黑洞這一術語是不久以前才出現的。它是1969年美國科學家約翰·惠勒為形象
描述至少可回溯到200年前的這個思想時所杜撰的名字。那時候，共有兩種光理論：
一種是牛頓贊成的光的微粒說；另一種是光的波動說。我們現在知道，實際上這兩
者都是正確的。由於量子力學的波粒二象性，光既可認為是波，也可認為是粒子。
在光的波動說中，不清楚光對引力如何響應。但是如果光是由粒子組成的，人們可
以預料，它們正如同炮彈、火箭和行星那樣受引力的影響。起先人們以為，光粒子
無限快地運動，所以引力不可能使之慢下來，但是羅麥關於光速度有限的發現表明
引力對之可有重要效應。

    1783年，劍橋的學監約翰·米歇爾在這個假定的基礎上，在《倫敦皇家學會哲
學學報》上發表了一篇文章。他指出，一個質量足夠大並足夠緊致的恆星會有如此
強大的引力場，以致於連光線都不能逃逸——任何從恆星表面發出的光，還沒到達
遠處即會被恆星的引力吸引回來。米歇爾暗示，可能存在大量這樣的恆星，雖然會
由於從它們那裡發出的光不會到達我們這兒而使我們不能看到它們，但我們仍然可
以感到它們的引力的吸引作用。這正是我們現在稱為黑洞的物體。它是名符其實的
——在空間中的黑的空洞。幾年之後，法國科學家拉普拉斯侯爵顯然獨自提出和米
歇爾類似的觀念。非常有趣的是，拉普拉斯只將此觀點納入他的《世界系統》一書
的第一版和第二版中，而在以後的版本中將其刪去，可能他認為這是一個愚蠢的觀
念。（此外，光的微粒說在19世紀變得不時髦了；似乎一切都可以以波動理論來解
釋，而按照波動理論，不清楚光究竟是否受到引力的影響。）

    事實上，因為光速是固定的，所以，在牛頓引力論中將光類似炮彈那樣處理實
在很不協調。（從地面發射上天的炮彈由於引力而減速，最後停止上升並折回地面；
然而，一個光子必須以不變的速度繼續向上，那麼牛頓引力對於光如何發生影響呢？）
直到1915年愛因斯坦提出廣義相對論之前，一直沒有關於引力如何影響光的協調的
理論。甚至又過了很長時間，這個理論對大質量恆星的含意才被理解。

    為了理解黑洞是如何形成的，我們首先需要理解一個恆星的生命週期。起初，
大量的氣體（大部分為氫）受自身的引力吸引，而開始向自身坍縮而形成恆星。當
它收縮時，氣體原子相互越來越頻繁地以越來越大的速度碰撞——氣體的溫度上升。
最後，氣體變得如此之熱，以至於當氫原子碰撞時，它們不再彈開而是聚合形成氦。
如同一個受控氫彈爆炸，反應中釋放出來的熱使得恆星發光。這增添的熱又使氣體
的壓力升高，直到它足以平衡引力的吸引，這時氣體停止收縮。這有一點像氣球—
—內部氣壓試圖使氣球膨脹，橡皮的張力試圖使氣球縮小，它們之間存在一個平衡。
從核反應發出的熱和引力吸引的平衡，使恆星在很長時間內維持這種平衡。然而，
最終恆星會耗盡了它的氫和其他核燃料。貌似大謬，其實不然的是，恆星初始的燃
料越多，它則燃盡得越快。這是因為恆星的質量越大，它就必須越熱才足以抵抗引
力。而它越熱，它的燃料就被用得越快。我們的太陽大概足夠再燃燒50多億年，但
是質量更大的恆星可以在1億年這麼短的時間內用盡其燃料， 這個時間尺度比宇宙
的年齡短得多了。當恆星耗盡了燃料，它開始變冷並開始收縮。隨後發生的情況只
有等到本世紀20年代末才初次被人們理解。

    1928年，一位印度研究生——薩拉瑪尼安·強德拉塞卡——乘船來英國劍橋跟
英國天文學家阿瑟·愛丁頓爵士（一位廣義相對論家）學習。（據記載，在本世紀
20年代初有一位記者告訴愛丁頓，說他聽說世界上只有三個人能理解廣義相對論，
愛丁頓停了一下，然後回答：「我正在想這第三個人是誰」。）在他從印度來英的
旅途中，強德拉塞卡算出在耗盡所有燃料之後，多大的恆星可以繼續對抗自己的引
力而維持自己。這個思想是說：當恆星變小時，物質粒子靠得非常近，而按照泡利
不相容原理，它們必須有非常不同的速度。這使得它們互相散開並企圖使恆星膨脹。
一顆恆星可因引力作用和不相容原理引起的排斥力達到平衡而保持其半徑不變，正
如在它的生命的早期引力被熱所平衡一樣。



    然而，強德拉塞卡意識到，不相容原理所能提供的排斥力有一個極限。恆星中
的粒子的最大速度差被相對論限制為光速。這意味著，恆星變得足夠緊致之時，由
不相容原理引起的排斥力就會比引力的作用小。強德拉塞卡計算出；一個大約為太
陽質量一倍半的冷的恆星不能支持自身以抵抗自己的引力。（這質量現在稱為強德
拉塞卡極限。）蘇聯科學家列夫·達維多維奇·蘭道幾乎在同時也得到了類似的發
現。

    這對大質量恆星的最終歸宿具有重大的意義。如果一顆恆星的質量比強德拉塞
卡極限小，它最後會停止收縮並終於變成一顆半徑為幾千英哩和密度為每立方英吋
幾百噸的「白矮星」。白矮星是它物質中電子之間的不相容原理排斥力所支持的。
我們觀察到大量這樣的白矮星。第一顆被觀察到的是繞著夜空中最亮的恆星——天
狼星轉動的那一顆。

    蘭道指出，對於恆星還存在另一可能的終態。其極限質量大約也為太陽質量的
一倍或二倍，但是其體積甚至比白矮星還小得多。這些恆星是由中子和質子之間，
而不是電子之間的不相容原理排斥力所支持。所以它們被叫做中子星。它們的半徑
只有10英哩左右，密度為每立方英吋幾億噸。在中子星被第一次預言時，並沒有任
何方法去觀察它。實際上，很久以後它們才被觀察到。

    另一方面，質量比強德拉塞卡極限還大的恆星在耗盡其燃料時，會出現一個很
大的問題：在某種情形下，它們會爆炸或拋出足夠的物質，使自己的質量減少到極
限之下，以避免災難性的引力坍縮。但是很難令人相信，不管恆星有多大，這總會
發生。怎麼知道它必須損失重量呢？即使每個恆星都設法失去足夠多的重量以避免
坍縮，如果你把更多的質量加在白矮星或中子星上，使之超過極限將會發生什麼？
它會坍縮到無限密度嗎？愛丁頓為此感到震驚，他拒絕相信強德拉塞卡的結果。愛
丁頓認為，一顆恆星不可能坍縮成一點。這是大多數科學家的觀點：愛因斯坦自己
寫了一篇論文，宣佈恆星的體積不會收縮為零。其他科學家，尤其是他以前的老師、
恆星結構的主要權威——愛丁頓的敵意使強德拉塞卡拋棄了這方面的工作，轉去研
究諸如恆星團運動等其他天文學問題。然而，他獲得1983年諾貝爾獎，至少部分原
因在於他早年所做的關於冷恆星的質量極限的工作。

