第3章　恒星的华尔兹

正是爱因斯坦理论出众的优雅才使他坚信自己的理论是正确的。曾一度与爱因斯坦合作的班纳什·霍夫曼说过：“它（广义相对论）的艺术性在于它的必然性、结构的简洁、复杂中闪耀着的基本的简单，还有它像所有美好事物一样，暗含着的一股不容置疑的内在美。”爱因斯坦曾于1930年写道，“他并不认为广义相对论的重要性在于预见一些可见的细微效应，而是在于它基础的简单性和它的一致性”。然而，正是那些“可见的细微效应”之一才让爱因斯坦名声大噪。

当然，水星的反常运动是已知的，广义相对论也能够解释它。但爱因斯坦还预言了另外一种牛顿仅仅思考过而没有深究过的效应。当物理学家们把光看作一种波时，通常假定它与物质不同，即不受引力效应的影响。^[19]而广义相对论宣称，光线一定会弯曲——也就是说，会像物质一样，受到像太阳这样大质量天体的引力作用。而且，引力引起的弯曲效应是牛顿万有引力理论计算结果的2倍。额外的效应来自于时空的弯曲，特别是在大质量天体周围更为明显；这是一个牛顿定律从来就不曾涉及的效应。因此，观测星光在途经太阳附近时有多大的偏折量，是测定爱因斯坦理论预见的时空弯曲——倾斜的时空山谷——的方法之一。当然，这并不意味着光线真是弯曲的，尽管我们常常这么说。说得更确切一些就是，光线所经过的时空路径是弯曲的。

在太阳这个相对来说量级较轻的恒星附近，这种效应很小很小。爱因斯坦计算出，一束刚好掠太阳表面而过的星光，仅仅只有1.7秒弧度（约1度的1/2000）的偏折。这相当于从足球场这头往那头看，铅笔笔尖的宽度。光线距太阳越远，距离太阳系时空山谷的谷底就越远，偏转的角度也就越小。1919年春，第一次世界大战刚刚结束，以研究恒星著称的英国天文学家亚瑟·爱丁顿率领一支政府组织的科考队前往西非海岸的普林西比小岛，趁一次日食的机会来观察这种微弱的偏折效应。日食是观察恒星的大好时机，因为这时月亮把太阳耀眼的光芒全给挡住了。幸运的是，这次日食发生的天空，正好有一片异常明亮的恒星。为了避免因坏天气而导致探测不理想，另一支科考队前去巴西北部一个名叫索布拉尔的村庄执行了相同的任务。

在这至关重要的一天，5月29号，爱丁顿与队员们一共拍了16幅照片，其中的大部分由于云层的干扰最终没有派上用场。爱丁顿在日志里写道：“我们连看一眼（太阳）的时间都没有，一心扑在宇宙图景中神秘的暗光上了，这幅图景的安静还被队员们给打破了。计时器的节拍告诉我们历时共302秒。”最终只有两张照片拍得比较好，关键恒星的图像挺清楚的。接下来的几天里，为了避免回程中出现什么差错，他们当场查看了其中一张底片。爱丁顿和同伴们把它和数月前在伦敦拍的同一片天空的另一张照片进行了对比。拍摄后面那张的时候，太阳并不在恒星光线的传播路径上。爱丁顿曾坦言自己在学术上并不支持爱因斯坦，但他这次看到太阳附近^[20]恒星们的视位置确实偏移了，且偏移量与爱因斯坦的预言值仅有20%～30%的出入之后，却十分高兴。对爱丁顿来说，这已经足够接近了。这个偏移量确实大于用牛顿定律计算出的结果。这至少证明了牛顿长期以来作为引力王国国王的地位已经被推翻了。爱丁顿后来评论说，那是他作为天文学家的一生中最兴奋的一段时光。

索布拉尔的观测结果巩固了这个结论。这次观测逢上了一个好天气，所以拍到了更多的照片。尽管爱因斯坦一直很自信，从没怀疑过光偏折会被证实，但他从小道得知这个消息时仍然很高兴。他立刻寄了一张明信片给母亲，向她老人家报告这个好消息。德国皇家天文学会和牛顿曾亲自主持过的伦敦皇家学会，举办了一场联席会议，并在会上正式宣布这个结果是科学无国界的典范。尽管德英两国之间的大战才刚刚结束，英国科学界却在为在敌国取得的理论成就颁奖了。

在头版头条报道了日食实验之后，大西洋两岸的媒体把爱因斯坦的大名捧成了天才的代名词。爱因斯坦在公众场合的生活再也不是以前那个样子了。在之后的日子里，各行各业的名流们，从总统到影星，纷纷要求与他共进晚餐。常常有崇拜者请他签名，不胜其烦。摄影师和画家每隔一段时间就会登门造访，为他拍摄肖像或画像。科尔·波特还把这位备受欢迎的物理学家的鼎鼎大名，写进了他1943年的一首名为《它正是你的》的歌曲中：“你的魅力赶不上牵着猪的瑟茜^[21]/你的脑瓜不及伟大的爱因斯坦聪明。”时至今日，他那茂密的胡须、狼狈的头发和厌世的双眼，仍然一眼就能辨认出来，并被制作成了卡通肖像或广告头像。爱因斯坦曾就他的超级明星形象说道：“我已经成了迈达斯王^[22]，只不过不能点石成金，而是点石成马戏团罢了。”对于像他这样一位渴望安静地沉思的思想者来说，这种生活真如他所说的那样，是“一种眼花缭乱的痛苦”。

