在廣義相對論方程的某些解中，有可能使我們的那位宇航員看到裸奇點。他也許能做到避免與奇點相遇，而是落入並穿過一個「蟲洞」28，出現在宇宙的另一個區域中。這一結果應當為時空旅行提供了一些絕妙的可能性。然而，遺憾的是所有這些解似乎都是非常不穩定的。極小的一點擾動，譬如一名宇航員的存在，就有可能使這類解發生變化，從而使這位宇航員在碰上奇點併到達其時間終點之前，不可能看到這個奇點。換言之，奇點永遠處於宇航員的未來，絕不會出現在他的過去。

宇宙監督假設的強版本指出，在一個現實的解中，奇點要麼就像引力坍縮中的奇點那樣永遠出現在未來之中，要麼便會像大爆炸那樣完全見之於過去，二者必居其一。人們渴望某種版本的宇宙監督假設能得以成立，因為在接近裸奇點的地方也許有可能實現到過去時代去旅行。儘管對科幻小說家來說這應當是一個妙不可言的題材，但一旦付諸實現，任何人的生命將不再會永遠安全。有人也許會回到過去，在您尚未成為胎兒之前就把您的父親或者母親殺死了。

在引力坍縮並形成黑洞的過程中，運動會被引力波的發射所阻斷。因此，可預料到的情況是，無需太長時間黑洞便會平靜下來，並處於某種穩恆狀態。過去人們通常認為，這種終極穩恆狀態應當取決於經坍縮而形成黑洞的那個天體的具體細節。黑洞可能大小不一，形狀各異，而且它們的形狀甚至有可能不是固定不變的，而是在不停地脈動。

然而，1967年沃納·伊斯雷爾在都柏林發表的一篇論文使關於黑洞的研究發生了革命性的變化。伊斯雷爾證明了任何無自轉的黑洞，必然呈現完美的圓球形。不僅如此，黑洞的大小應當由質量唯一地確定。實際上，這可以用愛因斯坦方程的一個特解來表述，這個特解是在廣義相對論面世後不久的1917年由卡爾·史瓦西得出的。一開始，伊斯雷爾的這一結果，被包括他本人在內的許多人解釋為黑洞只能從具有完美圓球形的天體坍縮而成的證據。鑑於任何一個真實的天體都不會是完美無缺的圓球體，上述結論意味著一般情況下引力坍縮會導致形成裸奇點。但是，羅傑·彭羅斯和約翰·惠勒對伊斯雷爾的結果給出了另一種解釋，而且解釋得非常細緻。他們認為，黑洞的行為應該像一個液體球。儘管一個天體的初始狀態並非為圓球形，但隨著它的坍縮並形成黑洞，由於引力波的發射，這個天體會平靜下來，並最終成為圓球狀態。後來更詳細的計算支援了這種觀點，並最終為人們所普遍接受。

伊斯雷爾的結果只涉及到由無自轉天體形成的黑洞這一種情況。與液體球相類似，人們會想到由一個有自轉的非完美圓球形天體所形成的黑洞。由於自轉的效應，這樣的黑洞在其赤道周圍應當表現出某種隆起。我們在太陽上觀測到了因自轉引起的這類隆起，而太陽的自轉週期約為25天29。1963年，紐西蘭人羅伊·克爾發現了一組廣義相對論的黑洞解，而且比史瓦西解更具有普遍性意義。這類「克爾」黑洞以恆定的速率自轉，其大小和形狀只取決於黑洞的質量和自轉速率。如自轉速率為零，黑洞便具有完美的圓球形，這時的克爾解與史瓦西解完全一致。但是，如果自轉速率不為零，黑洞便會在其赤道附近向外隆起。因此，人們自然會推測，對於一個有自轉的天體來說，它經歷坍縮過程而形成黑洞的終極狀態應當用克爾解來描述。

1970年，我的一位同事和研究生同學布蘭登·卡特為證實這一推測邁出了第一步。他指出，如果一個以恆定速率自轉的黑洞像一個自轉的陀螺一樣，有一個對稱軸，那麼黑洞的大小和形狀應當只與它的質量和自轉速率有關。之後，我於1971年證實，任何以恆定速率自轉的黑洞確實應當具有這樣一個對稱軸。最後，到了1973年，倫敦國王學院的戴維·魯賓遜利用卡特和我的結果證明，上述推測是正確的：這類黑洞確實必然是克爾解。