    強德拉塞卡指出，不相容原理不能夠阻止質量大於強德拉塞卡極限的恆星發生
坍縮。但是，根據廣義相對論，這樣的恆星會發生什麼情況呢？這個問題被一位年
輕的美國人羅伯特·奧本海默於1939年首次解決。然而，他所獲得的結果表明，用
當時的望遠鏡去觀察不會再有任何結果。以後，因第二次世界大戰的干擾，奧本海
默本人非常密切地捲入到原子彈計劃中去。戰後，由於大部分科學家被吸引到原子
和原子核尺度的物理中去，因而引力坍縮的問題被大部分人忘記了。但在本世紀60
年代，現代技術的應




    圖6.1用使得天文觀測範圍和數量大大增加， 重新激起人們對天文學和宇
    宙學的大尺度問題的興趣。奧本海默的工作被重新發現，並被一些人推廣。

    現在，我們從奧本海默的工作中得到一幅這樣的圖像：恆星的引力場改變了光
線的路徑，使之和原先沒有恆星情況下的路徑不一樣。光錐是表示光線從其頂端發
出後在空間——時間裡傳播的軌道。光錐在恆星表面附近稍微向內偏折，在日食時
觀察遠處恆星發出的光線，可以看到這種偏折現象。當該恆星收縮時，其表面的引
力場變得很強，光線向內偏折得更多，從而使得光線從恆星逃逸變得更為困難。對
於在遠處的觀察者而言，光線變得更黯淡更紅。最後，當這恆星收縮到某一臨界半
徑時，表面的引力場變得如此之強，使得光錐向內偏折得這麼多，以至於光線再也
逃逸不出去（圖6.1） 。根據相對論，沒有東西會走得比光還快。這樣，如果光都
逃逸不出來，其他東西更不可能逃逸，都會被引力拉回去。也就是說，存在一個事
件的集合或空間——時間區域，光或任何東西都不可能從該區域逃逸而到達遠處的
觀察者。現在我們將這區域稱作黑洞，將其邊界稱作事件視界，它和剛好不能從黑
洞逃逸的光線的軌跡相重合。

    當你觀察一個恆星坍縮並形成黑洞時，為了理解你所看到的情況，切記在相對
論中沒有絕對時間。每個觀測者都有自己的時間測量。由於恆星的引力場，在恆星
上某人的時間將和在遠處某人的時間不同。假定在坍縮星表面有一無畏的航天員和
恆星一起向內坍縮，按照他的表，每一秒鐘發一信號到一個繞著該恆星轉動的空間
飛船上去。在他的表的某一時刻，譬如11點鐘，恆星剛好收縮到它的臨界半徑，此
時引力場強到沒有任何東西可以逃逸出去，他的信號再也不能傳到空間飛船了。當
11點到達時，他在空間飛船中的夥伴發現，航天員發來的一串信號的時間間隔越變
越長。但是這個效應在10點59分59秒之前是非常微小的。在收到10點59分58秒和10
點59分59秒發出的兩個信號之間，他們只需等待比一秒鐘稍長一點的時間，然而他
們必須為11點發出的信號等待無限長的時間。按照航天員的手錶，光波是在10點59
分59秒和11點之間由恆星表面發出；從空間飛船上看，那光波被散開到無限長的時
間間隔裡。在空間飛船上收到這一串光波的時間間隔變得越來越長，所以恆星來的
光顯得越來越紅、越來越淡，最後，該恆星變得如此之朦朧，以至於從空間飛船上
再也看不見它，所餘下的只是空間中的一個黑洞。然而，此恆星繼續以同樣的引力
作用到空間飛船上，使飛船繼續繞著所形成的黑洞旋轉。

    但是由於以下的問題，使得上述情景不是完全現實的。你離開恆星越遠則引力
越弱，所以作用在這位無畏的航天員腳上的引力總比作用到他頭上的大。在恆星還
未收縮到臨界半徑而形成事件視界之前，這力的差就已經將我們的航天員拉成意大
利麵條那樣，甚至將他撕裂！然而，我們相信，在宇宙中存在質量大得多的天體，
譬如星系的中心區域，它們遭受到引力坍縮而產生黑洞；一位在這樣的物體上面的
航天員在黑洞形成之前不會被撕開。事實上，當他到達臨界半徑時，不會有任何異
樣的感覺，甚至在通過永不回返的那一點時，都沒注意到。但是，隨著這區域繼續
坍縮，只要在幾個鐘頭之內，作用到他頭上和腳上的引力之差會變得如此之大，以
至於再將其撕裂。

    羅傑·彭羅斯和我在1965年和1970年之間的研究指出，根據廣義相對論，在黑
洞中必然存在無限大密度和空間——時間曲率的奇點。這和時間開端時的大爆炸相
當類似，只不過它是一個坍縮物體和航天員的時間終點而已。在此奇點，科學定律
和我們預言將來的能力都失效了。然而，任何留在黑洞之外的觀察者，將不會受到
可預見性失效的影響，因為從奇點出發的不管是光還是任何其他信號都不能到達他
那兒。這令人驚奇的事實導致羅傑·彭羅斯提出了宇宙監督猜測，它可以被意譯為：
「上帝憎惡裸奇點。」換言之，由引力坍縮所產生的奇點只能發生在像黑洞這樣的
地方，在那兒它被事件視界體面地遮住而不被外界看見。嚴格地講，這是所謂弱的
宇宙監督猜測：它使留在黑洞外面的觀察者不致受到發生在奇點處的可預見性失效
的影響，但它對那位不幸落到黑洞裡的可憐的航天員卻是愛莫能助。

    廣義相對論方程存在一些解，這些解使得我們的航天員可能看到裸奇點。他也
許能避免撞到奇點上去，而穿過一個「蟲洞」來到宇宙的另一區域。看來這給空間
——時間內的旅行提供了巨大的可能性。但是不幸的是，所有這些解似乎都是非常
不穩定的；最小的干擾，譬如一個航天員的存在就會使之改變，以至於他還沒能看
到此奇點，就撞上去而結束了他的時間。換言之，奇點總是發生在他的將來，而從
不會在過去。強的宇宙監督猜測是說，在一個現實的解裡，奇點總是或者整個存在
於將來（如引力坍縮的奇點），或者整個存在於過去（如大爆炸）。因為在接近裸
奇點處可能旅行到過去，所以宇宙監督猜測的某種形式的成立是大有希望的。這對
科學幻想作家而言是不錯的，它表明沒有任何一個人的生命曾經平安無事：有人可
以回到過去，在你投胎之前殺死你的父親或母親！

