現實中的卡岡圖雅

陳厚尊

卡岡圖雅（Gargantuan）是2014年上映的硬科幻電影——《星際穿越》——中那顆巨型黑洞的名字。借助卡岡圖雅黑洞，電影的主人公庫珀進入未來人類為他建造的一個神奇的六維空間，并從那里給過去的女兒傳遞信息。在導演克里斯托弗·諾蘭的這部《星際穿越》里，卡岡圖雅黑洞可以說是當仁不讓的主角，不僅扭曲時空為復雜的故事搭建舞臺，還首次將超大質量黑洞逼真地展現在大銀幕上，并由此在全球引發(fā)了一場天文科普的熱情。根據《星際穿越》的設定，卡岡圖雅黑洞的質量約為太陽質量的1億倍，半徑相當于日地距離的2倍，是一個名副其實的超大質量黑洞。相比之下，銀河系中心的大質量黑洞只有約400萬倍太陽質量，在卡岡圖雅的面前完全是個“小弟”。

卡岡圖雅是《星際穿越》的特效團隊根據諾貝爾物理學獎得主基普·索恩的研究成果制作而成，堪稱目前最接近真實的黑洞圖像。據說該團隊還因此在《經典與量子引力》期刊上發(fā)表了一篇關于黑洞可視化的論文。不過說到底，劇中的卡岡圖雅也只是理論家想象中的超大質量黑洞的效果圖（盡管它是以廣義相對論為基礎繪制出來的），缺乏觀測證據，總歸是紙上談兵。真實黑洞的事件視界究竟是啥樣的？這也是天文學家一直以來感興趣的。

2017年，一架地球大小的望遠鏡睜開了它的瞳仁，朝銀河系中心的超大質量黑洞——人馬座A*（Sgr A*）的方向長久地凝望，試圖分辨出它的事件視界。這便是大名鼎鼎的事件視界望遠鏡。它利用射電天文學中的甚長基線干涉技術（VLBI），將相距一個地球直徑那么遠的多架射電望遠鏡聯合為一臺望遠鏡，以提高觀測分辨率。這樣的聯合觀測將產生海量的數據。為了從中提取有效的信息，天文學家的計算機需要具備非常強大的數據處理能力。這些難以想象的海量數據最終將凝煉為一幅模模糊糊，甚至是不起眼的圖像。不出意外的話，這將是人類有史以來獲得的第一幅黑洞的照片。它將造就或打破我們已知的物理學定律，開啟一個嶄新的天文學領域。

卡岡圖雅固然是科幻電影中想象出來的一個天體，但是，真實的宇宙中的的確確存在類似卡岡圖雅這樣的超大質量黑洞，它們多寄生于巨橢圓星系的中心，掩蓋在如塵埃一般，且擁擠不堪的大群恒星之間。比如室女座巨橢圓星系M87的核心，各種觀測證據都表明那里隱藏著一個質量為35億至66億倍太陽質量的巨型黑洞。與之相比，卡岡圖雅又成了“小弟”。至于像銀河系、仙女座大星系M31、三角座星系M33這樣的旋渦狀盤星系，中心也都存在百萬倍太陽質量級別的巨型黑洞。不僅如此，在許多矮橢圓星系、矮球星系，甚至是球狀星團的中心，天文學家也都發(fā)現了大質量黑洞存在的證據。按照目前天文界的主流觀點，每個星系的中央都至少有一個大質量黑洞，它們與寄主星系的暗物質、恒星、冷氣體、熱氣體組分之間都有復雜的相互作用。有研究表明，星系中央巨型黑洞的質量近似為星系核球質量的千分之二。也就是說，雖然大質量黑洞本身的尺寸不會超過一個太陽系，但是它足以影響上萬光年范圍內寄主星系的物質分布，甚至重塑整個星系的形態(tài)。因此，大質量黑洞與寄主星系是同步演化的，或者說二者是一種共生關系。

