黑洞——开启“多信使”天文学的新时代

李骢

中国科学院高能物理研究所，北京 100049

1 什么是黑洞？

在牛顿力学建立后不久，法国物理学家拉普拉斯就提出如果天体的逃逸速度大于光速，那么我们就无法观测到来自该天体的光，宇宙中存在很多这样的黑天体[1]。这是早期关于黑洞的观点，但是在经典电动力学框架内光是电磁波而不是粒子，所以自然也不存在黑的概念。

爱因斯坦在1915年提出了广义相对论，认为引力是时空弯曲的表现。相对论方程是一个高度非线性偏微分方程，其求解过程比较复杂，没有普遍解，只能给出某些特殊情况下的解。比如，相对论方程提出后不久，德国学者Schwarzschild就给出了在静止球对称条件下引力源外部引力场的解，使我们对引力场的性质有了些了解。当引力场足够强时就会形成特殊的时空区域，在某个特定的范围内所有的物质(包括光)都只能向引力源靠近而无法逃逸，这个区域就是黑洞视界。比较巧合的是在球对称情况下，黑洞的Schwarzschild半径与拉普拉斯推测的光逃逸半径大小一致[2]。

形成黑洞之前的天体性质可能非常复杂，但是一旦塌缩成黑洞之后绝大部分信息就会丢失，只剩下电荷、质量以及角动量三个量来描述黑洞的性质，这就是著名的 三毛 定理(又称无毛 定理)。在很长一段时间内黑洞都只存在于理论假设当中，甚至爱因斯坦自己对于黑洞这样的天体是否真正的存在也有些怀疑。

2 黑洞的观测

在二十世纪二三十年代，很多学者开始对恒星的引力平衡以及塌缩过程产生兴趣。首先，Chandrasekhar通过计算表明白矮星有质量上限(约1.4太阳质量，称为钱德拉塞卡极限)，如果超出这个质量，电子简并压将无法平衡白矮星的引力[3]。也就是说，白矮星的质量如果超过钱德拉塞卡极限，那么就会塌缩成一颗中子星。同样，中子星也有质量上限，如果超过这个质量上限便没有物理规律可以去平衡引力，就有可能会形成一个黑洞[4]。直到1967年第一颗脉冲星被发现，人类终于确定了中子星的存在，从而大大加强了对于黑洞存在的信心。黑洞无法直接辐射信号，因此我们没有办法对黑洞进行直接的观测。但是黑洞会对周围的物质有引力作用，因此我们可以通过对黑洞周围的物质进行观测来确定黑洞的一些性质。

黑洞距离遥远，所以其张角非常小。如果需要对黑洞周围的细致结构进行观测，则需要望远镜有很高的角分辨率(能够分辨的距离最近的两个物体称为角分辨率)。比如离我们最近的超大质量黑洞是位于银河系中心的Sgr A*，其大小只有55微角秒(即使从北京看向上海的一颗芝麻都比这个角度要大！)。受到光衍射的影响，当两个物体靠得太近后在望远镜上产生的光斑会靠近甚至无法分辨，而望远镜的分辨率与望远镜孔径的大小成反比而与波长成正比。一般而言，一台望远镜孔径越大，或者它收集的光线波长越短，这台望远镜能够分辨的最小角度就越小。以毫米射电波为例，能分辨55微角秒的望远镜口径必须达到5 000 km，这无疑大大超过了单台望远镜的观测能力。因此，在过去10多年时间里，麻省理工学院(MIT)的科学家们联合其他研究机构的科研人员，开展了 事件视界望远镜 项目。全球多地的8个亚毫米射电望远镜同时对黑洞展开观测。这些望远镜分别是：南极望远镜(South Pole Telescope)；位于智利的阿塔卡马大型毫米波阵(Atacama Large Millimeter Array，ALMA)；位于智利的阿塔卡马探路者实验望远镜(Atacama Pathfinder Experiment)；位于墨西哥的大型毫米波望远镜(Large Millimeter Telescope)；位于美国亚利桑那州的亚毫米波望远镜(Submillimeter Telescope)；位于夏威夷的麦克斯韦望远镜(James Clerk Maxwell Telescope，JCMT)；位于夏威夷的亚毫米波望远镜阵(Submillimeter Array)；位于西班牙的毫米波射电天文所的30 m毫米波望远镜。

