有谁知道大卫伊斯顿的系统理论啊,发个介绍过来好吗,越详细越好.谢谢

Answer 1

美国政治学家戴维。伊斯顿在其《政治生活的系统分析》一书中，运用系统思想，运用一般系统论和控制论的基本概念和原理，将政治生活、政治行为和政治现象视为具有系统意义的现象，进行系统分析。我们可以把他的政治学理论成为系统政治学理论。由于戴维。伊斯顿所运用的研究方法属于系统科学方法，而且政治学与法学同属于社会科学，在学科特点上有很多相通之处，而且很多政治生活、政治行为和政治现象就是法的现象。因此，我们完全可以将系统政治学视为理解和认识系统法学的一个模式、样本、范例或参照物。可以说，系统政治学对于系统法学研究而言具有多方面的意义，至少可以启发我们思考以下问题。

第一、关于系统科学方法和系统法学的理论地位。在戴维。伊斯顿看来，系统科学方法现在仍然是研究政治学一般理论的唯一通揽全局的方法和高屋建瓴的视角，不幸的是，迄今它尚未遇见过竞争对手，还没有被其他政治学研究方法所取代。系统科学方法历来主张应有一个充分包容性的概念框架结构，由此来鉴别政治生活的基本范围，显现这些范围与其他领域的关系。系统科学方法构建了一个结构复杂的网络，这一网络是由若干机构以及一个个行为模式所组成的，称为“政治系统”。系统科学方法现在仍不失为政治学一般理论继续发展的出发点。[1]

戴维。伊斯顿的系统政治学在西方政治学界是独树一帜的成功的政治学理论，他对系统科学方法以及系统政治学的评价决非夸大之辞。按照我国的目前的系统科学理论，戴维。伊斯顿在几十年前所进行的系统政治学研究只是运用了一小部分系统科学的基本概念和原理，有很多系统科学的基本概念和原理并没有得到解释、说明、阐述或运用。在系统科学已经获得相当发展的今天，我们没有理由不运用系统科学方法来促进法学的发展，没有理由低估系统科学方法的能量，没有理由漠视系统法学的发展，没有理由再对系统科学方法抱有怀疑的或保守的态度。虽然系统法学作为我国法学的一种法学理论还处于探索之中，但是我认为，我们有理由对系统科学法学方法和系统法学给予一个高度的肯定和评价，有理由相信系统法学在我国法学研究领域也能够获得巨大成功。我们应当把自己的学术目标和理想设定在一个很高的层次上。理想总是把方向指向有可能到达的目标上。戴维。伊斯顿已经到达了系统政治学这个目标，因此，我们也应当向系统法学这个可能到达的目标前进。理想又总是把目标设定在已经前进的方向上。我国法学界已经向系统法学这种法学流派和法学理论的目标前进了20多年，我们应当继续努力，进行某种跨越式的前进。

第二、系统法学研究需要的什么样的勇气、智慧和毅力。在戴维。伊斯顿看来，进行系统政治学研究必须同时具备理论勇气、智慧和毅力，三者缺一不可。戴维。伊斯顿认为：一方面，政治学理论是很廉价的，到处都有；另一方面，政治学理论又稀缺得出奇。[2]看起来我们只能在像系统政治学这样的一些宏观政治学理论和没有政治学理论之间加以选择。在政治学研究中，在系统政治学研究中，我们不能“总是在未经表达的一系列设想、没有联系起来的若干概念和拙劣整合起来的若干概念之间徘徊流连”，我们应当有勇气毅然决然地去“博取更强烈的理论自我意识，去把握更缜密的理论逻辑”。在戴维。伊斯顿看来，系统政治学的研究“与理解人类社会现象的较广泛目标息息相关”，只能“按照事物的内在逻辑做出选择。当然，这种事物的内在逻辑只是与知识的幻想、直观、传统或偶然相对而言”。由于政治系统时非常复杂的，解释和描述政治系统的网络结构和“内在逻辑”，不可能不包括“知识的幻想、直观、传统或偶然”的成分。对于个别研究者而言，“对资料随意进行研究，不受正规的理论限制，大概是一种最适宜的方法”。但是如果选用这种方法，“就必须具备卓越超群的理解能力、适用于排解疑难问题的灵活多变的思路以及在茫茫暗夜中为了点燃思想的火炬而艰苦摸索的坚韧毅力等等许多品质”。 [3]

实际上，戴维。伊斯顿的很多观点，可以视为对我国法学整体状况的真实评价和真实写照，值得我们深刻反思。尽管这种评价听起来相当尖锐和刺激，一些人可能不愿意接受。就系统法学研究而言，我国法学界总体上表现出来的敏锐、勇气、智慧和毅力都是远远不够的。我作为一个“个别”的系统法学研究者，从某种角度来看我的研究方法始终就是“对资料随意进行研究，不受正规的理论限制”，我也只能这样做。戴维。伊斯顿认为这种方法“大概是一种最适宜的方法”，这对我来说是一个很大的鼓舞，而且我也相信我具备进行系统法学所需要的勇气、智慧和毅力。

