有人说，事实有时比小说更不可思议，没有什么比黑洞的情形更体现这点了。黑洞比科幻作家的任何异想天开都更怪异，但它们却是已经被科学证明了的存在。科学界不仅较晚才意识到大质量恒星可在自己的引力作用下往恒星中心坍缩，而且在对坍塌后留下的天体和物质的行为的相关思考也很迟缓。1939年阿尔伯特·爱因斯坦甚至写了一篇论文断言，因为物质只能有限度地被压缩，所以恒星不能在自身引力作用下坍缩。许多科学家都赞同爱因斯坦的这个直觉判断。而在反对者当中，最主要的大概要数美国科学家约翰·惠勒了。他在诸多方面都是历史上推动黑洞理论的英雄。他在20世纪50年代和60年代的研究中强调，许多恒星最终会坍缩，并指出了这种可能性给理论物理学带来的问题。他还预见到坍缩的恒星转变成的天体，也就是黑洞的许多性质。
DS：“黑洞”这个词字面意思很简单，但是要想象在太空中某处一个真实存在的黑洞则比较困难。试着想象有一个巨大的下水口，水盘旋着流入其中。任何东西一旦滑过这个下水口开始下倾的边缘——对应黑洞当中所谓的“事件视界”——就无法返回。因为黑洞是如此强有力，甚至连光都会被它们吞没，所以我们实际上看不到它们。不过科学家知道它们的确存在，因为黑洞会将靠其太近的恒星撕裂开来，与此同时向太空中发出振荡波。最近一项有重大意义的科学成果就是探测到了正是超过十亿年前两个黑洞碰撞产生的所谓的“引力波”。
在一颗正常恒星的几十亿年寿命的大部分时间里，支持恒星对抗自身引力的力量来自于恒星内部的热压力，而热压力产生于将氢转变成氦的核反应过程中。
DS：美国航空航天局用高压锅来比喻恒星。恒星内部的核聚变的爆炸力产生了向外的压力，将一切都往内拉的恒星自身引力把这压力约束在恒星内部。
然而，恒星最终必将耗尽它的核燃料，失去与自身引力对抗的热压力。这时候恒星就会收缩。在某些情形下，它可能变成一颗“白矮星”而支持自身。然而，1930年萨拉玛尼安·钱德拉塞卡证明，白矮星的质量大小是有上限的，其最大质量是太阳质量的1.4倍。苏联物理学家列夫·朗道对全部由中子构成的恒星计算出类似的最大质量。
DS：白矮星和中子星都曾是像太阳那样的恒星，而其内部的核燃料已经燃烧殆尽。由于失去了使之胀大的力量，无法阻止自身引力拉力将其缩小，于是它们就变成了宇宙中的某些最致密的天体。不过在恒星的大小排名表上，这些恒星却是相对较小的，这意味着它们的自身引力大小不足以使恒星完全坍缩。因此，史蒂芬·霍金和其他人最感兴趣的问题是，最大的恒星在到达其生命终点时会发生什么？
那么，当那无数拥有比白矮星或中子星更大质量的恒星耗尽它们的核燃料时，它们的命运又如何呢？罗伯特·奥本海默，后来的原子弹之父，研究了这个问题。1939年，在和乔治·沃尔科夫、哈特朗德·斯奈德合作的两篇论文中，他证明了，这样大质量的恒星，其内部向外的压力不足以支持自己；而且如果你在计算中忽略压力，那么一颗均匀的球面对称的恒星就会收缩到具有无限密度的单独的一点。这样的一点被称为奇点。
DS：一个奇点是由一颗大质量的恒星被压缩到难以想象的小的点时的结局。这个概念一直是史蒂芬·霍金研究生涯的典型主题。它不仅有关恒星的终结，还有关形成整个宇宙的起点的更远为基本的观念。正是霍金关于这些的数学研究为他获得了世界性的声誉。
我们有关空间的所有理论都是在假定时空是光滑和几乎平坦的基础上表述的。所以这些理论在奇点处都崩溃了，因为在那里的时空曲率为无限大。事实上，奇点标志着时间本身的终结，这也正是爱因斯坦对之持有异议的原因。
DS：爱因斯坦的广义相对论认为，物体使围绕它们的时空变形。想象放在一张蹦床上的一个保龄球，它会改变蹦床布料的形状，使得其他较小的物体朝它滑去。人们通常用这种办法来比喻和理解引力效应。倘若时空的弯曲程度越来越厉害，最终变成无限大，在此处我们日常所熟知的时空规则就不再适用。
接着第二次世界大战来临。大多数科学家，包括罗伯特·奥本海默，都将注意力转向核物理，引力坍缩问题被大多数人遗忘了。而被称为“类星体”的遥远天体的发现重新激起了科学家们对这个研究课题的兴趣。
