在天空寻找黑洞的方法提出来了，
追寻了，
也（大概）成功了
方法
想想你就是奥本海默。那是1939年，你刚让自己相信了大质量恒星在死后会形成黑洞（第5，6章）。那么，你会坐下来跟天文学家讨论在天空寻找黑洞存在证据的计划吗？不，完全不会。如果你是奥本海默，你的兴趣该在基础物理学上；你可能会把你的想法告诉天文学家，但你自己的注意力还在原子核——因第二次世界大战的爆发，它很快会将你卷入原子弹的设计。天文学家呢？他们会相信你的思想吗？不，一点儿也不。在天文学界，除了“野人”茨维基在推行他的中子星（第5章）外，普遍都很保守，世界到处都在反对钱德拉塞卡的白矮星极大质量（第4章）。
想想你就是惠勒，那是1962年，你刚克服了巨大的阻力，开始相信有些大质量恒星一定会在死后产生黑洞（第6，7章）。那么，你会坐下来跟天文学家讨论寻找它们的计划吗？不，完全不会。如果你是惠勒，令你感兴趣的是可能会在黑洞中心实现的广义相对论和量子力学那激动人心的结合（第13章）。你向物理学家们宣扬，星体坍缩的终点是出现新认识的转折点。你没有要天文学家们去寻找黑洞甚至中子星，关于寻找黑洞，你什么也没说；至于更有希望的找到中子星的思想，你不过在文章里回应了天文学界的保守观点：“这样的天体将有30公里量级的直径……会快速冷却下来……看这么暗淡的天体，跟看其他恒星的行星一样，几乎是没有希望的。”1（换句话说，一点希望也没有。）
想想你就是泽尔多维奇。那是1964年，你过去氢弹设计小组的成员波杜列茨刚在计算机上模拟了包括压力、激波、热、辐射和物质喷射等效应在内的星体坍缩（第6章），模拟产生了黑洞（或者说，计算机式的黑洞）。现在，你完全相信有些大质量恒星在死后一定会形成黑洞。那么，你会跟着坐下来和天文学家计划寻找它们吗？会的，当然会的。如果你是泽尔多维奇，你不大会同情惠勒为星体坍缩终点的困惑。2这个终点可能藏在黑洞的视界内，人们看不到它。但视界本身和黑洞对周围的影响却很有可能看到，你只需要指明如何去看。如果你是泽尔多维奇，你困惑的就是理解宇宙的可观测部分；那么，你怎么可能拒绝寻找黑洞的挑战呢？
寻找黑洞，该从哪儿开始？显然，始于我们的银河系——我们的1012颗恒星的碟形集合。离我们最近的另一个大星系仙女嵴，有200万光年远，比银河系大20倍，见图8.1。这样，与银河系里相同的天体比，仙女座的恒星、气体云或其他天体将显得小20倍，暗400倍。于是，假如在银河系里都难探测黑洞，耶么在仙女座，还要难400倍——在比仙女座还大10亿倍的星系里，那就更是难上难了。
既然在近处寻找那么重要，为什么不在我们的太阳系里找呢？也就是在从太阳到冥王星的范围内找？行星里不能有黑洞叫？不过因为它黑而我们看不见罢了。不，显然不会。如果真有黑洞，它的引力作用会比太阳还大；它会彻底破坏行星轨道，而我们没有发现这样的破坏。所以，最近的黑洞一定远在冥王星轨道以外。
图8.1 宇宙结构简图
比冥王星远多少呢？你可以粗略估计一下。如果黑洞是大质量恒星死后形成的，那么最近的黑洞不太可能比最近的大质量恒星（天狼星）更近，离地球8光年；而且，它几乎肯定不会比（离太阳）最近的恒星半人马座α更近，4光年。
在这么远的距离上，天文学家怎么可能探测黑洞呢？他是不是在天空寻找一个运动的暗天体就行了？这样的天体可能会遮住来自它背后恒星的光。不行。因为黑洞的周长大概是50公里，而距离至少是4光年，它的圆盘张成的角不会大于10-7弧秒，这大概相当于从月亮看一根人的头发的直径，比世界上最好的望远镜所能分辨的东西还小1 000万倍。运动的暗天体太小了，是不可能看到的。
如果说黑洞运动到恒星前面，我们看不见它的黑盘，那么能不能看到黑洞引力像透镜那样将恒星放大呢（图8.2）？恒星可能先显得较暗，当黑洞运动到恒星和地球之间时它会亮起来，然后，黑洞走开了，它又暗下去，是这样吗？不，这样的寻找方法还是会失败的。原因是，恒星和黑洞可能会围绕彼此旋转从而靠得很近，也可能分开一个典型的星际距离。如果靠得近，那么小黑洞就像放在帝国大厦89层楼的窗台上的放大镜，然后，从几公里外来看它。当然，这个小小放大镜是没有能力放大一座大厦的；同样，黑洞对恒星的形状也不会产生什么影响。
