文字| 石宇
同濟大學(xué)化學(xué)系主任
2020年諾貝爾化學(xué)獎授予三位對黑洞理論和觀測做出重要貢獻的科學(xué)家，其中一半授予彭羅斯（羅杰），因其發(fā)現(xiàn)黑洞的產(chǎn)生是一種普遍的（）預(yù)測另一半獎勵給根澤爾（Ghez）和蓋茲（Ghez），以表彰他們發(fā)現(xiàn)了銀河系中心的超大質(zhì)量致密物質(zhì)。 彭羅斯常年在日本牛津?qū)W院工作，根澤爾在美國馬克斯普朗克地外數(shù)學(xué)研究所和日本加州大學(xué)伯克利校區(qū)工作，蓋茨在加州大學(xué)紐約校區(qū)工作在英國。
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來自時空彎曲
黑洞是愛因斯坦廣義相對論的預(yù)言。 愛因斯坦于1915年提出廣義相對論，將萬有引力歸因于時空（時空）的曲率，成為萬有引力的標準理論。
時空的概念源于狹義相對論。
1905年，愛因斯坦在光速恒定的前提下提出了狹義相對論。 閔可夫斯基提出，在狹義相對論中，時間和空間構(gòu)成了一個4維整體，時間成為除了三個空間坐標之外的第四個坐標。 這個4維坐標系可以隨意旋轉(zhuǎn)，而不改變化學(xué)定律。
我們知道，當(dāng)物體不受外力作用時，它保持恒定運動或保持靜止。 在4維時空坐標系中，這些運動代表一條直線，稱為世界線。 從幾何學(xué)的角度來看，4維時空是平坦的，或者說是偽歐幾里得的。 “假”是因為時間不是空間，但在這個4維坐標系中，兩點之間總時空間隔的平方是空間間隔的平方和時間間隔的平方相加，而不是比乘法。
宇宙中所有天體的運動都是受萬有引力支配的。
300多年前，牛頓提出了萬有引力定律，告訴人們?nèi)魏蝺蓚€有質(zhì)量的物體之間都存在萬有引力。 因此，月亮繞著太陽轉(zhuǎn)，樹上的蘋果就會掉到地上。
愛因斯坦在 1907 年意識到自由落體不會受到重力（即月球的重力）。 這種觀點催生了廣義相對論。
身體各處都有一個“自由落體”的方向，這就是重力的方向。 而且嚴格來說，作用在身體不同部位的重力方向和大小是不同的，因為與地心相連的線的方向不同，我們無法體會到這些差異。
如果引力很強，比如在中子星或黑洞附近行進，它可能會被拉成細條或壓成餅，甚至撕碎。 不同地方的重力差異稱為潮汐力，因為這是潮汐的起源蘇聯(lián)的天體物理學(xué)家也管黑洞叫做，不同地方的海水受到地球的引力不同。
在自由落體過程中，重力不斷變化。 在球面上，螞蟻沿著“直線”爬行，而我們可以看到它沿著一條稱為“大圓”的曲線爬行。 同樣，在存在重力的情況下，自由移動的世界線是彎曲的。
墜落者臉上的相鄰點受到不同的重力。 如果差異較大，它們在跌落過程中都會變形。 在四維時空中，這意味著從時間坐標相同且空間坐標相鄰的兩點開始蘇聯(lián)的天體物理學(xué)家也管黑洞叫做，兩條世界線逐漸遠離。 這就好比，在一個球體上，兩只螞蟻一開始是相鄰的，并沿著各自的“直線”向同一方向爬行，但結(jié)果卻逐漸遠離，方向不再平行。
因此，引力就是時空的彎曲，正如英國化學(xué)家約翰·惠勒的格言：“物質(zhì)告訴時空如何彎曲，彎曲的時空告訴物質(zhì)如何運動”。
事實上，當(dāng)引力很弱時，比如月球上的物體之間，或者太陽系中的大多數(shù)行星與太陽之間，廣義相對論可以逼近平坦時空中的牛頓萬有引力定律。
