2021-01-27 15:26:56聖天使

黑洞照亮宇宙 ——銀河系中心黑洞及其物理意義

银河系中心的黑洞可能正向我们 眨眼


(中國科學院高能物理研究所/作者:王建民)

本文選自《物理》2021年第1期


摘要 2020年度諾貝爾物理學獎頒發給為黑洞和超大質量緻密天體做出突出貢獻的三位科學家,他們分別從理論和觀測上提供了令人信服的證明和證據。他們的工作打開了理解宇宙中大質量天體命運的窗口。人們普遍相信超大質量黑洞存在於每一個星系的中心,是這些黑洞照亮了再電離時期的宇宙,也是它們為揭開宇宙膨脹歷史、暗能量宇宙演化性質、納赫茲低頻引力波等諸多謎團提供了十分強大的工具。預計未來5年內,反響映射和GRAVITY/VLTI聯合觀測將在以黑洞研究為支撐的領域取得重大進展。


關鍵詞 黑洞,活動星系核,類星體,引力波

2020年10月6日瑞典諾貝爾獎委員會宣布,因對黑洞理論和大質量緻密天體觀測研究,本年度物理學獎分別授予英國牛津大學羅傑·彭羅斯(RogerPenrose)教授,德國馬普地外物理研究所萊因哈德·根澤爾(ReinhardGenzel)教授和美國加州大學洛杉磯分校安德里亞·格茲(AndreaGhez)教授(圖1)。


其中,彭羅斯教授證明了黑洞是廣義相對論的必然結果,引力坍縮是大質量天體的必然命運;根澤爾教授和格茲教授在銀河系中心發現超大質量緻密天體(即銀河系中心的超大質量黑洞)。


新聞發布會上,諾貝爾物理學獎評委會主席戴維·哈維蘭德談到,「今年獲獎者的發現為研究緻密和超大質量天體開闢了新天地。但這些奇特的物體仍然提出了許多有待進一步解答的問題,並激發未來的研究」。物理學家和天文學家均認為獲獎是實至名歸。大質量黑洞研究正處於方興未艾的初創階段,關於它們如何形成與如何演化以及在宇宙演化中的重要作用等重大問題的探索才剛剛拉開帷幕。




圖1 2020年3位諾貝爾物理學獎獲得者。左起:羅傑·彭羅斯,萊因哈德·根澤爾和安德里亞·格茲


1 引 言

在愛因斯坦發表引力場方程不到半年的時間,德國 Potsdam 天文台台長,正在第一次世界大戰前線的施瓦西(K.Schwarzschild)在戰壕里求解了引力場方程,得到了第一個解析解,度規如下:




其中




為施瓦西半徑,G為引力常數,c為光速,AU為日地距離,大約為1.5×1013cm。度規中的第一項顯示出了引力紅移,第二項出現奇點Rs。這個奇點是真實的嗎?如此高的密度,這個大質量的物體在宇宙中是何種天體?縈繞在物理學家和天文學家頭腦中的這一重大問題在20世紀60年代才有了突破性進展。


施密特(M.Schmidt)於1963年發現了類星體,激起了彭羅斯對引力坍縮的濃厚興趣,在1964年底證明了這個奇點是廣義相對論的必然結果,即黑洞是大質量天體的必然命運[1]。然而,對類星體的物理理解卻經歷了20多年的時間。在探索宇宙的道路上,對大質量黑洞的研究中充滿了挑戰和艱辛。


美國天文學家賽弗特(K.Seyfert)最早注意到某些星系的中心區域特別亮。他首次拍攝了NGC4151等6個星系的核心光譜,被後人稱為賽弗特星系,或者活動星系核。令人驚訝的是,光譜被發射線主導而且譜線輪廓寬度高達每秒6000 km,完全不同於恆星光譜。令人遺憾的是,這些結果並沒有受到同行的重視。


