如何发现那些“冬眠”的黑洞?或许它们需要被提供“食物”…

我们都听说过黑洞的概念,知道每个星系都存在超大质量黑洞,只是因为没有足够的“食物”供应,黑洞就不会发光。那么,如何去证实黑洞的存在?黑洞又是怎样吞噬恒星的呢?

出品:"SELF格致论道讲坛"公众号(ID:SELFtalks)

以下内容为中山大学物理与天文学院申荣锋演讲实录:

我今天跟大家聊聊黑洞是如何吞噬恒星的?我们都听说过黑洞的概念,知道黑洞是不发光的,任何光子也逃不出它的引力束缚范围,黑洞不辐射便不能被看见,如何去证实黑洞的存在?去寻找它在宇宙中什么地方呢?


X射线来自哪里?


这个要追溯到上世纪60、70年代的时候,人类将X射线探测器发射到太空中,X射线就是我们用来照射X光的,是能量特别高的光子。


在那个时候我们发现,太空中有若干个发射很强的X射线的源,X射线来源于什么地方?它不太可能来自一个普通的恒星,因为恒星表面温度不够高。


那就有一个猜测,这可能是一颗双星,其中一个是恒星,另外一个是致密天体。


恒星表面的气体,可能被致密天体的强硬力场拉过来,然后这些气体在致密星周围形成一个盘,气体从这个盘向这个致密星中流动,盘的温度会加热到很高,所以它就有可能会发射很多X射线。


但是这个不能告诉我们致密的天体就是黑洞,因为还有其他种类的致密天体也可以产生这样X射线的发射。



关于这个问题,其中某个X射线源是特别亮的,叫做天鹅座X1。两位著名学家用这个源打了一个赌,还设立了一个赌约,其中一位是毕生研究黑洞的霍金,另一位是前年获得诺贝尔奖的基普索恩。


霍金说,如果天鹅座X1被证实是黑洞他就输了,否则他就赢了。


霍金与赌约


为什么设这样一个赌约呢?这是他做的双保险的策略,“虽然我是研究黑洞的,但是如果证实这个天鹅座X1不是黑洞,我就赢了,至少能够打赢这个赌约”,赌约的赌值就是当时流行的杂志。最后天鹅座X1这个源被确认是一个真正的黑洞。


如何测量及探测黑洞?


怎么知道它是一个真正的黑洞?要看致密天体的质量,这些致密天体是怎么来的?


当恒星死亡时,它的内核塌缩形成致密星,如果要形成黑洞,恒星的质量需要非常大,最终黑洞形成的质量比太阳质量还要大3倍,其他致密天体的数量要小于这个数值。



只要我们能够精确地测量致密天体的质量,就可以知道它是不是黑洞。怎么测呢?


通过测量双星当中可见恒星的运动,这个黄色的圈就是在黑洞周围形成的吸积盘,在光学上,你只能看到这颗大的恒星。通过测量它的速度随着时间的变化,就可以知道这个致密星的质量,最终测量到天鹅座X1这个黑洞的质量是太阳质量的14倍。



这类双星中的黑洞代表的是一类质量级别的黑洞,我们称为“恒星质量级”黑洞。另外,我们知道宇宙中有更大质量级的黑洞,被称为“超大质量黑洞”。它们都处于星系的中心,怎么去探测到它们呢?


这些星系的中心有很多气体存在,这些气体实际上是一种提供给黑洞的食物,如果这些气体往黑洞靠近的话,将以盘旋的形式往中心旋进。


右边的照片就是最近拍到的一个遥远星系的大质量黑洞,这个就是叫M847的星系中心。中间黑色区域就是黑洞造成的阴影,周围环状的就是这些气体盘旋形成的影像。


图片来源:网络


通过吸积盘观测到黑洞


在我们生活的星系中也有一个超大质量黑洞,通过长年累月观测银河系当中恒星的运动轨迹,我们就可以精确画出这些恒星的运动轨道,然后推算出这个黑洞的位置和质量。


恒星的运动轨道


黑洞如何吞噬恒星?


放眼宇宙,我们几乎可以说每个星系都存在超大质量黑洞,但是每个星系中并不一定存在大量气体,因此大多数星系没有足够的“食物”供应,黑洞就不会发光。


绝大多数星系的黑洞都是处于“冬眠”状态,我们怎么发现这些处于“冬眠”状态的黑洞呢?


大自然给我们提供了另外的方法。显示的动画是数值模拟,图片的中心是一个黑洞,一颗恒星运动到它的附近,然后被完全拉碎了,亮的区域就是被拉碎了的恒星的残骸气体。


然后它们互相碰撞,它们的轨道会变得越来越圆,最终就会形成一个盘,盘的辐射非常亮。


这就提供了一种方法,让我们能够探索到本身处于冬眠的黑洞,这些黑洞会偶然吞噬一颗恒星,这样突然提供食物和物质给它,就会发光变得很亮,我们就能探测到黑洞的存在。


如果有这样的事情发生的话,具体会分几个步骤呢?