第三、将系统法学作为法学的一般理论进行研究。戴维。伊斯顿认为，理论的概括性和连贯性是甄别所有理论的两种特性。理论的概括性是指法学理论所包含的论题的范围 ，“它们从非常有限的数据到最广泛的数据，各不相同”。理论的连贯性是指构成理论的命题之间的连贯程度。根据这两种特性，理论可以分为三种：单项概括理论、局部理论和一般理论。单项概括理论的数量是很多的，它们仅仅涉及到一批非常有限的数据，适用于为数甚少的一些事情。在若干单项概括理论的基础上可以形成局部理论。关于政党、组织、利益集团、领导权力、行政行为、联盟等政治学的局部理论，只是研究政治系统的特殊方面或特殊部分，而没有说明这些局部理论自身各自都与一个更大的逻辑、更大的理论整体或更广阔的领域相吻合。这些局部理论之间，也就是“逻辑尚不确定、含糊不清和相互矛盾之处”，就成为了政治学研究的处女地，“而这正是一般理论帮助测定的区域”。系统政治学就是可以说明各种局部理论之间的关系，并具有高度的概括性和连贯性的政治学的一般理论。[4]

在这里我们可以明显地看出，戴维。伊斯顿关于政治学理论的三种划分，与前面所说的刘永佶关于单一性论题论述体系、集合性论题论述体系和学科论述体系的划分，是完全相通的。戴维。伊斯顿将系统政治学作为一种政治学的一般理论进行探索，这启发我们也应当将系统法学作为一种法学的一般理论进行探索。在这种探索中，应当尽量概括我国法学已有的单项概括理论或单一性论题论述体系，以及局部理论或集合性论题论述体系，不论它们是共识性的研究成果，还是前沿性的探索。

第四、系统法学是价值无涉的实证主义法学。戴维。伊斯顿认为，很多政治学研究就是选择一些价值作为基本原则，围绕它建构一批概念和命题。由此获得的一些政治学理论作为局部理论不管如何重要，都必然面临甚为狭窄的前景。我们现在缺乏的是系统阐述政治学理论问题的一种明确方法。这种方法并不关注特定的政治的价值问题，而是拓展自己的视野，致力于处理各种政治系统所面临的永恒问题。物理学中已经有了关于运动的一般理论，生物学中已经有了关于生命的一般理论。与此相应，我们在政治学中也应当有一个论述政治生活中心过程的一般理论。在系统政治学理论中，我们可以寻求到一种理性方法，借此把握最具综合性的问题，进而在最一般层次上打开政治生活的窗口，了解政治生活可能采取的一切形式。一旦我们确认，形形色色的政治生活都可能完全变为我们研究的领域，政治学理论研究和探讨的实质就会发生根本性的变化。我们不会再满足于维护某些与西方文明的历史进程所产生的利益相关的中心价值。相反，我们必然会不分时间与空间，不管所研究的政治系统是最民主的还是最专制的，是最原始的还是最发达的，是最传统的还是最现代的，只是关注一切政治生活系统所面临的最一般问题。[5]

戴维。伊斯顿所研究的政治生活本身都是涉及价值的，但是，他是以一种价值无涉的系统思想和系统科学方法来分析和描述这些政治生活的。因此，他的系统政治学理论是一种实证主义的政治学理论。在我国法学界，人们围绕着多样的法的价值，构建了很多法学理论。只不过有人偏爱自由、民主、人权、正义等法的价值，有人偏爱秩序和国家统治等法的价值。这些法的理论把研究范围局限在特定的法的现象上，不能说是关于法的现象的一般法学理论。系统法学以价值无涉的系统科学方法来研究涉及价值的法的现象，因而是一种实证主义法学理论，各种形形色色的法的现象，都是系统法学的研究对象和研究范围。

在美国政治学家戴维。伊斯顿看来，如何构建系统政治学的论述体系是非常困难的事情。戴维。伊斯顿的很多关于构建系统政治学论述体系的阐释是非常耐人寻味的。他认为，“一般理论在多大程度上可以解释它所适用的经验系统行为，完全要看组成这种理论的概念和概括中有多大程度的逻辑连贯性。一个一般理论若是构成了一个思想演绎系统，一整套经验上正确的概括便可以按特性递降的顺序，从特定的假设、前提和公理中演绎出来，这个一般理论也就以其理想的和最有力的形式，实现了其最大价值”。戴维。伊斯顿并没有认为一般系统论和控制论完整地提供了现成的演绎性命题或可以用来进行演绎分析的概念框架，也并没有认为他的系统政治学理论是完全按照演绎分析的方式构建的，是在贫瘠的政治学理论土壤中一夜之间突然绽放出的一朵“演绎理论之花”。但是他认为系统政治学理论是有可能这样构建起来的，而且意识到这一点有助于为承认和接受系统政治学研究能够取得的成就“留下余地”。[6]