爱因斯坦于1955年去世，未能在20世纪后半期看到自己的理论在更多的实验中大获全胜。有了新的天文观测手段，光偏折实验的精度已经远远超出了爱因斯坦的想象。1922年至1973年间，日食实验共进行了不下9次，然而精度上的提高却很小。自从使用了全球联网的射电望远镜群之后，观测条件就大为改观了。这样，一台地球一样大的特大号射电望远镜就建成了。那些质疑日食实验有效性的人们现在总算满意了。通过利用这个遍布全球的射电网来观察遥远的类星体——极其密集强烈的射电源——射电天文学家们已经能够观测到，当其无线电信号经过太阳附近时，相距很近的两个类星体视觉距离的改变。这种测量的精确度已经比爱丁顿的初次尝试高了1000倍。

最近一次光偏折检测可以看作是1919年那次在太空时代的新版本，只是少了日食这个角色。由欧洲空间局于1989年发射升空的希巴古斯卫星，花上4年时间绘制了迄今为止最精确的恒星星图。这次绘制最低到十星等恒星（亮度约为北斗七星的1/1500）。结果表明：爱因斯坦的预言继续成立而且近乎完美。事实上，希巴古斯卫星的数据精确得都能探测到半个天顶外的星光在途经太阳附近时产生的偏折了。天球上距离太阳很远的恒星的视位置偏移都能观测得到，只是偏移量远小于距太阳更近的恒星罢了。

1964年，哈佛大学—史密松天体物理中心的天文学家欧文·夏皮罗，与MIT的林肯实验室合作，提出了测量广义相对论光偏折效应一个有趣的全新方案。夏皮罗提议发射一束雷达脉冲到另一行星去，然后被反射回来。这种技术在近邻行星的测距上已有应用。不过，夏皮罗指出，如果经过太阳附近，脉冲到行星的这一个来回用时将比不经过太阳附近时长一点。这是因为太阳造成的时空弯曲，会给旅途平添上一小段距离；雷达波束将会“掉进”这个凹陷中去。经过两年的时间，实验完成了。在金星和水星将要运行到太阳背后时，他们从地球上向这两颗行星上发射了雷达信号。到金星的这个来回用了约30分钟。他们从马萨诸塞州东北部的海斯泰克天文台发射了300千瓦的雷达信号，而被反射回来的却只有10^-21瓦。但这已经够了，天文学家们由此得知，信号经过太阳附近时多用了1/5000秒才到达地球，总路程增加了60千米。后来人们注意到，1976年登陆火星的“海盗”号登陆车发回地球的信号在途经太阳附近时也略有延迟，而且延迟量与广义相对论的预测值只有0.1%的差别。

宇宙中最漂亮的光偏折例子要数引力透镜了。以阿贝尔2218为例，这是10亿光年开外的一个星系团，内有大量恒星，且分布密集，外形十分惊人：几个球根状的椭圆星系稳居在阿贝尔2218的中心，像是一尊尊心宽体胖的大佛。许多明亮的圆盘状天体——很可能是螺旋星系——围在四周。还不止这些呢。另外还有共120个小的圆弧状天体，围绕着整个星系团的中心，其条纹就像箭靶上的圆环。这是宇宙中最奇妙的幻景之一，是爱因斯坦的光偏折效应达到极端时产生的。

当星光途经太阳附近而弯曲，或者说折射时，太阳确实就像是一个透镜。试想一下，当透过光学透镜看物体时，物体就会被放大、变亮。这只是一个简单的放大镜。引力透镜具有同样的功效，只是这里是引力而不是一块曲面镜片在起作用。爱丁顿成功地进行了日食实验后不久，爱因斯坦及其他科学家就开始探讨远太空的光折射——透镜化——的可能性了，比如光线经过遥远的恒星附近时的折射效应。确定了“透镜”的方向后，其后面的物体就可能被简单地放大，也可能被分为多重图像了，就像大游乐场里的哈哈镜的效果一样。但是，1936年爱因斯坦得出了这样的结论：除太阳之外，“观测到这种现象的可能性不大”，因为两颗恒星刚好排列在一条直线上^[23]的概率太小了。而加州理工学院的天文学家弗里茨·兹威基却看得更远。1937年他宣称星系“比恒星更有可能观测到引力透镜效应”。他是对的，尽管过了40年他预言的幻象才最终被确认下来。第一面这种宇宙透镜是于1979年被发现的（完全出于偶然）。自那之后，天文学家们已经陆续发现了很多这样的透镜。有的是单个的星系，另外的是像阿贝尔2218这样的星系团。比太阳重万亿倍的星系团，整个就像一架巨型望远镜一样，大大提高了身后天体的亮度。阿贝尔2218周围昏蓝的圆弧，实际上就是其身后5～10倍远的星系扭曲变形了的像。这就使得引力透镜的意义，远远超出了宇宙奇迹本身。阿贝尔2218还向我们表明，引力透镜可以起到一面巨型变焦透镜的作用。它们把过于遥远而看不到的星系拉到了我们眼前。就这样，天文学家们才得以一窥宇宙很年轻时的模样。难怪引力透镜被称为“爱因斯坦送给天文学的礼物”。事实上，对天文学家来说，引力透镜效应正变得至关重要。除了有益的一面，这种效应还会给天文学带来挫折。例如，FSC10214+4724星系于1991年被发现时，有人说它是宇宙中最亮的星系。事实上，尽管亮度很高，但它还不是最亮的一个。后来，位于夏威夷的凯克望远镜发现，此星系是经过引力透镜放大变亮了的。这个引力透镜就是它面前一个距离我们更近的星系。天哪，我们居然被引力幻象给欺骗了！