直到1958年 Chicago 大學 L.Woltjer 在他的博士論文裡深刻地認識到,這些寬發射線所在的核心區域,一定被一個 108 M⊙質量的強引力場束縛,才不至於土崩瓦解。這個深刻認識其實來自一個簡單判斷:如果這個每秒 6000 km的速度對應於熱運動速度,那麼這個區域的溫度將達到 108 K以上,所有的元素都將全部電離,這樣就不可能看到發射線,因此,這個運動速度一定是非熱運動。除了紅移,NGC4151的光譜與類星體無異,這些物理思考已經非常接近預言類星體的存在了,但是複雜凌亂的天文現象遮擋了深層次的物理圖像。


然而,類星體研究的第一個大問題是,它們紅移的本質是什麼?是宇宙學紅移還是局部物理過程引起的紅移?從1960年代開始,著名學者領導的兩個學派堅持各自的學術觀點,進行了十分激烈的爭論。隨着類星體樣本數量增加,紅移越來越高,紅移的宇宙學起源在經歷了20多年的爭論之後,逐漸成為科學界的共識。勝利屬於具有敏銳智慧的學者。


在宇宙學起源的假設下,前蘇聯著名天體物理學家Y.Zel′dovich教授(蘇聯原子彈之父)和美國康奈爾大學E.Salpeter教授,在類星體發現之後不到一年的時間裡,各自獨立地提出超大質量黑洞存在於星系中心,由於吸積周圍氣體釋放出大量能量,形成類星體。


這一大膽充滿睿智的解釋奠定了類星體內部結構的基本框架,人類對能源機制的認識又從核能回到了引力能。如果賽弗特星系和類星體是由星系中心黑洞的吸積產生,在河外星系觀測啟發下,一個自然的問題是銀河系中心是否存在黑洞?根澤爾和格茲教授就是在此信念支持下,對銀河系中心進行了長達30多年的觀測研究,從觀測上證明了超大質量黑洞的存在。這一里程碑式的進展,獲得諾貝爾物理學獎是實至名歸。


银河系中心黑洞想象示意图


2 銀河系中心大質量黑洞

雖然早在百年前哈佛大學 H. Shapley教授就已經確定了銀河系中心位置,但直到1960年代,射電天文觀測發現銀河系中心區域的射電輻射很強後,才極大地促進了對銀河系中心的大規模研究。然而,要精密檢測這個區域的物理條件,首先需要克服三大困難:(1)中心輻射區域具有很多氣體和塵埃,因此消光和吸收十分嚴重;(2)需要高空間分辨率的觀測設備,即大口徑望遠鏡,特別是物理目標集中在檢驗是否有大質量黑洞時,要求空間分辨率高達毫角秒,只有10 m級望遠鏡才能實現;(3)地球大氣擾動極大地限制了空間分辨率,必須採用自適應光學消除或者極大減弱擾動效應之後,才能觀測中心區域的物質分布和時空。

觀測技術經歷了大約三個階段,使得空間分辨率達到了目前的10微角秒。(1)光斑干涉技術階段:為了減弱大氣擾動干擾,觀測時控制曝光時間使之短於大氣擾動時標,然後把圖像疊加起來,可以有效減弱干擾;(2)自適應技術應用階段,使得恆星圖像變得清楚足以測量出恆星軌道;(3)光干涉階段,測量恆星軌道十分精確,並可以測量恆星光譜的引力紅移和軌道的施瓦西進動。天文學家製造了功能強大的終端儀器,馬普地外物理所根澤爾團隊研製了:8m VLT+NACO(成像)+SINFONI(光譜);加州大學洛杉磯分校格茲團隊研製了:10 m KeckOSIRIS。三個階段的技術不斷提高,不斷縮小測量半徑及其以內的質量,最終提供了足夠證據表明超大質量黑洞的存在。

與之相應的觀測研究大致經歷了5個主要階段:

(1) 研究初期,只能通過觀測中心氣體動力學的方法進行。在1970年代美國伯克利團隊發現銀心氣體的運動速度很快,高達 200km/s,意味着大質量引力勢的存在。這是大質量黑洞存在的最早證據。