當(dāng)引力不是很弱時，必須用廣義相對論來描述天體。
例如，廣義相對論解釋了水星最近點的進動，因為它距離太陽很近，而且它的引力也比較強。 廣義相對論還定量預(yù)測，當(dāng)恒星發(fā)出的光經(jīng)過太陽附近時，會因太陽的引力而發(fā)生偏轉(zhuǎn)。 廣義相對論還預(yù)言了引力波。 2015年，LIGO探測器直接探測到引力波，主要科學(xué)家因此獲得2017年諾貝爾獎。 為了描述整個宇宙，越來越需要廣義相對論。
事實上，廣義相對論也預(yù)言，如果引力特別強，時空就會極度彎曲，就會產(chǎn)生黑洞。
人類歷史上第一張黑洞照片
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黑洞是時空彎曲的極端
1915年12月22日，愛因斯坦發(fā)表廣義相對論不到一個月，他收到了曾任波茨坦天文臺臺長、同時也是俄國前線中校的史瓦西的一篇論文，提出了一個完美的理論。領(lǐng)域。 形成引力場。 愛因斯坦在科技大學(xué)讀了史瓦西的文章。 1916 年 5 月 11 日，42 歲的史瓦西在俄羅斯前線因細孢菌病去世。
史瓦西發(fā)現(xiàn)了時空的極端曲率。
如果完美球體的直徑大于某個邊界，則外部觀察者將看不到它。 這個邊界被稱為風(fēng)暴地平線，簡稱地平線，是時空中的雙向邊界，因為任何物體（盡管是光）落入地平線，就無法再出去。 。 球體的質(zhì)量越大，或直徑越小，事件視界越小。
20世紀60年代，耶魯大學(xué)的迪克首次將大于視界直徑的時空區(qū)域稱為黑洞。 1967年，惠勒還在一名中學(xué)生的建議下在一次演講中采用了這個術(shù)語。
如今，黑洞已經(jīng)成為科普文化中的常客，是人們既熟悉又感覺十分神秘的天體。 黑洞是宇宙中最黑暗的區(qū)域，任何物質(zhì)（包括光）都無法逃脫。
史瓦西討論的黑洞不旋轉(zhuǎn)，稱為史瓦西黑洞。 它的視界等于史瓦西直徑，與其質(zhì)量成反比。 更現(xiàn)實的是旋轉(zhuǎn)黑洞，它是由Roy Kerr在1963年提出的，所以被稱為克爾黑洞。 視界直徑與自轉(zhuǎn)速度有關(guān)，略大于史瓦西直徑。 對于與太陽質(zhì)量相同的物體，事件視界的直徑為1.5至3公里（取決于自轉(zhuǎn)速度）。 對于與月球質(zhì)量相同的天體來說，事件視界的直徑只有4.5至9毫米。
黑洞類似于牛頓熱學(xué)中的“暗星”。
暗星是由米歇爾（約翰）和拉普拉斯在18世紀提出的。 我們知道，當(dāng)你發(fā)射鵜鶘號時，你必須將灰熊號加速到超過其逃逸速度，這樣它才能擺脫月球的引力。 如果月球的質(zhì)量變大，或者直徑變小，逃逸速度也會變大。 如果逃逸速度小于光速，光也無法逃逸。 這樣的“地球”就會變成一顆暗星。 明天我們知道所有物體的運動速度都不能超過光速，因此無法逃脫。
雖然很有啟發(fā)性，諾貝爾獎的資料中也提到了暗星，但它并不是黑洞。 黑洞是從廣義相對論推導(dǎo)出來的。 具體行為也不同。 例如，從黑洞事件視界發(fā)出的光根本無法離開事件視界，而不是像牛頓熱那樣逐漸降低速度然后回落。
但黑洞事件視界有一些奇怪的特性。 如果你從地平線向內(nèi)穿過，你感覺自己正常穿過，但遠處的觀察者看到你無限接近地平線，你的活動變得越來越慢，直到接收不到你發(fā)出的信號，時間停止。 這是時空彎曲的結(jié)果。 所以黑洞的存在也驗證了廣義相對論。