    事件視界，也就是空間——時間中不可逃逸區域的邊界，正如同圍繞著黑洞的
單向膜：物體，譬如不謹慎的航天員，能通過事件視界落到黑洞裡去，但是沒有任
何東西可以通過事件視界而逃離黑洞。（記住事件視界是企圖逃離黑洞的光的空間
——時問軌道，沒有任何東西可以比光運動得更快。）人們可以將詩人但丁針對地
獄入口所說的話恰到好處地用於事件視界：「從這兒進去的人必須拋棄一切希望。」
任何東西或任何人一旦進入事件視界，就會很快地到達無限緻密的區域和時間的終
點。

    廣義相對論預言，運動的重物會導致引力波的輻射，那是以光的速度傳播的空
間——時間曲率的漣漪。引力波和電磁場的漣漪光波相類似，但是要探測到它則困
難得多。就像光一樣，它帶走了發射它們的物體的能量。因為任何運動中的能量都
會被引力波的輻射所帶走，所以可以預料，一個大質量物體的系統最終會趨向於一
種不變的狀態。（這和扔一塊軟木到水中的情況相當類似，起先翻上翻下折騰了好
一陣，但是當漣漪將其能量帶走，就使它最終平靜下來。）例如，繞著太陽公轉的
地球即產生引力波。其能量損失的效應將改變地球的軌道，使之逐漸越來越接近太
陽，最後撞到太陽上，以這種方式歸於最終不變的狀態。在地球和太陽的情形下能
量損失率非常小——大約只能點燃一個小電熱器， 這意味著要用大約1干億億億年
地球才會和太陽相撞，沒有必要立即去為之擔憂！地球軌道改變的過程極其緩慢，
以至於根本觀測不到。但幾年以前，在稱為PSR1913＋16（PSR表示「脈衝星」，一
種特別的發射出無線電波規則脈衝的中子星）的系統中觀測到這一效應。此系統包
含兩個互相圍繞著運動的中子星，由於引力波輻射，它們的能量損失，使之相互以
螺旋線軌道靠近。

    在恆星引力坍縮形成黑洞時，運動會更快得多，這樣能量被帶走的速率就高得
多。所以不用太長的時間就會達到不變的狀態。這最終的狀態將會是怎樣的呢？人
們會以為它將依賴於形成黑洞的恆星的所有的複雜特徵——不僅僅它的質量和轉動
速度，而且恆星不同部分的不同密度以及恆星內氣體的複雜運動。如果黑洞就像坍
縮形成它們的原先物體那樣變化多端，一般來講，對之作任何預言都將是非常困難
的。

    然而，加拿大科學家外奈·伊斯雷爾（他生於柏林，在南非長大，在愛爾蘭得
到博士）在1967年使黑洞研究發生了徹底的改變。他指出，根據廣義相對論，非旋
轉的黑洞必須是非常簡單、完美的球形；其大小只依賴於它們的質量，並且任何兩
個這樣的同質量的黑洞必須是等同的。事實上，它們可以用愛因斯坦的特解來描述，
這個解是在廣義相對論發現後不久的1917年卡爾·施瓦茲席爾德找到的。一開始，
許多人（其中包括伊斯雷爾自己）認為，既然黑洞必須是完美的球形，一個黑洞只
能由一個完美球形物體坍縮而形成。所以，任何實際的恆星——從來都不是完美的
球形——只會坍縮形成一個裸奇點。

    然而，對於伊斯雷爾的結果，一些人，特別是羅傑·彭羅斯和約翰·惠勒提倡
一種不同的解釋。他們論證道，牽涉恆星坍縮的快速運動表明，其釋放出來的引力
波使之越來越近於球形，到它終於靜態時，就變成準確的球形。按照這種觀點，任
何非旋轉恆星，不管其形狀和內部結構如何複雜，在引力坍縮之後都將終結於一個
完美的球形黑洞，其大小只依賴於它的質量。這種觀點得到進一步的計算支持，並
且很快就為大家所接受。

    伊斯雷爾的結果只處理了由非旋轉物體形成的黑洞。1963年，新西蘭人羅伊·
克爾找到了廣義相對論方程的描述旋轉黑洞的一族解。這些「克爾」黑洞以恆常速
度旋轉，其大小與形狀只依賴於它們的質量和旋轉的速度。如果旋轉為零，黑洞就
是完美的球形，這解就和施瓦茲席爾德解一樣。如果有旋轉，黑洞的赤道附近就鼓
出去（正如地球或太陽由於旋轉而鼓出去一樣），而旋轉得越快則鼓得越多。由此
人們猜測，如將伊斯雷爾的結果推廣到包括旋轉體的情形，則任何旋轉物體坍縮形
成黑洞後，將最後終結於由克爾解描述的一個靜態。

    1970年，我在劍橋的一位同事和研究生同學布蘭登·卡特為證明此猜測跨出了
第一步。他指出，假定一個穩態的旋轉黑洞，正如一個自旋的陀螺那樣，有一個對
稱軸，則它的大小和形狀，只由它的質量和旋轉速度所決定。然後我在1971年證明
了，任何穩態旋轉黑洞確實有這樣的一個對稱軸。，最後，在國王學院任教的大衛
·羅賓遜利用卡特和我的結果證明了這猜測是對的：這樣的黑洞確實必須是克爾解。
所以在引力坍縮之後，一個黑洞必須最終演變成一種能夠旋轉、但是不能搏動的態。
並且它的大小和形狀，只決定於它的質量和旋轉速度，而與坍縮成為黑洞的原先物
體的性質無關。此結果以這樣的一句諺語表達而成為眾所周知：「黑洞沒有毛。」
「無毛」定理具有巨大的實際重要性，因為它極大地限制了黑洞的可能類型。所以，
人們可以製造可能包含黑洞的物體的具體模型，再將此模型的預言和觀測相比較。
因為在黑洞形成之後，我們所能測量的只是有關坍縮物體的質量和旋轉速度，所以
「無毛」定理還意味著，有關這物體的非常大量的信息，在黑洞形成時損失了。下
一章我們將會看到它的意義。

    黑洞是科學史上極為罕見的情形之一，在沒有任何觀測到的證據證明其理論是
正確的情形下，作為數學的模型被發展到非常詳盡的地步。的確，這經常是反對黑
洞的主要論據：你怎麼能相信一個其依據只是基於令人懷疑的廣義相對論的計算的
對象呢？然而，1963年，加利福尼亞的帕羅瑪天文臺的天文學家馬丁·施密特測量
了在稱為3C273（即是劍橋射電源編目第三類的273號）射電源方向的一個黯淡的類
星體的紅移。他發現引力場不可能引起這麼大的紅移——如果它是引力紅移，這類
星體必須具有如此大的質量，並離我們如此之近，以至於會干擾太陽系中的行星軌
道。這暗示此紅移是由宇宙的膨脹引起的，進而表明此物體離我們非常遠。由於在
這麼遠的距離還能被觀察到，它必須非常亮，也就是必須輻射出大量的能量。人們
會想到，產生這麼大量能量的唯一機制看來不僅僅是一個恆星，而是一個星系的整
個中心區域的引力坍縮。人們還發現了許多其他類星體，它們都有很大的紅移。但
是它們都離開我們太遠了，所以對之進行觀察太困難，以至於不能給黑洞提供結論
性的證據。

