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        如何理解超大質量黑洞 黑洞可“照亮”宇宙的物質組成

        2024-03-27 12:12:44旭隆

        如何理解超大質量黑洞 黑洞可“照亮”宇宙的物質組成

        出品:新浪科技《科學大家》、未來論壇

        撰文:王建民 中國科學院高能物理研究所研究員

        天文學家數 “星星”

        當你和好朋友仰望星空時,最先映入眼簾的是銀河系。數一數天上的星星,是一個非常浪漫的經歷,但在科學上,數星星是一件比較嚴肅的事情。

        數星星的工作讓科學家發現了天體在宇宙里的分布和運動規律,這也是最早的天文學研究方法。那天上的星星是什么?它的物理本質是什么?起源是什么?內部結構是什么?又如何演化?最終命運又是什么?這些疑問激起了物理學家的極大興趣。

        開普勒三定律的建立,完善了牛頓力學。牛頓力學體系的建立,讓人類能夠描述局部的宇宙是什么,太陽系八大行星的運動規律是什么。只是這樣的規律能不能適合于整個宇宙,這是現代宇宙學需要解決的問題。

        上個世紀20年代,最大的天文發現是哈勃定律的發現。今年剛好是哈勃定律發現90周年。這個發現,讓人類知道天外有“天”,不僅有“天”,而且“天”還是運動的“天”。

        1929年之后,眾多天文學家和理論物理學家對膨脹的宇宙進行探討。這也使人類對宇宙的了解取得了前所未有的成就,但也帶來了空前挑戰:暗物質與暗能量的問題。

        1915年,愛因斯坦提出了他最著名的廣義相對論。這個理論告訴大家,時空和物質是密切相互作用的。描述的是物質,描述的是時空。物質決定時空、時空決定物質分布,這是觀念上的一次革命。而對廣義相對論最嚴峻的檢驗,就體現在對宇宙動力學的理解。

        眾所周知,對牛頓引力定律的檢驗,是通過太陽系的幾大行星運動來完成的。對于廣義相對論的檢驗,可能需要通過對宇宙動力學和它膨脹歷史的測量來完成。這將是一個規模宏大的、持續最久的實驗與觀測。

        愛因斯坦在1916年,也就是發表廣義相對論一年之后,提出了量?,F在,我們知道在廣義相對論的方程里,必須要加一個暗能量項,這樣才能夠體現出宇宙可能是加速膨脹的。量的研究,現在已經成為物理學和天文學最令人困惑的難題。

        愛因斯坦引力場方程的奇點

        正是對愛因斯坦引力場方程求解,人類才知道,銀河系中心有一個430萬倍太陽質量的黑洞。1916年,K。 Schwarschild在第一次世界大戰的戰壕中,求解愛因斯坦引力場方程得到了第一個解。這個解出現了一個奇點:在R等于RS的時候變成無窮大,這就意味著光也逃不出來,進而意味著黑洞的存在。但在當時,這個理論的預言沉寂了很多年,直到上世紀60年代高能天體物理的興起,才使天文學家開始審視這個奇點的觀測意義。

        如何去檢驗黑洞的存在?德國天文學家R。 Genzel通過世界上最大的望遠鏡:VLT望遠鏡,由四個8米望遠鏡組成的陣列,進行了長達數十年的觀測,獲得了觀測檢驗黑洞存在的最強證據。

        這4臺望遠鏡干涉模式的空間分辨率可以達到幾個毫角秒,相當于從北京,能看到華盛頓比毫米級還小的物體。只有這個分辨率,我們才能夠分辨黑洞周圍的恒星,進而測量黑洞周圍的恒星運動和動力學,才能夠把黑洞質量精確的測量出來。

        通過觀測,我們發現黑洞旁的恒星在進行非常有規律的運動。2018年,科學家通過VLT觀測,發現恒星運動軌道已偏離了開普勒軌道,與廣義相對論預言一致,這也是對廣義相對論最直接和最可靠的檢驗。

        講到黑洞,不得不提1963年類星體的發現。上圖是美國天文學家M。 Schmidt,當時他在加州理工學院工作,正是他成功拍攝到射電強源3C273的光學光譜,成為人類發現的第一顆類星體。

        當時,這些寬達每秒數千公里的譜線十分令人困惑。但是如果考慮一個系統紅移,這些譜線就可以完全理解為氫原子的譜線。

        令人吃驚的是這個紅移相當大:z=0.158。要解釋這樣大的紅移,3C273的輻射能量將非常巨大,需要遠比核能高效的能源機制。

        這個發現也立刻成為物理界和天文界的熱點問題。到現在為止,有兩點能夠確定:第一,這個紅移肯定是宇宙學紅移,而不是局部區域的引力場產生的紅移;第二,能夠解釋這么大輻射能量只有超大質量黑洞的吸積過程,典型的黑洞質量大約是太陽的5億倍。這也是天文學家花了大約30年時間建立起的理論模型,其中的過程充滿了激宕思辨和爭論,堪稱天文學史中極為精彩的一章。

