首張黑洞照片誕生
——談黑洞的前生今世

吳慶文

華中科技大學(xué) 物理學(xué)院，武漢 430074

1 黑洞緣起——提出黑洞的概念

我們知道由于地球引力作用，扔出去的物體在空中劃過一道優(yōu)美的弧線后又落回地球上，但拋出速度如果達(dá)到或超過第二宇宙速度(11.2 km/s)時(shí)，這個(gè)物體就會(huì)逃脫地球的引力束縛。1795年，法國物理學(xué)家、天文學(xué)家和數(shù)學(xué)家拉普拉斯基于牛頓引力理論和光的粒子學(xué)說提出宇宙中存在著這樣一種恒星：密度類似于地球，但直徑比太陽大250倍，那么由于該恒星的自身引力，即使光子也逃脫不了這顆恒星，從而導(dǎo)致我們根本無法觀測到它，這就是所謂的 暗星 。隨著1801年托馬斯?楊的雙縫干涉實(shí)驗(yàn)的成功，絕大多數(shù)物理學(xué)家開始支持光的波動(dòng)性，拉普拉斯自己也認(rèn)為光的粒子性假設(shè)有些不靠譜，便放棄了，于是 暗星 這一提法也就慢慢地淡出了人們的視野。

愛因斯坦1905年提出狹義相對論之后，1916年又創(chuàng)造性地提出了廣義相對論(場方程為方程左邊代表時(shí)空彎曲，右邊代表物質(zhì))，其核心概念就是物質(zhì)導(dǎo)致時(shí)空彎曲。美國物理學(xué)家惠勒(物理大師費(fèi)曼和索恩的導(dǎo)師)給出了優(yōu)美的解釋 物質(zhì)告訴時(shí)空如何彎曲，時(shí)空告訴物質(zhì)如何運(yùn)動(dòng) 。德國天文學(xué)家史瓦西看到了愛因斯坦場方程后，在引力場球?qū)ΨQ假設(shè)下，得到了第一個(gè)廣義相對論的精確解。這個(gè)精確解存在兩個(gè)奇異點(diǎn)(R=0和R=2GM/c2，G為萬有引力常數(shù)，M為質(zhì)量，c為光速)，其中一個(gè)奇點(diǎn)是坐標(biāo)系選擇帶來的(即換一個(gè)坐標(biāo)系可以避免這個(gè)奇異點(diǎn)，即R=2GM/c2)，另一個(gè)奇點(diǎn)R=0是本質(zhì)的，在這一點(diǎn)時(shí)空曲率和物質(zhì)密度都無限大，所有的物理規(guī)律都失去了效果。奇點(diǎn)外面存在一個(gè) 視界(event horizon) ，視界以內(nèi)的區(qū)域時(shí)空曲率足夠大，連光子都難以逃脫。一切物質(zhì)只要落入這一區(qū)域，它立刻就會(huì)消失得無影無蹤。這個(gè)區(qū)域就像一個(gè)無底洞，即我們所說的 黑洞 (但當(dāng)時(shí) 黑洞 的概念還未提出)。這種不帶電荷、沒有旋轉(zhuǎn)、球?qū)ΨQ的黑洞，我們稱之為史瓦西黑洞。如果太陽塌縮成一個(gè)史瓦西黑洞，則黑洞視界大小約為3 km，而如果地球壓縮成黑洞后，其視界半徑還不到1 cm。

1930年，印度裔美籍科學(xué)家錢德拉塞卡提出白矮星存在質(zhì)量上限。他的導(dǎo)師愛丁頓立刻認(rèn)識到如果接受錢德拉塞卡的分析，那么大質(zhì)量恒星演化的最終結(jié)局就不可避免地會(huì)塌縮成中子星或黑洞。即使愛丁頓是當(dāng)時(shí)能理解廣義相對論的少數(shù)幾個(gè)人之一，他自己也不能接受白矮星存在質(zhì)量上限這樣怪異的理論。1939年，原子彈之父奧本海默利用廣義相對論計(jì)算了無壓力氣體組成的均勻球塌縮過程，發(fā)現(xiàn)球體將切斷和外部世界的通信聯(lián)系。這也是第一個(gè)關(guān)于黑洞形成的理論計(jì)算。關(guān)于引力球塌縮問題很長時(shí)間并沒有引起注意，直到二十世紀(jì)五六十年代，惠勒進(jìn)一步研究了這類天體的塌縮問題，并認(rèn)為這一結(jié)論應(yīng)該是正確的，于1967年的一次會(huì)議上正式提出 黑洞 一詞用來取代以前的 引力完全塌縮星球 這一冗長的稱呼。 黑洞 一詞簡潔明了，又能很形象地描述出這類天體的性質(zhì)，因此很快被人們接受。同一時(shí)代，克爾(Kerr)等人又得出了一個(gè)旋轉(zhuǎn)黑洞的精確解，對應(yīng)的旋轉(zhuǎn)黑洞被稱為克爾黑洞(相比史瓦西黑洞而言，克爾黑洞具有角動(dòng)量或自旋)。在克爾黑洞中，黑洞視界大小與黑洞自旋有關(guān)。