(2)1990年後期,根澤爾團隊利用歐洲南方天文台的 3.5 m 新技術望遠鏡(New TechnologyTelescope)觀測獲得進展,雖然不能分辨單一恆星及其軌道,但是可以測量中心區域內恆星速度彌散。他們發現中心恆星速度彌散滿足 v∝R-1/2,顯然,這一觀測證明了大質量引力勢的存在[2]。

(3)格茲團隊利用 10 mKeck 望遠鏡通過光斑干涉技術分辨出銀心存在若干個恆星[3],並開始測量恆星軌道。稍後幾年,根澤爾團隊不斷縮小銀河系中心半徑範圍,測量了中心質量。

(4)從2000年 Keck望遠鏡裝配了自適應光學系統之後,大氣擾動得到了極大改善,能夠清晰分辨並測量出恆星軌道。圖2(a),(b)顯示恆星S2的軌道以及投影速度。其橢率大約是0.88,近心點為17光時,到地球的距離為8 kpc。從 1995年開始直到2020年為止,已知周期最短(16年)的S2恆星在30年間大約經歷了2個軌道周期,對軌道的精確測量獲得了精度在5%的可靠黑洞質量 M =4.3 ± 0.20 ± 0.30 ×106 M⊙。隨着空間分辨率的提高,分辨半徑以內的天體質量不再發生變化(圖2(c))。在能夠空間分辨的最小半徑內,即在125個日地距離內的密度為 5×1015 M⊙·pc-3 [4] 。在已知的大尺度天體中,如此高的密度只能是黑洞,各種高密度的星團都會在很短的時間內坍縮而變成黑洞。




圖2(a)周期最短的恆星S2軌道;(b)該恆星投影速度隨軌道變化;(c)隨着空間分辨率的提高,分辨半徑以內的天體質量不再發生變化[4]


(5)經過5年時間,2017年根澤爾團隊花費大約8000萬歐元成功研製出GRAVITY終端設備,並將其裝配在歐洲南方天文台甚大望遠鏡干涉陣列(VLTI)上。短短的8個月後,在近心點處他們精確測量了S2光譜的引力紅移為 6.7× 10-4 (相當於速度為200km/s)[5]。更令人驚奇的是,GRAVITY團隊還高精度地測量了S2軌道的施瓦西進動速度: δϕ =12′/周期[6],比太陽系水星的施瓦西進動幅度43″/世紀大100倍。這兩項觀測毫無爭議地證實了黑洞的存在及其廣義相對論效應。


第5階段的工作最終促成了這個崇高榮譽。特別值得注意的是,目前尚未確定銀河系中心是否還有質量比低於10-3的小黑洞,是否組成一個引力束縛的雙黑洞系統。如果存在,那麼銀河系中心就會變成理想的引力波實驗室。時下有關理論研究是一個熱點課題。目前馬普所的天文學家們正在積極進一步提高儀器性能,以能夠測量出銀河系中心黑洞的自轉角動量,這樣才能完整地描述黑洞的物理狀態。


根澤爾和格茲在儀器設計和觀測方面均是行家裡手,同時也都具有長期堅持不懈的專注品質,造就了今天輝煌的學術成就,為大質量黑洞存在於宇宙之中提供了最為堅實的觀測基礎。同時,超大質量黑洞作為星系的一部分,為研究星系的形成與演化、丈量宇宙和納赫茲低頻引力波打開了未來探測之門。


银河系中心附近发现一个巨大的黑洞


3 河外大質量黑洞

不同於測量銀河系中心,對活動星系核中黑洞質量地測量相對要容易。這是因為在黑洞周圍存在寬線區,可以採用反響映射監測核區光譜變化,獲得寬發射線和連續譜的光變曲線,測量出兩者的時間延遲,它就是寬發射區的特徵尺度。通過物理模型與觀測數據的詳細擬合,可以獲得高精度的黑洞質量。到目前為止,採用反響映射大約測量了150個活動星系核的黑洞質量,僅占活動星系核總數的0.3%,大量研究工作有待完成。


