如何理解超大质量黑洞黑洞可“照亮”宇宙的物质组成

出品:新浪科技《科学人人》，未来论坛

作者:王建民研究员，中国科学院高能物理研究所

天文学家数星星

当你和你的朋友仰望星空空，首先映入你眼帘的是银河系。数天上的星星是一种很浪漫的体验，但在科学上，数星星是一件很严肃的事情。

计数恒星使科学家能够发现宇宙中天体的分布和运动，这也是最早的天文学研究方法。天空中有哪些星星？它的物理本质是什么？出处是什么？内部结构是怎样的？它是如何演变的？最终的命运是什么？这些问题引起了物理学家的极大兴趣。

开普勒三定律的建立完善了牛顿力学。牛顿力学体系的建立使人类能够描述什么是局域宇宙，太阳系八大行星的运动规律是什么。这是现代宇宙学需要解决的一个问题，即这样的规律能否适用于整个宇宙。

20世纪20年代，最大的天文发现是哈勃定律的发现。今年恰逢哈勃定律90周年。这个发现，让人类知道外面有“天”，不仅是“天”，而且“天”是运动的“天”。

1929年后，许多天文学家和理论物理学家讨论了膨胀的宇宙。这在人类对宇宙的认识上取得了前所未有的成就，但也带来了空挑战:暗物质和暗能量。

1915年，爱因斯坦提出了他最著名的广义相对论。这个理论告诉我们，时间空和物质密切互动。它描述物质、时间空。物质决定时间空和时间空决定物质的分布是观念上的革命。广义相对论最严峻的考验在于对宇宙动力学的理解。

众所周知，牛顿万有引力定律是通过太阳系中几个行星的运动来检验的。要检验广义相对论，可能需要测量宇宙动力学及其膨胀史。这将是一次大规模、持续时间最长的实验和观察。

爱因斯坦在1916年，也就是他发表广义相对论的一年后，提出了量。现在我们知道，在广义相对论的方程中，一定要加上暗能量项，才能说明宇宙可能正在迅速膨胀。对数量的研究现在已经成为物理学和天文学中最令人困惑的问题。

爱因斯坦引力场方程的奇异性

正是通过求解爱因斯坦引力场方程，人类才知道银河系中心有一个质量是太阳430万倍的黑洞。1916年，K. Schwarschild在第一次世界大战的战壕中通过求解爱因斯坦引力场方程得到了第一个解。这个解存在一个奇点:当R等于RS时，它就变成无穷大，这意味着光不能逃逸，这意味着黑洞存在。但当时这个理论的预测沉寂了很多年，直到60年代高能天体物理学兴起，天文学家才开始考察这个奇点的观测意义。

如何检验黑洞的存在？德国天文学家r. Genzel通过世界上最大的望远镜VLT望远镜和一组4个8米望远镜进行了数十年的观测，获得了观测和验证黑洞存在的最有力证据。

这四个望远镜的干涉模式在空之间的分辨率可以达到几毫角秒，相当于从北京看到华盛顿小于毫米的物体。只有有了这个分辨率，我们才能区分黑洞周围的恒星，测量黑洞周围恒星的运动和动力学，准确测量黑洞的质量。

通过观察，我们发现黑洞附近的恒星在有规律地运动。2018年，通过VLT观测，科学家发现恒星的轨道已经偏离了开普勒轨道，这与广义相对论的预测是一致的，也是对广义相对论最直接、最可靠的检验。

说到黑洞，我们不得不提到1963年类星体的发现。上图是当时在加州理工学院工作的美国天文学家m .施密特，成功捕获了射电强源3C273的光谱，成为人类发现的第一个类星体。

