我們都聽說過黑洞的概念，知道每個星系都存在超大質量黑洞，只是因為沒有足夠的“食物”供應，黑洞就不會發光。那麼，如何去證實黑洞的存在？黑洞又是怎樣吞噬恆星的呢？
出品："SELF格致論道講壇"公眾號（ID：SELFtalks）
以下內容為中山大學物理與天文學院申榮鋒演講實錄：
我今天跟大家聊聊黑洞是如何吞噬恆星的？我們都聽說過黑洞的概念，知道黑洞是不發光的，任何光子也逃不出它的引力束縛範圍，黑洞不輻射便不能被看見，如何去證實黑洞的存在？去尋找它在宇宙中什麼地方呢？
X射線來自哪裡？
這個要追溯到上世紀60、70年代的時候，人類將X射線探測器發射到太空中，X射線就是我們用來照射X光的，是能量特別高的光子。
在那個時候我們發現，太空中有若干個發射很強的X射線的源，X射線來源於什麼地方？它不太可能來自一個普通的恆星，因為恆星表面溫度不夠高。
那就有一個猜測，這可能是一顆雙星，其中一個是恆星，另外一個是緻密天體。
恆星表面的氣體，可能被緻密天體的強硬力場拉過來，然後這些氣體在緻密星周圍形成一個盤，氣體從這個盤向這個緻密星中流動，盤的溫度會加熱到很高，所以它就有可能會發射很多X射線。
但是這個不能告訴我們緻密的天體就是黑洞，因為還有其他種類的緻密天體也可以產生這樣X射線的發射。
關於這個問題，其中某個X射線源是特別亮的，叫做天鵝座X1。兩位著名學家用這個源打了一個賭，還設立了一個賭約，其中一位是畢生研究黑洞的霍金，另一位是前年獲得諾貝爾獎的基普索恩。
霍金說，如果天鵝座X1被證實是黑洞他就輸了，否則他就贏了。
霍金與賭約
為什麼設這樣一個賭約呢？這是他做的雙保險的策略，“雖然我是研究黑洞的，但是如果證實這個天鵝座X1不是黑洞，我就贏了，至少能夠打贏這個賭約”，賭約的賭值就是當時流行的雜誌。最後天鵝座X1這個源被確認是一個真正的黑洞。
如何測量及探測黑洞？
怎麼知道它是一個真正的黑洞？要看緻密天體的質量，這些緻密天體是怎麼來的？
當恆星死亡時，它的內核塌縮形成緻密星，如果要形成黑洞，恆星的質量需要非常大，最終黑洞形成的質量比太陽質量還要大3倍，其他緻密天體的數量要小於這個數值。
只要我們能夠精確地測量緻密天體的質量，就可以知道它是不是黑洞。怎麼測呢？
通過測量雙星當中可見恆星的運動，這個黃色的圈就是在黑洞周圍形成的吸積盤，在光學上，你只能看到這顆大的恆星。通過測量它的速度隨著時間的變化，就可以知道這個緻密星的質量，最終測量到天鵝座X1這個黑洞的質量是太陽質量的14倍。
這類雙星中的黑洞代表的是一類質量級別的黑洞，我們稱為“恆星質量級”黑洞。另外，我們知道宇宙中有更大質量級的黑洞，被稱為“超大質量黑洞”。它們都處於星系的中心，怎麼去探測到它們呢？
這些星系的中心有很多氣體存在，這些氣體實際上是一種提供給黑洞的食物，如果這些氣體往黑洞靠近的話，將以盤旋的形式往中心旋進。
右邊的照片就是最近拍到的一個遙遠星系的大質量黑洞，這個就是叫M847的星系中心。中間黑色區域就是黑洞造成的陰影，周圍環狀的就是這些氣體盤旋形成的影像。
通過吸積盤觀測到黑洞
在我們生活的星系中也有一個超大質量黑洞，通過長年累月觀測銀河系當中恆星的運動軌跡，我們就可以精確畫出這些恆星的運動軌道，然後推算出這個黑洞的位置和質量。
恆星的運動軌道
黑洞如何吞噬恆星？
放眼宇宙，我們幾乎可以說每個星系都存在超大質量黑洞，但是每個星系中並不一定存在大量氣體，因此大多數星系沒有足夠的“食物”供應，黑洞就不會發光。
絕大多數星系的黑洞都是處於“冬眠”狀態，我們怎麼發現這些處於“冬眠”狀態的黑洞呢？
大自然給我們提供了另外的方法。顯示的動畫是數值模擬，圖片的中心是一個黑洞，一顆恆星運動到它的附近，然後被完全拉碎了，亮的區域就是被拉碎了的恆星的殘骸氣體。
然後它們互相碰撞，它們的軌道會變得越來越圓，最終就會形成一個盤，盤的輻射非常亮。
這就提供了一種方法，讓我們能夠探索到本身處於冬眠的黑洞，這些黑洞會偶然吞噬一顆恆星，這樣突然提供食物和物質給它，就會發光變得很亮，我們就能探測到黑洞的存在。
如果有這樣的事情發生的話，具體會分幾個步驟呢？
第一步：恆星先被切開（潮汐瓦解）。
潮汐瓦解
就像吃麵包一樣，它會被扯開，這是通過黑洞的潮汐力來實現的。當恆星的質量運動到很大時，會像麵條一樣被拉長，然後恆星的組成物質就變得非常彌散。
這種潮汐力是由於黑洞對恆星的引力，在恆星的兩面有差值造成的。這兩面的差值也發生在地球和月亮之間，地球朝向月亮或者是背離月亮，所受到的引力是不一樣的，這就是地球上發生海水潮起潮落的原因。
