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黑洞

(時空曲率大到光都無法從其事件視界逃脱的天體)

鎖定
黑洞(英文:Black Hole,簡稱BH)是由廣義相對論所預言的,存在於宇宙空間中的一種緻密天體。黑洞的引力極其強大,使得視界內的逃逸速度大於光速。故而,黑洞是時空曲率大到都無法從其事件視界逃脱的天體。
1916年,德國天文學家卡爾·史瓦西(Karl Schwarzschild)通過計算得到了愛因斯坦場方程的一個真空解,這個解表明,如果一個靜態球對稱星體實際半徑小於一個與質量相關的定值,其周圍會產生奇異的現象,即存在一個界面——“視界”,一旦進入這個界面,即使光也無法逃脱。這個定值稱作史瓦西半徑,這種“不可思議的天體”被一位科學記者安·尤因(Ann Ewing)在1964年的文章中稱為“黑洞”,隨後被美國物理學家約翰·阿奇博爾德·惠勒(John Archibald Wheeler)採用並迅速推廣開來。
2024年2月,澳大利亞國立大學研究人員領銜的團隊在英國《自然·天文學》雜誌上發表論文説,他們發現了迄今已知成長最快的黑洞,它每天吞噬掉的物質質量相當於一個太陽 [43] 
中文名
黑洞
外文名
Black Hole
適用領域
天文學
所屬學科
物理學
天體物理學
黑洞熱力學
所屬學科
廣義相對論
分類(按物理性質劃分
史瓦西黑洞,賴斯內爾-諾德斯特洛姆黑洞,克爾黑洞,克爾-紐曼黑洞
分類(按質量劃分)
超大質量黑洞,中等質量黑洞,恆星質量黑洞,微型黑洞
邊    界
事件視界無限紅移面,動力學視界

黑洞概述

由於本身不發光,黑洞無法直接觀測,但可以藉由間接方式得知其存在與質量,並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前的因黑洞引力帶來的加速度導致的摩擦而放出X射線和γ射線的“邊緣訊息”,可以獲取黑洞存在的信息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行軌跡來得出,還可以取得其位置以及質量。
北京時間2019年4月10日21時,人類首張黑洞照片面世(見黑洞照片), 該黑洞位於室女座的一個巨橢圓星系M87的中心,距離地球5500萬光年,質量約為太陽的65億倍 [4]  。該圖片由事件視界望遠鏡(Event Horizon Telescope,簡稱EHT)拍攝,本質上是黑洞周圍吸積的熱等離子體發出的光,經過黑洞引力偏折後的圖像。 [2] 
2020年10月6日,瑞典皇家科學院將2020年諾貝爾物理學獎授予對黑洞研究作出突出貢獻的三位物理學家。其中英國科學家羅傑·彭羅斯(Roger Penrose)因發現黑洞形成是廣義相對論的直接證據而獲獎,德國科學家賴因哈德·根策爾(Reinhard Genzel)和美國女科學家安德烈婭·蓋茲(Andrea Ghez)因在銀河系中心發現超大質量黑洞而獲獎。根策爾和蓋茲的兩個科研團隊跟蹤了銀河系中心人馬座A*區域的一批最亮恆星的運行軌跡,證明該區域存在一個質量約太陽400萬倍且不超過太陽系大小的不可見天體。
北京時間2021年3月24日晚10點,事件視界望遠鏡合作組公佈了M87超大質量黑洞的偏振圖像 [23]  ,揭露了環繞M87黑洞的熱氣體的磁場信息。
北京時間2022年5月12日晚9點,事件視界望遠鏡合作組織正式發佈了銀河系中心超大質量黑洞人馬座A*(Sgr A*)的首張照片。 [26]  該黑洞距離地球約2.6萬光年,質量約為太陽的430萬倍。2023年5月24日,美國的詹姆斯·韋伯空間望遠鏡(JWST)和錢德拉X射線天文台(Chandra X-ray Observatory)認證了迄今觀測的最遙遠的黑洞,距地球約132億光年,質量約太陽的1000萬~1億倍,與它所在宿主星系的所有恆星質量之和相當。這一超大質量黑洞在宇宙大爆炸後僅僅5億年就形成了,因此傾向於證明宇宙第一代黑洞來源於氣體雲的直接坍縮,而非第一代恆星的死亡。該成果已發表到《自然·天文學》雜誌上。 [27] 

黑洞演化過程

兩個互相吞噬的黑洞 兩個互相吞噬的黑洞
黑洞由中心的一個由黎曼曲率張量出發構建的標量多項式在趨向此處發散的奇點和周圍的時空組成,其邊界為只進不出的單向膜:事件視界,事件視界的範圍之內不可見。大質量恆星的引力坍縮被認為是形成恆星質量黑洞的原因。依據愛因斯坦廣義相對論,當一顆垂死恆星崩潰,它會向中心塌縮,質量大於托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限(Tolman-Oppenheimer-Volkoff Equation,也叫TOV極限,估計在2.5-4倍太陽質量左右)則會無限地坍縮,直到最後形成體積接近無限小、密度幾乎無限大的星體(幾乎為奇點)。而當它的半徑一旦收縮到小於史瓦西半徑時,質量導致的時空扭曲就使得即使光也無法向外射出——“黑洞”就誕生了。
黑洞的產生過程類似於中子星的產生過程:一個恆星在面臨毀滅時,一般要麼是因為恆星內部的燃料不足,無法通過核合成來維持温度;要麼是因為穩定的恆星接受了外來的物質,卻未能提高其核心温度來維持平衡。總之,核心由於温度不足,在自身重力的作用下迅速地坍縮,發生強力爆炸,稱為超新星爆發。這一過程使得恆星外層的大部分質量被拋射出去,只留下內層一個緻密的核。恆星剩餘質量的大小,決定了它最終的命運,即會成為哪一種緻密星。
當剩餘核心的質量小於TOV極限時,它將成為一顆中子星,支持星體的壓力來自於中子間的強相互作用和簡併壓。當核心質量大於TOV極限時則會形成黑洞,這時它的質量大到使收縮過程無休止地進行下去,連中子間的排斥力也無法阻擋。中子本身在自身的引力擠壓下被碾為粉末,剩下的是一個密度高到難以想象的物質。 [5] 
從赤道方向看黑洞時的樣子(概念圖) 從赤道方向看黑洞時的樣子(概念圖)
從恆星演化的角度來看,通常恆星最初只含氫元素,恆星內部的氫原子核時刻相互碰撞,發生聚變。由於恆星質量很大,聚變產生的能量與恆星萬有引力抗衡,以維持恆星結構的穩定。氫原子核的聚變產生新的元素——氦元素,接着,氦原子也參與聚變,生成鋰元素。如此類推,按照元素週期表的順序,會依次有鈹元素、硼元素、碳元素、氮元素等生成,直至鐵元素生成,該恆星便會坍塌。這時由於鐵元素相當穩定,參與聚變時釋放的能量小於所需能量,因而聚變停止,導致恆星內部不具有足夠的能量與質量巨大的恆星的萬有引力抗衡,從而引發恆星坍塌,最終形成黑洞。
根據恆星演化理論,能形成黑洞的恆星原始質量應該大於太陽質量25倍以上。這樣的恆星在晚年會發生劇烈的超新星爆發,拋射出部分物質形成星雲,剩下的遺留物質量大於TOV極限,可以形成黑洞。
然而,外部的觀測者實際無法“看到”黑洞的形成,因為廣義相對論的引力時間膨脹,只能看到坍縮的物質在視界上方逐漸變慢直到停止。來自坍塌物質的光抵達觀測者的時間會拖得越來越久,在抵達視界的前一刻發出的光會無限期地延遲。因此,外部的觀測者從未見到事件視界的形成;相對的是,坍塌的物質變得越來越暗,最終逐漸從視野中消失。
百科x混知:圖解黑洞 百科x混知:圖解黑洞

黑洞吸積

黑洞通常是因為它們聚攏周圍的氣體產生輻射而被發現的,這一過程被稱為吸積。高温氣體輻射熱能的效率會嚴重影響吸積流的幾何與動力學特性。已觀測到了輻射效率較高的薄盤以及輻射效率較低的厚盤。當吸積氣體接近中央黑洞時,它們產生的輻射對黑洞的自轉以是中央延展物質系統的流動。吸積是天體物理中最普遍的過程之一,而且也正是因為吸積才形成了我們周圍許多常見的結構。在宇宙早期,當氣體朝由暗物質造成的引力勢阱中心流動時形成了星系。恆星是由氣體雲在其自身引力作用下坍縮碎裂,進而通過吸積周圍氣體而形成的。行星(包括地球)也是在新形成的恆星周圍通過氣體和岩石的聚集而形成的。當中央天體是一個黑洞時,吸積就會展現出它最為壯觀的一面。
黑洞拉伸,撕裂併吞噬恆星 黑洞拉伸,撕裂併吞噬恆星

