可能在真实宇宙中形成。如果中子星有一个极大的可能质量，而那个极大质量又不是太大，那么黑洞是会形成的——除非还有什么别的在30年代未曾想到过的恒星归宿。

现在看来，这条推理路线那么明显，但茨维基没走上来，钱德拉塞卡没走上来，爱丁顿也没走上来，真是令人奇怪。不过，就算茨维基走上来了，也不会走得太远，他对核物理和相对论了解得太少，不可能发现物理学定律是否为中子星安排了质量极限。然而，在加州理工学院真有两位懂物理的人，他们能推导中子星的质量：一个是托尔曼（Richard Chace Tolman），他从化学家变成物理学家，写过一本题为《相对论、热力学和宇宙学》的经典教科书；另一个是奥本海默（J.Robert Oppenheimer），他后来将领导美国发展原子弹。

但是，托尔曼和奥本海默对茨维基的中子星一点兴趣也没有，直到1938年他们才注意到它，那年，中子星的思想发表了（名字稍有不同，叫中子核），作者是另一个人，他不像茨维基那样不太讨人喜欢，而是大家尊敬的莫斯科的朗道（Lev Davidovich Landau）。

朗道

朗道关于中子核的文章实际上是一篇求助的呼唤。 那时，斯大林的清洗运动席卷整个苏联，朗道很危险。他希望以他的中子核思想在报纸上激起大波，这样可能会使他免遭逮捕和死亡，但关于这点，托尔曼和奥本海默一无所知。

朗道的危险来自他过去与西方科学家的接触。

俄国革命不久，科学成了新共产党领导人特别关注的目标。列宁促使在1919年的布尔什维克党第八次会议上通过一项决议，免除了对科学家的意识形态纯洁性的要求：“工业和经济发展的问题需要立刻广泛地发挥我们从资本主义那里得来的科学和技术专家们的作用，尽管他们难免沾染些资产阶级的思想和作风。”特别令苏维埃科学领导者们关心的是苏联理论物理学的可怜状况，所以，托共产党和政府的福，苏联最有才华和希望的年轻理论家们来到列宁格勒（圣彼德堡）读了几年研究生，完成相当于博士学位的课程后，被送到西欧作一两年的博士后研究。

为什么要读博士后呢？因为到20年代，物理学已经太复杂了，博士水平的培养不能满足精通的需要。为了在全世界促进更高的培养，一个博士后奖学金体系就建立起来了，主要靠洛克菲勒基金的资助（来自资本主义石油企业的好处）。任何人，即使是热情的苏联马克思主义者，都能竞争奖学金，获奖者就被称为“博士后研究生”或简称“博士后”。

为什么到西欧去读博士后呢？因为在20年代，西欧是理论物理学的圣地，几乎是每一个世界知名的理论物理学家的故乡。苏联的领导者们为了显示他们的恩赐，要把西方的理论物理灌输到苏联，没有别的选择，只好将他们年轻的理论家送到那儿去培养，也顾不上精神污染的危险了。

在经历过到列宁格勒，然后去西欧，然后回苏联的年轻苏维埃理论家中，朗道在物理学界是最有影响的。他1908年出生在一个小康的犹太家庭（父亲是里海之滨巴库的石油工程师），他16岁进列宁格勒大学，19岁本科毕业。在列宁格勒技术物理学院只读了两年的研究生，他就完成了相当于博士学位的学习，然后来到西欧。在1929～1930年的18个月里，他走遍了瑞士、德国、丹麦、英国、比利时和荷兰的大理论物理学中心。

德国出生的皮尔斯（Rudolph Peierls）是朗道在苏黎世的博士后同学，他后来回忆说，“我还清晰记得朗道1929年在苏黎世出现在泡利的系里时，给我们留下的深刻印象。……没过多久就能发现他对现代物理学的深刻认识和他解决基础问题的技巧。他很少详细阅读理论物理学的论文，只是大概看看，问题是否有趣，如果有趣，作者的方法是什么。然后他开始自己计算，如果答案和作者的一致，他就赞同这篇文章。” 皮尔斯和朗道成了最要好的朋友。

朗道高而瘦，对别人、对自己都很严厉。他很失望自己晚生了几年。他认为，物理学的黄金年代是1925～1927年，那时德布罗意、薛定谔、海森伯、玻尔等人正在开创新的量子力学。如果生得早些，他朗道也能加入其间了。“所有的漂亮女孩儿都被抢走跟人结婚了，所有好的物理问题都被解决了。我实在不喜欢剩下的那些东西。” 1929年，他在柏林曾这样失望地抱怨。但是，实际上，量子力学和相对论的结果的探索才刚刚开始，那些结果也会带来惊奇：原子核的结构、核能、黑洞和它们的蒸发、超流、超导、晶体管、激光以及磁共振图像等，这只不过是几个例子。朗道虽然悲观，但他将成为探寻这些结果的核心人物。

朗道是一个热情的马克思主义者和爱国者，1931年一回到列宁格勒，他就决心集中精力向苏联输入现代理论物理学，在后面的章节我们会看到，他取得了巨大的成功。

朗道回国不久，斯大林的铁幕降下来，再去西方几乎不可能了。据朗道在列宁格勒的同学盖莫夫（George Gamow）后来回忆，“俄国科学现在成了与资本主义世界斗争的武器。跟希特勒将科学和艺术分为犹太的和亚利安的一样，斯大林发明了资产阶级科学和无产阶级科学的名词。俄国科学家同资本主义国家科学家‘友好’……成了一种犯罪。”

政治气候从恶劣走向恐怖。1936年，在强迫农业合作化过程中杀害了六七百万农民和富农（土地所有者）的斯大林，开始了对全国政界和知识界领导人长达7年的清洗，现在称这场清洗为大恐怖。清洗处决了几乎所有原列宁的政治局成员。苏维埃军队的最高指挥官们，71名共产党中央委员会委员中的50名，大多数的驻外使节以及非俄罗斯联邦的总理和高级官员，都在清洗中被处决或者被迫消失，永远不再出现。据保守估计，大约700万人被抓进监狱，250万人死亡——其中一半是知识分子，包括大批科学家和一些研究群体。苏联的生物学、遗传学和农业科学被毁了。

1937年下半年，朗道（他现在是莫斯科理论物理学研究的领导者）感到清洗的恶浪正向他逼近。他在惶恐中寻求保护，一个可能的办法是，让公众都来注意他这个知名的科学家，于是他在他的科学思想中找一个可能在西方和东方都激起巨澜的东西。他选的是从30年代就开始思考的一个思想：像太阳那样的“正常”恒星，可能会在中心拥有中子星——朗道称它们是中子核。

