陈厚尊

卡冈图雅（Gargantuan）是2014年上映的硬科幻电影——《星际穿越》——中那颗巨型黑洞的名字。借助卡冈图雅黑洞，电影的主人公库珀进入未来人类为他建造的一个神奇的六维空间，并从那里给过去的女儿传递信息。在导演克里斯托弗·诺兰的这部《星际穿越》里，卡冈图雅黑洞可以说是当仁不让的主角，不仅扭曲时空为复杂的故事搭建舞台，还首次将超大质量黑洞逼真地展现在大银幕上，并由此在全球引发了一场天文科普的热情。根据《星际穿越》的设定，卡冈图雅黑洞的质量约为太阳质量的1亿倍，半径相当于日地距离的2倍，是一个名副其实的超大质量黑洞。相比之下，银河系中心的大质量黑洞只有约400万倍太阳质量，在卡冈图雅的面前完全是个“小弟”。

卡冈图雅是《星际穿越》的特效团队根据诺贝尔物理学奖得主基普·索恩的研究成果制作而成，堪称目前最接近真实的黑洞图像。据说该团队还因此在《经典与量子引力》期刊上发表了一篇关于黑洞可视化的论文。不过说到底，剧中的卡冈图雅也只是理论家想象中的超大质量黑洞的效果图（尽管它是以广义相对论为基础绘制出来的），缺乏观测证据，总归是纸上谈兵。真实黑洞的事件视界究竟是啥样的？这也是天文学家一直以来感兴趣的。

2017年，一架地球大小的望远镜睁开了它的瞳仁，朝银河系中心的超大质量黑洞——人马座A*（Sgr A*）的方向长久地凝望，试图分辨出它的事件视界。这便是大名鼎鼎的事件视界望远镜。它利用射电天文学中的甚长基线干涉技术（VLBI），将相距一个地球直径那么远的多架射电望远镜联合为一台望远镜，以提高觀测分辨率。这样的联合观测将产生海量的数据。为了从中提取有效的信息，天文学家的计算机需要具备非常强大的数据处理能力。这些难以想象的海量数据最终将凝炼为一幅模模糊糊，甚至是不起眼的图像。不出意外的话，这将是人类有史以来获得的第一幅黑洞的照片。它将造就或打破我们已知的物理学定律，开启一个崭新的天文学领域。

卡冈图雅固然是科幻电影中想象出来的一个天体，但是，真实的宇宙中的的确确存在类似卡冈图雅这样的超大质量黑洞，它们多寄生于巨椭圆星系的中心，掩盖在如尘埃一般，且拥挤不堪的大群恒星之间。比如室女座巨椭圆星系M87的核心，各种观测证据都表明那里隐藏着一个质量为35亿至66亿倍太阳质量的巨型黑洞。与之相比，卡冈图雅又成了“小弟”。至于像银河系、仙女座大星系M31、三角座星系M33这样的旋涡状盘星系，中心也都存在百万倍太阳质量级别的巨型黑洞。不仅如此，在许多矮椭圆星系、矮球星系，甚至是球状星团的中心，天文学家也都发现了大质量黑洞存在的证据。按照目前天文界的主流观点，每个星系的中央都至少有一个大质量黑洞，它们与寄主星系的暗物质、恒星、冷气体、热气体组分之间都有复杂的相互作用。有研究表明，星系中央巨型黑洞的质量近似为星系核球质量的千分之二。也就是说，虽然大质量黑洞本身的尺寸不会超过一个太阳系，但是它足以影响上万光年范围内寄主星系的物质分布，甚至重塑整个星系的形态。因此，大质量黑洞与寄主星系是同步演化的，或者说二者是一种共生关系。

在真实宇宙中，像卡冈图雅这样的超大质量黑洞多半被包裹在一个星系中。当然也不排除有例外发生，比如，在星系并合的过程中，可能有大质量黑洞被其他更大质量的黑洞甩出系统的情况发生。这样，大质量黑洞就会带着自己的一少部分吸积盘进入空无一物的星系际空间，成为一个类似于卡冈图雅的“流浪黑洞”。当吸积盘的物质慢慢耗尽，黑洞就隐身了，变成所谓的“大质量致密晕天体”（MACHO）。在20世纪六七十年代，天文学家也曾怀疑这类浪迹星系的黑暗天体是暗物质的主要组分。后来，来自英国的天文学家阿尔科克与波兰天文学家帕金斯基组成了两个独立的研究组，采用微引力透镜法搜索银河系附近的MACHO。他们的方法很巧妙，就是用望远镜连续监测大麦哲伦星系和银河系中心恒星密集的地方。如果银河系附近存在大量看不见的MACHO，它们的微引力透镜效应会使得背景恒星的亮度发生短暂的、有特点的变化。两个团队确实发现了许多起恒星闪烁事件，但只有极少数符合MACHO给出的亮度变化曲线，余下的都是恒星的内禀闪烁，也就是变星。据此算出的MACHO质量远低于暗物质总量。换句话说，流浪黑洞在暗物质中的比例微乎其微。

