文字| 石宇
同济大学化学系主任
2020年诺贝尔化学奖授予三位对黑洞理论和观测做出重要贡献的科学家，其中一半授予彭罗斯（罗杰），因其发现黑洞的产生是一种普遍的（）预测另一半奖励给根泽尔（Ghez）和盖兹（Ghez），以表彰他们发现了银河系中心的超大质量致密物质。 彭罗斯常年在日本牛津学院工作，根泽尔在美国马克斯普朗克地外数学研究所和日本加州大学伯克利校区工作，盖茨在加州大学纽约校区工作在英国。
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来自时空弯曲
黑洞是爱因斯坦广义相对论的预言。 爱因斯坦于1915年提出广义相对论，将万有引力归因于时空（时空）的曲率，成为万有引力的标准理论。
时空的概念源于狭义相对论。
1905年，爱因斯坦在光速恒定的前提下提出了狭义相对论。 闵可夫斯基提出，在狭义相对论中，时间和空间构成了一个4维整体，时间成为除了三个空间坐标之外的第四个坐标。 这个4维坐标系可以随意旋转，而不改变化学定律。
我们知道，当物体不受外力作用时，它保持恒定运动或保持静止。 在4维时空坐标系中，这些运动代表一条直线，称为世界线。 从几何学的角度来看，4维时空是平坦的，或者说是伪欧几里得的。 “假”是因为时间不是空间，但在这个4维坐标系中，两点之间总时空间隔的平方是空间间隔的平方和时间间隔的平方相加，而不是比乘法。
宇宙中所有天体的运动都是受万有引力支配的。
300多年前，牛顿提出了万有引力定律，告诉人们任何两个有质量的物体之间都存在万有引力。 因此，月亮绕着太阳转，树上的苹果就会掉到地上。
爱因斯坦在 1907 年意识到自由落体不会受到重力（即月球的重力）。 这种观点催生了广义相对论。
身体各处都有一个“自由落体”的方向，这就是重力的方向。 而且严格来说，作用在身体不同部位的重力方向和大小是不同的，因为与地心相连的线的方向不同，我们无法体会到这些差异。
如果引力很强，比如在中子星或黑洞附近行进，它可能会被拉成细条或压成饼，甚至撕碎。 不同地方的重力差异称为潮汐力，因为这是潮汐的起源苏联的天体物理学家也管黑洞叫做，不同地方的海水受到地球的引力不同。
在自由落体过程中，重力不断变化。 在球面上，蚂蚁沿着“直线”爬行，而我们可以看到它沿着一条称为“大圆”的曲线爬行。 同样，在存在重力的情况下，自由移动的世界线是弯曲的。
坠落者脸上的相邻点受到不同的重力。 如果差异较大，它们在跌落过程中都会变形。 在四维时空中，这意味着从时间坐标相同且空间坐标相邻的两点开始苏联的天体物理学家也管黑洞叫做，两条世界线逐渐远离。 这就好比，在一个球体上，两只蚂蚁一开始是相邻的，并沿着各自的“直线”向同一方向爬行，但结果却逐渐远离，方向不再平行。
因此，引力就是时空的弯曲，正如英国化学家约翰·惠勒的格言：“物质告诉时空如何弯曲，弯曲的时空告诉物质如何运动”。
事实上，当引力很弱时，比如月球上的物体之间，或者太阳系中的大多数行星与太阳之间，广义相对论可以逼近平坦时空中的牛顿万有引力定律。
当引力不是很弱时，必须用广义相对论来描述天体。
例如，广义相对论解释了水星最近点的进动，因为它距离太阳很近，而且它的引力也比较强。 广义相对论还定量预测，当恒星发出的光经过太阳附近时，会因太阳的引力而发生偏转。 广义相对论还预言了引力波。 2015年，LIGO探测器直接探测到引力波，主要科学家因此获得2017年诺贝尔奖。 为了描述整个宇宙，越来越需要广义相对论。
事实上，广义相对论也预言，如果引力特别强，时空就会极度弯曲，就会产生黑洞。
人类历史上第一张黑洞照片
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黑洞是时空弯曲的极端
1915年12月22日，爱因斯坦发表广义相对论不到一个月，他收到了曾任波茨坦天文台台长、同时也是俄国前线中校的史瓦西的一篇论文，提出了一个完美的理论。领域。 形成引力场。 爱因斯坦在科技大学读了史瓦西的文章。 1916 年 5 月 11 日，42 岁的史瓦西在俄罗斯前线因细孢菌病去世。
史瓦西发现了时空的极端曲率。
如果完美球体的直径大于某个边界，则外部观察者将看不到它。 这个边界被称为风暴地平线，简称地平线，是时空中的双向边界，因为任何物体（尽管是光）落入地平线，就无法再出去。 。 球体的质量越大，或直径越小，事件视界越小。