2 “看見”黑洞

黑洞具有強(qiáng)大的引力，本身沒有光子輻射(先不談霍金輻射，機(jī)制不同)，那么我們怎么能夠看得見它呢？確實(shí)如此，如果宇宙中存在一個(gè)孤零零的黑洞，我們確實(shí)無法用電磁手段觀測它。但黑洞強(qiáng)大的引力可以把周圍的等離子體俘獲，這些被俘獲的物質(zhì)會(huì)圍繞著黑洞旋轉(zhuǎn)，形成所謂的 吸積盤 ，距離黑洞不同的距離旋轉(zhuǎn)速度不同。物質(zhì)之間產(chǎn)生的摩擦，導(dǎo)致吸積盤溫度升高，使俘獲物質(zhì)的一部分引力能變?yōu)闊崮茌椛涑鋈?，從而可以被我們觀測到。因此，雖然黑洞本身發(fā)光，但是黑洞視界外面的吸積盤發(fā)光，從而讓我們有機(jī)會(huì)看到它。

視界 望遠(yuǎn)鏡觀測到的就是黑洞周圍電磁輻射過程，因此有必要簡單介紹一下黑洞吸積盤[1-2]。不同吸積率(單位時(shí)間吸積物質(zhì)的多少)情況下，主要存在3種吸積盤模型：①低輻射效率吸積盤模型 在黑洞吸積率很低時(shí)，吸積盤光深很小，被加熱的離子幾乎不輻射，又沒有把大部分能量轉(zhuǎn)移給電子輻射，因此形成一個(gè)雙溫盤(離子溫度遠(yuǎn)高于電子溫度)。溫度高導(dǎo)致盤是厚的(H/R～1，H為盤厚度，R為到黑洞距離)，此時(shí)吸積物質(zhì)的大部分引力能都被離子帶到黑洞里去了，所以我們稱之為低輻射效率吸積盤。這類吸積盤主要存在于活動(dòng)性不太強(qiáng)或者接近休眠的黑洞中(目前視界望遠(yuǎn)鏡看的兩個(gè)超大質(zhì)量黑洞都屬于這一類吸積過程)。②標(biāo)準(zhǔn)吸積盤模型 當(dāng)吸積率比較大時(shí)，吸積盤光深遠(yuǎn)大于1，電子和離子碰撞頻繁，吸積盤輻射很有效，形成冷盤，盤也比較薄(H/R遠(yuǎn)小于1)，此時(shí)吸積盤輻射效率高達(dá)10 %(遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于化學(xué)能或核能的轉(zhuǎn)化效率；如果黑洞轉(zhuǎn)得很快，輻射效率高達(dá)驚人的40 %)。這類吸積盤主要存在于正值壯年的類星體中(或者高軟態(tài)的黑洞雙星)。③細(xì)盤 當(dāng)黑洞吸積率非常高時(shí)，由于吸積盤光深非常大，有可能導(dǎo)致盤中間輻射的光子還沒來得及逃出盤表面，就被帶到黑洞里了(光子囚禁現(xiàn)象)，此時(shí)盤溫度也會(huì)升高，高溫導(dǎo)致吸積盤也是厚的。此時(shí)很多輻射光子能量被帶入黑洞，因此吸積盤輻射光度增加并不快，甚至輻射光度可能達(dá)到飽和。此類黑洞可以作為標(biāo)準(zhǔn)燭光用來研究宇宙學(xué)(有點(diǎn)像Ia型超新星)。

3 宇宙中的黑洞天體

3.1 恒星級黑洞——黑洞X射線雙星

X射線雙星是由一顆輻射X射線的致密天體和一顆普通的恒星組成的雙星系統(tǒng)，其中致密天體可能是黑洞、中子星或者白矮星，當(dāng)致密天體為黑洞時(shí)，我們就稱之為黑洞X射線雙星。那么我們怎么才能知道其中的致密天體是黑洞呢？在X射線雙星中，中心致密天體通過洛希瓣或星風(fēng)吸積伴星的物質(zhì)，形成吸積盤。對于恒星級質(zhì)量的黑洞或中子星來說，吸積盤內(nèi)區(qū)域的溫度非常高，輻射主要在X射線波段，因此我們更容易從X射線波段觀測發(fā)現(xiàn)它們。對于爆發(fā)類天體，射電觀測等或許能提前知道爆發(fā)信息。對于兩個(gè)天體組成的繞轉(zhuǎn)系統(tǒng)來說，如果軌道角度合適，則有可能看到蝕現(xiàn)象，這樣可以測到周期性變化。即使沒有看到蝕現(xiàn)象，由于繞轉(zhuǎn)，作為伴星的恒星譜線會(huì)呈現(xiàn)出正弦多普勒位移特征，這種特征也可以得到繞轉(zhuǎn)周期(譜線的周期就是黑雙星繞轉(zhuǎn)周期)。通過恒星顏色，現(xiàn)在可以很好地確定其伴星的質(zhì)量。如果合理確定雙星軌道傾角，那么就可以計(jì)算出中心致密天體的質(zhì)量。在20世紀(jì)60年代，通過X射線觀測，發(fā)現(xiàn)天鵝座X-1(Cyg X-1)是一個(gè)非常強(qiáng)烈的X射線源，其伴星為一顆超巨星，質(zhì)量約為20 M⊙(太陽質(zhì)量)，其軌道周期約為5.6天，通過譜線多普勒效應(yīng)測得的速度約為70 km/s，計(jì)算發(fā)現(xiàn)這個(gè)X射線源的最小質(zhì)量為5 M⊙。如果采用更合理的傾角(傾角不太好測量)，其質(zhì)量大約為10 M⊙，遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過了白矮星或中子星的質(zhì)量上限，因此它很有可能就是 黑洞 。這個(gè)源被認(rèn)為是第一個(gè)最佳的黑洞候選體。到目前為止，在銀河系內(nèi)已經(jīng)發(fā)現(xiàn)幾十顆黑洞X射線雙星候選體，質(zhì)量為5～20 M⊙的黑洞，當(dāng)然還有更多的黑洞在黑暗中沉睡[3]。通過黑洞X射線譜以及鐵發(fā)射線擬合還可以測量黑洞的第二重要參數(shù)ü 自旋，目前已有十幾個(gè)黑洞雙星被較好地測定了這個(gè)參數(shù)。