关于现实中的大质量黑洞，另一个未解之谜是它们的“成长历程”。我们知道，理论上黑洞的产生机制主要分两种：一是大质量恒星的坍缩；二是宇宙大爆炸。前者产生的黑洞称为“恒星级黑洞”，后者产生的称为“原初黑洞”。原初黑洞目前还只是个纯粹的猜想。英国已故理论物理学家斯蒂芬·霍金曾试图用原初黑洞湮灭前释放出的霍金辐射来解释宇宙的伽马射线能谱，却发现二者相差甚远。因此，原初黑洞的质量函数、空间密度等性质尚属未知。相较之下，天文学家对恒星级黑洞的研究要成熟得多。依照目前的主流观点，宇宙中的第一代恒星很可能诞生于红移Z≈20的时候，差不多相当于大爆炸之后约2亿年。这便是所谓的星族Ⅲ天体。相较于太阳所属的星族Ⅰ天体，星族Ⅲ天体的质量更大，多为几十倍甚至上百倍太阳质量。此外，构成星族Ⅲ天体的重子物质直接源于原初核合成——几乎全部是氢和氦，金属丰度微乎其微。这意味着星族Ⅲ天体的星体内部对辐射而言更加透明。我们知道，恒星本质上是辐射与引力相互平衡的产物，如果星核产生的辐射有一部分白白跑掉了，引力作用就会占据上风，从而使恒星收缩、升温，加速星核的产能，直至抵达新的平衡。因此，星族Ⅲ天体的亮度更高，核聚变速度更快，寿命也更短，仅仅几十万年便来到超新星阶段。此时，星壳部分被星风或者超新星爆发吹散，星核部分继续坍缩，成为一颗恒星级黑洞。就这样，在暗物质晕的引力势阱深处，第一批“种子黑洞”诞生了。天文学家于是猜测，所有大质量黑洞的前身都是这样的恒星级“种子黑洞”。

恒星级黑洞的质量多为十几倍、几十倍太阳质量，而大质量黑洞是从百万倍太阳质量起步的，上限可达百亿倍太阳质量。当然也有人猜测，朝暗物质晕中心快速跌落的物质甚至可以不经过核聚变阶段，直接坍缩成一个几百倍太阳质量的中型黑洞。即便如此，还是有3个至7个数量级的差距。天文观测表明，巨椭圆星系和大质量黑洞很早就出现在宇宙中了，这说明我们的“种子黑洞”必须快速地成长起来。一颗恒星级黑洞，要晋身为一个盘踞在星系中心呼风唤雨的巨无霸，不外乎两种途径：一是吞噬周围的物质（主要是气体），缓慢长大；二是黑洞间发生并合，质量直接相加（严格地讲，并合产生的黑洞的质量总是略小于并合前两黑洞质量之和，其中的质量损失会转化为引力波能量释放出去）。当然，实际的情况很可能是两种途径兼而有之。那么，哪种途径的效率更高些呢？答案是第二种：双黑洞并合。

我们先来解释一下为什么黑洞通过吸积气体的方式不能快速长大。首先，考虑一团误闯黑洞附近的“倒霉气体”，就像地球不会一头扎进太阳而是围绕它公转的原理一样，除非这团气体正对着黑洞一头栽进去（由于黑洞本身不大，这种可能性无疑很小），否则，气体相对黑洞总是有角动量的。这些角动量使得气体绕黑洞旋转，不能突然掉进去。当然，转得久了，气体内部相互摩擦，消耗掉这部分角动量，最后就会沿着一条螺旋轨迹落入黑洞的洛希半径内。这便是黑洞吸积盘（accretion disc）的来历。实际上，黑洞吸积盘的产能效率比任何恒星的产能效率都高得多。以带有自旋的克尔黑洞（Kerr Black Hole）为例，吸积盘上的物质在落入黑洞事件视界以前，产能效率高达静能量的42%！相较之下，恒星内部核聚变的产能效率只有静能量的0.7%，仅为克尔黑洞吸积盘的1/60。吸积盘辐射出的电磁波主要是红外线、紫外线和X射线。这些高能的电磁辐射会对尚未落入吸积盘的物质产生一种“驱散力”，阻断吸积盘的“粮草”，导致高能辐射减少，使得物质再次落向吸积盘。这是引力与辐射间的另一种形式的动态平衡，也是黑洞所能达到的最大吸积速率，称为爱丁顿极限（Eddington limit），最早由英国天体物理学家爱丁顿勋爵（Sir Arthur Stanley Eddington）提出。爱丁顿极限意味着黑洞的吸积不能太快，哪怕黑洞周围的物质很多，吸积率也不是想多大就多大。即使从宇宙大爆炸开始吸积，也不可能大于某个质量上限。事实上，这个质量上限对恒星级黑洞而言实在太小了，远不可能成长到百万個太阳质量的级别。

