黑洞這一術語的出現乃是不久前的事。它是美國科學家約翰·惠勒在1969年創造出來的，用以形象化地描述至少可追溯到兩百年前的一種觀念。在那個時期，存在兩類有關光的理論。一類理論認為，光是由粒子組成的，而另一類則主張光是一種波。現在我們知道，這兩類理論實際上都是正確的。根據量子力學的波粒二象性，光既可以看作為波，也可以看作是粒子。就光是由波構成的理論而言，在引力作用下光會有何種表現是不清楚的。但是，如果光是由粒子組成的，那麼就有可能對粒子在引力影響下的表現做出預言，而這時引力的作用方式與對炮彈、火箭以及行星是一樣。

在這一假設的基礎上，劍橋的一位教師米歇爾於1783年在《倫敦皇家學會哲學學報》上發表了一篇論文。在該篇論文中米歇爾指出，如果一顆恆星的質量足夠大，密度又足夠高，那麼恆星所具有的強引力場就有可能使光也無法逃逸掉。任何從恆星表面發出的光，還沒有跑得太遠就會在恆星引力的作用下被拽回來。米歇爾認為，這類恆星可能大量存在。鑑於它們所發出的光線不會到達我們這裡，我們就不能看到這樣的恆星；儘管如此，我們仍然能探測到它們的引力作用。這類恆星就是我們現在所說的黑洞，因為那是名副其實的——空間中的一些黑不可見的空洞。

幾年以後，法國科學家拉普拉斯侯爵提出了類似的看法，而且他的工作顯然與米歇爾無關。有意思的是，拉普拉斯的這一觀念僅見之於他的專著《世界之體系》一書的第一和第二版，而在隨後的各版本中再也沒有出現；也許，拉普拉斯已認定這種觀念太過荒唐。事實上，由於光速是恆定的，在牛頓引力理論中像對炮彈那樣來處理光就必然會出現矛盾。由於引力的作用，從地球上向上發射的炮彈會漸而減速，最終便告停止，並隨之落回地面。但是，光子會以恆定的速度持續不斷地向上運動。那麼，牛頓引力能以何種方式影響到光呢？直到愛因斯坦於1915年提出廣義相對論之時，一種關於引力如何影響光的自洽理論才得以問世；而且即便如此，只是在又過了很長一段時間之後，人們才真正明白了愛因斯坦理論對大質量恆星的含意。

為了理解黑洞是怎樣形成的過程，首先需要弄清楚恆星的生命週期。當大量的氣體（其中大部分是氫）在自引力的作用下開始坍縮，最終便會形成一顆恆星。隨著氣體的收縮，氣體中原子間的碰撞變得越來越頻繁，同時運動速度越來越大，其結果是氣體的溫度不斷升高。最終，氣體的溫度變得非常之高，以致氫原子間不再因碰撞而相互彈開，而是會併合在一起形成氦原子。這種反應猶如受控氫彈，而反應所釋放的熱量就是使恆星閃閃發光的原因。由此產生的熱量還會使氣體的壓力增大，直到壓力足以與引力相平衡時氣體便不再收縮。這種情況有點像氣球內部空氣的壓力與氣球膠皮張力之間的平衡：空氣壓力力圖使氣球膨脹，而膠皮張力則力圖使氣球縮小。恆星會在很長的一段時間內維持這樣的穩定狀態，即核反應產生的熱量與引力相平衡。然而，恆星最終會把內部的氫和其他核燃料消耗殆盡。而且，恆星形成之初所含有的核燃料越多，它把燃料耗盡所花的時間就越短，這看上去有點不合常理。原因在於，恆星的質量越大，能與引力取得平衡所需的溫度就越高，而溫度越高，燃料消耗的速度便越快。對我們太陽來說，所含有的燃料很可能足以再用上50億年左右，但更大質量的恆星可以在1億年這麼短的時間內把燃料耗盡，這要比宇宙年齡小多了。一旦燃料耗盡，恆星便會冷卻下來，於是它就開始收縮。之後又可能發生什麼情況，對此最早的認識已經是20世紀20年代的事了。

1928年，一位名叫蘇布拉馬尼揚·昌德拉塞卡的印度研究生乘船赴英格蘭，擬就讀於劍橋，並師從英國天文學家亞瑟·愛丁頓爵士。愛丁頓是一位廣義相對論的行家。這裡有一則故事，說是有一位旅行家曾於20世紀20年代初詢問愛丁頓，他聽聞世界上僅有三個人理解廣義相對論。愛丁頓對此的回答是：「我正想知道這第三個人究竟是誰。」