朗道是这样想的：太阳和其他正常恒星通过（热产生的）热压力来抵抗引力而维持自身。太阳向空间辐射热和光时，必然要冷却、收缩，在大约3000万年的时间里慢慢死亡——除非它有什么办法补充失去的热量。在20年代和30年代，有令人信服的证据表明，地球在10亿年或更长的时期内保持着大致相同的温度，所以太阳也一定通过某种方式补充它的热量。爱丁顿等人已经在20年代提出（对的），新的热量可能来自核反应，在反应中，一类原子核转变成另一类原子核——现在我们称它为核燃烧或核聚变， 见卡片5.3。不过，到1937年，核燃烧的细节还了解太少，物理学家不知道它是否能够这样。朗道的中子核提供了一个很诱人的可能。

茨维基曾想象，在正常星坍缩成中子星时释放的能量为超新星提供了动力，同样，朗道也能想象，太阳或其他正常恒星也是通过它们的原子一个个被中子核捕获时释放的能量来补充动力的（图5.4）。

卡片5.3

核燃烧（聚变）与普通燃烧的对比

普通的燃烧是一种化学反应。在化学反应中，原子结合成分子，在分子中共享彼此的电子云，电子云将分子维系在一起；核燃烧是一种核反应。在核反应中，原子核聚在一起（核聚变）形成质量更大的核。核力维系着这个更大质量的核。

下图是普通燃烧的一个例子：氢燃烧生成水（一种通过燃烧提供爆发性动力的形式，常用来作为火箭的动力，送卫星上天）。两个氢原子和一个氧原子结合形成一个水分子。在水分子中，氢氧原子分享彼此的电子云，但它们的核还是独立的。

下图是核燃烧的例子：氘（“重氢”）核与普通氢核聚合形成氦-3核，我们现在知道，这种核聚变反应是太阳和其他恒星的动力，也是氢弹的动力（第6章），氘核包含一个中子和一个质子，由核力束缚在一起；氢核只含有一个质子；聚变生成的氦-3核包含一个中子和两个质子。

原子被中子核捕获很像一块石头从很高的地方落到水泥板上：引力将石块拉下来，使它获得很高的速度，当它打在水泥板上时，巨大的动能（运动的能量）会使它摔得粉碎。同样，朗道认为，中子核上的引力能使塌陷的原子达到很高的速度。当这些原子落进核时，会碎裂开来，动能（相当于总质量的10%）将转化为热量。在这样的图景中，太阳的最终热量来源是中子核的强大引力；而对于茨维基的超新星，核的引力在塌陷原子的质量转化为热量的过程中只有10%的作用。

与中子核捕获原子（图5.4）相比，核燃料的燃烧（卡片5.3）只能将百分之零点几的燃料质量转化为热量。换句话说，爱丁顿的热源（核能）大约比朗道的热源（引力能）小30倍。

朗道在1931年实际上发现了他的中子核思想的更原始的形式。但是，那时还没有发现中子，原子核也还是个谜，所以，在他1931年的模型里，核捕获原子释放能量是通过一个完全假想的过程，而过程的基础（错的）在于怀疑量子力学定律在原子核问题上可能会失败。 现在中子发现5年了，原子核的性质也开始为人们所认识，朗道可以让他的思想更精确更服人了。把它向世界提出来，在大众中激起波澜，他也许能够躲过斯大林大清洗的浪头。

1937年下半年，朗道写了篇稿子讲他的中子核思想； 为保证它能受到尽可能多的注意，他采取了一系列非常的措施：他把稿子交给苏联的Doklady Akademii Nauk（《苏联科学院报告》）发表，同时将英文稿寄给哥本哈根的玻尔——也就是钱德拉塞卡受爱丁顿攻击时曾求助过的那位西方著名物理学家（玻尔作为苏联科学院荣誉院士，即使在大恐怖年代，也多少还能为苏联当局所接受）。同稿子一起，朗道还给玻尔写了下面的信：

亲爱的玻尔先生！

我随信给您寄来一篇我写的关于星体能量的文章。如果您认为它还有点儿物理意义，请您把它交给《自然》。如果您不嫌太麻烦，我会乐意听听您对这个工作的意见。

万分感谢。

您的，L.朗道

1937年11月5日，莫斯科

（《自然》是英国科学杂志，及时发表一切科学领域的发现，也是世界各类科学期刊中发行量最大的杂志之一。）

朗道有个身居高位的朋友——他一听到玻尔认可了他的文章并交给了《自然》，就让《消息报》（苏联最有影响的两家报纸之一，是由苏联政府管理并代表政府的报纸）编辑部给玻尔发了一封电报。电报是1937年11月16日发出的：

请告知您对朗道教授工作的意见。电告您的简单结论。

《消息报》编辑部

玻尔显然对这个要求感到疑惑和忧虑，当天就从哥本哈根回了信：

朗道教授关于大质量恒星的中子核的新思想是很杰出而大有希望的。我会很高兴地对它和朗道的多个其他研究发表一个简短的评价。请更详细地告诉我，为什么要我的意见。

玻尔

《消息报》编辑部回答说，他们想把玻尔的意见在报上发表。11月23日，他们真那么做了，那是一篇讲述朗道的思想并给予高度赞扬的文章：

朗道教授的工作在苏联科学家中间激起了极大的兴趣，他大胆的思想为天体物理学中最重要的过程之一带来了新的生命。有充分的理由认为，朗道的新假说将被证明是正确的，它将为天体物理学中的一大堆尚未解决的问题带来答案。……尼尔斯·玻尔对这位苏联科学家[朗道]的工作作了极高的补充评价，说“L.朗道的新思想是很杰出而大有希望的。”

这场运动还是没能挽救朗道。1938年4月28日清晨，他寓所的门响了，未婚妻科娜在门里震惊地看到他被一辆黑色官方轿车带走了。许多人遭遇的命运现在也降临到了朗道的头上。

轿车将朗道带到莫斯科最臭名昭著的政治监狱——布提斯卡雅。人家告诉他，他的德国间谍活动已经暴露了，他得为此付出代价。滑稽的罪名是无关紧要的（朗道，一个犹太人，热情的马克思主义者，为纳粹德国做间谍？），实际上那时几乎所有的罪名都是可笑的。在斯大林的俄国，很少有人知道被抓进监狱的真正原因——不过，关于朗道的案子，在最近公开的克格勃文件中可以找到一点儿线索： 他在与同事的谈话中，批评过共产党和苏联政府的科研组织方式和大恐怖引发的1936～1937年的大逮捕。这些批评被认为是“反苏联行为”，很容易让人进监狱。

