? 秀婷程仪公欲息肉婷在线观看,天天躁日日躁狠狠躁aab,无码人妻丰满熟妇区免费

亚洲 a v无 码免 费 成 人 a v,性欧美videofree高清精品,新国产三级在线观看播放,少妇人妻偷人精品一区二区,天干天干天啪啪夜爽爽av

給黑洞測質(zhì)量，學(xué)會牛頓力學(xué)就夠了？ | 賽先生天文

2022/12/19
導(dǎo)讀
銀河系中心黑洞的尺寸。圖片來源：綜合參考文獻(xiàn)[5], UCLA Galactic Center Group, EHTC

  • 導(dǎo) 讀

星系中心的黑洞重如巨獸，但又暗若幽靈。正如我們所在的銀河系中心那個沉重又隱秘的Sgr A*，足有400萬倍太陽質(zhì)量！但你可曾想過：要如何捕獲到黑洞的存在呢？ 


原來，這些洪荒巨獸雖不可見，但會深刻地影響到周圍那些發(fā)光“小精靈”的行為。而掌握了周圍發(fā)光小精靈的行為特點，就算是稱量黑洞的體重也不是沒可能！甚至，認(rèn)真復(fù)習(xí)一下高中教材中的牛頓力學(xué)就夠了。本期賽先生天文，教你如何運(yùn)用牛頓力學(xué)，通過黑洞周邊天體的運(yùn)動來給它們“測重”。

撰 文 | 楊 夢、朱 玲（中國科學(xué)院上海天文臺）
責(zé) 編 | 王馨心、呂浩然

  • “看不見”的黑洞

萬有引力定律或許是人類中最廣為熟知的物理定律。牛頓從蘋果落下的現(xiàn)象中領(lǐng)悟出了萬有引力定律、建立了牛頓經(jīng)典力學(xué)體系的故事之所以能夠廣為傳播，歸根結(jié)底來自于牛頓力學(xué)對人類發(fā)展的深遠(yuǎn)影響。即使從新聞中，我們也能窺見萬有引力定律在現(xiàn)代社會中的應(yīng)用。


中國空間站“天宮”的發(fā)射使得空間巡天望遠(yuǎn)鏡成為可能，想讓“天宮”繞地球旋轉(zhuǎn)，運(yùn)載火箭的初速度必須要超過地球的繞轉(zhuǎn)速度，即第一宇宙速度；火星探測器“天問一號”實現(xiàn)了中國首次著陸火星的探測任務(wù)，為了讓“天問一號”可以脫離地球的引力向火星行進(jìn)，運(yùn)載火箭的初速度則需要超過地球的逃逸速度，即第二宇宙速度。


天體的逃逸速度與其質(zhì)量與半徑之比正相關(guān)，地球的逃逸速度大約11.2km/s，而質(zhì)量是地球33萬倍的太陽，其逃逸速度則高達(dá)617.7km/s，超過了目前人類科技的極限。幸運(yùn)的是，人類并不必從太陽表面出發(fā)，借助地球繞轉(zhuǎn)太陽的運(yùn)動，人類只需達(dá)到16.7km/s的第三宇宙速度就可以離開太陽系。

相對論假設(shè)真空中的光速是宇宙中速度的極限，那么是否存在一類天體使得光也無法從其表面逃脫呢？理論上是肯定的，物理學(xué)家為這類天體取了與其性質(zhì)非常匹配的名字——黑洞。在廣義相對論理論中，黑洞是時空的奇點，它無限小，且沒有物理表面。黑洞的特征完全由三個物理量——質(zhì)量、角動量和電荷決定，這被稱為黑洞無毛定理。


其中，質(zhì)量是第一重要的特征量。黑洞質(zhì)量聯(lián)合角動量決定了光子可以逃逸區(qū)域的邊界，即黑洞視界的大小，我們有時也會把視界大小當(dāng)成黑洞的尺寸。黑洞也是宇宙中質(zhì)量跨度最大的單一天體——最小的恒星級黑洞僅有幾倍的太陽質(zhì)量，視界大小只有幾千米，而最大的超大質(zhì)量黑洞可達(dá)百億倍太陽質(zhì)量，視界半徑可達(dá)幾百萬千米。


