正文

人类获得首张黑洞照片

  百年谜团,终于揭晓,人类对黑洞研究将迈入一个新的阶段。可以说“人类首张黑洞照片”是在2016年发现引力波之后人们寻找到了爱因斯坦广义相对论最后一块缺失的拼图。

  本文将借黑洞第一张照片诞生之际,从十个方面简单谈谈黑洞的过去、现在和将来。由于黑洞相关知识太丰富,本文肯定不全,欢迎批评指正。

  黑洞前生今世

  我们知道由于地球引力作用,扔出去的物体一般在空中划过一道优美的弧线就又落到地球上,但如果抛出速度达到或超过第二宇宙速度时(~11.2千米/秒),这个物体就会逃脱地球的引力束缚。1795年,法国物理学家、天文学家和数学家-拉普拉斯基于牛顿引力理论和光的粒子学说提出宇宙中存在着这样一种天体:如果一个发光的恒星,其密度类似于地球,但直径比太阳大250倍,那么由于该恒星的自身引力,即使光子也逃脱不了这个颗恒星,从而导致人类根本无法观测到它,这就是所谓的“暗星”。随着1801年托马斯·杨的双缝干涉实验的成功,绝大多数物理学家开始支持光的波动性,拉普拉斯自己也认为光的粒子性假设有些不靠谱,自己也放弃了,于是“暗星”这一提法也就慢慢的淡出了人们的视野。

  1905年爱因斯坦提出狭义相对论之后,1916年,他又创造性地提出了广义相对论,场方程为:

  方程左边代表时空弯曲,右边代表物质,其核心概念就是引力导致时空弯曲,一句来自惠勒的优美解释就是:物质告诉时空如何弯曲,时空告诉物质如何运动。由于该方程是高度非线性的,一般不能简单求解。爱因斯坦本人都认为这个方程只能得到近似解,万万令人没有想到的是,德国天文学家史瓦西看到了爱因斯坦场方程后,在引力场球对称假设下,得到了第一个广义相对论的精确解。这令爱因斯坦大为震惊,不过不幸的是这位科学巨匠于1916年在战场上患病去世。在这个精确解中存在两个奇异点(R=0和R=2GM/c2,其中G为万有引力常数,M为质量,c为光速),其中一个是坐标系选择带来的(即换一个坐标系可以避免这个奇异点,即R=2GM/c2),另一个奇异点R=0是本质的,在这一点时空曲率和物质密度都无限大,在这一点所有的物理规律都失去了效果。奇点外面存在一个“视界(eventhorizon)”,在视界以内的区域时空曲率足够大,连光子都难以逃脱,一切物质只要落入这一区域,它立刻就会消失的无影无踪,就像一个无底洞,即我们所说的“黑洞”(记住:“黑洞”的概念这时还未提出来)。对于这种不带电荷、没有旋转、球对称的黑洞,我们称为史瓦西黑洞。对于太阳来说,如果塌缩成一个史瓦西黑洞,则黑洞视界大小约为3公里,对于地球来说,如果压缩成黑洞后,视界半径还不到1厘米。

  印度裔美籍科学家钱德拉塞卡在1930年提出白矮星存在质量上限概念后,他的导师爱丁顿立刻认识到如果接受钱德拉塞卡的分析,那么大质量恒星演化的最终结局就不可避免的塌缩成中子星或黑洞。虽然爱丁顿是当时能理解广义相对论的少数几个人之一,但他自己不能接受白矮星质量上限的理论这样怪异说法,害得钱德拉塞卡在英国混不下去了(有兴趣可以读读他们的故事)。1939年,原子弹之父-奥本海默利用广义相对论计算了无压力气体组成的均匀球塌缩过程,发现球体将不可避免会切断和外部世界的通信联系,这也是第一个关于黑洞形成的理论计算。关于引力球塌缩问题很长时间并没有引起别人的注意,直到上世纪五六十年代,美国物理学家惠勒(物理大师-费曼和索恩的导师)进一步研究了这类天体的塌缩问题,并认为这一结论应该是正确的,并于1967年的一次会议上正式提出“黑洞”一词用来取代以前的“引力完全塌缩星球”这一冗长的称呼,“黑洞”一词简洁明了,又能很形象的描述这类天体的性质,因此很快被人们接受。同一时代,克尔(Kerr)等人又找到了一个旋转黑洞的精确解,对应的旋转黑洞被称为克尔黑洞(相比史瓦西黑洞而言,克尔黑洞具有角动量或自旋),在旋转的克尔黑洞中,黑洞视界大小与黑洞自旋有关。

  黑洞具有强大的引力,本身并没有光子辐射(先不谈霍金辐射,机制不同),那么我们怎么能够看得见它呢?确实如此,如果宇宙中存在一个孤零零的黑洞,我们确实无法从电磁手段观测到。但黑洞强大的引力可以把周围的等离子体俘获,这些被俘获的物质会围绕着黑洞旋转,形成所谓的“吸积盘”,离黑洞不同的距离旋转速度不同,物质之间产生摩擦,导致吸积盘温度升高,使俘获物质的一部分引力能变为热能辐射出去,从而被我们观测到。因此,并不是黑洞本身发光,而是黑洞视界外面的吸积盘发光,让我们有机会看到它。

