李驄

中國科學院高能物理研究所，北京 100049

1 什么是黑洞？

在牛頓力學建立后不久，法國物理學家拉普拉斯就提出如果天體的逃逸速度大于光速，那么我們就無法觀測到來自該天體的光，宇宙中存在很多這樣的黑天體[1]。這是早期關于黑洞的觀點，但是在經典電動力學框架內光是電磁波而不是粒子，所以自然也不存在黑的概念。

愛因斯坦在1915年提出了廣義相對論，認為引力是時空彎曲的表現(xiàn)。相對論方程是一個高度非線性偏微分方程，其求解過程比較復雜，沒有普遍解，只能給出某些特殊情況下的解。比如，相對論方程提出后不久，德國學者Schwarzschild就給出了在靜止球對稱條件下引力源外部引力場的解，使我們對引力場的性質有了些了解。當引力場足夠強時就會形成特殊的時空區(qū)域，在某個特定的范圍內所有的物質(包括光)都只能向引力源靠近而無法逃逸，這個區(qū)域就是黑洞視界。比較巧合的是在球對稱情況下，黑洞的Schwarzschild半徑與拉普拉斯推測的光逃逸半徑大小一致[2]。

形成黑洞之前的天體性質可能非常復雜，但是一旦塌縮成黑洞之后絕大部分信息就會丟失，只剩下電荷、質量以及角動量三個量來描述黑洞的性質，這就是著名的 三毛 定理(又稱無毛 定理)。在很長一段時間內黑洞都只存在于理論假設當中，甚至愛因斯坦自己對于黑洞這樣的天體是否真正的存在也有些懷疑。

2 黑洞的觀測

在二十世紀二三十年代，很多學者開始對恒星的引力平衡以及塌縮過程產生興趣。首先，Chandrasekhar通過計算表明白矮星有質量上限(約1.4太陽質量，稱為錢德拉塞卡極限)，如果超出這個質量，電子簡并壓將無法平衡白矮星的引力[3]。也就是說，白矮星的質量如果超過錢德拉塞卡極限，那么就會塌縮成一顆中子星。同樣，中子星也有質量上限，如果超過這個質量上限便沒有物理規(guī)律可以去平衡引力，就有可能會形成一個黑洞[4]。直到1967年第一顆脈沖星被發(fā)現(xiàn)，人類終于確定了中子星的存在，從而大大加強了對于黑洞存在的信心。黑洞無法直接輻射信號，因此我們沒有辦法對黑洞進行直接的觀測。但是黑洞會對周圍的物質有引力作用，因此我們可以通過對黑洞周圍的物質進行觀測來確定黑洞的一些性質。

黑洞距離遙遠，所以其張角非常小。如果需要對黑洞周圍的細致結構進行觀測，則需要望遠鏡有很高的角分辨率(能夠分辨的距離最近的兩個物體稱為角分辨率)。比如離我們最近的超大質量黑洞是位于銀河系中心的Sgr A*，其大小只有55微角秒(即使從北京看向上海的一顆芝麻都比這個角度要大！)。受到光衍射的影響，當兩個物體靠得太近后在望遠鏡上產生的光斑會靠近甚至無法分辨，而望遠鏡的分辨率與望遠鏡孔徑的大小成反比而與波長成正比。一般而言，一臺望遠鏡孔徑越大，或者它收集的光線波長越短，這臺望遠鏡能夠分辨的最小角度就越小。以毫米射電波為例，能分辨55微角秒的望遠鏡口徑必須達到5 000 km，這無疑大大超過了單臺望遠鏡的觀測能力。因此，在過去10多年時間里，麻省理工學院(MIT)的科學家們聯(lián)合其他研究機構的科研人員，開展了 事件視界望遠鏡 項目。全球多地的8個亞毫米射電望遠鏡同時對黑洞展開觀測。這些望遠鏡分別是：南極望遠鏡(South Pole Telescope)；位于智利的阿塔卡馬大型毫米波陣(Atacama Large Millimeter Array，ALMA)；位于智利的阿塔卡馬探路者實驗望遠鏡(Atacama Pathfinder Experiment)；位于墨西哥的大型毫米波望遠鏡(Large Millimeter Telescope)；位于美國亞利桑那州的亞毫米波望遠鏡(Submillimeter Telescope)；位于夏威夷的麥克斯韋望遠鏡(James Clerk Maxwell Telescope，JCMT)；位于夏威夷的亞毫米波望遠鏡陣(Submillimeter Array)；位于西班牙的毫米波射電天文所的30 m毫米波望遠鏡。

