五、天体物理学与宇宙学的进展
1．行星研究的三部曲
在17世纪，以牛顿力学和万有引力定律的发现为标志的这一历史时期，人类对行星的研究常常被形容为对行星各层次研究的三部曲①。这三部曲的主角依次为第谷、开普勒和牛顿。第谷（Tycho，Brahe 1546～1601）是最后一位也是最伟大的一位用肉眼进行观测的天文学家。他出身于一个瑞典血统的丹麦贵族之家，13岁即进入哥本哈根大学学习法律与哲学。在1560年，一次偶然观测日蚀后，转向了天文学与数学研究。他做出的第一件引人注意的事，是在1563年发现了木星最接近土星的时间，比西班牙君主阿尔丰沙十世（Alfonso X of Castile 1221～1284）在世时，制定的行星表预计的时间相差有1个月。在这以前，人们使用阿尔丰沙十世的行星表长达300年之久。这件事后，第谷开始着手修定行星表，他所制作的新行星表定位精度达到了30弧秒。第谷做出的第二件有名的事，是在1572年观测到一次星球爆发，后人称它为第谷星，这是继1054年中国人首次观测到的新星之后的第二颗新星。第谷首次引入“新星”这个概念，他通过视差测量出这颗新星比当时人们认为的宇宙边界要远得多，这是对亚里士多德的“天空是完美无缺和永恒不变的”观点的有力冲击。第谷第三件有名的事是对慧星的研究。1577年，第谷对天空出现的一颗巨大彗星研究的结果表明，它不仅来自当时人们认为的“天界”之外，其运行也有特定的轨道。这不仅再次冲击了亚里土多德的天空观念，而且与伽利略坚持的“替星不能与其它天体的永恒性和规律性相比，它仅仅是一种大气现象”的说法大相径庭。第谷一生对行星的观测，积累了有关行星的位置及运行的大量数据，它们达到了前所未有的精确程度。在丹麦国王腓特烈二世的支持下，第谷在丹麦与瑞典之间的赫维恩岛上，修建了人类第一座天文台。他还不惜工本地建造了一个直径5英尺的天球仪。1597年，第谷应德国国王鲁道夫二世之邀，离开丹麦前往布拉格新区定居，此行使他发现了开普勒这位德国青年助手。
开普勒（Kepler，Johann 1571～1630）1588年毕业于德国蒂宾诺大学。1591年获得该校硕士学位。他在数学上的才华很快地崭露头角，1597年开始担任第谷的助手，替他制作行星运行表。1601年第谷去世后，开普勒继承了一大批非常宝贵的资料。他以这些观测结果为基础，计算出一个能描述星体运行的体系。一开始，他把大量精力用到了行星运行的正多面体理论之中，几年之后才发现，这一理论不适用第谷观测的结果。后来，他从希腊数学家阿波洛尼乌斯（Apollonius B.C.262～190）的圆锥曲线那里受到启发，终于发现，第谷观测到的火星位置与椭圆轨道符合的精度很高，而太阳恰好位于椭圆轨道的一个焦点之上。以后，他陆续找到其它行星的椭圆轨道，太阳则总在这些轨道的焦点之上。1609年，开普勒在《新天文学》一书中，公布了他对行星按椭圆轨道运行的研究成果，这就是现在的开普勒第一和第二定律。开普勒第三定律发表在另一部著作中。以后，开普勒根据第谷的观测资料和他的椭圆轨道理论，终于制作成功了新的行星运行表。这一部运行表发表于1627年，在书的扉页上，开普勒写了献辞，以纪念他的导师第谷。在行星表的计算中，开普勒首次采用了苏格兰数学家耐普尔（Napier，John 1550～1617）所发明的对数。耐普尔的对数表发表于1614年，由于对数大大简化了繁琐的数字运算，像计算机给予现今科学技术以巨大冲击一样，对数的发明也给予当时的科技发展极大的推动。
尽管开普勒以惊人的洞察力和坚韧不拔的精神，在第谷大量的资料中找到了行星运行的三大定律，尽管开普勒的理论使延续两千多年的圆运动的神圣不可侵犯受到了冲击，但是开普勒却没能对这一运行规律做出解释。显然，是太阳在以某种方式支配着行星的运动，为此，开普勒曾沿用英国物理学家吉尔伯特（Gilbert，William 1544～1603）的看法，认为使行星保持在一定轨道上的是一种来自太阳的“磁性引力”。直到半个世纪之后，才由牛顿提出了一个满意的解释。
从古代到中世纪，人们都信奉亚里士多德的哲学，认为天地受不同体系自然规律支配，地上的一切是可变的、污浊的，而天上的一切是永恒的、光辉的，天上与地下万物各自遵循迥然不同的运动法则。牛顿却大胆地提出，天地二者的规律是完全统一一致的。在他的《自然哲学与数学原理》一书中，牛顿首次提出，在没有其它外力的作用下，天体受到“第一次推动”之后，将始终维持惯性运动。牛顿还根据他著名的运动三定律，导出了地球与月球的引力规律，由此提出了著名的引力定律，并认为这一规律适用于宇宙万物任何两物体之间。一个世纪之后，卡文迪许确定了引力常数G值，从而得出了地球的质量数值。以后，又据此值估算出来木星与土星的质量，这些估算值都相当准确。牛顿万有引力定律的成就是空前的，它不仅对开普勒三定律做出了解释，还能解释当时人们所知道的一切天体运动。它解释了二分点岁差的成因，甚至还说明了开普勒也没解释清楚的月球运动的复杂变化。牛顿甚至还预言了引力对人造卫星运动的控制方式。牛顿的成就使天文学脱离了单纯的观测与测算，从单纯描述天体运行的经验规律上升为认识天体相互作用的普遍规律。它使一个半世纪前，由哥白尼开创的科学革命迈向又一个更高的顶峰，这是人类几千年来，对行星运动认识从现象到本质的巨大飞跃。在这一巨大飞跃中，人们认识到了天文学研究在天文观测、资料积累、资料处理分析、模型建立、理论的得出等步骤的分工、衔接以及循环提高的意义。
2．恒星层次的研究——天体物理学的建立
本世纪初，继第谷一开普勒一牛顿时期后，天文学再一次的重大突破反映在恒星演化理论的建立之上。
在19、20世纪之交，人们已记录有6万颗恒星的位置与亮度，精确测量了数以千计的恒星的物理参量，建立了有关恒星亮度、光谱、颜色、位置及由位置微小变化所导出的“视差”与自行的定量标准。在此基础上，积累了近10万颗恒星的光谱分类资料。
