第一代超大质量黑洞在哪里?黑洞质量有上限吗?

制作:新浪科技科学大家

王建民 中国科学院高能物理研究所研究员

天文学家数 “星星”

当你和好朋友仰望星空时，银河系首先映入眼帘。数天上的星星是一次非常浪漫的经历，但在科学上，数星星是一件严肃的事情。

数星的工作让科学家发现了宇宙中天体的分布和运动规律，这也是最早的天文学研究方法。那天的星星是什么？它的物理本质是什么？起源是什么？内部结构是什么？如何进化？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改进了牛顿力学。牛顿力学体系的建立使人类能够描述局部宇宙和太阳系八大行星的运动规律。但这一规律是否适合整个宇宙是现代宇宙学需要解决的问题。

哈勃定律的发现是20世纪20年代最大的天文发现。今年恰逢哈勃定律发现90周年。这一发现让人类知道天外有“天”，不仅有“天”，而且“天”还是运动的“天”。

1929年以后，许多天文学家和理论物理学家讨论了膨胀的宇宙。这也使人类对宇宙的理解取得了前所未有的成就，但也带来了前所未有的挑战：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。这个理论告诉你，时间、空间和物质是密切相互作用的。描述的是物质，描述的是时间和空间。物质决定时间和空间，时间和空间决定物质分布，这是一场概念革命。广义相对论最严峻的考验体现在对宇宙动力学的理解上。

众所周知，牛顿引力定律的测试是通过太阳系的几个主要行星运动来完成的。广义相对论的测试可能需要通过测量宇宙动力学及其膨胀历史来完成。这将是一个大规模、最持久的实验和观测。

1916年，爱因斯坦在广义相对论发表一年后提出了数量。现在，我们知道，在广义相对论的方程中，必须增加一个暗能量项，以反映宇宙可能会加速扩张。数量研究在已经成为物理和天文学中最令人困惑的问题。

爱因斯坦引力场方程的奇点

正是对爱因斯坦重力场方程的解决，人类才知道银河系中心有一个太阳质量430万倍的黑洞。1916年，K。 Schwarschild在第一次世界大战的战壕里，爱因斯坦重力场方程的解决是第一个解决方案。这个解有一个奇点:R等于RS它变得无限大，这意味着光也逃不掉，进而意味着黑洞的存在。但当时，这一理论的预测已经沉默多年，直到20世纪60年代高能天体物理的兴起，天文学家才开始审视这一奇点的观察意义。

如何检验黑洞的存在？德国天文学家R。 Genzel世界上最大的望远镜：VLT望远镜，由四个8米望远镜组成的阵列，经过几十年的观测，获得了观测黑洞存在的最强证据。

这4台望远镜干涉模式的空间分辨率可以达到几个毫角秒，相当于从北京，能看到华盛顿比毫米级还小的物体。只有这个分辨率，我们才能够分辨黑洞周围的恒星，进而测量黑洞周围的恒星运动和动力学，才能够把黑洞质量精确的测量出来。

通过观察，我们发现黑洞旁的恒星正在进行非常有规律的运动。2018年，科学家通过VLT通过观察，发现恒星运动轨道偏离了开普勒轨道，这与广义相对论的预测是一致的，这也是对广义相对论最直接、最可靠的测试。

说到黑洞，我不得不提到1963年类星体的发现。上图是美国天文学家M。 Schmidt，当时他在加州理工学院工作，他成功拍摄了射电强源3C光学光谱成为人类发现的第一颗类星体。

当时，这些宽达每秒数千公里的谱线非常令人困惑。但如果考虑到系统的红这些谱线可以完全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.解释这么大的红移，3C273的辐射能量将非常大，需要远远高于核能的能源机制。

