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时空幻象：黑洞（下）
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天文探秘
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從本節課中
恒星的终结与重生
本章节主要介绍恒星终结与重生的相关内容，包括恒星最后的命运及其涅槃重生。浩瀚的宇宙，这些恒星又能给我们带来怎样的震撼。
與講師見面
施勇教授
天文与空间科学学院
谢懿副教授
天文与空间科学学院
陈鹏飞教授
天文与空间科学学院
李向东教授
天文与空间科学学院
周济林教授
天文与空间科学学院
那除了我们刚才讲的一些特征之外呢 黑洞还有一个重要的特点呢叫做所谓的黑洞的蒸发。
大家知道这是，呃，霍金，呃，他提出来的一个观点。
这个是这样是，在量子力学论基础上面 发生的黑洞的质量变化，这样一个现象。
因为根据我们所谓的黑洞的热力学的原理，黑洞只能并合。
它不会分裂。
小的黑洞可以并合成大的黑洞，但是大的黑洞呢 不能够分解成小的黑洞。
也就是黑洞的面积是不减的。
但是，在量子力学看来呢，黑洞呢是有可能减少它的面积的。
这就是通过它的 蒸发这样一个现象。
那么为什么会发生蒸发呢？ 那么首先所谓的黑洞周围的那个真空
并不是真实的虚无的空间。
它会有能量的涨落。
而这种能量的涨落呢，就导致了我们所谓的基本的粒子对 会产生。
正负的粒子对会产生。
但是这样产生的粒子对呢，往往是虚粒子对。
那所谓虚粒子对就是它们存在的寿命特别地短。
你在 实验室里面几乎，没有机会看到它们。
为什么呢？因为一旦它们产生了，很快就 就湮灭了。
但是在有些情况下面，虚粒子对呢有可能变成实的粒子对。
就是说我们就有可能来观测到它们的存在。
比如说，真空极化，就是一种产生 实粒子的这样一个形式。
我们通常所谓的极化呢，是指在 电场上面发生的极化。
在一个强电场下面，正负粒子呢可能会 受到的力呢是不一样的，这样它们会分开一点距离呢，就导致它们的寿命就被延长了。
那么对于强引力场下面呢，也会发生类似的极化。
所以，虚粒子呢就变成了实粒子。
这个粒子的转化啊导致它们在黑洞周围的 命运可能会发生不一样。
而由于负的粒子 它往往具有比较低的能量，所以说
如果说它离黑洞的世界足够近的话，它就更容易被黑洞 所吸收。
那么被 吸收掉的负粒子它的那个伴侣，正粒子呢，这个时候呢，它就有机会逃逸出来了。
所以我们看到的呢，就像一个黑洞不断地 从它表面蒸发出粒子一样的。
它得到了 具有负能量的这样的粒子，所以它的质量，或者说它的总的能量 在随着时间减少。
而同时呢，它又产生了正粒子。
或者说产生辐射。
这就是说黑洞呢也会有辐射，并且这种蒸发所导致的辐射呢 和黑体辐射呢所具有的特征呢是完全一样的。
那么它对应的温度 我们看到和黑洞的质量 是反相关的。
呃所以一个黑洞的质量越大的话 那么它的温度呢就越低。
那么这就意味着，它所 能够存在的寿命那也就越长。
那怎么去寻找黑洞呢？
当然我们知道在，呃，很多星系里面，特别是在星系的核心的地方，那么我们都可以看到
超大质量黑洞存在的一些、 一些观测上的证据。
而在我们这里呢 我们主要讨论是在银河系里面恒星级的黑洞，它的一些证据。
而如果说我们要去搜寻这几个银河系里面的黑洞呢，我们必须要找到 相应的候选的天体。
如果说黑洞是 孤立的话，那我们几乎没有什么希望能够看到它。
因为它所 产生的辐射，无论是自身的蒸发还是通过俘获
星际物质，那么所产生的辐射太弱了，所以我们没有机会看到它。
而唯一的最可行的场所呢 是在X射线双星里面。
这是和我们刚才讲到的中子星的X射线双星非常相似的 这样的双星系统。
它是一个黑洞在吸积伴星的物质 然后产生X射线的辐射。
而如果说 我们确定了X射线的光变，由此呢可以
得到致密天体这样一个星族。
那因为通常比较快的这个光变 就反应了辐射源必定是非常小的。
那我们在下面会有一个例子大家可以看到。
那么接下来就是去断定它到底是中子星还是黑洞，呃，我们有很多种方法
但其中最直接的也是最可行的呢是利用天体质量来测定。