戴维。伊斯顿在构建系统政治学论述体系的过程中还发现，很多相关的研究成果都是间歇式问世的，一些研究成果表现出对已有的研究成果没有太大的兴趣或与其无关。在戴维。伊斯顿看来，这种“严重缺乏现成的理论概括”和“缺乏累积性研究”的状况，使得系统政治学研究不可能做到“把各方面概括集中成为一个逻辑上松散的一般理论统一体”，而只能采取循序渐进的步骤，“使理论探究范围限于易驾驭的边界以内”，在“探知一系列演绎性命题”和“寻求以最起码的连贯性摆脱纯粹收集和处理资料水平的、松散关联的一系列该概括”之间求得某种适当的平衡与结合。不论如何，要想使系统政治学研究取得重要而极为有益的进展，“发展逻辑上相关的一系列概念，创构一个最高层次上的总体概念框架”，“围绕此框架，渐渐述及更加复杂的理论结构”，是至关重要的。而且，在这个总体概念框架中，人们可以发现和确定用来分析政治系统的稳定而明确的分析单元。[7]

戴维。伊斯顿在《政治生活的系统分析》的论述体系中，一方面有选择地将系统、输入、输出、反馈等一些一般系统论和控制论的概念和术语进行演绎，同时也从大量的政治现象、政治学理论和学说中，有选择地提炼出一些具有概括性、综合性和归纳性的概念，如政治共同体、当局、典则、压力、愿望、支持等等，并且尽量使这些概念以及相应的命题与那些演绎性概念和演绎性命题相吻合、协调、一致和相互沟通。在这种论述体系中，政治系统是核心概念，输入、输出、反馈等概念以及政治共同体、当局、典则、压力、愿望、支持等概念是两类主体概念。这两类概念构建了一个高层次的总体概念框架。在这个总体概念框架之内，戴维。伊斯顿对政治生活作了相当彻底的系统分析与综合，形成了很多新的关于政治系统的分析单元。在这种论述体系中，充斥着大量的一般系统论和控制论的概念和术语，大量的人们所熟知的传统的主流性的政治学理论和学说被肢解了，并被整合到一个概括性和连贯性的概念框架结构中。我认为这种独树一帜的系统政治学论述体系，隐含着政治学学术界在一定程度上不容易也不愿意去理解和接受的可能，也就是说不愿看，也看不懂。

我们在系统法学研究过程中几乎面临着戴维。伊斯顿在这里所说的全部问题，这些问题就是演绎、分析与归纳、综合的关系问题。我们在系统法学研究中能够意识到这些问题，并适当地解决这些问题，根据法学和法的现象的特点，“发展逻辑上相关的一系列概念，创构一个最高层次上的总体概念框架”，系统法学也就向成熟的法学理论迈出了最重要的一步。我们还必须考虑到如何使我国法学界愿意和容易理解系统法学这个法学流派和法学理论。