1905年，丹麦天文学家赫兹普龙（Hertzsprung，Ejnar 1873～1967）从拍摄的照片上发现恒星的颜色与亮度间的内在关系。这一现象还由美国天文学家罗素（Russell，Henry Norris 1877～1957）独立发现。赫兹普龙把这一关系表述在“光谱型—绝对星等图”中。他用横坐标表示恒星表面温度的对数，将纵坐标与恒星表面亮度的对数成正比，恒星的对应点居然大部分集中在一条斜线的附近，这就是后人所称的赫茨普龙-罗素图。该图表明，恒星沿着一条生命线演化，这无疑是恒星内部物理结构以及各恒星间某种演化关系的反映。如果说在早期人们还没有意识到恒星研究与物理学之间有任何联系，赫兹普龙与罗素的发现却使人们开始意识到，恒星的演化必然遵循某些规律，这些规律一定与恒星结构及演化中从外界获得的关键物理信息有关，这无疑把恒星的研究导向了天体物理学方向。
3．玻尔的氢原子模型与天体物理学进展①
德国物理学家基尔霍夫（Kirchhoff， Gustav Robert 1824～1887）是较早注意到恒星颜色与亮度的人。1854年，他在海德尔堡大学担任物理学教授时，便与本生（Bunsen，Robert Wilhelm E-berhard 1811～1899）共同研制成功第一台分光仪，并把它用于光谱学研究。1859年，他们用这种方法发现了铯元素，这一发现于1860年发表。1861年又发现了元素铷。很快地，基尔霍夫又通过对太阳吸收光谱研究了太阳的化学组成，而且发现太阳某些元素的谱线具有一定的规律，特别是氢元素的谱线，随着波长的减小，靠得越来越近。他还发现，钠光谱的亮双线位置上，恰好对应太阳光谱中夫琅和费标有D线的暗线位置上，他使用太阳光和钠光同时照射狭缝，希望能在纳线位置上得到补偿，不想暗线变得更暗了。这些实验使他得到了谱线吸收的基尔霍夫定律。对太阳光谱的研究成果，使基尔霍夫一举成名。基尔霍夫的财产保管人，一位银行家曾问基尔霍夫，“如果不能把太阳中的黄金取到地球上来，发现它又有何用呢？”当基尔霍夫因其研究成果被英国授予一枚奖章和一笔金镑，他把它们交给这位银行家保管时，曾风趣地说：“这不就是太阳的黄金吗？”事实上，“太阳的黄金”的价值远非如此，基尔霍夫研究的成果不仅使人们找到了获得“外部世界”信息的方法，它们也成为人们研究原子“内部世界”的向导。
基尔霍夫对太阳谱线的研究引起了瑞士数学家和物理学家巴耳末（Balmer，Johann Jakob 1825～1898）的注意，巴耳末为氢元素谱线系的波长提出了一个简明的公式表述，这个公式发表于1885年。由于他未给出这个经验公式的任何解释，在提出后的20年内，一直未引起人们的注意，直到玻尔把这个公式作为他提出的氢原子结构理论的证据时，人们才看到了巴耳末公式的重要性。
1913年，玻尔以《论原子与分子的构造》为题，发表了三篇论文。在这些论文中，玻尔强调了他的基本观点，这就是当体系在不同定态间过渡时，不能应用普通的力学处理，这一过程伴随着辐射，辐射的频率与发射能量关系将由普朗克理论确定。根据这一准则，玻尔不仅建立了氢原子模型，而且进一步由此解释了谱线的结构。尽管玻尔的氢原子模型还太简单，尚不足以说明更复杂的原子结构，也不能说明谱线的精细结构，尽管这一理论还需做出进一步的修正，但仍不失为用原子结构解释谱线，又反过来用谱线解释原子结构的首次成功的尝试。早在玻尔开始研究原子结构以前，原子光谱就不仅是实验物理的热门课题，而且也是天体物理学的重要课题。当人们通过普通光源实验观察到12条巴耳末线系时，就已经在星体光谱中见到33条了。对玻尔理论发展的促进也正是来自天文学。1896年，美国天文学家皮克林（Pikering，Edward Charles 1846～1919）与其弟亨利·皮克林在秘鲁他们共同修建的天文台观测到了一组特殊的星系谱线，它们不能应用玻尔理论解释，这些谱线后被称为皮克林谱线。为此，玻尔又大胆地断言，巴克林谱线系不是属于氢而是属于氦的，玻尔用一个公式，
为这些谱线系做了统一的表示，并认为星体大气环境中，由于氢、氦的混合，氦更容易以离子形式存在。玻尔的研究成果在天体物理学的进展中具有着特殊的意义。按照玻尔理论，原子体系平衡与稳定的原因，是由于静电吸引力与“电子量子性所决定的排斥力”相平衡的结果。所谓“量子性所决定的排斥力”即为以后所称的简并压力。玻尔的研究，还使人们认识到各种宏观物态之所以稳定存在的微观依据。正因如此，玻尔的理论也成为人们研究各种星体稳定体系的依据。人们对各种稳定体系的概括①：静电力+简并压力→原子、分子液体、固体、星际尘埃、小行星等
引力+简并压力→行星、白矮星、中子星等
引力+热压力→主序星、红巨星等
正是把玻尔的原子平衡思想直接推广到星体尺度世界的结果。
4．恒星演化理论与核天体物理学的建立
1812年，德国物理学家夫琅和费（Fraunhofer，Joseph Von1787～1826）在测试他用玻璃制造的棱镜时，发现了太阳光谱中的暗线，由此，开始了对太阳吸收光谱的研究。
夫琅和费所观察到的太阳光谱暗线共576条，统称为夫琅和费暗线。他把其中比较明显的暗线用字母加以标识，并应用衍射原理计算出这些暗线对应的波长。他首次使用光栅作为色散装置，并注意到一些其它恒星光谱中暗线的位置并不完全与太阳的相同，但这一发现并未引起当时人们的重视。在夫琅和费发现的100年以后，德国天文学家魏茨泽克（ Weizsacker， Carl Friedrich，Baron Von1912～1938）又独立地发展了恒星能源机制的理论。他认为，形成太阳系的原始尘埃并不像康德-拉普拉斯最初提出的那样，只是一种单一的系统，而是一种涡旋系。这种涡旋系逐步演化为一种较稳定的同心圆环状体系。每个圆环内还有数个涡旋，环与环之间，涡旋与涡旋之间还有一些次级的涡旋，行星即在其中形成。魏茨泽克这一理论的重要思想是，认为行星的形成乃是恒星演化中的一个组成部分，宇宙间的行星系统是伴随众多恒星而形成的。1937年，魏茨泽克提出了关于太阳辐射能源机制的解释。他认为，太阳的辐射能源主要来自4个氢核聚变为氦核的过程，称为p-p反应。