当时这些每秒几千公里宽的谱线非常混乱。但是如果考虑一个系统的红移，这些谱线完全可以理解为氢原子的谱线。

令人惊讶的是，这个红移相当大:z=0.158。要解释这么大的红移，3C273的辐射能量会非常大，这就需要一个比核能高效得多的能量机制。

这一发现立即成为物理学和天文学的热点问题。到目前为止，有两点可以确定:第一，这个红移一定是宇宙学红移，而不是局域引力场产生的红移；其次，它可以解释只有超大质量辐射能量的黑洞吸积过程。典型的黑洞大约是太阳质量的5亿倍。这也是天文学家在30年左右建立的一个理论模型，在这个过程中充满了激烈的猜测和争论，堪称天文文学史上的一个精彩篇章。

如何理解超大质量黑洞

超大质量黑洞是质量超过太阳100万倍的黑洞。如何彻底了解超大质量黑洞，下一步就是建立可靠的方法来测量它们的质量，获得它们的质量分布，研究它们是如何形成和演化的。

那么，第一代超大质量黑洞在哪里？黑洞质量有上限吗？它们对宿主星系有影响吗？作为宇宙天体，能否获得宇宙动力学的演化和宇宙的膨胀史？

讨论了50多年。直到2018年，科学家们在VLT上实现了干涉直接测量，在空之间分解了辐射线宽为每秒几千公里的辐射区域，使得黑洞质量测量足够精确，为黑洞研究和宇宙动力学测量史带来了前所未有的机遇。从此，黑洞作为宇宙的烛光，为人类“照亮”了宇宙。

到目前为止，我们已经彻底了解了类星体的标准光谱。类星体的辐射功率约为太阳光度的1010-1013倍，质量范围约为太阳质量的106-1010倍。这么大的一个数，用数学以外的语言很难表达，可以从这方面解释天文数字的起源。

因为类星体极大地促进了天文学，它的发现者，m .施密特和理论解释者D..林登-贝尔在2008年获得了卡弗利奖，但那是在发现类星体45年之后。

黑洞烛光:“照亮”宇宙膨胀的历史

到目前为止，科学家已经从美国斯隆数字天空调查中发现了近50万个活跃的超大质量黑洞。事实上，每个星系的中心都有一个超大质量黑洞，在电磁波波段内处于休眠状态，不可见。有这么多超大质量黑洞，它们是如何照亮快速演化的宇宙的，又是如何打开宇宙历史的一扇窗户的？

根据哈勃定律，我们可以通过颠倒宇宙的历史，得到宇宙来自大爆炸。BIGBANG最直接的证据来自宇宙微波背景的发现。目前微波背景的测量已经从地面移动到空，进入精确宇宙学时代。

宇宙学最重要的内容之一就是如何测量宇宙的几何，如何测量天体之间的距离。100年前，哈佛大学的莱维特女士发现造父变星的光周期与其光度有很强的相关性:造父变星的光度越大，光周期越长。这种关系的本质是由恒星结构本身决定的。据此可以测量出银河系外宇宙的距离。哈勃在90年前用这种传统方法获得了“宇宙正在膨胀”。

经过一百年的测量，美国天文学家w .弗里德曼领导的哈勃望远镜重点项目以10%的相对误差测量了哈勃常数。这个测量结果获得了2009年国际天文学会的宇宙学最高奖。2019年，天文学家提出了基于位于星系最边缘的一种特殊恒星的测量。这类恒星的测量受变红和灭绝的影响最小，其测得的哈勃常数在附近。

但故事远未结束。一方面造父变星测量只是宇宙附近的哈勃常数；另一方面，高精度宇宙微波背景测量的哈勃常数明显小于传统测量方法，显著性接近5，是最近的a. Riess提出的所谓“哈勃常数危机”。这是一个非常严峻的挑战:要么标准的宇宙学模型需要修改，要么传统的测量方法存在不可克服的系统误差，要么两者都需要修改。

Ia型超新星

Ia超新星是一种可以通过标准化方法测量宇宙距离的工具，比造父变星亮几个数量级。这个工具的理论基础来自印第安美国人物理学家钱德拉塞卡，他基于电子简并压力，提出白矮星的质量是有极限的。如果超过这个极限，白矮星就会坍缩爆炸形成超新星，所以大致可以算是标准烛光。因为这种超新星在其光谱中没有氢和氦的发射线，所以被称为Ia型超新星。

m .1993年，菲利普斯发现了规范Ia型超新星的定律:如果超新星持续时间较长，超新星会更亮，这就使得利用超新星精确测量宇宙距离成为可能，否则，科学家就不会发现宇宙加速膨胀的现象。