在真實宇宙中，像卡岡圖雅這樣的超大質量黑洞多半被包裹在一個星系中。當然也不排除有例外發(fā)生，比如，在星系并合的過程中，可能有大質量黑洞被其他更大質量的黑洞甩出系統(tǒng)的情況發(fā)生。這樣，大質量黑洞就會帶著自己的一少部分吸積盤進入空無一物的星系際空間，成為一個類似于卡岡圖雅的“流浪黑洞”。當吸積盤的物質慢慢耗盡，黑洞就隱身了，變成所謂的“大質量致密暈天體”（MACHO）。在20世紀六七十年代，天文學家也曾懷疑這類浪跡星系的黑暗天體是暗物質的主要組分。后來，來自英國的天文學家阿爾科克與波蘭天文學家帕金斯基組成了兩個獨立的研究組，采用微引力透鏡法搜索銀河系附近的MACHO。他們的方法很巧妙，就是用望遠鏡連續(xù)監(jiān)測大麥哲倫星系和銀河系中心恒星密集的地方。如果銀河系附近存在大量看不見的MACHO，它們的微引力透鏡效應會使得背景恒星的亮度發(fā)生短暫的、有特點的變化。兩個團隊確實發(fā)現了許多起恒星閃爍事件，但只有極少數符合MACHO給出的亮度變化曲線，余下的都是恒星的內稟閃爍，也就是變星。據此算出的MACHO質量遠低于暗物質總量。換句話說，流浪黑洞在暗物質中的比例微乎其微。

關于現實中的大質量黑洞，另一個未解之謎是它們的“成長歷程”。我們知道，理論上黑洞的產生機制主要分兩種：一是大質量恒星的坍縮；二是宇宙大爆炸。前者產生的黑洞稱為“恒星級黑洞”，后者產生的稱為“原初黑洞”。原初黑洞目前還只是個純粹的猜想。英國已故理論物理學家斯蒂芬·霍金曾試圖用原初黑洞湮滅前釋放出的霍金輻射來解釋宇宙的伽馬射線能譜，卻發(fā)現二者相差甚遠。因此，原初黑洞的質量函數、空間密度等性質尚屬未知。相較之下，天文學家對恒星級黑洞的研究要成熟得多。依照目前的主流觀點，宇宙中的第一代恒星很可能誕生于紅移Z≈20的時候，差不多相當于大爆炸之后約2億年。這便是所謂的星族Ⅲ天體。相較于太陽所屬的星族Ⅰ天體，星族Ⅲ天體的質量更大，多為幾十倍甚至上百倍太陽質量。此外，構成星族Ⅲ天體的重子物質直接源于原初核合成——幾乎全部是氫和氦，金屬豐度微乎其微。這意味著星族Ⅲ天體的星體內部對輻射而言更加透明。我們知道，恒星本質上是輻射與引力相互平衡的產物，如果星核產生的輻射有一部分白白跑掉了，引力作用就會占據上風，從而使恒星收縮、升溫，加速星核的產能，直至抵達新的平衡。因此，星族Ⅲ天體的亮度更高，核聚變速度更快，壽命也更短，僅僅幾十萬年便來到超新星階段。此時，星殼部分被星風或者超新星爆發(fā)吹散，星核部分繼續(xù)坍縮，成為一顆恒星級黑洞。就這樣，在暗物質暈的引力勢阱深處，第一批“種子黑洞”誕生了。天文學家于是猜測，所有大質量黑洞的前身都是這樣的恒星級“種子黑洞”。

恒星級黑洞的質量多為十幾倍、幾十倍太陽質量，而大質量黑洞是從百萬倍太陽質量起步的，上限可達百億倍太陽質量。當然也有人猜測，朝暗物質暈中心快速跌落的物質甚至可以不經過核聚變階段，直接坍縮成一個幾百倍太陽質量的中型黑洞。即便如此，還是有3個至7個數量級的差距。天文觀測表明，巨橢圓星系和大質量黑洞很早就出現在宇宙中了，這說明我們的“種子黑洞”必須快速地成長起來。一顆恒星級黑洞，要晉身為一個盤踞在星系中心呼風喚雨的巨無霸，不外乎兩種途徑：一是吞噬周圍的物質（主要是氣體），緩慢長大；二是黑洞間發(fā)生并合，質量直接相加（嚴格地講，并合產生的黑洞的質量總是略小于并合前兩黑洞質量之和，其中的質量損失會轉化為引力波能量釋放出去）。當然，實際的情況很可能是兩種途徑兼而有之。那么，哪種途徑的效率更高些呢？答案是第二種：雙黑洞并合。

