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赛先生天文 | 黑洞的奇妙世界(三篇):看不见的舞伴、银河中心的、隐秘的非主流

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发表于 2017-5-8 13:37 | 显示全部楼层 |阅读模式
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本帖最后由 zhangms 于 2017-5-8 15:38 编辑

这三篇介绍黑洞的文章写的很好,特转来与大家共分享。以后有好的,还会陆续添加或另发。

黑洞的奇妙世界(1):那个看不见的舞伴
原创  2016-04-19   武剑锋   赛先生
https://mp.weixin.qq.com/s/1f1D_-q2Eeoll66xu7Mp_A


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(图片作者:MatiponTangmatitham)


武剑锋 (密歇根大学天文系)

每当亲戚朋友了解到我是研究黑洞的时候,第一个问题往往是:“黑洞真的存在吗?”答案是肯定的。爱因斯坦在评论“场”的存在的时候曾经说:“在一个现代的物理学家看来,电磁场正和他所坐的椅子一样地实在。”[1]对于天文学家而言,黑洞也是如此。黑洞在很多天文学领域中都处于中心地位。它不仅仅为基本物理理论提供了最佳实验场,也是人们了解星系和宇宙演化历史的核心手段。这一系列文章(共三篇)将为大家讲述天文学家是如何确信黑洞的存在。文章不可能也无意覆盖黑洞所有的精彩,只求引领大家窥一斑以见全豹。

1  爱因斯坦的一个思想遗产

黑洞是爱因斯坦广义相对论的必然产物。但是它的概念理解起来并不复杂。假设你站在一个星球表面,那么你需要一定的速度(“逃逸速度”)才能脱离这个星球的引力。星球质量越大,半径越小,所需要的逃逸速度就越高。那么会不会存在这样一种星球,其引力强大到连速度最快的光都无法逃出?早在18世纪,也就是广义相对论诞生一百多年前,就有像约翰·米歇尔( John Michell ) 和拉普拉斯( Pierre-Simon Laplace )这样的前辈思考过这个问题。1915年爱因斯坦的广义相对论发表后,很快就有卡尔·史瓦西( Karl Schwarzschild )给出了第一个解析解,代表了一个球对称分布,而且非旋转的质量周围的时空几何,后来被称为史瓦西度规。话说史瓦西当时正在一战的德军前线跟沙俄打仗,而且染上了一种很罕见的皮肤病。他就是在这种艰苦的环境下解出了爱因斯坦引力场方程,而且还写了其他论文。这之后仅仅几个月,史瓦西就被病魔夺走了生命,甚为可惜。所幸的是,他的儿子马丁·史瓦西( Martin Schwarzschild )继承了父亲的事业,也成为了一名出色的天体物理学家(普林斯顿大学教授,在恒星和星系动力学等方向做出了出色贡献。)

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卡尔·史瓦西(1873-1916)

史瓦西度规的一个最重要特征就是史瓦西半径:Rs = 2GM/c^2, 其中G是万有引力常数,M是天体的质量,c是光速。如果这么大质量的天体被压缩在史瓦西半径以内,那么就没有任何物质,包括光,可以逃脱其引力影响。这个半径代表了非旋转的黑洞的边界,术语叫做视界( event horizon ),是黑洞最重要的概念。当然,可以想象这个半径是很小的。太阳的史瓦西半径只有大约3公里,而我们知道太阳本身半径有将近70万公里。也就是说,要想把太阳变成黑洞,需要将它的半径压缩到现在的23万分之一。

2  大质量恒星的最终宿命

在这之后的四十多年里,黑洞一直是被认为是一种数学的产物,很漂亮却只存在于理论中。直到20世纪60年代,人们才真正开始考虑在宇宙中寻找黑洞。而促成这一转变的有两个方面。第一方面来自理论本身的发展。1963年罗伊·克尔( Roy Kerr )找到了爱因斯坦场方程的第二个解析解,代表了有自旋的黑洞的时空几何。两年之后,伊斯拉·纽曼( Ezra Newman )又加上了带电荷的情况。后来经过霍金( Stephen Hawking )等人的努力,黑洞无毛定理( no-hair theorem )被证明。这个定理是说对于任何黑洞,仅用质量、角动量和电荷这三个参数就可以完全描述,而形成黑洞的物质的各种复杂性质在掉入黑洞之后就完全消失。黑洞其实是宇宙中最简单的物体。这样人们就有了完备的理论武器来研究黑洞。

第二方面的原因来自新的观测结果,尤其是中子星的发现二十世纪天文学最重要的成果之一就是人们充分理解了恒星的结构和演化,对于任何恒星(主序星),只要知道其光谱型就可以知道它有多重,内部什么结构,可以发光发热多少年,老去又会变成什么。恒星靠内部的热核反应来抵抗自身的引力。当热核反应原料用尽,恒星的生命也就走到了尽头。它自己会坍缩成致密天体。中小质量恒星(包括太阳)的归宿都是主要由碳氧组成的白矮星(white dwarf)。而白矮星的质量有一个上限,是太阳质量的1.4倍。这个上限就是大名鼎鼎的钱德拉塞卡极限( Chandrasekhar limit )。钱德拉塞卡的研究表明当白矮星的质量超过这个上限的时候,电子简并压将无法继续对抗引力,致密天体会进一步坍缩成为全部由中子组成的中子星( neutron star )。他的这个结果虽然后来被证明是正确的,但在当时遭到了名望甚高的爱丁顿爵士( Sir Arthur Eddington )的激烈反对,给他的职业生涯蒙上了巨大的阴影,直到五十多年之后的1983年他才因这项研究获得诺贝尔物理学奖。这也是科学史上的一个著名事件。在钱德拉塞卡研究的基础上,奥本海默(对,就是后来的原子弹之父J. Robert Oppenheimer)等人进一步发现,中子星也有一个质量上限,是太阳质量的3倍左右。在此之上,致密天体将会无可救药的坍缩成一个黑洞。总结来说,根据恒星在壮年时候的质量,它的最终归宿会有三种:白矮星、中子星和黑洞。


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苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡(1910-1995)

中子星长期以来也一直被认为仅为是一种漂亮的理论,人们并没有以为某一天会真正找到它们。然而1967年脉冲星被发现,而且很快被确认为快速旋转的中子星。这大大提高了人们对于真正发现黑洞的渴望和预期。但是单个的中子星可以有脉冲辐射,而单个游荡的恒星级黑洞却由于没有电磁辐射而很难观测(除了现在无法探测的霍金辐射)。现在我们知道如果运气足够好,有可能通过引力波或者潮汐瓦解事件发现黑洞(这些在后面的文章中会讲述)。但是,我们不能只寄望于运气好而守株待兔。于是人们把目光投向了双星。

双星( binary star )就是两颗天体在引力作用下围绕共同质心旋转的系统,就像两个人手拉手转圈跳舞。双星系统在宇宙中十分普遍,对研究天体演化也非常重要。最著名的双星系统大概要数“开阳”了,就是北斗七星勺柄尾端的第二颗星。古人经常以能否看到较暗的伴星“辅”来测试视力(当然后来通过望远镜发现“辅”其实本身也是个双星,而开阳是个四星系统,所以整个系统一共6颗恒星;顺便说一句,开阳就是古代的“武曲星”,而“文曲星”是斗勺和斗柄连接处的天权)。在双星系统中,两颗恒星不太可能质量恰好相同,所以寿命也不一样。质量较大的那颗演化较快,率先走完自己的生命旅程而变成一颗致密天体,围绕着另外一颗正常恒星旋转。上面说到,这颗致密天体有可能是白矮星、中子星,或者黑洞。所以寻找黑洞就变成了寻找一个跳舞的恒星,而它有一个看不见的舞伴。

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北斗七星。勺柄末端第二颗星为开阳。(来源:百度百科)