这一发现也立即成为物理界和天文界的热点问题。到目前为止，有两点可以确定：第一，红色移动必须是宇宙学红色移动，而不是局部区域引力场产生的红色移动；第二，可以解释的是，如此大的辐射能量只有超大质量黑洞的吸收过程，典型的黑洞质量约为太阳的5亿倍。这也是天文学家花了大约30年时间建立起来的理论模型。这个过程充满了激动人心的思考和争论，堪称天文史上极其精彩的一章。

如何理解超大质量黑洞？

超大质量黑洞是指质量超过太阳质量100万倍的黑洞。下一步是建立一种可靠的方法来测量它们的质量，获得质量分布，并研究它们是如何形成和进化的。

那么，第一代超大质量黑洞在哪里？黑洞质量有上限吗？它们对寄主星系是否有影响？作为宇宙学天体，我们能否从中获得宇宙动力学演化和宇宙的膨胀历史？

直到2018年，科学家们才讨论了50多年。VLT干扰直接测量已经实现，空间分解了辐射线宽度高达每秒数千公里的辐射区域，使黑洞质量能够准确测量，为黑洞研究和测量宇宙动力学的历史带来了前所未有的机遇。从那时起，黑洞作为宇宙的烛光，为人类“照亮”了宇宙。

到目前为止，我们已经对类星体的标准光谱有了更彻底的了解。类星体的辐射功率约为1010-1013的太阳能，质量范围约为106-1010的太阳能质量。如此大的数字除了数学之外很难用语言来表达，天文数字的起源也可以从这方面来解释。

由于类星体对天文学巨大的推动，它的发现者M。 Schmidt理论解释者D。 Lynden-Bell在2008年获得了Kavli奖项（编者按：作为诺贝尔奖的补充，该奖项主要授予在天体物理、纳米科学和神经科学方面做出基本突破贡献的科学家。），但这也是在发现类星体45年后。

黑洞烛光：“照亮”宇宙膨胀史

到目前为止，科学家们从美国斯隆数字巡天开始（SDSS）大约有50万个超大质量的黑洞处于活动状态。事实上，每个星系的中心都有一个超大质量的黑洞，它们处于休眠状态，在电磁波段看不见。有这么多超大质量的黑洞，它们如何照亮进化中的宇宙，如何打开宇宙历史的窗户？

根据哈勃定律，我们可以从大爆炸中获得宇宙。宇宙大爆炸最直接的证据来自于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太空，进入了精确的宇宙学时代。

宇宙学中最重要的内容之一是如何测量宇宙的几何和天体距离。100年前，哈佛大学Leavitt这位女士发现，造父变星的光变周期与其光度有很强的相关性：造父变星的光度越大，光变周期越长。这个关系的本质是由恒星结构本身决定的。还可以测量银河系以外的宇宙距离， 哈勃在90年前就采用了这种传统方法“宇宙在膨胀”。

经过100年的测量，美国天文学家W。 Freedman领导的哈勃望远镜重点项目测量哈勃常数为10%，2009年获得国际天文学会宇宙学最高级奖项。2019年，天文学家提出了基于星系最边缘恒星的一种特殊测量。这种恒星的测量受红化和消光影响最小，哈勃的常数约为。

然而，故事还远未结束。一方面，造父变星测量只是接近宇宙的哈勃常数；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，近5。这是最近A。 Riess提出的所谓“哈勃常数危机”（H0-tention）。这是一个非常严峻的挑战：要么需要修改标准的宇宙学模型，要么传统的测量方法有难以克服的系统误差，要么都需要修改。

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，比造父变星亮几个量级。这个工具的理论基础来自印度裔美国物理学家S。 Chandrasekhar，基于电子简并压，他提出白矮星的质量有一个极限。如果超过这个极限，白矮星就会塌陷，形成超新星，所以可以大致作为标准烛光。因为这种超新星的光谱中没有氢和氦的发射线，所以被称为Ia型超新星。

M。 Phillips将于1993年发现Ia超新星标准化定律：如果超新星持续爆发很长时间，那么超新星相对明亮，这种关系使得使用超新星准确测量宇宙学距离成为可能，否则科学家不会发现宇宙加速扩张。