当1915年首次提出广义相对论时，爱因斯坦还给出了另一个预言：短期内不可能发现光偏折效应。那时候科学家们既没有仪器也没有技术来测量这种极其细微的效应。爱因斯坦还声称时间在引力场中会流逝得更慢。换句话说，太空中的时钟会比被地球引力“压抑住”的时钟走得更快一些。此情景最好这样想象：把引力——像爱因斯坦最初所做的那样——看成是在外太空一架正在加速的电梯里所感受到的力。把一座时钟平放在电梯地板上，而你在电梯顶部观察它。但是整个电梯是向上加速运动的。时钟走针的图像（由一束光脉冲来表示）传到位于电梯顶部的你的眼中时，你和电梯顶已经向上移动了一个距离。为了模拟重力，电梯运动的速度越来越快，光波的波峰到达电梯顶部的速率就慢下来了（也就是说，频率降低了）。所以，在你看来，时钟就变慢了。

但是，正如爱因斯坦告诉我们的那样，加速电梯里感受到的力与在地球上感受到的引力是等效的。所以，地球上的时钟要比自由漂浮在太空中的时钟走得慢。这是其他物理学家的理论所不曾预见过的，对物理学来说是全新的。我们自己不曾注意到过这个效应，是因为我们身体里的原子们也跟着慢了下来。我们只能通过比较才能知道。例如，如果有人能侥幸在引力场比地球上强万亿倍的中子星上生存下来的话，他们年龄增长的速度将明显慢于地球上的人们。地球上10年过去了，中子星居民却只过了8年左右。黑洞，这个宇宙中最强大的引力水池，将引力的效应推向了极端。黑洞边缘只过了一瞬间，宇宙其他地方却过了好多年代。在这里，相对论才不负虚名。在与爱因斯坦的一次对话中，作家阿希礼·蒙塔古讲了一个关于这个佯谬的笑话，把物理学家们都逗乐了。这段对话发生在布朗克斯^[24]：

“什么是相对论？”第一个人问道。

“试想一下，如果一位老太太坐在你腿上，你会觉得一分钟长似一小时；而一个漂亮的姑娘在你腿上坐了一小时，你却觉得短过一分钟。”第二个人回答说。

“这就是相对论？”第一个人反问道。

“是的，这正是相对论。”同伴回答说。

“爱因斯坦就是靠这个吃饭的？”

还可以从另一个角度来看待这种效应。你可以把光波看成弹簧——在试图爬出大质量天体在时空中挖掘的“引力井”时被拉伸的线圈。像蓝光或黄光这样的短波，会在向上攀爬的过程中变长，向电磁频谱的另一端靠拢，变得更红。所以，这种效应就叫作引力红移。地球和月球附近的引力红移效应太小了，直到1959年科学家们才测量到这种效应。罗伯特·庞德与学生格伦·雷布卡一起，利用建在哈佛大学校园里的实验设备探测到了这种效应。他们在杰斐逊物理实验室测量了伽马射线从地面射向一个23米高的塔顶，和从塔顶射向地面这两种情况之间频率的细微差别。伽马射线来自于一块铁放射源。为了降低伽马射线被空气吸收的概率，他们在塔中竖起了一个充满轻氦的迈拉袋^[25]。伽马射线频率的改变量与爱因斯坦预言的出入小于10%。5年后，庞德和同事约瑟夫·斯奈德将两者的出入降低到了1%。

到了20世纪70年代，引力红移测量的精确度已经达到了惊人的地步。哈佛大学—史密松天体物理中心为天体物理学制造原子钟的罗伯特·维索特，将自己一座十分精准的氢迈射时钟送入了太空，用来比较它与地面上一座同样的时钟频率之间的差别。这座41千克重的特制时钟十分精准，每天只有十亿分之一秒的误差（大致相当于每300万年只有1秒的误差）。这座时钟于1976年6月18号被装在一枚侦察兵D型运载火箭上，从弗吉尼亚西海岸的瓦罗普斯岛发射升空。这次发射是在破晓时分进行的。118分钟后，火箭落入了百慕大以西1600千米远的大西洋中部区域。此时维索特和同事与太空舱失去了联系，十分紧张。不过1分钟后，他们又收到了信号。一个环形断路器发生了意外，切断了输送给上行线路传送器的电流。这次实验的最基本原理很简单——测量原子钟在几乎被垂直送上10000千米的高空时以及下落过程中的振动情况。最终他们发现，在10000千米的高空，地球引力已经松开了它的双手，原子钟确实跑得更快了一点，比地面上快了约4.5×10^-10。如果它在那儿的轨道上待上73年的话，就会比地球上的原子钟快上1秒了。这次实验的精确度在万分之一以内，比在哈佛校园里进行的引力红移实验精确了100倍。