3  X射线:黑洞的最佳观测手段

宇宙中双星系统极其普遍,跳舞的恒星又何止成万上亿,只通过恒星来寻找黑洞无异于大海捞针。幸运的是,这个舞伴虽然自己不发光,但却有一个极亮而又高能的裙摆。这个裙摆就是吸积盘( accretion disc )。黑洞双星系统中会存在物质转移( mass transfer ),就是恒星的物质会被黑洞吸引过来。由于转移的物质本身存在角动量,这些物质会在黑洞周围形成盘状结构,这就是吸积盘。由于黑洞周围极强的引力势阱,盘上物质的温度很高(可以达到一千万度以上)。其热辐射的峰值在X射线波段。因此,我们可以通过探测X射线源来寻找黑洞。X射线天文学由于技术手段的进步而在20世纪60年代兴起,为黑洞提供了最佳观测手段。

白矮星、中子星、黑洞所在的双星系统都可能会是X射线源。所以还需要寻找更为特别的特征,首先把白矮星系统(通常为激变变星,cataclysmic variables)排除掉。中子星和黑洞这两种本质上非常不同的天体在观测性质上却经常很相似。完全区分他们就需要依靠这个最基本的参数:质量。人们通常在两种X射线源中寻找黑洞。第一种是常亮X射线源。这种系统常年保持很高的X射线亮度。它的恒星质量很大,恒星的强辐射将表面的物质吹走,而黑洞通过这种星风来进行吸积。这种系统的代表就是赫赫有名的天鹅座X-1 ( Cygnus X-1 )。 它是人们认识到的第一个可能的黑洞候选体。它发现于1964年,是第一批探测到的X射线源之一,之后的射电观测给出了精确的位置。1972年,人们在这个位置上找到了一个光学对应体,就是那颗跳舞的恒星[2]。通过对恒星的研究给出了系统的轨道参数,进而知道致密天体的质量大约是太阳的3-6倍,表明其很有可能是一个黑洞[3]。当然这个时候的证据还不能算十分确凿。1974年霍金和索恩( Kip Thorne )还为天鹅座X-1是否包含黑洞而打赌(这个桥段在电影《万有理论》中有表)。后来越来越多的证据指向黑洞,霍金也最终认输。现在天鹅座X-1中致密天体的质量已经得到精确测量,是太阳质量的14.8 +/- 1.0倍[4],毫无疑问是一个黑洞。

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黑洞双星天鹅座X-1的想象图 (Credit:NASA/CXC/M.Weiss)

第二种可能包含黑洞的系统是软X射线瞬变源( soft X-ray transients )。这种系统包含一个小质量的恒星(跟太阳比较相似)。在双星系统的演化过程中,恒星会充满其洛希瓣( Roche lobe )。洛希瓣是一个水滴形的轮廓,代表了双星系统中每一个星球的引力束缚范围。超过洛希瓣的物质可能会被另外一个伴星吸走,称为洛希瓣溢流或洛希瓣超流( Roche-lobe overflow )。物质通过L1拉格朗日点(就是两者引力互相抵消的点)流向黑洞,形成吸积盘(见下图)。通常情况下这种吸积活动比较微弱,整个系统也比较暗,这种状态被称为宁静态。然而物质在吸积盘上堆积产生不稳定性,进而引发热核反应。整个系统会在几天的时间内变亮至少100倍,尤其是在软X射线波段。这种变化被称为一个爆发。之后系统亮度会呈幂律衰减,最终回归宁静态。整个过程持续几个月到一年。所以每当观测到软X射线爆发,意味着我们很可能看到了一个黑洞系统。望远镜就会对准这个地方,先收集X射线光谱(可以用来测量黑洞自旋,后面会讲到),然后等回归到宁静态之后,系统内的恒星就比较容易观测了(爆发的时候恒星的光辉会被掩盖掉)。我们可以通过恒星光谱测量轨道参数,进而确定黑洞质量。这类系统中的第一个A0620-00由哈佛-史密松天体物理中心的Jeffrey McClintock博士(也是我的博士后导师)和麻省理工学院的Ronald Remillard博士于1986年发现[5]。他们当时测量的致密天体的质量下限是3.2 +/- 0.2倍太阳质量,表明其很有可能是个黑洞。最近对黑洞质量的精确测量结果是6.6 +/- 0.25倍太阳质量[6]

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双星系统中的洛希瓣以及吸积活动的示意图(来源:http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/R/Roche-lobe

4  给黑洞设计一杆秤

既然质量对发现和认证黑洞如此重要,下面讲一讲从技术上是如何测量黑洞质量的。在各种方法中,最可靠也最令人信服的还是动力学的方法。在黑洞和其伴星的相对运动的尺度上,不需要考虑相对论效应,经典力学完全适用。黑洞质量的测量从下面这个公式出发:

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其中M是黑洞的质量,i 是系统轨道平面(的法向)对于观测者的倾角,q是恒星和黑洞的质量比,G是引力常数,P是系统的轨道周期,K是恒星视向速度的半幅度。这个视向速度的半幅度是什么意思呢?视向速度就是相对于观测者的速度,是恒星真实速度在视线方向上的投影。在相互环绕的运动下,把恒星的视向速度放在时间轴上就会是一个正弦曲线,而K就是这个曲线的幅度的一半。这个公式其实就是开普勒第三定律的翻版,没有任何复杂的理论在里面。它所定义的f(M) 叫做质量函数( mass function )。很容易看出,由于sin i ≤ 1, q > 0,所以f(M)代表的是黑洞质量M的下限。因此f(M) 是人们最关心的,是黑洞认证和质量测量的第一步。有了f(M) 之后,再测量出轨道倾角 i 和质量比 q ,就可以得到黑洞的精确质量。

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太阳光谱局部,覆盖波长340-380纳米。在仅仅40纳米的范围
内就有如此多条的吸收线。(来源:http://www.coseti.org/solar_02.htm

原理很简单,但实际操作起来困难重重。从上面公式看,第一步要先得到f(M) ,需要测量的参数是P和K 。这个需要长期不断的获得环绕黑洞的那颗恒星的光谱,通过多普勒效应得到在某一刻的恒星的视向速度,然后用所有的视向速度拟合正弦曲线,进而得到K。P通常是在拟合正弦曲线之前先通过周期图( periodogram )获得。周期图是利用类似于傅立叶变换的方法找出时间序列数据中隐藏的周期信号。恒星的光谱密密麻麻布满成千上万条吸收线(参见上图太阳光谱)。测量每个谱线的波长(从而与该谱线的真空波长对比而得出视向速度)是不可能完成的任务。通行做法是拿整个自己获得的光谱与恒星标准光谱模版做相关性分析( cross-correlation )。然而分析一条光谱只是获得了正弦曲线上的一个数据点,要想准确拟合曲线,需要很多个这样的数据点(参见下图为例)。这需要对黑洞候选体长期的光谱观测。而黑洞双星周期的范围又很广,从几个小时到超过一个月。在观测之前很难对周期有一个预先的估计,这无疑又大大增加了难度。获得这些X射线双星的光谱通常都需要至少4米口径的望远镜。而一个研究者或者研究组很难有这样的奢侈来长时间霸占一个这么大口径的望远镜。因此银河系内现在发现了几十个黑洞双星的候选体,但是有大概一半我们连周期这个最基本的参数都不知道。

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黑洞双星系统Nova Muscae 1991的视向速度曲线( phase-folded ). 取自参考文献[7]