        如何理解超大質量黑洞

        超大質量黑洞即質量超過太陽質量100萬倍的黑洞,如何徹底理解超大質量黑洞,下一步工作就是建立可靠的方法測量它們的質量,獲得質量分布、研究它們如何形成和演化。

        那么,第一代超大質量黑洞在哪里?黑洞質量有上限嗎?它們對寄主星系是否有影響?作為宇宙學天體,我們能否從中獲得宇宙動力學演化和宇宙的膨脹歷史?

        人們為此探討了長達50多年,直到2018年,科學家在VLT上實現了干涉直接測量,空間分解了輻射線寬高達每秒幾千公里的輻射區域,使得黑洞質量能足夠精確測量,為黑洞研究和測量宇宙動力學的歷史帶來了前所未有的機遇。自此,黑洞作為宇宙燭光,為人類“照亮”了宇宙。

        到現在為止,我們已經對類星體標準光譜有了較為透徹的理解。類星體的輻射功率大概是從1010到1013的太陽光度,質量范圍大約是106-1010的太陽質量。這么大的數字已經很難利用除了數學之外的語言來表述,從這一方面也可以側面解釋天文數字的由來。

        由于類星體對天文學巨大的推動,它的發現者M。 Schmidt和理論解釋者D。 Lynden-Bell在2008年獲得了Kavli獎(編者注:該獎作為諾獎補充,主要授予在天體物理、納米科學和神經科學這3個領域做出基礎突破性貢獻的科學家。),但這也是在發現類星體的45年之后了。

        黑洞燭光:“照亮”宇宙膨脹歷史

        到現在為止,科學家從美國斯隆數字巡天(SDSS)中大約發現近50萬個處于活動狀態的超大質量黑洞。其實每個星系的中心都有一個超大質量的黑洞,它們處于休眠狀態,在電磁波波段看不到。有這么多超大質量的黑洞,它們如何照亮了劇烈演化中的宇宙,又如何為翻開宇宙的歷史打開一扇窗戶?

        根據哈勃定律,倒推宇宙歷史,我們可以得到宇宙來自于一次大爆炸。宇宙大爆炸最直接的證據來自于宇宙微波背景的發現。目前,微波背景的測量已經從地面挪到了太空,進入了精確宇宙學時代。

        宇宙學中最重要內容之一就是如何測量去丈量宇宙的幾何、如何去測量天體距離。100年以前,哈佛大學的Leavitt女士發現了造父變星的光變周期和它的光度有一個強相關:造父變星光度越大,光變周期就越長。這個關系的本質是由恒星結構本身決定的。依此可以測量銀河系以外的宇宙距離, 90年前哈勃就是采用這個傳統方法獲得“宇宙在膨脹”。

        經過一百年的測量,美國天文學家W。 Freedman領導的哈勃望遠鏡重點項目,測量出哈勃常數是,相對誤差為10%,這個測量的結果在2009年獲得了國際天文學會宇宙學最高級的獎項。2019年天文學家又提出了基于一類特殊的位于星系最邊緣恒星的測量,這類恒星的測量受紅化和消光影響最小,它測量出的哈勃常數是在左右。

        但是故事遠沒有結束,一方面造父變星測量只是臨近宇宙的哈勃常數;另一方面,由高精度宇宙微波背景測量的哈勃常數顯著比傳統測量方法小,而且顯著性接近5,這就是最近A。 Riess提出的所謂“哈勃常數危機”(H0-tention)。這是一個非常嚴峻的挑戰:要么標準宇宙學模型需要修改,要么傳統測量方法有難于克服的系統誤差,或者兩者都需要修改。

        Ia型超新星

        Ia型超新星是一類可以通過標準化方法實現宇宙距離測量的工具,比造父變星亮數個量級。這一工具的理論基礎來源于印度裔的美國物理學家S。 Chandrasekhar,他基于電子簡并壓提出白矮星質量有一個極限,如果超越這個極限,白矮星將會塌縮,并爆發形成超新星,因此可粗略作為標準燭光。由于這一類超新星的光譜中沒有氫元素和氦元素的發射線,被稱作Ia型超新星。

        M。 Phillips在1993年發現了將Ia型超新星標準化的定律:如果超新星持續爆發時間比較長,那么超新星就比較亮,這個關系使得利用超新星精確測量宇宙學距離變成了可能,否則,科學家就不會發現宇宙加速膨脹現象。