在1976年，这样一个实验并没有什么太大的实用意义，但现在不一样了。全球定位系统（GPS）卫星所载的高稳定性计时器，高高遨游在地球外层，一直受到引力红移有规律的影响。24颗在轨卫星必须在五百亿分之一秒的误差内同步，才能让地面上的使用者把自己所在的位置锁定在15米的范围内。但是，如果没有相对论修正，计时器每天都要快上四十万分之一秒，这主要是因为引力红移效应的影响。计时器载有周期性调整的程序，不然，一分半钟之内它们就会失去同步了。当克利福德·威尔要就此理论为一位空军将军做一个简报时，他明白，广义相对论终于要派上用场了。因为GPS要尽可能的精确，这已关乎国家安全。好莱坞也意识到此中蕴藏着的商机了。在007系列电影的《明日帝国》中，就有一个罪恶的天才试图破坏GPS，以达到把英国船只引向歧途的目的。

引力红移并不是广义相对论预言的唯一新颖奇怪的效应。爱因斯坦在1913年写给奥地利物理学家兼哲学家恩斯特·马赫的一封信中提到，伴随着广义相对论效应，还会出现另外一种新的力。他称其为“拖曳力”。这时距离他发表完整的理论还有两年时间。在许多方面，拖曳力之于引力，就像磁力相对于电力一样。事实上，还有人把它称为“磁引力”。一个带电粒子自旋时会在自身周围产生磁场；同样，像地球这样自转着的质量，会带动周围介质——也就是时空自身——旋转。1918年，两位奥地利科学家，约瑟夫·兰斯和汉斯·塞林，计算出了这种自转带来的效应。故有时也称其为兰斯塞林效应。

兰斯和塞林看到，一个旋转的物体会带动周围时空的结构，就像电动搅拌器带动周围的蛋糕面糊旋转一样。离搅拌器越近，旋转就越快；越远，旋转就越慢。1959年刊登在《今日物理》上的一个新型陀螺仪的广告启发了一些物理学家（那时他们有的人正在斯坦福大学的游泳池里游泳，另一些人正在锻炼中沉思）。他们开始设想一个完美的陀螺仪，并考虑如何用它来测量广义相对论的这种微妙特征。到了1963年，他们获得了美国宇航局（NASA）的支持。接下来的30多年里，这个项目走走停停折腾了好几回，就像涅槃七次的凤凰一样，但最终还是坚持了下来。此项目共花费5亿美元，成了一个颇具争议的项目。这个被称作“引力探测器B”（维索特的实验是“引力探测器A”）的项目，是NASA投资的最昂贵（准备期也最长）的纯科学项目之一。

结构拖曳：黑洞自转时会扭曲周围的时空

这个计划预计将使用4个陀螺仪，并把它们送到640千米高的极轨道上去。陀螺仪本质上就是一个转轮。引力探测器B所用的陀螺仪是4个直径为4厘米的石英球。这些石英球外面都包裹着一层铌，看起来银光闪闪的，可以作为世界上最圆、最光滑的东西而被载入吉尼斯纪录了。它们的表面被打磨得极为光滑，凸凹不超过50个原子核，可谓完美球体。这种光滑度对于测量细微的变化十分必要；因为凸起或凹陷可能会导致机械振动，而被误认为是空间拖曳的结果。一旦转动起来而且没有外界干扰的话，这些小球的旋转轴会一直指向同一个方向。由于角动量是守恒的，它们会对任何运动状态的改变产生抵制作用。所以它们是测量时空拖曳作用的完美工具。太空中旋转着的陀螺仪可以靠遥远的星星来校准。但是，随着时光的流逝，自转的地球会拖动周围的时空，这种校准会逐渐失效。每个陀螺仪的旋转轴，根据当地的时空调整方向后，就不能再用星光来校准了。这种方向的调整并不大。旋转的面糊只是一个形象的比喻。地球这个轻量级天体的拖曳效应要比搅拌器小得多；根据广义相对论，它每年只能让这些飘浮在太空中的陀螺仪偏转0.0007度。这相当于从400米远处看一根头发丝的宽度。

