天狼星的摇晃

“史瓦西奇点”这个词语首次出现时，人们将其视为奇闻怪谈，没有人真的料想到，有朝一日它会从科技期刊里跑出来，成为活生生的现实。但是20世纪早期，天文学上一系列令人震惊的新发现迫使那些保守的理论物理学家不得不永久性地改变他们的态度。此处最值得一提的是，那颗围绕着夜空中用肉眼能看到的最亮的恒星——天狼星而慢慢旋转的暗星⁽¹⁾。天狼星位于大犬座，长期被人们称为“犬星”。

天狼星及其伴星的发现历程开端于19世纪的普鲁士。弗里德里希·威廉·贝塞尔任普鲁士柯尼斯堡天文台台长时，为方位天文学制定了新标准。1838年，这位天文台台长因首次直接测量出恒星的距离而获得了巨大的声望。在当时，这项任务可谓是天文学上最大的挑战。之后，贝塞尔将注意力转向了恒星的运动。

贝塞尔多年来一直从事老星表的修订工作，为了追踪天狼星和南河三是如何随着时间的流逝在星空中移动的，他亲自进行了一些天文测量工作。到了1844年，他已掌握了相当多的数据。他宣称，天狼星和南河三的运动并非如人们想象的那般平稳，而是呈现明显的轻微摇晃——类似波浪式的起伏运动。凭借其非凡的智慧，贝塞尔大胆断言：这种晃动是由围绕着它们旋转的看不见的天体引起的；暗星之于亮星，就像一位时时紧拽着母亲裙裾的小男孩。根据他的估计，天狼星的暗星围绕着亮星旋转一周的时间约为50年。

这一发现显然令贝塞尔兴奋不已。他在给英国皇家天文学会的信中这样写道：“这个发现……对整个实用天文学意义重大，我认为值得大家关注。”

确实有天文学家关注了此事。一些人试图通过望远镜辨认天狼星的伴星，但不巧的是，在贝塞尔报告他的发现时，天狼星B（作为一颗小体积的伴星而逐渐被人们所熟识）正位于和闪亮的天狼星A最近的位置（从地球观测者的角度），光度本就微弱的天狼星B很难被人们观测到。在随后的数年中，也无人能成功地找到这颗最亮恒星的伴星。

到1862年1月31日，一切都变了。这天晚上，在美国马萨诸塞州的剑桥港，高端望远镜制造商阿尔文·克拉克和他的小儿子阿尔文·格雷厄姆·克拉克，正在测试他们为密西西比大学设计的新型折射式望远镜，这款望远镜将成为当时世界上最大的折射式望远镜。他们需要通过观测那些著名的恒星，对18.5英寸的镜头进行色彩测试。在此过程中，小克拉克发现天狼星身边有一颗昏暗的伴星，正发出极为暗淡的光芒。

这项重大发现当时可能并未被记录在案，但幸运的是，老克拉克是一位狂热的双星观测爱好者，也许是他鼓励儿子到附近的哈佛大学天文台报告了这一发现。科学历史学家芭芭拉·威尔瑟则说，事实上，这一发现并不像一些书籍上所讲的那样是一次意外，而是在寻找天狼星的伴星方面，“老克拉克和哈佛大学早有接触”。

不管事情的真相如何，哈佛大学天文台台长乔治·邦德一周后证实了这一发现。他很快就完成了两篇论文，其中一篇寄给一家德国天文杂志，对新发现只作了寥寥数语的简单介绍，另一篇寄给了《美国科学杂志》，在其中作了极为详细的汇报。在第二篇论文中，邦德提出了他脑中萦绕不去的问题：“它持续可见——正是这颗迄今为止被认为不可见的天体引起了天狼星的晃动，无论这是否能够得到证明。”新发现的这颗恒星出现的位置似乎恰好可以用来解释天狼星波浪式起伏的方向，但其亮度极为微弱。事实上，恒星如此昏暗在当时看来是质量太小的表现，而小质量的恒星可能不足以引起附近恒星的晃动。这是天狼星B首次遭遇到的独特问题。

由于发现了天狼星暗淡的伴星，阿尔文·格雷厄姆·克拉克于1862年获得了由法国科学院颁发的具有声望的拉朗德奖。全球范围内的天文学家们通过持续多年对天狼星及其伴星轨道的观测，最终判定：尽管这颗伴星发出的光还不足我们太阳的百分之一，但其力量巨大到足以拉动天狼星A（相当于整个太阳的质量）。没有人立即对这种不一致性表示质疑。人们只是耸耸肩，认为天狼星B不过是颗类似太阳的恒星，而且正在逐渐冷却下来，即将走到生命的尽头。

此时此刻，还没有人获得天狼星B的恒星光谱。也就是说，获取来自那颗微小球体微弱光线的光谱图。由于这个双星系统中主星的亮度太高，这项任务很难完成。直到最终取得其光谱时，天文学家才推测出，天狼星B也像其他暗星或较冷的星一样，是黄色的或红色的。这是因为在天文学界有一条公认的规则：恒星越热就越明亮；最亮的恒星呈白色、蓝白色或蓝色。