3.2 黑洞舞者——LIGO引力波探測的雙黑洞

2016年2月11日，美國激光干涉引力波天文臺(tái)(LIGO)宣布人類首次發(fā)現(xiàn)引力波，證實(shí)了愛因斯坦百年前的預(yù)言。到目前為止，已經(jīng)探測到了10次雙黑洞合并產(chǎn)生的引力波信號，并且發(fā)現(xiàn)了一例雙中子星合并事件。2019年4月1日，LIGO升級后恢復(fù)開機(jī)，啟動(dòng)第三輪引力波探測。此次升級后，LIGO的靈敏度比以前提高了40 %，歐洲Virgo也將同時(shí)啟動(dòng)探測。LIGO科研團(tuán)隊(duì)預(yù)計(jì)將能探測到更多的黑洞合并事件，有可能從以前的每月1次事例增加到每月近10次，從而使引力波事件成為常態(tài)，特別是有可能探測到以前沒有看到的黑洞和中子星合并所發(fā)出的引力波(圖 1)。在前兩輪探測中，雙黑洞質(zhì)量范圍為6～40 M⊙，合并后形成的黑洞質(zhì)量在10～80 M⊙范圍內(nèi)，這大大突破了以前通過X射線雙星確定的黑洞質(zhì)量(圖 2)。

圖1 LIGO第一階段和第二階段觀測發(fā)現(xiàn)的雙黑洞合并事件引力波信號(圖片來自LIGO網(wǎng)站 )

圖2 LIGO第一階段和第二階段觀測發(fā)現(xiàn)的雙黑洞合并事件以及其他手段發(fā)現(xiàn)的黑洞X射線雙星和中子星系統(tǒng)(圖片來自LIGO網(wǎng)站 )

3.3 巨型黑洞——星系中心超大質(zhì)量黑洞

類星體是20世紀(jì)60年代天文四大發(fā)現(xiàn)之一(另外三個(gè)分別為脈沖星、微波背景輻射和星際有機(jī)分子)。類星體是一種星系，但看上去非常致密像恒星，因此得名。這類天體紅移很高，目前最高約為7，即距離地球可以達(dá)到100億光年以上，單位時(shí)間發(fā)出的熱量可高達(dá)1048erg/s (1erg=10-7J)，遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于普通星系的光度。這么小的體積，能持續(xù)發(fā)出這么強(qiáng)的輻射，這種輻射不可能來自于像普通星系那樣的恒星發(fā)光，因此這類天體的能源機(jī)制一直令天文學(xué)家感到困惑。后來，人們慢慢認(rèn)識到這種星系中心可能存在一個(gè)巨型黑洞(黑洞質(zhì)量為106～1010M⊙)，圍繞黑洞有一個(gè)高速旋轉(zhuǎn)的吸積盤，吸積盤把一部分物質(zhì)的引力能變?yōu)闊崮懿⑤椛涑鋈ァ?/p>

除了類星體外，人們慢慢認(rèn)識到可能所有的星系中心都存在一個(gè)巨型黑洞，且發(fā)現(xiàn)黑洞質(zhì)量和星系核球之間存在非常緊密關(guān)系。因此，從星系演化的角度來說，可能不僅僅是星系造就了其中心的巨型黑洞，中心黑洞也嚴(yán)重影響了整個(gè)星系甚至宇宙的演化，否則很難解釋星系核球與黑洞質(zhì)量之間緊密的關(guān)系。

銀河系中心就存在一個(gè)巨型黑洞。中國科學(xué)院上海天文臺(tái)沈志強(qiáng)等[4]利用高分辨率的射電干涉陣，給出了銀河系中心存在超大質(zhì)量黑洞最令人信服 的證據(jù)。國際上不同小組也在利用最新主動(dòng)光學(xué)技術(shù)，期望直接通過恒星動(dòng)力學(xué)方法測定該黑洞質(zhì)量。經(jīng)過努力，歐洲天文學(xué)家賈斯(Ghez)等[5]利用該黑洞周圍數(shù)十顆恒星動(dòng)力學(xué)測得這個(gè)黑洞質(zhì)量為400萬M⊙(圖3)。