黑洞噴流

質量越大的黑洞,吸積產生的輻射光度往往就越大。宇宙中的星系大多十分平靜,但其中約2%的星系有劇烈的活動,其物理特徵呈現快速、明顯的變化,主要體現在星系核在X射線、紫外、光學或射電波段有強烈的輻射和爆發。這些星系在活動期間爆發出的能量比銀河系一生釋放的總能量還要大,但核的活動範圍卻很小,如此強的輻射效率只有黑洞才能做到。這樣的核稱為活動星系核(Active Galactic Nucleus,簡稱AGN)。目前主流的AGN模型認為,活動星系中心存在一個超大質量黑洞,它吸積周圍的氣體形成了一個約幾倍~1000倍史瓦西半徑的吸積盤,並在垂直吸積盤的方向高速噴出電子和其他電離氣體,在兩側形成長達0.1~ 秒差距(parsec,簡稱pc)的壯觀噴流。噴流是由於電子在黑洞強磁場的作用下向外加速運動,但是在黑洞周圍稠密的氣體雲團的束縛下,電子只能從氣體的最薄弱處噴射出來,形成方向十分固定的噴流。噴出的電子最快可以接近光速。
黑洞是宇宙中奇特的天體,具有超強的引力,以至於在黑洞半徑內連光都無法逃脱它的引力束縛。100多年前的天文學家通過觀測發現,在黑洞半徑之外距離很近的地方,黑洞能夠以接近光速的速度向外噴射出包含物質和能量的強大外流——噴流。目前,這一領域主要有“提取黑洞轉動能”模型和“提取吸積盤轉動能”模型。天文學家試圖剖析噴流的能量來源問題。該研究通過計算兩種模型預言的輻射並與觀測進行對比發現,通過磁場提取黑洞轉動能的模型所預言的噴流與實際觀測結果一致,而另一個通過磁場提取黑洞吸積盤轉動能的模型則難以解釋觀測結果 [44] 
進一步,該研究分析黑洞噴流中產生“磁重聯”的物理機制發現,這是由於M87黑洞吸積盤中磁場會產生“磁爆發”。該爆發能夠對磁場產生強擾動,而該擾動能夠傳播很遠的距離,導致噴流中的磁重聯 [44] 
恆星被黑洞吞噬 恆星被黑洞吞噬

黑洞蒸發

黑洞看起來能吸收一切物質,質量只增不減,但黑洞也可能持續輻射光子(雖然恆星質量黑洞輻射的速度極為緩慢)。按照史蒂芬·霍金(Stephen William Hawking)在1974年提出的理論,在量子物理中,有一種名為“隧道效應”的現象,即一個粒子的概率密度分佈雖然儘可能讓能量低的地方較強,但即使在能量相當高的地方,粒子的概率密度仍不為零,換句話説,粒子總有一定概率穿越那些在經典物理中無法穿透的“牆”。黑洞的邊界對於光子來説,就是一堵能量相當高的勢壘,但是光子總有一定概率隧穿出去。霍金計算出黑洞輻射光子的温度為 ,這一現象稱為霍金輻射。
霍金的理論是受靈感支配的思維的飛躍,他結合了廣義相對論和量子理論,他發現黑洞周圍的引力場釋放出能量,同時消耗黑洞的能量和質量。
假設一對粒子會在任何時刻、任何地點被創生,被創生的粒子就是正粒子與反粒子,而如果這一創生過程發生在黑洞附近的話就會有四種可能的情況發生:兩粒子湮滅、兩粒子都被吸入黑洞,正粒子被吸入黑洞反粒子逃逸,反粒子被吸入黑洞正粒子逃逸。對於最後一情況:在黑洞附近創生的一對粒子其中一個反粒子會被吸入黑洞,而正粒子會逃逸,由於能量不能憑空創生,我們設反粒子攜帶負能量,正粒子攜帶正能量,而反粒子的所有運動過程可以視為是一個正粒子的為之相反的運動過程,如一個反粒子被吸入黑洞可視為一個正粒子從黑洞逃逸。這一情況就是一個攜帶着從黑洞裏來的正能量的粒子逃逸了,即黑洞的總能量少了,而愛因斯坦的質能方程 表明,能量的損失會導致質量的損失。
在經典的廣義相對論中,由於沒有光子能從黑洞中跑出來,即黑洞不產生輻射,黑洞的温度是絕對零度。但根據霍金的理論,每個黑洞都有一定的温度,而且温度的高低與黑洞的質量成反比例。也就是説,大黑洞温度低,蒸發也微弱;小黑洞的温度高,蒸發也強烈,類似劇烈的爆發。當黑洞的質量越來越小時,它的霍金輻射温度會越來越高。這樣,當黑洞損失質量時,它的温度和發射率增加,因而它的質量損失得更快。這種“霍金輻射”對大多數黑洞來説可以忽略不計,理論上,相當於一個太陽質量的黑洞,大約要1x 年才能蒸發殆盡。實際上,由於大質量黑洞的霍金輻射温度比宇宙微波背景輻射的温度(約2.7開爾文)還要低,恆星級及以上的黑洞的質量只增不減,只有小於月球質量(直徑小於0.1毫米)的黑洞才會蒸發。這樣的小黑洞會以極高的速度輻射能量,相當於一顆小行星質量的黑洞會在1x 秒內蒸發得乾乾淨淨。 宇宙中黑洞的霍金輻射很難觀測到,但有學者提出原初黑洞在蒸發到最後階段會釋放伽馬射線暴,不過目前還未證實。美國航空航天局(NASA)在2008年發射的費米伽馬射線太空望遠鏡將持續尋找這一爆發。

黑洞引力透鏡

引力強大的黑洞。 引力強大的黑洞。
對於那些並不活躍的黑洞,如周圍沒有氣體的孤立黑洞,如果它正好處在地球與某個恆星或星系之間,可以通過引力透鏡效應推算黑洞的質量。
恆星引力的時空扭曲改變了光線的路徑,使之和原先沒有恆星情況下的路徑不一樣。光在恆星表面附近稍微向內偏折,在日食時觀察遠處恆星發出的光線,可以看到這種偏折現象。當該恆星向內坍塌時,其質量導致的時空扭曲變得很強,光線向內偏折得也更強,從而使得光子從恆星逃逸變得更為困難。對於在遠處的觀察者而言,光線變得更黯淡更紅。最後,當這恆星收縮到某一臨界半徑(史瓦西半徑)時,其質量導致時空扭曲變得如此之強,使得光向內偏折得也如此之強,以至於光也逃逸不出去。這樣,如果光都逃逸不出來,其他東西更不可能逃逸,都會被拉回去。也就是説,存在一個事件的集合或時空區域,光或任何東西都不可能從該區域逃逸而到達遠處的觀察者,這就是黑洞。其邊界稱作事件視界,它和剛好不能從黑洞逃逸的光線的軌跡相重合。
與別的天體相比,黑洞十分特殊。人們無法直接觀察到它,科學家也只能對它內部結構提出各種猜想。而使得黑洞把自己隱藏起來的的原因即是彎曲的時空。根據廣義相對論,時空會在引力場作用下彎曲。這時候,光雖然仍然沿任意兩點間的最短光程傳播,但在其他觀測者看來它已彎曲。在經過大密度的天體時,時空會彎曲,光也就偏離了原來的方向。
地球上,由於引力場作用很小,時空的扭曲是微乎其微的。而在黑洞周圍,時空的這種變形非常大。即使是被黑洞擋着的恆星發出的光,雖然有一部分會落入黑洞中消失,可另一部分光線會通過彎曲的空間中繞過黑洞而到達地球。這樣,地球的觀測者看到的是被黑洞引力扭曲放大的恆星圖像。黑洞的作用就像放大鏡一樣,因此也叫強引力透鏡效應。
更有趣的是,有些恆星不僅是朝着地球發出的光能直接到達地球,它朝其它方向發射的光也可能被附近的黑洞的強引力折射而能到達地球。這樣我們不僅能看見這顆恆星的“臉”,還同時看到它的“側面”、甚至“後背”,這也是宇宙中的“引力透鏡”效應。
如果是相互繞轉的雙黑洞或者併合中的雙黑洞,則會發出引力波。引力波是時空的“漣漪”,會對經過的物體產生壓縮或拉伸。2015年9月14日,美國的“高新”激光干涉儀引力波天文台(advanced Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory,簡稱aLIGO)的兩台引力波探測器首次探測到了來自於雙黑洞合併的引力波信號。2015年12月26日,LIGO再次探測到了雙黑洞併合的引力波信號,這是人類探測到的第二個引力波信號。
圖:兩個互相旋轉的黑洞(NGC6240的雙黑洞X射線模擬,雙黑洞將在接下來的1000萬~1億年併合成一個)