既然f(M) 代表了致密天体的质量下限,所以当我们得到f(M)远大于3倍太阳质量的时候,我们就可以说找到了一个黑洞。之前对于天鹅座X-1,虽然种种迹象表明它很有可能是个黑洞,但是它的f(M)只有0.25个太阳质量,所以仍然有不少怀疑。而上面讲的第一个软X射线瞬变源A0620-00,它的f(M)只是3倍太阳质量左右。当时像Andy Fabian,John Bahcall这样的大牛们提出了一些别的不同于黑洞的理论(比如Q star)来解释这么大的致密天体。当然他们并不是一定不相信黑洞的存在,而是出于科学的严谨,希望能尽量严密的排除其他可能性。所以那时候人们认为如果能找到大于5倍太阳质量的致密天体,那应该就是黑洞无疑了。到了1989年,终于等到了这样一个机会。人们在这一年抓到了V404 Cygni(恰巧也是在天鹅座)的爆发。到了1992年,这个系统的质量函数被确定,f(M) = 6.3 +/- 0.3倍太阳质量。这样黑洞的“圣杯”终于被找到了[8]V404 Cygni这个系统在去年又爆发了一次。

上面讲到,要知道黑洞的精确质量,还需要测量质量比 q 和轨道倾角 i 。测量这两个量其实比质量函数还要困难的多,就不在此赘述了。需要强调的是,这里面有很多系统误差需要考虑,否则“差之毫厘,谬以千里”。而人们往往对这些系统误差理解的并不是很充分(这个通常来自观测数据的局限性,而不是科学家本身的错误)。比如说轨道倾角i需要通过拟合恒星的光变曲线来确定。但是黑洞双星系统的光学和红外波段的辐射往往还包含来自吸积盘的贡献,而要把两者分离比较困难。以我最近研究的双星系统 Nova Muscae 1991(苍蝇座新星1991,又名GRS 1124-683)为例,之前的研究假设系统红外波段的辐射应该全来自恒星,基于此所得的黑洞质量是6.9倍太阳质量[9]。但是后来有证据表明吸积盘的贡献可能超过40%,根本不能忽略。而我们发明了一种方法来精确测量进而剥离吸积盘的辐射,改正后的黑洞质量居然高达11倍太阳质量[10],在银河系已经认证的黑洞中是一个名副其实的“胖子”。

正是这种种局限性使得精确测定黑洞质量变成了一种很困难的工作。到现在为止,人们根据X射线波段的性质找到了大约60个恒星级黑洞候选体。这其中被确认为黑洞的只有21个,而获得精确质量测量的只有不到10个(包括上面提到的Nova Muscae 1991),足见其困难程度。下图给出了21个已确认的黑洞系统的描述图。每个系统左半部分是黑洞和其吸积盘,右半部分是恒星。图的左上角给出的比例尺代表了太阳到水星的距离(约6千万公里,大概是日地距离的0.4倍)。所以大家能对黑洞双星的尺度有一个概念。

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21个已经确认的黑洞双星系统。每个系统左半部分为黑洞和吸积盘,右边为恒星。取自参考文献[11](Courtesy of J. Orosz)

5  黑洞的自旋

最后简单讲一讲自旋。宇宙中的黑洞通常是电中性的,所以知道了质量和自旋就等于知道了黑洞的全部信息。而这两者之间的测量又是密切相关的。对于一个给定黑洞,它的自旋有一个最大值。所以黑洞的自旋通常由一个无量纲量代表,为其角动量与最大可能角动量的比值,0为无自旋,1为最大正向自旋(即黑洞和吸积盘的角动量方向相同),-1为最大反向自旋(黑洞和吸积盘角动量方向相反)。黑洞自旋的测量主要有X射线连续谱拟合和铁发射线的轮廓拟合这两种方法。X射线连续谱拟合的方法是由我的启蒙导师,中国科学院高能物理研究所和国家天文台的张双南教授与清华大学/普渡大学的崔伟教授,NASA戈达德中心的陈莞博士于1997年首次提出,并证实了其可行性[12]。这在当时是第一个可行的测量黑洞自旋的方法,而他们对黑洞双星GROJ1655-40的测量是黑洞自旋的第一个测量记录。因此在世界天体物理学界引起巨大轰动,被所有主要国际媒体报道。这个方法的原理是基于黑洞的一个概念,叫做最小稳定轨道。黑洞周围吸积盘中的物质以大体符合开普勒定律的方式运动,但是吸积盘的最内边界并非一定是黑洞视界。在某一个距离处,物质会以自由落体的方式直接掉入黑洞,这就是最小稳定轨道。这个轨道的半径与黑洞的自旋有关。对于零自旋的史瓦西黑洞,它的最小稳定轨道等于史瓦西半径的三倍。自旋为1的克尔黑洞,其最小稳定轨道可以达到黑洞视界。自旋为 -1的克尔黑洞,其自旋是4.5倍史瓦西半径。所以如果知道黑洞质量,测量出其最小稳定轨道半径,就可以知道黑洞的自旋。我们可以合理假设黑洞吸积盘的最内边界就是其最小稳定轨道。吸积盘上的温度与半径相关,越靠近黑洞温度越高。因此通过拟合黑洞双星的X射线的连续谱,可以测量其最高温度,也就可以知道最小稳定轨道半径,进而最终得到黑洞的自旋。

同质量测量一样,原理并不难理解,但实际操作却是另外一回事。建立黑洞X射线辐射的模型需要考虑广义相对论效应。黑洞的光谱不光有热辐射成分,还有一些其他成分(比如康普顿辐射)。我们需要选择热辐射成分占主导(90%以上)的光谱以减少误差,其余那百分之几也同样要充分建模,才能够得到准确的测量。另外因为测量黑洞的自旋需要先知道黑洞质量,轨道倾角和距离,因此黑洞的质量和自旋测量通常一起完成。比如前面提到的Nova Muscae 1991中的黑洞参数确定,就是由我所在的研究组与国家天文台苟利军研究员领导的组合作完成。我这边的工作负责黑洞质量,轨道倾角和距离[10]。而苟利军研究组给出黑洞自旋[13]。这个成果作为国家天文台2015年三项主要成果之一向公众发布并为媒体报道[14][15]

作者简介

武剑锋,毕业于清华大学物理系,获理学学士学位(2003年)和硕士学位(2006 年)。2012年毕业于美国宾夕法尼亚州立大学天文系,获博士学位。其后在美国哈佛-史密松天体物理中心从事博士后研究。现为美国密歇根大学天文系博士后。美国天文学会及高能天体物理分会会员。主要研究领域:高能天体物理,黑洞双星,活动星系核,天体多波段性质相关性以及大规模巡天。

参考文献

[1]《物理学的化》,因斯坦&英费尔德,周肇威译。
[2]Bolton,C. T., 1972, Nature, 235, 271
[3]Webster,B. L. & Murdin, P., 1972, Nature,235, 37
[4]Orosz,J. A., et al. 2011, The Astrophysical Journal, 742, 84
[5]McClintock,J. E. & Remillard, R. A., 1986, The Astrophysical Journal, 308, 110
[6]Cantrell,A. G., et al., 2010, The Astrophysical Journal, 710, 1127
[7]Wu, J.,et al., 2015, The Astrophysical Journal,806, 92
[8]Casares,J., Charles, P. A., & Naylor, T., 1992, Nature,355, 614
[9]Gelino,D. M., Harrison, T. E., & McNamara, B. J., 2001, The Astronomical Journal, 122, 971
[10]Wu,J., et al., 2016, The Astrophysical Journal, submitted (arXiv:1601.00616)
[11]McClintock,J. E., Narayan, R., & Steiner, J. F., 2014, Space Science Review, 183, 295
[12]Zhang,S. N., Cui, W., & Chen, W., 1997, The Astrophysical Journal, 482, L155
[13]Chen,Z., et al., 2016, The Astrophysical Journal, submitted (arXiv:1601.00615)
[14]国家天文台最新科研成果新年发布[url=]http://www.nao.cas.cn/xwzx/zhxw/201512/t20151231_4509549.html[/url]
[15]中国科学院国家天文台首次向公众发布重大成果[url=]http://news.xinhuanet.com/politics/2016-01/03/c_128590170.htm[/url]
微信号:iscientists
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点评

海!外直播 t.cn/RxBC0c2 禁闻视频 t.cn/RJ7gaCv 忽然想通很多事情:它们亲人财富都转移到国外,如果控制不住局面,会随时放弃这里!你可千万别高兴,由于对这里没有归属感,它们对待这里的一切,会出人意料的残酷无底线   发表于 2017-12-14 18:16
 楼主| 发表于 2017-5-8 13:55 | 显示全部楼层
本帖最后由 zhangms 于 2017-5-8 14:05 编辑

黑洞的奇妙世界(2):银河中心的超级怪兽                    
原创   2016-06-01  武剑锋   赛先生

https://mp.weixin.qq.com/s/wSmkTU12zvTy3-b76fF3Qw


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(图片作者:Ethan Tweedie)

我们的银河系中心的超大质量黑洞是如何被发现的?科学家将如何探寻它隐秘的视界?