圖3 銀河系中心黑洞質(zhì)量測量，其中數(shù)十顆恒星圍繞一個(gè)致密物體旋轉(zhuǎn)，周期從十年到幾十年，利用開普勒定律可以很精確地算出其中的黑洞質(zhì)量(圖片來自UCLA網(wǎng)站)

3.4 中等質(zhì)量黑洞——黑洞沙漠？

相比于比較公認(rèn)的超大質(zhì)量黑洞和恒星級黑洞，中等質(zhì)量黑洞(102～105M⊙)存在的證據(jù)初露端倪，但大家認(rèn)可度還不高。初步候選體包括：①矮星系中心黑洞。由于黑洞質(zhì)量和核球存在較好相關(guān)性，中小星系中可能會(huì)發(fā)現(xiàn)中等質(zhì)量黑洞。這類矮星系可能沒有經(jīng)歷主要合并過程，因此沒有長大[6-7]。②極亮或超亮X射線源。這類源一般位于星系 非 中心位置，但光度可以超過1039～1042erg/s(即超過或遠(yuǎn)超過恒星級黑洞的光度)。HLX-1是個(gè)特殊的極亮X射線源，大約每400天爆發(fā)一次，最高光度可以超過1042erg/s，從X射線部分黑體譜及吸積盤不穩(wěn)定性等方式限定都表明其中心黑洞質(zhì)量可能為104～105M⊙(圖4)。因此，該源是中等質(zhì)量黑洞最好的候選體之一[8-9]。球狀星團(tuán)中也是中等質(zhì)量黑洞存在的熱門候選天體，目前已經(jīng)利用多種方法搜尋，但結(jié)果都還有相當(dāng)?shù)牟淮_定性。相比而言，中等質(zhì)量黑洞似乎還是一個(gè)沙漠地帶。尋找中等質(zhì)量黑洞，對理解黑洞形成和演化將起到至關(guān)重要的作用。期望不久的將來，隨著高靈敏度、大視場的望遠(yuǎn)鏡或空間引力波計(jì)劃的建成和投入觀測，中等質(zhì)量黑洞的 沙漠 能變成 綠洲 。

圖4 中等質(zhì)量黑洞候選體HLX-1，左圖為位置，右圖為光變和理論計(jì)算[9]

4 高分辨率望遠(yuǎn)鏡——視界望遠(yuǎn)鏡

望遠(yuǎn)鏡角分辨率θ～λ/D，其中λ是接收輻射的波長，D為望遠(yuǎn)鏡的直徑，θ越小則說明分辨率越高，其分辨本領(lǐng)就越強(qiáng)。 視界望遠(yuǎn)鏡(event horizon telescope)就是能夠分辨到宇宙中部分黑洞的視界尺度。提高望遠(yuǎn)鏡分辨率有兩種途徑：更短的接收波長和更大的望遠(yuǎn)鏡直徑。在光學(xué)波段，由于材料限制，目前最大的望遠(yuǎn)鏡直徑約為10 m。在X射線以及伽馬射線波段(只能在空間探測)，由于材料和技術(shù)原因，也不能把望遠(yuǎn)鏡做很大。

20世紀(jì)60年代，英國劍橋大學(xué)卡爾迪許實(shí)驗(yàn)室的馬丁?賴爾(Ryle)利用基線干涉的原理，發(fā)明了綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡，大大提高了射電望遠(yuǎn)鏡的分辨率。其主要的工作原理就是讓放在兩個(gè)或多個(gè)地方的射電望遠(yuǎn)鏡同時(shí)接收同一個(gè)天體的無線電波，考慮到地球自轉(zhuǎn)以及望遠(yuǎn)鏡位置，電磁波到達(dá)不同望遠(yuǎn)鏡存在光程差，可以對不同望遠(yuǎn)鏡接收到的信號進(jìn)行相關(guān)處理得到干涉條紋，此時(shí)這臺(tái)虛擬望遠(yuǎn)鏡的尺寸就相當(dāng)于望遠(yuǎn)鏡之間的最大距離。這種化整為零的方法大大提高了望遠(yuǎn)鏡的分辨率，賴爾也因此項(xiàng)發(fā)明獲得1974年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。目前在從射電到伽馬射線不同波段望遠(yuǎn)鏡中，射電干涉陣的分辨率最高，幾個(gè)著名的射電干涉陣包括美國甚大陣(VLA)、美國甚長基線干涉陣(VLBA)、中國加入的歐洲甚長基線干涉陣(EVN)以及日本空間射電望遠(yuǎn)鏡(VSOP)等。上述幾個(gè)地面射電望遠(yuǎn)鏡陣的等效直徑幾乎相當(dāng)于地球大小，從望遠(yuǎn)鏡分辨率公式來看，如果繼續(xù)提高分辨率的話，只有建造更短波長的射電望遠(yuǎn)鏡陣列。隨著技術(shù)的發(fā)展，毫米波望遠(yuǎn)鏡技術(shù)逐漸成熟并開始建設(shè)。到2017年，全球不同國家有近10臺(tái)亞毫米波望遠(yuǎn)鏡投入觀測，分布從南極到北極，從美國到歐洲，組成了一個(gè)相當(dāng)于地球大小的巨大虛擬望遠(yuǎn)鏡，主要包括南極的SPT、智利的ALMA(陣)和APEX、墨西哥的LMT、美國亞利桑那的SMT、美國夏威夷的JCMT和SMA(陣)、西班牙的PV、格陵蘭島GLT等。這些望遠(yuǎn)鏡工作在更短的毫米到亞毫米波段，可以達(dá)到前所未有的超高分辨率，如在230 GHz(1.3 mm)，分辨率達(dá)到了20微角秒，比哈勃望遠(yuǎn)鏡的分辨率提高了近2 000倍，這個(gè)分辨率幾乎接近部分近鄰超大質(zhì)量黑洞視界尺度，可以看清黑洞視界的邊緣。在這些望遠(yuǎn)鏡中，ALMA陣列最為重要，其靈敏度最高。到目前為止，兩個(gè)黑洞視界分辨率最高的天體分別是銀河系中心黑洞與梅西耶M87中心黑洞，這兩個(gè)巨型黑洞質(zhì)量分別為410萬和60億個(gè)太陽質(zhì)量。銀河系和M87的中心黑洞離地球分別為2.7萬光年和5 600萬光年，M87中心黑洞比銀心黑洞質(zhì)量大了近1 500倍，但距離遠(yuǎn)了2 000倍，從而導(dǎo)致這兩個(gè)黑洞在天空上投影大小幾乎相當(dāng)(這一點(diǎn)非常像月亮和太陽，看上去它們大小也差不多)，其黑洞視界角大小分別為7和10微角秒，這已經(jīng)接近 視界望遠(yuǎn)鏡 的角分辨率了。