    1967年，劍橋的一位研究生約瑟琳·貝爾發現了天空發射出無線電波的規則脈
沖的物體，這對黑洞的存在的預言帶來了進一步的鼓舞。起初貝爾和她的導師安東
尼·赫維許以為，他們可能和我們星系中的外星文明進行了接觸！我的確記得在宣
布他們發現的討論會上，他們將這四個最早發現的源稱為LGM1－4，LGM表示「小綠
人」（「Little Green Man」）的意思。然而，最終他們和所有其他人都得到了不
太浪漫的結論，這些被稱為脈衝星的物體，事實上是旋轉的中子星，這些中子星由
於它們的磁場和周圍物質複雜的相互作用，而發出無線電波的脈衝。這對於寫空間
探險的作者而言是個壞消息，但對於我們這些當時相信黑洞的少數人來說，是非常
大的希望——這是第一個中子星存在的證據。中子星的半徑大約10英哩，只是恆星
變成黑洞的臨界半徑的幾倍。如果一顆恆星能坍縮到這麼小的尺度，預料其他恆星
會坍縮到更小的尺度而成為黑洞，就是理所當然的了。

    按照黑洞定義，它不能發出光，我們何以希望能檢測到它呢？這有點像在煤庫
裡找黑貓。慶幸的是，有一種辦法。正如約翰·米歇爾在他1783年的先驅性論文中
指出的，黑洞仍然將它的引力作用到它周圍的物體上。天文學家觀測了許多系統，
在這些系統中，兩顆恆星由於相互之間的引力吸引而互相圍繞著運動。他們還看到
了，其中只有一顆可見的恆星繞著另一顆看不見的伴星運動的系統。人們當然不能
立即得出結論說，這伴星即為黑洞——它可能僅僅是一顆太暗以至於看不見的恆星
而已。然而，有些這種系統，例如叫做天鵝X－1（圖6.2）的，也剛好是一個強的X
射線源。對這現象的最好解釋是，物質從可見星的表面被吹起來，當它落向不可見
的伴星之時，發展成螺旋狀的軌道（這和水從浴缸流出很相似），並且變得非常熱
而發出X射線（圖6.3）。為了使這機制起作用，不可見物體必須非常小，像白矮星、
中子星或黑洞那樣。從觀察那顆可見星的軌道，人們可推算出不可見物體的最小的
可能質量。 在天鵝X－1的情形，不可見星大約是太陽質量的6倍。按照強德拉塞卡
的結果，它的質量太大了，既不可能是白矮星，也不可能是中子星。所以看來它只
能是一個黑洞。




    圖6.2在靠近照片中心的兩個恆星之中更亮的那顆是天鵝X－1， 被認為是
    由互相繞著旋轉的一個黑洞和一個正常恆星組成。




                                 圖6.3

    還有其他不用黑洞來解釋天鵝X－1的模型，但所有這些都相當牽強附會。黑洞
看來是對這一觀測的僅有的真正自然的解釋。儘管如此，我和加州理工學院的基帕
·索恩打賭說，天鵝X－1不包含一個黑洞！這對我而言是一個保險的形式。我對黑
洞作了許多研究，如果發現黑洞不存在，則這一切都成為徒勞。但在這種情形下，
我將得到贏得打賭的安慰，他要給我4年的雜誌《私人眼睛》。如果黑洞確實存在，
基帕·索思將得到1年的《閣樓》 。我們在1975年打賭時，大家80％斷定，天鵝座
是一黑洞。迄今，我可以講大約95％是肯定的，但輸贏最終尚未見分曉。

    現在，在我們的星系中和鄰近兩個名叫麥哲倫星雲的星系中，還有幾個類似天
鵝X－1的黑洞的證據。然而，幾乎可以肯定，黑洞的數量比這多得太多了！在宇宙
的漫長歷史中，很多恆星應該已經燒盡了它們的核燃料並坍縮了。黑洞的數目甚至
比可見恆星的數目要大得相當多。 單就我們的星系中，大約總共有1千億顆可見恆
星。這樣巨大數量的黑洞的額外引力就能解釋為何目前我們星系具有如此的轉動速
率，單是可見恆星的質量是不足夠的。我們還有某些證據說明，在我們星系的中心
有大得多的黑洞，其質量大約是太陽的10萬倍。星系中的恆星若十分靠近這個黑洞
時，作用在它的近端和遠端上的引力之差或潮汐力會將其撕開，它們的遺骸以及其
他恆星所拋出的氣體將落到黑洞上去。正如同在天鵝X－1情形那樣，氣體將以螺旋
形軌道向裡運動並被加熱， 雖然不如天鵝X－1那種程度會熱到發出X射線，但是它
可以用來說明星系中心觀測到的非常緊致的射電和紅外線源。

    人們認為，在類星體的中心是類似的、但質量更大的黑洞，其質量大約為太陽
的1億倍。 落入此超重的黑洞的物質能提供僅有的足夠強大的能源，用以解釋這些
物體釋放出的巨大能量。當物質旋入黑洞，它將使黑洞往同一方向旋轉，使黑洞產
生一類似地球上的一個磁場。落入的物質會在黑洞附近產生能量非常高的粒子。該
磁場是如此之強，以至於將這些粒子聚焦成沿著黑洞旋轉軸，也即它的北極和南極
方向往外噴射的射流。在許多星系和類星體中確實觀察到這類射流。

    人們還可以考慮存在質量比太陽小很多的黑洞的可能性。因為它們的質量比強
德拉塞卡極限低，所以不能由引力坍縮產生：這樣小質量的恆星，甚至在耗盡了自
己的核燃料之後，還能支持自己對抗引力。只有當物質由非常巨大的壓力壓縮成極
端緊密的狀態時，這小質量的黑洞才得以形成。一個巨大的氫彈可提供這樣的條件：
物理學家約翰·惠勒曾經算過，如果將世界海洋裡所有的重水製成一個氫彈，則它
可以將中心的物質壓縮到產生一個黑洞。（當然，那時沒有一個人可能留下來去對
它進行觀察！）更現實的可能性是，在極早期的宇宙的高溫和高壓條件下會產生這
樣小質量的黑洞。因為一個比平均值更緊密的小區域，才能以這樣的方式被壓縮形
成一個黑洞。所以當早期宇宙不是完全光滑的和均勻的情形，這才有可能。但是我
們知道，早期宇宙必須存在一些無規性，否則現在宇宙中的物質分佈仍然會是完全
均勻的，而不能結塊形成恆星和星系。

    很清楚，導致形成恆星和星系的無規性是否導致形成相當數目的「太初」黑洞，
這要依賴於早期宇宙的條件的細節。所以如果我們能夠確定現在有多少太初黑洞，
我們就能對宇宙的極早期階段瞭解很多。質量大於10億噸（一座大山的質量）的太
初黑洞，可由它對其他可見物質或宇宙膨脹的影響被探測到。然而，正如我們需要
在下一章看到的，黑洞根本不是真正黑的，它們像一個熱體一樣發光，它們越小則
發熱發光得越厲害。所以看起來荒謬，而事實上卻是，小的黑洞也許可以比大的黑
洞更容易地被探測到。