但是在1910年，普林斯顿大学的天文学家亨利·诺利斯·罗素的发现让人们对这条规则产生了怀疑。波江座40⁽²⁾有一颗昏暗的伴星，人类于1783年就知道这颗伴星的存在了。而在哈佛大学天文台对其拍摄的一张照片底片上，罗素发现，它被贴上了写有“蓝白色”字样的标签。罗素马上质疑这张标签是否正确，但在1914年，沃尔特·亚当斯在美国加州的威尔逊山天文台证实了这颗伴星光谱的正确性。一颗恒星怎么会既是白热的又是昏暗的呢？“我非常惊愕。”罗素回忆道，“我真的很困惑，想要弄清楚这到底意味着什么。”到了1915年，亚当斯确认，天狼星的伴星也同样显示出一颗炽热的呈蓝白色恒星才具有的光谱特性，有高达25000开尔文的绝对温度，比我们的太阳还要热很多。为何天狼星伴星不像我们仅用肉眼就能看到的天狼星一样明亮？火一般的白色恒星，怎么会只有如此微弱的光辐射呢？相对于太阳，这颗恒星的质量相差无几，亮度却只能达到太阳的四百分之一。

很快，理论物理学家们，包括爱沙尼亚的恩斯特·奥皮克和英国天体物理学家亚瑟·爱丁顿，解释了这种现象的原因。如果一颗恒星是白色的，其温度又比我们的太阳还高的话，它在其表面每平方厘米一定会释放更多的光。但天狼星B发出的光太微弱了，所以，这只能意味着，它的表面积比太阳小。换句话说，它密度更大，体积更小。事实上，它仅比地球大一点点。（奥皮克计算该星的密度是太阳的25000倍左右。这个结果令人震惊，他起初宣称这是“不可能的结果”。）这样的恒星后来被称为“白矮星”。

与太阳质量一样大的恒星被压缩进如此小的体积内，天文学家和物理学家都无法解释，恒星是如何在这个令人难以置信的压缩状态中保持稳定的。在那个时代，物理学家仍无法解释这样的致密体如何得以持续存在。正如爱丁顿后来略带淘气地说：“天狼星伴星发向地球的信息被解码后是这样的：‘我是由密度比你们见过的任何东西还大3000倍的材料构成的。我身上抠下来的一点点东西就可以重一吨，你可以放进火柴盒里。’对此，人们会有怎样的反应呢？大多数人的回答会是：‘闭嘴！别胡说八道！’”

最终，这个谜题的解开归功于20世纪20年代迅猛发展的量子力学。1926年，英国理论物理学家拉尔夫·福勒指出，与整个太阳质量一样大的恒星之所以能够被压缩进地球大小的空间里，从而产生宇宙中密度最大的物质，是因为在致密的白矮星内部，压力变得极大，所有的原子核就像一大批小弹珠一样，被尽可能地挤进最小的体积内。原子内的大部分空间是空的。（如果一个原子被放大到一个足球场大小，原子核看起来就像是50码线上的一粒豌豆，周围的电子在最远的座位周围快速运动，发出嗡嗡声。）但在白矮星内部，所有这些剩余空间都大幅度减少。与此同时，其自由电子产生了内部能量和压力，防止原子进一步坍塌。具有不相容性的电子摩肩接踵，挤在一起（由沃尔夫冈·泡利制定的一条量子力学定律，禁止电子合并），阻止体积进一步缩小。白矮星持续稳定的关键是由极高密度和快速移动的电子产生的令人难以置信的巨大斥力，这种斥力被称为简并压，可以防止恒星进一步坍缩。这种压力要比在太阳中心的压力高出100万倍。量子力学出现之前，这种压力是不可想象的。

白矮星的超密态物质在地球上是不可能聚集的，只有当恒星处于极端环境时，才有可能生成。天文学家后来了解到，这种致密星体是太阳这样的中等质量恒星演化的终极阶段。白矮星是恒星内部燃料消耗殆尽后残留下来的发光星核，核心以外的气态物质都被抛离恒星本体，进入太空，成为星云。这也将是我们的太阳在大约50亿年后的宿命。在逐渐释放完过去燃烧遗留的能量后，白矮星会像一堆灰烬，最终慢慢冷却，并慢慢死去。⁽³⁾

极为致密的白矮星的发现原来不过是一场惊人的恒星革命的前奏。到了20世纪30年代，在运用相对论和量子力学的新定律时，理论物理学家震惊（且困扰）地发现，如果垂死的恒星质量足够大，就有可能面临比变成白矮星更加不可思议的命运。发现白矮星并理解其物理特性，开启了人类对于宇宙的全新研究。

1930年夏天，正值全球经济大萧条时期，宇宙研究的大戏即将上演，大幕徐徐开启了。这与一次从印度出发的18天海上之旅有关。旅行者是一位19岁的高贵青年，名叫苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡，简称钱德拉。钱德拉获得了剑桥大学奖学金，正计划前往剑桥大学读研究生，导师是拉尔夫·福勒。钱德拉需要先乘船，然后转乘火车前往。在印度的马德拉斯大学学习期间，钱德拉就十分着迷于白矮星的物理特性研究。在这次漫长的海上旅行中，他又开始钻研起这个问题。

福勒不久前向人们展示了，在一颗密度为一吨每立方厘米的致密星体上，被挤压得很紧的电子所产生的压力是如何使致密星体保持完好无损的。但这能够永远持续下去吗？钱德拉自问。他又接着问自己：如果是一颗质量更大的白矮星，又将如何？在轮船通过苏伊士运河驶入地中海的漫长航程中，钱德拉有充裕的时间慢慢思索。他突然间顿悟，意识到当白矮星的质量越来越大时，在致密星体的内部，电子移动的速度会越来越快，甚至接近光速。这意味着有必要运用相对论的规则来解释恒星的行为。这是福勒还没有做的事情。

世界就是这样终结的，不是伴着巨响，而是伴着呜咽。

——苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