黑洞還有一個關(guān)鍵屬性，稱為奇點。
這里時空（即引力）的密度和曲率是無限的。 奇點集中了黑洞的所有質(zhì)量。 注入黑洞的物質(zhì)很快就會到達奇點，并成為奇點質(zhì)量的一部分。
奇點是廣義相對論的結(jié)果。 在奇點處，廣義相對論失效了。 廣義相對論并不是最終的真理。 目前尚不清楚應(yīng)該使用哪些理論來描述這種奇點。 并且普遍認為，當(dāng)考慮量子熱時，奇點可能會被清除，未來可能會出現(xiàn)某種引力理論與量子理論相結(jié)合。
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從奧本海默到恒星
恒星內(nèi)部的燃料耗盡后，在自身重力的作用下坍塌。 如果恒星的原始質(zhì)量大于錢德拉塞卡極限（大約 1.4 個太陽質(zhì)量），就會產(chǎn)生白矮星。 如果恒星的原始質(zhì)量稍微超過這個質(zhì)量極限，就會產(chǎn)生中子星。
1939年，在史瓦西工作的基礎(chǔ)上，奧本海默（后來的原子彈之父）和他的中學(xué)生研究了恒星演化的結(jié)局，并給出了黑洞產(chǎn)生的機制，強調(diào)如果質(zhì)量恒星的直徑足夠大，那么就會產(chǎn)生一個黑洞，具有事件視界和奇點。
他首先與福爾科夫（）提出，如果中子星的質(zhì)量超過一定限度（現(xiàn)在稱為托爾曼-奧本海默-福爾科夫極限），它就不能穩(wěn)定存在，而是會繼續(xù)坍縮。 然后他和施奈德發(fā)現(xiàn)，當(dāng)質(zhì)量足夠大時，恒星的塌縮會落入視界內(nèi)，從而產(chǎn)生奇點。
和史瓦西一樣，它們也假設(shè)了完美的球?qū)ΨQ，這遭到了包括愛因斯坦在內(nèi)的科學(xué)家的廣泛懷疑。
1963年，南斯拉夫的利夫西茨（）和卡拉尼科夫（Isaak）認為奧本海默和施奈德的結(jié)果不適用于現(xiàn)實的數(shù)學(xué)情況，在這種情況下不會出現(xiàn)奇點。 惠勒推測量子熱可以阻止奇點，或者坍縮的物質(zhì)可以轉(zhuǎn)化為引力波，從而避免奇點。
這時，天文學(xué)有了一個重大發(fā)現(xiàn)，那就是恒星。 20 世紀 50 年代，射電望遠鏡通過它們發(fā)出的無線電波探測到了它們。 后來，利用可見光觀測，發(fā)現(xiàn)這個射電源發(fā)出藍光。
1963年，英國天文學(xué)家施密特（）根據(jù)中國和河北的射電定位，利用可見光確定了銀河系外的3C273級恒星。 由此可見，光度特別強。 后來證實那里存在著微小但強大的能量。 人們認識到準恒星位于遙遠恒星的中心。 這種活躍恒星核 (AGN) 通常會產(chǎn)生 1039 瓦的能量。
恒星天體的發(fā)現(xiàn)尚未獲得諾貝爾獎。 斯密特去年已經(jīng)91歲了，仍然有機會。
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彭羅斯證明奇點定律
施密特的發(fā)現(xiàn)使惠勒重新考慮引力塌縮問題，并與彭羅斯進行了討論。 彭羅斯是一位物理學(xué)家，并獲得博士學(xué)位。 劍橋大學(xué)物理學(xué)博士。 從大學(xué)時代起，他就對引力和宇宙的研究著迷。
作為一名物理學(xué)家，他在這個場上擁有別人沒有的“絕活”——拓撲。