此外，他还研究了关于宇宙学及恒星演化的若干问题，认为宇宙起源于由氢元素组成的超巨质量恒星，其上其它元素皆由氢演变而成。随着这个巨大的“氢球”爆炸，带有其它元素的碎片四散开来，逐渐演化成现今的宇宙。魏茨泽克的“大爆炸”思想给以后的研究以重要的影响。与魏茨泽克同时，美国物理学家贝特（Bethe，Hans Albert 1906～）也独立地提出了恒星机制的理论。贝特曾在法兰克福大学学习物理，毕业后在慕尼黑大学研究理论物理学，并于1928年在该校获得博士学位。1933年，希特勒执政期间，他离开德国到英国任教，后又受聘到美国康奈尔大学工作。1936～1938年，贝特与他的合作者发表专著《原子核物理学》，这部巨著澄清并系统地整理了关于核力、核结构以及核反应的理论，成为后人长期参考并引用的经典之作。1938年，贝特提出了关于恒星能源机制的碳循环设想。他认为一个碳-12核相继与3个氢核（质子）反应，形成氮-15，再通过与第四个氢核聚变，生成一个氦核（α粒子）和一个碳-12，并释放能量。由于这一理论的提出，贝特获得了1967年诺贝尔物理学奖。
在同一时期，对恒星能源机制研究做出重要贡献的还有美籍苏联物理学家伽莫夫（Gamov，George 1904～1968）。伽莫夫早年从事原子核物理研究，1928年曾提出核α衰变理论。1936年建立了β衰变的伽莫夫-特勒选择定财。1938年以后，伽莫夫转向天体物理学研究，专门研究恒星的核能源机制与恒星的演化。他曾对魏茨泽克所设想的早期宇宙的氢球核燃烧阶段提出质疑。他认为超巨球体的自身是极其不稳定的，进而伽莫夫与他的合作者提出了热大爆炸学说的宇宙早期模型。大爆炸学说不仅成功地解释了许多天体物理的观测结果，而且促进了以研究恒星演化过程及能源机制为核心的核天体物理学的进展。在贝特与魏茨泽克分别提出太阳能量来源于其内部的p-p核反应以后，很自然地使人们面临一个新问题，重于4He的原子核是如何产生的？伽莫夫的理论也面临同样的问题，因为不存在质量为5和8的稳定元素，这表明，大爆炸的最初，核的合成应终止到4He，因为氦核不能俘获一个质子或另外的一个氦核形成新的稳定的原子核。似乎重元素需要在极高温、极高压、极高密的环境下才能生成，然而根据伽莫夫最初的理论，大爆炸宇宙是急剧膨胀的，它的整体温度与密度将持续不断地降低，如何在宇宙进展的环境下有新的重核形成，显然是一个问题。
5．元素合成理论与天体核反应研究
早在上一世纪后期，人们就对元素及其同位素在自然界的丰度进行了研究。从1883年到1924年，美国地质调查局总化学师克拉克（Clarke，Frank Wigglesworth 1847～1931）在地壳厚度16千米的范围内，广泛地调查了地壳的化学组成，发表了地壳中化学元素的丰度调查结果。此后，又有人收集了大量的陨石、太阳、其它恒星、星云的各种元素及同位素分布的资料。曾致力于研究同位素理论、特别对重氢研究做出重要贡献的美国物理学家与化学家尤里（Urey，Harold Clayton 1893～1981）在 1956年，根据地球、陨石及太阳的资料绘制出更为详细、更为标准的元素丰度表，这一资料已成为元素合成理论的重要依据之一。从尤里的研究结果看出，元素及其同位素的分布是极其复杂又有一定规律的。这一规律一方面来自原子核结构的规律性，一方面又与元素的起源及演化史密切相关。任何有关元素起源与合成的假说都必须首先能解释这一分布的规律性。
早期提出的元素起源与合成假说有平衡过程假说、中子俘获假说与聚中子裂变理论，它们都试图用单一过程解释全部元素的成因，最后都因矛盾百出不能自圆其说而失败。较为成功的元素核合成假说，是本世纪50年代提出的BBFH理论。BB代表伯比奇夫妇，伯比奇（Burbidge，Eleanor Margevet约 1925～）为英国女天文学家、格林威治天文台第一任台长，长期致力于类星体和元素在恒星深处的核合成理论研究。1955年伯比奇的丈夫受聘到美国加州帕萨迪那附近的威尔逊山天文台工作，伯比奇到加州理工学院任教。与伯比奇夫妇一起提出元素合成理论的还有美国核天体物理学家否勒（Fowler，William Al-frad 1911～）及英国天文学家霍伊尔（Hoyle，Sir Fred 1915～）。他们以尤里提出的元素丰度分布曲线为出发点，以核聚变理论为基础，认为宇宙间全部元素并非由单一过程一次形成，而是通过恒星各个演化阶段的相应八个过程逐次形成的。这八个过程是：①氢燃烧，在 T≥7×106K条件下，四个氢核聚变为氦核的过程；②氦燃烧，即T≥108K条件下，氦核聚变为碳核和氧核、氖核等的过程；③α过程，α粒子与氖核反应，相继生成镁、硅、硫、氩等元素原子核；④e过程，元素丰度曲线上的铁峰元素（钒、铬、锰、铁、钴、镍）等生成；⑤s慢中子俘获过程；⑥γ快中子俘获过程。这后两个过程分别简称s过程和γ过程，通过它们生成比铁重的元素；⑦生成低丰度的富质子同位素的质子p的俘获过程，以及⑧生成低丰度轻元素（如氘、锂、铍、硼等）的X过程。BBFH理论发表以后，不断得到核物理、天体物理以及宇宙化学等领域新成就的补充与修正，例如补充了碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧等新过程，大爆炸宇宙学又为氦的丰度较大提出了进一步的解释。