第二步：嚥下（吸積氣體殘骸）。
這個恆星被撕碎以後，它的殘骸氣體就重新返回接觸、相互碰撞，它們的軌道會變得越來越圓，最終形成一個盤，這些氣體在盤裡面流向黑洞，被黑洞吞噬掉。
吸積氣體殘骸
第三步：打個飽嗝兒（產生耀發輻射）。
氣體在被吞噬掉的過程中會產生很強的電磁波的輻射，在短時間內可以發出很強的光。我們稱之為耀發的輻射，就像黑洞吃了食物後會打飽嗝兒一樣。
我們探測到這些輻射，就可以知道某一個星系的中心確實存在這樣的黑洞。
產生耀發輻射
這種方法是英國劍橋大學天體物理學家馬丁·里斯教授在三十多年前提出來的。
馬丁·里斯
1988年至今，我們共探測到大概30例潮汐瓦解事件。
5個代表性事例的亮度變化組成曲線
上方的圖就是5個代表性事例的亮度變化組成的曲線。
潮汐瓦解事件為何如此少見？
為什麼至今為止探索到的事件這麼少呢？因為恆星被潮汐瓦解的事件發生的幾率非常小。
恆星被黑洞的潮汐瓦解，要求它離黑洞的距離必須非常近。而這些恆星原來距離黑洞的位置是非常遠的，最初這些恆星所居住的區域離黑洞的距離，與它被瓦解時的距離，這兩個距離的比值是100萬比1或者是1000萬比1。
一顆恆星運動到黑洞附近需要經過恆星與恆星的相遇，這就相當於打檯球一樣的，只是在這個過程當中，恆星們沒有碰到彼此。在碰到對方之前，兩者之間的引力已經把恆星的運動軌道改變了，這就是引力散射的過程。
引力散射
這個事件的概率是非常低的，就像你要將一枚硬幣擲到十公里之外的路面的下水道口，而這個下水道口是被蓋子蓋住的，蓋子上有一格格的空隙，要在10公里外把這個硬幣扔到下水道里面，這個難度是非常高的。
我是怎麼開始研究這種事件呢？那是2011年我在國外讀博士後的時候，天文學家發現了一件這樣的事例，它的代號叫Swift J1644+57。這是事例發生以後亮度衰減的曲線，可以看到亮度隨時間變化是逐漸衰減的。
輻射是來自氣體形成的吸積盤，這些物質在盤裡往黑洞移動被吞掉的過程，就是盤的質量逐漸衰減的過程，當氣體越來越少的時候，它的亮度就變得越來越低。
當這個事件勾起了我的興趣以後，我開始去思考
盤裡的物質是如何減少的？在里斯提出這個模型時，他預測是一個連續衰減的過程，就像圖片所示。
但是我發現，這個盤隨著時間的演化，裡面氣體的亮度不是光滑地在衰減，而是有一個拐折 ，就像下圖的紅圈顯示的那樣。
這個事件顯示亮度會經過一個非常快的降低。
因為這個源很亮，能被長時間觀測到，後續的觀測結果如紅圈顯示，確實表明它的亮度經過一個快速下降的階段。我非常高興能夠看到這樣的數據，因為跟我模型的預測非常吻合。
吸積盤的氣體亮度為何會突然降低？
為什麼亮度會突然降低呢？那是因為盤在隨著時間演化過程中，它會經歷過三個不同的物理狀態，就像下圖的曲線顯示的。它分為三段，中間一段是不穩定的狀態，當盤進入這個階段就開始變得不穩定。
但是氣體盤能夠調節自己，達到臨近相對穩定的狀態，這個階段對應的就是曲線最下面這一段。在這裡氣體往黑洞裡流入的速度要比之前低得多，這就使得盤的亮度變得很低。
這個過程像是我們坐飛機降落一樣，在降落之前飛機平穩飛行，但是由於高度下降，大氣層變得不穩定，飛機會經歷短暫的抖動，飛行員不得不使飛機快速下降。等降到更低區域的時候，大氣會變得相對穩定，所以後面的降落過程，就會變得比較穩定和緩慢。
亮度隨著時間衰變過程這個物理解釋，後續在其它三個潮汐瓦解事例中也得到了驗證。其他三個瓦解事例在晚期也存在一個比較劇烈的降低。
恆星瓦解事例的過程是非常有趣的，除了亮度衰減這個特徵之外，還有其他的過程值得研究。
比如說黑洞如果是快速旋轉的，旋轉的特性會影響氣體回落形成盤的過程，那在亮度變化曲線裡面有什麼特徵？這也是非常有意思的值得研究的方向。
另外在恆星被瓦解之前，它會運動到離黑洞很近的地方。這個過程對應著會有更強的引力波的輻射，這種引力波如同電磁波，是一個全新的研究天體的手段。這也是一個關於潮汐瓦解事例有趣的研究方向。
但是我們需要觀測到更多這樣的事例。因為這種事例是不太頻繁發生，需要我們在某一個時刻，能夠對大面積的天空同時進行觀測，這就是我們建造更靈敏而且觀測區域更廣的望遠鏡的原因。
這是中國正在建造的愛因斯坦探針望遠鏡。
我們期待未來有更多這樣的事例，能發現更多的黑洞，並且對黑洞如何進行潮汐瓦解的過程有更清楚的瞭解。
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