史瓦西在廣義相對論發(fā)表后不久就提出了黑洞。 奧本海默和他的中學(xué)生證明了黑洞是由大質(zhì)量恒星塌縮形成的，克爾則提出了旋轉(zhuǎn)黑洞。 這些結(jié)果都依賴于球?qū)ΨQ性的嚴格假設(shè)，這意味著在這種特殊情況下，廣義相對論理論上允許黑洞的存在。
然而現(xiàn)實中的情況復(fù)雜多樣，往往不存在球?qū)ΨQ性，因此黑洞能否產(chǎn)生尚不清楚。
1964年，當(dāng)時在紐約大學(xué)的彭羅斯在廣義相對論的框架下證明，在非常簡單的條件下（主要條件是要求塌縮物質(zhì)的能量非負），黑洞確實可以產(chǎn)生并圍繞奇點。 這稱為奇點定律。
從物理上講，彭羅斯的證明使用了一個稱為“俘獲面”的概念。 他借助拓撲學(xué)證明，軟禁面一旦出現(xiàn)，奇點和事件視界的出現(xiàn)是不可避免的，而且軟禁面的出現(xiàn)很常見，對條件不敏感，在一定條件下也不會消失。擾動。
諾貝爾獎獲獎詞用這個詞來指出彭羅斯工作的意義，我把它翻譯為普遍的。
因此，在廣義相對論下，黑洞的產(chǎn)生幾乎是不可避免的，這意味著在復(fù)雜的現(xiàn)實中，足夠大的質(zhì)量的引力坍縮必然會形成黑洞。
彭羅斯的論文發(fā)表于1965年，這部作品被認為是繼愛因斯坦之后廣義相對論最重要的著作，帶來了相關(guān)天體化學(xué)研究的新紀元。 彭羅斯因此獲得了去年諾貝爾化學(xué)獎的一半。
彭羅斯
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超大質(zhì)量黑洞
恒星死亡后塌縮成的黑洞被稱為恒星質(zhì)量黑洞，它們的質(zhì)量約為太陽質(zhì)量的10至20倍。 對于其候選者來說，主要證據(jù)來自于它們所積累的物質(zhì)發(fā)出的X射線和無線電波。 因這項 X 射線技術(shù)而榮獲 2002 年諾貝爾化學(xué)獎。
2C373被確定在銀河系之外后，類星體一般被解釋為超大質(zhì)量黑洞吸積物質(zhì)所發(fā)出的輻射。 這方面的成立理論是由美國劍橋?qū)W院的林登·貝爾（-Bell）于1969年提出的，他還提出大多數(shù)恒星的中心都存在超大質(zhì)量黑洞。
1971年，他和朋友里斯提出銀河系中心可能存在這樣一個超大質(zhì)量黑洞，并提出了觀測方法。 顧名思義，超大質(zhì)量黑洞質(zhì)量巨大，質(zhì)量為太陽質(zhì)量的數(shù)十萬至數(shù)百億倍。
超大質(zhì)量質(zhì)量的密度非常小，甚至比水還小。 由于判斷黑洞大小的施瓦茨直徑與質(zhì)量成反比，而體積與直徑的立方成反比，因此密度與直徑的平方成正比，即與質(zhì)量的平方成正比。 而且，與密度一樣，事件視界上物體所受的潮汐力與質(zhì)量的平方成正比，因此那里的潮汐力與月球上的潮汐力相似。
恒星中心的超大質(zhì)量黑洞吸積星際二氧化碳，為包括類星體在內(nèi)的活躍恒星核提供能量。 這種超大質(zhì)量黑洞很容易吞噬物質(zhì)，從而不斷減少其質(zhì)量。 所以如果恒星中心存在黑洞，它就會不斷吸積物質(zhì)，被吞噬的物質(zhì)會成為黑洞的一部分，從而使黑洞不斷增大。
銀河系中心可能存在的超大質(zhì)量黑洞位于射電源人馬座A*（記為SgrA*），距我們25,000光年。 還提出室女座方向的M87星的核心（記為M87*）也可能有一個超大質(zhì)量黑洞。