第一步:恒星先被切开(潮汐瓦解)。


潮汐瓦解


就像吃面包一样,它会被扯开,这是通过黑洞的潮汐力来实现的。当恒星的质量运动到很大时,会像面条一样被拉长,然后恒星的组成物质就变得非常弥散。


这种潮汐力是由于黑洞对恒星的引力,在恒星的两面有差值造成的。这两面的差值也发生在地球和月亮之间,地球朝向月亮或者是背离月亮,所受到的引力是不一样的,这就是地球上发生海水潮起潮落的原因。



第二步:咽下(吸积气体残骸)。


这个恒星被撕碎以后,它的残骸气体就重新返回接触、相互碰撞,它们的轨道会变得越来越圆,最终形成一个盘,这些气体在盘里面流向黑洞,被黑洞吞噬掉。


吸积气体残骸


第三步:打个饱嗝儿(产生耀发辐射)。


气体在被吞噬掉的过程中会产生很强的电磁波的辐射,在短时间内可以发出很强的光。我们称之为耀发的辐射,就像黑洞吃了食物后会打饱嗝儿一样。


我们探测到这些辐射,就可以知道某一个星系的中心确实存在这样的黑洞。


产生耀发辐射


这种方法是英国剑桥大学天体物理学家马丁·里斯教授在三十多年前提出来的。


马丁·里斯


1988年至今,我们共探测到大概30例潮汐瓦解事件。


5个代表性事例的亮度变化组成曲线


上方的图就是5个代表性事例的亮度变化组成的曲线。


潮汐瓦解事件为何如此少见?


为什么至今为止探索到的事件这么少呢?因为恒星被潮汐瓦解的事件发生的几率非常小。


恒星被黑洞的潮汐瓦解,要求它离黑洞的距离必须非常近。而这些恒星原来距离黑洞的位置是非常远的,最初这些恒星所居住的区域离黑洞的距离,与它被瓦解时的距离,这两个距离的比值是100万比1或者是1000万比1。


一颗恒星运动到黑洞附近需要经过恒星与恒星的相遇,这就相当于打台球一样的,只是在这个过程当中,恒星们没有碰到彼此。在碰到对方之前,两者之间的引力已经把恒星的运动轨道改变了,这就是引力散射的过程


引力散射


这个事件的概率是非常低的,就像你要将一枚硬币掷到十公里之外的路面的下水道口,而这个下水道口是被盖子盖住的,盖子上有一格格的空隙,要在10公里外把这个硬币扔到下水道里面,这个难度是非常高的。



我是怎么开始研究这种事件呢?那是2011年我在国外读博士后的时候,天文学家发现了一件这样的事例,它的代号叫Swift J1644+57。这是事例发生以后亮度衰减的曲线,可以看到亮度随时间变化是逐渐衰减的。



辐射是来自气体形成的吸积盘,这些物质在盘里往黑洞移动被吞掉的过程,就是盘的质量逐渐衰减的过程,当气体越来越少的时候,它的亮度就变得越来越低。


当这个事件勾起了我的兴趣以后,我开始去思考盘里的物质是如何减少的?在里斯提出这个模型时,他预测是一个连续衰减的过程,就像图片所示。



但是我发现,这个盘随着时间的演化,里面气体的亮度不是光滑地在衰减,而是有一个拐折,就像下图的红圈显示的那样。



这个事件显示亮度会经过一个非常快的降低



因为这个源很亮,能被长时间观测到,后续的观测结果如红圈显示,确实表明它的亮度经过一个快速下降的阶段。我非常高兴能够看到这样的数据,因为跟我模型的预测非常吻合。


吸积盘的气体亮度为何会突然降低?


为什么亮度会突然降低呢?那是因为盘在随着时间演化过程中,它会经历过三个不同的物理状态,就像下图的曲线显示的。它分为三段,中间一段是不稳定的状态,当盘进入这个阶段就开始变得不稳定。


但是气体盘能够调节自己,达到临近相对稳定的状态,这个阶段对应的就是曲线最下面这一段。在这里气体往黑洞里流入的速度要比之前低得多,这就使得盘的亮度变得很低。


这个过程像是我们坐飞机降落一样,在降落之前飞机平稳飞行,但是由于高度下降,大气层变得不稳定,飞机会经历短暂的抖动,飞行员不得不使飞机快速下降。等降到更低区域的时候,大气会变得相对稳定,所以后面的降落过程,就会变得比较稳定和缓慢。



亮度随着时间衰变过程这个物理解释,后续在其它三个潮汐瓦解事例中也得到了验证。其他三个瓦解事例在晚期也存在一个比较剧烈的降低。



恒星瓦解事例的过程是非常有趣的,除了亮度衰减这个特征之外,还有其他的过程值得研究。


比如说黑洞如果是快速旋转的,旋转的特性会影响气体回落形成盘的过程,那在亮度变化曲线里面有什么特征?这也是非常有意思的值得研究的方向。


另外在恒星被瓦解之前,它会运动到离黑洞很近的地方。这个过程对应着会有更强的引力波的辐射,这种引力波如同电磁波,是一个全新的研究天体的手段。这也是一个关于潮汐瓦解事例有趣的研究方向。


但是我们需要观测到更多这样的事例。因为这种事例是不太频繁发生,需要我们在某一个时刻,能够对大面积的天空同时进行观测,这就是我们建造更灵敏而且观测区域更广的望远镜的原因。


这是中国正在建造的爱因斯坦探针望远镜。



我们期待未来有更多这样的事例,能发现更多的黑洞,并且对黑洞如何进行潮汐瓦解的过程有更清楚的了解。

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