武剑锋 (密歇根大学天文系)

1  银河系:
   
我们的家园

当你点开“赛先生天文”专栏的一刻,呈现眼前的是一幅璀璨星空的壮丽画卷。不错,这就是那条王母娘娘用来拆散牛郎织女的银河!在西方它被称为“牛奶之路”(the Milky Way)。而英文中“星系”(galaxy)这个词本身即来自于希腊语中的“牛奶”(γάλα,即gála)。那么这条神秘的光带究竟埋藏着哪些秘密呢?在人们望空兴叹的几千年后,伽利略用亲手打造的望远镜第一次将这条乳白色的光带分解成了一颗颗的恒星。美丽的银河系正是由大约两千亿颗恒星所组成的一个庞大系统,而带给我们光和热的太阳,则是其中普通到不能再普通的一颗恒星。

首先让我们来简单看一看银河系:图1和图2分别从侧面和正面视角描绘了银河系的样子。不难发现,银河系的中央是一个鼓包形的结构,称为“核球”,是恒星和其他天体最密集的地方。银河系的主体是一个薄薄的星盘,直径在十万光年以上。绝大部分的恒星都在这个盘上。我们的太阳也不例外。太阳距离银河系中心大约两万八千光年。从正面结构图可以看出,银河系是一个很典型的漩涡星系,有几条主要的旋臂。而太阳在其中一条并不是那么主要的旋臂上,称为猎户旋臂(Orion Spur)。所有的旋臂围绕银河系中心旋转。那么中心核球里面包裹的是什么呢?

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图1  银河系侧面视角结构图。银河系由银盘(disk)、核球(bulge)和暗晕(halo)组成,直径10万光年左右。太阳在银盘上,距离银河系中心约两万八千光年。银河系暗晕中还有很多球状星团(globular clusters)。(图片来源:)

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图2  银河系正面视角结构图。几条最主要旋臂已经标出。太阳位于猎户旋臂(Orion Spur)。其位置在图的中下方。(Credit:NASA/JPL-Caltech/R. Hurt [SSC-Caltech])

2   银河系中心黑洞的发现:
    十年磨一剑

早在1918年,沙普利(Harlow Shapley)根据银河系中诸多球状星团的运动轨迹推测银河系的中心大概是在人马座方向。但是大量的尘埃和分子云阻挡了来自银心的可见光辐射(从专栏题图中也可以看到这一点),人们无法用当时仅有的光学观测手段来研究银心,而需要通过基本不受尘埃阻挡的射电(就是无线电波)、微波、红外、硬X射线或者伽马射线等波段来进行。这些波段里最先发展起来的是射电。1929年,射电天文学之父央斯基(Karl Jansky)收到了来自地球以外的射电信号。经过几年的分析,他在1933年发表了自己的研究,指出这些射电信号可能来自于人马座方向的银心。后来经过更多人的努力,射电源的精确方位被确定,是在人马座和天蝎座边界(见图3),人马座箭头所指的方向,蝎子摆尾的上方(即北方)。1974年,Bruce Balick和Robert Brown在这个位置发现了一个很强而又很致密的射电源。他们把它命名为人马座A*(Sgr A*)。这个“*”是借用了原子物理中对原子激发态(excited state)的一个表示,因为他们觉得这个源非常令人兴奋(exciting)。

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图3  银心(GC)附近的星座。银心位于人马座(Sagittarius)和天蝎座(Scorpius)之间,蛇夫座(Ophiuchus)的南方。图中的圆弧是黄道带,标明了太阳在天空中的运动轨迹。

结合当时对其他射电源的认识,人们很快意识到SgrA*这个射电源的发现表明银河系的中心很可能是一个超大质量黑洞。如同上篇所讲,确定它是一个黑洞并且测量它的质量仍然需要动力学手段,也就是研究银心周围恒星的运动轨迹。然而要突破尘埃的遮挡,并且在银心附近这么密集的地方分辨出单颗恒星是一件难度很高的事情,一直到上世纪90年代才最终实现。而这得益于三个条件:8-10米口径望远镜的建成,红外观测技术的成熟和自适应光学技术的发展。这项工作主要由两个研究组各自独立完成。一个是由德国马普地外物理研究所的Reinhard Genzel教授领导的小组,利用欧洲南方天文台在智利的甚大望远镜(Very Large Telescopes)来完成;另一个则是由美国加州大学洛杉矶分校的Andrea Ghez教授领导的小组,利用夏威夷的Keck望远镜来完成。这两个组从90年代中期开始,经过了近十年的不间断的观测,终于画出了离银心最近的恒星的轨道,从而推测出在银河系中心有一个致密天体,其质量达到百万倍太阳质量级别[1][2]。他们充分论证了这么巨大的质量不可能来自很多较小质量的天体组成的一个类似星团的东西,因为在如此狭小的空间内,即便这样的星团也会迅速并合成一个大的黑洞。因此,他们的工作为银河系中心的黑洞提供了强有力的证据,两位教授也因此一举奠定了在天文界的地位。真可谓十年磨一剑,而这把剑锋利无比!

现在这项工作仍在不间断的进行。更多的恒星轨道被准确地测定出来,从而进一步提高了对银心黑洞质量测量的精度。图4和图5展示了围绕银心的十来颗恒星的运动轨迹,来自于Ghez研究组二十年的观测数据。现在对于银心黑洞质量最精确的测量结果是4.31+/-0.38百万倍太阳质量[3]

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图4  银河系中心的八颗亮星的运动轨道。假设亮星的运动符合开普勒定律,对亮星轨道做拟合可以得出中心天体的质量。此图由Andrea Ghez和她在UCLA的研究组用20年的Keck望远镜数据绘制。(Credit:[url=]UCLA Galactic Center Group[/url] - W.M. Keck Observatory Laser Team)

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图5  银河系中心的十颗亮星的运动轨迹动画。此动画由Andrea Ghez和她在UCLA的研究组利用Keck望远镜数据绘制。(Credit:[url=]UCLA Galactic Center Group[/url] - W.M. Keck Observatory Laser Team)

我们已经知道了银河系中心天体的巨大质量,但这只是问题的一个方面。而另一个方面就是它的尺度究竟小到什么程度。上面所述的这些恒星轨道可以给出一个尺度的上限,就是恒星在近黑洞点(periapsis,相当于地球的近日点)与黑洞的距离。这些恒星给出的最小值是6.25个光小时,也就是67亿公里,差不多就是现在太阳系的尺度。但是这仍然比黑洞的史瓦西半径大很多,四百万倍太阳质量的史瓦西半径只有1200万公里。对银心天体尺度的更好的约束来自于最近几年的脉泽观测。脉泽,英文是maser,跟“激光”的英文laser很相似。的确,脉泽就是激光在微波波段的形式。实际上脉泽是先于激光被发明的。在宇宙中有很多天然的脉泽辐射源。由于在微波波段利用干涉技术可以获得比可见光波段好很多的角分辨率,对银心的脉泽观测将中心的天体的尺度限制在了只有四倍史瓦西半径,相当于水星在近日点到太阳的距离[4]。在这么小的尺度上具有四百万倍太阳质量的天体,如果还不是黑洞,那就只能发明一种比黑洞更为奇特的理论来解释了。