DS：类星体（quasar）是宇宙中最明亮的一类天体，也可能是迄今为止能够被检测到的最遥远的天体。这名字是“类恒星射电源天体”（quasi-stellar radio sources）的缩写，而且它们被认为是围绕黑洞涡旋的物质盘。
第一颗类星体3C273发现于1963年。此后，更多类星体很快相继被发现。尽管它们距离地球非常非常遥远，在地球上看来却异常明亮。这意味着它们释放出了远大于一般天体的能量，单纯的核反应产生的能量无法和如此大的能量输出匹配，因为核反应仅仅使用了天体静质量的一小部分，也仅仅将这一小部分质量作为纯粹能量释放出来。而其他可能提供这么大能量的源头，只有因引力坍缩释放的引力能。恒星的引力坍缩就这样被重新发现。
我们已经清楚地了解到，一颗均匀的球状的恒星有可能收缩成具有无限大密度的一点，即奇点。爱因斯坦方程在奇点处失效。这表明，在拥有无限密度的此点，人们不能预言未来。这接着意味，每当一颗恒星坍缩时，就会发生某种奇怪的事情。如果奇点是裸的，也就是说，如果它们没被事件视界遮蔽，那我们就要受到可预见性崩溃的影响。
DS：一个“裸”奇点是一个理论场景，此处恒星虽然坍缩，却没有形成围绕它的一个事件视界，也因此该奇点就能被看到。
当约翰·惠勒在1967年引进“黑洞”这个术语时，它取代了早先的“冻星”的名字。惠勒新造的词强调，坍缩恒星残余本身是有趣的，而与它们如何形成无关。新名字很快就流行起来。这个词让人联想到某种黑暗而神秘的东西。但是，法国人，模式化的法国人，却察觉到了这个词更下流的一层意思。他们排斥trou noir这个名字好多年（trou noir：法语中的黑洞，在某些俚语当中也会被用作骂人的话），断定这是个淫秽的词语。不过，这就像要抵制le weekend（法语中的周末，源自英语）和其他法式英语一样。最终他们只好屈服。何人能够抵制一个如此大获全胜的名字呢？
在黑洞外部，你不可能知道它里面是什么。你能把电视机、钻戒甚至你最恨的敌人扔进一个黑洞，可黑洞所能记忆的一切只不过是总质量、旋转的状态和电荷。约翰·惠勒把这一原理形象地称为“黑洞无毛”而闻名。而对法国人来说，这正坐实了他们的猜疑。
黑洞是有边界的，我们称之为事件视界。在视界上，引力的大小恰好足以把光拉曳到视界内并防止它逃逸。因为没有任何东西的速度比光还快，因此经过视界的所有其他东西也必然会被引力拉曳回去。穿过事件视界跌落到黑洞内部有点像乘独木舟顺尼亚加拉瀑布而下。在瀑布上游，如果你桨划得足够快，就能够逃脱掉下瀑布的命运，然而一旦到达了瀑布边缘，再怎么划桨都无济于事了，无法返回。你越靠近瀑布，水流就越急。这意味着，水流拉独木舟前部的力量比拉后部的力量更强大。当前后的拉力相差太多时，独木舟就将面临被拉断的危险。黑洞的情形也是类似的。如果你脚在前而头在后向一个黑洞落去，因为脚更接近黑洞，脚所在处的引力比头所在处的引力更大。这个力差将导致你的身体沿着纵向被拉长，而横向被挤瘦。如果这个黑洞拥有几倍我们太阳的质量，那么在你抵达视界之前就已被撕开并变成像意大利面条那么细。然而，倘若你向质量大得多的黑洞落去，比如质量是太阳质量的100万倍的黑洞，你就将轻而易举地到达视界。因此，如果你要探索黑洞的内部，确保选取一个大的。在我们银河系中心就存在一个质量约为400万个太阳质量的黑洞。
DS：科学家们相信，在几乎所有星系的中心都有一个巨大的黑洞——鉴于这个观念的有关特征首次被确认也才是不久以前的事，更让人感到了这个观念多么令人惊奇。
尽管在你落入黑洞时，自己不会注意到任何特异之事，但是在远处观察你掉入黑洞过程的人永远看不到你越过事件视界的瞬间。在这个观察者的眼里，越接近视界，你运动的速度就显得越缓慢，而且就在外头徘徊。观测者眼里的你也会随着接近视界的过程变得越来越红，越来越暗淡，直到你实际上从他的视野里消失。就外部世界而言，你已经永远消失了。
DS：由于光不能从黑洞逃逸出来，从远处观察你的任何人都无法真正地目击你越过视界的过程。在太空中没人能听见你的尖叫；而在黑洞里，没人能看到你失踪。