首個亟待回答的問題是,銀河系中心存在大質量黑洞這一結論是否適合於所有星系?嚴格來說,這個問題至今並沒有準確的回答。可以肯定的是,所有活動星系核中心都有至少一個黑洞(某些有雙黑洞),從它們占所有星系的比例和活動星系核演化的角度來看,大部分星系的核心應該都有一個大質量黑洞。


其次,1998年,天文學家利用哈勃望遠鏡觀測附近星系,通過恆星動力學方法獲得了大約30多個中心黑洞質量,驚奇地發現黑洞質量與星系核球質量成正比,比例因子大約為0。2%,也就是說,黑洞與星系核球存在共同增長。這是令人十分困惑的,因為從尺度上來說,兩者相差8—9個量級,實現共同演化十分困難。這其中一定存在某種機制使得兩者增長同步。但恆星形成與黑洞吸積之間存在107~108年的時間延遲。黑洞活動的反饋機制是一種十分可能的過程,但是反饋機制的觀測研究卻十分困難,尚缺乏強烈的觀測證據。


事實上,河外星系中心的黑洞質量測量精度很低,大約為 0.3 dex左右,相對誤差大約200%,依此得到的共同演化結論令人擔心。這一粗糙的精度完全掩蓋了共同演化的具體行為細節,例如恆星形成與黑洞活動之間存在一定的時間延遲(107~108年),兩者之間是否存在因果關係?只有精度明顯好於50%時,才會看到這些細節,如何高精度測量黑洞質量是一項十分緊迫的任務。


4 丈量宇宙的新標尺

歐洲普朗克衛星高精度測量了微波背景輻射,基於宇宙學標準模型可以得出哈勃常數最新測量值 H0 = 67.4± 0.5 km s-1 Mpc-1 ;與此同時,諾貝爾獎獲得者里斯(A.Riess)等人利用傳統造父變星和超新星等距離階梯工具得到的最新測量值 H0 = 74.03 ± 1.42km s-1 Mpc-1。兩者差異在4.4σ以上,被稱為哈勃常數危機,如圖3所示。能否建立一個獨立於現有測量工具的新方法?特別是,幾何測量方法,在已知的宇宙學天體中,只有類星體和活動星系核是候選幾何測距天體。干涉觀測可以測量活動星系核寬線區角尺度( ∆θ ),反響映射可以測量其對應的線尺度( ∆R ),幾何方法直接給出距離




歐洲南方天文台光學干涉陣列GRAVITY/VLTI首次空間分解了3C273的寬線區幾何[7],為實現幾何測距奠定了基礎。實際測量時,應該考慮寬線區的空間分布模型,距離和黑洞質量是其中的參數,完整擬合光變曲線和干涉信號,可以同時得到這兩個最重要的參量。這套幾何方法既不同於傳統距離階梯工具,也不同於宇宙背景輻射測量。中國科學院高能物理研究所王建民團隊率先將幾何方法成功應用於3C273,測量出






,精度達到16%[8]。若能完成大約50個活動星系核樣本的觀測,實現精度為1%—2%的哈勃常數測量,將為解決日益尖銳的哈勃常數危機提供新途徑[9]。圖3顯示了與1900年代「量子」概念誕生的對比,GRAVITY/VLTI及其下一代儀器GRAVITY+和反響映射觀測將直接測量紅移高達 z =2-3 的類星體,有望實現丈量宇宙,揭開膨脹歷史,為理解暗能量物理打開了一條「幾何通道」。





圖3目前哈勃常數危機面臨的挑戰,不免使人想起了1900年代黑體輻射研究中出現的「紫外災難」。從高移測量哈勃常數與低紅移傳統方法完全不能吻合。黑體輻射函數的精確測量催生了普朗克「量子」概念,只要哈勃常數得到足夠精確測量之後,必然揭開「暗能量」背後的新物理