黑洞物理特性

根據黑洞的無毛定理,一個穩定的黑洞可以僅用三個物理量來描述:質量M,角動量J,電荷量Q。這些參數值相同的兩個黑洞,物理特性不應有任何的區別,也就是説,黑洞內部的質量分佈、電荷分佈,與它作為一個整體的外界表現毫不相干。這一理論上的推測對於現實中的黑洞是否為真,目前仍是一個懸而未決的問題。當物體落入黑洞時,它本身攜帶的形狀和電荷分佈等信息被抹去,轉化為黑洞的平均性質。此時視界就像一個耗散系統,吞噬了這個物質的諸多物理信息(例如重子數輕子數等守恆量子數),這與量子力學中信息不丟失的假設矛盾,故稱“黑洞信息悖論”。一個帶電黑洞就像其他帶電物體一樣排斥或吸引電荷,它的總質量可以通過測量遠處的引力場得到,角動量也可以測量遠處的參考系拖曳效應得到。
雖然黑洞的質量可以取任意正值,它的電荷量和角動量受質量的限制
對於質量為M的黑洞,電荷量和角動量都有其上限。要注意,該式取等號時意味着存在裸奇點,違反了宇宙監察猜想(cosmic censorship conjecture,彭羅斯猜測,自然界有一個隱藏的法則,使得物體引力坍縮產生的起點只能存在於視界之內,不會產生裸奇點),故一般認為不能取等號。
黑洞根據其質量分為超大質量黑洞( ~ 倍太陽質量,半徑約0.001~1000倍日地距離)、中等質量黑洞( ~ 倍太陽質量,半徑約1000千米)、恆星級黑洞(3~100倍太陽質量,半徑約為30千米)、微型黑洞(小於月球質量,半徑小於0.1毫米)。黑洞的大小一般定義為它的事件視界半徑,對史瓦西黑洞(不帶電不自轉黑洞)等於其史瓦西半徑,與質量成正比:
為太陽質量,
為史瓦西半徑。對於帶電黑洞或有自轉黑洞,它的外視界會變小,但不得小於

黑洞事件視界

事件視界是黑洞最重要的特徵之一,它是黑洞在時空上的分界面,光和物質只能從外側進入視界內而無法逃出來。這一名稱來源於,一旦事件發生在視界內部,事件的信息永遠也無法被外部的觀測者獲取,所以無法判斷事件有沒有發生。對於一般黑洞,內外視界大小為
(其中,M、J、Q分別代表黑洞的總質量、總角動量和總電荷。
為單位質量角動量)

黑洞奇點

廣義相對論預言,黑洞中心存在一個物理的引力奇點,那裏的時空曲率趨於無窮。對於非旋轉黑洞,這個區域是一個點的形狀;對於旋轉黑洞,它是在均勻分佈在一個圓上的環奇點。在這兩種情況,奇點區域的體積都為零。這表明奇點區域包含穩定黑洞的所有質量。因此,奇點區域的質量可以被認為具有無限的密度。
進入史瓦西黑洞(即不旋轉且不帶電荷的黑洞)的觀測者一旦穿過事件視界,就無可避免地被帶入奇點。他們可以將這一過程延長,藉由加速離開延緩他們的下降,但不可阻止或逆轉。當他們到達奇點時,他們被壓至無限的密度,其質量被加至黑洞的總質量中。在此之前,他們將被不斷增強的潮汐力拉長而撕裂,這通常稱為麪條化或麪條效應。

黑洞無限紅移面

無限紅移面是指,對於遠處非旋轉系(Locally Nonrotating Frames,簡稱LNRF)的觀測者,該面上的光子永遠也不能到達觀測者處,或者説到達時的紅移為無窮大。對於史瓦西黑洞,視界與無限紅移面重合,只有對於有自旋黑洞兩者才會分開。只有在該面以外,粒子才有可能在外力作用下保持靜止。無限紅移面與視界之間的區域成為能層。內外無限紅移面大小為:
與視界面不同,它是兩個橢球面,故與極座標下的夾角
有關。

黑洞最小穩定圓軌道(ISCO)

對於牛頓的萬有引力定律,粒子可以在任意的距離穩定地繞着中心天體作圓周運動。但在廣義相對論下,存在一個最小的穩定圓形軌道(Innermost Stable Circular Orbit,簡稱ISCO),任意小的內向擾動都會使軌道上的物體沿螺旋線墜入黑洞,任意外向擾動(根據擾動的能量大小)可能使物體旋入黑洞,在更遠處做穩定繞轉,或者逃逸到無窮遠處。ISCO的大小與黑洞自轉有關,對於史瓦西黑洞,其大小為:
對自轉黑洞,與黑洞自轉方向相同的粒子,其最小穩定圓軌道會減小。

黑洞分類特點

黑洞物理性質劃分

根據黑洞本身的物理特性質量,角動量,電荷劃分,可以將黑洞分為四類:
黑洞類型
求出情況
不旋轉不帶電荷的黑洞
它的時空結構於1916年由史瓦西求出,稱史瓦西黑洞。
不旋轉帶電黑洞
稱賴斯內爾-諾德斯特洛姆(Reissner-Nordstrom ,簡稱R-N)黑洞。時空結構於1916至1918年由賴斯內爾(Reissner)和諾德斯特洛姆(Nordstrom)求出。
旋轉不帶電黑洞
稱克爾黑洞。時空結構由克爾(Kerr)於1963年求出。
旋轉帶電黑洞
稱克爾-紐曼(Kerr-Newman,簡稱K-N)黑洞[MOU2] 。時空結構於1965年由紐曼(Newman)求出。

黑洞克爾紐曼黑洞

圖:M87星系核以及系外噴流中明亮的結(1999年~2006年哈勃空間望遠鏡紫外圖像)。這個結(稱為HST-1)的亮度不斷變化,甚至比M87本身還要亮。圖源自NASA 2009.
轉動且帶電荷的黑洞,叫做克爾-紐曼黑洞。這種結構的黑洞視界和無限紅移面會分開,而且視界會分為兩個(外視界r+和內視界r-),無限紅移面也會分裂為兩個(rs+和rs-)。外視界和無限紅移面之間的區域叫做能層,有能量儲存在那裏。越過外無限紅移面的物體仍有可能逃離黑洞,這是因為能層還不是單向膜區。
單向膜區內,r為時間,s是空間。穿過外視界進入單向膜區的物體,將只能向前,穿過內視界進入黑洞內部。內視界以裏的區域不是單向膜區,那裏有一個“奇環”,也就是時間終止的地方。物體可以在內視界內自由運動,由於奇環產生斥力,物體不會撞上奇環,不過,奇環附近有一個極為有趣的時空區,在那裏存在“閉合類時線”,沿這種時空曲線運動的物體可以不斷地回到自己的過去。