近年来核天体物理学的一个研究热点是恒星晚期，特别是新星爆发附近阶段中较重元素的合成问题。在这个阶段，由于参与s过程的全部核素集中于β稳定谷附近，利用现有的核实验装置即可得到一些个别的核反应并测出其反应率，再计入所观测到的天文环境，人们可以建立过程模型，力图利用它拟合观测到的元素丰度。1956年以来，核物理学曾预言存在有一个稳定的超重元素岛。岛中心的原子核是中子数和质子数填满闭壳的双幻核（Z=114，N=184）。这个核非常稳定，其自发裂变的寿命估计可达1019年。在其附近的原子核对于自发裂变、β衰变也比较稳定。除了这个超重核的稳定岛外，核物理学还预言存在另一些更重超重核的稳定区。理论预言，对于这些更重的超重核，由于库仑势能加大，发射α粒子的能量、裂变平均动能以 及每次裂变释放的中子数都将比常规核情况大得多。证实这些预言存在与否都将是对原子核理论的检验。目前，物理学家正试图通过对γ过程的研究解开这个谜。由于γ过程产生远离β稳定线中子大量过剩的核，在实验室条件下，难以测量其反应截面，因此常利用地下核爆炸进行γ过程研究。到目前为止，在规模巨大的天体核反应研究方面，虽然在确定核反应截面的工作上取得一些成果，从而丰富了人们对于天体核反应规律的认识，但这种认识毕竟是很初步的，因为对于恒星晚期进行的核反应，至今还不能在实验室条件下研究，对于它们的抛射物化学成分还需要做进一步的了解和解释。本世纪90年代以来，人们正开始采用超巨型计算机，进一步启用更新的核物理实验装置，将发射空间红外望远镜以探测原始星系初始核合成，哈勃望远镜将收集关于恒星在可见光及紫外波段的更高分辨率的观测资料，人们还将建造规模更为宏伟的同位旋实验室，以期获得目前难以得到的不稳定核。以上这些规划与进展不仅可以从实验上和理论上探讨核天体物理问题，而且还能加深人们对宇宙演化的认识。
6．太阳中微子事件研究
1931年，泡利为解释β衰变能量与动量的守恒问题，提出可能存在某种未知的中性粒子。1933年，费密进一步研究了泡利的假设，把这个未知粒子定名为中微子。1953年，美国物理学家科恩（Cowan，Clyde Lorrain 1919～）和莱因斯（Reines，Fred-erich 1918～）利用ve+p→e++n的俘获过程证实了反中微子的存在。1955年戴维斯（Davis）在布鲁克海汶国家实验室又成功地观测到ve+37CL→37Ar+e-的俘获过程，证实了电子型中微子的存在。1962年丹比（Danby）等人发现，在π介子蜕变中产生的中微子与电子型中微子不同，将它命名为μ子中微子vu。1976年，随着τ粒子的发现，人们又提出第三种中微子v?存在的假设。
中微子与物质的作用极弱，在通常的物质密度条件下，它的平均自由程约为1000光年。这表明，研究中微子的意义不仅在于它能为核物理中的弱相互作用理论和中微子的某些自身属性提供资料，还由于它能把太阳内部信息有效地传递出来，人们通过对太阳中微子通量和能谱的精确测量，得到有关太阳内部能量产生机制的重要参量，如温度范围、离子密度、化学成分等。在天体演化的后期，如太阳情况，高温的膨胀作用与引力的聚缩作用，使太阳处于流体的静力学平衡状态，其中心区域，高温环境下的热核反应，产生大量电子和正电子，它们相撞湮灭过程转变为中微子和反中微子 ，此外，还有光生中微子 产生，以及等离子体中传播的光子蜕变为中微子。当星体的温度高到一定程度（1亿到10亿度以上）时，上述将成为星体耗散能量的主要过程。理论计算表明，当温度达到100亿度时，仅只电子与正电子湮灭过程，能量耗散率就可达1025尔格/立方厘米·秒，因此一定温度的天体仅在毫秒的短暂时间内，通过中微子对的产生，即可耗尽天体的能量。对星体中微子耗散能量研究较早的有伽莫夫和熊堡。他们认为，在β衰变和反β衰变 过程中，电子热动能将随中微子对的产生而释放出来。他们用巴西的一个赌场名字URCA命名这一对过程，以比喻电子能量流失的神速。
由于中微子的产生与逃逸，巨大能量损失导致星体的引力塌缩。内缩物质与硬核心碰撞后，反弹所形成的冲击波可能导致超新星的爆发。此外，中微子的产生又维持了星体核聚变过程的中子数平衡，使核聚变、核合成和中子化过程得以持续进行。可见中微子在天体演化中伴演了极其重要的角色，研究与探测中微子成为天体物理学的重要课题之一。
超新星爆发的中微子虽然流量很大，但是产生的频数极小，持续的时间极短，俘获它们极为困难。太阳是一个强大而持续的中微子源，在太阳中心区域进行着两个热核反应序列，它们分别是质子-质子反应链和碳氮氧反应链。按照有关理论，第一个反应链是太阳核反应的主要序列，它包含有四个核反应，分别是p+p→2H+e++ve, p+e-+p→2H+ve, 7Be+e-→7Li+ve,8B→8Be+e++ve。其中第一个反应决定着p-p链整个过程的速率，然而这一过程的反应截面相当小，不可能用实验方法确定。p-p链的四个核反应产生四组中微子，它们在地面上的流量可达1010/秒·厘米2数量级。探测它们，不仅是获得太阳内部信息的唯一途径，也是研究天体演化的重要手段。
早在1946年，意大利物理学家蓬蒂科尔沃就提出了一种探测中微子的方法。他指出：37Cl可以通过弱作用吸收一个高能中微子，经发射一个电子后，衰变为37Ar，即发生ve+37Cl→37Ar+e-的核反应，若利用37Cl探测到37Ar，就证明探测到中微子存在。 1948年，加利福尼亚大学的阿尔瓦雷斯（Alvarez，Luis Walter1911～）也独立地发现了这一方法，并在 1949年提出一个测量太阳中微子俘获率的实验方案。从50年代末起，美国布鲁克海汶实验室的戴维斯等人就着手进行太阳中微子测量。为减少宇宙射线本底，他们把实验场地选在南达科他州的霍姆斯塔克金矿的大约1500米深的矿井中。探测器为一个装满40万立升的纯过氯乙烯溶液的巨大钢瓶，它相当包含2.2×1030过氯乙烯分子。氯的天然丰度决定了在每一个过氯乙烯分子中的四个氯原子中，就有一个37Cl。37Cl俘获中微子反应有0.81MeV的阈值，所以实验探测的主要是p-p链中的8B中微子。37Cl俘获中微子后产生的37Ar是不稳定的，半衰期为 35天，但当把过氯乙烯在太阳中微子场中放置大约15天以后，溶液中生成的37Ar数就会达到平衡。理论上估计，平衡后，探测器中的37Ar原子数应有50个。从1964年以来，戴维斯一共进行了49次观测，每一次找到的37Ar原子数均不超过10个，扣除背景后，折合太阳中微子单位只有1.6±0.48SNU（ISNU=10-36个中微子俘获/秒·靶核），这个值只是太阳标准模型理论预言值4.7SNU的三分之一。