朗道很幸运，他在狱中只待了一年就活着出来了——这是少有的。他在1939年4月被释放，卡皮查（Pyotr Kapitsa）救了他。卡皮查是30年代苏联最著名的实验物理学家，他直接向莫洛托夫和斯大林说明了理由：朗道，而且在苏联所有的理论物理学家中，只有朗道有能力解开超流出现之谜。 [超流是在卡皮查实验室发现的，英国剑桥的阿伦（J.F.Allen）和米斯纳（A.D.Misener）也独立发现了。如果苏联科学家能解释这个现象，就能双倍地向世界证明苏联科学的能力。]

朗道从监狱出来，憔悴不堪，病情严重。终于，他在身心恢复后，用量子力学定律解开了超流之谜，赢得了诺贝尔奖。但他的精神崩溃了，再也经受不住来自政治集团的哪怕一点点精神压力。

奥本海默

在加利福尼亚，奥本海默照习惯仔细读了朗道发表的每一篇文章。于是，朗道发表在1938年2月19日《自然》杂志上的关于中子核的文章立刻就引起了他的注意。茨维基提出的中子星为超新星提供能源的思想，在奥本海默看来，是容易破碎的幻想，而朗道提出的为正常恒星提供能源的中子核则值得认真考虑。也许，太阳真有这样的核？奥本海默发誓要把它弄清楚。

奥本海默的研究风格与我们迄今为止在本书遇到的任何一个人都不同。巴德和茨维基一起工作，是平等的伙伴，两人的才能和知识互为补充；钱德拉塞卡和爱因斯坦喜欢一个人做研究；而奥本海默热情洋溢，身边总簇拥着一大群学生。爱因斯坦曾为教学感到痛苦，而奥本海默却是在讲课中成长起来的。

跟朗道一样，奥本海默也到过西欧理论物理学圣地学习；跟朗道一样，奥本海默一回家，就着手把从欧洲学来的理论物理学传给他的祖国。

回到美国时，奥本海默赢得了巨大的荣誉，包括哈佛和加州理工在内的十所美国大学和两所欧洲大学都为他提供了教授的职位。这些邀请中，有一个来自在伯克利的加利福尼亚大学，那儿根本没有理论物理。奥本海默后来回忆，“我访问了伯克利，我想我应该去那儿，因为那儿是荒漠。”他在伯克利能开创一些完全属于他个人的东西。不过，奥本海默同时接受了伯克利和加州理工的邀请，因为他怕在学术上孤独。秋天和冬天他在伯克利，春天在加州理工学院。“我保持着与加州理工的联系……如果我偏离基础太远了，那儿能让我走回来；我还能从那儿学到一些在发表的文献里可能反映得不够充分的东西。”

奥本海默刚当老师时，对学生太严厉，太没有耐心，太傲慢。他不了解学生知道多少，也不愿让自己适应他们的水平。1930年春，他在加州理工学院的头一课真是讲绝了——论证有力，语言优美，见解深远。课讲完了，人都走了，托尔曼（这位从化学家来的物理学家现在是他的亲密朋友）跟在身后，让他回到现实：“好的，罗伯特，”他说，“讲得太好了，但我一个该死的词儿也没听懂。”

然而，奥本海默很快就会讲课了。一年中，研究生和博士后从美国各地聚到伯克利来跟他学物理。几年内，他就让伯克利成为在美国理论物理学博士后看来比欧洲更有吸引力的地方。

奥本海默的一个博士后塞伯（Robert Serber）后来讲述了跟他工作的感受：“奥比（伯克利的学生都这么叫他）反应快，很急躁，讲话刻薄，刚当老师的时候，听说他对学生很严厉，但经过5年后，他成熟了（愿他早年的学生也相信这一点）。他的[量子力学]课能激发人的灵感，也是一个教育成果。他让学生感到物理学的逻辑结构那么美妙，物理学的发展那么激动人心。这门课几乎每个人都听过不止一次，奥比有时劝学生不要来听第三次、第四次，但劝不住……

“奥比同他的研究生们的合作方式也是前所未有的。他的小组由8～10名研究生和六七名博士后组成。每天他在办公室同小组见一面。会见前，组员们陆续进来，在桌旁和墙边坐下。奥比走进来，逐个地同他们讨论研究问题的状况，别的人在旁听着，发表意见。所有的人都面对着广泛的问题。奥本海默对什么事情都感兴趣，一个题目接着一个题目地来，彼此依存。下午，他们可能讨论电动力学、宇宙线、天体物理和核物理。”

每年春天，奥本海默把书和论文塞进他的敞篷车里，后面坐上几个学生，开到帕萨迪纳。塞伯说，“放弃我们在伯克利的房子和公寓是无所谓的，我们相信在帕萨迪纳可以找到一个月租金25美元的花园房子。”

针对每个令他感兴趣的问题，奥本海默都会选一个学生或博士后去研究它的细节。对朗道的问题，中子核能否维持太阳的热量，他选择了塞伯。

奥本海默和塞伯很快发现，假如太阳的中心有中子核，假如核的质量占太阳质量的大部分，那么核的强大引力将紧紧地抓住太阳的外层物质，使太阳周长远远小于实际的长度。于是，朗道的中子核思想只有在核的质量远远小于太阳质量时才能成立。

“中子核的质量能有多小？”奥本海默和塞伯被迫这样问自己。“中子核可能的极小值是什么？”注意，这个问题是与黑洞存在的决定性问题相反的：为知道黑洞是否能够形成，我们需要知道一颗中子星的最大可能质量（上面图5.3）。奥本海默还一点儿也没看到极大质量问题的重要性，但他现在知道，对朗道的思想来说，中子核的极小质量是关键的。

朗道在文章里也知道中子核极小质量的重要，还用物理学定律估算过。奥本海默和塞伯仔细审查了朗道的估计。他们看到，朗道恰当地考虑了核内部和附近引力的吸引，这是对的；他考虑了核的中子的简并压力（当中子被挤压到一个小空间内时由中子的幽闭运动产生的压力），也是对的；但是，他没有考虑中子彼此之间的核力，这就错了。那种力当时也还没有完全明白，不过对奥本海默和塞伯来说，已经足以得到一个可能的结论（不是绝对确定，只是可能）：中子核的质量不可能小于1/10太阳质量。假如自然生成了比这还轻的中子核，它的引力还不够维持自己，压力将使它爆炸。