参考资料：http://www.fengcn.cn/research/06531201039525.html

Answer 2

黑洞这一术语是不久以前才出现的。它是1969年美国科学家约翰·惠勒为形象描述
至少可回溯到200年前的这个思想时所杜撰的名字。那时候，共有两种光理论：一种是牛
顿赞成的光的微粒说；另一种是光的波动说。我们现在知道，实际上这两者都是正确的。
由于量子力学的波粒二象性，光既可认为是波，也可认为是粒子。在光的波动说中，不
清楚光对引力如何响应。但是如果光是由粒子组成的，人们可以预料，它们正如同炮弹、
火箭和行星那样受引力的影响。起先人们以为，光粒子无限快地运动，所以引力不可能
使之慢下来，但是罗麦关于光速度有限的发现表明引力对之可有重要效应。
1783年，剑桥的学监约翰·米歇尔在这个假定的基础上，在《伦敦皇家学会哲学学
报》上发表了一篇文章。他指出，一个质量足够大并足够紧致的恒星会有如此强大的引
力场，以致于连光线都不能逃逸——任何从恒星表面发出的光，还没到达远处即会被恒
星的引力吸引回来。米歇尔暗示，可能存在大量这样的恒星，虽然会由于从它们那里发
出的光不会到达我们这儿而使我们不能看到它们，但我们仍然可以感到它们的引力的吸
引作用。这正是我们现在称为黑洞的物体。它是名符其实的——在空间中的黑的空洞。
几年之后，法国科学家拉普拉斯侯爵显然独自提出和米歇尔类似的观念。非常有趣的是，
拉普拉斯只将此观点纳入他的《世界系统》一书的第一版和第二版中，而在以后的版本
中将其删去，可能他认为这是一个愚蠢的观念。（此外，光的微粒说在19世纪变得不时
髦了；似乎一切都可以以波动理论来解释，而按照波动理论，不清楚光究竟是否受到引
力的影响。）
事实上，因为光速是固定的，所以，在牛顿引力论中将光类似炮弹那样处理实在很
不协调。（从地面发射上天的炮弹由于引力而减速，最后停止上升并折回地面；然而，
一个光子必须以不变的速度继续向上，那么牛顿引力对于光如何发生影响呢？）直到19
15年爱因斯坦提出广义相对论之前，一直没有关于引力如何影响光的协调的理论。甚至
又过了很长时间，这个理论对大质量恒星的含意才被理解。
为了理解黑洞是如何形成的，我们首先需要理解一个恒星的生命周期。起初，大量
的气体（大部分为氢）受自身的引力吸引，而开始向自身坍缩而形成恒星。当它收缩时，
气体原子相互越来越频繁地以越来越大的速度碰撞——气体的温度上升。最后，气体变
得如此之热，以至于当氢原子碰撞时，它们不再弹开而是聚合形成氦。如同一个受控氢
弹爆炸，反应中释放出来的热使得恒星发光。这增添的热又使气体的压力升高，直到它
足以平衡引力的吸引，这时气体停止收缩。这有一点像气球——内部气压试图使气球膨
胀，橡皮的张力试图使气球缩小，它们之间存在一个平衡。从核反应发出的热和引力吸
引的平衡，使恒星在很长时间内维持这种平衡。然而，最终恒星会耗尽了它的氢和其他
核燃料。貌似大谬，其实不然的是，恒星初始的燃料越多，它则燃尽得越快。这是因为
恒星的质量越大，它就必须越热才足以抵抗引力。而它越热，它的燃料就被用得越快。
我们的太阳大概足够再燃烧50多亿年，但是质量更大的恒星可以在1亿年这么短的时间内
用尽其燃料，这个时间尺度比宇宙的年龄短得多了。当恒星耗尽了燃料，它开始变冷并
开始收缩。随后发生的情况只有等到本世纪20年代末才初次被人们理解。
1928年，一位印度研究生——萨拉玛尼安·强德拉塞卡——乘船来英国剑桥跟英国
天文学家阿瑟·爱丁顿爵士（一位广义相对论家）学习。（据记载，在本世纪20年代初
有一位记者告诉爱丁顿，说他听说世界上只有三个人能理解广义相对论，爱丁顿停了一
下，然后回答：“我正在想这第三个人是谁”。）在他从印度来英的旅途中，强德拉塞
卡算出在耗尽所有燃料之后，多大的恒星可以继续对抗自己的引力而维持自己。这个思
想是说：当恒星变小时，物质粒子靠得非常近，而按照泡利不相容原理，它们必须有非
常不同的速度。这使得它们互相散开并企图使恒星膨胀。一颗恒星可因引力作用和不相
容原理引起的排斥力达到平衡而保持其半径不变，正如在它的生命的早期引力被热所平
衡一样。
然而，强德拉塞卡意识到，不相容原理所能提供的排斥力有一个极限。恒星中的粒
子的最大速度差被相对论限制为光速。这意味着，恒星变得足够紧致之时，由不相容原
理引起的排斥力就会比引力的作用小。强德拉塞卡计算出；一个大约为太阳质量一倍半
的冷的恒星不能支持自身以抵抗自己的引力。（这质量现在称为强德拉塞卡极限。）苏
联科学家列夫·达维多维奇·兰道几乎在同时也得到了类似的发现。
这对大质量恒星的最终归宿具有重大的意义。如果一颗恒星的质量比强德拉塞卡极
限小，它最后会停止收缩并终于变成一颗半径为几千英哩和密度为每立方英寸几百吨的
“白矮星”。白矮星是它物质中电子之间的不相容原理排斥力所支持的。我们观察到大
量这样的白矮星。第一颗被观察到的是绕着夜空中最亮的恒星——天狼星转动的那一颗。
兰道指出，对于恒星还存在另一可能的终态。其极限质量大约也为太阳质量的一倍
或二倍，但是其体积甚至比白矮星还小得多。这些恒星是由中子和质子之间，而不是电
子之间的不相容原理排斥力所支持。所以它们被叫做中子星。它们的半径只有10英哩左
右，密度为每立方英寸几亿吨。在中子星被第一次预言时，并没有任何方法去观察它。
实际上，很久以后它们才被观察到。
另一方面，质量比强德拉塞卡极限还大的恒星在耗尽其燃料时，会出现一个很大的
问题：在某种情形下，它们会爆炸或抛出足够的物质，使自己的质量减少到极限之下，
以避免灾难性的引力坍缩。但是很难令人相信，不管恒星有多大，这总会发生。怎么知
道它必须损失重量呢？即使每个恒星都设法失去足够多的重量以避免坍缩，如果你把更
多的质量加在白矮星或中子星上，使之超过极限将会发生什么？它会坍缩到无限密度吗？
爱丁顿为此感到震惊，他拒绝相信强德拉塞卡的结果。爱丁顿认为，一颗恒星不可能坍
缩成一点。这是大多数科学家的观点：爱因斯坦自己写了一篇论文，宣布恒星的体积不
会收缩为零。其他科学家，尤其是他以前的老师、恒星结构的主要权威——爱丁顿的敌
意使强德拉塞卡抛弃了这方面的工作，转去研究诸如恒星团运动等其他天文学问题。然
而，他获得1983年诺贝尔奖，至少部分原因在于他早年所做的关于冷恒星的质量极限的
工作。
强德拉塞卡指出，不相容原理不能够阻止质量大于强德拉塞卡极限的恒星发生坍缩。
但是，根据广义相对论，这样的恒星会发生什么情况呢？这个问题被一位年轻的美国人
罗伯特·奥本海默于1939年首次解决。然而，他所获得的结果表明，用当时的望远镜去
观察不会再有任何结果。以后，因第二次世界大战的干扰，奥本海默本人非常密切地卷
入到原子弹计划中去。战后，由于大部分科学家被吸引到原子和原子核尺度的物理中去，
因而引力坍缩的问题被大部分人忘记了。但在本世纪60年代，现代技术的应