5 黑洞陰影——還記得《星際穿越》那個(gè)黑洞嗎？

鏡發(fā)展，預(yù)期在未來幾年就可看到黑洞的暗影。利用光線追蹤的辦法，中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)袁業(yè)飛教授后來基于銀河系中心新的觀測和更理想的低效率吸積盤模型重新計(jì)算了該黑洞影像。

圖5 黑洞吸積盤正面看呈現(xiàn)的圖像[10]

《星際穿越》號稱是人類歷史上最燒腦的電影之一，是導(dǎo)演諾蘭的首部太空題材電影，并且邀請了天體物理學(xué)家索恩給出非常專業(yè)的指導(dǎo)，很多場景都經(jīng)過了科學(xué)的計(jì)算。宣傳片中那個(gè)黑洞圖片在很多人的腦海中都留下了深刻印象(圖6)，這個(gè)圖像就是假設(shè)岡都亞都這個(gè)巨型黑洞周圍存在一個(gè)薄吸積盤，其中黑洞為1億太陽質(zhì)量，黑洞周圍的吸積盤就是之前提到的標(biāo)準(zhǔn)吸積盤，它厚度相對于大小而言可以忽略不計(jì)(也叫薄盤)。電影中的圖像，并不是藝術(shù)家的畫作，而是利用大型計(jì)算機(jī)在廣義相對論框架下精確計(jì)算的結(jié)果，因此這個(gè)電影首次把一個(gè)黑洞和吸積盤的影像呈現(xiàn)出來。圖6中黑洞上方和下方圖像是黑洞后面吸積盤光線彎曲之后被我們看到的結(jié)果。這個(gè)圖像就是黑洞視界望遠(yuǎn)鏡希望看到的樣子。當(dāng)然需要指出，《星際穿越》計(jì)算中采取了標(biāo)準(zhǔn)吸積盤，這樣的黑洞在近鄰宇宙中還沒有適合觀測的。即使有，我們也不能通過目前的視界望遠(yuǎn)鏡觀測到它，因?yàn)闃?biāo)準(zhǔn)薄盤輻射的是黑體譜，對于千萬到數(shù)十億個(gè)太陽質(zhì)量的黑洞來說，它的輻射主要集中在光學(xué)波段，而視界望遠(yuǎn)鏡觀測波段在亞毫米波段。因此，《星際穿越》中的這個(gè)黑洞，在相當(dāng)長的時(shí)間里，我們是無法觀測到的，除非光學(xué)望遠(yuǎn)鏡干涉技術(shù)得到跨越式發(fā)展。

圖6 《星際穿越》中黑洞影像，其中假設(shè)黑洞為1億個(gè)太陽質(zhì)量，吸積盤為薄盤(圖片來自星空天文網(wǎng))