3  黑洞研究的圣杯:
    视界的观测发现

结合这个系列的上一篇文章,我们已经讲述了恒星级黑洞和超大质量黑洞的存在证据。张双南教授在他的文章[5]中总结了证认黑洞的间接证据:该天体与其他已知天体的性质不一致,黑洞模型能够解释该天体的性质并且给出自洽和合理的物理参数,没有能够否定黑洞模型的反证,以及没有更成功的替代理论。读者可以感觉到,无论恒星级黑洞还是超大质量黑洞的证认基本上都遵循这个套路。大家可能还是对间接证据感到不满意。如果我们能够直接“看”到黑洞岂不更好?没错,科学家也是一样不会满足于间接证据。当然,根据定义,黑洞是黑的,不发光,你看不到黑洞。但是在最接近黑洞视界的地方,我们能够看到黑洞的“影子”还有它的强大引力造成的时空扭曲(见图6)。目前有一个由麻省理工学院领头的黑洞视界望远镜(Event Horizon Telescope)项目,旨在利用遍布全世界的射电望远镜组成最高角分辨率的干涉阵列,从而对黑洞视界成像。当然黑洞越大越容易观测,但是这个黑洞又不能太远,于是最理想的目标就是我们银河系中心的那个“超级怪兽”。另外一个理想目标是仙女座星系M31中心的黑洞。按照黑洞视界望远镜的时间表,如果一切顺利,在明年(2017年)就会产生第一批图像。届时我们将有望一睹黑洞的“真容”!

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图6: 银河系中心黑洞的模拟图像。黑洞周围发光的部分是吸积盘在扭曲的时空下的图像。这个图像与《星际穿越》中的黑洞卡冈图雅很相似。由于多普勒增强效应,运动方向朝向我们的吸积盘部分相对其他部分明亮很多。(图片来源:[url=]https://en.wikipedia.org/wiki/Black_hole[/url]。根据参考文献[6]中的模型绘制)。

其实几乎所有星系的中心都有一个超大质量的黑洞。诚然,恒星级黑洞和超大质量黑洞是现在得到证认的两种最主要的黑洞,在天文学很多领域中都处于核心地位。那么还有没有其他类型的黑洞呢?另外,前面所描述的黑洞的发现和证认都是依赖于黑洞对周围物质的吸积过程和动力学过程。那么如果有些黑洞只是宇宙中的孤独游魂,我们有没有可能发现它们呢?在下一篇,笔者会挑选几个有意思的话题与大家分享。敬请期待!

参考文献
[1] Schödel, R.,et al. 2002, Nature, 419, 694
[2] Ghez, A. M., et al. 2005, The Astrophysical Journal, 620, 744
[3] Gillessen, S., et al., 2009, The Astrophysical Journal, 692, 1075
[4] Doeleman, S. S., et al., 2008, Nature, 455, 78
[5] 张双南,“恒星级黑洞的观测证认研究进展”,2012,天文学进展,30,1
[6] Straub, O., et al. 2012, Astronomy & Astrophysics, 2012, 543,83


 楼主| 发表于 2017-5-9 10:04 | 显示全部楼层
本帖最后由 zhangms 于 2017-5-9 14:05 编辑

【转者注】

二十世纪六十年代早期到七十年代中后期,这十几年是黑洞研究的黄金时代,产生了一大批著名的黑洞物理学家,像罗杰.彭罗斯、史蒂芬.霍金、罗伊·克尔、艾兹·T·纽曼、约翰·惠勒、雅各·贝肯斯坦、詹姆斯·巴丁、布兰登·卡特、外奈·伊斯雷尔、克利斯托德洛等都是其中出类拔萃的佼佼者。从克尔黑洞到彭罗斯过程及奇性定理,到霍金巴丁卡特等发现黑洞蒸发,面积不减定理,黑洞热力学第零、第一、第二、第三定理,到贝肯斯坦提出黑洞“无毛定理”等等这一系列重大发现和理论建立,把黑洞研究推向了巅峰。那个时代所研究的都是单个黑洞的时空奇异特性,涉及到黑洞质量,角动量,电荷,熵,吸积,蒸发等等,同时人们又依据广义相对论得到了黑洞的几种解。按照黑洞的解把黑洞分成了几大类型:球形对称,不旋转也不带电的史瓦西黑洞;带电但不旋转的奈斯纳-诺兹特隆黑洞;不带电但旋转的克尔黑洞;既带电又旋转的克尔-纽曼黑洞。这些对黑洞描绘的可谓完美至臻,理论成就的辉煌极大地推动了黑洞物理学发展,成为一个时代的风向标。

随着黑洞理论取得的重大进展,实际探测也迈出了脚步。进入二十世纪80年代,随着空间技术的发展,高能探测器相继进入太空,像乌呼鲁卫星(70年发射),爱因斯坦天文卫星(七十年代末发射),罗西X射线天文卫星,伦琴X射线卫星(90年发射),钱德拉X射线天文台,XMM-牛顿天文卫星等都在窥探着X射线源的爆发,捕捉黑洞活动的蛛丝马迹。借助强大的空间探测器,黑洞物理学家们开始了搜寻黑洞的征程。1971年确认天鹅座X-1/HDE 226868 是一个双星的黑洞系统候选者。1989年证明天鹅座的GS2023+338/V404是一个双星黑洞系统的候选者。 2002年美国国家航空航天局的
钱德拉X射线天文台的观测,怀疑在NGC 6240内的黑洞是由星系吞噬产生的。2004年加州大学洛杉矶分校进一步的观测证据,强烈的支持人马座A*是一个巨型黑洞。

现在黑洞研究又是另一番景象,进入又一个黄金时代。两个黑洞碰撞是现在黑洞研究的主潮流、主方向。两个黑洞相互作用的结果如何?碰撞前,碰撞中,碰撞合并后黑洞复杂的运动及时空变化,引力波释放机制,强弱变化等等,这些吸引了大批的黑洞研究者蜂拥而至朝着这个极富挑战性的前沿领域进军。前年和去年美国的激光干涉引力波天文台(简称LIGO)相继三次探测到了两个中等质量黑洞合并后释放的引力波信号,震动了科学界,它验证了爱因斯坦广义相对论所预言的引力波存在,同时也开辟了一扇新的天文学窗口-引力波天文学。对于两个星系相撞后其中心超大质量黑洞的合并研究也取得了重大进展。两个碰撞的研究比单个黑洞更为复杂,一方面,它需要进行只有超级计算机才能胜任的大规模计算;另一方面,它还需要数值求解爱因斯坦广义相对论下用于描述两个黑洞及其运动的复杂方程。模拟两个黑洞的并合绝对是科学上的一次飞跃,这是一个漫长的征程,我们期待黑洞物理学家们的完美诠释。


黑洞按照质量分为三种:小型、恒星级质量黑洞,是太阳质量的数倍到数十倍;中等质量黑洞,其质量是太阳的100-10000倍;超大质量黑洞质量是太阳的数百万至数十亿倍。我们银河系中心超大质量黑洞的质量大约是太阳的450万倍,目前探测到最大的超大质量黑洞为太阳质量的210亿倍,它位于距离地球3亿光年的后发星系团。

中等质量黑洞一直是个空缺,迄今还未发现中等质量黑洞存在的确凿证据。

然而就在前不久,天文学家宣称,最新发现中等质量黑洞(IMBH),其质量是太阳的2200倍,隐藏在杜鹃47球状星团中心区域。

以我们的银河系为例,根据理论推算,银河系中应该存在着上千万个恒星量级的黑洞。
到现在为止,人们根据X射线波段的性质找到了大约60个恒星级黑洞候选体。这其中被确认为黑洞的只有21个,而获得精确质量测量的只有不到10个。