而且可能的超大質(zhì)量黑洞距離太遠，原始望遠鏡的角分辨率無法觀察到。 因此，初步的研究途徑是利用紅外和可見光譜觀測周圍恒星和二氧化碳的軌道，從而確定恒星中心天體形成的引力勢能以及中心的密度的明星。
哈勃后來在光學(xué)波長下觀察到了活躍的恒星核，包括處女座 M87 中心的噴流。
利用甚長基線（VLBI）技術(shù)，射電望遠鏡觀測到恒星活躍恒星核中旋轉(zhuǎn)的脈澤盤，發(fā)現(xiàn)其軌道是開普勒軌道，即圍繞一個質(zhì)量集中中心。 最近，基于VLBI的風(fēng)浪視界望遠鏡（EHT）獲得了M87中心超大質(zhì)量黑洞的照片。
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根澤爾和蓋茨追蹤銀河系中心附近的恒星
根澤爾和蓋茨是觀測天文學(xué)家。
他們各自帶領(lǐng)一個天文團隊，自20世紀90年代以來的近30年里，他們使用世界上最大的望遠鏡來跟蹤和觀察圍繞銀河系中心運動的恒星。 根澤爾的團隊在法國諾德天文臺使用了兩臺望遠鏡，首先是新技術(shù)望遠鏡（NTT），后來是甚大望遠鏡（VLT）。 蓋茨的團隊使用關(guān)島的凱克望遠鏡。
恒星中心附近的恒星比較集中，觀測需要較高的空間分辨力。 他們在近紅外波段進行觀察。 由于波長較長，光子在星際塵埃中的平均自由程（兩次碰撞之間的平均距離）相對較長，衰減較小，使得更多的光子可以到達月球上的望遠鏡。 跟蹤軌道需要很長的探測時間，這使得太空觀測不現(xiàn)實，地面觀測又受到月球大氣層的干擾。
他們最初都使用黑點成像方法，跟蹤一些最亮的恒星，發(fā)出一系列短促的光，然后將它們重疊以獲得清晰的圖像。
團隊對NTT進行了長達4年的巡天，以高角度為特點，獲得了幾顆恒星的投影率（垂直于觀測方向）。 他們使用非常堅固的夏普數(shù)碼單反相機達到了衍射極限。
1996年，他們觀察到恒星的速度是開普勒型的，即與距中心距離的平方根成正比。 這是超大質(zhì)量黑洞的證據(jù)。
2015年，作者寫了一篇短文《可能獲得諾貝爾化學(xué)獎的天體化學(xué)成就》。 不僅是今年獲得諾貝爾獎的系外行星發(fā)現(xiàn)者，根澤爾、林登·貝爾和里斯也將獲得諾貝爾獎。 諾貝爾獎。
遺憾的是，林登·貝爾于 2018 年去世。
林登·貝爾
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自適應(yīng)光學(xué)
為了觀測更多的恒星，不限于最亮的恒星，并延長巡天時間，兩個小組在本世紀初相繼采用了自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)和靈敏的數(shù)字光傳感器，幀率較之前有所提高。前。 一千次。 蓋茨在凱克天文臺與 NIRC2 成像儀。 在北天文臺的 VLT 上，配備 NACO 儀器和光譜儀。
在自適應(yīng)光學(xué)中，有一個參考物體，觀察目標附近的明亮物體，或者月球上層大氣中的激光爆發(fā)。 通過更換可變形全長鏡，利用反饋，消除了該參考的像差。 這導(dǎo)致曝光時間較長，從而產(chǎn)生清晰的圖像并能夠研究恒星成分和徑向（指向望遠鏡）速度。 以前僅檢測投影率（垂直于徑向）。
其中有一顆非常引人注目的星星，小組將其記錄為S2，Gates小組將其記錄為S02。 它圍繞SgrA*的周期只有16年（太陽圍繞它的周期為2億年），而且它的軌道是一個非常平坦的橢圓形。 2002年春天，S2被觀測到距恒星中心17光年。