事件视界望远镜使用了 甚长基线干涉技术 (VLBI) 技术，将这8个不同地点、同一时间观测到的数据进行相关性分析之后合并。在这种情况下，望远镜的分辨率取决于望远镜之间的距离，而非单个望远镜口径的大小，所以，事件视界望远镜的分辨率相当于一部口径为地球直径大小的射电望远镜的分辨率[5]。基于VLBI技术，天文学家终于给位于巨椭圆星系M87中心的黑洞拍下了第一张照片，从而给黑洞的存在提供了最有力的证据！

3 黑洞与多信使天文学

引力波是广义相对论所预言的一种以光速传播的时空波动，被视为宇宙中的 时空涟漪 。引力波存在的间接证据其实早已存在。1974年物理学家约瑟夫•泰勒和拉塞尔•赫尔斯发现了一颗编号为PSR B1913+16的脉冲星，该脉冲星处于双星系统中，其伴星也是一颗中子星。根据广义相对论，该双星系统会以引力波的形式损失能量，从而轨道半径和周期会不断减小。自1974年，泰勒和赫尔斯对这个双星系统的轨道进行了长时间的观测，观测值和广义相对论预言的数值符合得非常好，这间接证明了引力波的存在[6]。泰勒和赫尔斯也因这项工作于1993年荣获诺贝尔物理学奖。

物理学家们希望能够在地球上直接探测到引力波，从而可以 聆听 宇宙。引力波的探测也经历了漫长的探索过程。早在20世纪60年代，美国物理学家约瑟夫-韦伯设计了一组实验，通过观测金属铝圆柱体与引力波的共振来探测引力波，并声称已经探测到了引力波。遗憾的是他的实验没能被其他物理学家重复，最终也没有得到科学界的认可。虽然韦伯没有探测到引力波，但是鼓舞了后继者。引力波在传播过程中会引起空间发生细微的变化，因此苏联科学家首先提出可以通过用激光相干的方法测量距离的变化来探测引力波。后来美国科学家对这种方法进行进一步分析，总结了如何排除各种噪声信号以提高灵敏度，并投入大量资金进行引力波直接探测。经过多年的坚持，终于在广义相对论提出100年的纪念日üü2015年9月14日，LIGO合作组宣布首次直接探测到了引力波。这是最好的纪念方式。这个引力波信号(图1)与理论预期的两个黑洞并合产生的信号特征完全一致，其中一个黑洞的质量为36倍太阳质量，另外一个黑洞为29倍太阳质量[7]。这项伟大的探测结果不仅证明了广义相对论的正确性，而且给黑洞存在提供了有力证据。

在第一次探测到引力波之后，天文学家就开始关注引力波的电磁对应体，即是否可以通过引力波和电磁波来观测天体源。2017年8月7日，Advanced LIGO和Advanced Virgo向全世界公布探测到了一例引力波信号GW170817。在2 s之内Fermi卫星就在同样的方向探测到了一例伽马暴信号。随后，全球各个波段的望远镜都开始对该区域进行观测，多个不同波段的望远镜都看到了相应的信号。这是人类第一次同时通过引力波和电磁波对同一天体源进行观测，这次的引力波信号来源于两颗中子星的并合。这次的联合观测也让我们对于伽马暴的本质以及宇宙中重金属的形成等有了更深的认识和了解！