图8.2 从地球看，黑洞的引力作用像一个透镜，能改变恒星的外观大小和形状。图中的黑洞正好在恒星到地球的直线上，所以从恒星发出的光线将等量地从黑洞的上、下、前、后经过而到达地球。所有到地球的光线从恒星出发沿一个发散的锥体向外运动；经过黑洞后，光线发生弯曲，然后沿一个收敛的锥体到达地球。结果，在地球的天空上，恒星的像是一个细环，与没有黑洞时的像相比，它的表面积大得多，从而也亮得多。望远镜分辨不出这么小的环，但恒星的总亮度可以提高10-100倍，或更多。
如果恒星和黑洞像图8.2那样分得很远，但聚焦能力还是很强，可以将恒星亮度提高10～100倍。然而，星际距离总是巨大的，要地球-黑洞-恒星处在一条直线上，是极其难得的事情，不会有希望。而且，即使观察到了这样的透镜，从恒星到地球的光经过黑洞要经历很长的距离（图8.2），在这么长的距离里可能会有一颗恒星处在黑洞的位置，起着透镜的作用。所以，地球上的天文学家不可能知道，透镜是一个黑洞，还是仅仅是一颗普通而暗淡的恒星。
泽尔多维奇在寻找观测黑洞的方法时，一定进行过像这样的一连串的推理。他最后得到一个有希望的方法（图8.3）：假设黑洞和恒星在围绕彼此的轨道上（形成双星系），天文学家在将望远镜对准这对双星时，只能看到来自恒星的光，黑洞是看不见的。不过，恒星的光将提供黑洞存在的证据：恒星在轨道上绕黑洞运动时，先朝着地球，然后离开地球。当它朝向我们时，多普勒效应将使星光向蓝色移动；当它远离我们时，光会红移。天文学家可以高精度地测量这些频移，因为星光经过摄谱仪（一种精巧的棱镜）时会显出尖锐的谱线，这种谱线的波长（颜色）的轻微移动都会清楚地表现出来。通过波长移动的测量，天文学家能推测恒星走近或离开地球的速度，通过测量频移随时间的变化，他们能推测恒星的速度如何随时间变化。速度变化的典型大小约在每秒10～100千米之间，测量的典型精度是0.1千米/秒。
从这样高精度的恒星速度测量，能了解些什么呢？我们会了解一些关于黑洞质量的东西：黑洞质量越大，作用在恒星上的引力就越强，从而阻止恒星被吸进黑洞所要求的离心力也越强。为获得强大的离心力，恒星必然在轨道上快速运动。因此，大的速度总是伴随着大的黑洞质量。
那么，为了寻找黑洞，天文学家应该找那些光谱表现出周期性的红一蓝一红一蓝频移的恒星。这类移动是恒星有一颗伴星的确凿证据。天文学家应该测量恒星的光谱，从它推测恒星绕伴星运动的速度，然后从速度推测伴星的质量。如果伴星质量很大，而且没有发出一点光，那么它很可能是一个黑洞。这就是泽尔多维奇的建议。
图8.3 泽尔多维奇提出的寻找黑洞的方法。（a）黑洞与恒星在相互环绕的轨道上。如果黑洞比恒星重，它的轨道就会像图中那样比恒星的小（就是说，黑洞动一点，而恒星动很多）。如果黑洞比恒星轻，它的轨道会更大（就是说，恒星动一点，而黑洞动很多）。当恒星背离地球运动时，光会向红端移动（向更长的波长）。（b）进入地球望远镜的光通过摄谱仪形成光谱。图中画了两个谱，上面记录的是恒星背离地球时的谱线，下面记录的是半个周期后恒星朝向地球运动时的谱线。谱中细线的波长有相对移动。（c）通过测量这样的光谱序列，天文学家能确定恒星朝向和背离地球的速度如何随时间变化；根据这个变化的速度，他们可以确定恒星所围绕的天体的质量。如果质量大于2个太阳且没有光从它发出，那这个天体可能就是一个黑洞。
尽管这个方法比以前的任何一个都好得多，但它还是隐藏着许多问题，我只谈两个：第一，暗伴星的质量不是直接“称”出来的。恒星的测量速度不仅依赖于伴星的质量，而且依赖于它自身的质量和双星系轨道面对我们视线的倾角。恒星质量和轨道倾角倒可以通过仔细的观测推想出来，但这么做不容易，精度也不会高。结果，估计的暗伴星的质量很容易出现大误差（比如，差2倍或3倍）。第二，黑洞不是恒星能有的惟一暗伙伴。例如，中子星伴星也可能是暗的。为了肯定伴星不是中子星，需要确认它比中子星所能允许的最大质量（约2个太阳质量）大得多。两个在紧密轨道上彼此围绕的中子星，也可能很暗，甚至有4个太阳质量那么重。暗伴星可能是这样的一个系统；也可能是两个轨道紧密的总质量达3个太阳质量的冷白矮星。还有一些类型的恒星，虽不是全黑，但质量可能很大，而且异乎寻常地暗淡。在测量光谱时，必须非常小心，以保证没有来自这类星体的一丝微弱的光亮。