        美國的三個天體物理學家,S。 Perlmutter, B。 Schmidt和A。 Riess通過艱苦卓絕的觀測,在1998-1999年發表了宇宙加速膨脹現象。這是一個令物理學家無比困惑的觀測現象,因為引力會使得膨脹的速度減小,但是宇宙為什么還會加速膨脹?于是暗能量作為宇宙加速膨脹機制立刻成為天文和物理學交叉的最前沿課題。但到現在我們也不知道它們的本質是什么。因為發現宇宙加速膨脹的現象,這三位天文學家在2011年獲得了諾貝爾獎。

        利用超新星的測量宇宙距離時發現,紅移大于1.5以后,Ia型超新星的數量就急劇減少,這是恒星演化規律所決定的。宇宙距離的階梯在紅移1.5左右可能就斷了,丈量更高紅移的宇宙是天體物理學家所面臨的一個嚴峻問題。其中一個流行測量方法是通過重子聲波震蕩(BAO)的固有長度和張角來測量距離(還有特別是恒星級雙黑洞的引力波作為標準鈴聲)。

        但是這樣一個測量的結果,需要基于宇宙學膨脹歷史動力學的一個假設,只是相對測量,不是直接測量。我們可以對比一下低紅移和高紅移的現有BAO測量。高紅移的測量遠不能給予現有模型任何有效的限制。在低紅移里,又出現了前文提到的“哈勃常數危機”。

        在這個精確宇宙學時代,更多的高質量的數據卻使我們面臨了更大挑戰,呼喚我們去實現最基本和最純粹的幾何的測量。上個世紀的兩朵烏云中,對黑體輻射的高精度測量催生了“光量子”的誕生;現在對宇宙學距離的測量精度遠遠達不到黑體輻..度,這是對宇宙加速膨脹本質理解的最大障礙,因為現有實驗與觀測數據精度難于產生革命性理論。因此,這個時代呼喚著用純粹幾何學的方法測量宇宙的結構和膨脹的歷史。

        最近,歐洲VLT望遠鏡實現了重大的突破:在近紅外干涉技術下,VLT第一次實現了對I型類星體的干涉測量,空間分解寬發射線區域獲得了其角分布。測量的等效空間分辨率達到了10個微角秒。

        那么如何實現測量呢?近紅外干涉的測量原理與射電波段完全一樣,但對于在近紅外和光學方面的測量卻非常困難,因為相位差受到大氣影響,難于保持和測量。如果我們用VLT干涉測量類星體的核心,再采用光譜定位技術測量寬發射線不同位置光子中心之間有一個光行差。對光行差的測量可以獲得類星體寬線區相對于觀測者的張角。

        另一方面,我們通過測量類星體寬發射線光變相對于連續譜的時間延遲,乘上光速后,就得到了類星體寬線區的物理尺度。這一技術被稱為反響映射,目前已經非常成熟。兩者相除即可得到黑洞的角距離。

        VLT第一次實現近紅外的干涉測量成功測量遙遠宇宙學尺度上某個輻射區的角徑,而麗江兩米四望遠鏡可以完成反響映射測量,獲得這個區域的物理尺度。兩者相結合,就可以實現距離和黑洞質量的同時直接測量,我們得到哈勃常數為相對誤差為15%,這是一個很有希望的新方法,達到了珠聯璧合的效果。

        我們第一次在紅移z=0.158的尺度上實現了距離的直接測量,盡管相對誤差為15%,但未來隨著VLT和2米望遠鏡合作的開展,精度有望達到3%,甚至更高。

        這個測量有三個優點,第一,不依賴于消光和紅化改正;第二,不依賴于距離階梯的層層定標。這兩點正是標準宇宙學工具測量方法無法克服的困難。我們首次測得的哈勃常數正好是在微波背景輻射和超新星測量結果的中間。這就意味著標準宇宙模型中暗能量性質將得到觀測限制。

        到現在為止,這種聯合分析僅實現了對1個類星體距離的測量。近期,GRAVITY團隊告訴我,他們已經測量了第2個目標。今后我們就有可能實現更多類星體的距離測量,這將會對暗能量的性質給出精確限制,使得我們對宇宙學加速膨脹的歷史有一個新的認識。