2017年4月5日到14日之间,来自全球30多个研究所的科学家们将开展一项雄心勃勃的庞大观测计划,利用分布于全球不同地区的8个射电望远镜阵列组成一个虚拟望远镜网络,人类或将第一次看到黑洞的视界面。这个虚拟的望远镜网络被称为“视界面望远镜”,人类终于要为黑洞拍下第一张真正的照片了。

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霍金

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彭罗斯

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克尔
















 楼主| 发表于 2017-5-9 15:05 | 显示全部楼层
本帖最后由 zhangms 于 2017-5-9 17:51 编辑

作者在第一篇文章“ 那个看不见的舞伴”中 提到了卡尔·史瓦西、罗伊·克尔、伊斯拉·纽曼等人,并给出了史瓦西黑洞的引力半径公式:Rs = 2GM/c^2。

现在补充一下奈斯纳-诺兹特隆黑洞、克尔黑洞和克尔-纽曼黑洞的解。内容来自我06年写的《黑洞物理学》,用扫描仪制成了图片。

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 楼主| 发表于 2017-5-9 15:34 | 显示全部楼层
本帖最后由 zhangms 于 2017-5-9 15:55 编辑

黑洞的奇妙世界(3):隐秘的非主流
原创  2016-09-29 武剑锋  赛先生
https://mp.weixin.qq.com/s/G13KkoeCb3BR7TpgfHVMkQ


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(图片来源:http://chandra.harvard.edu/photo/2004/rxj1242/


撰文 武剑锋*(美国密歇根大学天文系)

导读 本系列前两篇给大家讲述了宇宙中两种最主要的黑洞:X射线双星中的恒星级质量黑洞和星系中心的超大质量黑洞。这两种黑洞的发现和证认都是根据黑洞对周围物质的吸积过程和动力学过程。那么除了这两种之外,还有没有其他类型的黑洞呢?如果黑洞周围没有吸积过程,我们是不是就没有办法发现他们了呢?在这个系列的终结篇,笔者将带领大家认识一下在宇宙隐秘角落里的非主流黑洞。

待确认的黑洞系统:中等质量黑洞

在X射线双星中的黑洞,其质量大约是太阳的5到15倍,而星系中心的黑洞则拥有百万甚至上百亿倍的太阳质量。读者可能注意到了,这中间有一个巨大的跨度:为什么没有几百几千倍太阳质量的黑洞呢?这也是天文学家所困惑的问题。为了填补黑洞质量的间隙,很自然的会想到两种途径:从小往大,就是在X射线双星中寻找更大质量的黑洞;从大往小,就是寻找比银河系还要小很多的星系,他们中心的黑洞也要比银心黑洞小很多。近年来随着观测技术和条件的提高,很多杰出的研究团队踏上了寻找这种“中等质量黑洞”的征程。

1 极亮X射线源

X射线双星中的中等质量黑洞是和一类叫做极亮X射线源(Ultraluminous X-ray Sources;ULXs)的特殊天体紧密联系在一起的。“Ultra”在这里是什么意思呢?这需要先理解一个概念:“爱丁顿光度”。黑洞周围的气体受到黑洞引力而向内吸积,同时还会受到向外的辐射压力,也就是说被气体吸收的光子所携带的动量会使气体向外跑。因此X射线辐射还不能太强,否则气体就被吹跑了。那么辐射压力和黑洞引力的平衡点,就是爱丁顿光度,又称作爱丁顿极限。这个极限是由大名鼎鼎的爱丁顿爵士首先计算出来的。对,就是那个使爱因斯坦声名鹊起,又令钱德拉塞卡痛苦一生的爱丁顿。读过笔者之前文章的朋友应该对这个名字不陌生。对于每一倍太阳质量,爱丁顿光度的数值是1.3×10^31 瓦。那么对于一个10倍太阳质量的黑洞,其爱丁顿光度是1.3×10^32 瓦。然而从上世纪八十年代开始,在附近星系我们发现了一些 X射线源,其光度达到3×10^32 瓦以上,最高的甚至在10^34 瓦这个量级(图1)。这是一类很令人困惑却又极具科学价值的天体。他们并不在星系中心,因此不是超大质量黑洞,最有可能是X射线双星。如果它们的黑洞质量是和其他典型的X射线双星一样,那么其光度就超过了爱丁顿极限很多倍,这对经典的黑洞吸积理论提出了重大挑战;如果它们遵守爱丁顿极限,那么其黑洞质量就至少是太阳的20倍,最高可以达到上千倍,于是我们就找到了传说中的中等质量黑洞。这就是所谓“Ultra”的含义。

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图1. 触须星系(Antennae Galaxies; NGC 4038/4039)。这是正在并合中的两个星系,星系并合过程中形成了很多大质量年轻恒星,为极亮X射线源创造了条件。图中蓝色代表X射线辐射,星系中的蓝色点源很多都是极亮X射线源。其他颜色代表了光学和红外波段的辐射。(图片来源:http://chandra.harvard.edu/photo/2010/antennae/. Credit: X-ray: NASA/CXC/SAO/J.DePasquale; IR: NASA/JPL-Caltech; Optical: NASA/STScI)


近十五年来最新一代的X射线望远镜(Chandra X-ray Observatory 和 XMM-Newton)为极亮X射线源的研究积累了大量数据,使得我们不仅仅从光度,还可以从时变、光谱性质等等方面研究它们,并与典型的黑洞双星做比较。与此同时,黑洞吸积的理论研究也取得了长足进步,人们也初步了解了在哪些物理条件下可以实现超越爱丁顿极限的吸积过程。关于极亮X射线源的最新综述由清华大学冯骅教授与合作者完成[1]。这篇权威综述囊括了极亮X射线源观测性质的方方面面,并总结了人们对其物理本质的认识。现阶段最为学界所接受的观点是,大部分的极亮X射线源是由十几到几十个倍太阳质量的黑洞进行超越爱丁顿极限的吸积过程所产生的,而个别最亮的源(10^34 瓦级别)则有可能拥有成百上千倍太阳质量的中等质量黑洞。

中等质量黑洞存在的一个可能例子是 M82 X-1。这个极亮X射线源在星系 Messier 82(M82)中,距离我们大约1200万光年。现在对它的黑洞质量的测量结果是400倍左右太阳质量[2]。这个结果是利用黑洞双星的准周期震荡(就是近似但是不严格等周期的光变)与黑洞质量的关系得到的。这种方法仍然依赖于所选取的模型,因此不像动力学测量(即通过黑洞双星的轨道运动)那么被广泛接受。

读者可能会问,为什么不能用像本系列文章首篇中所讲的动力学方法呢?诚然,这应该说是极亮X射线源研究的“圣杯”;它将是中等质量黑洞存在与否的最直接最可靠的证据。然而动力学测量是通过伴星的光谱和测光性质来完成的。对于极亮X射线源而言,它的吸积盘不仅有很强的X射线辐射,在其外缘也有很强的光学辐射,会严重污染甚至掩盖来自伴星的辐射,给黑洞质量测量造成了很大的困难。但是困难是无法阻挡科学家的脚步的。国家天文台/中国科学院大学刘继峰教授团队完成了对极亮X射线源黑洞质量的首次动力学测量。他们对 M101 ULX-1 这个系统的黑洞质量的测量结果是20到30倍左右太阳质量[3]

最后需要指出的是,以前人们认为极亮X射线源是黑洞的专利,因为中子星的质量更小(1.4倍太阳质量),更难以产生极亮X射线辐射。然而2014年的一个意外发现推翻了人们的看法[4]。人们发现 M82 这个星系中的另一个极亮X射线源 M82 X-2 在硬X射线波段有周期为1.37秒的脉冲信号,这是中子星的典型特征,而黑洞虽然可能会有准周期震荡,但却没有严格的等周期脉冲信号。因此这是其黑洞解释的一个反证(联想本系列文章第二篇所列举的黑洞证据中,有一条就是不能有否定黑洞模型的反证)。在带给人惊喜方面,我们的宇宙永远不会令人失望。