三位美国天体物理学家.施密特和a .里斯通过艰苦的观察，在1998-1999年发表了宇宙加速膨胀的现象。这是一个困扰物理学家的观测现象，因为引力会降低膨胀速度，但为什么宇宙会加速膨胀呢？因此，暗能量作为加速宇宙膨胀的机制，立即成为天文学和物理学交叉的前沿。但我们仍然不知道它们是什么。这三位天文学家因发现宇宙加速膨胀现象而获得2011年诺贝尔奖。

利用超新星测量宇宙距离，发现红移大于1.5时，Ia型超新星数量急剧减少，这是由恒星的演化规律决定的。当红移约为1.5时，宇宙距离的阶梯可能会断裂。测量红移较高的宇宙是天体物理学家面临的一个严重问题。目前流行的测量方法之一是利用重子声振荡的固有长度和张角来测量距离。

但这样的测量结果需要一个基于宇宙膨胀历史动力学的假设，这只是相对测量，而不是直接测量。我们可以将现有的BAO测量值与低红移和高红移进行比较。对高红移的测量远远没有给现有的模型任何有效的限制。在低红移中，上面提到的“哈勃常数危机”再次出现。

在这个精确宇宙学的时代，更多高质量的数据让我们面临更大的挑战，呼唤我们去实现最基础、最纯粹的几何测量。在上个世纪的两朵乌云中，黑体辐射的高精度测量诞生了“光量子”；目前宇宙学距离的测量精度远远达不到黑体辐射的精度，这是理解宇宙加速膨胀本质的最大障碍，因为现有实验和观测数据的精度难以产生革命性的理论。所以这个时代要求用纯几何的方法来测量宇宙的结构和膨胀历史。

最近，欧洲VLT望远镜取得了重大突破:VLT首次在近红外干涉测量下实现了对I型类星体的干涉测量，并通过分解空之间的宽发射线区域获得了其角分布。等效空之间的测量分辨率达到10微角秒。

那么如何实现测量呢？近红外干涉的测量原理与无线电波段完全相同，但在近红外和光学中测量非常困难，因为相位差受大气影响，很难维持和测量。如果我们用VLT干涉测量法来测量类星体的核心，那么我们就用光谱定位技术来测量宽发射线不同位置的光子中心之间的像差。类星体的宽线面积可以通过测量光的像差得到。

另一方面，通过测量类星体宽发射线光相变到连续光谱的时间延迟，再乘以光速，得到类星体宽发射线的物理尺度。这项技术被称为回声映射，目前已经非常成熟。黑洞的角距离可以通过将两者分开来获得。

VLT首次实现了近红外干涉测量，成功地在遥远的宇宙学尺度上测量了某一辐射区域的角直径，而丽江2m-4望远镜则可以完成回波测绘测量，获得该区域的物理尺度。结合这两种方法，可以同时直接测量距离和黑洞质量。我们得到了相对误差为15%的哈勃常数，这是一种很有前途的新方法，实现了完美的匹配。

我们第一次实现了红移z=0.158尺度上的距离直接测量。虽然相对误差为15%，但在未来VLT和2m望远镜的合作下，精度有望达到3%甚至更高。

这种测量有三个优点:第一，不依赖消光和变红校正；第二，逐层校准与距离阶梯无关。这两点是标准宇宙学工具测量方法无法克服的困难。我们第一次测得的哈勃常数正好在微波背景辐射和超新星测量的中间。这意味着标准宇宙模型中的暗能量性质会受到观测的限制。

到目前为止，这种联合分析只实现了一个类星体距离的测量。最近，GRAPHICS团队告诉我，他们已经测量了第二个目标。在未来，我们有可能测量更多类星体的距离，这将对暗能量的性质给出精确的限制，并让我们对宇宙学加速膨胀的历史有新的认识。