        另外一類黑洞的新結果就是我們在麗江兩米望遠鏡上開展的對超愛黑洞的觀測研究。超愛黑洞是對超愛丁頓吸積黑洞的簡稱,這一類黑洞或將會給出高紅移宇宙的膨脹歷史。

        怎么做?我們知道黑洞的吸積有一個最大的吸積率,這個時候被吸積的物質受到的黑洞引力與輻射壓達到了平衡。

        這些黑洞的輻射有何特點?從這張圖上我們可以看到這些鋸齒狀的特征,它們不同于正常的類星體,是鐵一價離子的輻射,是超愛黑洞特有的。通過這些特征可以把類星體里面的超愛黑洞找出來研究黑洞吸積的飽和光度和黑洞的快速增長,即它是如何形成超大質量黑洞以及黑洞燭光測量距離。

        我們已經在麗江的望遠鏡上已經發現了飽和光度,使以飽和光度作為基礎的距離測量有了觀測基礎。精度比超新星要差一點,但是類星體的壽命要比Ia型超新星長得多,紅移高得多、數目多得多。中科院理論物理所的蔡榮根院士領導的小組,完成了對利用超愛黑洞測量宇宙學的模擬,檢驗了它的宇宙學測量能力。我們可能測量到宇宙在紅移1到4之間的膨脹的歷史。

        黑洞可“照亮”宇宙的物質組成

        利用這些黑洞,我們還可以把宇宙里的物質組成“照亮”。有理論估計表明,如果哈勃常數測量達到1%的精度,我們還可以了解宇宙的物質組分。我們將可以知道,在4%的重子物質里面有多少是中微子和它們的質量是多少?

        其實在宇宙里面還存在著超大質量的雙黑洞。當兩個黑洞共舞的時候,我們將能“看到”波長在幾光年到幾十光年尺度上引力波的壯觀漣漪。我們知道大質量黑洞存在于星系中心,由于星系會發生并合,這樣就意味著在星系的中心可能存在超大質量雙黑洞。

        距離在1kpc的雙黑洞在巡天結果中十分常見,但遺憾的是,我們到現在為止尚未觀測到距離小于1pc (約3.26光年) 的超大質量雙黑洞,嚴重阻礙了利用脈沖星計時陣列來探測納赫茲引力波的研究。

        因此,我們希望能夠通過探測大質量的雙黑洞和測量軌道參數,來幫助探測和檢驗納赫茲引力波。它們在哪里,它們的性質是什么?

        百赫茲的引力波和納赫茲引力波觀測檢驗上存在巨大差別。我們知道在一秒鐘內恒星級雙黑洞完成并合,產生了百赫茲引力波,我們不僅可以測量到波形,還可以測量到波形的變化。波形的變化對我們理解引力波和測距是至關重要的。然而對納赫茲引力波而言,我們不可能看到波形的變化。因為它的周期是在百年量級,它的并合時間是在千年。

        如何檢驗納赫茲引力波與雙黑洞的物理關系?幸運地是,我們同樣可以利用干涉觀測和兩米口徑望遠鏡的反響映射觀測聯合分析,對干涉相位曲線和反響映射的二維轉移函數進行獨立的測量,來實現對雙黑洞軌道參數的測量并檢驗引力波。這使得我們能夠有機會理解納赫茲引力波的性質。這是一個嶄新的研究領域,亟待從理論和觀測上有所突破。

        目前國際上對于理解暗能量有哪些觀測計劃?第一個是從2013年開始的DES(The Dark Energy Survey)計劃,由一個四米口徑的望遠鏡位于智利。DESI大型觀測計劃始于2018年,主要是星系光譜巡天測量BAO。還有美國下一代的WFIRST空間望遠鏡、歐洲空間局的Euclid,這些望遠鏡基本上是通過超新星和宇宙的大尺度結構來理解暗能量,或者還通過弱引力透鏡來理解暗能量,試圖來理解宇宙的膨脹歷史。

        在低頻引力波觀測方面,國際以百米以上的大型射電望遠鏡為主,觀測毫秒脈沖星陣列脈沖到達的時間延遲。幸運的是中國的“天眼”FAST將探測到更高質量的毫秒脈沖星,實現對脈沖星時延探測,有望未來能夠探測到納赫茲引力波,為揭示黑洞的演化做出應有的貢獻。更令人高興的是,中國已經加入到SKA并成為其中的一個重要的成員。對未來低頻引力波的測量,中國也有可能做出突破性的貢獻。

        上圖是從1936年到今年為止的這樣一個天體物理有關的諾貝爾獎獲得者排行榜。很遺憾尚未沒有中國人。從2011年2016年到2019年,三次諾獎都頒給了天體物理,特別是跟宇宙學和黑洞密切相關。我相信,黑洞能“照亮”宇宙,解鎖更多宇宙奧秘。中國加油!

        注:本文根據王建民研究員在2019未來科學大獎頒獎典禮上的演講整理而來,有刪減

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