戴维斯等人的测试结果引起物理学界和天文学界的极大关注。人们首先对理论值的正确性产生了怀疑。20年来，对所谓“中微子失踪”的解释众说纷纭，其中主要的说法有：①太阳中心的温度实际应低于标准模型给出值。7Be中微子与8B中微子对温度十分敏感，如果太阳温度比给出值低10%，7Be中微子与8B中微子的产生率即可足以解释实验结果。②中微子有可能有微小磁矩，逃离太阳时，受电磁作用损失能量，使它不能与37Cl发生作用。③中微子自身因“老化”而损失能量。④可能有自由夸克存在，它们对p-p反应的催化作用，减少中微子通量。⑤中微子的质量不精确为零。根据弱电统一模型理论，只有小于临界能量E0的中微子ve才能被观测到，能量大于E0的中微子与太阳物质作用，转化为μ型中微子vu，因而观测不到。在太阳中微子事件的研究中，很重要的一点涉及到了中微子的质量问题。理论研究结果表明，静止质量非零的粒子若自旋为1/2，将可能具有四种状态，即正粒子的自旋分别平行和反平行于动量的右手态和左手态，加上反粒子相应的两种态。这四种态组成四分量，而零质量粒子则只具有二分量，即正粒子只有左手态，反粒子只有右手态。中微子的自旋为1/2，若质量非零将具有四种态。最近研究的一种观点认为，左手中微子与右手反中微子虽然在通常的弱作用过程可以借助左手中间玻色子媒介产生，然而在一种更弱的超弱作用中，借助右手中间玻色子却可能产生右手中微子与左手反中微子。因此，从本质上说，中微子应是四分量的，所说它是二分量粒子，仅只是略去超微作用过程的一种近似。
如果说中微子同时具有左、右手态，那将不存在任何使其质量为零的禁戒，e型、μ型与τ型中微子的质量也将不再严格彼此相等，并且三者之间将会发生跃迁，例如e型中微子经过一段距离，可能转变为μ型中微子，再经过一段距离，又可能转变回e型中微子，这种现象称为中微子振荡。中微子振荡的可能性首先由庞特科夫在1967年提出。然而由于三种中微子属于不同“味”的轻子，人们很关心，当它们以一定的几率振荡时，是否会破坏轻子“味”的守恒关系，因此，中微子振荡无疑地与轻子“味”守恒、中微子质量密切相关。对于它们的研究，不仅有助于对中微子性质的认识，也有助于对弱作用基本规律的认识，此外，由于中微子在天体演化，甚至宇宙早期阶段所伴演的重要角色，对中微子的深入研究更有助于人类对宇宙及天体的演化规律的深入认识。
7．中子星的研究
有一种看法认为，晚期恒星逐级热核反应直至进行到合成铁。引力塌缩致使核中心部分中子化，所放出的大量中微子将会把富含铁核的星体外壳压碎，产生猛烈的超新星爆发，被压碎的外壳形成星云状超新星遗迹，而中子化的核心则形成中子星。最早提出中子星设想的是前苏联著名物理学家朗道（Landau，Lev Davidovich 1908～1968）。 1932年，英国物理学家查德威克发现中子的消息传到哥本哈根不久，正在丹麦访问的朗道就预言，可能存在由中子组成的致富星体。1934年，以超新星为主要研究领域的德国-美国天文学家巴德（Baade，Walter 1893～1960）和瑞士天文学家兹维基（Zwicky，Fritz 1898～1974）分别提出，在超新星爆发之后，其核心将形成中子星。1939年，美国物理学家奥本海默与沃尔科夫根据广义相对论进一步求出了中子星的结构。但是对中子星观测的进展却进行得十分缓慢。普通的恒星在辐射性质上，近似一个绝对黑体，其光学波段的温度约相当1000K。根据斯特藩-维恩定律，恒星表面单位面积的辐射功率正比于其绝对温度的4次方。然而中子星非常致密，其表面积极小，即使应用现代望远镜，一般也无法观测到。此外，中子星已不具备可供核反应的燃料，不能像普通恒星那样发出明亮的光，对中子星的观测确实成为一个难题。
近年来对中子星理论研究的发展，提供了对其观测的有效途径，途径之一就是短时标研究。中子星极小，其直径l大约只有十几到几十千米，其上若发生某一瞬间现象，在地球上将可能观测到该现象持续△τ～l/c一段时间，在地球上若能观测到这种短时标的变光现象，将有可能与中子星有关。途径之二是天体电磁场研究。由于每个中子具有磁矩，顺向排列的中子将使中子星具有105特斯拉的强磁场。随着中子星的转动，还会感应强电场。因此，伴随中子的变化过程，常有极强的电磁能量辐射，这种辐射可能在X射线或γ射线波段。随着空间技术的进展，在大气层外上空的X射线和γ射线天文卫星将成为观测中子星的重要工具。
迄今为止，人类发现的中子星近两千多颗，其中为数较多的是脉冲星和γ射线爆两大类。脉冲星的发现有赖于英国射电天文学家赖尔（Ryle，Sir Martin 1918～）的基础性工作。二战期间，他从事雷达研究，战后在剑桥的卡文迪许实验室担任研究员，研究射电天文学。1948年他发现了强射电源——仙后座A。在他领导下，剑桥射电天文小组进行了系统的巡天观测，编写出一系列射电源表。其中的第三表对发现类星体至关重要，正因如此，人们对最初发现的类星体都冠以“3C”字样，意为剑桥第三表。1960年，为提高射电望远镜的分辨本领，赖尔设计成功具有独创性的观测系统，其中最突出的是，两天线最大变距为1.6千米的综合孔径射电望远镜，使分辨本领达到了最佳水平。1967年，剑桥大学建造了占地 2万多平方米的 16×128个偶极天线阵，用以研究短时标的星际闪烁过程，工作波段在81.5MHz。利用这一装置，于1967年7月，英国天文学家休伊士（Hewish，Antony 1924～）和他的研究生贝尔观测到，来自织女星和河鼓两颗恒星间某处周期稳定而短暂的射电脉冲。经系统观测后，它的详细情况于1968年2月报导了出来，并将所发现的星体定名为脉冲星。此后，他们又检查了早期的一些类似观测，又确定出另外三颗脉冲星的位置。自此，脉冲星被陆续地发现。由于首批脉冲星的发现，休伊士与赖尔荣获1974年诺贝尔奖金。