为了更直观地解释为什么双黑洞并合的效率更高，我们来看看千禧年模拟的海报图。这幅图来自2005年著名的宇宙大尺度模拟项目：千禧年模拟（Millennium Simulation）。所谓宇宙大尺度模拟，通俗来说，就是天文学家利用超大型计算机推演宇宙中的暗物质随时间的演化情况。我们知道，暗物质不参与电磁相互作用，只参与万有引力相互作用和弱相互作用。这样的性质虽不利于在观测中寻找，却十分利于数值模拟。在适当的初始条件下，我们只需在一群无碰撞粒子中间考虑牛顿万有引力，就能精确地模拟暗物质在膨胀宇宙中的行为。这样的模拟计算可以达到很高的精度，结果也真实可信，对未来的观测有重要的指导意义。千禧年模拟由德国马克斯·普朗克研究所的天体物理学家沃克·弗伦克与西蒙·怀特主导，是该领域的一个里程碑。注意这幅图左下角的比例尺，这表明这幅图的跨度与一个星系团相当。因此，它实际上模拟了一个富星系团中暗物质的分布情况。图中每个光点的中央都有一个星系，每个星系的中央都有一个大质量黑洞。中间最明亮的主晕中心即是富星系团中央的cD星系（一般是巨椭圆星系）的所在。随着时间流逝，这些代表子晕的光点会一个接一个沉入主晕中，这代表了中央星系对周围卫星星系的吞噬。实际上，星系间的碰撞与吞噬是非常频繁的。以银河系为例，一个被称为人马座矮椭球星系（SagDEG）的卫星星系目前正在穿越银河系盘面，它与银心的距离已降至5万光年（银盘的直径约8万光年），再过几亿年，SagDEG将彻底被我们的银河系吞噬；仙女座大星系M31也正在吞噬它的卫星星系：矮椭圆星系M32。37亿年后，银河系将与M31迎面相撞，成为所谓的“银河仙女星系”。由于银河系与M31的盘面间有一个可观的夹角，因此，银河仙女星系的最终命运将是成为一个像M87那样的巨椭圆星系。

实际上，在宇宙早期，星系间的碰撞与吞噬更加频繁。每发生一次星系碰撞，就有可能引发一次双黑洞并合。与此同时，星系间的碰撞也会破坏星系一些原有的稳定结构，比如盘面、旋臂、环、棒等等，将大量气体转化为恒星，引发所谓的星暴现象（Starburst），或者将气体输送到星系的核心，被大质量黑洞俘获。这都会导致黑洞质量的快速上升。事实上，近些年来的一些观测结果也支持了黑洞会频繁发生并合的猜想。比如，从2015年至2017年，LIGO和Virgo两个引力波探测器开机刚几个月就“聆听”到了6起引力波事件，其中5起由双黑洞（BBH）并合导致，一起由双中子星并合导致，且发生并合的双黑洞成员均为几十个太阳质量的恒星级黑洞。2018年，哥伦比亚大学的天体物理学家查克·黑利在《自然》杂志上发表论文，声称他带领的一个研究小组在分析了钱德拉X射线天文台近12年的探测数据后发现，银河系中心的超大质量黑洞Sgr A*的旁边很可能有成千上万的小黑洞伴随，这些黑洞也都是恒星级黑洞。因此我们有理由相信，大质量黑洞吞并恒星级黑洞的事件在星系中心也是经常发生的。也许在不远的将来，LIGO和Virgo的团队就能“聆听”到此类事件触发的引力波。

毫无疑问，大质量黑洞的并合与吸积总是伴随着令人难以置信的能量释放。相信许多读者都听说过一种叫作“类星体”（quasar）的神秘天体，它最早被发现于20世纪60年代，是那个年代的天文学四大发现之一。类星体在近邻宇宙中是非常稀少的，但是它们曾普遍存在于早期宇宙中。如今，天文学家将类星体归入活动星系核（AGN）的范畴。也就是说，类星体本质上是一类特别活跃、正在大规模释放能量的星系核。实际上，类星体本身依然寄居在某个正常的星系中央，只是由于星系核的亮度大大超过了星系其余部分的亮度，所以才看起来像是一颗点状的星星。究竟是何种产能机制使得类星体如此活跃？根据前面的介绍读者不难猜到，大质量黑洞的爱丁顿吸积是最有可能的候选者。反观我们的银河系，它被天文学家归入正常星系的范畴，也就是说，银心的超大质量黑洞人马座A*进入了休眠状态。当我们用普通的光学望远镜看向人马座A*的方向时，那里似乎空无一物。但是，请读者不要忘了大质量黑洞的两个“增肥”途径，也许100亿年前的时候，银河系的核心也有一个活跃的类星体，它的光芒曾令百亿颗恒星都暗淡无光。当然，那时的银河系也是一片生命的禁地，更不会有生物活着目睹如此壮丽的景象。

如此看来，寄居在银心的人马座A*——这个现实版的卡冈图雅——更像是一座休眠的活火山。一旦喷发起来，数万光年范围内必定生灵涂炭。37亿年后，银河系与仙女座星系的碰撞很可能会再次唤醒它，但在此之前，我们还是祈祷它就这样休眠下去吧。