事实上这种效应对地球的宇宙生活没有什么意义。然而，在其他环境中，比如对于类星体来说，这种“结构拖曳”的影响就大多了。在可探测的宇宙边缘发现的一个年轻而强大的星系，即类星体，它发出的光是正常星系的几十倍。天文学家们认为，其中的大部分能量是由中心处一个特大质量黑洞辐射出来的。这样的黑洞的质量相当于上亿个太阳。这么大的质量旋转，引起的结构拖曳效应十分可观。事实上，有人推测这种效应会导致任何附近的物体都被卷向黑洞的轴心，之后又被从一些巨大的喷口中向外喷出几十万光年远的距离。在这种情况下，结构拖曳的作用就十分显著了。

首次提出原子内部结构的丹麦著名物理学家尼尔斯·玻尔于1939年1月来到美国，在新泽西州的普林斯顿高等学术研究所与爱因斯坦一起工作了几个月。但就在他所乘坐的邮轮“皇后岛”号即将离开欧洲之前，他得到消息说发现了核裂变。德国科学家们已经证实了他们的铀原子核正在裂变。带着这份兴奋来到普林斯顿后，玻尔立刻就这个问题与27岁的约翰·阿齐博尔德·惠勒展开了讨论。后者是普林斯顿物理学院的最新成员，而且还是原子物理与核物理方面的专家。他们一起推导出了核裂变的一般性理论^[26]，并据此新理论推测出像铀-235这样的放射性物质可以维持链式反应。之后惠勒一直是物理学历史性发展过程中的中心人物，连第二次世界大战时的曼哈顿工程及后来的氢弹工程也不例外。惠勒在这些战争任务结束后，于20世纪50年代回到了普林斯顿，转向了一个全新的理论。他说：“我觉得自己受到了感染。学生时代我曾读过物理大师洛仑兹写的一本书，书名叫作《现代物理的问题》。现代物理的问题是什么呢？答案是量子物理和相对论。”在第一个问题上进行了多年研究的惠勒决定转向第二个问题。这个决定风险很大。相对论已经成为物理学的一潭死水了，只有少数专家仍在此领域进行着研究。惠勒回忆说：“这些跟着爱因斯坦工作的人，对物理之外的其他领域都知之甚少。”

几十年了，广义相对论一直都是物理学中最受敬仰而又没有得到证实的理论。这个世界上有着行星轨道的细微扭曲，有着光线的小小偏折，就连20世纪20年代埃德温·哈勃发现的膨胀宇宙也可以归因于广义相对论效应。即便如此，实验证据还是很稀缺。直到20世纪中期，局面才开始有所改变，主要是因为有了新开发的技术，科学家们能够更好地测量相对论预言的细微变化了。到了20世纪60年代，广义相对论方面的专家们进入了实验的黄金时代。庞德和雷布卡最终实现了引力红移的测量，而夏皮罗也开发出了测量时空弯曲的一个全新方法。但这个百花怒放的局面还离不开另外一个至关重要的因素：物理学家们齐心协力，更加深入地研究了相对论。处在这个运动最前沿的正是惠勒，他把相对论拉回了物理学的主流，并把它与整个宇宙学联系到了一起。他几乎单枪匹马地改变了广义相对论的垂死面貌。他是通过教学来深入到这个课题中去的。他曾经说过：“最好的教学来自于研究，而最好的研究来自于教学。”“如果一个老师到了下课时间还没有从这节课中学到什么的话，他就不懂得如何教学。”正是在课堂上，他把广义相对论概括成了一句话：“物质告诉时空怎样弯曲，而时空告诉物质怎样运动。”

爱因斯坦把平生最后一次研讨会放在了惠勒班里举行，也就是在物理学院的前身——帕默物理实验室举行。这是一座令人难以忘怀的哥特式建筑物，红砖筑成，上面是厚石板屋顶。这座建于1907年的楼房现在被用作亚洲研究中心的办公室了，所以飘出窗外的阵阵物理旋律及楼内矗立着的物理大师们的雕像明显不合时宜。惠勒作为一名拜访者，缓缓走过了自己早年的物理殿堂。他穿过进口处厚重的木制门，从宽大的中央楼梯走了上去。到了二楼，转过一道弯后，左边第一扇门上“309”这3个数字就会映入眼帘。这就是爱因斯坦做最后一次课堂报告的地方。深色木质椅子都有着加宽了的右扶手，留着做笔记时使用。真正的黑板，老式的那种，在前墙和房间右边各排成一排。座位共有8排8列。屋子里充满了旧木板和粉笔灰的味道以及怀旧的气息，气氛有点沉闷。人们一眼就能找出已至暮年的爱因斯坦，他坐在前排，衣着随便，正在一个个地审视着眼前的学生。惠勒回忆说爱因斯坦讲了三个问题：第一，他是怎么想出相对论的；第二，相对论对他来说意味着什么；第三，他为什么不喜欢与自己的科学理念相对的量子论。对于量子理论来说，观察者是处于中心地位的；在测量结果出来之前，观察者什么都不知道。惠勒记得爱因斯坦高声质疑道：“如果一只老鼠抬起头来看一眼天空，宇宙的状态会改变吗？”就是在这样一座破旧的建筑里，惠勒让相对论重获生机了，把它从物理学的次要地位，提升为一个最具活力的领域了。