第一颗脉冲星发现的当年，奥地利-英国-美国天文学家和宇宙学家戈尔德（Cold，Thomas 1920～）就给予了脉冲星以正确的解释。他认为，脉冲星的周期如此之短，又异常稳定，唯一的解释只能是一颗快速自转着的中子星。他应用广义相对论理论，初步计算出中子星的直径约为1千米，质量却比太阳还大，并预言，它的自转速度将不断减慢，脉冲周期应逐渐加大。戈尔德的大部分预言均被以后的观测所证实。第一批脉冲星被发现不久，于1968年斯塔林与莱芬斯坦又发现了最著名的脉冲星，即蟹状星云中心星 PSR0531+21，它的闪烁周期为 0.0331秒，能在射电、红外、可见、 X射线及γ射线等波段发出脉冲辐射。根据这颗脉冲星周期变化及蟹状星云膨胀速度与诞生时间估算，人们认为蟹状星云的中心星即为中国宋代（约1054年）记载的金星座客星爆发后的残骸，蟹状星云则是超新星爆发后，抛出的壳层遗迹。无独有偶，1990年人们从理论上预言，后又经美国γ射线卫星康普顿天文塔所证实的PS1509-58是一颗γ射线脉冲星。根据它的位置、周期变化，人们同样认为它就是中国东汉天文学家在公元185年发现的超新星爆发遗骸。在银河系内，历史上有记载的超新星爆发一共有7次，中国均有记载，其中公元185年的那次超新星爆发，全世界只有中国有记载。
在对中子星的研究中，人们普遍关心的是它的稳定性机制、内部结构以及应给予它什么样的模型。一种看法认为，中子星就是一个巨大的原子核。人们最常接触到的原子的原子核，无论是天然的还是人工的，稳定的还是放射性的，长寿命还是短寿命的，都具有一些共同的特点。其一是，随着质子数的加多，库仑斥力增大而趋于不稳定，所以，随着质量数的加大，稳定的核将中子比例加大，质子的比例变小。例如氮原子核14N由7个质子和 7个中子组成，钙原子核40Ca由20个质子和20个中子组成，都各占一半；铁原子核56Fe由26个质子和30个中子组成；碘原子核127I则由53个质子和74个中子组成。其二是随着原子核质量的加大，越不稳定，越容易自发裂变。Z＞92的超铀元素原子核都是不稳定的。迄今为止，Z＞106的原子核还无法观测到。根据核壳层模型理论的预言，原子核也具有类似元素的周期性，当中子数或质子数为一定数值，即为幻数时，核特别稳定。 Z=114是一个幻数，在它附近，应存在一些稳定或比较稳定的原子核。虽然这个超重核岛至今还没有被实验发现，人们却相信，中子星是一个由 1057数量级的中子和1055数量级的质子组成的原子核，它依靠万有引力束缚在一起非常稳定，结合能可以达到100MeV。
还有一种看法，认为中子星是一个巨大的汤姆逊原子。1897年，J．J．汤姆逊发现了电子以后，他把电子看作构成物质的成分之一，并提出了原子的汤姆逊模型，认为原子由一个带正电的球体，内中有数量恰好中和正电的带负电的电子嵌入其中构成。这个理论虽然是研究物质结构的良好开端，但是不久，即被他的学生卢瑟福的理论所替代。后来，卢瑟福行星式的原子模型又由量子理论所取代，即使如此，对于电子不可能被束缚在极小的原子核空间内两种理论却是公认一致的。中子星的发现，使这种认识的发展有了转机。如果说中子星是一个体积巨大的原子核，电子被包含在其中似乎有了可能。在中子星的内部，可以具有少量的、但数量相同的质子和电子，它们一方面维持了中子星的电中性；另一方面，根据泡利不相容原理，由于质子与电子的存在，填满了可能的状态，防止了自由中子衰变为质子、电子与中微子的可能性，维持了中子星这一个巨大的汤姆逊原子稳定的存在。综上所述，研究中子星的组成与结构，无疑将丰富人们关于物质结构的认识。
中子星同样为人类提供了第一个引力波存在的定量依据。1974年9月，正在马萨诸塞大学任教的泰勒（Taylor， JosephHooten 1942～）与他的研究生赫尔斯（Hulse，Russell Alan）利用305m口径大型射电望远镜，发现了一颗脉冲周期约为59毫秒的射电脉冲星，根据它在空间的方位，定名为PSR1913+16。这颗脉冲星与其它脉冲星有所不同，它除了具有一个59毫秒的脉冲周期外，还存在有一个缓慢变化着的周期0.323天。泰勒和赫尔斯立即意识到，这颗脉冲星一定还有一个伴星，由于它们相互绕行，径向速度呈周期性变化。这一脉冲双星的发现，使人们看到，质量如此巨大、以如此短周期相互绕行的二体运动，将是人们检测引力理论的最好实验渠道，这是在地球、乃至整个太阳系范围内难以获得的。正因为在引力研究方面的重要研究价值，脉冲双星的发现，使泰勒与赫尔斯共同获得了1993年诺贝尔物理学奖。
除了比地球表面还要强1011倍的极强引力条件外，中子星表面处的磁场也极强，可达105特斯拉。在地面上，目前采用最先进的技术，也只不过能产生10特斯拉左右的磁场。此外，中子星内部压强可以达到1033帕斯卡，这些物理条件将是在地球上难以获得的。这表明，中子星提供了一个天然的极端条件的实验室，研究其上发生的各种物理现象，能使人类更全面、更完整地认识物质规律，甚至从中获得一种全新的认识。
8．黑洞物理学的建立
早在1783年英国地质学家与天文学家米歇尔（1724～1793）就预言有“看不见的天体”存在。1796年，法国天文学家和数学家拉普拉斯（Laplace Pierre Simon，Marquis de 1749～1827）也曾独立地做出相同的预言。米歇尔和拉普拉斯预言的根据是牛顿力学与牛顿的光微粒说。他们认为，根据牛顿力学，在一个质量为M、半径为r的天体上，挣脱引力束缚的最低速度，即逃逸速度为v= ，若天体的M与r之比足够大，以致使逃逸速度达到光速，这个天体将不再发光。显然，这一假说把光粒子认作服从牛顿力学的粒子。然而，在19世纪，光的波动说占了上风，光波被认为不受引力作用，这一预想就被搁置了起来。
黑洞设想被重新提起，是在爱因斯坦发表了他的广义相对论之后。1916年，爱因斯坦创立了广义相对论，并建立了引力场方程。在同一年，时值第一次世界大战，德国天文学家、数学家史瓦西（Schwarzchild，Karl 1873～1916）正随炮兵部队在俄国前线作战，就在战时，他得到了爱因斯坦场方程的一个解，并首先计算了全部质量集中在一点上的恒星附近的引力现象，很可惜，不久他因一种罕见的代谢失调病而去世。