(史蒂芬·霍金　著　　許明賢　吳忠超　譯)

 亞里士多德相信宇宙中的所有物質是由四種基本元素即土、空氣、火和水組成
的。有兩種力作用在這些元素上：引力，這是指土和水往下沉的趨勢；浮力，這是
指空氣和火往上升的傾向。將宇宙的內容分割成物質和力的這種做法一直沿襲至今。

    亞里士多德認為物質是連續的，也就是說，人們可以將物質無限制地分割成越
來越小的小塊，即人們永遠不可能得到一個不可再分割下去的最小顆粒。然而有幾
個希臘人，例如德漠克里特，則堅持物質的固有的顆粒性，而且認為每一件東西都
是由不同種類的大量的原子所組成（在希臘文中原子的意義是「不可分的」）。爭
論一直持續了幾個世紀，任何一方都沒有任何實際的證據。直至1803年英國的化學
家兼物理學家約翰·道爾頓指出，化合物總是以一定的比例結合而成的。這一事實
可以用來解釋所謂分子的單元是由原子組成的。然而，直到本世紀初這兩種學派的
爭論才以原子論的勝利而告終。愛因斯坦提供了一個重要的物理學證據。1905年，
在他關於狹義相對論的著名論文發表前的幾周，他在所發表的另一篇文章裡指出，
所謂的布朗運動——懸浮在液體中的塵埃小顆粒的無則規的、隨機的運動——可以
解釋為液體原子和灰塵粒子碰撞的效應。

    當時已經有人懷疑這些原子終究不是不可分割的。幾年前，一位劍橋大學三一
學院的研究員湯姆遜演示了一種稱為電子的物質粒子存在的證據。電子所具有的質
量比最輕原子小1千倍。 他使用了一種和現代電視顯像管相當類似的裝置：由一根
紅熱的金屬細絲發射出電子，由於它們帶負電荷，可用一電場去將其加速飛到一個
塗磷光物質的屏幕上。電子一打到屏幕上就會產生一束束的閃光。人們很快即意識
到，這些電子必須從原子裡出來。英國物理學家恩斯特·盧瑟福在1911年最後證明
了物質的原子確實有內部結構：它們是由一個極其微小的帶正電荷的核以及圍繞著
它轉動的一些電子組成。他是根據從放射性原子釋放出的帶正電荷的。粒子和原子
碰撞會引起的偏折這一現象，以及分析了此偏折的方式後而推出這一結論的。

    最初，人們認為原子核是由電子和不同數量的帶正電的叫做質子的粒子所組成。
質子是由希臘文中的「第一」演化而來的，因為質子被認為是組成物質的基本單位。
然而，盧瑟福在劍橋的一位同事詹姆斯·查德威克在1932年發現，原子核還包含另
外稱為中子的粒子，中子幾乎具有和質子一樣大的質量但沒有帶電荷；查德威克因
此而獲得諾貝爾獎，並選為劍橋龔維爾和凱爾斯學院（我即為該學院的研究員）院
長。後來，他因為和其他人不和而辭去院長的職務。一群戰後回來的年輕的研究員
將許多已佔據位置多年的老研究員選掉後，曾有過一場激烈的辯論。這是在我去以
前發生的；在這場爭論尾聲的1965年我才加入該學院，當時另一位獲諾貝爾獎的院
長奈維爾·莫特爵士也因類似的爭論而辭職。

    直到20年以前，人們還總以為質子和中子是「基本」粒子。但是，將質子和另
外的質子或電子在高速度下碰撞的實驗表明，它們事實上是由更小的粒子構成的。
加州理工學院的牟雷·蓋爾曼將這些粒子命名為夸克。由於對夸克的研究，他獲得
1969年的諾貝爾獎。 此名字起源於詹姆斯·約依斯神秘的引語： 「Three quarks
for Muster Mark！ 」夸克這個字應發夸脫的音，但是最後的字母是k而不是t，通
常和拉克（雲雀）相押韻。

   

    存在有幾種不同類型的夸克——至少有六種以上的「味」，這些味我們分別稱
之為上、下、奇、魅、底和頂。每種味都帶有三種「色」，即紅、綠和藍。（必須
強調，這些術語僅僅是記號：夸克比可見光的波長小得多，所以在通常意義下沒有
任何顏色。這只不過是現代物理學家更富有想像力地去命名新粒子和新現象而已—
—他們不再將自己限制於只用希臘文！）一個質子或中子是由三個夸克組成，每個
一種顏色。一個質子包含兩個上夸克和一個下夸克；一個中子包含兩個下夸克和一
個上夸克。我們可用其他種類的夸克（奇、魅、底和頂）構成粒子，但所有這些都
具有大得多的質量，並非常快地衰變成質子和中子。

    現在我們知道，不管是原子還是其中的質子和中子都不是不可分的。問題在於
什麼是真正的基本粒子——構成世界萬物的最基本的構件？由於光波波長比原子的
尺度大得多，我們不能期望以通常的方法去「看」一個原子的部分，而必須用某些
波長短得多的東西。正如我們在上一章所看到的，量子力學告訴我們，實際上所有
粒子都是波動， 粒子的能量越高，J則其對應的波動的波長越短。所以，我們能對
這個問題給出的最好的回答，取決於我們的設想中所能得到多高的粒子能量，因為
這決定了我們所能看到的多小的尺度。這些粒子的能量通常是以稱為電子伏特的單
位來測量。（在湯姆遜的電子實驗中，我們看到他用一個電場去加速電子，一個電
子從一個伏特的電場所得到的能量即是一個電子伏特。）19世紀，當人們知道如何
去使用的粒子能量只是由化學反應——諸如燃燒——產生的幾個電子伏特的低能量
時，大家以為原子即是最小的單位。在盧瑟福的實驗中，α粒子具有幾百萬電子伏
特的能量。更近代，我們知道使用電磁場給粒子提供首先是幾百萬然後是幾十億電
子伏特的能量。這樣我們知道，20年之前以為是「基本」的粒子，原來是由更小的
粒子所組成。如果我們用更高的能量時，是否會發現這些粒子是由更小的粒子所組
成的呢？這一定是可能的。但我們確實有一些理論的根據，相信我們已經擁有或者
說接近擁有自然界的終極構件的知識。

    用上一章討論的波粒二象性，包括光和引力的宇宙中的一切都能以粒子來描述。
這些粒子有一種稱為自旋的性質。自旋可以設想成繞著一個軸自轉的小陀螺。但這
可能會引起誤會，因為量子力學告訴我們，粒子並沒有任何很好定義的軸。粒子的
自旋真正告訴我們的是， 從不同的方向看粒子是什麼樣子的。一個自旋為0的粒子
像一個圓點： 從任何方向看都一樣（圖5.1－i）。而自旋為1的粒子像一個箭頭：
從不同方向看是不同的（圖5.1-ii） 。只有把當它轉過完全的一圈（360°）時，
這粒子才顯得是一樣。 自旋為2的粒子像個雙頭的箭頭（圖5.1－iii）：只要轉過
半圈（180°） ，看起來便是一樣的了。類似地，更高自旋的粒子在旋轉了整圈的
更小的部分後，看起來便是一樣的。所有這一切都是這樣的直截了當，但驚人的事
實是，有些粒子轉過一圈後，仍然顯得不同，你必須使其轉兩整圈！這樣的粒子具
有1／2的自旋。




