电影《星际穿越》为我们展现了一个令人无比震撼的黑洞形象，然而人类在科学理论上一次次接触这个神秘天体的过程也并不平淡。霍金在《时间简史》里面说“黑洞无毛”，那么什么是“毛”？为什么黑洞没有“毛”？让我们一起学习一下。
人们喜欢说：群星灿烂。但在真实的宇宙里，星星中有灿烂的也有不灿烂的，在肉眼可见的星星中，行星自己不发光，只靠反射恒星的光而被我们所看见。恒星的生命历程十分漫长，从熊熊燃烧之火，最后变“暗”，成为白矮星、中子星，最后变为黑洞。这些暗黑天体不发光，或者发出很少的光亮，默默地呆在黑暗之中，仍然用它们强大的引力，发挥最后的威力。
越不灿烂的星星，越激发人们的好奇心。我们今天的故事，就来说说宇宙中最“暗”的天体——黑洞。
有关黑洞的探讨，可以追溯到两百多年前的经典力学时代。当时的科学家，比如拉普拉斯，把此类天体叫做“暗星”。最早提出暗星概念的英国人米歇尔，是一位地质学家，却对天文十分感兴趣。
他使用牛顿力学定律计算质量为m的运动物体相对于某个质量为M的大星球的逃逸速度ve，得到如下公式：ve^2= 2G(M+m)/r，这里的G是万有引力常数，r是星球的半径。如果运动物体的质量m很小，可以忽略不计时，逃逸速度与星体质量有关：ve = √(2GM/r)。
逃逸速度是指能逃脱这个天体引力束缚的最小速度。我们从地球上抛石头，抛出石头的速度越快，便能将它抛得更远。
想象有一个大力士，能够给予石头很大的速度，以至于石头可以逃离地球引力束缚，飞向宇宙空间。石头具有一定速度时，可能会绕着地球转圈，速度更大时石头便永远不再回来，这个“不再返回”的最小速度就是逃逸速度。因此，只有当物体相对星球的运动速度v大于逃逸速度ve时，物体才能挣脱星球引力的束缚，逃逸到宇宙空间中。
这个概念也被著名的拉普拉斯提出，并写到他的《宇宙系统》一书中。根据拉普拉斯和米歇尔的预言，如果星体的质量M足够大，半径足够小，它的逃逸速度ve将超过光速。这意味着即使是光也不能逃出这个星球的表面，那么，远方的观察者便无法看到这个星球，因此，它成为一颗“暗星”，这是黑洞概念的最初萌芽。
当初得出这个结论是根据牛顿的光微粒说，计算基础是认为光是一种粒子。有趣的是，后来拉普拉斯将这段有关暗星的文字从该书的第三版中悄悄删去了。因为在1801年，托马斯·杨的双缝干涉实验使大多数物理学家们接受了光的波动理论，微粒说不再得宠，于是拉普拉斯觉得，基于微粒说的“暗星”计算可能有误，新版的书中最好不提为妙。
1915年，爱因斯坦建立了广义相对论。紧接着，物理学家史瓦西首先为这个划时代的理论找到了一个球对称解，叫做史瓦西解。这个解为现代物理学所说的黑洞建立了数学模型。有意思的是，虽然拉普拉斯等有关暗星的计算基础（光的微粒说）是错误的，但他们得出的基本结果（黑洞半径）却与史瓦西解得到的“史瓦西半径”完全一致。因为拉普拉斯等人在计算半径的过程中犯了多次错误，最后，这些错误刚好互相抵消了！
虽然算出的半径相同，但广义相对论的“黑洞”概念，已经与原来拉普拉斯的所谓暗星，完全不是一码事。黑洞有着极其丰富的物理意义和哲学内涵，黑洞周围的时间和空间，有许多有趣的性质，涉及的内容已远不仅是光线和任何物体能否从星球逃逸的问题。
我们首先可以从时空弯曲的角度来粗略理解“黑洞”。广义相对论用物质引起的时空弯曲来描述引力。
人们通常直观地将弯曲的时空比喻成一个二维弹性网格，大质量星体是放在网格上的重铅球。铅球的重量使得橡皮筋网格弯曲下陷，类比于星体引起的时空弯曲。比如，图中最左上角所示是我们的太阳，属于中等质量恒星，橡皮网格下陷不多。除太阳外，图中还显示了质量和密度更大的恒星、白矮星、中子星等的情况。不同大小的质量密度引起时空不同程度的弯曲，密度越大，弯曲程度越大，相应图中弹性网格的下陷也越深。
由图中的描述，黑洞是当“引力塌缩”后，同样质量的物体中体积最小、质量密度最大的天体。质量太大，引起时空极大的弯曲，质量大到弹性网格支撑不住而“破裂”成为一个“洞”。这时候，任何进到洞口的物体都将掉入洞中再也出不来。这里的“洞口”指史瓦西半径以内的时空，“物体”则包括所有的粒子及辐射（光）在内，如此形成黑洞。
史瓦西解我们真实生活的物理空间是三维的，再加上1个时间维，相对论描述的“时空”应该是一个数学上的“四维空间”，但我们无法将这样的空间用直观图像表示出来。因此，在图中只能将“弯曲的时空”表示成一个被拉伸而形变了的二维网格。如果你想更准确地了解重物（或黑洞）附近的“四维时空”是如何弯曲的，就必须使用一点点极其简单的数学公式了。