在從印度出發的這次旅行途中，昌德拉塞卡完成了一項工作：質量多大的恆星能在全部燃料消耗殆盡後，仍然可以抗拒其自身引力而存在下來。他的思路是，隨著恆星變小，物質粒子彼此間會靠得非常近。但是，泡利不相容原理24指出，兩個物質粒子不可能同時佔有相同的位置和相同的速度。據此，物質粒子的速度必定相差甚巨。這會使粒子互相遠離，於是促使恆星趨於膨脹。所以，在引力的吸引作用和不相容原理造成的斥力之間會達到某種平衡，而恆星的半徑便能維持不變，正如在它生命的早期引力與熱量間取得平衡一樣。

然而，昌德拉塞卡意識到，對不相容原理所能提供的斥力來說，存在某一個限值。相對論限制了恆星中物質粒子運動速度的最大差異不得超過光速。這意味著當恆星密度變得足夠高時，不相容原理引起的斥力應當小於引力的吸引作用。昌德拉塞卡的計算表明，對於一顆無能源的恆星來說，當它的質量大於約1.5倍的太陽質量時，這顆恆星便不可能抵抗其自引力的作用而維持現狀不變。現在，人們把這個質量稱為昌德拉塞卡極限。

這一點對大質量恆星的終極歸宿有著極為重要的意義。如果質量小於昌德拉塞卡極限，恆星最終會停止收縮，並安然進入一種可能的終極狀態，成為一顆白矮星25，半徑為幾千英里，密度達到每立方英寸數百噸。白矮星就是由恆星物質中電子間的不相容原理斥力來維持的。我們已觀測到了大量的這類白矮星。第一個被發現的白矮星是繞著天狼星運動的那顆恆星，而天狼星是夜空中最明亮的恆星。

人們又意識到，對於一顆質量範圍約為一至兩倍太陽質量的恆星來說，還存在另一種可能的終極狀態，但其尺度甚至比白矮星還要小得多。維持這類恆星的力，應當來自中子和質子（而不是電子）間的不相容原理斥力。正因為如此，它們便稱為中子星26。中子星的半徑只有10英里左右，而密度則達到每立方英寸數億噸。當人們首次對中子星做出預言之時27，還沒有任何方法可以觀測到中子星，探測到中子星已是好多年之後的事了。

另一方面，對質量超過昌德拉塞卡極限的恆星來說，當它們走到燃料耗盡這一步時會出現很大的問題。在一些情況中，恆星可以發生爆炸，或者通過某種方式拋去足夠多的物質，這樣一來它們的質量便會低於昌德拉塞卡極限，然而要確信無論恆星有多大總會發生這類事件是很困難的。如何才能知道恆星必定會損失質量？而即使每一顆恆星都會通過某種途徑失去足夠多的質量，那麼要是對白矮星或中子星補充更多的質量使之超過昌德拉塞卡極限，又會出現何種情況？恆星是否會持續坍縮下去，直至密度達到無窮大呢？

愛丁頓對此感到震驚，他拒不接受昌德拉塞卡的結論。愛丁頓認為，恆星絕無可能會坍縮成一個點。這也正是大多數科學家的觀點。愛因斯坦本人發表過一篇文章，他斷言恆星不會收縮為零尺度。其他一些科學家也對此持反對意見，特別是愛丁頓，須知愛丁頓曾是昌德拉塞卡的導師，又是關於恆星結構研究方面的最大權威，而這些意見便促使昌德拉塞卡放棄了他的工作思路，並轉而從事天文學其他問題的探索。然而，1983年昌德拉塞卡被授予諾貝爾獎，這至少有一部分是鑑於對他有關無能源恆星極限質量之早期研究工作的肯定。

昌德拉塞卡已經證明，對一顆質量大於昌德拉塞卡極限的恆星來說，不相容原理不可能使其坍縮過程停止下來。但是，如何依據廣義相對論來推測這類恆星會發生些什麼情況的問題，則一直要到1939年才由一位年輕的美國人羅伯特·奧本海默給出解答。不過，他的結論表明，藉助當時的望遠鏡不可能探測到任何觀測結果。後來，二次大戰不期爆發，奧本海默本人全身心地投入到了原子彈計劃之中。戰後，有關引力坍縮的問題基本上已被人遺忘了，因為那時大多數科學家的興趣已專注於原子和原子核尺度上所發生的現象。然而，在20世紀60年代，隨著現代技術用於天文觀測，觀測物件的數量和範圍大大地擴大了，從而重新啟用了人們對天文學和宇宙學中一些大尺度問題的興趣。這時，一些學者再度注意到了奧本海默的工作，並對之加以發展。