在过去的几十年里，天文学家艰难地观测了大量的双星系，还为它们编了目录（星表），所以，泽尔多维奇用不着直接在天空去寻找，检索天文学家的编目就够了。不过，他自己没时间也没耐性去査目录，而且他也不具有克服那些困难的专业技能。于是，跟以往处在这种境况下一样，他需要一个能在时间和技能上帮助他的人——这回是古赛诺夫（Oktay Guseinov），一个天文学研究生，对双星已经很熟悉了。他和泽尔多维奇一起，在星表的几百个数据充分的双星系中找到了5个有希望的黑洞候选者。3
接下来的几年里，天文学家几乎没有谁注意那5个黑洞候选者。我对天文学家的漠不关心感到很苦恼，于是在1968年，我请加州理工学院的天文学家特里姆布尔（Virginia Trimble）来帮我修订并扩充泽尔多维奇-古赛诺夫黑洞候选者名单。虽然特里姆布尔刚读完博士，但在天文学领域的专业知识已经很丰富了。她知道我们可能会遇到的所有问题——除上面说的，还有更多——她能准确地估价它们。我们自己在双星目录中搜寻，用所有能找到的公开数据校核最有希望的双星，最后得到一张有8个黑洞候选者的名单。4不幸的是，对这8种情况，特里姆布尔都能提出一个半推理的非黑洞的解释，说明这个伴星为什么那么黑。今天，四分之一世纪过去了，我们的候选者没有一个留下来的，现在看来，它们似乎没有一个是真正的黑洞。
泽尔多维奇在考虑寻找黑洞的双星方法时，知道那是一场赌博，没有一点儿赢的把握。幸运的是，他灵机一动，又有了第二个想法——那是1964年，纽约绮色佳康奈尔大学的天体物理学家萨尔皮特（Edwin Salpeter）也同时独立地发现了这个想法。5
假设一个黑洞穿过气体云——或者等价地说，在黑洞看来，气体云通过它（图8.4），被引力加速到近光速的气流将在黑洞上下绕着它飞流，涌向黑洞的边缘。涌来的气体形成激波前沿（密度突然大增），将气体的巨大能量转化为热，引起强烈辐射。于是，从结果看，黑洞的作用像一台机器，将一些下落气体的质量转化为热量，然后辐射。这台“机器”的效率可能很高，多高呢？泽尔多维奇和萨尔皮特得到的结果是，比核燃料燃烧的效率还高。
图8.4 萨尔皮特-泽尔多维奇寻找黑洞的建议。
对这个问题，泽尔多维奇和他的小组研究了两年，他们从不同角度来看它，想寻找一种办法让它更有希望。不过，这只是一个问题，没有引起多少注意；关于黑洞、中子星、超新星和宇宙起源，他们还有很多的想法。于是，1966年的某一天，在一场激烈争论中，泽尔多维奇和诺维科夫一起认识到，他们可以将双星思、想与下落气体的思想联合起来（图8.5）。6
强大的气体（大多是氢和氦）风吹散部分恒星表面。（太阳也吹这类风，不过很弱。）假定黑洞和刮风的恒星在相互环绕的轨道上，黑洞将捕获一些气体，在激波前沿将它加热，使它产生辐射。泽尔多维奇在他莫斯科家里1米见方的黑板上同诺维科夫估算了被激气体的温度：几百万度。
图8.5 泽尔多维奇和诺维科夫提出的黑洞找寻办法。黑洞引力捕获了那些将伴星表面吹散的风。风的气流从相对的方向包围黑洞，碰撞形成尖锐的激波前沿，气体在这儿被加热到几百万度，并发出X射线。光学望远镜可以看到绕着一个大质量的暗伴星的恒星，X射线望远镜能看到来自伴星的X射线。
这样高温的气体不会发出太多的可见光，而是发出紫外线。于是，泽尔多维奇和诺维科夫认识到，围绕着伴星的黑洞，有些（虽然不是大多数）可能会发出大量X射线。
因此，为了找黑洞，可以将光学望远镜与X射线结合起来。黑洞候选者所在的双星，一个是光学的亮星，X射线的暗星；另一个应该是在光学上暗淡而在X射线上明亮的天体（黑洞）。由于中子星也能从伴星捕获气体，在激波前沿将它加热，产生X射线，所以确定光学暗淡而X射线明亮的天体的质量是决定性的，我们必须确信它比2个太阳重从而不会是中子星。
这样的寻找策略还有一个问题。1966年，X射线望远镜还太原始了。