图6.1用使得天文观测范围和数量大大增加，重新激起人们对天文学和宇
宙学的大尺度问题的兴趣。奥本海默的工作被重新发现，并被一些人推广。
现在，我们从奥本海默的工作中得到一幅这样的图象：恒星的引力场改变了光线的
路径，使之和原先没有恒星情况下的路径不一样。光锥是表示光线从其顶端发出后在空
间——时间里传播的轨道。光锥在恒星表面附近稍微向内偏折，在日食时观察远处恒星
发出的光线，可以看到这种偏折现象。当该恒星收缩时，其表面的引力场变得很强，光
线向内偏折得更多，从而使得光线从恒星逃逸变得更为困难。对于在远处的观察者而言，
光线变得更黯淡更红。最后，当这恒星收缩到某一临界半径时，表面的引力场变得如此
之强，使得光锥向内偏折得这么多，以至于光线再也逃逸不出去（图6.1）。根据相对论，
没有东西会走得比光还快。这样，如果光都逃逸不出来，其他东西更不可能逃逸，都会
被引力拉回去。也就是说，存在一个事件的集合或空间——时间区域，光或任何东西都
不可能从该区域逃逸而到达远处的观察者。现在我们将这区域称作黑洞，将其边界称作
事件视界，它和刚好不能从黑洞逃逸的光线的轨迹相重合。
当你观察一个恒星坍缩并形成黑洞时，为了理解你所看到的情况，切记在相对论中
没有绝对时间。每个观测者都有自己的时间测量。由于恒星的引力场，在恒星上某人的
时间将和在远处某人的时间不同。假定在坍缩星表面有一无畏的航天员和恒星一起向内
坍缩，按照他的表，每一秒钟发一信号到一个绕着该恒星转动的空间飞船上去。在他的
表的某一时刻，譬如11点钟，恒星刚好收缩到它的临界半径，此时引力场强到没有任何
东西可以逃逸出去，他的信号再也不能传到空间飞船了。当11点到达时，他在空间飞船
中的伙伴发现，航天员发来的一串信号的时间间隔越变越长。但是这个效应在10点59分
59秒之前是非常微小的。在收到10点59分58秒和10点59分59秒发出的两个信号之间，他
们只需等待比一秒钟稍长一点的时间，然而他们必须为11点发出的信号等待无限长的时
间。按照航天员的手表，光波是在10点59分59秒和11点之间由恒星表面发出；从空间飞
船上看，那光波被散开到无限长的时间间隔里。在空间飞船上收到这一串光波的时间间
隔变得越来越长，所以恒星来的光显得越来越红、越来越淡，最后，该恒星变得如此之
朦胧，以至于从空间飞船上再也看不见它，所余下的只是空间中的一个黑洞。然而，此
恒星继续以同样的引力作用到空间飞船上，使飞船继续绕着所形成的黑洞旋转。
但是由于以下的问题，使得上述情景不是完全现实的。你离开恒星越远则引力越弱，
所以作用在这位无畏的航天员脚上的引力总比作用到他头上的大。在恒星还未收缩到临
界半径而形成事件视界之前，这力的差就已经将我们的航天员拉成意大利面条那样，甚
至将他撕裂！然而，我们相信，在宇宙中存在质量大得多的天体，譬如星系的中心区域，
它们遭受到引力坍缩而产生黑洞；一位在这样的物体上面的航天员在黑洞形成之前不会
被撕开。事实上，当他到达临界半径时，不会有任何异样的感觉，甚至在通过永不回返
的那一点时，都没注意到。但是，随着这区域继续坍缩，只要在几个钟头之内，作用到
他头上和脚上的引力之差会变得如此之大，以至于再将其撕裂。
罗杰·彭罗斯和我在1965年和1970年之间的研究指出，根据广义相对论，在黑洞中
必然存在无限大密度和空间——时间曲率的奇点。这和时间开端时的大爆炸相当类似，
只不过它是一个坍缩物体和航天员的时间终点而已。在此奇点，科学定律和我们预言将
来的能力都失效了。然而，任何留在黑洞之外的观察者，将不会受到可预见性失效的影
响，因为从奇点出发的不管是光还是任何其他信号都不能到达他那儿。这令人惊奇的事
实导致罗杰·彭罗斯提出了宇宙监督猜测，它可以被意译为：“上帝憎恶裸奇点。”换
言之，由引力坍缩所产生的奇点只能发生在像黑洞这样的地方，在那儿它被事件视界体
面地遮住而不被外界看见。严格地讲，这是所谓弱的宇宙监督猜测：它使留在黑洞外面
的观察者不致受到发生在奇点处的可预见性失效的影响，但它对那位不幸落到黑洞里的
可怜的航天员却是爱莫能助。
广义相对论方程存在一些解，这些解使得我们的航天员可能看到裸奇点。他也许能
避免撞到奇点上去，而穿过一个“虫洞”来到宇宙的另一区域。看来这给空间——时间
内的旅行提供了巨大的可能性。但是不幸的是，所有这些解似乎都是非常不稳定的；最