黑洞超大質量黑洞

黑洞吸積巨大恆星 黑洞吸積巨大恆星
宇宙中絕大部分星系,包括我們居住的銀河系的中心都隱藏着一個超大質量黑洞。這些黑洞質量大小不一,大約100萬~400億個太陽質量。天文學家們通過探測黑洞周圍吸積盤發出的強烈輻射和熱量 推斷這些黑洞的存在。物質在受到強烈黑洞引力下落時,會在其周圍形成吸積盤盤旋下降,在這一過程中勢能迅速釋放,將物質加熱到極高的温度,從而發出強烈輻射。黑洞通過吸積方式吞噬周圍物質,這是它的成長方式之一。
圖:黑洞想象圖,在我們所居住銀河系的中心部位,所有銀河系的恆星都圍繞銀心部位的一個超大質量黑洞公轉。
一般認為,超大質量黑洞主要有幾種可能的來源:一是宇宙早期的巨型分子云直接坍縮成約十萬倍太陽質量的種子黑洞;二是宇宙第一代超大質量恆星死亡後坍縮成約10~100個太陽質量的種子黑洞。隨着種子黑洞不斷吸積以及兩個種子黑洞的併合,最終成長為超大質量黑洞。
超大質量黑洞平均密度可以很低,甚至比空氣密度還要低。這是因為史瓦西半徑與其質量成正比,而密度則與體積成反比。由於球體(如非旋轉黑洞的事件視界)體積是與半徑立方成正比,而質量差不多以直線增長,體積增長率則會更大。故此,密度會隨黑洞半徑增長而減少。
2023年5月24日,美國的詹姆斯·韋布空間望遠鏡(James Webb Space Telescope,簡稱JWST)和錢德拉X射線天文台(Chandra X-ray Observatory)認證了迄今觀測的最遙遠的黑洞,距地球約132億光年,質量約太陽的1000萬~1億倍,與它所在宿主星系的所有恆星質量之和相當。而近鄰宇宙的超大質量黑洞一般僅佔其宿主星系質量的0.1%。它位於UHZ1星系的中心,由於Abell 2744星系團夾在它與地球之間,通過引力透鏡放大了UHZ1星系發出的紅外線及黑洞周圍氣體發出的X射線,才能被我們觀測到。
這一超大質量黑洞在宇宙大爆炸後僅僅4.7億年就形成了,如果是第一代恆星坍縮形成的黑洞,其年齡不足以成長為如此巨大的黑洞,因此傾向於證明宇宙第一代黑洞來源於氣體雲的直接坍縮。該成果已發表到《自然·天文學》雜誌上。 [4] 
目前人類直接觀測的最大質量黑洞是TON 618。這個龐然大物擁有大約660億個太陽質量。它所形成的陰影區域(進入該區域的光線被嚴重偏折,大小約2倍事件視界),光需要幾周才能走完。 [7] 

黑洞中等質量黑洞

20世紀90年代以來,天文學家陸續在遙遠星系中發現了一批X射線光度極高的天體,它們可能是人們一直尋找的中等質量黑洞,也可能是具有特殊輻射機制的幾個或幾十個太陽質量的恆星級黑洞。國際天文和天體物理界對此一直難以定論。中等質量黑洞介於恆星級黑洞和超大質量黑洞之間,質量為太陽的100到100萬倍。[MOU2] 由於這類天體距離我們十分遙遠,通常為幾千萬光年,同時X射線照射黑洞吸積盤而產生的光污染也非常強,因此測量極其困難。
2020年11月,激光干涉儀引力波天文台-室女座引力波探測器(LIGO-Virgo)合作組宣佈,他們首次探測到了一箇中等質量的黑洞產生的引力波。這項由超過1500名研究人員參與的引力波探測研究顯示,約70億年前,質量分別為太陽的66倍和85倍的兩個黑洞,在發生激烈碰撞後,形成了一個新的中等質量黑洞。這也是人類迄今探測到的首箇中等質量黑洞。此次探測到的中等質量黑洞其質量是太陽的142倍。 [8] 

黑洞恆星級黑洞

2019年11月28日凌晨,國際科學期刊《自然》發佈了中國科學院國家天文台團隊的一項重大發現。 [9]  依託我國自主研製的國家重大科技基礎設施郭守敬望遠鏡(LAMOST),研究團隊發現了一顆迄今為止質量最大的恆星級黑洞,並提供了一種利用LAMOST巡天優勢尋找黑洞的新方法。這顆70倍太陽質量的黑洞超過了理論預言的恆星質量黑洞的質量上限 [10]  ,顛覆了人們對恆星級黑洞形成的認知,有望推動恆星演化和黑洞形成理論的革新。
2020年4月29日,《自然》雜誌的一篇文章質疑其沒有黑洞質量大於50倍太陽質量的確鑿證據。 [11]  隨後,發現該黑洞的團隊回覆稱:觀測數據仍然傾向於該黑洞擁有23~65倍太陽質量。 [12] 

黑洞探索歷史

黑洞早年探索

1970年,美國的“自由”號人造衞星發現了與其他射線源不同的天鵝座X-1,位於天鵝座X-1上的是一個比太陽重30多倍的巨大藍色星球,該星球被一個重約21個太陽質量的看不見的物體牽引着。天文學家一致認為這個物體就是黑洞,它就是人類發現的第一個黑洞。
1928年,天體物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡(Subrahmanyan Chandrasekhar)到英國劍橋師從英國天文學家亞瑟·愛丁頓爵士(Arthur Eddington)學習。錢德拉塞卡意識到,泡利不相容原理所能提供的排斥力有一個極限。恆星中的粒子的最大速度差被相對論限制為光速。這意味着,當恆星質量足夠大時,由不相容原理引起的排斥力就會比引力的作用小。錢德拉塞卡計算出;一個大約為太陽質量1.4倍的冷的恆星不能支持自身以抵抗自己的引力(該質量稱為錢德拉塞卡極限)。前蘇聯科學家列夫·達維多維奇·朗道(Lev Davidovich Landau)幾乎在同時也發現了類似的結論。
如果一顆恆星的質量比錢德拉塞卡極限小,它最後會停止收縮並終於變成一顆半徑為幾千英里和密度為每立方英寸幾百噸的“白矮星”。白矮星是它物質中電子之間的不相容原理排斥力所支持的。第一顆被觀察到的白矮星是天狼星(夜空中最亮的恆星)的一顆伴星(天狼星B)。
朗道還指出,對於恆星還存在另一可能的終態。其極限質量大約也為太陽質量的一倍到兩倍,但是其體積甚至比白矮星還小得多。這些恆星是由中子和質子之間,而不是電子之間的不相容原理排斥力所支持。所以它們被叫做中子星。它們的半徑只有10英里左右,密度為每立方英寸幾億噸。在中子星被第一次預言時,並沒有任何方法去觀察它,很久以後人們才發現了高速旋轉併發出週期性信號的中子星——脈衝星。
1967年,劍橋的一位研究生約瑟琳·貝爾(Jocelyn Bell)發現了天空發射出無線電波的規則脈衝的物體,這對黑洞的存在的預言帶來了進一步的鼓舞。起初貝爾和她的導師安東尼·赫維許以為,他們可能和我們星系中的外星文明進行了接觸。在宣佈他們發現的討論會上,他們將這四個最早發現的源稱為LGM1-4,LGM表示“小綠人”(“Little Green Man”)的意思。最終他們和所有其他人的結論是這些被稱為脈衝星的物體,事實上是旋轉的中子星。
另一方面,質量比錢德拉塞卡極限還大的恆星在耗盡其燃料時,會出現一個很大的問題:在某種情形下,它們會爆炸或拋出足夠的物質,使自己的質量減少到極限之下,以避免災難性的引力開始坍縮,不管恆星有多大,這總會發生。愛丁頓拒絕相信錢德拉塞卡的結果。愛丁頓認為,一顆恆星不可能坍縮成一點。這是大多數科學家的觀點:愛因斯坦自己寫了一篇論文,宣佈恆星的體積不會收縮為零。其他科學家,尤其是他以前的老師、恆星結構的主要研究者——愛丁頓的敵意使錢德拉塞卡拋棄了這方面的工作,轉去研究諸如恆星團運動等其他天文學問題。然而,當錢德拉塞卡獲得1983年諾貝爾獎時,至少部分原因在於他早年所做的關於冷恆星的質量極限的工作。
錢德拉塞卡指出,電子的泡利不相容原理不能夠阻止質量大於錢德拉塞卡極限的恆星發生坍縮,這時恆星中的電子會被壓入質子形成中子,整個恆星也就演化成中子星。而大於中子星質量極限的恆星坍縮會發生什麼,在當時仍是一個未知的問題。這個問題被一位年輕的美國人羅伯特·奧本海默於1939年首次解決,他表明大於一定質量的恆星會直接坍縮成黑洞,這個質量極限就是托勒曼—奧本海默—沃爾科夫極限。然而,他所獲得的結果表明,用當時的望遠鏡去觀察不會再有任何結果。之後,因第二次世界大戰的干擾,奧本海默捲入到原子彈計劃中去。戰後,由於大部分科學家被吸引到原子和原子核尺度的物理中去,因而引力坍縮的問題被大部分人忘記了。
黑洞這個概念剛被提出的時候,共有兩種光理論:一種是牛頓贊成的光的微粒説;另一種是光的波動説。由於量子力學的波粒二象性,光既可認為是波,也可認為是粒子。在光的波動説中,不清楚光對引力如何響應。但是如果光是由粒子組成的,人們可以預料,它們正如同炮彈、火箭和行星那樣受引力的影響。起先人們以為,光粒子無限快地運動,所以引力不可能使之慢下來,但是1676年丹麥天文學家羅默(Ole Rømer)關於光速度有限的發現表明引力對之可有重要效應。
1783年,劍橋的學監約翰·米歇爾(John Michell)在這個假定的基礎上,在《倫敦皇家學會哲學學報》上發表了一篇文章。他指出,一個質量足夠大並足夠緊緻的恆星會有如此強大的引力場,以致於連光線都不能逃逸——任何從恆星表面發出的光,還沒到達遠處即會被恆星的引力吸引回來。米歇爾暗示,可能存在大量這樣的恆星,雖然會由於從它們那裏發出的光不會到達我們這兒而使我們不能看到它們,但我們仍然可以感到它們的引力的吸引作用。這正是我們稱為黑洞的物體。 [11]
事實上,因為光速是固定的,所以,在牛頓引力論中將光類似炮彈那樣處理不嚴謹。(從地面發射上天的炮彈由於引力而減速,最後停止上升並折回地面;然而,一個光子必須以不變的速度繼續向上,那麼牛頓引力對於光如何發生影響。)在1915年愛因斯坦提出廣義相對論之前,一直沒有關於引力如何影響光的協調的理論,之後這個理論對大質量恆星的含意才被理解。
觀察一個恆星坍縮並形成黑洞時,因為在相對論中沒有絕對時間,所以每個觀測者都有自己的時間測量。由於恆星的引力場,在恆星上某人的時間將和在遠處某人的時間不同。假定在坍縮星表面有一無畏的航天員和恆星一起向內坍縮,按照他的表,每一秒鐘發一信號到一個繞着該恆星轉動的空間飛船上去。在他的表的某一時刻,譬如11點鐘,恆星剛好收縮到它的臨界半徑,此時引力場強到沒有任何東西可以逃逸出去,他的信號再也不能傳到空間飛船了。當11點到達時,他在空間飛船中的夥伴發現,航天員發來的一串信號的時間間隔越變越長。但是這個效應在10點59分59秒之前是非常微小的。在收到10點59分58秒和10點59分59秒發出的兩個信號之間,他們只需等待比一秒鐘稍長一點的時間,然而他們必須為11點發出的信號等待無限長的時間。按照航天員的手錶,光波是在10點59分59秒和11點之間由恆星表面發出;從空間飛船上看,那光波被散開到無限長的時間間隔裏。在空間飛船上收到這一串光波的時間間隔變得越來越長,所以恆星來的光顯得越來越紅、越來越淡,最後,該恆星變得如此之朦朧,以至於從空間飛船上再也看不見它,所餘下的只是空間中的一個黑洞。然而,此恆星繼續以同樣的引力作用到空間飛船上,使飛船繼續繞着所形成的黑洞旋轉。
黑洞吞噬中子星(計算機模擬) 黑洞吞噬中子星(計算機模擬)
但是由於以下的問題,使得上述情景不是完全現實的。離開恆星越遠則引力越弱,所以作用在這位無畏的航天員腳上的引力總比作用到他頭上的大。在恆星還未收縮到臨界半徑而形成事件視界之前,這力的差就已經將航天員拉成意大利麪條那樣,甚至將他撕裂!然而,在宇宙中存在質量大得多的天體,譬如星系的中心區域,它們遭受到引力坍縮而產生黑洞;一位在這樣的物體上面的航天員在黑洞形成之前不會被撕開。事實上,當他到達臨界半徑時,不會有任何異樣的感覺,甚至在通過永不回返的那一點時,都沒注意到。但是,隨着這區域繼續坍縮,只要在幾個鐘頭之內,作用到他頭上和腳上的引力之差會變得如此之大,以至於再將其撕裂。
羅傑·彭羅斯(Roger Penrose)在1965年和1970年之間的研究指出,根據廣義相對論,在黑洞中必然存在無限大密度和空間——時間曲率的奇點。這和時間開端時的大爆炸相當類似,只不過它是一個坍縮物體和航天員的時間終點而已。在此奇點,科學定律和預言將來的能力都失效了。然而,任何留在黑洞之外的觀察者,將不會受到可預見性失效的影響,因為從奇點出發的不管是光還是任何其他信號都不能到達。這令人驚奇的事實導致羅傑·彭羅斯提出了宇宙監督猜測,它可以被意譯為:“上帝憎惡裸奇點。”換言之,由引力坍縮所產生的奇點只能發生在像黑洞這樣的地方,在那兒它被事件視界體面地遮住而不被外界看見。嚴格地講,這是所謂弱的宇宙監督猜測:它使留在黑洞外面的觀察者不致受到發生在奇點處的可預見性失效的影響,但它對那位不幸落到黑洞裏的可憐的航天員卻是愛莫能助。