史瓦西所假定的引力源是一个球对称分布的中心天体，史瓦西给出了它的内部与外部引力场分布，即时空弯曲特征。根据史瓦西解，当中心天体质量M足够大、半径足够小时，它的时空弯曲很大，以致任何粒子，包括零质量的光粒子都将不能逃逸出来，这个特殊的时空区域即为黑洞，其边界称为视界，视界的半径即为史瓦西半径，它的大小为rg=2GM/c2。
显然，黑洞是爱因斯坦广义相对论，或者更具体地说是史瓦西解的一个直接推论。从表面看，由广义相对论和牛顿力学得出的黑洞半径完全一致，然而二者却有着本质的差别。拉普拉斯等人的黑洞只是一种球状天体，它成为黑洞完全是根据牛顿引力理论得出的，然而在质量很大、半径很小的星体强引力场中，牛顿的引力理论不再适用，强引力场中的时空不再平直，黑洞即为时空弯曲的产物，或者说它就是特殊的时空区域，黑洞的视界仍是这个特殊区域的一个边界。
史瓦西黑洞是一种最简单的黑洞，它的外面被一个光层所包围，只具有质量，不带电荷和磁荷，也不旋转，它的表面就是视界，奇点则在黑洞的中心。从1916年至1918年，赖斯纳（Reiss-ner）和诺兹特隆（Nordrtrm）又用极坐标得到了具有球对称质量、带电荷或磁荷的引力场方程解，它称为赖斯纳-诺兹特隆解，而具有电荷或磁荷的黑洞就称为赖斯纳-诺兹特隆黑洞。这种黑洞的中心有一个奇点，它有两个视界。若所带电荷或磁荷较少时，内视界半径甚小；反之，外视界收缩、内视界扩大；当M=│Q│（自然单位制）时，两视界合二而一；M＜│Q│时，视界消失，只剩下一个裸奇点；在Q=0时，赖斯纳-诺兹特隆黑洞则退化为一个史瓦西黑洞。
关于黑洞研究的重要进展是在广义相对论提出的半个世纪之后。1963年，正在美国德克萨斯大学执教的澳大利亚数学家克尔（R.P.Kerr）用椭球面坐标得到了球对称质量、转动物体的引力场方程解①，由这个解立即得出了转动黑洞，后来它又被证明是唯一解。克尔解的得出是20世纪理论物理学的重要进展之一。克尔黑洞的奇异域为一个环，一般有两个视界。当转动较慢时，两个视界包围住奇异环；转动较快时，两个视界彼此靠近，在极端条件下，合二而一，最后也可能消失而露出一个裸奇异环。在克尔解得出的两年之后，即1965年，以纽曼（E.T.New-man）为首的一个研究小组发表了一个更为复杂的爱因斯坦引力场方程解，这是一个静态、轴对称引力场方程度规，它称为克尔-纽曼解。克尔-纽曼黑洞具有质量、电（磁）荷和角动量三种特征，当电量Q=0时，克尔-纽曼黑洞退化为克尔黑洞；当角动量J=0时，它退化为赖斯纳-诺兹特隆黑洞；而当Q=J=0时，还可以还原为最简单的史瓦西黑洞。
从60年代末到70年代初，理论物理学家和天体物理学家们在探索物质处于黑洞状态时，有哪些特征被保留下来。普林斯顿大学的惠勒（Wheeler，John Archibald 1911～）认为，仅有质量、电荷（或磁荷）及角动量三个基本量为黑洞所保留②，而在这三个特征中，质量与角动量又是最重要的，因为，在形成黑洞的引力塌缩过程中，星体的转动速度越来越大，而且在观测中发现，星体的质量越大，转动速度也就越大，角动量越大。在黑洞形成过程，引力场极强，更不可忽视的是潮汐力的作用，强大的潮汐力，将气体分子或原子撕碎，裸露的电荷与磁荷成对中和，使黑洞形成后，只具有少量的电荷或磁荷，因此，在多种黑洞之中，克尔黑洞更具有实际意义。在黑洞力学研究中，用于描述黑洞的重要物理量有：黑洞视界面积■、不可约化质量■、视界表面引力■和视界表面转速■。理论的研究结果表明，克尔黑洞的能层中引力非常强，若粒子以某种速度运动，其引力束缚能有可能超过它的静止能与动能之和，这表明粒子的总能量将是负值，这一奇特性质引起了彭罗斯（R.Penrose）等人的注意①。60年代以来，彭罗斯等人引入了整体微分几何方法，大大推进了关于黑洞与引力塌缩的研究。60年代末，彭罗斯又推出了“宇宙信息监督假说”②，认为奇点只能出现在黑洞之内，由此认为引力塌缩不可能形成裸奇点，裸奇点在现实世界中是被绝禁的，证明这一猜测已成为当今广义相对论的主要课题之一。1969年，彭罗斯又根据克尔黑洞中粒子可能处于负能态的特性，提出了从黑洞中提取能量的设想③。假定从无穷远向克尔黑洞能层中移入一个正能粒子，并在能层中使其分为两个碎片，若其中的一个碎片进入负能轨道，另一碎片穿出能层又飞向无穷远时，根据能量守恒原理，飞出碎片的能量将比原注入的整个粒子能量还大，多余的能量即来自黑洞。次年，克利斯托德洛（Christodolou，D.）从理论上证明④，用彭罗斯过程提取黑洞能量（质量）有一个上限，即△M=M-Mir，Mir对应不能提取的那部分质量，又称为不可约化质量。根据能量关系，在黑洞总质量M、不可约化质量Mir和角动量J之间具有确定关系，M2=Mir2+J2/(4Mir)2，这一关系表明，黑洞的总能量由两部分组成，第一部分为与不可约化质量对应的所谓“冻结能”，另一部分则是与转动相关的所谓“活动能”，彭罗斯设想的提取能即来自这部分活动能，随着转动能量被提取，克尔黑洞转速逐渐变慢，能层变小，最终将成为一个不能再提取能量的“死黑洞”，此时，黑洞质量 M=Mir。
从60年代末到70年代初，黑洞力学逐渐发展到成熟阶段，突出的代表是英国理论物理学家霍金（Hawking，Stephen William1942～）等人的工作。霍金毕业于牛津大学物理系，后在剑桥大学获得博士学位。在黑洞的研究方面，他成功地把相对论与量子力学结合，提出了关于黑洞的爆炸理论。在1971年他提出，在宇宙大爆炸后，可能形成数以百万计的微小黑洞，它们既遵守相对论规律，又遵守量子力学规律。1974年，霍金又根据量子力学做出黑洞能不断产生物质、放出亚原子粒子，并在最后耗尽能量发生爆炸的预言②。霍金做出的这些预言都已成为目前天文学家观测研究的主要目标。霍金患有严重的肌萎缩性脊髓侧索硬化症，行动、言语极为困难，竟能在物理学的前沿领域做出突出贡献，因此倍受人们尊敬。1974年，他当选为英国皇家学会最年轻的会员，1979年担任剑桥大学卢斯卡讲座教授，这些都是牛顿曾担任过的职务。