惠勒是从考虑一个几乎已被遗忘的问题开始的：对一颗质量特别大的恒星来说，会出现什么样的情景呢？它死亡时会发生什么呢？J.罗伯特·奥本海默（他后来领导了制造第一颗原子弹的曼哈顿工程）与学生哈特兰·施奈德一起，在1939年9月1日出版的那期《物理评论》上发表了一篇这方面的文章。（巧合的是，玻尔和惠勒也在同期《物理评论》上发表了一篇核裂变方面的文章。）他们是从考虑一颗已经耗尽它所有燃料的恒星开始的。由于核燃烧产生的能量已不复存在，恒星的内核再也支持不住全身重力的挤压了，于是就开始坍缩。如果内核超过了一定质量——现在认为是2～3个太阳的质量——的话，据奥本海默和施奈德证实，它将不会转化为一颗白矮星（我们的太阳将会转化为这种星体），也不会转化为一颗小而致密的中子星。根据广义相对论，他们计算出这种恒星将会继续无限制地坍缩。最终，它会变成一个“奇点”，一种由德国天文学家卡尔·史瓦西构想出来的零体积而密度无限大的状态。他是于1916年根据爱因斯坦的新理论做出上述构想的。在这种状态下，现行的所有物理定律都将失效。在大门被不可逆转地关闭之前最后逃出的光波，将会被巨大的引力拉伸（从可见光变为红外光，再变为无线电波等），最终变得不可探测，整颗星也将会从我们的视野中消失。那儿剩下的是一个任何事物——信号、光或者物质——都不能从中逃脱的球形空间。这个球的气状边界就是我们所说的“视界”^[27]。它不是一个固体表面，而是一个引力极限点。一旦踏入这个无形的边界，就再也没有回头路，只能落入中心处的奇异深渊了。这个坍缩内核周围的时空弯曲得很厉害，以至于该恒星残体简直把自己和周围的宇宙隔绝开来了。“只有它的引力场存在”，奥本海默和施奈德在论文中这样写道。对于史瓦西来说，这种情景是爱因斯坦方程一个有趣的数学解；而奥本海默和施奈德却告诉我们这可能是一颗大质量恒星的真实命运。

但是在1939年，奥本海默和施奈德认为不可能存在能避免这种悲惨结局的力。20世纪50年代重新考虑这个问题时，惠勒猜想是否压力，即物质的抵抗力能改变这种结果呢？恒星物质的压力有可能阻止这种终极崩溃。或许在垂死挣扎的过程中，行将就木的恒星会释放出大量的能量和物质，以至于引力坍缩的结果都改变了，最终形成了一颗白矮星或中子星。惠勒曾说：“我正在寻找出路。”基普·桑尼20世纪60年代初曾做过惠勒的研究生，他现在推测惠勒之所以拒绝接受恒星的黑色命运，可能部分是因为受到了奥本海默理念的影响。惠勒是一位政治保守派，对因自由主义信仰而备受公众指责的奥本海默持保留态度。在就是否需要氢弹这个问题而举行的第一次政府辩论会上，两人的意见就相互对立。惠勒在自传中曾坦言：“我对奥本海默个性的某些方面不感冒。他似乎喜欢把自己的才智摆在明处——坦白说就是炫耀……而我常常觉得自己应该低调从事。”

奥本海默在简单考虑了一下他所谓的“持续的引力收缩”问题之后，就把它置之脑后，再不考虑了。“他并没有认识到这个问题的重要性，”桑尼解释说，“但是回忆起来，奥本海默与施奈德的合作成果十分完善，正是黑洞坍缩的一个精确的数学描述。在那个年代，人们很难理解论文中的东西，因为那些用数学熏制出来的结果，和我们脑海中的宇宙图像大相径庭。”惠勒嫉恨心重，事实上，在从事相对论方面工作的早期，他从没有提到过奥本海默的论文。他的态度直到1962年才有所改变。这一年，普林斯顿一位名叫大卫·贝克道夫的大学生在毕业论文中重新考察了奥本海默的理论，并把它表述成了一个更简单的形式。“这真让我大开眼界”，桑尼说。之后他就开始跟着惠勒读研究生了。随着其他一些漏洞一个个被排除掉，特别是在引进了可以解决爆聚恒星物理难题的计算机之后，惠勒终于确信恒星最终将会坍缩了。他说：“即使竭尽全力去抗争，你也阻止不了它坍塌。”他那时还笨拙地这样表述：“恒星的归宿常常是一个‘引力导致的完全坍缩的东西’。”

当1967年第一次发现脉冲星时，人们还不知道它是什么星体。很快，在位于纽约的戈达德太空研究所就举行了一次研讨会来讨论这个问题。可能是红巨星、白矮星或者中子星吗？惠勒在演讲中提醒天文学家们，它们可能正是他所说的引力坍缩体（尽管有人怀疑惠勒是在思考多年之后才采用这个名字的）。惠勒现在这样回忆说：“在我把那个短语说了四五遍后，听众中有人说：‘你为什么不叫它黑洞呢？’于是，我就采用了这个名字。”不管开头怎样，惠勒在数周之后的科学演讲中又使用了这个名字。于是，“黑洞”就成了正式称呼了。黑洞——这个名字再贴切不过了，因为它确实是时空结构中的一个无底洞——从此进入了科学词典。这个易于记取的称呼曾引起了公众的诸多想象（刚开始时，在法国还闹了一场场大红脸，因为法语里的“黑洞”还有其他淫秽的含义）。