因此，黑洞經引力坍縮後一定會平靜下來，它可以有自轉，但並不出現脈動式變化。還有，黑洞的大小和形狀應當只取決於它的質量和自轉速率，與經坍縮而形成黑洞的那個天體的性質無關。這一結果被戲稱為「黑洞無毛」。這意味著天體經坍縮而形成黑洞後，有關這一天體的許多資訊全都丟失掉了，因為之後對這個天體有可能加以測定的全部資訊僅限於它的質量和自轉速率。在下一講中我們將會看到這一結論的重要意義。無毛定理對黑洞的可能型別做出了嚴格的限制，所以它也具有非常重要的實際意義。因此，人們可以對有可能包含黑洞的那些天體構築一些詳細的模型，並把這些模型的預測與觀測結果加以比較。

從科學史上看，一種理論先借助數學模型進行非常詳細的推導，之後才通過觀測取得證據以說明它的正確性，這種情況為數並不很多，而黑洞可算是其中一例。實際上，一些對黑洞持反對意見的學者就曾經把這一點作為他們的主要理由。須知，有關這些天體的唯一證據是根據廣義相對論計算出來的，而這種理論又未必完全靠得住，那麼人們怎樣才能相信它們呢？

然而，在1963年，加利福尼亞帕洛馬山天文臺的一位天文學家馬爾滕·施密特發現了一個闇弱的恆星狀天體，該天體位於名為射電波源3c273的方向上，這裡3c273指的是劍橋第三射電源表中編號為273的射電源。他測得了該天體的紅移，結果發現其紅移驚人之大，因而不可能是由引力場造成的：如果這是一種引力紅移，那麼這個天體必然具有極大的質量，而且應該離我們非常近，以至於會影響到太陽系中行星的運動軌道。由此說明紅移必另有起因，即起因於宇宙膨脹，而這又意味著該天體的距離非常遙遠。既然在這麼大的距離上還能看到它，這個天體必須非常亮，而且它所發出的能量必然大得出奇。

為了找到能產生如此大能量的原因，唯一可取的機制就是引力坍縮，且不是一顆恆星的坍縮，而是星系整個中央區域的坍縮。之後，又陸續發現了若干類似的其他「類恆星狀天體」，即類星體，而且它們全都有很大的紅移。不過，所有這些類星體都非常遙遠，很難藉助觀測來提供黑洞存在的決定性證據。

有關黑洞存在的後繼進展出現於1967年，劍橋的一位研究生喬絲琳·貝爾發現，天空中有一些天體在不斷地發出很有規則的脈衝式射電波。最初，喬絲琳和她的導師安東尼·休依什以為，也許他們接觸到了銀河系中的某類外星文明。我確實還記得，在宣佈這項發現的一次討論會上，他們把第一批發現的四個源命名為lgm1—4，lgm代表「小綠人」30。

但是後來，他們以及所有其他的學者終於得出了一個不太含有浪漫色彩的結論：這類天體事實上只是一些自轉中子星，並被命名為脈衝星。由於中子星的磁場與其周圍物質有著複雜的間接性相互關係，它們會不斷髮出脈衝射電波。這樣的結果使描述空間探索的那些西部小說的作者深感不快，然而對當時我們中間相信有黑洞存在的少數人來說卻是非常鼓舞人心的。這是關於存在中子星的第一項明確無誤的證據。中子星的半徑約為10英里，只有恆星轉變為黑洞時所需臨界半徑的幾倍大。如果一顆恆星可以坍縮到如此小的尺度，那麼由此推想其他一些恆星有可能坍縮到更小尺度併成為黑洞就未必沒有道理了。

既然根據自身明確的定義，黑洞不會發出任何光輻射，那麼又怎樣才有望能探測到它們呢？這似乎有點像在煤窖裡尋找一隻黑貓。幸好，對此還是有辦法的——正如約翰·米歇爾在1783年他的那篇開創性論文中所指出的那樣，黑洞的引力仍然會對鄰近天體產生影響。天文學家已經觀測到一些天體系統，其中的兩顆恆星因彼此間的引力吸引而做互繞運動。他們也發現，在某些這類系統中只能看到一顆恆星，它繞著某個不可見的伴星做軌道運動。