小的干扰，譬如一个航天员的存在就会使之改变，以至于他还没能看到此奇点，就撞上
去而结束了他的时间。换言之，奇点总是发生在他的将来，而从不会在过去。强的宇宙
监督猜测是说，在一个现实的解里，奇点总是或者整个存在于将来（如引力坍缩的奇点），
或者整个存在于过去（如大爆炸）。因为在接近裸奇点处可能旅行到过去，所以宇宙监
督猜测的某种形式的成立是大有希望的。这对科学幻想作家而言是不错的，它表明没有
任何一个人的生命曾经平安无事：有人可以回到过去，在你投胎之前杀死你的父亲或母
亲！
事件视界，也就是空间——时间中不可逃逸区域的边界，正如同围绕着黑洞的单向
膜：物体，譬如不谨慎的航天员，能通过事件视界落到黑洞里去，但是没有任何东西可
以通过事件视界而逃离黑洞。（记住事件视界是企图逃离黑洞的光的空间——时问轨道，
没有任何东西可以比光运动得更快。）人们可以将诗人但丁针对地狱入口所说的话恰到
好处地用于事件视界：“从这儿进去的人必须抛弃一切希望。”任何东西或任何人一旦
进入事件视界，就会很快地到达无限致密的区域和时间的终点。
广义相对论预言，运动的重物会导致引力波的辐射，那是以光的速度传播的空间—
—时间曲率的涟漪。引力波和电磁场的涟漪光波相类似，但是要探测到它则困难得多。
就像光一样，它带走了发射它们的物体的能量。因为任何运动中的能量都会被引力波的
辐射所带走，所以可以预料，一个大质量物体的系统最终会趋向于一种不变的状态。
（这和扔一块软木到水中的情况相当类似，起先翻上翻下折腾了好一阵，但是当涟漪将
其能量带走，就使它最终平静下来。）例如，绕着太阳公转的地球即产生引力波。其能
量损失的效应将改变地球的轨道，使之逐渐越来越接近太阳，最后撞到太阳上，以这种
方式归于最终不变的状态。在地球和太阳的情形下能量损失率非常小——大约只能点燃
一个小电热器，这意味着要用大约1干亿亿亿年地球才会和太阳相撞，没有必要立即去为
之担忧！地球轨道改变的过程极其缓慢，以至于根本观测不到。但几年以前，在称为PS
R1913＋16（PSR表示“脉冲星”，一种特别的发射出无线电波规则脉冲的中子星）的系
统中观测到这一效应。此系统包含两个互相围绕着运动的中子星，由于引力波辐射，它
们的能量损失，使之相互以螺旋线轨道靠近。
在恒星引力坍缩形成黑洞时，运动会更快得多，这样能量被带走的速率就高得多。
所以不用太长的时间就会达到不变的状态。这最终的状态将会是怎样的呢？人们会以为
它将依赖于形成黑洞的恒星的所有的复杂特征——不仅仅它的质量和转动速度，而且恒
星不同部分的不同密度以及恒星内气体的复杂运动。如果黑洞就像坍缩形成它们的原先
物体那样变化多端，一般来讲，对之作任何预言都将是非常困难的。
然而，加拿大科学家外奈·伊斯雷尔（他生于柏林，在南非长大，在爱尔兰得到博
士）在1967年使黑洞研究发生了彻底的改变。他指出，根据广义相对论，非旋转的黑洞
必须是非常简单、完美的球形；其大小只依赖于它们的质量，并且任何两个这样的同质
量的黑洞必须是等同的。事实上，它们可以用爱因斯坦的特解来描述，这个解是在广义
相对论发现后不久的1917年卡尔·施瓦兹席尔德找到的。一开始，许多人（其中包括伊
斯雷尔自己）认为，既然黑洞必须是完美的球形，一个黑洞只能由一个完美球形物体坍
缩而形成。所以，任何实际的恒星——从来都不是完美的球形——只会坍缩形成一个裸
奇点。
然而，对于伊斯雷尔的结果，一些人，特别是罗杰·彭罗斯和约翰·惠勒提倡一种
不同的解释。他们论证道，牵涉恒星坍缩的快速运动表明，其释放出来的引力波使之越
来越近于球形，到它终于静态时，就变成准确的球形。按照这种观点，任何非旋转恒星，
不管其形状和内部结构如何复杂，在引力坍缩之后都将终结于一个完美的球形黑洞，其
大小只依赖于它的质量。这种观点得到进一步的计算支持，并且很快就为大家所接受。
伊斯雷尔的结果只处理了由非旋转物体形成的黑洞。1963年，新西兰人罗伊·克尔
找到了广义相对论方程的描述旋转黑洞的一族解。这些“克尔”黑洞以恒常速度旋转，
其大小与形状只依赖于它们的质量和旋转的速度。如果旋转为零，黑洞就是完美的球形，
这解就和施瓦兹席尔德解一样。如果有旋转，黑洞的赤道附近就鼓出去（正如地球或太
阳由于旋转而鼓出去一样），而旋转得越快则鼓得越多。由此人们猜测，如将伊斯雷尔
的结果推广到包括旋转体的情形，则任何旋转物体坍缩形成黑洞后，将最后终结于由克