6 黑洞噴流——貪吃黑洞一毛不拔？

黑洞因貪婪而聞名于世，但有一小部分黑洞并沒有那么貪婪，它們會(huì)把其中一部分物質(zhì)以極高的速度拋向宇宙空間，這就是所謂的噴流。噴流已經(jīng)在不同尺度天體中都發(fā)現(xiàn)了，比如黑洞X射線雙星、超大質(zhì)量黑洞天體、大質(zhì)量恒星塌縮或伽馬射線暴等[11]。目前關(guān)于噴流的產(chǎn)生機(jī)制依舊是個(gè)謎，特別是黑洞附近的等離子體如何被準(zhǔn)直并加速到接近光速遠(yuǎn)離黑洞的。星際等離子體都帶有一定的磁場，當(dāng)這些等離子體被黑洞俘獲以后，會(huì)向黑洞靠近，等離子體中的磁場也會(huì)隨著等離子體一邊旋轉(zhuǎn)一邊向黑洞靠近，形成螺旋形結(jié)構(gòu)(圖7)。一些還未掉入黑洞的等離子體就有可能順著磁力線改變方向從而遠(yuǎn)離黑洞。由于磁場的作用，遠(yuǎn)離的等離子體會(huì)被加速和準(zhǔn)直，在一定距離以后速度可以達(dá)到0.9甚至0.999倍光速以上，這就形成了我們看到的相對論性噴流現(xiàn)象。如果相對論性噴流指向我們地球，相對論效應(yīng)導(dǎo)致噴流的輻射會(huì)被放大幾百到幾萬倍，以至于我們看到的輻射可能完全由噴流輻射主導(dǎo)，其黑洞吸積盤或星系的輻射完全看不到。噴流對理解很多高能天體物理現(xiàn)象有至關(guān)重要的作用，但總體而言，我們對噴流如何形成、能量從哪里來(黑洞還是吸積盤)、如何準(zhǔn)直、如何加速、能量如何耗散等關(guān)鍵物理過程都還知之甚少，有待深入研究。視界望遠(yuǎn)鏡憑借其超高的分辨率為研究噴流問題提供了重要手段，在未來幾年時(shí)間里，有待解開一些謎團(tuán)。

圖7 黑洞吸積與噴流圖像(圖片來自維基百科)

7 首張黑洞照片的黑洞天體

梅西耶87(Messier 87，簡稱M87)是位于室女座的一個(gè)非常典型的橢圓星系，距離我們大約5 500萬光年。100多年前對這個(gè)星系進(jìn)行光學(xué)拍照時(shí)，就發(fā)現(xiàn)了一個(gè)非常著名的線狀拋出物(圖8)，現(xiàn)在我們知道這個(gè)線狀拋出物就是噴流在光學(xué)波段的輻射。如果從射電波段觀測圖像看，噴流將非常突出(圖9)。2016年全世界許多天文學(xué)家在臺(tái)北舉行了一個(gè)國際會(huì)議紀(jì)念該宇宙噴流發(fā)現(xiàn)100周年，并研討該天體的最新研究進(jìn)展。M87是一個(gè)巨橢圓星系，因此其中心超大質(zhì)量黑洞是近鄰星系中最大的黑洞之一。通過星系核心的恒星速度分布發(fā)現(xiàn)其黑洞質(zhì)量約為62億M⊙[12]，而通過電離氣體運(yùn)動(dòng)學(xué)信息得到的黑洞質(zhì)量大約小了一半。這次通過視界望遠(yuǎn)鏡，可直接測量黑洞暗影的大小，并能夠判定上述兩種測量黑洞質(zhì)量的方法哪一種更準(zhǔn)確。

圖8 M87星系光學(xué)圖像，可以看到中間拋出物(圖片來自維基百科)

M87中存在相對論性噴流，因此有些波段觀測到的輻射并不太清楚起源于哪里，比如射電一般認(rèn)為是來自噴流，但X射線和光學(xué)波段輻射等吸積盤和噴流輻射都可以很強(qiáng)。高分辨率望遠(yuǎn)鏡的出現(xiàn)，Prieto等[13]利用哈勃等不同波段高分辨率望遠(yuǎn)鏡觀測了星系核心區(qū)域100光年以內(nèi)(～0.4角秒，相當(dāng)于幾千個(gè)史瓦西半徑)的射電、光學(xué)甚至X射線波段的輻射，并利用噴流模型進(jìn)行了擬合，發(fā)現(xiàn)M87各波段輻射均來自噴流。然而，華中科技大學(xué)吳慶文團(tuán)隊(duì)與上海天文臺(tái)袁峰團(tuán)隊(duì)在2016年文章中均指出M87在亞毫米波段有一個(gè)明顯的鼓包，這個(gè) 鼓包 應(yīng)該是來自于低輻射效率吸積盤中熱等離子體輻射過程，而不是來自于噴流[14-15]。這個(gè)亞毫米鼓包正好在這次視界望遠(yuǎn)鏡觀測的波段，因此其輻射起源或者說輻射位置(吸積盤圍繞黑洞旋轉(zhuǎn)，噴流垂直于吸積盤方向)，將對理解黑洞陰影有重要影響。不同的輻射起源，將有不同的黑洞影像，或者說這次視界望遠(yuǎn)鏡的觀測結(jié)果將可以直接檢驗(yàn)不同的理論模型。

圖9 M87不同尺度射電波段的噴流圖像(圖片來自維基百科)