三位美国天体物理学家，S。 Perlmutter， B。 Schmidt和A。 Riess宇宙加速膨胀现象在1998-1999年发表。这是一种让物理学家感到困惑的观测现象，因为重力会降低膨胀速度，但为什么宇宙会加速膨胀呢？因此，暗能量作为宇宙加速膨胀机制，立即成为天文学和物理学交叉的前沿课题。但到目前为止，我们还不知道它们的本质是什么。这三位天文学家在2011年获得诺贝尔奖，因为他们发现宇宙加速膨胀。

当用超新星测量宇宙距离时，发现红移大于1.5后，Ia恒星演化规律决定了类型超新星的数量急剧减少。在红移1.5左右，宇宙距离的阶梯可能会断裂，测量更高红移的宇宙是天体物理学家面临的一个严重问题。流行的测量方法之一是通过重子声波震荡（BAO）测量距离的固有长度和张角(以恒星双黑洞的引力波为标准铃声)。

但这样的测量结果需要基于宇宙学膨胀历史动力学的假设，只是相对测量，而不是直接测量。我们可以比较现有的低红移和高红移BAO测量。高红移的测量远不能给现有模型任何有效的限制。在低红移中，上面提到的又出现了“哈勃常数危机”。

在这个精确的宇宙学时代，更多高质量的数据给我们带来了更大的挑战，呼吁我们实现最基本和最纯粹的几何测量。在上个世纪的两朵乌云中，黑体辐射的高精度测量催生了“光量子”宇宙学距离的测量精度远低于黑体辐射精度，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理论。因此，这个时代呼吁用纯几何来测量宇宙的结构和膨胀历史。

最近，欧洲VLT望远镜在近红外干预技术下取得了重大突破，VLT第一次实现了I型星体的干涉测量，空间分解宽发射线区域得到了角分布。测量的等效空间分辨率达到10个微角秒。

那么如何实现测量呢？近红外干涉的测量原理与射电波段完全一样，但对于在近红外和光学方面的测量却非常困难，因为相位差受到大气影响，难于保持和测量。如果我们用VLT光谱定位技术用于测量宽发射线不同位置光子中心之间的光行差。与观察者相比，测量光行差可以获得类星体宽线区的张角。

另一方面，我们通过测量类星体宽发射光变相对连续谱的时间延迟，乘以光速，得到类星体宽线区的物理尺度。该技术被称为反应映射，目前已经非常成熟。两者之间的角距离可以通过相互去除来获得。

VLT近红外干扰测量首次成功测量了遥远宇宙学规模中辐射区域的角径，丽江两米四望远镜可以完成反应映射测量，获得该区域的物理规模。两者的结合可以直接测量距离和黑洞的质量。我们得到哈勃的常数是15%的相对误差，这是一种非常有前途的新方法，达到了完美结合的效果。

我们第一次在红移z=0.距离直接测量在158的尺度上实现，虽然相对误差为15%，但未来随之而来VLT预计与2米望远镜合作的精度将达到3%甚至更高。

这种测量有三个优点。首先，它不依赖于消光和红化校正；第二，它不依赖于距离阶梯的层层校准。这两点是标准宇宙学工具测量方法无法克服的困难。我们第一次测量的哈勃常数正好在微波背景辐射和超新星测量结果的中间。这意味着观察限制了标准宇宙模型中暗能量的性质。

到目前为止，这种联合分析只实现了对一类星体距离的测量。GRAVITY团队告诉我，他们已经测量了第二个目标。在未来，我们可能会实现更多类星的距离测量，这将准确限制暗能量的性质，使我们对宇宙学加速扩张的历史有一个新的认识。

