學點兒黑洞基礎知識

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想了解第一張黑洞圖片的拍攝？

先學點兒黑洞的基礎知識。

事件視界望遠鏡（The Event Horizon Telescope，簡稱EHT）並非真實存在的巨型射電天文望遠鏡，而是由全球眾多射電望遠鏡組成的合作項目。今年，EHT剛剛完成了對銀河系中心的巨型黑洞人馬座A*的拍攝工作，而具體的報告則要等到明年了。在漫長的等待期間，我們不妨先學習一些知識。

本文將為大家簡單介紹一下黑洞的基礎知識。我盡量不寫公式，讓大家有一個更直觀的了解。

人馬座A*的位置，圖片來自ESO官網

黑洞的研究歷史可以追溯到數百年前。1796年，英國劍橋大學的學監米歇爾(Michelle)和法國科學家拉普拉斯(Laplace)先後根據經典力學，提出「暗星」的概念。拉普拉斯很早就得到了這個結果：他們推測，一顆質量足夠大、足夠緻密的恆星，可能看上去是暗的和黑的。實際上對於任何星體，包括我們的地球，都存在著一個叫逃逸速度的特定速度。米歇爾和拉普拉斯的思路是：如果用這個速度向外發射一個物體，那麼這個物體會恰好進入一個永久外軌道。地球的逃逸速度約是11.2km/s，這比我們日常生活中較快的交通工具的速度都要大得多。那麼，如果存在一個質量非常大但是體積極其小的天體，其逃逸速度就有可能達到甚至大於光速，這樣光在臨界距離內也無法逃脫。後來我們稱米歇爾當時向英國皇家學會提交的論文為黑洞的第一篇文獻。

今天看來，這個思路並不正確，因為牛頓的萬有引力是只適用於引力較弱的情況的理論。黑洞的正式提出，還需要廣義相對論作為理論工具。

1905年到1915年這十年里，愛因斯坦逐步建立了廣義相對論。他不再將引力看做一種作用力，而是將其看做一種幾何效應，認為物質的分布將導致時空產生彎曲，並將四維平直時空推廣到了彎曲時空（不扭曲），相應的數學工具也由被稱為「偽歐幾何」的閔可夫斯基幾何變成了描述彎曲時空的黎曼幾何。而廣義相對論在引力較弱的時候，就會退化到牛頓的萬有引力理論。實際上，在當今的天文學研究過程中，如非必要，仍是以牛頓的經典力學為主要工具。

愛因斯坦正式發表了廣義相對論之後不久，在第一次世界大戰的戰壕里，德國天文學家史瓦西就給出了愛因斯坦的廣義相對論方程的第一個精確解。愛因斯坦讚歎道：「我沒料到有人會在這麼短時間內給出這樣的精確解。」

黑洞的經典圖像

愛因斯坦場方程，用惠勒的話解釋，就是物質告訴時空如何彎曲，時空告訴物質如何運動。

廣義上講，黑洞的現代定義是：一個（有限的）空間區域，信號可以進入但沒有信號可以發出，這一區域就稱為黑洞。奧本海默等人首先利用廣義相對論計算暗星，得到和拉普拉斯一樣的結果。1964年，惠勒利用計算機模擬證明中子星坍縮會生成暗星，並將正式將暗星命名為黑洞。

惠勒亦曾用「無毛定理」來描述處於平衡態的孤立黑洞——只需質量、角動量和電荷三個參數即可描述它們。其中，不旋轉且不帶電的是上文提到的史瓦西黑洞，帶電而不旋轉的黑洞稱為萊斯納-諾斯特隆黑洞，不帶電但旋轉的黑洞叫克爾黑洞，而帶電並旋轉的黑洞則叫克爾-紐曼黑洞。然而在宇宙中，我們幾乎無法找到孤立的黑洞，因此很難只依靠這三個參數來描述真實的黑洞，這樣研究黑洞的微擾理論就顯得尤為重要。

黑洞對外界干擾的反應可以分為三個階段：初始階段、擬正則模階段和晚期尾巴階段。其中，擬正則模是黑洞收到外界擾動之後出現的一類不斷振蕩衰減的特徵信號。由黑洞本身的特徵，而非微擾的方式所決定，因此可以用來鑒別黑洞，被稱作黑洞的指紋。

上世紀60年代，黑洞的研究有了非常大的進展。1963年發現類星體，1968年發現脈衝星，以及1965黑洞的一般解的獲得，將黑洞的研究推向了一個新高潮。而七十年代，霍金、彭羅斯、貝肯斯坦等人對黑洞量子力學、黑洞熱力學等的研究，將黑洞研究推向了一個新的高潮。