2 矮星系中的黑洞

我们的银河系在宇宙中算是中等个头,拥有大约一千亿颗恒星。宇宙中还有比银河系小很多的星系,只有银河系的百分之一甚至更小,这些星系称为“矮星系”。很多矮星系都是主要星系的“卫星”。这当中最著名的当属大小麦哲伦云了(图2)。 随麦哲伦环球航行的天文学家在南大西洋上观测并描述了它们,当然那个时候还没有星系的概念,只是看到两团很密集的星,就笼统的称做“云”了(事实上他们并不是最先发现这两个星系的人)。大小麦哲伦云是银河系最主要的两个卫星星系。

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图2. 南半球星空中的大小麦哲伦云(图片来源:Wikipedia; Credit: ESO/S.Brunier)


星系中心黑洞的质量和星系的很多整体性质都存在正相关,那么既然矮星系的个头比较小,其中心的黑洞也很可能要小很多。因此矮星系就成了寻找几万到几十万倍太阳质量黑洞的最佳场所。测量矮星系中心黑洞的质量的一种方法是通过星系光谱中氢巴尔末发射线的光度和展宽。矮星系通常比较暗,中心区域尺度也比较小,因此获得其高质量光谱还是需要强力的望远镜(口径6米以上)和光谱仪。现在星系中心最小黑洞的纪录是5万倍太阳质量,其所在的星系是 SDSS J1523+1145(又称作 RGG 118)。这个测量工作是由和我同一个研究组的密歇根大学博士生 Vivienne Baldassare 在导师 Elena Gallo 教授的指导下完成的[5]

现在普遍认为像银河系这么大或者更大的星系中心是一定存在超大质量黑洞的,但矮星系却不尽然。一个著名的反例是Messier 33(M33)。由哈勃太空望远镜获取的数据显示这个星系中心不存在黑洞,即便是有,其质量上限也仅仅是太阳的1500倍[6,7]。但是根据其他星系所遵从的规律来推断,M33的中心理应有一个至少5万倍太阳质量的黑洞。那么有多大比例的矮星系中心存在黑洞呢?这是最近几年的一个热门研究课题,因为这个比例的大小可以揭示在宇宙最早期的第一批超大质量黑洞是如何形成的。

流浪黑洞搜寻:微引力透镜

“引力”和“透镜”都是大家非常熟悉的东西了,那么把这两个词放在一起是什么意思呢?物质的引力场能够使光线偏折,产生一种与我们常见的光学透镜很类似的效应,因此称为引力透镜。爱因斯坦在二十世纪30年代建立了引力透镜的数学基础,到现在引力透镜已经成为天文学中一个非常重要而且活跃的领域。质量巨大的星系或者星系团能够为背景天体生成十字或者环状的像,这种称为“强引力透镜”;而对于恒星甚至更小的行星级别的天体,它们在经过背景天体前方的时候只能将其光线收集起来从而使背景天体变亮(图3),这种称为“微引力透镜”。这种效应只依赖于作为透镜的天体的质量,与它自身的辐射无关,因此微引力透镜成研究暗弱天体的绝佳手段。黑洞自然就是其中之一。

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图3. 黑洞微引力透镜示意图(图片来源:NASA)


我们的银河系中应该有千千万万的黑洞。如果黑洞并没有恰巧在双星系统中,而是孤身一人在空荡荡的宇宙中流浪,那么我们就没有办法通过吸积活动所产生的X射线来探测到它们。这个时候,微引力透镜就成了最好的武器。我们《赛先生天文》专栏的主持人毛淑德教授于2002年首次利用微引力透镜探测到了恒星级质量的黑洞候选体 OGLE-1999-BUL-32(图4[8])。在微引力透镜事件中,背景天体从开始变亮到恢复正常的这个时间尺度是一个最关键的参数,它包含了透镜天体的质量、距离、速度等等重要信息。也正因为如此,透镜天体的质量信息很难被单独分离出来。但是如果这个时间尺度足够长(比如这次事件的640天),在这段时间内由地球绕太阳公转所产生的“视差”效应必须予以考虑。而正是这种额外的信息打破了参数的简并,从而使我们能够约束透镜天体的质量。天文学家就是利用这种原理探测到了黑洞候选体[8,9]。除了上面所讲的这个以外,还有另外两个探测到的候选体是 MACHO-96-BLG-5 和 MACHO-98-BLG-6。

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图4. 黑洞候选体微引力透镜事例 OGLE-1999-BUL-32 的光变曲线。整个事例的时间尺度是640天。内插图是背景天体亮度峰值部分的放大。(取自参考文献[8]


黑洞俘获恒星:潮汐瓦解事件

前面提到,星系中心普遍存在超大质量黑洞。然而大部分星系中心黑洞的吸积活动都很微弱,无法通过强烈的X射线和光学/紫外辐射来探测它们。我们如何来发现这些“沉寂”的黑洞呢?潮汐瓦解事件(tidal disruption events)是一个重要的手段。

什么是“潮汐瓦解事件”?潮涨潮落是大家非常熟悉的现象了,它是海水被太阳和月球引力相互拉扯的结果。物理上讲,只要一个物体各个部分所受到的引力不均匀,我们就说它受到了潮汐力的作用。黑洞周围自然是有很强的引力场梯度,物体靠近黑洞和远离黑洞的两端所受引力不同。如果这个物体自身的强度无法 hold 住这种差别,它就要被潮汐力撕个粉碎了。说到这,读者可能会想《星际穿越》中的 Cooper 船长和他的飞船在进入黑洞前并没有被撕碎啊。事实上,对于卡冈图雅这种超大质量黑洞而言,人和飞船都太小了,就像一个点一样,他们所遭受的潮汐力反而是比较温和的。但是对于恒星而言就完全不同了。黑洞在恒星身上施加的潮汐力是恒星自身的引力所无法克服的,恒星本身会被撕碎进而被黑洞吞噬。这就是潮汐瓦解事件。

恒星被黑洞瓦解之后的碎片会围绕黑洞形成一个暂时的吸积盘。此时的吸积活动非常剧烈,同时还有可能产生垂直于吸积盘的相对论性喷流,所以可以想见潮汐瓦解事件可以通过X射线爆发而被探测到。近年来最有名的一个潮汐瓦解事件是2011年3月28日由 NASA 雨燕(Swift)卫星发现的 Swift J1644+57,又称 GRB 110328A,距离地球38亿光年[10,11] 。这是人们发现的第一个产生喷流的潮汐瓦解事件,而且喷流的方向正好对着地球,使得它看起来亮了很多(相对论性多普勒增强效应),因此这次爆发事件备受关注。图5中的视频模拟了此次爆发的全过程。主角之一的超大质量黑洞最开始就躲在视频的左下方,不仔细看你可能都不会注意到。一颗懵懵懂懂的恒星误打误撞进入到黑洞的势力范围,它再想逃出去已经是不可能了。巨大的潮汐力瞬间将它撕碎,碎片形成一个吸积盘,物质被快速吸入黑洞。与此同时上下两个方向的喷流以接近光速的高速直插太空,其中一个喷流正好对准地球,向人类诉说着这颗恒星的悲惨命运。至于那颗黑洞,如果不是这次致命接触,我们或许永远都不会知道它的存在。但是它抓住了这个万载难逢的机会,牺牲了别人,照亮了自己,用宇宙中最残忍的方式刷了一回存在感。