尔解描述的一个静态。
1970年，我在剑桥的一位同事和研究生同学布兰登·卡特为证明此猜测跨出了第一
步。他指出，假定一个稳态的旋转黑洞，正如一个自旋的陀螺那样，有一个对称轴，则
它的大小和形状，只由它的质量和旋转速度所决定。然后我在1971年证明了，任何稳态
旋转黑洞确实有这样的一个对称轴。，最后，在国王学院任教的大卫·罗宾逊利用卡特
和我的结果证明了这猜测是对的：这样的黑洞确实必须是克尔解。所以在引力坍缩之后，
一个黑洞必须最终演变成一种能够旋转、但是不能搏动的态。并且它的大小和形状，只
决定于它的质量和旋转速度，而与坍缩成为黑洞的原先物体的性质无关。此结果以这样
的一句谚语表达而成为众所周知：“黑洞没有毛。”“无毛”定理具有巨大的实际重要
性，因为它极大地限制了黑洞的可能类型。所以，人们可以制造可能包含黑洞的物体的
具体模型，再将此模型的预言和观测相比较。因为在黑洞形成之后，我们所能测量的只
是有关坍缩物体的质量和旋转速度，所以“无毛”定理还意味着，有关这物体的非常大
量的信息，在黑洞形成时损失了。下一章 我们将会看到它的意义。
黑洞是科学史上极为罕见的情形之一，在没有任何观测到的证据证明其理论是正确
的情形下，作为数学的模型被发展到非常详尽的地步。的确，这经常是反对黑洞的主要
论据：你怎么能相信一个其依据只是基于令人怀疑的广义相对论的计算的对象呢？然而，
1963年，加利福尼亚的帕罗玛天文台的天文学家马丁·施密特测量了在称为3C273（即是
剑桥射电源编目第三类的273号）射电源方向的一个黯淡的类星体的红移。他发现引力场
不可能引起这么大的红移——如果它是引力红移，这类星体必须具有如此大的质量，并
离我们如此之近，以至于会干扰太阳系中的行星轨道。这暗示此红移是由宇宙的膨胀引
起的，进而表明此物体离我们非常远。由于在这么远的距离还能被观察到，它必须非常
亮，也就是必须辐射出大量的能量。人们会想到，产生这么大量能量的唯一机制看来不
仅仅是一个恒星，而是一个星系的整个中心区域的引力坍缩。人们还发现了许多其他类
星体，它们都有很大的红移。但是它们都离开我们太远了，所以对之进行观察太困难，
以至于不能给黑洞提供结论性的证据。
1967年，剑桥的一位研究生约瑟琳·贝尔发现了天空发射出无线电波的规则脉冲的
物体，这对黑洞的存在的预言带来了进一步的鼓舞。起初贝尔和她的导师安东尼·赫维
许以为，他们可能和我们星系中的外星文明进行了接触！我的确记得在宣布他们发现的
讨论会上，他们将这四个最早发现的源称为LGM1－4，LGM表示“小绿人”（“Little G
reen Man”）的意思。然而，最终他们和所有其他人都得到了不太浪漫的结论，这些被
称为脉冲星的物体，事实上是旋转的中子星，这些中子星由于它们的磁场和周围物质复
杂的相互作用，而发出无线电波的脉冲。这对于写空间探险的作者而言是个坏消息，但
对于我们这些当时相信黑洞的少数人来说，是非常大的希望——这是第一个中子星存在
的证据。中子星的半径大约10英哩，只是恒星变成黑洞的临界半径的几倍。如果一颗恒
星能坍缩到这么小的尺度，预料其他恒星会坍缩到更小的尺度而成为黑洞，就是理所当
然的了。
按照黑洞定义，它不能发出光，我们何以希望能检测到它呢？这有点像在煤库里找
黑猫。庆幸的是，有一种办法。正如约翰·米歇尔在他1783年的先驱性论文中指出的，
黑洞仍然将它的引力作用到它周围的物体上。天文学家观测了许多系统，在这些系统中，
两颗恒星由于相互之间的引力吸引而互相围绕着运动。他们还看到了，其中只有一颗可
见的恒星绕着另一颗看不见的伴星运动的系统。人们当然不能立即得出结论说，这伴星
即为黑洞——它可能仅仅是一颗太暗以至于看不见的恒星而已。然而，有些这种系统，
例如叫做天鹅X－1（图6.2）的，也刚好是一个强的X 射线源。对这现象的最好解释是，
物质从可见星的表面被吹起来，当它落向不可见的伴星之时，发展成螺旋状的轨道（这
和水从浴缸流出很相似），并且变得非常热而发出X射线（图6.3）。为了使这机制起作
用，不可见物体必须非常小，像白矮星、中子星或黑洞那样。从观察那颗可见星的轨道，
人们可推算出不可见物体的最小的可能质量。在天鹅X－1的情形，不可见星大约是太阳
质量的6倍。按照强德拉塞卡的结果，它的质量太大了，既不可能是白矮星，也不可能是
中子星。所以看来它只能是一个黑洞。