根據(jù)黑洞的定義，黑洞是“不可見”的。那么，它們又是如何被天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)的，又存在于何處呢？

  • “看得見”的黑洞——活動星系核


說來有趣的是，雖然黑洞是無法被看見的，但天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)超大質(zhì)量黑洞卻始于一次“看見”。1960年，美國的天文學(xué)家艾倫·桑德齊 (Allan Sandage, 1926-2010)第一次注意到一個射電源的發(fā)射線特征比較特殊，隨后類似的射電源陸續(xù)被發(fā)現(xiàn)。由于它們的光學(xué)圖像如同點源，看起來與恒星很相似，因此被命名為類星體。類星體的最初發(fā)現(xiàn)，使得天文學(xué)家非常困惑：它們?nèi)绱诉b遠(yuǎn)，卻又是如此明亮致密，單個類星體的亮度即可達(dá)到銀河系所有恒星總和的成百上千倍，究竟是什么樣的物理過程能導(dǎo)致這么高密度的能量釋放呢？

圖1：化學(xué)反應(yīng)、核聚變，以及黑洞吸積三類過程所釋放能量效率的對比。我們常見的煤燃燒釋放的是化學(xué)能，能量釋放率相對較低。恒星內(nèi)部核反應(yīng)釋放的是核能，氫核聚變的能量釋放率約為0.7%，1克氘核聚變產(chǎn)生的能量與燃燒約10噸煤相當(dāng)。而黑洞吸積過程導(dǎo)致的能量釋放率可達(dá)約10%，效率約為核聚變的幾十倍（能量釋放率=釋放的能量/mc^2，量級估算，圖中數(shù)字不要太當(dāng)真哦）。圖片來源：NASA


這個問題的答案，就是超大質(zhì)量黑洞的吸積。


超大質(zhì)量黑洞雖然自身并不能釋放能量，但是能吞噬周圍氣體。氣體在掉入黑洞的過程中，引力勢能急劇變小，轉(zhuǎn)換成熱能輻射、韌致輻射或者動能噴向宇宙。因為黑洞的視界面極小，在氣體落入視界面的過程中，引力勢能的減少可達(dá)到物質(zhì)總能量mc^2的約10%，從而達(dá)到極高的能量釋放率。相比而言，核聚變的能量釋放率要低得多，僅為約0.7%。黑洞本身不發(fā)光，必須有足量的氣體供給維持黑洞的吸積過程才能讓它持續(xù)地發(fā)光。進(jìn)一步研究顯示，許多星系都有由于超大質(zhì)量黑洞的吸積形成的極為明亮活躍的中心核區(qū)，即活動星系核。類星體也是活動星系核其中的一種，更深的觀測圖像顯示出它們存在于寄主星系的中心。


活動星系核是天文學(xué)上最早出現(xiàn)的關(guān)于超大質(zhì)量黑洞的證據(jù)，或者說，超大質(zhì)量黑洞是最符合觀測到的活動星系核特征的一種解釋。然而，活動星系核大都存在于遙遠(yuǎn)而古老的宇宙中。隨著時間的演化，星系中的氣體含量大幅降低，大多數(shù)近鄰星系的中心已經(jīng)處于寧靜狀態(tài)，沒有產(chǎn)生超高的能量釋放。但是天文學(xué)家期待寧靜的黑洞仍然存在于這些星系的中心，那么問題來了，該如何證明這些看不見的、寧靜的超大質(zhì)量黑洞的存在？

圖2：太陽系、銀河系中心黑洞Sgr A*，以及M87中心黑洞的質(zhì)量和尺寸大?。▓D片尺寸比例并非完全與實際對應(yīng)）。黑洞本身無窮小，這里黑洞的尺寸指的是黑洞視界大小。銀河系和M87黑洞的直接成像來自視界望遠(yuǎn)鏡，一圈光暈中間的黑色陰影可認(rèn)為是黑洞的視界面。圖片來源：EHTC