根据现有的观测数据推算,一个普通星系中心的黑洞大概每一万到十万年会享受一次这样的饕餮盛宴[12]。考虑到宇宙中的亿万星系,潮汐瓦解事件发生的频率还是蛮高的(当然现在的观测技术只能捕捉到其中很小一部分),因此它成为研究宇宙中沉寂黑洞的一个有力工具。我们国家计划中有一个X射线监测卫星项目名为“爱因斯坦探针”(Einstein Probe),它的一个重要科学目标就是研究潮汐瓦解事件[13]

双黑洞的并合之舞:引力波

谈黑洞就不能不谈引力波。毕竟黑洞的本质是引力,而引力波探测是迄今唯一不需要借助任何电磁波辐射(不论是来自黑洞周围还是背景天体)的方法。因此引力波是寻找黑洞的终极手段。美国激光干涉引力波天文台(LIGO)在2015年探测到了两次引力波事件。关于引力波的意义以及这两次事件,想必读者已经了解了很多了,在此不再赘述。只谈一个笔者比较感兴趣的话题,就是第一次事件 GW150914 中不寻常的黑洞质量(第二次事件中的黑洞质量则是比较典型的恒星级黑洞的质量)。

GW150914 是由两个黑洞并合产生的。这两个黑洞的质量都是在30倍左右太阳质量,这对于天文学界而言是一个很出人意料的结果,以至于还有不少质疑这次发现的声音(当然这些质疑在第二次引力波事件 GW151226 之后基本都消除了;详见赛先生天文专栏文章《突发:LIGO宣布探测到第二个引力波事件,这意味着什么?》)。为什么出人意料呢?前面讲到了在X射线双星中发现的最大的黑洞也就15倍太阳质量,30倍太阳质量的黑洞从来没有确认过。读者可能会问了,15倍和30倍差别很大吗?事实上差别还真是挺大的。黑洞是大质量恒星演化的最终结果。大质量恒星本来在演化过程中就会因为星风流失大量物质,最后变成黑洞是要通过超新星之类的爆发,这一炸大部分的质量也都飞出去了。要想最后形成30倍太阳质量的黑洞,这个恒星需要有上百倍太阳质量[14] 。宇宙中的天体都是这样的,越大越亮的天体越少,而且是幂律衰减,因此100倍太阳质量的恒星极其罕见,30倍太阳质量的黑洞也就很难寻觅。但是在这个引力波事件中,我们不仅找到了,还找到了俩,这俩还手拉手转圈。人类真的如此幸运吗?天文学家是不相信有如此好运的,我们要探索的是这背后可能意味着哪些物理规律。这种大小的黑洞很有可能会揭示它们所在星系(或至少是它们周围的区域)一个至关重要的性质:金属丰度[14,15]

什么是天文学中的“金属”?不同于日常生活中的金银铜铁锡,天文学中除了氢和氦以外其他的全都称作金属。为什么?宇宙中的普通物质里,氢占四分之三,氦占四分之一,其余所有元素加起来连百分之一都不到,所以就一并处理了。这些元素虽然少,但却很重要。这些金属的原子能够提供非常多的跃迁能级,因此也就能够吸收更多的辐射。本系列文章首篇中曾有一张太阳光谱图,上面密密麻麻无数的吸收线基本都是太阳大气里的金属原子所提供的。如果只有氢和氦,那谱线就只剩寥寥几根了。当恒星大气吸收了来自内部的光子,就等于受到了一种向外推的辐射压力,因此有可能会脱离恒星而形成“星风”。越大的恒星其内部核反应越剧烈,辐射压强越强,因此通过星风吹走的质量就越多,甚至大到一定程度恒星结构会不稳定而解体。所以要想形成大质量的恒星,金属原子要非常少,用天文学的术语就是金属丰度要非常低。那么黑洞所在星系整个的金属丰度要非常低才能比较容易形成30倍太阳质量的黑洞,而如此低的金属丰度又为这个星系本身的形成和演化提供了重要线索。读者可以看到,30这么一个简简单单的数字就能为我们提供如此多的信息。

结语

从卡尔·史瓦西在一战的壕沟里给出爱因斯坦引力场方程的第一个精确解,到 LIGO 探测到13亿光年外黑洞并合所产生的引力波,整整经历了100年。在这一个世纪的历程中,黑洞从一个数学模型,演变为基本物理和天文学方方面面的核心研究对象。这一过程是人类追求对自身和对宇宙认知的最佳注脚。也许从人类有认知的那一刻起,就对夜晚遥远天际的一颗颗光点充满好奇。于是我们一笔笔勾勒出它们的样子,形成了一幅幅栩栩如生的星座图像;我们幻想它背后的故事,于是流传了牛郎织女的神话,烙下了童年关于圣斗士星矢的纯真记忆;我们渴望探索它的过去和未来,于是创作了星球大战、星际迷航无数部令人着迷的艺术作品。生在这个时代无疑是幸运的。技术的进步让我们拥有了越来越强大的武器去探索星空,探索星空背后的自然法则。为什么我们会相信在宇宙中会有黑洞这种如此奇妙的存在?当你拿到太空望远镜为宇宙拍的一个X光片,看着上面的一个个星星点点,当你敲击键盘画一个光谱,勾勒出如驼峰般的谱线,你会觉得黑洞就像在你的手边,你甚至可以感觉到它的悸动!期望有一天我们真的可以光临黑洞视界,看一看它的里边还隐藏着哪些不为人知的奥秘!

参考文献
[1] Feng, H., & Soria, R., 2011, New Astronomy Reviews, 55, 166
[2] Pasham, D. R., et al. 2014, Nature, 513, 74
[3] Liu, J.-F., et al. 2013, Nature, 503, 501
[4] Bachetti, M., et al. 2014, Nature, 514, 203
[5] Baldassare, V. F., et al. 2015, The Astrophysical Journal Letters, 809, L14
[6] Gebhardt, K., et al. 2001, The Astronomical Journal, 122, 2469
[7] Merritt, D., Ferrarese, L, & Joseph, C. L. 2001, Science, 293, 1116
[8] Mao, S., et al. 2002, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 329, 349
[9] Bennett, D., et al. 2002, The Astrophysical Journal, 579, 639
[10] Burrows, D. N., et al. 2011, Nature, 476, 421
[11] Zauderer, B. A., et al. 2011, Nature, 476, 425
[12] Komossa, S. 2015, Journal of High Energy Astrophysics, 7, 148
[14] Abbott, B. P., et al. 2016, The Astrophysical Journal Letters, 818, L22
[15] Miller, M. C. 2016, General Relativity and Gravitation, 48, 95

 楼主| 发表于 2017-5-12 08:53 | 显示全部楼层
本帖最后由 zhangms 于 2017-5-12 09:00 编辑

作者在第三篇 “隐秘的非主流”一文中讲到了爱丁顿光度,现再做下补充说明。

爱丁顿光度
爱丁顿光度(Eddington luminosity)也称为爱丁顿极限(Eddington limit)。爱丁顿光度是吸积天体所能达到的最大光度。天体在吸积周围介质的同时发出辐射,当吸积物质累积到一定程度,辐射压会阻止物质的进一步下落。此时天体作用在一个粒子上的引力与其受到的辐射压力达到平衡。

爱丁顿光度的表达式是:

01300000562986125871031781102.jpg

其中mp是质子的质量,σT是电子的汤姆逊散射截面,M和Mo和分别是天体和太阳的质量,Lo是太阳光度。上式表明天体吸积所能达到的光度与其自身质量成正比,并且太阳的爱丁顿光度是其光度的10^4倍。一般说来,普通恒星的光度远远低于爱丁顿光度,某些X射线双星和活动星系核的光度能够达到爱丁顿光度,伽玛射线暴、超新星爆发可以在短时间内超过爱丁顿光度。







发表于 2017-12-10 16:29 | 显示全部楼层
涨知识了又,但是看不懂啊,这就是一个文科生的尴尬
发表于 2017-12-13 10:51 | 显示全部楼层

涨知识了又,但是看不懂啊,这就是一个文科生的尴尬

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