黑洞廣義相對論相關

廣義相對論方程存在一些理論解,這些解使得我們的航天員可能看到裸奇點。他也許能避免撞到奇點上去,而穿過一個“蟲洞”來到宇宙的另一區域。看來這給空間——時間內的旅行提供了巨大的可能性。但是不幸的是,所有這些解似乎都是非常不穩定的;一個最小的干擾,譬如一個航天員的存在就會使之改變,以至於他還沒能看到此奇點,就撞上去而結束了他的時間。換言之,奇點總是發生在他的將來,而從不會在過去。強宇宙監督猜測是説,在一個現實的解裏,奇點總是或者整個存在於將來(如引力坍縮的奇點),或者整個存在於過去(如大爆炸)。因為在接近裸奇點處可能旅行到過去,所以宇宙監督猜測的某種形式的成立是大有希望的。
事件視界,也就是空間——時間中不可逃逸區域的邊界,正如同圍繞着黑洞的單向膜:物體,譬如不謹慎的航天員,能通過事件視界落到黑洞裏去,但是沒有任何東西可以通過事件視界而逃離黑洞。(記住事件視界是企圖逃離黑洞的光的空間——時間軌道,沒有任何東西可以比光運動得更快)人們可以將詩人但丁針對地獄入口所説的話恰到好處地用於事件視界:“從這兒進去的人必須拋棄一切希望。”任何東西或任何人一旦進入事件視界,就會很快地到達無限緻密的區域和時間的終點。
廣義相對論預言,運動的重物會導致引力波的輻射,那是以光的速度傳播的空間——時間曲率的漣漪。引力波和電磁場的漣漪光波相類似,但是要探測到它則困難得多。就像光一樣,它帶走了發射它們的物體的能量。因為任何運動中的能量都會被引力波的輻射所帶走,所以可以預料,一個大質量物體的系統最終會趨向於一種不變的狀態。(這和扔一塊軟木到水中的情況相當類似,起先翻上翻下折騰了好一陣,但是當漣漪將其能量帶走,就使它最終平靜下來。)例如,繞着太陽公轉的地球即產生引力波。其能量損失的效應將改變地球的軌道,使之逐漸越來越接近太陽,最後撞到太陽上,以這種方式歸於最終不變的狀態。在地球和太陽的情形下能量損失率非常小——大約只能點燃一個小電熱器,這意味着要用大約1千億億億年地球才會和太陽相撞,沒有必要立即去為之擔憂。地球軌道改變的過程極其緩慢,以至於根本觀測不到。但是,在1974年發現的PSR1913+16(PSR表示“脈衝星”,一種特別的發射出無線電波規則脈衝的中子星)雙星系統中觀測到這一效應。此係統包含兩個互相圍繞着運動的中子星,由於引力波輻射,它們的能量損失,使之相互以螺旋線軌道靠近。
在恆星引力坍縮形成黑洞時,運動會更快得多,這樣能量被帶走的速率就高得多。所以不用太長的時間就會達到不變的狀態。人們會以為它將依賴於形成黑洞的恆星的所有的複雜特徵——不僅僅它的質量和轉動速度,而且恆星不同部分的不同密度以及恆星內氣體的複雜運動。如果黑洞就像坍縮形成它們的原先物體那樣變化多端,一般來講,對之作任何預言都將是非常困難的。
然而,加拿大科學家維納·伊斯雷爾(Werner Israel)在1967年使黑洞研究發生了徹底的改變。他指出,根據廣義相對論,非旋轉的黑洞必須是非常簡單的球形;其大小隻依賴於它們的質量,並且任何兩個這樣的同質量的黑洞必須是等同的。事實上,它們可以用愛因斯坦的特解來描述,這個解是在廣義相對論發現後不久的1916年卡爾·史瓦西找到的。一開始,許多人(其中包括伊斯雷爾自己)認為,既然黑洞必須是球形,一個黑洞只能由一個球形物體坍縮而形成。所以,任何實際的非球狀的恆星只會坍縮形成一個裸奇點。
然而,對於伊斯雷爾的結果,一些人,特別是羅傑·彭羅斯和約翰·惠勒(John Archibald Wheeler)提倡一種不同的解釋。他們論證道,牽涉恆星坍縮的快速運動表明,其釋放出來的引力波使之越來越近於球形,到它終於靜態時,就變成準確的球形。按照這種觀點,任何非旋轉恆星,不管其形狀和內部結構如何複雜,在引力坍縮之後都將終結於一個球形黑洞,其大小隻依賴於它的質量。這種觀點得到進一步的計算支持,並且很快就為大家所接受。
伊斯雷爾的結果只處理了由非旋轉物體形成的黑洞。1963年,新西蘭人羅伊·克爾(Roy Kerr)找到了廣義相對論方程的描述旋轉黑洞的一族解。這些“克爾”黑洞以恆常速度旋轉,其大小與形狀只依賴於它們的質量和旋轉的速度。如果旋轉為零,黑洞就是球形,這解就和史瓦西解一樣。如果有旋轉,黑洞的赤道附近就鼓出去(正如地球或太陽由於旋轉而鼓出去一樣),而旋轉得越快則鼓得越多。由此人們猜測,如將伊斯雷爾的結果推廣到包括旋轉體的情形,則任何旋轉物體坍縮形成黑洞後,將最後終結於由克爾解描述的一個靜態。
對黑洞的研究是科學史上極為罕見的情形之一,在沒有任何觀測到的證據證明其理論是正確的情形下,作為數學的模型被髮展到非常詳盡的地步。的確,這經常是反對黑洞的主要論據:怎麼能相信一個其依據只是基於令人懷疑的廣義相對論的計算的對象呢?然而,1963年,加利福尼亞的帕羅瑪天文台的天文學家馬丁·施密特(Maarten Schmidt)測量了在稱為3C273(即是劍橋射電源編目第三類的273號)射電源方向的一個黯淡的類星體的紅移。他發現引力場不可能引起這麼大的紅移——如果它是引力紅移,這類星體必須具有如此大的質量,並離地球如此之近,以至於會干擾太陽系中的行星軌道。這暗示此紅移是由宇宙的膨脹引起的,進而表明此物體離地球非常遠。由於在這麼遠的距離還能被觀察到,它必須非常亮,也就是必須輻射出大量的能量。人們會想到,產生這麼大量能量的機制看來不僅僅是一個恆星,而是一個星系的整個中心區域的引力坍縮。發生在如此小區域的引力坍縮讓人聯想到了黑洞。後來對類星體的研究表明。它是活動星系核的一種,中心存在着超大質量黑洞。