最近兩年廣為流傳的M87和銀河系中心的黑洞照片直接給出了確定無疑的證據(jù)。如圖2，這些寧靜黑洞也在吸積少量的氣體，從而在周圍有著一圈發(fā)光的暈，照片中光暈中間存在一片黑色陰影，陰影的邊沿基本上可認(rèn)為是黑洞的視界。這些黑洞的照片為黑洞的存在提供了直接證據(jù)。如前所述，黑洞質(zhì)量決定了黑洞視界的大小，因此還可以根據(jù)陰影區(qū)域的大小準(zhǔn)確地測量黑洞的質(zhì)量。


這雖然看起來很酷，但唯一的問題是，黑洞的視界太小了。在圖2中，我們對比了太陽系、銀河系中心黑洞和M87中心黑洞的尺寸和質(zhì)量：銀河系中心黑洞約為太陽質(zhì)量的400萬倍，但視界陰影的尺寸只有太陽系大小的0.001倍；M87中心黑洞是個巨無霸，達(dá)到了約65億倍太陽質(zhì)量，視界陰影的尺寸也僅為太陽系的約10倍。即使是銀河系的中心，離我們也相當(dāng)遙遠(yuǎn)，要分辨中心黑洞的視界，其難度相當(dāng)于要從地球上看清楚月亮上的一顆沙子。這導(dǎo)致為黑洞直接拍照僅僅適合于距離最近的個別星系，難以成為觀測大量星系中心的超大質(zhì)量黑洞的一般方法。


在黑洞的視界照片出現(xiàn)以前的近三十年里，天文學(xué)家都在使用另外一種更為原始的手段來證明寧靜星系中心黑洞的存在。

  • “看見”黑洞——通過恒星的運(yùn)動


銀河系中有數(shù)百億顆處于運(yùn)動中的恒星，如果我們把中心黑洞比喻成幽暗的巨獸，那么周圍的恒星就是發(fā)光的小精靈。星系中心黑洞的巨大體重對其周圍恒星的運(yùn)動有極強(qiáng)的影響力，離黑洞越近的恒星，對黑洞質(zhì)量的感知越靈敏。因此通過觀測黑洞周圍恒星的運(yùn)動，我們可以反手推測出黑洞的質(zhì)量。


銀河系中心距離我們有約24000光年，要分辨清楚密布在星系中心的單顆恒星絕非易事。然而天文學(xué)家利用特殊的觀測技術(shù)，經(jīng)過近20年的跟蹤觀測，勾畫出了黑洞周圍約10顆恒星的運(yùn)行軌跡（如圖3所示）。其中，離黑洞最近的恒星S0-2軌跡的長直徑大小約為0.03光年。在封面圖中，我們對比了銀河系黑洞視界的尺寸（200光秒）與黑洞周圍恒星運(yùn)行軌跡的尺寸，即使對于離黑洞最近的恒星S0-2，它離黑洞的最近距離也仍有其視界大小的約3000倍。在這個距離上，恒星不會被吞噬，它們的運(yùn)動可作為黑洞質(zhì)量的良好探針。比如S0-2距離黑洞最近約為180億千米，此時速度約為6000千米每秒。根據(jù)這些數(shù)據(jù)，簡單地應(yīng)用牛頓的萬有引力定律，就可以輕松計算出銀河系中心黑洞的質(zhì)量。


或許有讀者會問，超大質(zhì)量黑洞具有強(qiáng)大的引力，在距離黑洞如此近的恒星軌道上，僅使用牛頓力學(xué)計算出的黑洞質(zhì)量是否準(zhǔn)確，是否需要引入愛因斯坦的廣義相對論呢？事實上，S0-2的軌跡確實為驗證廣義相對論提供了一次很好的機(jī)會。但是如果我們只關(guān)注黑洞質(zhì)量的測量，即使對于S0-2，在完全不考慮相對論效應(yīng)的情況下、根據(jù)牛頓力學(xué)計算黑洞質(zhì)量僅會導(dǎo)致約10%左右的誤差，而對于更遠(yuǎn)處的恒星，廣義相對論效應(yīng)更加可以忽略不計了。