事件視界望遠鏡使用了 甚長基線干涉技術 (VLBI) 技術，將這8個不同地點、同一時間觀測到的數(shù)據(jù)進行相關性分析之后合并。在這種情況下，望遠鏡的分辨率取決于望遠鏡之間的距離，而非單個望遠鏡口徑的大小，所以，事件視界望遠鏡的分辨率相當于一部口徑為地球直徑大小的射電望遠鏡的分辨率[5]?；赩LBI技術，天文學家終于給位于巨橢圓星系M87中心的黑洞拍下了第一張照片，從而給黑洞的存在提供了最有力的證據(jù)！

3 黑洞與多信使天文學

引力波是廣義相對論所預言的一種以光速傳播的時空波動，被視為宇宙中的 時空漣漪 。引力波存在的間接證據(jù)其實早已存在。1974年物理學家約瑟夫?泰勒和拉塞爾?赫爾斯發(fā)現(xiàn)了一顆編號為PSR B1913+16的脈沖星，該脈沖星處于雙星系統(tǒng)中，其伴星也是一顆中子星。根據(jù)廣義相對論，該雙星系統(tǒng)會以引力波的形式損失能量，從而軌道半徑和周期會不斷減小。自1974年，泰勒和赫爾斯對這個雙星系統(tǒng)的軌道進行了長時間的觀測，觀測值和廣義相對論預言的數(shù)值符合得非常好，這間接證明了引力波的存在[6]。泰勒和赫爾斯也因這項工作于1993年榮獲諾貝爾物理學獎。

物理學家們希望能夠在地球上直接探測到引力波，從而可以 聆聽 宇宙。引力波的探測也經歷了漫長的探索過程。早在20世紀60年代，美國物理學家約瑟夫-韋伯設計了一組實驗，通過觀測金屬鋁圓柱體與引力波的共振來探測引力波，并聲稱已經探測到了引力波。遺憾的是他的實驗沒能被其他物理學家重復，最終也沒有得到科學界的認可。雖然韋伯沒有探測到引力波，但是鼓舞了后繼者。引力波在傳播過程中會引起空間發(fā)生細微的變化，因此蘇聯(lián)科學家首先提出可以通過用激光相干的方法測量距離的變化來探測引力波。后來美國科學家對這種方法進行進一步分析，總結了如何排除各種噪聲信號以提高靈敏度，并投入大量資金進行引力波直接探測。經過多年的堅持，終于在廣義相對論提出100年的紀念日üü2015年9月14日，LIGO合作組宣布首次直接探測到了引力波。這是最好的紀念方式。這個引力波信號(圖1)與理論預期的兩個黑洞并合產生的信號特征完全一致，其中一個黑洞的質量為36倍太陽質量，另外一個黑洞為29倍太陽質量[7]。這項偉大的探測結果不僅證明了廣義相對論的正確性，而且給黑洞存在提供了有力證據(jù)。

在第一次探測到引力波之后，天文學家就開始關注引力波的電磁對應體，即是否可以通過引力波和電磁波來觀測天體源。2017年8月7日，Advanced LIGO和Advanced Virgo向全世界公布探測到了一例引力波信號GW170817。在2 s之內Fermi衛(wèi)星就在同樣的方向探測到了一例伽馬暴信號。隨后，全球各個波段的望遠鏡都開始對該區(qū)域進行觀測，多個不同波段的望遠鏡都看到了相應的信號。這是人類第一次同時通過引力波和電磁波對同一天體源進行觀測，這次的引力波信號來源于兩顆中子星的并合。這次的聯(lián)合觀測也讓我們對于伽馬暴的本質以及宇宙中重金屬的形成等有了更深的認識和了解！