图6.2在靠近照片中心的两个恒星之中更亮的那颗是天鹅X－1，被认为是
由互相绕着旋转的一个黑洞和一个正常恒星组成。

图6.3
还有其他不用黑洞来解释天鹅X－1的模型，但所有这些都相当牵强附会。黑洞看来
是对这一观测的仅有的真正自然的解释。尽管如此，我和加州理工学院的基帕·索恩打
赌说，天鹅X－1不包含一个黑洞！这对我而言是一个保险的形式。我对黑洞作了许多研
究，如果发现黑洞不存在，则这一切都成为徒劳。但在这种情形下，我将得到赢得打赌
的安慰，他要给我4年的杂志《私人眼睛》。如果黑洞确实存在，基帕·索思将得到1年
的《阁楼》。我们在1975年打赌时，大家80％断定，天鹅座是一黑洞。迄今，我可以讲
大约95％是肯定的，但输赢最终尚未见分晓。
现在，在我们的星系中和邻近两个名叫麦哲伦星云的星系中，还有几个类似天鹅X－
1的黑洞的证据。然而，几乎可以肯定，黑洞的数量比这多得太多了！在宇宙的漫长历史
中，很多恒星应该已经烧尽了它们的核燃料并坍缩了。黑洞的数目甚至比可见恒星的数
目要大得相当多。单就我们的星系中，大约总共有1千亿颗可见恒星。这样巨大数量的黑
洞的额外引力就能解释为何目前我们星系具有如此的转动速率，单是可见恒星的质量是
不足够的。我们还有某些证据说明，在我们星系的中心有大得多的黑洞，其质量大约是
太阳的10万倍。星系中的恒星若十分靠近这个黑洞时，作用在它的近端和远端上的引力
之差或潮汐力会将其撕开，它们的遗骸以及其他恒星所抛出的气体将落到黑洞上去。正
如同在天鹅X－1情形那样，气体将以螺旋形轨道向里运动并被加热，虽然不如天鹅X－1
那种程度会热到发出X射线，但是它可以用来说明星系中心观测到的非常紧致的射电和红
外线源。
人们认为，在类星体的中心是类似的、但质量更大的黑洞，其质量大约为太阳的1亿
倍。落入此超重的黑洞的物质能提供仅有的足够强大的能源，用以解释这些物体释放出
的巨大能量。当物质旋入黑洞，它将使黑洞往同一方向旋转，使黑洞产生一类似地球上
的一个磁场。落入的物质会在黑洞附近产生能量非常高的粒子。该磁场是如此之强，以
至于将这些粒子聚焦成沿着黑洞旋转轴，也即它的北极和南极方向往外喷射的射流。在
许多星系和类星体中确实观察到这类射流。
人们还可以考虑存在质量比太阳小很多的黑洞的可能性。因为它们的质量比强德拉
塞卡极限低，所以不能由引力坍缩产生：这样小质量的恒星，甚至在耗尽了自己的核燃
料之后，还能支持自己对抗引力。只有当物质由非常巨大的压力压缩成极端紧密的状态
时，这小质量的黑洞才得以形成。一个巨大的氢弹可提供这样的条件：物理学家约翰·
惠勒曾经算过，如果将世界海洋里所有的重水制成一个氢弹，则它可以将中心的物质压
缩到产生一个黑洞。（当然，那时没有一个人可能留下来去对它进行观察！）更现实的
可能性是，在极早期的宇宙的高温和高压条件下会产生这样小质量的黑洞。因为一个比
平均值更紧密的小区域，才能以这样的方式被压缩形成一个黑洞。所以当早期宇宙不是
完全光滑的和均匀的情形，这才有可能。但是我们知道，早期宇宙必须存在一些无规性，
否则现在宇宙中的物质分布仍然会是完全均匀的，而不能结块形成恒星和星系。
很清楚，导致形成恒星和星系的无规性是否导致形成相当数目的“太初”黑洞，这
要依赖于早期宇宙的条件的细节。所以如果我们能够确定现在有多少太初黑洞，我们就
能对宇宙的极早期阶段了解很多。质量大于10亿吨（一座大山的质量）的太初黑洞，可
由它对其他可见物质或宇宙膨胀的影响被探测到。然而，正如我们需要在下一章 看到
的，黑洞根本不是真正黑的，它们像一个热体一样发光，它们越小则发热发光得越厉害。
所以看起来荒谬，而事实上却是，小的黑洞也许可以比大的黑洞更容易地被探测到。
第七章 黑洞不是这么黑的

Answer 3

210.34.0.161/zckx/doc/dg-dl.ppt

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