乍看起来，这并不排除太阳拥有一个中子核。毕竟，奥本海默和塞伯估计允许的1/10个太阳质量的核太小了，可能会藏在太阳内部而不会对它的表面性质产生太多的影响（不会影响我们看见的事情）。但是，进一步计算核的引力与周围气体压力间的平衡，他们发现核的效应是藏不住的：核外包着一层白矮星型的物质壳，差不多跟太阳一样重，壳外却只有很少的正常气体，太阳将一点儿也不像我们现在看见的样子。所以，太阳不可能有中子核，维持太阳热量的能源一定来自别的地方。

那是哪儿呢？当奥本海默和塞伯在伯克利计算的时候，纽约绮色佳康奈尔大学的贝特（Hans Bethe）和乔治·华盛顿大学的克里奇菲尔德（Charles Critchfield）正在用新发现的核物理学定律来详细说明核燃烧（原子核聚变，卡片5.3）能够维持太阳和其他恒星的热量。爱丁顿对了，朗道错了——至少对太阳和大多数恒星来说是这样的。（90年代初，有些巨星看来也许就在用朗道的机制。 ）

奥本海默和塞伯一点儿也不知道朗道的文章是他在绝望中写来躲避监狱和可能的死亡的，所以，在1938年9月1日，朗道正在布提斯卡雅监狱受折磨的时候，他们向《物理学评论》投了一篇批评他的文章。因为朗道是大物理学家，足以激起人们的热情，所以他们直截了当地说：“[我们根据]朗道的估计……导出[中子核的]0.001个太阳质量的[极小]极限质量。这个数似乎是错的。……通常假定的自旋交换类型的[核力]否定了质量与太阳相当的恒星会存在[中子]核。”

朗道的中子核与茨维基的中子星实际上是同一种东西。中子核不过正好是以某种方式处在正常恒星内部的中子星。在奥本海默看来，这一定是很清楚的，他现在开始考虑中子星了，当然也得无情面对茨维基本该解决却没能解决的问题：严格地说，大质量恒星在耗尽（据贝特和克里奇菲尔德的观点）维持其热量的核燃料后，会遭遇什么样的命运？它们会留下哪种遗骸呢：白矮星？中子星？黑洞？还是别的什么？

钱德拉塞卡的计算已经不容置疑地证明，质量小于1.4个太阳的恒星一定会变成白矮星。茨维基在大胆地猜想，至少某些质量大于1.4个太阳的恒星会坍缩形成中子星，并在此过程中产生超新星。茨维基能是正确的吗？是不是所有大质量恒星都像这样死亡，从而使宇宙远离黑洞？

奥本海默作为理论家的一大本领是能正确认识复杂的问题，能剥去它的复杂性，发现左右它的核心。几年后，他成为美国原子弹计划的领导人时，这种才能将卓越地发挥出来。现在，面对恒星的死亡，他感到忽略茨维基所宣扬的所有复杂的东西——如恒星坍缩的细节，正常物质向中子物质的转化，巨大能量的释放以及超新星和宇宙线的可能动力，这些都与恒星的最终命运无关。惟一相关的事情是中子星所能有的最大质量。假如中子星能有任意大的质量（上面图5.3中的曲线B），那么黑洞永远不会形成。假如中子星的质量有一个可能的极大值（图5.3曲线A），那么质量大于极大值的恒星可能在死亡时形成黑洞。

极大质量的问题已经完全清楚地提出来了，奥本海默还是跟平常的作风一样，和学生一道开始明确地、有条不紊地去解决它——这回跟他的年轻人叫沃尔科夫（George Volkoff）。奥本海默和沃尔科夫寻找中子星质量的经过和奥本海默在加州理工学院的朋友托尔曼的重要贡献，见卡片5.4。这个故事讲述了奥本海默的研究方法和物理学家采取的几个策略。那时，关于决定他们正在研究的现象的定律，他们知道一些，但不是全部。在这里，奥本海默知道量子力学和广义相对论，但不论他还是任何别的人都不太了解核力。

尽管核力知识贫乏，奥本海默和沃尔科夫还是能够不容争辩地说明（卡片5.4），中子星有一个极大质量，它介于半个和几个太阳质量之间。

又经过50年的努力，到90年代，我们知道奥本海默和沃尔科夫是正确的；中子星的确有一个极大允许质量，现在知道它在1.5到3个太阳质量之间， 与他们的大致估计是一样的。另外，自1967年以来，天文学家已发现了几百颗中子星，还高精度地测量了其中几个的质量，测得的质量都接近1.4个太阳质量，为什么呢？我们不知道。

卡片5.4

奥本海默、沃尔科夫和托尔曼的故事：寻找中子星质量

在进行复杂性分析时，为帮助确定自己的方向，可以从较粗的“数量级”计算开始，这种计算只精确到一个因子，例如，10。奥本海默很熟悉这种经验方法，他先就是通过几页篇幅的粗略计算来看中子星是否能有一个极大质量。结果很诱人：他对任意中子星得到了6个太阳质量的极限。如果详细计算得到相同结果，奥本海默就可以下结论了：当恒星质量大于6个太阳时，黑洞就可能形成。

“详细计算”是说，为假想的中子星选一个质量，然后看在这个质量下恒星内的压力是否能与引力平衡。假如平衡可以达到，那么中子星就可以有这样的质量。这需要选一个个的质量，每次都寻求压力与引力间的平衡。这件事比看起来要艰难得多，因为压力与引力在星体内部必须处处平衡。不过，钱德拉塞卡在分析白矮星的时候就已经走过这条路了（分析是在爱丁顿的关照下，用爱丁顿的布伦瑞克计算器实现的，见第4章）。

奥本海默也能像钱德拉塞卡计算白矮星那样计算他的中子星，但必须先做两个关键的修改：第一，在白矮星，压力是电子产生的，而在中子星，压力由中子产生，所以物态方程（压力与密度的关系）将不相同；第二，在白矮星，引力较弱，用牛顿定律和爱因斯坦广义相对论都能很好地描述，两种描述会得到几乎完全一样的预言，所以钱德拉塞卡选择了简单的牛顿描述；反过来，在中子星，因为周长很小，引力太强，牛顿定律可能带来严重误差，所以，奥本海默只得用爱因斯坦的广义相对论定律来描述引力。 除了这两点变化——新的物态方程（用中子压力代替电子压力）和新的引力描述（用爱因斯坦的取代牛顿的）——奥本海默的计算与钱德拉塞卡的一样。