1970年的一个数学发现，极大地推动了我们对这些神秘现象的理解。这就是事件视界——即围绕黑洞的边界区域——的表面积具有如下性质，当额外的物质或辐射落入黑洞时，事件视界的面积总会增加。这个性质暗示，黑洞的事件视界面积和传统牛顿物理之间，特别是和热力学中的熵的概念之间存在相似之处。你可以将熵理解为对于一个系统的混乱程度的测度，或者等效地，是对其精确的态的知识的缺失。著名的热力学第二定律断言，熵总是随时间增加。1970年的发现首次暗示了视界面积和熵之间的关键联系。
DS：熵增意味着任何有序的事物随时间流逝而变得较混乱无序的倾向——打个比方，就像整齐垒着的砖头形成一堵墙（低熵），随着时间流逝，这堵墙最终将变成一堆杂乱的尘埃（高熵）。而这个从有序到混乱的过程可由热力学第二定律来描述。
虽然熵和事件视界面积之间存在明显的联系，但面积怎么会和黑洞本身的熵等同，对我们来说却一点都不清楚。黑洞的熵指的是什么呢？1972年，雅各布·柏肯斯坦提出了一个关键的设想，那时他是普林斯顿大学的一名研究生，后来在耶路撒冷的希伯来大学任教。其来龙去脉如下。当引力坍缩产生一个黑洞，它就快速地在一个静态安顿下来，这个态只用三个参数就能表征：质量、角动量（旋转的状态）和电荷。除了这三个性质，黑洞不保留已坍缩的天体的任何其他细节。
在宇宙学家的信息的意义上，这一定理对于信息论隐含了如下思想：在宇宙中的每个粒子和每个力对“是与否”问题都有隐含的答案。
DS：在这个语境里，信息是指与一个天体相关的每个粒子和每个力的所有细节。某物越是混乱无序，它的熵越高，就需要越多的信息去描述它。正如物理学家兼广播员吉姆·阿尔-卡里里说的那样，一副彻底洗过的纸牌比没洗过的拥有更高的熵，因此要描述它就需要更多得多的解释，或者信息。
柏肯斯坦定理意味着，在引力坍缩中，大量信息被丢失了。例如，黑洞最后的态与坍缩物体是由正物质还是反物质构成无关，与坍缩物体是球状的还是高度无规的形状无关。换言之，一个给定质量、角动量和电荷的黑洞可由大量不同的物质位形中的任一种——包括大量不同种类的恒星当中的任意一种坍缩形成。的确，如果不考虑量子效应，那么物质可能位形的数目会是无限多的，因为黑洞可能由巨大不确定数目、具有不确定低的质量的粒子的云团坍缩而形成。不过，位形的数量真能无限多吗？这就是量子效应参与进来之处。
量子力学的不确定性原理表明，只有其波长比该黑洞本身尺度还要小的粒子才能形成黑洞。这表明组成黑洞的粒子的可能波长范围是有限的：它不能是无限的。
DS：由著名的德国物理学家沃纳·海森伯在20世纪20年代构思出的不确定性原理陈述道：我们永远不能确定或预言最小的那些粒子的精确位置。因此，在所谓的量子尺度之下，自然中存在一个模糊性，和艾萨克·牛顿描述的精确有序的宇宙截然不同。
因此，能够形成一个具有给定质量、角动量和电荷的黑洞的位形的数目尽管非常巨大，却也是有限的。雅各布·柏肯斯坦提出，人们可以由这一有限数目推出黑洞的熵。这将是对黑洞创生时在坍缩过程中丢失且无法挽回的信息量的测度。
柏肯斯坦的设想有一个显然致命的瑕疵，如果黑洞拥有与它事件视界面积成比例的有限的熵，那么它还应该拥有一个有限的温度，该温度要与其表面引力成比例。这就意味着，黑洞可以在某一非零的温度下，和热辐射处于平衡中。然而，根据经典概念，这类平衡是不可能的。因为黑洞会吸收所有落到它上面的热辐射，但根据定义却不能反过来发射任何东西。它不能发射任何东西，也不能发射热辐射。
如果信息被丢失，这显然是在黑洞中发生的DS：
事，那就应该释放一些能量——这就和任何东西都不能从黑洞出来的理论相悖。
这是一个矛盾的情形。而这正是我在下一次讲演中将要继续探讨的内容之一。届时我将探索黑洞如何挑战宇宙的可预见性，以及历史的确定性的最基础原理；并且谈谈如果你被吸进了一个黑洞，将会发生什么。
DS：史蒂芬·霍金就这样带领我们进行了一次科学旅行：从爱因斯坦的恒星不能坍缩的断言，到人们接受黑洞的确存在的这个事实，直至关于黑洞的这些怪异特征如何存在和作用的各种理论之间的冲撞。