  由于“视界”望远镜观测到的就是黑洞周围电磁辐射过程,因此有必要简单描述一下黑洞吸积盘(如果感兴趣可阅读上海天文台袁峰研究员的一篇综述文章-Yuan&Narayan2014ARA&A或黑洞大咖-卢炬甫老师中文综述文章-1999年在天文学进展发表的《黑洞吸积盘理论进展》)。对于不同吸积率(单位时间吸积物质的多少)情况下,主要存在3种吸积盘模型:

  01

  低辐射效率吸积盘模型

  在黑洞吸积率很低时,吸积盘光深很小,被加热的离子几乎不辐射,又没有把大部分能量转移给电子辐射,因此形成一个双温盘(离子温度远高于电子温度),温度高导致盘是厚的(H/R~1,H为盘厚度,R为到黑洞距离),此时吸积物质的大部分引力能都被离子带到黑洞里去了,所以我们称之为低辐射效率吸积盘,这类吸积盘主要存在于活动性不太强或者接近休眠的黑洞中(目前视界望远镜看的两个超大质量黑洞都属于这一类吸积过程);

  02

  标准吸积盘模型

  当吸积率比较大时,吸积盘光深远大于1,电子和离子碰撞频繁,吸积盘辐射很有效,形成冷盘,盘也比较薄(H/R远小于1),此时吸积盘辐射效率高达10%左右(远远高于化学能或核能的转化效率;如果黑洞转的很快,辐射效率高达惊人的40%),这类吸积盘主要存在于正直壮年的类星体中(或者高软态的黑洞双星);

  03

  细 盘

  当黑洞吸积率非常高时,由于吸积盘光深非常非常大,有可能导致盘中间辐射的光子还没来得及逃出盘表面,就被带到黑洞里了(光子囚禁现象),此时盘温度也会升高,高温导致吸积盘也是厚的(可参考中科院高能所王建民研究员、中国科大袁业飞教授和厦门大学顾为民教授在细盘方面研究结果)。由于此时很多辐射光子能量被带入黑洞,因此吸积盘辐射光度增加并不快,甚至黑洞辐射光度可能达到饱和,若如此这类黑洞可以作为标准烛光用来研究宇宙学(有点像Ia型超新星,中科院高能所王建民研究员对这类黑洞天体研究较为深入并取得了很多重要结果)。

  1、恒星级黑洞-黑洞X射线双星

  3-20个太阳质量

  X射线双星由一颗辐射X射线的致密天体和一颗普通的恒星组成的双星系统,其中致密天体可能是黑洞、中子星或者白矮星。当致密天体为黑洞时,我们就称之为黑洞X射线双星。那么我们怎么才能知道其中的致密天体是黑洞呢?在X射线双星中,中心致密天体通过洛希瓣或星风吸积伴星的物质,形成吸积盘,对于恒星级质量的黑洞或中子星来说,吸积盘内区的温度非常高,辐射主要在X射线波段,因此我们更容易从X射线波段发现它们,对于爆发类天体,射电观测等或许能提前知道爆发信息(可参考上海天文台余文飞研究员和国家天文台刘继峰研究员等人在X射线双星方面相关工作)。对于两个天体组成的绕转系统来说,如果轨道角度合适,则有可能看到蚀现象,这样可以测到周期性变化。即使没有看到蚀现象,由于绕转,作为伴星的恒星谱线会呈现出正弦多普勒位移特征,这种特征也可以得到绕转周期(谱线的周期就是黑双星绕转周期)。通过恒星颜色,现在可以很好的确定其伴星的质量。如果合理确定双星轨道倾角,那么就可以计算出中心致密天体的质量。在上世纪60年代,通过X射线观测,发现天鹅座X-1(CygX-1)是一个非常强烈的X射线源,其伴星为一颗超巨星,质量约为20个太阳质量,其轨道周期约为5.6天,通过谱线多普勒效应测得的速度约为70公里/秒,计算发现这个X射线源的最小质量也应该是5个太阳质量,如果采用更合理的倾角(倾角不太好测量),其质量大约为10个太阳质量,这远远超过了白矮星或中子星的质量上限,因此它很有可能就是“黑洞”,因此这个源被认为是第一个最佳的黑洞候选体。到目前为止,在银河系内已经发现几十颗黑洞X射线双星候选体,其质量约为5-20个太阳质量黑洞,当然还有更多的黑洞还在黑暗中沉睡。如果想了解更多,可以阅读中科院高能所张双南研究员关于X射线双星的综述文章(FrontiersofPhysics,2013,8,630)或高能所很多老师的工作(不一一列举)。通过黑洞X射线谱以及铁发射线拟合还可以测量黑洞的第二重要参数-自旋,目前有十几个黑洞双星已经较好的测定了这个参数(可参考国家天文台苟利军研究员的工作)。

  图3.1.1 部分比较确定的X射线双星中的黑洞候选体

  资料来源:http://mintaka.sdsu.edu/faculty/orosz

来源:知社学术圈 吴庆文
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