走到这里，奥本海默觉得可以把计算的细节交给学生了。他选择了沃尔科夫，一个来自多伦多的年轻人，是1924年从俄国移民来的。

奥本海默向沃尔科夫解释了这个问题，告诉他，需要的引力的数学描述在托尔曼写的教科书《相对论、热力学和宇宙学》里。不过中子压力的状态方程更难一些，因为压力会受核力的影响（中子通过它相互推拉）。尽管在原子核内的密度下，我们对核力已有了很好的认识，但在大质量中子星深处中子可能面临的密度下，我们的认识还很贫乏。物理学家甚至不知道，在这种密度下核力是吸引的还是排斥的（中子是相互推还是拉），所以也就没有办法知道，核力是增大压力还是减小压力。但奥本海默有对付这些未知事情的办法。

奥本海默建议沃尔科夫先假定核力不存在，那么压力将是我们很好地认识了的那一类，就是中子简并压力（由中子的“幽闭”运动产生的力）。平衡中子简并压力与引力，然后根据平衡计算中子星在没有任何核力的宇宙中可能具有的结构和质量。然后，在核力以这样或那样方式作用的真实宇宙中，估计星体的结构和质量会如何变化。

在这么好的指引下，不会再有迷失了。沃尔科夫每天同奥本海默讨论，加上托尔曼教科书的帮助，他只用几天就导出了中子星内部引力的广义相对论描述，也只用几天就将大家熟知的简并电子压力的状态方程转化成了简并中子压力的状态方程。平衡压力与引力，沃尔科夫得到一个复杂的微分方程，它的解将告诉他星体的内部结构。这时，他被困住了。沃尔科夫竭尽全力也解不了他的微分方程，得不到星体结构的公式；他只好像钱德拉塞卡计算白矮星那样数值求解他的方程。1934年，钱德拉塞卡曾在爱丁顿的布伦瑞克计算器上敲了好多天的键钮来计算类似的白矮星结构，同样，沃尔科夫在1938年11月到12月间的大部分时间也费在马尔琴特（Marchant）计算器的键钮上了。

沃尔科夫在伯克利埋头计算时，帕萨迪纳的托尔曼正在采取不同的策略：他更喜欢用公式而不是计算器的数字来表达恒星的结构。一个公式可以表现包含在许许多多数表里的信息。如果他得到了正确公式，它会同时包含1个太阳、2个太阳、5个太阳质量——以至任意质量的恒星的结构。但托尔曼凭他卓越的数学技巧，也没能用公式解决沃尔科夫的方程。

“另一方面”，托尔曼大概会跟自己争论，“我们知道沃尔科夫用的并不真的是那个正确的物态方程。沃尔科夫忽略了核力；因为我们不知道那个力在高密度下的情况，所以也就不知道正确的物态方程。那么让我来问一个与沃尔科夫不同的问题：中子星的质量如何依赖于物态方程呢？假定物态方程很‘硬’，就是说，它给出特别高的压力，我要问，在这种情况下中子星的质量有多大？接下来，我假定物态方程很‘软’，就是说，它给出特别低的压力，那么这个时候中子星质量又如何呢？在每种情况下，我都将假想的物态方程调整到我能用公式解沃尔科夫微分方程的形式。尽管我用的物态方程几乎肯定不会是正确的，但我的计算还是能够一般性地告诉我，当自然选择了硬物态方程时，中子星质量可能是多大；当自然选择了软方程时，它又可能是多大。”

10月19日，托尔曼给奥本海默发了封长信，讲了他根据几个假想物态方程导出的星体结构公式和中子星质量。大约一个星期后，奥本海默驱车来到帕萨迪纳，同托尔曼就这个问题讨论了几天。11月9日，托尔曼又给奥本海默写了封长信，公式更多了。 同时，沃尔科夫还在他的马尔琴特键钮上敲打。12月初，他算完了。他得到了质量为0.3，0.6，0.7个太阳质量的中子星的数值模型，发现如果我们的宇宙中没有核力，那么中子星将总是低于0.7个太阳质量。

太奇怪了！奥本海默在沃尔科夫计算前的粗略估计是6个太阳质量。为了阻止大质量恒星成为黑洞，详细计算本应将极大质量推到100个或更多的太阳质量，相反，它却把质量降下来了——只有0.7个太阳质量。

托尔曼来到伯克利了解详情。50年后，沃尔科夫高兴地回忆了当时的情景：“我记得自己很怕向奥本海默和托尔曼解释我做的事情。我们坐在伯克利旧教工俱乐部的草地上。在高高的大树下的茵茵绿草间是令人尊敬的两位先生，还有我这位刚读完博士的研究生，要向他们解释我的计算。”

既然已经知道了没有核力的理想宇宙的中子星的质量，奥本海默和沃尔科夫现在可以估计核力的影响了。托尔曼为不同假想物态方程仔细求解的公式将在这儿发挥作用。从托尔曼的公式可以大概看到，如果核力是排斥的，从而物态方程比沃尔科夫用过的“硬”，星体结构将如何改变；如果核力是吸引的，从而物态方程更“软”，它又将如何。在可信的核力范围内，这些变化都不大。托尔曼、奥本海默和沃尔科夫最后认为，中子星还是必须有一个极大质量，处在大约半个到几个太阳质量之间。

奥本海默和沃尔科夫的结论不会令爱丁顿和爱因斯坦那些诅咒黑洞的人满意。如果人们最终相信了钱德拉塞卡（在1938年，大多数天文学家都逐步理解他了），相信了奥本海默和沃尔科夫（那时反驳他们也不容易），那么，不论白矮星还是中子星，它们那样的墓穴都不能埋葬大质量的恒星。还有别的可信的方式让大质量恒星避免死于黑洞吗？是的，有两条。

第一，所有大质量恒星都可能在成长中释放大量的物质（例如，通过强大的风吹散星球表面，或者通过核爆炸），从而将质量减小到1.4个太阳质量以下，进入白矮星的墓穴；或者（假如谁相信茨维基的机制，不过很少有人相信），它们会在超新星爆发中释放物质，将质量减到大约1个太阳质量以下，然后终结在中子星墓穴里。从40年代到50年代直到60年代初，大多数天文学家——假如他们都考虑这个问题——都相信这一点。