8 人類首張黑洞照片

分布在全球的虛擬視界望遠(yuǎn)鏡對兩個(gè)黑洞候選體ü 銀河系中心黑洞和M87中心黑洞觀測窗口非常短暫，每年只有10天左右，其中還要天氣條件適宜。2017年觀測窗口期為4月5日ü14日，這期間分別對銀河系中心黑洞和M87黑洞做了2次和5次觀測，還有部分天氣因?yàn)槔纂姾痛箫L(fēng)等原因無法觀測。參與觀測的有8架亞毫米波望遠(yuǎn)鏡(分辨率達(dá)到了20微角秒，圖10)。在觀測成功以后，由于甚長基線干涉陣數(shù)據(jù)處理相對較為復(fù)雜，而且涉及站點(diǎn)很多，每晚的數(shù)據(jù)量達(dá)2 PB(1 PB=1 000 TB=1 000 000 GB)，這和歐洲大型對撞機(jī)一年產(chǎn)生的數(shù)據(jù)差不多。為了保證準(zhǔn)確性，觀測數(shù)據(jù)用三種完全獨(dú)立的流程并由多個(gè)獨(dú)立小組進(jìn)行處理，以保證結(jié)果的準(zhǔn)確性。真是拍照不易，洗照片更難！法得到的觀測圖像(分辨率約為20微角秒)，其中不同溫度等效于不同的輻射強(qiáng)度。我們可以發(fā)現(xiàn)每張照片均呈圓環(huán)狀且中心存在陰影區(qū)域(亮環(huán)大小約為40微角秒)，這個(gè)陰影區(qū)域就是前面所說 黑洞陰影 ，該亮環(huán)大小與理論計(jì)算結(jié)果十分吻合(對60億M⊙黑洞對應(yīng)圓環(huán)大小約為38微角秒)。此外， 亮環(huán) 明顯呈現(xiàn)不對稱性，其中左下角比右上角要亮(環(huán)最亮和最暗處輻射流量比值大約為10)。這種不對稱的圓環(huán)狀結(jié)構(gòu)正是愛因斯坦廣義相對論預(yù)言的黑洞陰影典型特征，其中繞黑洞旋轉(zhuǎn)的等離子體朝向我們一側(cè)則會(huì)變亮，而遠(yuǎn)離我們的一側(cè)會(huì)變暗。這是對愛因斯坦廣義相對論的再一次證實(shí)。從觀測結(jié)果也可以得到下面幾點(diǎn)結(jié)論[16-21]：①視界望遠(yuǎn)鏡看到的中間暗影就是對應(yīng)的黑洞視界范圍，也就是說人類第一次看到了黑洞圖像或者說證實(shí)了黑洞的真實(shí)存在；②圓環(huán)狀結(jié)構(gòu)說明其亞毫米波輻射主要來自于黑洞周圍的吸積盤，而非噴流；③通過黑洞陰影和圓環(huán)大小計(jì)算出黑洞質(zhì)量約為65億個(gè)太陽質(zhì)量，支持通過恒星動(dòng)力學(xué)計(jì)算出的黑洞質(zhì)量。

圖10 參與觀測的視界望遠(yuǎn)鏡陣列全球分布

百年謎團(tuán)，終于揭曉，人類對黑洞的研究將邁入一個(gè)新的階段?？梢哉f 人類首張黑洞照片 是繼2016年發(fā)現(xiàn)引力波之后人們尋找到的愛因斯坦廣義相對論最后一塊缺失的拼圖。

圖11 利用三種獨(dú)立方法處理2017年4月5ü11日4次觀測數(shù)據(jù)得到的圖像，不同顏色代表溫度或者輻射強(qiáng)度[16]

9 空間黑洞探測——中國未來的計(jì)劃

9.1 “慧眼”已在天上遨游，“慧”二代已在路上

2017年6月15日，我國第一顆X射線天文衛(wèi)星 慧眼 發(fā)射升空(圖12)，在浩瀚宇宙架起了一座屬于中國人自己的空間望遠(yuǎn)鏡(首席科學(xué)家為李惕培院士和張雙南研究員)。這臺(tái)望遠(yuǎn)鏡能看黑洞、中子星、伽馬暴等多種高能天體，并在引力波電磁對應(yīng)體GW170817的聯(lián)合觀測中作出了重要貢獻(xiàn)。目前該衛(wèi)星還在天上辛勤地工作，監(jiān)測著很多黑洞雙星的活動(dòng)，期待它有更多的新發(fā)現(xiàn)。

圖12 慧眼 衛(wèi)星的概念圖(圖片來自cnsa.gov.cn)

慧眼 衛(wèi)星是發(fā)現(xiàn)極端宇宙計(jì)劃的第一步，新的更強(qiáng)大的計(jì)劃已經(jīng)在路上。2018年3月，中國科學(xué)院啟動(dòng)了增強(qiáng)型X射線時(shí)變與偏振天文臺(tái)(eXTP，首席科學(xué)家為張雙南研究員)相關(guān)研究。這架旗艦型X射線天文臺(tái)將在2025年左右發(fā)射，將是 慧眼 衛(wèi)星的繼任者。該衛(wèi)星不僅在整體性能上提高了一個(gè)量級以上(部分性能提高兩個(gè)量級以上)，而且還將具有很多新的功能，比如偏振性質(zhì)測量和聚焦望遠(yuǎn)鏡等，因此可以預(yù)期在2025ü2035年間我們將擁有中國主導(dǎo)的、國際領(lǐng)先水平的X射線空間天文臺(tái)(圖13)。這兩架X射線天文望遠(yuǎn)鏡核心科學(xué)目標(biāo)都是黑洞、中子星等極端天體，一流的設(shè)備必將催生一系列一流的、超乎想象的科學(xué)發(fā)現(xiàn)。

圖13 eXTP衛(wèi)星的概念圖(圖片來自cnsa.gov.cn)