爱因斯坦的狭义相对论将时间和空间统一成一个四维整体，广义相对论则用引力场方程，将这个“时空整体”的性质与宇宙中的物质分布联系起来。如何表达时空的弯曲性质呢？爱因斯坦使用了黎曼几何中的“度规”。度规就像一把尺子，或者说更像我们经常在数学上使用的“坐标格子”，可以将它用来量度和描述空间的几何性质。广义相对论中引力场方程的目标，就是对某种给定的物质分布，求解“时空”的度规。
爱因斯坦建立的引力场方程，物理思想精辟，数学形式漂亮，但求解起来却非常困难。维卡尔·史瓦西是德国物理学家和天文学家。爱因斯坦建立广义相对论之后，他第一个给出了引力场方程的一个精确解。史瓦西考虑了一种最简单的物质分布情形：静止的球对称分布。也就是说，如果假设真空中只有一个质量为M的球对称天体，那么，引力场方程的解是什么？这种分布情况虽然异常简单，但却是大多数天体真实形状的最粗略近似。
史瓦西很幸运，他由此特殊情形将方程简化而得到了一个精确解，这个解被称为史瓦西度规。
不过，史瓦西的名字，随着他开创性的工作——史瓦西度规和史瓦西半径，永远留在了黑洞理论的历史上。史瓦西度规与球坐标的关键区别在于矢径微分dr那一项分母中的因子：(1-rs/r)。上式中的（rs=2GM/c^2）叫做史瓦西半径，是史瓦西度规中最重要的物理量。史瓦西半径表达式中的G是万有引力常数，c为光速。
由此可知，史瓦西半径rs只与球体（星体）的总质量M成正比。也就是说，对每一个质量为M的星体，都有一个史瓦西半径与其相对应。
理论上而言，史瓦西解所对应的几何，不限于黑洞，可以用以描述任何球状星体以外的时空。但对一般天体来说，尺寸比史瓦西半径大得多，外部时空都是远离史瓦西半径的区域，没有什么特别的几何可言。人们感兴趣的事情是：如果这个天体的全部质量M都被“塞进”它的史瓦西半径以内的话，这个天体便成为了一个黑洞。那时候，史瓦西度规描述的是黑洞附近的几何，特别是在史瓦西半径附近，表现出许多奇特有趣的几何性质。
总而言之，史瓦西度规虽然有奇怪的性质，实际却非常简单，简单到就是一个半径和被该半径包围着的一个奇点。因为在这个半径以内，外界无法得知其中的任何细节，我们将其称之为“视界”。视界就是“地平线”的意思。当夜幕降临，太阳落到地平线之下，太阳依然存在，只是我们看不见它而已。类似地，当星体塌缩到史瓦西半径以内，所有的物质都掉入了视界之内，物质也应该依然存在，但我们看不见。
如上所述，史瓦西半径只与天体的质量有关。比如，根据太阳的质量，计算出太阳的史瓦西半径大约是3公里，而地球的史瓦西半径只有9毫米。也就是说，如果将太阳所有的质量都压进一个半径3公里的球中，或者是将我们整个地球全部挤进一个玻璃弹球中，那时，太阳（或地球）附近的引力场将非常巨大，能够将运动到附近的物质统统吸进去，任何东西都逃不出来，即使是光线。
对外界的观察者而言，太阳变成完全是“黑”的，物理学家惠勒给此类天体起了一个好名字：“黑洞”。
黑洞无毛引力场方程的精确解不止史瓦西度规一个。因此，基本黑洞的种类也不仅仅是史瓦西黑洞。如果所考虑的星体有一个旋转轴，星体具有旋转角动量，这时候得到的引力场方程的解叫做克尔度规。克尔度规比史瓦西度规稍微复杂一点，有内视界和外视界两个视界，奇点也从一个孤立点变成了一个环。比克尔度规再复杂一点的引力场方程之解，称为克尔-纽曼度规，是当星体除了旋转之外还具有电荷时而得到的时空度规。
这些黑洞都是人们根据引力场方程得到的精确解。少数物理学家和天文学家从30年代就开始考虑恒星的引力塌缩问题，认为在一定的条件下，天体的最后归宿有可能是“黑洞”。但爱因斯坦和艾丁顿等却不愿接受这种“怪物”，不承认这些解是对黑洞的预言。尽管爱因斯坦早年不承认存在引力波，也不认为宇宙中真的有黑洞，但人们还是固执地将这两项预言的荣耀光环戴在他的头上，因为这是从广义相对论理论导出的必然结果。
爱因斯坦去世后，黑洞的研究风行一时，上世纪60年代开始，大多数物理学家开始认真地面对黑洞，从而开始了黑洞研究的黄金时代。
惠勒平时的言语中充满哲理：没有定律的定律、没有物质的物质。并且，他总是善于用形象而发人深思的词汇来命名物理学中的事物，黑洞的名字便是典型一例。后来，他又提出并命名了“黑洞无毛定理”。黑洞无毛定理，是对经典黑洞简单性的叙述。
也就是说，无论什么样的天体，一旦塌缩成为黑洞，它就只剩下电荷、质量和角动量这三项最基本的性质。质量M产生黑洞的视界；角动量L是旋转黑洞的特征，在其周围空间产生涡旋；电荷Q在黑洞周围发射出电力线，这三个物理守恒量唯一地确定了黑洞的性质。因此，也有人将此定理戏称为“黑洞三毛定理”。
黑洞真的“无毛”吗，或者说只有区区“三根毛”？这是从黑洞的经典物理理论得到的结论，如果考虑量子和热力学，就不是那么简单了！不过我们暂且打住，且听下回分解。