當然，不能馬上由此得出伴星就是一個黑洞的結論，它也許只是一顆因為太暗而沒有看到的恆星。然而，某些這類系統同時還是強x射線源，如天鵝x—1即為其中一例。對這類現象的最合理解釋是，x射線是由可見恆星表面丟擲的物質產生的。隨著丟擲物向不可見伴星下落，它展現出某種旋渦式運動——就像水從浴缸中流出來一樣，而且變得非常熾熱，發出x射線。為使這種機制得以發揮作用，不可見天體必須非常小，如白矮星、中子星，或者黑洞。

現在，從觀測到的可見恆星的運動狀況，可以確定不可見天體的最小質量。就天鵝x—1來說，這一質量約為太陽質量的6倍。根據昌德拉塞卡的結果，如果不可見天體是一顆白矮星，那麼這個數字就太大了。因此，看來它必然是一個黑洞。

還有其他一些模型可用來解釋天鵝x—1而無需涉及黑洞，不過它們全都顯得相當牽強附會。看來，黑洞是對觀測結果唯一最為自然的解釋。儘管如此，我曾與加州理工學院的基普·託恩打過賭：天鵝x—1實際上並不含有黑洞。對我而言，這是某種形式的保險策略。關於黑洞我做了大量的工作，如果最終發現黑洞並不存在，那麼所有這些工作便全都白費勁了。但是一旦出現這種情況，我將會得到些許安慰，那就是贏得我的賭注，即獲贈四年的《私家偵探》雜誌。要是黑洞確實存在，那麼基普將只能獲得為期一年的《閣樓》雜誌，因為當我們在1975年打這個賭時，已有80%的把握知道天鵝座的那個天體是一個黑洞。現在，我要說的是這種可能性已達到95%左右，不過這筆賭債已經結清了。

有證據表明，在我們的銀河系內的其他一些天體系統中有黑洞存在，而且在河外星系和類星體的中心還存在質量大得多的黑洞。我們還可以考慮這樣一種可能性，即也許會存在一些比太陽質量小得多的黑洞。這類黑洞不可能通過引力坍縮過程形成，因為它們的質量小於昌德拉塞卡極限。對於這類小質量恆星來說，即使在內部核燃料耗盡之時，它們仍能自行維持與引力間的平衡。因此，能形成小質量黑洞的唯一條件是，在非常大的外部壓力的作用下，物質能被壓縮到具有極高的密度。這種條件有可能出現在非常大的氫彈中。物理學家惠勒曾經做過一項計算：如果能把地球上全部海洋中所有的重水31都提煉出來，就有可能製成一枚氫彈，而這枚氫彈會把中心區的物質高度壓縮，並最終生成一個黑洞。不過遺憾的是，那時沒有人能存活下來去觀察它了。

一種更為現實的可能性是，這類小質量黑洞也許已經在極早期宇宙的高溫、高壓條件下形成了。如果早期宇宙的物質分佈並非絕對平滑和完全均勻，那麼就有可能形成黑洞，原因在於那時某個小區域的物質密度會高於平均密度，它會通過上述方式經壓縮而形成黑洞。然而，我們知道過去必定存在過一些密度分佈不規則區，不然的話今天宇宙中物質的分佈應該仍然保持完全均勻的狀態，而不會集聚成恆星和星系了。

為了說明恆星和星系的存在需要有密度的不規則分佈，而這種不規則性會不會導致相當大數目的此類原初黑洞的形成，則取決於早期宇宙中諸多條件的細節。所以，要是我們能確定目前所存在的原初黑洞的個數，就應當會獲得有關宇宙極早期階段的許多認識。對於質量大於10億噸（相當於一座大山的質量）的原初黑洞來說，只能通過它們的引力作用對其他可見物質，或者對宇宙膨脹的影響來加以探測。然而，我們在下一講中將會明白，黑洞並非完全黑不可知：它們會像灼熱物體那樣發出輻射，而且黑洞的質量越小，所發出的輻射越強。由此可見，與大黑洞相比，較小質量的黑洞實際上也許更容易探測到，這聽起來顯得有點不合常理。