9.2 愛因斯坦探針——發(fā)現(xiàn)宇宙中隱藏的黑洞

大部分暫現(xiàn)源和劇烈爆發(fā)天體的輻射普遍能在X射線波段被探測到。目前在空間運(yùn)行的X射線監(jiān)測望遠(yuǎn)鏡有美國的 雨燕 衛(wèi)星(Swift)、國際空間站上搭載的日本MAXI全天X射線監(jiān)視器，但這些設(shè)備基本集中在中高能X射線波段。中國將要發(fā)射的愛因斯坦探針，主要集中在光子能量小于2 keV的軟X射線波段，而且該設(shè)備采用了仿生龍蝦眼的聚焦光學(xué)系統(tǒng)設(shè)計(jì)，可以同時(shí)具有高靈敏度和大視場。由于黑洞是愛因斯坦廣義相對論的重要預(yù)言，該空間X射線望遠(yuǎn)鏡以愛因斯坦命名，不僅概括了該望遠(yuǎn)鏡的核心科學(xué)目標(biāo)，也向這位歷史上最偉大的科學(xué)家致敬(該衛(wèi)星首席科學(xué)家為國家天文臺(tái)袁為民研究員)。

宇宙中絕大多數(shù)黑洞都處在休眠狀態(tài)，如果哪顆恒星經(jīng)過這些沉睡中的怪物，則可能會(huì)被黑洞強(qiáng)大的引力潮汐瓦解，被瓦解的物質(zhì)一部分將會(huì)被黑洞俘獲并吞噬，喚醒這個(gè)沉睡的巨人，從而被人們觀測到(圖14)。愛因斯坦探針這種大視場巡天望遠(yuǎn)鏡將能夠抓住這些吞噬恒星的黑洞。

圖14 黑洞潮汐瓦解恒星藝術(shù)圖(圖片來自維基百科)

10 空間引力波天琴計(jì)劃——強(qiáng)大的黑洞捕手

目前探測到最遠(yuǎn)的類星體是ULAS J1342+0928，紅移為7.54，其熱光度約1047erg/s，黑洞質(zhì)量約為109M⊙，即大約在宇宙形成后7億年(宇宙年齡的5%)時(shí)間內(nèi)，就已形成如此巨大的黑洞[22]。目前在紅移6左右的類星體已經(jīng)達(dá)到數(shù)十顆。如果靠吞噬周圍物質(zhì)生長，要形成這么龐大的黑洞，就需要在紅移為10～20這個(gè)區(qū)間里產(chǎn)生103～105M⊙的中等質(zhì)量黑洞[23]，我們稱之為種子黑洞。種子黑洞通過不斷的合并和吸積物質(zhì)增長形成今天看到的超大質(zhì)量黑洞。從電磁信號中搜尋宇宙中的雙黑洞是當(dāng)下最前沿科學(xué)問題之一，目前已經(jīng)有了很多疑似證據(jù)，但并沒有確切的證據(jù)。星系中的大黑洞(104～1010M⊙)的合并所產(chǎn)生的引力波主要在nHz到mHz范圍內(nèi)。對于107～1010M⊙的超大質(zhì)量雙黑洞，引力波輻射主要在低頻nHz到mHz波段，這可以利用脈沖星計(jì)時(shí)陣的方法來進(jìn)行探測(如500 m口徑的射電望遠(yuǎn)鏡FAST等)。對于103～106M⊙的大質(zhì)量雙黑洞來說，它的引力波輻射主要在中頻mHz到Hz波段，這是接下來10～20年國際空間引力波計(jì)劃最重要科學(xué)目標(biāo)之一。比如我國科學(xué)家提出的天琴計(jì)劃、太極計(jì)劃以及歐洲提出的LISA計(jì)劃。

天琴空間引力波探測器計(jì)劃在2030ü2035年間發(fā)射，在10萬km高度的地球軌道上部署三顆繞地球運(yùn)轉(zhuǎn)的衛(wèi)星，組成臂長17萬km的等邊三角形(圖15)。天琴引力波探測器將可以探測到宇宙誕生初期第一代恒星或氣體云塌縮形成的雙大黑洞合并產(chǎn)生的引力波，這將有機(jī)會(huì)使我們理解宇宙早期種子黑洞 、黑洞的增長歷史以及星系演化等重大天文與物理學(xué)問題。此外，一個(gè)大質(zhì)量黑洞俘獲星系中心的一個(gè)致密天體(如恒星級黑洞、中子星、白矮星等)產(chǎn)生的引力波也在天琴等空間引力波探測范圍內(nèi)(所謂的 極端質(zhì)量比旋進(jìn)系統(tǒng) )，如果大質(zhì)量黑洞吞噬中子星或白矮星，使這些小的致密天體被潮汐瓦解，我們將不僅能探測到引力波信號，同時(shí)也可能探測到電磁信號。因此，天琴等空間引力波計(jì)劃必將成為下一個(gè)20年探測宇宙黑洞的利器，特別是可能會(huì)搜尋到大量的中等質(zhì)量黑洞，將對 綠化黑洞沙漠起到關(guān)鍵作用。同時(shí)還會(huì)在檢驗(yàn)黑洞 無毛 定理和修改的引力理論、利用黑洞研究宇宙學(xué)等方面發(fā)揮極其重要的作用。

圖15 天琴引力波探測器是圍繞地球的三顆相距17萬km的衛(wèi)星(華中科技大學(xué)引力中心提供)