黑洞黑洞磁場

2015年12月4日,藉助事件視界望遠鏡(Event Horizon Telescope,簡稱EHT),天文學家在銀河系中心的超大黑洞人馬座A*事件視界的外側探測到了磁場。科學家發現靠近黑洞的某些區域是混亂的,有着雜亂的磁圈和渦漩,就像攪在一起的意大利麪。相反,其他區域的磁場則有序得多,可能是物質噴流產生的區域。黑洞周邊的磁場在短至15分鐘的時間段內都會發生明顯變化。 [13]  2021年3月24日,事件視界望遠鏡合作組公佈了M87超大質量黑洞的偏振圖像 [3]  ,揭露了環繞M87黑洞的熱氣體的磁場信息。

黑洞霍金理論

2014年初,霍金通過論文指出經典理論中的黑洞是不存在的,並提出了新的“灰洞”理論。該理論認為,物質和能量在被黑洞困住一段時間以後,又會被重新釋放到宇宙中。灰洞的概念主要是為了解決廣義相對論與量子力學之間的矛盾——防火牆悖論。 [14] 
2016年1月,霍金同物理學家馬爾科姆·佩裏(Malcolm Perry)、安德魯·施特羅明格(Andrew Strominger)提出了新理論:讓信息“逃逸”的黑洞裂口由“柔軟的帶電毛髮”組成,它們是位於視界線上的光子和引力子組成的粒子,這些能量極低甚至為零的粒子能捕獲並存儲落入黑洞的粒子的信息。 [15] 

黑洞黑洞照片

2017年4月5日,據英國《新科學家》雜誌在線版消息稱,“地球大小”的望遠鏡準備“穿透星系的心臟”。它由全球各地的8個射電觀測台組成,模擬出一台具有行星規模的天文設備。這組巨大的天文設備名為“事件視界望遠鏡”(EHT),其囊括了位於西班牙、美國和南極等地的射電望遠鏡。望遠鏡目標最終指向距離地球25000光年的人馬座A*黑洞以及距離地球5500萬光年的M87星系黑洞。前者是位於銀河系中心一個亮度極高且緻密的無線電波源,屬於人馬座A射電源的一部分,射電源的“心臟”就是超大質量黑洞的所在,這一400萬倍太陽質量的黑洞也被看作研究黑洞物理的最佳對象;而M87星系核心的黑洞質量,估計可能會達到65億個太陽質量。EHT期望能通過對這兩個黑洞方向的持續觀測一睹它們的真容。
美國東部時間2019年4月10日9時(北京時間10日21時),全球多地天文學家同步公佈了M87黑洞“真容”。該黑洞位於室女座一個巨橢圓星系M87的中心,距離地球5500萬光年,質量約為太陽的65億倍。它的核心區域存在一個陰影,周圍環繞一個新月狀光環。愛因斯坦廣義相對論被證明在極端條件下仍然成立。
M87中心超大質量黑洞(歐洲南部天文台ESO供圖 2019) M87中心超大質量黑洞(歐洲南部天文台ESO供圖 2019) [1]
北京時間2021年3月24日晚10點,中國科學家參與的事件視界望遠鏡(ETH)合作組織公佈最新研究成果:偏振光下M87超大質量黑洞的影像。這是繼兩年前成功捕獲人類有史以來首張黑洞照片後的最新進展,也是人類第一次在接近黑洞邊緣處測得表徵磁場特徵的偏振信息。這一結果對解釋距離我們地球5500萬光年的M87星系如何從其核心向外傳播能量巨大的噴流至為關鍵。 [3] 
M87黑洞偏振圖像(EHT合作組 2021) M87黑洞偏振圖像(EHT合作組 2021) [16]
圖:銀河系中心黑洞的首張照片是這樣做成的(EHT合作組 2022)
2022年5月,在包括上海在內的全球各地同時召開的新聞發佈會上,天文學家向人們展示了位於我們銀河系中心的超大質量黑洞的首張照片。 [17]  這一成果給出了該天體就是黑洞的實證,為理解這種被認為居於大多數星系中心的“巨獸”的行為提供了寶貴的線索。該照片由事件視界望遠鏡(EHT)合作組織這個國際研究團隊,通過分佈在全球的射電望遠鏡組網“拍攝”而成。
這是我們銀河系中心超大質量黑洞Sgr A*的首張照片,是這個黑洞真實存在的首個直接視覺證據。該照片由分佈在地球上的八個射電望遠鏡組成的、一個等效於地球般大小的虛擬望遠鏡(即EHT)所捕獲。望遠鏡以事件視界(即,光線也無法逃脱的黑洞邊界)命名。
因為黑洞不發光,所以我們看不見黑洞自身,但繞轉的發光氣體給出了其存在的信號:一個被亮環狀結構圍繞的闇弱中心區域(稱之為陰影)。照片上顯現出的(射電)光都是由該黑洞的強大引力彎曲所致,這個黑洞的質量超過了太陽質量的四百萬倍。
這張照片是EHT團隊將從Sgr A*的2017年觀測數據中提取出的不同照片平均而成。 [29]
圖:機器學習方法得到的全分辨率M87黑洞圖像(普林斯頓高等研究院,2023)
2023年,美國普林斯頓高等研究院的研究團隊使用了在2017年聯網觀測的“事件視界望遠鏡”(EHT)合作組織獲得的數據,利用主成分干涉測量建模(principal-component interferometric modeling,簡稱PRIMO)的機器學習技術,首次將黑洞圖像的分辨率達到了陣列的物理分辨率,最終生成新的M87黑洞圖像。 [18] 

黑洞分形幾何

黑洞概念圖 黑洞概念圖
2015年,一個由美國、英國、意大利和奧地利科學家組成的國際研究團隊,根據先前的研究和通過超級計算機的模擬,發現黑洞、引力波和暗物質均具有分形幾何特徵。有專家認為,這一重大發現將導致對天文學甚至物理學諸多不同領域的深刻認識。
黑洞是宇宙空間內存在的一種密度無限大、體積無限小的天體,所有的物理定理遇到黑洞都會失效;它是由質量足夠大的恆星在核聚變反應的燃料耗盡而“死亡”後,發生引力坍縮產生的。當黑洞“打嗝”時,就意味着有某個天體被黑洞“吞噬”,黑洞依靠吞噬落入其中物質“成長”;當黑洞“進食”大量物質時,就會有高速等離子噴流從黑洞邊緣逃逸而出。科學家利用流體動力學和引力相關理論並通過超級計算機進行模擬後得出結論——“進食”正在成長過程中的黑洞,將會使其形成分形表面。
美國著名物理學家約翰·惠勒(John Wheeler)教授曾經説過:今後誰不熟悉分形幾何,誰就不能被稱為科學上的文化人。中國著名學者周海中教授曾經指出:分形幾何不僅展示了數學之美,也揭示了世界的本質,從而改變了人們理解自然奧秘的方式;可以説分形幾何是真正描述大自然的幾何學,對它的研究也極大地拓展了人類的認知疆域。可見,分形幾何有着極其重要的科學地位。
黑洞是宇宙中最神秘的自然現象。它為什麼具有分形幾何特徵,其原因還是一個謎。

