学点儿黑洞基础知识
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想了解第一张黑洞图片的拍摄？
先学点儿黑洞的基础知识。
事件视界望远镜（The Event Horizon Telescope，简称EHT）并非真实存在的巨型射电天文望远镜，而是由全球众多射电望远镜组成的合作项目。今年，EHT刚刚完成了对银河系中心的巨型黑洞人马座A*的拍摄工作，而具体的报告则要等到明年了。在漫长的等待期间，我们不妨先学习一些知识。
本文将为大家简单介绍一下黑洞的基础知识。我尽量不写公式，让大家有一个更直观的了解。
人马座A*的位置，图片来自ESO官网
黑洞的研究历史可以追溯到数百年前。1796年，英国剑桥大学的学监米歇尔(Michelle)和法国科学家拉普拉斯(Laplace)先后根据经典力学，提出“暗星”的概念。拉普拉斯很早就得到了这个结果：他们推测，一颗质量足够大、足够致密的恒星，可能看上去是暗的和黑的。实际上对于任何星体，包括我们的地球，都存在着一个叫逃逸速度的特定速度。米歇尔和拉普拉斯的思路是：如果用这个速度向外发射一个物体，那么这个物体会恰好进入一个永久外轨道。地球的逃逸速度约是11.2km/s，这比我们日常生活中较快的交通工具的速度都要大得多。那么，如果存在一个质量非常大但是体积极其小的天体，其逃逸速度就有可能达到甚至大于光速，这样光在临界距离内也无法逃脱。后来我们称米歇尔当时向英国皇家学会提交的论文为黑洞的第一篇文献。
今天看来，这个思路并不正确，因为牛顿的万有引力是只适用于引力较弱的情况的理论。黑洞的正式提出，还需要广义相对论作为理论工具。
1905年到1915年这十年里，爱因斯坦逐步建立了广义相对论。他不再将引力看做一种作用力，而是将其看做一种几何效应，认为物质的分布将导致时空产生弯曲，并将四维平直时空推广到了弯曲时空（不扭曲），相应的数学工具也由被称为“伪欧几何”的闵可夫斯基几何变成了描述弯曲时空的黎曼几何。而广义相对论在引力较弱的时候，就会退化到牛顿的万有引力理论。实际上，在当今的天文学研究过程中，如非必要，仍是以牛顿的经典力学为主要工具。
爱因斯坦正式发表了广义相对论之后不久，在第一次世界大战的战壕里，德国天文学家史瓦西就给出了爱因斯坦的广义相对论方程的第一个精确解。爱因斯坦赞叹道：“我没料到有人会在这么短时间内给出这样的精确解。”
黑洞的经典图像
爱因斯坦场方程，用惠勒的话解释，就是物质告诉时空如何弯曲，时空告诉物质如何运动。
广义上讲，黑洞的现代定义是：一个（有限的）空间区域，信号可以进入但没有信号可以发出，这一区域就称为黑洞。奥本海默等人首先利用广义相对论计算暗星，得到和拉普拉斯一样的结果。1964年，惠勒利用计算机模拟证明中子星坍缩会生成暗星，并将正式将暗星命名为黑洞。
惠勒亦曾用“无毛定理”来描述处于平衡态的孤立黑洞——只需质量、角动量和电荷三个参数即可描述它们。其中，不旋转且不带电的是上文提到的史瓦西黑洞，带电而不旋转的黑洞称为莱斯纳-诺斯特隆黑洞，不带电但旋转的黑洞叫克尔黑洞，而带电并旋转的黑洞则叫克尔-纽曼黑洞。然而在宇宙中，我们几乎无法找到孤立的黑洞，因此很难只依靠这三个参数来描述真实的黑洞，这样研究黑洞的微扰理论就显得尤为重要。
黑洞对外界干扰的反应可以分为三个阶段：初始阶段、拟正则模阶段和晚期尾巴阶段。其中，拟正则模是黑洞收到外界扰动之后出现的一类不断振荡衰减的特征信号。由黑洞本身的特征，而非微扰的方式所决定，因此可以用来鉴别黑洞，被称作黑洞的指纹。
上世纪60年代，黑洞的研究有了非常大的进展。1963年发现类星体，1968年发现脉冲星，以及1965黑洞的一般解的获得，将黑洞的研究推向了一个新高潮。而七十年代，霍金、彭罗斯、贝肯斯坦等人对黑洞量子力学、黑洞热力学等的研究，将黑洞研究推向了一个新的高潮。
如果从恒星演化的角度说，恒星演化末期可分为以下几种情况：
1、剩余质量小于钱德拉塞卡极限（1.4倍太阳质量）:——白矮星：靠电子的简并压力（泡利斥力）来与万有引力抗衡而形成的稳定天体。
2、剩余质量超过钱德拉塞卡极限，小于奥本海默极限（约3倍太阳质量）——中子星：靠中子间的泡利斥力与万有引力相抗衡的星体。
3、剩余质量超过奥本海默极限：黑洞。
也就是说，对于质量足够大的黑洞，最终形成黑洞，是演化的自然结果。一般来说，如果是以这种方式产生的黑洞，最终质量约为1到100倍太阳质量。