从60年代末开始，霍金、巴丁（Bardeen，J.H.）与卡特（Carter，B.）等人就着手证明了一系列有关黑洞的经典理论重要定理③，其中包括：①黑洞视界面积■不随时间减少，即δ■≥0；②稳态黑洞视界上引力■处处相等；③不能通过有限的步骤把■降为零；④黑洞质量■的变化一定伴随着黑洞的面积■、角动量J而变化，这一关系可以表示为守恒定律的形式，即d■=(■8?)d■+dJ，式中为黑洞自转角速度。这一规律的奇特之处在于，其中第①的面积不减定理正对应于经典热力学第二定律，两个定律的相似性暗示着黑洞很可能是一个热力学系统，它的温度■与黑洞视界表面积■成正比，如果把黑洞的熵定义为与视界面积成正比的有限值，与热力学第二定律做对比，可以得到黑洞的温度与视界表面的引力成正比。由此，上述定理④恰与转动物体的热力学第一定律dE=TdS+dJ式中E、T与S分别表示转动物体的能量、温度与熵值，Ω与J分别为转动物体的角速度与角动量。上述定理②则恰好与热平衡体系的温度处处相等相对应。据此，仿照热力学的四个定律，有所谓的黑洞热力学四定理，分别称②、④、①为黑洞热力学第零、第一、第二定理，而③则根据这种对应关系推出的一个猜测结果，称为黑洞热力学第三定理，它实际为“宇宙监督原理”的一个结果。
尽管人们在黑洞物理与热力学之间看到了某种相似，但是在当时却普遍认为这种相似仅只是数学形式上的，并不具有物理上的实在意义，因为人们认为黑洞与一般的黑体不同，一般的有限非零温度热体，既能向外辐射热量又能吸收热量，而黑洞则只能吸收辐射，这就给从热力学角度描述黑洞带来了原则上的困难。果然，不久就有人对黑洞的热力学性质提出了诘难，由这些难题的提出与解决，展开了黑洞热力学与黑洞量子力学的研究。
9．黑洞热力学与黑洞量子力学崛起
如果说60年代是黑洞力学走向成熟时期，70年代则是黑洞热力学与黑洞量子力学崛起并发展的时期。黑洞的奇特热力学性质，首先使惠勒对热力学第二定律提出了质疑，他撰文指出①，如果向黑洞投入物块，外部世界将由于失去物块总熵将减少，但是物块进入黑洞后，却无法判断其熵是增加还是减少，在这种情况下，热力学第二定律是否还成立？这就是所谓的“惠勒妖”。还有人设想，若黑洞的温度■高于周围热辐射气的温度，根据热力学理论，将有热量从黑洞流向热辐射气，但是根据经典黑洞理论，黑洞将从周围介质吸收热量，这又显然发生矛盾。由于上述质疑，不少人认为黑洞四定理与热力学四定律之间仅仅在数学形式上相似，这种相似性并不具有物理上的实在意义。针对这一看法，贝肯斯坦（ Bekenstein，J.D）利用黑洞视界面积■建立一个与之成正比的有限熵概念，将其定义为Sb=（ηk）（■/L2p）其中η为无量纲常量，其下限的估计值为ln2/8，Lp= ==10-33cm，h与G分别为普朗克常量与万有引力常量，c为真空中光速，k为玻尔兹曼常量。在c=h=G=k=1的自然单位制中，该熵值Sb=η■。接着，贝肯斯坦又根据热力学关系■，得到了黑洞的温度为■=■/8πη。在此基础上，贝肯斯坦把熵的概念加以推广，建立了一个广义熵概念，Sg=Sb+Sm，式中Sb和Sm分别为黑洞熵和黑洞以外物质的熵。他认为宇宙间广义熵不随时间减少，这就是广义热力学第二定律。贝肯斯坦列举了诸如谐振子、辐射气、粒子等落入黑洞的情况。通过计算表明，它们落入黑洞后，外部世界熵Sm即使减少，但是随着物质的落入，黑洞质量、面积随之加大，黑洞熵值Sb的增加量将大于普通物质熵的减少量，广义熵依然大于或等于零，但是限于经典黑洞理论，广义热力学第二定律的普适性依然不能做出普遍的证明。
1974年，霍金引入了黑洞引力场中的量子效应，根据量子场论关于真空涨落的机制，他认为，在黑洞视野外附近的真空中，虚正、反粒子对有可能实化为实正、反粒子对，其中一个进入视界的负能层，使黑洞的质量减少，另一个逃逸到无穷远，形成黑洞的“蒸发”，发射出来的粒子谱恰好对应黑体谱。以史瓦西黑洞为例的进一步计算表明，黑洞黑体谱的温度确实与其质量成反比，黑洞蒸发的放能率与黑洞质量的平方成反比，而黑洞的寿命则与黑洞质量的立方成正比。当黑洞极小时，它将具有极高的温度、极大的放能率与极短的寿命，这实际是一次强烈的爆炸，小黑洞在爆炸后转化为高温的星云。
霍金等人的工作不仅表明，黑洞的温度与熵不仅具有实在的意义，而且证明，由于真空的量子涨落与物质的量子隧道效应，黑洞也像一个黑体一样，具有量子化热辐射过程。计入了量子效应以后，黑洞的经典热力学性质发生了明显的变化，例如在热辐射时，黑洞的视界面积在减小，所谓经典的面积不减定理不再成立。然而，当计入贝肯斯坦的广义熵之后，黑洞的热力学性质在广义热力学第二定律的框架之下，依然满足普遍的热力学规律。
黑洞理论已取得不小的进展，在广义相对论与量子力学的结合上，在引力作用与其它作用的统一上，人们所做出的一些尝试已经取得了部分的成功；在黑洞的研究中，有关物质世界中的宇观、宏观与微观领域研究的结合上，在时空几何与物质之间的统一体关系上，人们也做出了部分成功的尝试；黑洞的研究正在对现今公认的物理理论提出了新的挑战与新的课题，人们发现，研究黑洞无论对物理学还是对于天文学都具有深刻的意义。尽管如此，在黑洞研究方面存在的问题仍然很多。例如“宇宙监督原理”的基础有待于进一步考察；黑洞熵的本质仍不很清楚；用杨-米尔斯理论中十分成功的微扰技巧处理引力问题并不很成功；人们仍然在受到引力量子理论不可重正化的困扰；人们预测，在普朗克尺度内，将存在有度规涨落与拓扑学涨落，如何解决这种涨落问题仍不很清楚……很有可能，所有这些问题会在最后所建成的一个完备而自洽的量子理论中，一揽子获得解决，这可能就是人们期盼的包括引力与物理学其它相互作用在内的超大统一理论。
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