图1 LIGO Hanford探测器(H1)和Livingston探测器(L1)探测到的第一例引力波信号GW150914

除了电磁辐射以及引力波外，能给我们带来宇宙信息的 信使 还包括宇宙线和中微子。不同于引力波探测需要非常高精度的仪器，宇宙线的探测相对容易，因此宇宙射线早在百余年之前就已经被发现。如今宇宙线探测技术已经相对成熟，对于能量较低的宇宙射线我们可以通过卫星进行直接测量，而能量较高的宇宙射线在进入大气的时候会与大气分子发生相互作用而产生大量的次级粒子，因此我们可以在地面搭建探测器，通过测量这些次级粒子而实现对原初宇宙线的间接测量。现在我们对于宇宙线的认识已经非常深刻了，比如说我们知道原初宇宙线的能量可以横跨十多个量级，最高能量要远超于人类建造的加速器所能达到的能量。宇宙线的成分包含了从质子到铁核的各种成分，而且这些成分的比重也随着能量发生变化。遗憾的是，虽然这些宇宙射线无时无刻不在冲击着地球，甚至穿透我们的身体，我们却一直不知道这些宇宙射线究竟从何而来。这是因为银河系中充满了磁场，而这些带电的宇宙线粒子在传播过程中因为磁场的偏转会丧失原初的方向。不过幸运的是宇宙线在传播过程中会与物质发生相互作用而产生中微子和伽马射线，而通过探测中微子和伽马射线就可以追踪到宇宙线源的位置。为了寻找宇宙线源就发展起来了中微子天文学和伽马射线天文学。

中微子又被称为 幽灵粒子 ，其与物质相互作用的概率很低，因此中微子在宇宙中传播而几乎不损失能量，这同时也给探测带来了困难。中微子探测一般需要很大的探测器，比如1 km3的探测器。如此巨大的探测器显然不是人力可以做到的，因此需要借助于大自然的力量。位于南极的IceCube中微子实验，就是以南极的冰层为探测介质。中微子与物质相互作用会产生次级带电粒子，高能带电粒子在水中或者冰层中传播时会产生蓝紫色的切伦科夫光，而科学家就是通过光敏仪器探测这些蓝紫色光来获取中微子的信息。2017年9月，有一股很强的中微子流到访了地球，位于南极的中微子实验IceCube很快就捕捉到了一个编号IceCube-170922A的中微子(图2)。随后全球各个波段的望远镜也开始对这个区域进行观测，发现这个中微子的方向与一个耀变体的方向吻合，而且这个耀变体正处于活跃期，从射电到甚高能伽马射线波段都观测到了来自这个耀变体的信号，这预示着耀变体有可能就是一个宇宙线源！大多数星系的中央都有一个超大质量黑洞，在一些星系中，这个超大质量黑洞周围会形成由气体、尘埃等组成的吸积盘，当盘中的物质落入黑洞中的时候部分引力势能会转化为光，因此这些星系的中央会非常明亮。这些星系就成为活动星系核(AGN)，而有一些AGN会产生相对论性喷流，当这些喷流正对着地球时就被称为耀变体。这次探测到的中微子能量比地球上最大的粒子加速器能量还高50倍，说明黑洞周围可能存在着高能粒子加速行为，而对于这些加速机制的了解无疑为我们了解黑洞的性质提供了另外一个途径。

图2 中微子事例IceCube-170922A展示。颜色深浅表示信号探测时间，颜色越深表示探测时间越早

在很长的时间内我们只能通过电磁辐射去获取宇宙的信息，而随着引力波、宇宙线以及中微子探测技术的发展，我们已经可以通过多种不同的手段来对宇宙进行了解。特别是近年来，我们对于引力波以及宇宙线的探测都取得了巨大的进步，从而真正进入多信使天文学的时代。值得注意的是，IceCube只是探测到了一个可能的宇宙线源，还没有足够的证据证明耀变体就是河外宇宙线起源，而关于银河系宇宙线起源更是缺乏直接证据，因此关于宇宙线起源的研究只是打开了一扇窗口，还远远没有结束。我们国家完全自主建设的大型高海拔宇宙线观测站(LHAASO)将会对银河系宇宙线源这一问题发起冲击[8]，同时也会促进宇宙线物理的研究，从而将多信使天文学带到一个新的阶段！