圖3：銀河系中心黑洞周圍恒星的運(yùn)動軌跡，藍(lán)色和紫紅色的點標(biāo)記的是離黑洞最近的兩顆恒星S0-2 和S0-38。圖片來源：S. Sakai/A.Ghez/Keck Observatory/UCLA Galactic Center Group

  • “看見”黑洞——近鄰的其它星系

借助較小的望遠(yuǎn)鏡，我們就可以看見月球表面的環(huán)形山和太陽表面的黑子。使用口徑極大的望遠(yuǎn)鏡，我們剛剛可以勉強(qiáng)分辨出銀河系中心單顆恒星的運(yùn)動軌跡。但是對于更遙遠(yuǎn)的其他星系，即使是目前口徑最大的望遠(yuǎn)鏡也無法分辨其中的單顆恒星，因為我們觀測到的圖像中每個像素都是無數(shù)恒星發(fā)光的疊加。

幸運(yùn)的是，天文學(xué)家可以獲得疊加之后恒星運(yùn)動的統(tǒng)計學(xué)特征并運(yùn)用它們測量黑洞質(zhì)量，這種方法被稱為動力學(xué)方法。該方法在上世紀(jì)80年代提出，首先應(yīng)用于M87中心超大質(zhì)量黑洞的測量中。圖4展示了運(yùn)用這種方法的一個實例：使用哈勃空間望遠(yuǎn)鏡觀測的M31中心恒星的運(yùn)動速度彌散曲線?？拷窍嫡行模俣葟浬⑶€的尖峰是表征超大質(zhì)量黑洞的存在并用于測量其質(zhì)量的主要觀測信號。該測量得到M31中心黑洞的質(zhì)量約為銀河系中心黑洞質(zhì)量的20倍。

圖4左：如果把銀河系中心放到仙女座星系（M31）所在的位置，我們可以得到圖像中每個像素單元里面所有恒星疊加在一起的運(yùn)動速度分布。用一個高斯函數(shù)來擬合該速度分布，可以得到這一速度分布的兩個關(guān)鍵特征，平均速度（平均值）和速度彌散（方差）。圖4右：哈勃空間望遠(yuǎn)鏡實際測量到的M31速度彌散曲線隨著離星系中心距離的變化。離星系中心越近恒星速度彌散越大，離星系中心越遠(yuǎn)速度彌散越小。靠近星系中心的恒星速度彌散急劇增加，這是黑洞存在的主要動力學(xué)特征。圖片來源：參考文獻(xiàn)[2]

然而，運(yùn)用上述恒星動力學(xué)方法測量超大質(zhì)量黑洞的質(zhì)量仍然具有一定的挑戰(zhàn)性。其挑戰(zhàn)性主要表現(xiàn)為以下兩個方面：


一方面，是觀測上的挑戰(zhàn)。這種方法的觀測對象是有限大小的區(qū)域內(nèi)大量恒星運(yùn)動的統(tǒng)計特征。盡管星系中心黑洞的質(zhì)量很高，也只占據(jù)星系中恒星的總質(zhì)量的千分之幾。黑洞的引力勢只在黑洞的周圍占據(jù)主導(dǎo)，而越遠(yuǎn)離星系中心，恒星質(zhì)量對引力勢的貢獻(xiàn)越大。想要測量黑洞質(zhì)量，我們必須分辨出黑洞占據(jù)引力勢主導(dǎo)的區(qū)域，即黑洞的影響區(qū)域。超大質(zhì)量黑洞的影響區(qū)域半徑一般在幾到幾百個光年之間。盡管這一數(shù)值遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于超大質(zhì)量黑洞的視界半徑，考慮到星系的距離往往在1千萬光年以外，用光學(xué)望遠(yuǎn)鏡分辨黑洞的影響區(qū)域仍然并不容易。