第二，除白矮星、中子星和黑洞墓穴外，可能还存在着大质量恒星的第四种墓穴，是30年代还没认识到的。例如，我们可以想象图5.3的一个墓穴，周长在中子星和白矮星之间——几百或1 000千米。大质量恒星可能在变得更小而形成中子星或黑洞之前就在这种墓穴停止了收缩。

假如没有第二次世界大战和后来冷战的干扰，奥本海默和他的学生们或别的人，很可能在40年代考察这种墓穴，他们将严格地证明，不存在这第四种墓穴。

然而，第二次世界大战爆发了，它耗尽了几乎全世界所有理论物理学家的精力。接着，战后的氢弹紧急计划进一步耽误了物理学家回到正常生活中来（见下一章）。

最后，50年代中期，两个物理学家从各自的氢弹研究中脱颖而出，来到奥本海默和他的学生们离开了的地方。他们是美国普林斯顿大学的惠勒（John Archibald Wheeler）和莫斯科应用数学研究所的泽尔多维奇（Yakov Borisovich Zel’dovich）——两位杰出的物理学家，将成为本书后面的主角。

惠勒

1956年3月，惠勒花了几天时间研究钱德拉塞卡、朗道以及奥本海默和沃尔科夫的文章，他在这儿发现了值得深入探索的奥秘。 质量大于1.4个太阳的恒星死亡时只能形成黑洞，而没有别的选择，这能是真的吗？不久后，惠勒写道，“在广义相对论关于宇宙的结构和演化的所有结果中，大质量物体的命运问题是最具挑战性的。”他决心去完成钱德拉塞卡、奧本海默和沃尔科夫开创的星体墓穴的探索。

惠勒为了把他的使命表达得更准确，仔细描述了构成冷星和死星的那一类物质，称它为热核演化终点的物质，因为热核一词在为星体的核燃烧和氢弹提供动力的聚合反应中已经用得很普遍了。这类物质是绝对冷的，已经燃尽了核燃料，不会有什么办法通过任何类型的核反应从它的核内得到更多的能量。因为这个理由，本书将用冷死物质来代替“热核演化终点的物质”。

惠勒为自己设的目标是认识所有能用冷死物质构造的物体，这将包括像铁球那样的小物体，像由铁构成的冷死行星那样的较重物体以及其他更重的物体，如白矮星、中子星和别的物理学定律允许的任意类型的冷死物体。惠勒想要一个冷死事物的综合编目。

惠勒的工作模式同奥本海默一样，身边围着一帮学生和博士后。他让他们中的一个来自犹他州的虔诚摩门教徒哈里森（B.Kent Harrison）来解决具体的冷死物质状态方程。这个物态方程将描述这类物质的压力在密度越来越高时会如何增加——或者等价地说，它的压缩阻抗如何随密度的增长而变化。

惠勒为哈里森计算冷死物质的状态方程准备了足够的指导，因为在决定物质结构的物理学定律（量子力学定律和核物理定律）的领域内，他跻身于世界最伟大的专家行列之中。在过去的20年里，他发展了描述原子核行为的强有力的数学模型；他同玻尔一道发现了核裂变（像铀、钚那样的重原子的分裂，这是原子弹的基础）；他还曾是设计美国氢弹的一个小组的领导人（第6章）。 凭着这些经历，惠勒指引哈里森在错综复杂的问题中穿行。

他们关于冷死物质状态方程的分析结果，我们在卡片5.5中讨论说明。在白矮星密度方面，它与钱德拉塞卡研究白矮星时用的物态方程是一样的（第4章）；在中子星密度方面，它与奥本海默和沃尔科夫用过的相同（卡片5.4）；密度在白矮星以下以及在白矮星和中子星之间时，方程是全新的。

掌握了冷死物质的状态方程后，惠勒请来自日本的博士后若野正巳（Masami Wakano）去做一件沃尔科夫为中子星和钱德拉塞卡为白矮星做过的事情：将物态方程与广义相对论方程结合起来，描述星体内部引力与压力的平衡；根据这样的结合导出描述星体结构的微分方程；然后数值求解这个微分方程。数值计算将给出所有冷死星体的内部结构情况，而最重要的是能给出星体的质量。

30年代，为了计算一个星体的结构（星体内部密度、压力和引力的分布），钱德拉塞卡和沃尔科夫在剑桥和伯克利的计算器上敲打了好多天。50年代就大不一样了。普林斯顿有世界上第一台数字计算机，MANIAC——在普林斯顿高等研究院的一间满是真空管和电缆的屋子里，这原是为氢弹设计建造的。有了MANIAC，若野用不了一个小时就能解决一颗星的结构。

卡片5.5

冷死物质状态的哈里森—惠勒方程

下面的图表示了哈里森—惠勒物态方程。水平画的是物质密度，竖直画的是它的压缩阻抗（或绝热指数，物理学家喜欢这么叫它）——1个百分点的密度增长所对应的压力增长的百分数。曲线上的格子说明物质在从低密度压缩到高密度时在微观上发生的事情。格子的大小写在顶部（以厘米为单位）。

在正常密度下（图的左边），冷死物质由铁构成。如果物质的原子核比铁重，它会通过分裂释放能量而变成铁（核裂变，与在原子弹中发生的事情一样）。如果核比铁轻，它们会通过结合释放能量而变成铁（核聚变，与氢弹中发生的事情一样）。物质一旦形成铁，就不再以任何方式释放核能了。物质形成铁核时，核力会比在它们形成其他任何类型的原子核时，将中子和质子束缚得更紧。

在铁从7.6克/厘米3的正常密度压缩到100克/厘米3、再到1000克/厘米3时，它也像岩石那样反抗压缩：每个电子以“幽闭”（简并式的）运动来抵抗相邻原子的电子挤压。阻抗起初很大，但不是因为排斥力特别强，而是因为初始压力在低密度时很低。（回想一下，阻抗是1个百分点的密度增长所伴随的压力增长的百分点。压力很低时，猛烈增长的压力代表着巨大的增长百分点。也就是巨大的“阻抗”。过后，在压力大的高密度下，强烈的压力增长代表着小得多的增长百分点，从而阻抗也小得多。）