                                 圖5.1

    宇宙間所有已知的粒子可以分成兩組：組成宇宙中的物質的自旋為1／2的粒子；
在物質粒子之間引起力的自旋為0、 1和2的粒子。物質粒子服從所謂的泡利不相容
原理。這是奧地利物理學家沃爾夫岡·泡利在1925年發現的，他並因此獲得1945年
的諾貝爾獎。他是個模範的理論物理學家，有人這樣說，他的存在甚至會使同一城
市裡的實驗出毛病！泡利不相容原理是說，兩個類似的粒子不能存在於同一個態中，
即是說，在不確定性原理給出的限制內，它們不能同時具有相同的位置和速度。不
相容原理是非常關鍵的， 因為它解釋了為何物質粒子在自旋為0、1和2的粒子產生
的力的影響下不會坍縮成密度非常之高的狀態的原因：如果物質粒子幾乎在相同位
置，則它們必須有不同的速度，這意味著它們不會長時間存在於同一處。如果世界
創生時不相容原理不起作用，夸克將不會形成不相連的、很好定義的質子和中子，
進而這些也不可能和電子形成不相連的、很好定義的原子。所有它們都會坍縮形成
大致均勻的稠密的「湯」。

    直到保爾·狄拉克在1928年提出一個理論，人們才對電子和其他自旋1／2的粒
子有了相當的理解。狄拉克後來被選為劍橋的盧卡遜數學教授（牛頓曾經擔任這一
教授位置，目前我擔任此一位置）。狄拉克理論是第一種既和量子力學又和狹義相
對論相一致的理論。它在數學上解釋了為何電子具有1／2的自旋，也即為什麼將其
轉一整圈不能、而轉兩整圈才能使它顯得和原先一樣。它並且預言了電子必須有它
的配偶——反電子或正電子。1932年正電子的發現證實了狄拉克的理論，他因此獲
得了1933年的諾貝爾物理獎。現在我們知道，任何粒子都有會和它相湮滅的反粒子。
（對於攜帶力的粒子，反粒子即為其自身。）也可能存在由反粒子構成的整個反世
界和反人。然而，如果你遇到了反你，注意不要握手！否則，你們兩人都會在一個
巨大的閃光中消失殆盡。為何我們周圍的粒子比反粒子多得多？這是一個極端重要
的問題，我將會在本章的後部分回到這問題上來。

    在量子力學中，所有物質粒子之間的力或相互作用都認為是由自旋為整數0、1
或2的粒子承擔。 物質粒子——譬如電子或夸克——發出攜帶力的粒子，由於發射
粒子所引起的反彈，改變了物質粒子的速度。攜帶力的粒子又和另一物質粒子碰撞
從而被吸收。這碰撞改變了第二個粒子的速度，正如同兩個物質粒子之間存在過一
個力。

    攜帶力的粒子不服從泡利不相容原理，這是它的一個重要的性質。這表明它們
能被交換的數目不受限制，這樣就可以產生根強的力。然而，如果攜帶力的粒子具
有很大的質量，則在大距離上產生和交換它們就會很困難。這樣，它們所攜帶的力
只能是短程的。另一方面，如果攜帶力的粒子質量為零，力就是長程的了。在物質
粒子之間交換的攜帶力的粒子稱為虛粒子，因為它們不像「實」粒子那樣可以用粒
子探測器檢測到。但我們知道它們的存在，因為它們具有可測量的效應，即它們引
起了物質粒子之間的力， 並且自旋為0、1或2的粒子在某些情況下作為實粒子而存
在，這時它們可以被直接探測到。對我們而言，此刻它們就呈現出為經典物理學家
所說的波動形式，例如光波和引力波；當物質粒子以交換攜帶力的虛粒子的形式而
相互作用時，它們有時就可以被發射出來。（例如，兩個電子之間的電排斥力是由
於交換虛光子所致，這些虛光子永遠不可能被檢測出來；但是如果一個電子穿過另
一個電子，則可以放出實光子，它以光波的形式為我們所探測到。）

    攜帶力的粒子按照其攜帶力的強度以及與其相互作用的粒子可以分成四種。必
須強調指出，將力劃分成四種是種人為的方法；它僅僅是為了便於建立部分理論，
而並不別具深意。大部分物理學家希望最終找到一個統一理論，該理論將四種力解
釋為一個單獨的力的不同方面。確實，許多人認為這是當代物理學的首要目標。最
近，將四種力中的三種統一起來已經有了成功的端倪——我將在這章描述這些內容。
而關於統一餘下的另一種力即引力的問題將留到以後再討論。

    第一種力是引力，這種力是萬有的，也就是說，每一粒子都因它的質量或能量
而感受到引力。引力比其他三種力都弱得多。它是如此之弱，以致於若不是它具有
兩個特別的性質，我們根本就不可能注意到它。這就是，它會作用到非常大的距離
去，並且總是吸引的。這表明，在像地球和太陽這樣兩個巨大的物體中，所有的粒
子之間的非常弱的引力能迭加起來而產生相當大的力量。另外三種力或者由於是短
程的，或者時而吸引時而排斥，所以它們傾向於互相抵消。以量子力學的方法來研
究引力場， 人們把兩個物質粒子之間的引力描述成由稱作引力子的自旋為2的粒子
所攜帶。它自身沒有質量，所以所攜帶的力是長程的。太陽和地球之間的引力可以
歸結為構成這兩個物體的粒子之間的引力子交換。雖然所交換的粒子是虛的，它們
確實產生了可測量的效應——它們使地球繞著太陽公轉！實引力構成了經典物理學
家稱之為引力波的東西，它是如此之弱——並且要探測到它是如此之困難，以致於
還從來未被觀測到過。

    另一種力是電磁力。它作用於帶電荷的粒子（例如電子和夸克）之間，但不和
不帶電荷的粒子（例如引力子）相互作用。  它比引力強得多：兩個電子之間的電
磁力比引力大約大100億億億億億（在1後面有42個0） 倍。然而，共有兩種電荷—
—正電荷和負電荷。同種電荷之間的力是互相排斥的，而異種電荷則互相吸引。一
個大的物體，譬如地球或太陽，包含了幾乎等量的正電荷和負電荷。由於單獨粒子
之間的吸引力和排斥力幾乎全抵消了，因此兩個物體之間純粹的電磁力非常小。然
而，電磁力在原子和分子的小尺度下起主要作用。在帶負電的電子和帶正電的核中
的質子之間的電磁力使得電子繞著原子的核作公轉，正如同引力使得地球繞著太陽
旋轉一樣。 人們將電磁吸引力描繪成是由於稱作光子的無質量的自旋為1的粒子的
交換所引起的。而且，這兒所交換的光子是虛粒子。但是，電子從一個允許軌道改
變到另一個離核更近的允許軌道時，以發射出實光子的形式釋放能量——如果其波
長剛好，則為肉眼可以觀察到的可見光，或可用諸如照相底版的光子探測器來觀察。
同樣，如果一個光子和原子相碰撞，可將電子從離核較近的允許軌道移動到較遠的
軌道。這樣光子的能量被消耗殆盡，也就是被吸收了。