另一种黑洞的新成果是我们在丽江两米望远镜上对超爱黑洞的观测研究。Super love黑洞是super love Dington吸积黑洞的简称，可能给出高红移宇宙的膨胀史。

怎么做？我们知道黑洞吸积有一个最大吸积速率。此时，吸积物质的黑洞引力和辐射压力处于平衡状态。

这些黑洞的辐射有什么特点？从这张图中我们可以看到这些锯齿状的特征，与正常类星体不同，是铁一价离子的辐射，是超爱黑洞独有的。通过这些特征，可以找出类星体中的超爱黑洞，研究黑洞吸积的饱和光度和黑洞的快速增长，即如何形成超大质量黑洞，如何通过烛光测量距离。

我们在丽江的望远镜上发现了饱和光度，为基于饱和光度的测距提供了观测依据。精度比超新星稍差，但类星体的寿命比Ia型超新星长得多，红移也高得多，数目也高得多。中国科学院理论物理研究所蔡荣根院士带领的团队完成了用超爱黑洞测量宇宙学的模拟，并测试了其宇宙学测量能力。我们可以测量宇宙在红移1和4之间膨胀的历史。

黑洞可以“照亮”宇宙的物质组成

利用这些黑洞，我们还可以“照亮”宇宙中的物质构成。理论估计表明，如果哈勃常数测量达到1%的精度，我们也可以了解宇宙的物质组成。我们就知道4%重子中有多少中微子，它们的质量是多少？

事实上，宇宙中有超大质量的双黑洞。当两个黑洞一起跳舞时，我们将能够“看到”波长从几光年到几十光年的引力波的壮观波纹。我们知道大质量黑洞存在于星系中心。因为星系合并，意味着星系中心可能存在超大质量的双黑洞。

距离1kpc的双黑洞在巡天结果中非常常见，但遗憾的是，我们至今没有观测到距离小于1pc的超大质量双黑洞，这严重阻碍了利用脉冲星计时阵列探测毫微赫兹引力波的研究。

因此，我们希望通过探测大质量双黑洞和测量轨道参数来帮助探测和测试纳米赫兹引力波。它们在哪里，它们的属性是什么？

100 Hz的引力波和100 Hz的引力波的观测和检查有很大的区别。我们知道恒星双黑洞在一秒钟内合并，产生100 Hz引力波。我们不仅可以测量波形，还可以测量波形的变化。波形的变化对我们理解引力波和测距非常重要。然而，我们不可能看到纳赫兹引力波的波形变化。因为它的周期在一百年左右，所以它的合并时间在一千年。

如何检验纳赫兹引力波与双黑洞的物理关系？幸运的是，我们还可以利用两米望远镜干涉观测和回波图观测的联合分析，独立测量干涉相位曲线和回波图的二维传递函数，从而测量双黑洞的轨道参数，测试引力波。这给了我们一个理解纳米赫兹引力波本质的机会。这是一个新的研究领域，迫切需要在理论和观察上有所突破。

目前了解暗能量的国际观测计划有哪些？首先是DES项目，始于2013年。它由一个位于智利的四米望远镜组成。DESI的大规模观测计划始于2018年，主要是针对星系的光谱测量来测量BAO。还有美国的下一代WFIRST空望远镜和欧洲的Euclid空望远镜。这些望远镜基本上是通过超新星和宇宙的大尺度结构，或者通过弱引力透镜来了解暗能量，试图了解宇宙的膨胀历史。

在低频引力波观测方面，世界上主要是100米以上的大型射电望远镜，观测毫秒脉冲星阵列脉冲到达的时间延迟。幸运的是，中国的“天眼”FAST将探测到质量更高的毫秒脉冲星，实现对脉冲星时间延迟的探测，并有望在未来探测到纳米赫兹引力波，从而为揭示黑洞的演化做出应有的贡献。更令人欣慰的是，中国加入了SKA，成为SKA的重要成员。中国也有可能对未来低频引力波的测量做出突破性的贡献。