在普林斯顿做毕业设计时，桑尼目睹了广义相对论的复兴。就在实验工作者忙着用过去不可能实现的手段来验证他们的宝贝理论时，桑尼开始意识到这些科学家们需要像他这样的理论工作者的帮助了。在广义相对论中确定测量什么并不容易。这是一个难以捉摸的理论。显然，在不同的参考系中，你可以得到不同的答案。曾经，夏皮罗在进行雷达实验时倍感压力，不停地与他人对比来修正自己的计算结果。这就是近1个世纪过去了实验相对论才繁花盛开的原因之一。确定你要测量什么、如何测量，以及如何解释测量结果都不是什么容易的事。许多人在这条道路上都举步维艰。关于什么可以观测、什么不可以观测的争论也已经开始了。为了部分解决这些矛盾，理论学家们意识到他们必须构建一个更易于理解的体系，一个不但包含爱因斯坦的理论，还包含引力的一些替代理论的体系。“尽管爱因斯坦的理论概念上很简单，但计算上却很复杂，”桑尼这样说，“在任何给定的实验里，如果你想验证正在测量的是什么的话，首先就需要一个比相对论自身所能提供的更大的框架。你需要其他一些可能，需要引力的一系列可能的理论，相对论就是其中一个。而其他的理论是用作检验相对论的镜子的。”实验者可以设计一些实验，来测试这些不同理论间的某些差别，从中看出爱因斯坦的理论是否成立。曾在加州理工学院桑尼手下学习，而如今在圣路易斯的华盛顿大学的克利福德·威尔，和蒙大拿州立大学的肯尼思·诺德韦特分析并整理了许多替代理论，甚至还提出了一些自己的理论。“有点儿像稻草人^[28]，”威尔解释说，“这是启发实验者设计实验并检验结果的一个办法。”有些科学家之所以提出引力论的修正方程，是因为他们相信由于各方面的理论原因，广义相对论确实需要修正。威尔说，所有这些理论“迫使相对论不再像以前那样，而是挺身而出，直面实验”。爱因斯坦理论的最为著名的替代者——一时也是它实力最强的挑战者——就是布兰斯—迪克理论。

普林斯顿大学是广义相对论复兴的中心舞台，但并不是唯一的理论舞台。当惠勒还在斟酌他的引力坍缩体理论时，普林斯顿大学的物理学家罗伯特·迪克却正在为振兴相对论实验而努力。“他们从不同的角度考虑问题，”桑尼说，“惠勒是一个酷爱哲学的梦想家，他在物理直觉的驱使下大步地前进着。而迪克喜欢摆弄小玩意，他也有理论上的想法。但他的想法与惠勒截然不同，有着本质上的区别。惠勒用几何的眼光来看待这个宇宙，而迪克的工具却是场论。”

迪克是一位慷慨的科学家。1965年，他帮了亚诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊一个大忙。那时候他们位于新泽西州贝尔实验室的射电天文望远镜总是有烦人的噪声，迪克帮助他们弄明白了事实上那是宇宙大爆炸留下来的远古时代的低语，是一种在宇宙走廊里回响了150亿年的嗡嗡声。这时候迪克刚刚做好了准备，要自己去寻找宇宙背景辐射。后来彭齐亚斯和威尔逊因其意外发现而获得了诺贝尔物理学奖，但迪克对这事没有感到一点儿不快。他只是淡淡地说自己“被抢了先”。

1997年，迪克去世了，整代物理学家们都尊他为实验先师。“迪克的实验发现和他阐明的理论原则，催生了许多其他发明：锁相放大器、充气光电池原子钟、微波辐射计、激光器以及微波激射器，”威尔曾这样写道，“他对这么多获了诺贝尔奖的发现都做出过直接或间接的贡献，许多科学家都认为，他自己[却从没有获得过]诺贝尔奖是件很奇怪的事（甚至是诺贝尔奖的耻辱）。”1960年左右，迪克断定此前的引力测试都不够精确。之后，学过核物理的他就开始考虑引力问题了。他在此领域最早的冒险之一就是重做了匈牙利科学家罗兰·冯·艾厄特沃什男爵的实验，后者曾于1889年和1908年两度测试惯性质量（物体抵抗加速度的能力）和引力质量（物体受引力作用的量度）的一致性，且精确度极高。这两种质量的一致性是牛顿物理和广义相对论最根本的基础。这也是不同质量的物体，无论轻重，从高处（比如，从比萨斜塔上）扔下时都以相同的速度下落的原因。较重的物体受到地球的吸引要多于较轻的。然而，同时它对加速度又有着更大的抵抗能力——大到正好能减缓它的加速过程，使之在整个下落过程中与质量较轻的同伴保持同步。艾厄特沃什发现这种匹配能精确到十亿分之几。迪克与合作者一起把这个精确度提高了100倍，达到千亿分之几，后来由弗拉迪米尔·布拉金斯基牵头的一个莫斯科小组在这方面又取得了一些进展。20世纪90年代中期，华盛顿大学西雅图分校的一个以埃里克·艾德伯格为首的小组又把这个精确度提高到了万亿分之一的水平。他们把自己的实验称作“奥特—沃什”，是那位男爵的名字“乌特—弗什”的拟声词。^[29]