    第三種力稱為弱核力。它制約著放射性現象，並只作用於自旋為1／2的物質粒
子， 而對諸如光子、引力子等自旋為0、1或2的粒子不起作用。直到1967年倫敦帝
國學院的阿伯達斯·薩拉姆和哈佛的史蒂芬·溫伯格提出了弱作用和電磁作用的統
一理論後， 弱作用才被很好地理解。此舉在物理學界所引起的震動，可與100年前
馬克斯韋統一了電學和磁學並駕齊驅。溫伯格——薩拉姆理論認為，除了光子，還
存在其他3個自旋為1的被統稱作重矢量玻色子的粒子， 它們攜帶弱力。它們叫W＋
（W正）、W－（W負）和Z0（Z零），每一個具有大約100吉電子伏的質量（1吉電子
伏為10億電子伏）。上述理論展現了稱作自發對稱破缺的性質。它表明在低能量下
一些看起來完全不同的粒子，事實上只是同一類型粒子的不同狀態。在高能量下所
有這些粒子都有相似的行為。這個效應和輪賭盤上的輪賭球的行為相類似。在高能
量下（當這輪子轉得很快時），這球的行為基本上只有一個方式——即不斷地滾動
著；但是當輪子慢下來時，球的能量就減少了，最終球就陷到輪子上的37個槽中的
一個裡面去。換言之，在低能下球可以存在於37個不同的狀態。如果由於某種原因，
我們只能在低能下觀察球，我們就會認為存在37種不同類型的球！

    在溫伯格——薩拉姆理論中， 當能量遠遠超過100吉電子伏時，這三種新粒子
和光子的行為方式很相似。但是，大部份正常情況下能量要比這低，粒子之間的對
稱就被破壞了。W＋、W－和Z0得到了大的質量，使之攜帶的力變成非常短程。薩拉
姆和溫伯格提出此理論時，很少人相信他們，因為還無法將粒子加速到足以達到產
生實的W＋、W－和Z0粒子所需的一百吉電子伏的能量。但在此後的十幾年裡，在低
能量下這個理論的其他預言和實驗符合得這樣好，以至於他們和也在哈佛的謝爾登
·格拉肖一起被授予1979年的物理諾貝爾獎。格拉肖提出過一個類似的統一電磁和
弱作用的理論。由於1983年在CERN（歐洲核子研究中心）發現了具有被正確預言的
質量和其他性質的光子的三個帶質量的伴侶，使得諾貝爾委員會避免了犯錯誤的難
堪。領導幾百名物理學家作出此發現的卡拉·魯比亞和發展了被使用的反物質儲藏
系統的cERN工程師西蒙·范德·米爾分享了1984年的諾貝爾獎。（除非你已經是巔
峰人物，當今要在實驗物理學上留下痕跡極其困難！）

    第四種力是強作用力。它將質子和中子中的夸克束縛在一起，並將原子中的質
子和中子束縛在一起。一般認為，稱為膠子的另一種自旋為1的粒子攜帶強作用力。
它只能與自身以及與夸克相互作用。強核力具有一種稱為禁閉的古怪性質：它總是
把粒子束縛成不帶顏色的結合體。由於夸克有顏色（紅、綠或藍），人們不能得到
單獨的夸克。反之，一個紅夸克必須用一串膠子和一個綠夸克以及一個藍夸克聯結
在一起（紅＋綠＋藍＝白）。這樣的三胞胎構成了質子或中子。其他的可能性是由
一個夸克和一個反夸克組成的對（紅＋反紅，或綠＋反綠，或藍＋反藍＝白）。這
樣的結合構成稱為介子的粒子。介子是不穩定的，因為夸克和反夸克會互相湮滅而
產生電子和其他粒子。類似地，由於膠子也有顏色，色禁閉使得人們不可能得到單
獨的膠子。相反地，人們所能得到的膠子的團，其迭加起來的顏色必須是白的。這
樣的團形成了稱為膠球的不穩定粒子。

    色禁閉使得人們觀察不到一個孤立的夸克或膠子，這事實使得將夸克和膠子當
作粒子的整個見解看起來有點玄學的味道。然而，強核力還有一個叫做漸近自由的
性質，它使得夸克和膠子成為定義得很好的概念。在正常能量下，強核力確實很強，
它將夸克很緊地捆在一起。但是，大型粒子加速器的實驗指出，在高能下強作用力
變得弱得多， 夸克和膠子的行為就像自由粒子那樣。圖5.2是張一個高能質子和一
個反質子碰撞的照片。碰撞產生了幾個幾乎自由的夸克，並引起了在圖中可以看到
的「噴射」軌跡。




    圖5.2  一個質子和一個反質子在高能下碰撞，產生了一對幾乎自由的夸克。

    對電磁和弱力統一的成功，使許多人試圖將這兩種力和強核力合併在所謂的大
統一理論（或GUT） 之中。這名字相當誇張，所得到的理論並不那麼輝煌，也沒能
將全部力都統一進去，因為它並不包含引力。它們也不是真正完整的理論，因為它
們包含了許多不能從這理論中預言而必須人為選擇去適合實驗的參數。儘管如此，
它們可能是朝著完全的統一理論推進的一步。 GUT的基本思想是這樣：正如前面提
到的，在高能量時強核力變弱了；另一方面，不具有漸近自由性質的電磁力和弱力
在高能量下變強了。在非常高的叫做大統一能量的能量下，這三種力都有同樣的強
度， 所以可看成一個單獨的力的不同方面。在這能量下，GUT還預言了自旋為1／2
的不同物質粒子（如夸克和電子）也會基本上變成一樣，這樣導致了另一種統一。

    大統一能量的數值還知道得不太清楚， 可能至少有1千萬億吉電子伏特。而目
前粒子加速器只能使大致能量為100吉電子伏的粒子相碰撞， 計劃建造的機器的能
量為幾千吉電子伏。要建造足以將粒子加速到大統一能量的機器，其體積必須和太
陽系一樣大——這在現代經濟環境下不太可能做到。因此，不可能在實驗室裡直接
證實大統一理論。然而，如同在弱電統一理論中那樣，我們可以檢測它在低能量下
的推論。