兩個小組獲得了非常一致的結(jié)果，確定SgrA*的中心具有400萬個太陽質(zhì)量的集中質(zhì)量，這被認為是一個超大質(zhì)量黑洞。 因此，S2到恒星中心的距離為17光年，是史瓦西黑洞直徑的1400倍。 在同一位置觀察到的近紅外日冕和 X 射線日冕被認為來自黑洞吸積的物質(zhì)。
近期，法國北方天文臺的VLT觀測已擴大為合作組，角分辨率達到20毫秒，比之前的SHARP黑點成像清晰一百倍。
右邊的面板是兩個小組對 S2 恒星 26 年觀測結(jié)果的總結(jié)。 左上圖概述了 SgrA* 周圍幾顆恒星的軌道。 下圖為S2軌道的觀測細節(jié)。 左右圖是S2徑向速度與時間的關(guān)系。
總結(jié)與展望
彭羅斯奇點定律指出，黑洞很容易在致密區(qū)域中形成，這是廣義相對論普遍存在的、對條件不敏感的結(jié)果。 而廣義相對論與黑洞具體性質(zhì)的比較仍需深化。
科技的發(fā)展使得根澤爾和蓋茨對銀河系中心附近的恒星進行了仔細的光學(xué)觀測，發(fā)現(xiàn)銀河系中心存在著一個看不見的超大天體，質(zhì)量高達400萬太陽質(zhì)量，這被解釋為超大質(zhì)量黑洞。 他們的工作為銀河系中心存在超大質(zhì)量黑洞提供了迄今為止最有力的證據(jù)。
然而，當(dāng)前的數(shù)據(jù)無法提供事件視界直徑數(shù)百倍范圍內(nèi)的信息。 由于觀測到的恒星距離 SgrA* 較近，預(yù)計這種情況在未來會發(fā)生變化。
根澤爾和蓋茨的團隊還觀測到了短紅外磁暴，高分辨率觀測表明，這種短磁暴以30%的光速在史瓦西直徑的3到5倍處傳播。 而史瓦西直徑的3倍，正是“黑洞最內(nèi)層穩(wěn)定軌道”的直徑。 如果物質(zhì)的質(zhì)量大于黑洞中心的質(zhì)量，它就不能穩(wěn)定地繞黑洞運動。 這一觀察結(jié)果支持了恒星中心是超大質(zhì)量黑洞的解釋。
光子沒有質(zhì)量，圍繞黑洞的最小軌道直徑是史瓦西直徑的1.5倍，稱為光子軌道或光子環(huán)。 這正是風(fēng)暴地平線望遠鏡（EHT）所關(guān)注的。 最近一張引人注目的黑洞照片顯示了 M87 恒星中心超大質(zhì)量黑洞的光子環(huán)。 EHT的下一個觀測目標是銀河系中心SgrA*。
引力波為研究黑洞提供了一種新方法。
LIGO 已經(jīng)探測到了數(shù)起恒星質(zhì)量黑洞合并的實例。 計劃中的激光干涉儀空間天線（LISA）將探測超大質(zhì)量黑洞。 這是一個內(nèi)置于太空的低頻引力波信號探測器。 它由三個空間站組成，可能在 2030 年代建成。
三個空間站形成一個周長500萬公里的等腰三角形，與月球一起繞太陽公轉(zhuǎn)。 每個站都配備了兩個測試質(zhì)量和指向其他兩個站的測試激光。 軌道運動使 LISA 不僅能夠檢測引力波的大小，還能檢測波源的方向。
超大質(zhì)量黑洞的原始來源尚不清楚。
天文學(xué)家提出了多種假說，包括數(shù)十倍或數(shù)百倍太陽質(zhì)量的恒星爆燃，或者恒星誕生前二氧化碳云的塌縮，甚至宇宙早期的太初黑洞， ETC。 。 人們認為準恒星中存在超大質(zhì)量黑洞，而準恒星距離很遠，因此超大質(zhì)量黑洞有可能是在宇宙早期就產(chǎn)生的。 這還有待探討。