在转向这些问题的过程中，迪克开始深入思考引力理论的基础本身了。他开始相信“马赫原理”了，这是几十年前马赫首次提出的一个概念，故有此名。这个理论本质上说的是引力的大小取决于整个宇宙里的物质分布。如果这是正确的话，那么在宇宙逐渐膨胀、物质密度逐渐降低的过程中，引力也将逐渐减小。那时候迪克估计引力每年约有两百亿分之一的变化量。可爱因斯坦的广义相对论并不允许有这样的变化。迪克与他的研究生卡尔·布兰斯一起，给爱因斯坦的方程额外加入了一项，从而把马赫原理合成为引力的一个替代理论。结果布兰斯—迪克理论在某些引力测量上的数据，与爱因斯坦稍有不同，比如在水星近日点的测量上。爱因斯坦的数据看来是正确的，但他假设了太阳是完全球形的。但如果太阳由于内核的高速旋转，外形比人们想象的更扁呢？如果是这样的话，爱因斯坦将是错的，而布兰斯—迪克理论则更为适用。为了弄明白真相，迪克开始着手测量太阳的偏心率，以求得到一个比以往更为精确的结果。当时一位普林斯顿的博士后莱·怀斯回忆说，迪克想到这个之后，消失了几个星期。后来，他在一个星期一的早上回到了办公室，并带回了一大捆图纸，足足有五六十张。他已经把整个实验都在脑海中过了一遍，并设计了望远镜、电子设备及所有的光学仪器，还有支撑结构。两个负责制作仪器的助手最后认识到，迪克已经预先做好了所有的修正，而这些修正在仪器制作之前往往很难发现。迪克全凭个人想象完成了这些。

“我们把它称为一个真正的迪氏实验，”迪克的一位前研究生肯尼思·利布里切特说，“因为研究生同学们把那些精细巧妙的、所有的东西都不停地来回改变的实验，都叫作迪氏实验。”迪克的实验包含这么一项：在很短的时间内连续测量两种不同的信号。这正是锁相放大器的任务，它能自己在很短的时间内来回改变探测内容。它会首先采集一个信号和其背景信号，然后再采集背景信号。可以设定程序让它不停地这么循环着。最后，再把背景信号从总信号中扣除，就能得到一个微弱的噪声信号了。迪克发明了锁相放大器，并成立了一个名叫“普林斯顿应用研究”的公司来生产出售这种设备。“我们那些研究生们常常坐在一块，讨论迪克到底身价几何，”利布里切特回忆说，“有传言说他有约1000万美元的资产。”他唯一的奢侈是每年夏天都要去位于缅因州的一座小木屋住上一段时间。“除此之外，他从来不摆阔。他常常和大家一样，穿着一双上不了台面的破网球鞋工作。”

1966年，迪克和H.马克·戈登博格一道，把一个圆形挡板放在了望远镜里太阳的像前面，来测量太阳的偏心率。这样剩下的就是太阳的边缘部分了。他们再用光电探测器来扫描这个纤细的圆环，看通过圆心的各条直径中有没有过长的。尽管太阳由于自转确实有一点扁，但迪克和戈登博格报告中的偏心率远远大于原预期值，足以推翻广义相对论而把布兰斯—迪克理论扶上正位了。看起来爱因斯坦就要被颠覆了。这就刺激了很多人继续进行广义相对论的经典实验——光折射、时间延迟、引力红移，而且精度越来越高，以求能更为严格地评判两种理论的不同预测结果。过了一段时间后，精度更高的测量结果出来了，它们仍与爱因斯坦广义相对论的预测符合得很好，大大超过了与布兰斯—迪克理论以及其他替代理论预测结果的符合度。然而，迪克的太阳偏心率测量结果看起来仍然成立（至少还没有被驳倒），仍然独自一人在负隅顽抗。为了终结这场论战，利布里切特重新测量了太阳的偏心率。迪克的测量是在普林斯顿完成的，那儿天空中常有云朵飘浮。而利布里切特的小观测台却建在了阳光明媚的加州，是于1983年夏天建成的，具体位置就在帕萨迪纳正北方的威尔逊山头上。利布里切特回忆说：“那时我还是个研究生，心想‘我不但会推翻广义相对论，同时还将给太阳物理学带来一场革命’。后来，整个幻想像纸牌房子一样轰然倒塌了。”迪克这么多年来一直在分析着的效应不见了，好像是普林斯顿多云的天空带来了误差。实际上太阳的偏心率很小。“那是鲍勃^[30]上演的最后一出戏，”利布里切特还说，“这正是他的难能可贵之处。数据显示他的理论错了，他认了。不久他就退休了，事情就这么简单。”