圖1 LIGO Hanford探測器(H1)和Livingston探測器(L1)探測到的第一例引力波信號GW150914

除了電磁輻射以及引力波外，能給我們帶來宇宙信息的 信使 還包括宇宙線和中微子。不同于引力波探測需要非常高精度的儀器，宇宙線的探測相對容易，因此宇宙射線早在百余年之前就已經被發(fā)現(xiàn)。如今宇宙線探測技術已經相對成熟，對于能量較低的宇宙射線我們可以通過衛(wèi)星進行直接測量，而能量較高的宇宙射線在進入大氣的時候會與大氣分子發(fā)生相互作用而產生大量的次級粒子，因此我們可以在地面搭建探測器，通過測量這些次級粒子而實現(xiàn)對原初宇宙線的間接測量。現(xiàn)在我們對于宇宙線的認識已經非常深刻了，比如說我們知道原初宇宙線的能量可以橫跨十多個量級，最高能量要遠超于人類建造的加速器所能達到的能量。宇宙線的成分包含了從質子到鐵核的各種成分，而且這些成分的比重也隨著能量發(fā)生變化。遺憾的是，雖然這些宇宙射線無時無刻不在沖擊著地球，甚至穿透我們的身體，我們卻一直不知道這些宇宙射線究竟從何而來。這是因為銀河系中充滿了磁場，而這些帶電的宇宙線粒子在傳播過程中因為磁場的偏轉會喪失原初的方向。不過幸運的是宇宙線在傳播過程中會與物質發(fā)生相互作用而產生中微子和伽馬射線，而通過探測中微子和伽馬射線就可以追蹤到宇宙線源的位置。為了尋找宇宙線源就發(fā)展起來了中微子天文學和伽馬射線天文學。

中微子又被稱為 幽靈粒子 ，其與物質相互作用的概率很低，因此中微子在宇宙中傳播而幾乎不損失能量，這同時也給探測帶來了困難。中微子探測一般需要很大的探測器，比如1 km3的探測器。如此巨大的探測器顯然不是人力可以做到的，因此需要借助于大自然的力量。位于南極的IceCube中微子實驗，就是以南極的冰層為探測介質。中微子與物質相互作用會產生次級帶電粒子，高能帶電粒子在水中或者冰層中傳播時會產生藍紫色的切倫科夫光，而科學家就是通過光敏儀器探測這些藍紫色光來獲取中微子的信息。2017年9月，有一股很強的中微子流到訪了地球，位于南極的中微子實驗IceCube很快就捕捉到了一個編號IceCube-170922A的中微子(圖2)。隨后全球各個波段的望遠鏡也開始對這個區(qū)域進行觀測，發(fā)現(xiàn)這個中微子的方向與一個耀變體的方向吻合，而且這個耀變體正處于活躍期，從射電到甚高能伽馬射線波段都觀測到了來自這個耀變體的信號，這預示著耀變體有可能就是一個宇宙線源！大多數(shù)星系的中央都有一個超大質量黑洞，在一些星系中，這個超大質量黑洞周圍會形成由氣體、塵埃等組成的吸積盤，當盤中的物質落入黑洞中的時候部分引力勢能會轉化為光，因此這些星系的中央會非常明亮。這些星系就成為活動星系核(AGN)，而有一些AGN會產生相對論性噴流，當這些噴流正對著地球時就被稱為耀變體。這次探測到的中微子能量比地球上最大的粒子加速器能量還高50倍，說明黑洞周圍可能存在著高能粒子加速行為，而對于這些加速機制的了解無疑為我們了解黑洞的性質提供了另外一個途徑。

圖2 中微子事例IceCube-170922A展示。顏色深淺表示信號探測時間，顏色越深表示探測時間越早

在很長的時間內我們只能通過電磁輻射去獲取宇宙的信息，而隨著引力波、宇宙線以及中微子探測技術的發(fā)展，我們已經可以通過多種不同的手段來對宇宙進行了解。特別是近年來，我們對于引力波以及宇宙線的探測都取得了巨大的進步，從而真正進入多信使天文學的時代。值得注意的是，IceCube只是探測到了一個可能的宇宙線源，還沒有足夠的證據(jù)證明耀變體就是河外宇宙線起源，而關于銀河系宇宙線起源更是缺乏直接證據(jù)，因此關于宇宙線起源的研究只是打開了一扇窗口，還遠遠沒有結束。我們國家完全自主建設的大型高海拔宇宙線觀測站(LHAASO)將會對銀河系宇宙線源這一問題發(fā)起沖擊[8]，同時也會促進宇宙線物理的研究，從而將多信使天文學帶到一個新的階段！