如果從恆星演化的角度說，恆星演化末期可分為以下幾種情況：

1、剩餘質量小於錢德拉塞卡極限（1.4倍太陽質量）:——白矮星：靠電子的簡併壓力（泡利斥力）來與萬有引力抗衡而形成的穩定天體。

2、剩餘質量超過錢德拉塞卡極限，小於奧本海默極限（約3倍太陽質量）——中子星：靠中子間的泡利斥力與萬有引力相抗衡的星體。

3、剩餘質量超過奧本海默極限：黑洞。

也就是說，對於質量足夠大的黑洞，最終形成黑洞，是演化的自然結果。一般來說，如果是以這種方式產生的黑洞，最終質量約為1到100倍太陽質量。

另一方面，黑洞也有可能是以星團的坍縮形式產生的。在星系的中心，或者是非常緻密的星團中，恆星的碰撞會導致超大質量的天體形成，最終由於引力坍縮而變成黑洞。

另一種更具有推測性的是原始黑洞。在宇宙早期，物質的密度非常高且不均勻分布，這就有可能產生黑洞。這種黑洞的質量可能非常大，也可能非常小。

藝術家筆下的大質量黑洞

這樣，目前物理學界所研究的黑洞，主要被人為地分為四類：

1、星系中心的超重黑洞——約10^5~10^9倍太陽質量

2、中間質量黑洞——約10^3倍太陽質量

3、恆星質量黑洞——約10倍太陽質量

4、微型黑洞——普朗克質量

前三類黑洞的擾動研究具有天體物理觀測的重要性。而第四類黑洞的研究動機是弦理論、M理論、胚世界與修正引力理論。

那麼，既然這個項目的名稱叫做事件視界望遠鏡，黑洞的視界是什麼呢？事件視界又是什麼？

我們還是從最簡單的史瓦西黑洞說起。下圖就代表了行星、恆星與黑洞造成的時空彎曲的二維示意圖。我們可以看到，行星只是以自己為中心造成了微小的時空彎曲，而質量較大的恆星則凹陷十分明顯，至於黑洞，已經極端彎曲了——實際上，史瓦西黑洞的形成過程是恆星不斷坍縮的過程，直到形成奇點——一個有著無窮大麴率的點。

黑洞的事件視界是一個假想的球面，這個球面將世界分為兩部分，誤入事件視界內包括光在內的任何物體都將不可抗拒地被拉向奇點。因此，天文學家愛丁頓曾將事件視界稱為「無法測量的魔法領域」。而史瓦西黑洞的事件視界的半徑，恰好就是前文提到的臨界距離。在史瓦西黑洞中，其事件視界與另一個視界——表觀視界恰好重合。如下圖所示。

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史瓦西黑洞的瀑布模型

由於黑洞視界的存在，傳統的天文望遠鏡幾乎無法直接觀測黑洞。因此通過觀察黑洞周圍的輻射與引力效應，天文學界認為，目前黑洞存在的觀測證據主要有兩種：X射線雙星系統中的恆星大小的黑洞，主要分布在我們的銀河系中；另一種則是超大質量黑洞，位於星系中心的活動星系核（AGN）。

黑洞的引力效應主要是指雙星系統和引力透鏡。引力透鏡指的是背景天體發出的光會受到前景天體的引力而發生匯聚作用，看起來就像透鏡成像一樣。這樣，我們就可以估計前景天體的質量。但是，這種方法無法對黑洞進行細緻的研究。

黑洞的引力透鏡

黑洞在吸積周圍物質過程中，會形成扁平的吸積盤，這樣落入其中的粒子將會劇烈碰撞，從而溫度大大增加。此時，就會發生康普頓散射，向外發射X射線。在X射線雙星系統中，如果緻密天體的質量超過中子星的最大理論質量，則該天體就被認為是黑洞。在我們的銀河系中已知有成千上萬個這樣的系統，但只有幾十個已經測量了質量，並發現了20個疑似黑洞的天體。

藝術家筆下的大型黑洞

天文學家已經通過無線電、光學觀測或者X射線觀測，編目了成千上萬的AGN。目前還只能在附近的星系中對超大質量黑洞的質量進行直接測量。這是因為只有在附近的星系中，我們才能測量接近星系核的氣體或恆星的速度，並區分這些運動到底是受到黑洞還是星系核中連續分布的恆星所影響的。目前，40多個超大質量黑洞的質量已被以這種方式測量。這些黑洞的質量範圍從銀河系中心的4×10^6倍太陽質量的黑洞到位於室女座星系團中心的M87星系的6.6±0.4×10^9倍太陽質量的大黑洞不等。而黑洞的第一次直接探測是通過引力波實現的。在2015年9月14日，兩個質量分別為29倍太陽質量和36倍太陽質量的黑洞的合并所產生的引力波被LIGO觀測到，這個大家想必非常熟悉了。

人馬座A*距離地球26,000光年，其質量可達太陽的400萬倍以上，直徑約2000萬公里，並且正在以很快的速度旋轉，儘管由於濃密的星際塵埃與氣體雲的阻擋，光學望遠鏡對此無能為力，但是射電望遠鏡可以在此大展拳腳。無論是射電天文界的新貴ALMA還是一些X射線望遠鏡，都加入了最近剛剛完成的全球聯合大觀測——EHT（事件視界望遠鏡，Event Horizon Telescope）

這次觀測不僅僅是人類第一次真正意義上對黑洞進行拍攝，也是有史以來對我們銀河系中心的大型怪物的最深入的研究，更是對愛因斯坦廣義相對論的又一次檢驗！讓我們拭目以待實驗結果的公布。