這一方法同樣是最先用于M87中心黑洞質(zhì)量的測量，因為M87中心黑洞的質(zhì)量足夠大，影響區(qū)域半徑接近1000光年，同時M87距離我們不太遠(yuǎn)。而絕大部分星系中心的黑洞要比M87中心黑洞質(zhì)量小得多，影響半徑可能只有幾光年。直到哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的出現(xiàn)，才使得測量近鄰星系中心一些相對較小的黑洞的質(zhì)量變得可能，其中包括銀河系的近鄰M31和M32。


另一方面，是理論上的挑戰(zhàn)。由于在這有限的區(qū)域內(nèi)恒星的總質(zhì)量不可忽略，總引力勢不能夠再簡單近似于一個質(zhì)點的引力勢。雖然恒星仍然遵循萬有引力定律，但處于復(fù)雜的引力勢中，它們不再按照簡單的橢圓軌道運(yùn)動，而是有著復(fù)雜的運(yùn)動軌跡。

為了得到準(zhǔn)確的黑洞質(zhì)量，天文學(xué)家往往需要模擬大量恒星的運(yùn)動軌跡（圖5所示），并把它們運(yùn)動的統(tǒng)計特征與類似圖4這樣的觀測數(shù)據(jù)相比較。通過模型合理地還原觀測得到的恒星運(yùn)動的統(tǒng)計學(xué)特征，天文學(xué)家可以從模型中推測出可靠的黑洞質(zhì)量。例如，用該方法測量得到的M87中心黑洞的質(zhì)量，就與用黑洞照片中從視界半徑計算得到的黑洞質(zhì)量相當(dāng)一致。

圖 5：星系中可包含數(shù)億顆處于運(yùn)動中的恒星，不同恒星遵循不同的運(yùn)動軌跡。圖中展示了幾種典型的恒星運(yùn)動軌跡。無數(shù)恒星疊加在一起，構(gòu)成了我們觀測到的星系中恒星的速度分布。圖片來源：作者供圖


除了運(yùn)用恒星運(yùn)動的統(tǒng)計學(xué)特征之外，氣體的運(yùn)動同樣可以用于測量星系中心黑洞質(zhì)量。一些近鄰星系中心存在著一個離黑洞很近的穩(wěn)定氣體盤，一直延伸到黑洞影響區(qū)域以內(nèi)。我們可以近似的認(rèn)為這些氣體就是在黑洞引力勢的主導(dǎo)下做圓周運(yùn)動，因此通過測量氣體盤的尺寸和繞轉(zhuǎn)速度，即可估算出黑洞的質(zhì)量。由于一般而言穩(wěn)定氣體盤的運(yùn)動更接近開普勒圓周運(yùn)動，運(yùn)用氣體運(yùn)動測量黑洞質(zhì)量甚至更加簡單，但并不是所有星系中心都有這樣的氣體盤。甚至對于更為古老遙遠(yuǎn)的活動星系核，也有類似利用黑洞周圍彌散氣體的運(yùn)動測量其質(zhì)量的方法。只是這些氣體的空間尺寸不再可以直接測量，只能通過一種間接的反響映射的方法得到，彌散氣體的運(yùn)動本身也比圓周運(yùn)動復(fù)雜得多，因此測得的黑洞質(zhì)量的誤差要比前述方法大得多。

過去30年間，國際上一些大型天文設(shè)備，尤其是哈勃空間望遠(yuǎn)鏡，與地面有自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)的大口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的啟用，使得對近鄰星系中心超大質(zhì)量黑洞的測量變得普遍。迄今為止，天文學(xué)家通過前述的恒星動力學(xué)方法精確測量了約100個近鄰星系中心黑洞的質(zhì)量，從數(shù)百萬倍到數(shù)十億倍太陽質(zhì)量不等。出人意料的是，盡管中心黑洞的質(zhì)量只占星系總質(zhì)量約0.1%到1%，小到幾乎可以忽略，但卻和星系中間較圓的核球結(jié)構(gòu)的質(zhì)量有很強(qiáng)的相關(guān)性（對于橢圓星系來說，核球即為整個星系）。