起初，冷物质被压缩，电子紧密聚集在铁核周围，形成电子轨道构成的电子云。（每个轨道上实际有两个电子，而不是一个——第4章忽略了这点微妙的不同，但在卡片5.1中简单讨论过了。）随着压缩继续，每个轨道和它的两个电子被逐渐限制在一个越来越小的活动空间，为了反抗这种限制，幽闭的电子变得更像波一样不规则地高速运动（“简并运动”，见第4章）。当密度达到105克/厘米3时，电子的简并运动和它产生的简并压力会变得非常大，完全超过了原子核作用在电子上的电力。电子不再围绕铁核，根本不把它放在眼里。原先还是一块铁的冷死物质，现在成了白矮星的构成材料，物态方程也变成了钱德拉塞卡、安德森和斯托纳在30年代初计算过的那一个（图4.3）：5/3的阻抗光滑地变到4/3，这时候，电子不规则运动的速度接近光速，密度为107克/厘米3。

根据哈里森和惠勒的计算，白矮星物质向中子星物质的转变发生在4×1011克/厘米3的密度。计算表明了转变的几个阶段：第一阶段，电子被挤入原子核，核的质子吞没电子而形成中子。物质从而失去了一些维持压力的电子，压力阻抗突然变小，这导致了物态方程曲线的陡落（见上图）。随着第一阶段的进行，阻抗陡然下降，原子核因中子而越胀越大，也触发了第二阶段：中子开始从核中流出（被挤出来），汇入留在核外的少数电子。流出的中子跟电子一样，凭自己的简并压力对抗着不断的挤压。中子简并压力终止了物态方程的陡落，压力阻抗又重新开始上升。在第三阶段，密度为1012～4×1012克/厘米3，每个因中子而膨胀的核都彻底破裂了，碎成一个个中子，形成奥本海默和沃尔科夫研究过的中子气，以及少数散开的电子和质子。密度从此开始上升，物态方程表现出奥本海默—沃尔科夫中子星的形式（忽略核力时，即图中的虚线；实线考虑了90年代对核力影响的最新认识）。

若野的计算结果见图5.5。本图是冷死物体的严格而最终的分类，它回答了我们在本章前面图5.3的讨论中所提出的所有问题。

在图5.5中，星体周长向右，质量向上。周长和质量处在白区的任何恒星的内部引力都大于其压力，所以引力使星体向左收缩。在阴影区的恒星，压力大于引力，所以压力使星体向右膨胀。只有在白区和阴影区的界线上，引力和压力才相互平衡，因此，这条边界线就是处于压力—引力平衡状态的冷死星曲线。

假如你沿平衡曲线追踪，你会遇到密度越来越高的死“星”。在最低密度（沿图的底线，大部分看不见），这些“星”根本不是什么恒星，不过是由铁构成的冷行星。（当木星最终耗尽内部的热辐射而冷却下来时，也将落在平衡曲线最右端的附近，尽管它大部分是由氢而不是铁构成的。）比行星密度高的地方是钱德拉塞卡的白矮星。

当你到达曲线上白矮星部分的最高点（具有1.4个太阳质量的钱德拉塞卡极限质量的白矮星 ），然后继续向更高密度走，你会遇到不可能自然存在的冷死星，因为它们在收缩和膨胀中是不稳定的（卡片5.6）。从白矮星密度走到中子星密度，这些不稳定平衡星体的质量将减小到大约0.1个太阳质量的极小值，周长为1 000千米，中心密度为3×1013克/厘米3。这是最初的中子星，也就是奥本海默和塞伯研究过的“中子核”，他们曾证明这种核不可能比0.001个太阳质量更小，那是朗道为太阳内核所设想的质量。

卡片5.6

白矮星和中子星之间的不稳定过客

图5.5的平衡曲线上，所有处在白矮星和中子星之间的星体都是不稳定的。例如，中心密度为1013克/厘米3的星体（它的质量和周长在图5.5中标记1013的点上）。在1013这一点，星体是平衡的，它的引力和压力彼此完全平衡。然而，它像立在尖儿上的铅笔一样是不稳定的。

假如某个随机力（例如星际气体落在星体上）将星体轻轻挤了一下，就是说减小了它的周长，使它在图5.5中向左移了一点，进入白区，那么，星体的引力将开始超过压力，把星体引向坍缩；星体坍缩时，会强烈地向左移动，穿过中子星曲线进入阴影区，而中子压力将在这里暴涨，阻止坍缩，把星体表面向外推，使它落回中子星曲线，进入中子星的墓穴。

反过来，假如在1013那点的星体不是被小的随机力向内挤压，而是向外推了一点（例如，某些中子的不规则运动随机增大了），那么它将进入压力超过引力的阴影区；压力会使星体表面爆炸，向外穿过白矮星曲线进入图的白区，在那儿，引力将占上风，把它向内拉回白矮星曲线，进入白矮星的墓穴。

这种不稳定性（1013的星体，收缩一点会坍缩成为中子星；扩张一点会爆炸成白矮星）意味着，在1013的密度上——或者在平衡曲线上标明“不稳定”的区间内，不可能长时间存在什么真实的星体。

走在平衡曲线上，我们遇见了质量大约从0.1～2个太阳质量的整个中子星族。2个太阳的中子星极大质量到90年代仍然有些不确定，因为极高密度下的核力行为还没有得到很好的认识。极大值可能低到1.5个太阳质量，但不会更低；也可能高到3个太阳质量，但也不会更高多少。

在平衡曲线的（近似）2个太阳质量的峰值上，中子星终结了。当我们沿着曲线进一步向更高的密度追踪时，平衡的星体也像在白矮星和中子星之间那样，是不稳定的（卡片5.6）。因为相同的理由，这些不稳定的“星”在自然界是不存在的。假如真形成了这种星体，它们立刻会坍缩成为黑洞，或爆炸成为中子星。

图5.5是绝对严格和不容争辩的：在白矮星和中子星之间不存在第三类稳定的大质量的冷死物体。因此，像天狼星那样质量大于2个太阳的恒星在耗尽核燃料后，要么释放所有多余的质量，要么发生坍缩，超过白矮星和中子星的密度，进入临界周长以内——在90年代的我们能完全肯定，它们会形成黑洞。坍缩是必然的。对质量足够大的星体来说，不论电子的简并压力还是中子间的核力，都阻止不了坍缩。引力甚至超过了核力。

不过，还有一条出路，可以让所有恒星，甚至最大质量的恒星，逃脱黑洞的命运；也许，所有大质量恒星在它们晚年或死亡中（以风或爆炸的形式）放出足够的质量，使自己小于2个太阳质量，这样就能终结在中子星或白矮星的墓穴。在40年代、50年代和60年代初，假如天文学家从各方面考虑星体最终命运的问题，他们都会倾向这个观点。（然而，大体说来，他们不会考虑这个问题。没有什么观测数据促使他们去考虑它，天文学家的注意力都被吸引到其他类型的物体上去了——正常恒星、星云、星系——他们得到的观测数据已经够多了，够富挑战性了，够报答他们了。）