如果说我们测出这个致密天体的质量超过了中子星的质量上限的话，那么它应该就是个黑洞。
我们看看在银河系里面第一个被确认的
黑洞，或者说，黑洞候选体，叫做天鹅座X-1 这样一个源。
而大家看到的右边的图 这是它的X射线辐射图。
它是个非常明亮的一个天体。
并且 它的X射线信号啊在随着时间在剧烈地变化。
好我们在下面的图上面可以看到。
而它的变化的特征的时标，就是每一个信号的 典型的持续的时间的值呢是毫秒量级的。
那么这就意味着产生这个信号的源的大小
大体上是10的8次方厘米。
也就是，我们一般来讲用光速乘以这个信号的 时间的尺度，我们就可以得到源的大小。
那么10的8次方厘米呢，已经排除了白矮星了，因为白矮星通常的质量呢是
几倍乘以10的8次方厘米，甚至达到了10的9次方厘米。
所以我们只有两种可能性，就是中子星或者说是黑洞。
然后我们再根据光学的观测
加上它的轨道运动，这样一个特征来决定 致密天体的质量。
由于这个天鹅座x-1呢这个源 它的光学的伴星，也就是提供质量的物质的这个伴星呢，是一个非常明亮的恒星。
它是一个O型的一个超巨星。
所以我们可以 比较容易地去观测这个超巨星它所
发出来的光谱随着时间的多普勒位移的变化。
因为这个超巨星在、 在绕着中子，呃绕着这个致密天体 在做轨道运动。
所以它会产生周期性的多普勒的红移和蓝移现象。
那么这种轨道变化表现出来的呢就是我们所谓的 视向速度曲线。
就是我们有谱线的位移我们可以得到 在我们的视线方向上面，呃这个伴星的运动速度。
它实际上是 轨道速度在我们视线上的一个投影。
那么知道了视向速度 就可以得到所谓的质量函数，也就是我们下面的这个 表达式。
那么在这个 表达式里呢，Mx呢就是那个未知的X射线源
而q呢是我们称为叫质量比，两个恒星的质量比。
I是轨道的倾角，因为我们看到的 轨道呢并不一定跟我们的视线重合，或者说是相交的。
左边是轨道周期和我们刚刚讲到的这个视向速度的大小。
所以这是可以观测的量。
那么这样我们得到质量函数是0.25的太阳质量。
而我们从恒星光谱的 研究呢，我们可以利用它的光谱型可以得到它的伴星的质量。
那么代入到之后呢就可以得到质量的 下限。
致密天体的质量的下限。
而如果说我们更准确地可以确定I的值的话，就可以得到质量的大小。
你发现这个时候Mx的 值的大小呢，在10个太阳质量，所以它远远地超过了 中子星的质量上限。
那么它必定呢是一个黑洞。
我们对于银河系里面的其它的 黑洞的天体呢也是用类似的方法来得到的。
那么目前呢 在我们银河系里面大约有20多个
黑洞双星，呃它们有的很大，轨道周期很长
达到了几百天，而也有些呢轨道周期特别的小 是几个小时。
黑洞的质量呢有的大一些 达到了十几、 二十个太阳质量，那么也有些呢相对小一些，可能有五六个太阳质量。
而所以这几个黑洞是怎么形成的呢？那么目前呢我们还不是特别的清楚，还需要做进一步- 的研究。
但是还有一类呢特别 有意思的天体呢，我们称为叫做中等质量的黑洞。
我们刚刚讲的是恒星量级的黑洞，是恒星演化后产生的。
那么在最近十来年来，那么在 我们近邻的河外星系里面，看到了一批非常明亮的 X射线的点源。
大家可以看到，在这两张图上可以看到 而其中有一些X射线的点源呢，它的光度啊
超过了我们一个恒星级黑洞的 理论上预计的最高光度。
我们称为叫做IDN光度。
那么为了解释这个现象呢，我们或者
要对IDN光度，也就是说对于求对称的或者是各项同性的这样的吸积过程呢做 修改。
或者呢另外一方面呢我们可以 提高黑洞的质量。
有些人呢确实满足 几百到上万个 黑洞质量这样一个要求。
并且我们从它的光谱里面呢也看到了 可能存在这么大的黑洞质量的这样一个迹象。
所以这类源呢，我们称为叫做 中等质量的黑洞。
这是我们如果被确证的话，是会我们黑洞研究里面一个 非常重大的一个、 一个进展。
为什么呢？因为我们对于 超大质量黑洞怎么形成的目前还不了解，其中
一个关键是它需要有一个中等质量黑洞作为它的种子，这样子它才能够在
我们宇宙年龄里面才能够长到我们现在看到的超大质量黑洞 这样的质量的量级。
所以对于中等质量黑洞的研究呢还需要我们 今后的这个研究啊就进一步的证实。
［音乐］