我們先來解釋一下為什么黑洞通過吸積氣體的方式不能快速長大。首先，考慮一團誤闖黑洞附近的“倒霉氣體”，就像地球不會一頭扎進太陽而是圍繞它公轉的原理一樣，除非這團氣體正對著黑洞一頭栽進去（由于黑洞本身不大，這種可能性無疑很小），否則，氣體相對黑洞總是有角動量的。這些角動量使得氣體繞黑洞旋轉，不能突然掉進去。當然，轉得久了，氣體內部相互摩擦，消耗掉這部分角動量，最后就會沿著一條螺旋軌跡落入黑洞的洛希半徑內。這便是黑洞吸積盤（accretion disc）的來歷。實際上，黑洞吸積盤的產能效率比任何恒星的產能效率都高得多。以帶有自旋的克爾黑洞（Kerr Black Hole）為例，吸積盤上的物質在落入黑洞事件視界以前，產能效率高達靜能量的42%！相較之下，恒星內部核聚變的產能效率只有靜能量的0.7%，僅為克爾黑洞吸積盤的1/60。吸積盤輻射出的電磁波主要是紅外線、紫外線和X射線。這些高能的電磁輻射會對尚未落入吸積盤的物質產生一種“驅散力”，阻斷吸積盤的“糧草”，導致高能輻射減少，使得物質再次落向吸積盤。這是引力與輻射間的另一種形式的動態(tài)平衡，也是黑洞所能達到的最大吸積速率，稱為愛丁頓極限（Eddington limit），最早由英國天體物理學家愛丁頓勛爵（Sir Arthur Stanley Eddington）提出。愛丁頓極限意味著黑洞的吸積不能太快，哪怕黑洞周圍的物質很多，吸積率也不是想多大就多大。即使從宇宙大爆炸開始吸積，也不可能大于某個質量上限。事實上，這個質量上限對恒星級黑洞而言實在太小了，遠不可能成長到百萬個太陽質量的級別。

為了更直觀地解釋為什么雙黑洞并合的效率更高，我們來看看千禧年模擬的海報圖。這幅圖來自2005年著名的宇宙大尺度模擬項目：千禧年模擬（Millennium Simulation）。所謂宇宙大尺度模擬，通俗來說，就是天文學家利用超大型計算機推演宇宙中的暗物質隨時間的演化情況。我們知道，暗物質不參與電磁相互作用，只參與萬有引力相互作用和弱相互作用。這樣的性質雖不利于在觀測中尋找，卻十分利于數值模擬。在適當的初始條件下，我們只需在一群無碰撞粒子中間考慮牛頓萬有引力，就能精確地模擬暗物質在膨脹宇宙中的行為。這樣的模擬計算可以達到很高的精度，結果也真實可信，對未來的觀測有重要的指導意義。千禧年模擬由德國馬克斯·普朗克研究所的天體物理學家沃克·弗倫克與西蒙·懷特主導，是該領域的一個里程碑。注意這幅圖左下角的比例尺，這表明這幅圖的跨度與一個星系團相當。因此，它實際上模擬了一個富星系團中暗物質的分布情況。圖中每個光點的中央都有一個星系，每個星系的中央都有一個大質量黑洞。中間最明亮的主暈中心即是富星系團中央的cD星系（一般是巨橢圓星系）的所在。隨著時間流逝，這些代表子暈的光點會一個接一個沉入主暈中，這代表了中央星系對周圍衛(wèi)星星系的吞噬。實際上，星系間的碰撞與吞噬是非常頻繁的。以銀河系為例，一個被稱為人馬座矮橢球星系（SagDEG）的衛(wèi)星星系目前正在穿越銀河系盤面，它與銀心的距離已降至5萬光年（銀盤的直徑約8萬光年），再過幾億年，SagDEG將徹底被我們的銀河系吞噬；仙女座大星系M31也正在吞噬它的衛(wèi)星星系：矮橢圓星系M32。37億年后，銀河系將與M31迎面相撞，成為所謂的“銀河仙女星系”。由于銀河系與M31的盤面間有一個可觀的夾角，因此，銀河仙女星系的最終命運將是成為一個像M87那樣的巨橢圓星系。