黑洞黑洞錄音

2022年8月,美國國家航空航天局(NASA)發佈了一段音頻片段,聲音是根據2億光年外的英仙座黑洞的引力波而合成的。據報道,這段音波來自美國宇航局的錢德拉X射線天文台 [19] 

黑洞黑洞心跳

藉助X射線望遠鏡,我們可以看到黑洞周圍吸積盤產生的週期性光變,就像黑洞的“心跳”。最早發現心跳的天體是1992年石榴號(GRANAT)X射線衞星發現的GRS 1915+105,也是人類發現的首個銀河系射電超亮源。它是一個X射線黑洞雙星系統,包含一顆黑洞和一顆恆星,兩者的質量都有可靠的測量,分別是約12個太陽質量和0.7個太陽質量。 [20] 

黑洞前沿研究

黑洞等離子體

德國馬克斯普朗克核物理研究所和赫爾姆霍茨柏林中心的研究人員使用柏林同步加速器(BESSY Ⅱ)在實驗室成功產生了黑洞周圍的等離子體。通過該研究,之前只能在太空由人造衞星執行的天文物理實驗,也可以在地面進行,諸多天文物理學難題有望得到解決。黑洞的重力很大,會吸附一切物質。進入黑洞後,任何東西都不可能從黑洞的邊界之內逃逸出來。隨着被吸入的物體的温度不斷升高,會產生核與電子分離的高温等離子體。
黑洞吸附物質會產生X射線,X射線反過來又會刺激其中的大量化學元素髮射出具有獨特線條(顏色)的X射線。分析這些線條可以幫助科學家瞭解更多有關黑洞附近等離子體的密度、速度和組成成分等信息。
在這個過程中,鐵起了非常關鍵的作用。儘管鐵在宇宙中的儲量並不如更輕的氫和氦豐富,但是,它能夠更好地吸收和重新發射出X射線,發射出的光子因此也比其他更輕的原子發射出的光子具有更高的能量、更短的波長(使得其具有不同的顏色)。
鐵發射出的X射線在穿過黑洞周圍的介質時也會被吸收。在這個所謂的光離化過程中,鐵原子通常會經歷幾次電離,其包含的26個電子中有超過一半會被去除,最終產生帶電離子,帶電離子聚集成為等離子體,研究人員可以在實驗室中重現了這個過程。
實驗的核心是馬克斯普朗克核物理研究所設計的電子束離子阱。在這個離子阱中,鐵原子經由一束強烈的電子束加熱,從而被離子化14次。實驗過程如下:一團鐵離子(僅僅幾釐米長並且像頭髮絲一樣薄)在磁場和電場的作用下被懸停在一個超高真空內,同步加速器發射出的X射線的光子能量被一台精確性超高的“單色儀”挑選出來,作為一束很薄但卻集中的光束施加到鐵離子上。
實驗室測量到的光譜線與錢德拉X射線天文台和XMM牛頓望遠鏡所觀測的結果相匹配。也就是説,研究人員在地面實驗室人為製造出了太空中的黑洞等離子體。
這種新奇的方法將帶電離子的離子阱和同步加速器輻射源結合在一起,讓人們可以更好地瞭解黑洞周圍的等離子體或者活躍的星系核。研究人員希望,將EBIT分光檢查鏡和更清晰的第三代(2009年開始在德國漢堡運行的同步輻射源PETRAⅢ)、第四代(X射線自由電子激光XFEL)X射線源結合,將能夠給該研究領域帶來更多新鮮活力。

黑洞人造黑洞

人造黑洞的設想最初由加拿大“不列顛哥倫比亞大學”的威廉·昂魯(William Unruh)教授在20世紀80年代提出,他認為聲波在流體中的表現與光在黑洞中的表現非常相似,如果使流體的速度超過聲速,那麼事實上就已經在該流體中建立了一個人造黑洞。然而,利昂哈特博士打算製造的人造黑洞由於缺乏足夠的引力,除了光線外,它們無法像真正的黑洞那樣“吞下週圍的所有東西”。
當比我們的太陽更大的特定恆星在生命最後階段發生爆炸時,自然界就會形成黑洞。它們將大量物質濃縮在非常小的空間內。假設在大型強子對撞機內的質子相撞產生粒子的過程中,形成了微小黑洞,每個質子擁有的能量可跟一隻飛行中的蚊子相當。天文學上的黑洞比大型強子對撞機能產生的任何東西的質量更重。據愛因斯坦的相對論描述的重力性質,大型強子對撞機內不可能產生微小黑洞。然而一些純理論預言大型強子對撞機能產生這種微型黑洞。所有這些理論都預測大型強子對撞機產生的此類黑洞會瞬間蒸發。因此它產生的黑洞將沒時間吸積物質,產生肉眼可見的結果。
2008年9月10日,隨着第一束質子束流貫穿整個對撞機,歐洲大型強子對撞機(LHC)正式啓動。截止目前,LHC還未看到實驗室中的黑洞。

黑洞黑洞炸彈

2001年1月,英國聖安德魯大學理論物理科學家烏爾夫·萊昂哈特(Ulf Leonhardt)宣佈他和其他英國科研人員將在實驗室中製造出一個黑洞,當時沒有人對此感到驚訝。然而俄《真理報》日前披露俄羅斯科學家的預言:黑洞不僅可以在實驗室中製造出來,而且50年後,具有巨大能量的“黑洞炸彈”將使如今人類談虎色變的“原子彈”也相形見絀。
俄羅斯科學家亞歷山大·特羅菲蒙科(A. P. Trofimenko)認為,能吞噬萬物的真正宇宙黑洞也完全可以通過實驗室“製造出來”:一個原子核大小的黑洞,它的能量將超過一家核工廠。如果人類有一天真的製造出黑洞炸彈,那麼一顆黑洞炸彈爆炸後產生的能量,將相當於數顆原子彈同時爆炸,它至少可以造成10億人死亡。” [21] 

黑洞捕捉星雲

星雲正接近銀河中央黑洞(概念圖) 星雲正接近銀河中央黑洞(概念圖)
2011年12月,一個國際研究小組利用歐洲南方天文台的“甚大望遠鏡”(VLT),發現一個星雲正在靠近位於銀河系中央的黑洞並將被其吞噬。
這是天文學家首次觀測到黑洞“捕捉”星雲的過程。觀測顯示,這個星雲的質量約是地球的3倍,它的位置來逐漸靠近“人馬座A*”黑洞。這個黑洞的質量約是太陽的400萬倍,是距離我們最近的大型黑洞。研究人員分析認為,到2013年,這個星雲將離黑洞非常近,有可能被黑洞逐漸吞噬。 [22] 

黑洞黑洞無毛

黑洞內部只有三個物理量有意義:質量、電荷、角動量。
1973年霍金、卡特爾(B. Carter)等人嚴格證明了“黑洞無毛定理”:“無論什麼樣的黑洞,其最終性質僅由幾個物理量(質量、角動量、電荷)惟一確定”。即當黑洞形成之後,只剩下這三個不能變為電磁輻射的守恆量,其他一切信息(“毛髮”)都喪失了,黑洞幾乎沒有形成它的物質所具有的任何複雜性質,對前身物質的形狀或成分都沒有記憶。 於是“黑洞”的術語發明家惠勒戲稱這特性為“黑洞無毛”。
對於物理學家來説,一個黑洞或一塊方糖都是極為複雜的物體,因為對它們的完整描述,即包括它們的原子和原子核結構在內的描述,需要有億萬個參量。與此相比,一個研究黑洞外部的物理學家就沒有這樣的問題。黑洞是一種極其簡單的物體,如果知道了它的質量、角動量和電荷,也就知道了有關它的一切。黑洞幾乎不保持形成它的物質所具有的任何複雜性質。它對前身物質的形狀或成分都沒有記憶,它保持的只是質量、角動量、電荷。消繁歸簡或許是黑洞最基本的特徵。有關黑洞的大多數術語的發明家約克·惠勒,在60年前把這種特徵稱為“黑洞無毛”。