双黑洞合并模拟


5 大質量雙黑洞和低頻引力波

大質量雙黑洞作為星系併合的必然產物必定存在於星系中心。自從LIGO探測到恆星級黑洞併合產生的百赫茲引力波(gravitationalwaves,GWs)之後,天文學家正在大力開展利用「脈衝星計時陣列」(Pulsar TimingArray,PTA)探測大質量密近雙黑洞(Close binary of supermassive blackholes,CB-SMBHs)納赫茲引力波(Nano-GWs)的觀測研究。然而,與LIGO探測模式完全不同,PTA探測和檢驗面臨兩大困難有待突破:

(1)Nano-GWs隨機背景輻射探測已經看到曙光,而探測單一CB-SMBH的Nano-GWs是一項有重大突破意義的物理課題,國際上競爭十分激烈。但是,面臨的首要困難是如何證認CB-SMBHs目標。需要單獨搜尋和證認出鄰近的雙黑洞,將盲搜變成有目標性的搜尋。

(2)CB-SMBHs的軌道周期很長,併合時標更長,PTA觀測只能得到Nano-GWs的波形片段,無法得到併合時期啁啾階段的波形變化。必須採用其他獨立的方法獲得軌道參數,才能檢驗Nano-GWs的物理性質。


我們已經提出解決這些問題的關鍵方案:利用反響映射和VLTI的干涉觀測證認出若干個CB-SMBHs[10,11],並測量它們的軌道參數,與國內FAST-PTA以及國際上諸多PTA網絡一起探測才能檢驗引力波的物理性質。這也將推動黑洞併合過程研究、星系併合及其演化研究。目前GRAVITY團隊已將這個研究方案列為核心科學目標(https://www.mpe.mpg.de/ir/gravityplus),有望在未來五年內獲得突破性進展。


最後,簡單介紹另一個熱門重大課題——超大質量黑洞的形成問題。理論上有兩類模型:(1)原初分子雲的直接坍縮形成大質量黑洞;(2)種子黑洞通過超愛丁頓吸積快速增長為超大質量黑洞,而種子黑洞則由恆星級黑洞形成。值得注意的是,這兩種形成機制並沒有解釋超大質量黑洞為何位於星系中心,否則,宇宙中應該存在很多孤立的大質量黑洞。回答這些重大問題,全世界天文學家都等待着美國即將發射的JamesWebb空間望遠鏡對高紅移星系和類星體的觀測。


银河系中心也存在巨型黑洞,其位置在人马座A 附近


6 結論與展望

銀河系中心黑洞的發現是物理學和天文學中里程碑式的進展,它極大地激勵了對超大質量黑洞的研究興趣。首先,超大質量黑洞作為星系的一部分如何與星系之間相互作用並對星系的演化起着極為關鍵的作用?第二,它作為宇宙學探針,將對丈量宇宙和膨脹歷史發揮關鍵作用,進而對探測暗能量物理性質起到重要的推動作用;第三,作為引力波探測的下一次突破,引力波源及其納赫茲引力波的物理性質均需要GRAVITY/VLTI和反響映射獨立測量雙黑洞的軌道參數之後才能得到觀測檢驗。人們熱切期待着引力波和宇宙學研究領域取得突破性進展。---(光明網)


參考文獻

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[2] Eckart A,Genzel R. MNRAS,1997,284(3):576

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[4] Genzel R,Eisenhauer F,Gillessen S. Rev.Mod. Phys.,2010,82:3121

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[6] Gravity Collaboration. A&A, 2020,636:L5

[7] Gravity Collaboration. Nature,2018,563:657

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[10] Wang J M,Songsheng Y Y, Li Y R et al. ApJ, 2018,862:171

[11] Songsheng Y Y, Wang J M, Li Y R et al. ApJ, 2019,881:140


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