在黑洞被发现之前，奥本海默(J Robert Oppenheimer)就已经致力于研究宇宙中最密集的物体。

某种理论物体或现象是否存在，并不会阻止物理学家去研究它。首先，它为解释不同已知事件建立了基础，由于数学允许，宇宙也可能允许其存在。黑洞就是这样的物体。几十年来，它们只是相对论中的奇点，一直引起爱因斯坦广义相对论中的问题，直到它们在宇宙中被发现，揭示了这个著名的引力理论的局限性。

在第一个黑洞(天鹅座X-1)于1971年被观测到之前，有很多物理学家长期致力于黑洞的研究。其中之一就是奥本海默，他在估算一个物体在变成黑洞之前可以有多密集方面发挥了重要作用，这个计算对于一些最具开创性的观测具有重大意义。

广义相对论于1915年出版，到1916年，德国物理学家史瓦西(Karl Schwarzschild)找到了一个解决爱因斯坦场方程的方案，物体会在某个半径处瓦解。他的解决方案在某个半径处成为奇异点，意味着方程的项变为无穷大。从这些最初的描述中，我们得到了描述黑洞的术语奇点，以及事件视界所在的史瓦西半径。

在接下来的几十年里，科学家们讨论了这个解决方案有多“物理”。当时的假想是，物体不会那么轻易坍塌，因为其内部力量会支撑住。行星就不会坍塌，原因仅仅是原子之间的力足以保持其稳定。一颗恒星可能更重，但其核心核聚变释放的能量可以平衡重力的影响。

但是，当像太阳这样的恒星不再发生核聚变时会发生什么呢？它会坍塌。即使那时候，人们认为这种现象也不是不可阻挡的。量子力学效应会将物体转化为由电子简并物质构成的密集球体。内部物质不再是经典等离子体，而是处于一种新的状态，其中电子，质子和中子(它们是费米子的一种)相互作用。

根据泡利不相容原理，费米子不可能同时处于同一能级，这种性质产生了一种抵消引力塌缩的压力。我们称这样的物体为白矮星，太阳注定会成为其中之一。然而，这种量子压力并不是一个硬性限制。

早在1931年，钱德拉塞卡(Subrahmanyan Chandrasekhar)就计算出白矮星不能无限增大。一个非旋转的由电子简并物质组成、质量超过太阳1.4倍(现称钱德拉塞卡极限)的物体没有稳定解。这只是部分正确的。

该极限现在被视为白矮星可以从伴星窃取多少物质而变成超新星的限制。这被称为Ia型(发音为“one-A”)超新星，它们具有相同的亮度，使它们成为测量星系距离的重要标准烛光。那么，比白矮星更加密集的稳定解决方案是什么呢？那就是中子星！

当白矮星被科学认知的同时，这些理论讨论也在进行，但中子星还未被发现。直到1967年Joycelyn Bell Burnell发现了第一个脉冲星(脉动的中子星)，将它们从理论变成了现实。

中子星允许更大的质量和密度，这个极限现在被称为托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限，以奥本海默和沃尔科夫(George Volkoff)的名字命名，他们在1939年通过托尔曼(Richard Tolman)的研究得出了这个结论。

对于低于该极限的质量，中子之间的短程排斥足以平衡重力。但对于更高的质量，中子星将坍塌成黑洞。这个极限告诉我们，通过超新星爆炸产生的质量较大的恒星可以变成中子星或黑洞，这取决于它们最初的质量。

但最近，我们也有了一种用一些最先进的实验来测试托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的方法：引力波观测台。历史上第一次观测到中子星碰撞(两个物体变成黑洞)的观测结果，使我们能够在实际情况下估计这个极限。

虽然奥本海默早在我们知道中子星和黑洞是真实存在的物体之前就已经在研究这个理论问题，但知道它们存在并没有解决围绕它们的所有谜团。中子星碰撞将极限确定在2.01到2.17个太阳质量之间。然而已知最大的脉冲星质量是太阳质量的2.35倍。

要理解宇宙中最密集的物体的道路可能仍然很长，但20世纪最著名的物理学家之一在我们目前所知和理解的方面发挥了重要作用。

本文译自 IFLScience，由 BALI 编辑发布。

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