這也意味著，有一種精確的調(diào)節(jié)機(jī)制控制了星系中心黑洞質(zhì)量的增長，而黑洞反過來也影響著整個星系的形成和演化。黑洞和星系如何相互影響、共同演化，是目前天文學(xué)的一個熱點前沿問題。這其中也有少數(shù)例外，比如圖6中NGC1277的中心黑洞質(zhì)量就異乎尋常地大，約占星系核球質(zhì)量的10%。這些反常的個例很可能為天文學(xué)家理解黑洞和星系質(zhì)量的增長方式提供額外的線索。

圖6：星系核球質(zhì)量和中心黑洞質(zhì)量之間的關(guān)系。絕大多數(shù)的星系，包括銀河系、M31和M87，它們的黑洞質(zhì)量都和星系中間較圓的核球結(jié)構(gòu)的質(zhì)量非常緊密地正相關(guān)，即黑洞質(zhì)量只占了核球總質(zhì)量的0.1%到1%。但是，也存在少數(shù)反常的星系，比如NGC 1277，它的黑洞質(zhì)量反常地占到了核球質(zhì)量的約10%。圖片來源：參考文獻(xiàn)[3][4]

  • 展望未來

歷久彌新，基于經(jīng)典牛頓力學(xué)的恒星動力學(xué)方法仍然是現(xiàn)在測量黑洞質(zhì)量最可靠的方法之一。但我們認(rèn)識宇宙的腳步從不停滯，新的望遠(yuǎn)鏡不斷更新著我們對宇宙的認(rèn)識。尤其是2030年左右下一代三十米級光學(xué)紅外望遠(yuǎn)鏡將會涌現(xiàn)，最近升空的詹姆斯·韋布空間望遠(yuǎn)鏡以及建造中的中國載人空間站工程巡天空間望遠(yuǎn)鏡，都將帶領(lǐng)天文學(xué)家們“看見”更多黑洞，增進(jìn)人類對黑洞的演化和增長歷史的認(rèn)知。

作者簡介：

楊夢，上海天文臺博士后，2020年于圣安德魯斯大學(xué)獲得博士學(xué)位，研究方向是星系動力學(xué)。

朱玲，上海天文臺研究員，2013年于清華大學(xué)獲得博士學(xué)位，2013-2018年在德國馬普天文所從事博士后研究，2018年9月入選國家人才計劃回國。研究領(lǐng)域是星系動力學(xué)，集中在星系結(jié)構(gòu)形成歷史以及暗物質(zhì)分布等。


  • 參考文獻(xiàn)


[1] Investigating the Binarity of S0-2: Implications for Its Origins and Robustness as a Probe of the Laws of Gravity around a Supermassive Black Hole,Chu et al., 2018, ApJ, 854, 12
[2] Inward bound, the search for supermassive black holes in galactic nuclei, Kormendy & Richstone, 1995, ARA&A, 33, 581
[3] Coevolution (Or Not) of Supermassive Black Holes and Host Galaxies ,Kormendy & Ho, 2013, ARA&A, 51, 511
[4] A 5 × 109 M sun BLACK HOLE IN NGC 1277 FROM ADAPTIVE OPTICS SPECTROSCOPY, Walsh et al., 2016, ApJ, 817, 2
[5] The Galaxy in Context: Structural, Kinematic & Integrated Properties ，Bland-Hawthorn & Gerhard ，2016，ARA&A，54，529

制版編輯 | Livan
歡迎關(guān)注我們，投稿、授權(quán)等請聯(lián)系
saixiansheng@zhishifenzi.com




參與討論
0 條評論
評論
暫無評論內(nèi)容
《賽先生》微信公眾號創(chuàng)刊于2014年7月，創(chuàng)始人為饒毅、魯白、謝宇三位學(xué)者，成為國內(nèi)首個由知名科學(xué)家創(chuàng)辦并擔(dān)任主編的科學(xué)傳播新媒體平臺，共同致力于讓科學(xué)文化在中國本土扎根。
訂閱Newsletter

我們會定期將電子期刊發(fā)送到您的郵箱

GO