    其中最有趣的是預言是，構成通常物質的大部分質量的質子能自發衰變成諸如
反電子之類更輕的粒子。其原因在於，在大統一能量下，夸克和反電子之間沒有本
質的不同。正常情況下一個質子中的三個夸克沒有足夠能量轉變成反電子，由於測
不准原理意味著質子中夸克的能量不可能嚴格不變，所以，其中一個夸克能非常偶
然地獲得足夠能量進行這種轉變，這樣質子就要衰變。夸克要得到足夠能量的概率
是如此之低， 以至於至少要等100萬億億億年（1後面跟30個0）才能有一次。這比
宇宙從大爆炸以來的年齡（大約100億年——1後面跟10個0） 要長得多了。因此，
人們會認為不可能在實驗上檢測到質子自發衰變的可能性。但是，我們可以觀察包
含極大數量質子的大量物質，以增加檢測衰變的機會。（譬如，如果觀察的對象含
有1後面跟31個0個質子， 按照最簡單的GUT，可以預料在一年內應能看到多於一次
的質子衰變。）

    人們進行了一系列的實驗，可惜沒有一個得到質子或中子衰變的確實證據。有
一個實驗是用了8千噸水在俄亥俄的莫爾頓鹽礦裡進行的 （為了避免其他因宇宙射
線引起的會和質子衰變相混淆的事件發生）。由於在實驗中沒有觀測到自發的質子
衰變，因此可以估算出，可能的質子壽命至少應為1千萬億億億年（1後面跟31個0）。
這比簡單的大統一理論所預言的壽命更長。然而，一些更精緻更複雜的大統一理論
預言的壽命比這更長，因此需要用更靈敏的手段對甚至更大量的物質進行檢驗。

    儘管觀測質子的自發衰變非常困難，但很可能正由於這相反的過程，即質子或
更簡單地說夸克的產生導致了我們的存在。它們是從宇宙開初的可以想像的最自然
的方式——夸克並不比反夸克更多的狀態下產生的。地球上的物質主要是由質子和
中子，從而由夸克所構成。除了由少數物理學家在大型粒子加速器中產生的之外，
不存在由反夸克構成的反質子和反中子。從宇宙線中得到的證據表明，我們星系中
的所有物質也是這樣：除了少量當粒子和反粒子對進行高能碰撞時產生出來的以外，
沒有發現反質子和反中子。如果在我們星系中有很大區域的反物質，則可以預料，
在正反物質的邊界會觀測到大量的輻射，該處許多粒子和它們的反粒子相碰撞、互
相湮滅並釋放出高能輻射。

    我們沒有直接的證據表明其他星系中的物質是由質子、中子還是由反質子、反
中子構成，但二者只居其一，否則我們又會觀察到大量由涅滅產生的輻射。因此，
我們相信，所有的星系是由夸克而不是反夸克構成；看來，一些星系為物質而另一
些星系為反物質也是不太可能的。

    為什麼夸克比反夸克多這麼多？為何它們的數目不相等？這數目有所不同肯定
使我們交了好運，否則，早期宇宙中它們勢必已經相互湮滅了，只餘下一個充滿輻
射而幾乎沒有物質的宇宙。因此，後來也就不會有人類生命賴以發展的星系、恆星
和行星。慶幸的是，大統一理論可以提供一個解釋，儘管甚至剛開始時兩者數量相
等，為何現在宇宙中夸克比反夸克多。正如我們已經看到的，大統一理論允許夸克
變成高能下的反電子。它們也允許相反的過程，反夸克變成電子，電子和反電子變
成反夸克和夸克。早期宇宙有一時期是如此之熱，使得粒子能量高到足以使這些轉
變發生。但是，為何導致夸克比反夸克多呢？原因在於，對於粒子和反粒子物理定
律不是完全相同的。

    直到1956年人們都相信，物理定律分別服從三個叫做C、P和T的對稱。C（電荷）
對稱的意義是， 對於粒子和反粒子定律是相同的；P（宇稱）對稱是指，對於任何
情景和它的鏡像（右手方向自旋的粒子的鏡像變成了左手方向自旋的粒子）定律不
變； T（時間）對稱是指，如果我們顛倒粒子和反粒子的運動方向，系統應回到原
先的那樣；換言之，對於前進或後退的時間方向定律是一樣的。

    1956年， 兩位美國物理學家李政道和楊振寧提出弱作用實際上不服從P對稱。
換言之，弱力使得宇宙的鏡像以不同的方式發展。同一年，他們的一位同事吳健雄
證明了他們的預言是正確的。她將放射性元素的核在磁場中排列，使它們的自旋方
向一致，然後演示表明，電子在一個方向比另一方向發射出得更多。次年，李和楊
為此獲得諾貝爾獎。 人們還發現弱作用不服從C對稱，即是說，它使得由反粒子構
成的宇宙的行為和我們的宇宙不同。儘管如此，看來弱力確實服從CP聯合對稱。也
就是說，如果每個粒子都用其反粒子來取代，則由此構成的宇宙的鏡像和原來的宇
宙以同樣的方式發展！但在1964年，還是兩個美國人——J·W·克羅寧和瓦爾·費
茲——發現， 在稱為K介子的衰變中，甚至連CP對稱也不服從。1980年，克羅寧和
費茲為此而獲得諾貝爾獎。（很多獎是因為顯示宇宙不像我們所想像的那麼簡單而
被授予的！）

    有一個數學定理說，任何服從量子力學和相對論的理論必須服從CPT聯合對稱。
換言之，如果同時用反粒子來置換粒子，取鏡像和時間反演，則宇宙的行為必須是
一樣的。克羅寧和費茲指出，如果僅僅用反粒子來取代粒子，並且採用鏡像，但不
反演時間方向，則宇宙的行為於保持不變。所以，物理學定律在時間方向顛倒的情
況下必須改變——它們不服從T對稱。

    早期宇宙肯定是不服從T對稱的：當時間往前走時，宇宙膨脹；如果它往後退，
則宇宙收縮。 而且，由於存在著不服從T對稱的力，因此當宇宙膨脹時，相對於將
電子變成反夸克，這些力更容易將反電子變成夸克。然後，當宇宙膨脹並冷卻下來，
反夸克就和夸克湮滅，但由於已有的夸克比反夸克多，少量過剩的夸克就留下來。
正是它們構成我們今天看到的物質，由這些物質構成了我們自己。這樣，我們自身
之存在可認為是大統一理論的證實，哪怕僅僅是定性的而已；但此預言的不確定性
到了這種程度，以至於我們不能知道在湮滅之後餘下的夸克數目，甚至不知是夸克
還是反夸克餘下。（然而，如果是反夸克多餘留下，我們可以簡單地稱反夸克為誇
克，夸克為反夸克。）

    大統一理論並不包括引力。這關係不大，因為引力是如此之弱，以至於我們處
理基本粒子或原子問題時，通常可以忽略它的效應。然而，它的作用既是長程的，
又總是吸引的，表明它的所有效應是迭加的。所以，對於足夠大量的物質粒子，引
力會比其他所有的力都更重要。這就是為什麼正是引力決定了宇宙的演化的緣故。
甚至對於恆星大小的物體，引力的吸引會超過所有其他的力，並使恆星自身坍縮。
70年代我的工作是集中於研究黑洞。黑洞就是由這種恆星的坍縮和圍繞它們的強大
的引力場所產生的。正是黑洞研究給出了量子力學和廣義相對論如何相互影響的第
一個暗示——亦即尚未成功的量子引力論的一瞥。

(史蒂芬·霍金　著　　許明賢　吳忠超　譯)