根據奧本海默的工作，我們現在可以得到如下的影像：與無恆星存在的情況相比，由於恆星引力場的存在，會使光線在時空中的路徑發生改變。光在發出後，它在時空中行進的路徑可以用光錐來表述，光錐的頂點即為發出瞬間光所處的位置，而光錐會朝向恆星表面略有彎曲。這種現象在日全食時是可以觀測到的，表現為來自遠方恆星的星光出現了偏折。隨著恆星的收縮，恆星表面的引力場越來越強，而光錐向內彎曲的程度亦漸而顯著。在這一過程中，光要逸出恆星便變得越來越困難，而且對遠方的觀測者來說，星光會逐漸變得更暗、更紅。

最終，當恆星收縮到某個確定的臨界半徑時，恆星表面引力場會變得非常強，其結果是光錐向內彎曲的程度之大使光再也不可能從恆星向外逸出。根據相對論，任何物體的運動速度都不可能大於光速。因此，如果光無法逸出，那麼任何其他物體也就不可能向外逸出。這麼一來，就會存在一個事件集合，或者說一個時空區域，任何事物都不可能從該區域逸出而到達遠方的觀測者。我們現在把這個區域稱為黑洞，黑洞的邊界稱為事件視界，事件視界與剛好不能從黑洞逸出的光線路徑相一致。

如果您正在注視一顆恆星坍縮為黑洞的過程，那麼為了理解您會看到的情況，必須牢記在相對論中是不存在絕對時間的。每個觀測者都有自己的時間量度。對於某顆恆星上的一個人來說，他的時間與遠方另一個人的時間是不相同的，原因在於恆星有引力場。這一效應已經在地球上所做的實驗中，通過安放在水塔頂端和底部的計時鐘測出來了。設想在一顆坍縮中恆星的表面有一位無所畏懼的宇航員，他根據自己的表，每隔1秒鐘向繞著這顆恆星運轉的空間飛船發出一個訊號。在他表上的某個時間，比如說11點，恆星收縮到了臨界半徑之內，這時引力場變得非常強，以至於訊號再也不可能到達他的飛船了。

對於留在飛船上觀察的夥伴們來說，他們應當發現隨著11點的不斷逼近，那位宇航員所發出的一個接一個訊號間的時間間隔會變得越來越長。不過，在10時59分59秒之前，這種效應是很不明顯的。在宇航員的10時59分58秒訊號與宇航員的表為10時59分59秒時所發出的訊號之間，夥伴們所必須等待的時間僅比1秒略為長了一點點，然而若要想收到11時的訊號，他們必須得無限期地永遠等下去。根據宇航員的表，光波是從10時59分59秒與11時之間從恆星表面發出的，而從飛船上來看，那光波將綿延於無窮大的時間間隔裡。

在飛船上，依次到達的光波之間的時間間隔會變得越來越長，因而星光會顯得越來越紅，也越來越暗。最後，恆星會變得非常之暗，而從飛船上就再也不能看到它了。這時，所剩下的就只是空間中的一個黑洞。不過，恆星仍然會對飛船施以相同的引力作用。這是因為對飛船來說恆星依然是可觀察的，至少原則上應該如此。只是由於恆星引力場的作用，恆星表面發出的光有非常大的紅移，結果便不可能看到了。但是，紅移不會影響到恆星自身的引力場。因此，飛船仍會繞著黑洞繼續作軌道運動。

彭羅斯和我在1965至1970年間所做的一項工作證明，根據廣義相對論，在黑洞內部必然存在著一個密度無窮大的奇點。情況有點像時間起點時的大爆炸，但對坍縮中的天體和那位宇航員來說，這應當是時間的終點。在奇點處，科學定律以及我們預測未來的能力一概失效。不過，這種預測能力的失效並不會影響到留在黑洞外的任何觀測者，因為無論是光，還是其他什麼訊號，都不可能到達他們那裡。

這個引人注目的事實導致彭羅斯提出宇宙監督假設，這一假設從含義上也許可理解為「上帝嫌棄裸奇點」。換句話說，由引力坍縮造成的奇點只能出現在像黑洞那樣的地方，奇點在那裡被事件視界嚴嚴實實地隱藏了起來，外部觀測者根本就看不到。嚴格說來，這正是所謂的弱宇宙監督假設：它保護了留在黑洞外的觀測者，奇點處出現的預測能力失效的種種後果對其是沒有影響的。但是，對不幸落入黑洞的那位可憐的宇航員來說，這一假設卻無任何的保護作用。難道上帝不也應該保護他的體面嗎？