另一方面，黑洞也有可能是以星团的坍缩形式产生的。在星系的中心，或者是非常致密的星团中，恒星的碰撞会导致超大质量的天体形成，最终由于引力坍缩而变成黑洞。
另一种更具有推测性的是原始黑洞。在宇宙早期，物质的密度非常高且不均匀分布，这就有可能产生黑洞。这种黑洞的质量可能非常大，也可能非常小。
艺术家笔下的大质量黑洞
这样，目前物理学界所研究的黑洞，主要被人为地分为四类：
1、星系中心的超重黑洞——约10^5~10^9倍太阳质量
2、中间质量黑洞——约10^3倍太阳质量
3、恒星质量黑洞——约10倍太阳质量
4、微型黑洞——普朗克质量
前三类黑洞的扰动研究具有天体物理观测的重要性。而第四类黑洞的研究动机是弦理论、M理论、胚世界与修正引力理论。
那么，既然这个项目的名称叫做事件视界望远镜，黑洞的视界是什么呢？事件视界又是什么？
我们还是从最简单的史瓦西黑洞说起。下图就代表了行星、恒星与黑洞造成的时空弯曲的二维示意图。我们可以看到，行星只是以自己为中心造成了微小的时空弯曲，而质量较大的恒星则凹陷十分明显，至于黑洞，已经极端弯曲了——实际上，史瓦西黑洞的形成过程是恒星不断坍缩的过程，直到形成奇点——一个有着无穷大曲率的点。
黑洞的事件视界是一个假想的球面，这个球面将世界分为两部分，误入事件视界内包括光在内的任何物体都将不可抗拒地被拉向奇点。因此，天文学家爱丁顿曾将事件视界称为“无法测量的魔法领域”。而史瓦西黑洞的事件视界的半径，恰好就是前文提到的临界距离。在史瓦西黑洞中，其事件视界与另一个视界——表观视界恰好重合。如下图所示。
史瓦西黑洞的瀑布模型
由于黑洞视界的存在，传统的天文望远镜几乎无法直接观测黑洞。因此通过观察黑洞周围的辐射与引力效应，天文学界认为，目前黑洞存在的观测证据主要有两种：X射线双星系统中的恒星大小的黑洞，主要分布在我们的银河系中；另一种则是超大质量黑洞，位于星系中心的活动星系核（AGN）。
黑洞的引力效应主要是指双星系统和引力透镜。引力透镜指的是背景天体发出的光会受到前景天体的引力而发生汇聚作用，看起来就像透镜成像一样。这样，我们就可以估计前景天体的质量。但是，这种方法无法对黑洞进行细致的研究。
黑洞的引力透镜
黑洞在吸积周围物质过程中，会形成扁平的吸积盘，这样落入其中的粒子将会剧烈碰撞，从而温度大大增加。此时，就会发生康普顿散射，向外发射X射线。在X射线双星系统中，如果致密天体的质量超过中子星的最大理论质量，则该天体就被认为是黑洞。在我们的银河系中已知有成千上万个这样的系统，但只有几十个已经测量了质量，并发现了20个疑似黑洞的天体。
艺术家笔下的大型黑洞
天文学家已经通过无线电、光学观测或者X射线观测，编目了成千上万的AGN。目前还只能在附近的星系中对超大质量黑洞的质量进行直接测量。这是因为只有在附近的星系中，我们才能测量接近星系核的气体或恒星的速度，并区分这些运动到底是受到黑洞还是星系核中连续分布的恒星所影响的。目前，40多个超大质量黑洞的质量已被以这种方式测量。这些黑洞的质量范围从银河系中心的4×10^6倍太阳质量的黑洞到位于室女座星系团中心的M87星系的6.6±0.4×10^9倍太阳质量的大黑洞不等。而黑洞的第一次直接探测是通过引力波实现的。在2015年9月14日，两个质量分别为29倍太阳质量和36倍太阳质量的黑洞的合并所产生的引力波被LIGO观测到，这个大家想必非常熟悉了。
人马座A*距离地球26,000光年，其质量可达太阳的400万倍以上，直径约2000万公里，并且正在以很快的速度旋转，尽管由于浓密的星际尘埃与气体云的阻挡，光学望远镜对此无能为力，但是射电望远镜可以在此大展拳脚。无论是射电天文界的新贵ALMA还是一些X射线望远镜，都加入了最近刚刚完成的全球联合大观测——EHT（事件视界望远镜，Event Horizon Telescope）
这次观测不仅仅是人类第一次真正意义上对黑洞进行拍摄，也是有史以来对我们银河系中心的大型怪物的最深入的研究，更是对爱因斯坦广义相对论的又一次检验！让我们拭目以待实验结果的公布。
EHT网络示意图，图片来自ESO官网
撰文：王纪尧
配图：李鑫 |校对：安东升 叶君耀
编排：王纪尧
责任编辑：解仁江
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史瓦西黑洞的彭罗斯图
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