黑洞黑洞信息悖論

幾十年來宇宙學家一直對黑洞會摧毀製造它的信息的問題所困擾。黑洞是由它的質量、角動量、電荷量這三個性質所決定的天體。任何被它吸入的複雜資料也只會保留這三個信息。假如是這樣,那就無法知道最初形成黑洞的物體的其他特徵,以及黑洞吸入的物體的其他特徵。然而,量子力學中信息會被永久保存,而且你可以用那些信息重建物體的過去。
史蒂芬·霍金提出一種解決方案,他認為黑洞會產生霍金輻射,直到蒸發殆盡,因此它的過去只有從它輻射的信息裏面可以找到。如何從輻射中還原這些信息仍是一個謎。
自從霍金提出了黑洞會輻射能量,黑洞是否會保留物質之前的完整信息的辯論從沒有停止過。有觀點認為,要了解跑進黑洞裏的資料,不僅要看霍金輻射釋放出的粒子,還需要看它們之間的相互作用。這些相互作用包括引力以及相互作用介質(如光子)的交換。通過這些相互作用,理論上一個觀測者可以還原黑洞中物體的信息。 [23] 

黑洞時間倒流

在熱力學的角度,時空也被認為是全息圖,根據全息原理,其與給定區域內的表面積有關,也可進一步解釋為熱力學的時間方向。由於過去和將來的全息屏區域在不同的方向增加,因此時間的方向可以對應着兩種不同類型的全息屏。 [24] 

黑洞J1144

2022年6月15日,澳大利亞國立大學的一支國際研究團隊意外發現了90億年來成長最快的黑洞。這個黑洞代號簡稱J1144,質量是太陽的30億倍,平均每秒鐘可“吞噬”一個地球大小的天體,其所在類星體亮度是銀河系所有光亮度之和的7000倍。 [25] 

黑洞噴流進動

2023年9月27日,天文學家捕捉到了M87黑洞自轉的直接證據,給瞭解宇宙最神秘的天體提供了新的見解,該成果發表在自然雜誌上。 [26]  長達22年的射電觀測結果表明,黑洞自轉切割周圍磁場讓帶電粒子加速產生了噴流,並且該噴流圍繞黑洞以11年為週期做週期性進動。這表明黑洞的自轉軸與吸積盤之間存在錯位,導致噴流像陀螺一樣搖擺。 [27]  這一現象符合愛因斯坦的廣義相對論關於“如果黑洞處於旋轉狀態,會導致參考系拖曳效應”的預測。

黑洞觀測成果

2015年2月26日,北京大學一團隊在《自然》雜誌發表文章稱,在一個距離128億光年的超亮類星體(quasar,AGN的一種)裏發現了一個質量為太陽120億倍的黑洞,並且該黑洞早在宇宙形成的早期就已經存在。 [28] 
2017年波蘭天文學家科茲洛夫斯基(Szymon Kozłowski)利用斯隆數字巡天(Sloan Digital Sky Survey,簡稱SDSS)數據製作的星表指出,類星體J140821.67+025733.2的黑洞質量約1960億太陽質量。但這一數值在學界頗有爭議,被認為存在問題。 [29] 
2017年12月7日,美國卡耐基科學研究所科學家發現遙遠的超大質量黑洞,該黑洞質量是太陽質量的8億倍。 [30] 
2019年4月,事件視界望遠鏡(EHT)合作組首次公佈了M87星系中心黑洞,也是人類首次拍攝的黑洞照片。 [1] 
2021年4月14日,上海天文台公佈最新觀測成果,M87黑洞多波段“指紋”被成功捕獲。 [31] 
2022年5月,銀河中心超大質量黑洞人馬座A*的照片由EHT合作組首度公佈。
2022年8月,中科院國家天文台研究人員發佈EP-WXT探路者觀測到的首批天體寬視場X射線圖像和能譜。該儀器一次觀測就能夠同時探測到多個方向上的X射線源。其中,包括恆星級質量黑洞和中子星。 [32] 
2022年11月4日,美國哈佛-史密森天體物理學中心研究人員發表報告稱,發現目前已知距離地球最近的黑洞,位於地球以外1600光年。研究人員説,這個黑洞被命名為Gaia BH1,位於蛇夫座星系,是太陽質量的大約10倍,與其伴星的距離相當於地球和太陽的距離。先前已知的距離地球最近的黑洞位於地球以外3000光年。研究人員分析歐洲航天局空間探測器“蓋亞”收集的數據時發現這個黑洞,然後用位於美國夏威夷冒納凱阿山上的“北雙子座”天文望遠鏡觀測證實這個黑洞的存在。除距離地球最近,Gaia BH1還是一個休眠黑洞,不同於目前銀河系已知的其他20多個黑洞。科學家是通過觀測伴星運動發現“蓋亞BH1”黑洞,伴星圍繞黑洞旋轉,其軌道距離與地球繞太陽運行的距離大致相同。 [33-34] 
2022年,科學家觀測到一次極其罕見的天文學奇觀——潮汐瓦解事件(TDE),同時探測到有物質噴流以接近光速的速度,從黑洞中直指地球“飛奔”而出。 [35] 
2023年3月29日,英國杜倫大學宣佈,由學校牽頭的一項研究利用引力透鏡效應發現了一個超大黑洞,其質量約為太陽質量的300億倍。 [36] 
2023年4月10日,據美國趣味科學網報道,美國天文學家發現了一個“失控”的黑洞,似乎正在逃離其宿主星系,在太空中狂奔,身後拖曳着一些氣體和恆星。研究團隊指出,如果這一發現獲得證實,將是超大質量黑洞可從其宿主星系噴射出來並在星際空間漫遊的首個觀測證據。相關研究刊發於《天體物理雜誌快報》。 [37] 
2023年5月,由英國南安普頓大學領導的一個天文學家團隊捕捉到了有史以來最大的宇宙爆炸,這一事件被認為是由超大質量黑洞吞噬的巨大氣體雲引發的。 [38] 
2023年1月9日,科學家發現兩個超大質量黑洞並排“進餐”。它們同時生長,相距只有750光年,是科學家們觀測到的最為接近的黑洞,它們最終將融為一個巨大的黑洞。 [39] 
2023年7月消息,我國科學家領導的國際合作團隊利用“中國天眼”發現,著名微類星體GRS 1915+105的黑洞存在亞秒級低頻射電準週期振盪現象,就像微弱的射電“脈搏”。這是國際首次在射電波段觀測到黑洞“脈搏”,有望打開黑洞射電觀測和理論研究的新思路。該研究由武漢大學天文學系與中國科學院國家天文台團隊牽頭完成,相關成果7月27日在國際學術期刊《自然》發表。 [40] 
2023年9月1日,《科學》雜誌(Science)以長文(Article)形式發表了主要基於慧眼衞星觀測結果的黑洞吸積磁場的最新研究成果。該項研究利用我國首顆空間X射線天文衞星慧眼號的觀測數據,聯合地面射電和光學望遠鏡觀測,發現了黑洞周圍磁囚禁吸積盤形成過程的直接觀測證據。 [41] 
2024年2月,澳大利亞國立大學研究人員領銜的團隊在英國《自然·天文學》雜誌上發表論文説,他們發現了迄今已知成長最快的黑洞,它每天吞噬掉的物質質量相當於一個太陽 [43] 
據澳大利亞國立大學2024年2月20日發佈的新聞公報,這項研究由該校與墨爾本大學、歐洲南方天文台、法國巴黎索邦大學合作完成。這個黑洞的質量高達太陽的170億倍,距離地球超過120億光年。
歐洲南方天文台發佈的公報指出,這個黑洞所在的類星體代號為J0529-4351,不僅是迄今觀測到的最明亮類星體,也是迄今觀測到的最明亮天體。

黑洞世界紀錄

宇宙中密度最大的物體:黑洞是恆星的殘餘,它們以超新星的形式結束了自己的生命。它們的特徵是一個空間區域,在這個空間中重力非常強,甚至光都無法逃逸。這個區域的邊界被稱為視界,在黑洞的中心是奇點,死恆星的質量被壓縮到一個零大小和無限密度的單一點。正是這個奇點產生了黑洞強大的引力場。(吉尼斯世界紀錄)

黑洞科學問題

2022年6月27日,在第二十四屆中國科協年會閉幕式上,中國科協隆重發布10個對科學發展具有導向作用的前沿科學問題,其中包括“宇宙中的黑洞是如何形成和演化的?” [42] 
參考資料
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