另一种黑洞的新结果是我们在丽江两米望远镜上对超爱黑洞的观察和研究。超爱黑洞是超爱丁顿吸收黑洞的缩写。这种黑洞可能会给出高红移动宇宙的膨胀历史。

怎么办？我们知道黑洞的吸积率最大，此时被吸积物质的黑洞引力与辐射压达到平衡。

这些黑洞的辐射特征是什么？从这张照片中，我们可以看到这些锯齿形的特征，它们不同于正常的类星体，是铁价离子的辐射，是超级爱黑洞的独特特征。通过这些特征，我们可以找到类星体中的超级爱黑洞，研究黑洞吸收的饱和度和黑洞的快速增长，即如何形成超大质量的黑洞和黑洞烛光测量距离。

我们已经在丽江望远镜上发现了饱和光度，饱和光度为基础的距离测量提供了观测基础。精度比超新星差一点，但类星体的寿命比超新星差Ia超新星长得多，红移高得多，数量多得多。由中国科学院理论物理研究所院士蔡荣根领导的小组完成了超爱黑洞测量宇宙学的模拟，测试了其测量宇宙学的能力。我们可以测量红移1到4之间宇宙膨胀的历史。

黑洞可“照亮”宇宙的物质组成

利用这些黑洞，我们还可以把宇宙里的物质组成“照亮”。有理论估计，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成分。我们将知道4%重子中有多少是中微子及其质量？

事实上，宇宙中仍然有超大质量的双黑洞。当两个黑洞共舞时，我们将能够“看到”波长在几光年到几十光年的引力波中的壮观涟漪。我们知道星系中心存在大质量的黑洞，这意味着星系中心可能有超大质量的双黑洞。

距离在1kpc双黑洞在巡天结果中很常见，但遗憾的是，到目前为止，我们还没有观察到距离小于1pc (约3.26光年) 超大质量双黑洞严重阻碍了利用脉冲星计时阵列探测纳赫兹引力波的研究。

因此，我们希望通过检测大质量的双黑洞和轨道参数来帮助检测纳赫兹引力波。它们在哪里，它们的性质是什么？

百赫兹的引力波与纳赫兹的引力波有很大的不同。我们知道恒星双黑洞在一秒钟内完成并合，产生百赫兹引力波。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至关重要。然而，对于纳赫兹引力波引力波的变化。因为它的周期是百年量级，它的并合时间是千年。

纳赫兹引力波与双黑洞的物理关系如何检验？幸运的是，我们还可以利用干涉观测和两米口径望远镜的反应映射观测，独立测量干涉相位曲线和反应映射的二维转移函数，实现双黑洞轨道参数的测量和重力波的检测。这给了我们理解纳赫兹引力波性质的机会。这是一个新的研究领域，需要在理论和观察上取得突破。

目前，世界上有哪些观察计划来理解暗能量？第一个是从2013年开始的DES（The Dark Energy Survey）智利有一个四米口径的望远镜。DESI大型观测计划始于2018年，主要是星系光谱巡天测量BAO。还有美国下一代WFIRST欧洲空间局的空间望远镜、空间望远镜Euclid，这些望远镜基本上是通过超新星和宇宙的大规模结构来理解暗能量，或者通过弱引力透镜来理解暗能量，试图理解宇宙的膨胀历史。

在低频引力波观测方面，国际上主要有100米以上的大型射电望远镜，以及毫秒脉冲星阵列脉冲到达的延迟。幸运的是中国“天眼”FAST将探测到更高质量的毫秒脉冲星，实现脉冲星延迟探测，预计未来将探测纳赫兹引力波，为揭示黑洞的进化做出应有的贡献。更令人高兴的是，中国已经加入SKA并成为重要成员之一。中国也有可能为未来低频引力波的测量做出突破性贡献。

上图是1936年至今年的诺贝尔奖获得者名单。不幸的是，没有中国人。从2011年2016年到2019年，天体物理特别是宇宙学和黑洞被授予三项诺贝尔奖。我相信黑洞可以“照亮”宇宙，解锁更多宇宙奥秘。来吧，中国！

注：本文根据王建民研究员在2019年未来科学奖颁奖典礼上的演讲进行了整理，并被删除