在90年代当期，我们知道重星确实会在成长和死亡时放出大量物质。事实上，放出物质之多是惊人的：大多数诞生时有8个太阳质量的恒星因释放了足够的质量而终结在白矮星的墓穴；而大多数天生有8～20个太阳质量的恒星，最后成了中子星。这样看来，大自然也几乎不愿自己看到黑洞。但并不完全这样：大多数观测数据提醒我们（但没有确实证明），多数天生大于20个太阳质量的恒星在死亡时还是那么重，它们的压力抗拒不了引力。当它们耗尽核燃料开始冷却时，引力超过了压力，它们便坍缩而形成黑洞。在第8章里，我们会看到这样一些观测数据。

我们还有好些关于科学和科学家的本质的东西，需要从30年代的中子星和中子核的研究中学习。

奥本海默和沃尔科夫研究的东西是茨维基的中子星，而不是朗道的中子核，因为中子星没有星体物质的包围。不过，奥本海默对茨维基不太尊重，他不愿用茨维基的名字来命名它们，而坚持用朗道的名字。这样，他和沃尔科夫讲述他们结果的那篇发表在1939年2月15日《物理学评论》上的文章，题目就叫“关于大质量中子核”。 为保证没人误会他关于这些星体思想的来源，奥本海默在文章里零星地提了朗道，而茨维基先发表的那么多东西，他一次也没引用过。

就茨维基来说，1938年，他一直在关注着托尔曼、奥本海默和沃尔科夫的中子星研究，他们怎么做这个？他愤怒了。中子星是他的孩子，而不是他们的；他们没有权力研究中子星——而且，尽管托尔曼偶尔跟他谈谈，奥本海默却根本没理他！

然而，在茨维基就中子星写的大量文章中，只有空谈和猜想，没有实质性的内容。他更多地在忙着观测寻找超新星（很成功），忙着写文章谈中子星和它在超新星中的作用，从来没找时间来充实内容。不过，想同别人争，还得自己行动。1938年初，他尽自己的努力完成了中子星的数学理论，并同他的超新星观测结合起来。他努力的结果发表在1939年4月15日的《物理学评论》上，题目是“高坍缩星体的观测和理论”。 他的文章比奥本海默和沃尔科夫的长两倍半，没有单独提他们两个目前的文章，不过提了沃尔科夫个人的一篇辅助性的小文章。这篇文章没有什么值得记住的东西，事实上，很多都是完全错误的。相反，奥本海默—沃尔科夫一文却是一篇杰作，优美而富有远见，所有细节也都是正确的。

尽管如此，半个多世纪过去了，我们今天还是尊敬茨维基的——他发现了中子星的概念；正确认识到了中子星是超新星爆发的产物和能源；他和巴德在观测上证明了超新星实际上是一类独特的天体；他开创并实现了几十年的确定性的超新星观测研究；另外，他还有许多中子星和超新星之外的见解。

他对物理学定律的认识那么少，而他的远见那么多，这是怎么回事呢？在我看来，他的身上融合着几种个性特征：他对理论物理学的理解足够让他在定性上（如果不是定量的话）正确认识事物；强烈的好奇心令他紧跟发生在物理学和天文学中的每一件事情；他能以某种直觉的方法识别（别人很少能做到）不同现象之间的联系；另外，同样重要的是，他太相信内心的通向真理的道路，从来不怕他的猜想会如何愚弄自己。他知道他是对的（尽管他常常是错的），如山的证据也不能令他相信他认为是错误的东西。

朗道跟茨维基一样，也很自信，也不怕自己像傻子。例如，他毫不犹豫地发表了他1931年的观点：恒星由超致密的星核提供能源，量子力学定律在那儿失败了。朗道对理论物理学的把握远远超过了茨维基，他是20世纪十大理论家之一。不过，他的猜想错了，而茨维基是对的。太阳没有中子核的能源；超新星才由中子星提供能量。那么，朗道与茨维基相比，是不是差点儿运气呢？也许部分是这样，但还有一个因素：茨维基投身在威尔逊山的环境中，那儿是世界天文观测的中心。他还与世界大实测天文学家巴德（他掌握着观测数据）合作；在加州理工学院，他可以而且确实几乎每天都与世界上的宇宙线观测大师们交谈。反过来，朗道与实测天文学几乎没有直接往来，他的文章也证明了这一点。没有这些实际接触，他不可能培养出对远在地球之外的那些事物的敏锐感觉。朗道最伟大的胜利是用量子力学定律解释超流现象，在这项研究中，他与实验家卡皮查进行过广泛的交流，那时卡皮查正在探索超流的细节。

与茨维基和朗道不同的是，对爱因斯坦来说，观测与理论之间的密切接触并不很重要：他发现广义相对论的引力定律就几乎没有靠什么观测。但这是一个罕见的例外。观测与理论在多方面的相互影响对物理学和天文学大多数分支的发展是有基本意义的。

奥本海默又如何呢？他的物理学造诣是堪与朗道比肩的。他与沃尔科夫合作的关于中子星结构的文章是历史上最伟大的天体物理学文献之一，但尽管文章优美，却“只不过”为中子星的概念填充了一些细节。概念实际上还是茨维基的孩子——超新星也是他的，星核坍缩形成中子星从而为超新星提供动力的思想还是他的。为什么奥本海默有那么多好条件，却没有茨维基那么多创造呢？我想，主要是因为他不愿意——甚至也许害怕——猜想。奥本海默的好朋友和崇拜者拉比（Isidore I-Rabi）更深刻地描述过这一点：

“我以为，奥本海默在某些方面受科学传统以外的东西的影响太深，比如他对宗教特别是对印度宗教的兴趣，产生了雾一般的对宇宙奥秘的感觉。面对已经做过的事情，他把物理学看得很清楚，但在学科的边缘，他却感到神秘和奇异的事情比实际存在的多得多。他不太相信已经掌握的理论工具的威力，没有将他的思想发挥到尽头，因为他本能地感到，如果他和他的学生想比现在走得更远，就必须靠新的思想和方法。” MWCkLBobHLJX2vKpFc0qTBxuBd0K7i6k+9BKQgYGHWlfVHzlNPN7iMsjrwd3HztB