實際上，在宇宙早期，星系間的碰撞與吞噬更加頻繁。每發(fā)生一次星系碰撞，就有可能引發(fā)一次雙黑洞并合。與此同時，星系間的碰撞也會破壞星系一些原有的穩(wěn)定結構，比如盤面、旋臂、環(huán)、棒等等，將大量氣體轉化為恒星，引發(fā)所謂的星暴現象（Starburst），或者將氣體輸送到星系的核心，被大質量黑洞俘獲。這都會導致黑洞質量的快速上升。事實上，近些年來的一些觀測結果也支持了黑洞會頻繁發(fā)生并合的猜想。比如，從2015年至2017年，LIGO和Virgo兩個引力波探測器開機剛幾個月就“聆聽”到了6起引力波事件，其中5起由雙黑洞（BBH）并合導致，一起由雙中子星并合導致，且發(fā)生并合的雙黑洞成員均為幾十個太陽質量的恒星級黑洞。2018年，哥倫比亞大學的天體物理學家查克·黑利在《自然》雜志上發(fā)表論文，聲稱他帶領的一個研究小組在分析了錢德拉X射線天文臺近12年的探測數據后發(fā)現，銀河系中心的超大質量黑洞Sgr A*的旁邊很可能有成千上萬的小黑洞伴隨，這些黑洞也都是恒星級黑洞。因此我們有理由相信，大質量黑洞吞并恒星級黑洞的事件在星系中心也是經常發(fā)生的。也許在不遠的將來，LIGO和Virgo的團隊就能“聆聽”到此類事件觸發(fā)的引力波。

毫無疑問，大質量黑洞的并合與吸積總是伴隨著令人難以置信的能量釋放。相信許多讀者都聽說過一種叫作“類星體”（quasar）的神秘天體，它最早被發(fā)現于20世紀60年代，是那個年代的天文學四大發(fā)現之一。類星體在近鄰宇宙中是非常稀少的，但是它們曾普遍存在于早期宇宙中。如今，天文學家將類星體歸入活動星系核（AGN）的范疇。也就是說，類星體本質上是一類特別活躍、正在大規(guī)模釋放能量的星系核。實際上，類星體本身依然寄居在某個正常的星系中央，只是由于星系核的亮度大大超過了星系其余部分的亮度，所以才看起來像是一顆點狀的星星。究竟是何種產能機制使得類星體如此活躍？根據前面的介紹讀者不難猜到，大質量黑洞的愛丁頓吸積是最有可能的候選者。反觀我們的銀河系，它被天文學家歸入正常星系的范疇，也就是說，銀心的超大質量黑洞人馬座A*進入了休眠狀態(tài)。當我們用普通的光學望遠鏡看向人馬座A*的方向時，那里似乎空無一物。但是，請讀者不要忘了大質量黑洞的兩個“增肥”途徑，也許100億年前的時候，銀河系的核心也有一個活躍的類星體，它的光芒曾令百億顆恒星都暗淡無光。當然，那時的銀河系也是一片生命的禁地，更不會有生物活著目睹如此壯麗的景象。

如此看來，寄居在銀心的人馬座A*——這個現實版的卡岡圖雅——更像是一座休眠的活火山。一旦噴發(fā)起來，數萬光年范圍內必定生靈涂炭。37億年后，銀河系與仙女座星系的碰撞很可能會再次喚醒它，但在此之前，我們還是祈禱它就這樣休眠下去吧。