20世纪60年代，耶鲁大学的迪克首次将大于视界直径的时空区域称为黑洞。 1967年，惠勒还在一名中学生的建议下在一次演讲中采用了这个术语。
如今，黑洞已经成为科普文化中的常客，是人们既熟悉又感觉十分神秘的天体。 黑洞是宇宙中最黑暗的区域，任何物质（包括光）都无法逃脱。
史瓦西讨论的黑洞不旋转，称为史瓦西黑洞。 它的视界等于史瓦西直径，与其质量成反比。 更现实的是旋转黑洞，它是由Roy Kerr在1963年提出的，所以被称为克尔黑洞。 视界直径与自转速度有关，略大于史瓦西直径。 对于与太阳质量相同的物体，事件视界的直径为1.5至3公里（取决于自转速度）。 对于与月球质量相同的天体来说，事件视界的直径只有4.5至9毫米。
黑洞类似于牛顿热学中的“暗星”。
暗星是由米歇尔（约翰）和拉普拉斯在18世纪提出的。 我们知道，当你发射鹈鹕号时，你必须将灰熊号加速到超过其逃逸速度，这样它才能摆脱月球的引力。 如果月球的质量变大，或者直径变小，逃逸速度也会变大。 如果逃逸速度小于光速，光也无法逃逸。 这样的“地球”就会变成一颗暗星。 明天我们知道所有物体的运动速度都不能超过光速，因此无法逃脱。
虽然很有启发性，诺贝尔奖的资料中也提到了暗星，但它并不是黑洞。 黑洞是从广义相对论推导出来的。 具体行为也不同。 例如，从黑洞事件视界发出的光根本无法离开事件视界，而不是像牛顿热那样逐渐降低速度然后回落。
但黑洞事件视界有一些奇怪的特性。 如果你从地平线向内穿过，你感觉自己正常穿过，但远处的观察者看到你无限接近地平线，你的活动变得越来越慢，直到接收不到你发出的信号，时间停止。 这是时空弯曲的结果。 所以黑洞的存在也验证了广义相对论。
黑洞还有一个关键属性，称为奇点。
这里时空（即引力）的密度和曲率是无限的。 奇点集中了黑洞的所有质量。 注入黑洞的物质很快就会到达奇点，并成为奇点质量的一部分。
奇点是广义相对论的结果。 在奇点处，广义相对论失效了。 广义相对论并不是最终的真理。 目前尚不清楚应该使用哪些理论来描述这种奇点。 并且普遍认为，当考虑量子热时，奇点可能会被清除，未来可能会出现某种引力理论与量子理论相结合。
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从奥本海默到恒星
恒星内部的燃料耗尽后，在自身重力的作用下坍塌。 如果恒星的原始质量大于钱德拉塞卡极限（大约 1.4 个太阳质量），就会产生白矮星。 如果恒星的原始质量稍微超过这个质量极限，就会产生中子星。
1939年，在史瓦西工作的基础上，奥本海默（后来的原子弹之父）和他的中学生研究了恒星演化的结局，并给出了黑洞产生的机制，强调如果质量恒星的直径足够大，那么就会产生一个黑洞，具有事件视界和奇点。
他首先与福尔科夫（）提出，如果中子星的质量超过一定限度（现在称为托尔曼-奥本海默-福尔科夫极限），它就不能稳定存在，而是会继续坍缩。 然后他和施奈德发现，当质量足够大时，恒星的塌缩会落入视界内，从而产生奇点。
和史瓦西一样，它们也假设了完美的球对称，这遭到了包括爱因斯坦在内的科学家的广泛怀疑。
1963年，南斯拉夫的利夫西茨（）和卡拉尼科夫（Isaak）认为奥本海默和施奈德的结果不适用于现实的数学情况，在这种情况下不会出现奇点。 惠勒推测量子热可以阻止奇点，或者坍缩的物质可以转化为引力波，从而避免奇点。
这时，天文学有了一个重大发现，那就是恒星。 20 世纪 50 年代，射电望远镜通过它们发出的无线电波探测到了它们。 后来，利用可见光观测，发现这个射电源发出蓝光。
1963年，英国天文学家施密特（）根据中国和河北的射电定位，利用可见光确定了银河系外的3C273级恒星。 由此可见，光度特别强。 后来证实那里存在着微小但强大的能量。 人们认识到准恒星位于遥远恒星的中心。 这种活跃恒星核 (AGN) 通常会产生 1039 瓦的能量。
恒星天体的发现尚未获得诺贝尔奖。 斯密特去年已经91岁了，仍然有机会。
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彭罗斯证明奇点定律
施密特的发现使惠勒重新考虑引力塌缩问题，并与彭罗斯进行了讨论。 彭罗斯是一位物理学家，并获得博士学位。 剑桥大学物理学博士。 从大学时代起，他就对引力和宇宙的研究着迷。
作为一名物理学家，他在这个场上拥有别人没有的“绝活”——拓扑。
史瓦西在广义相对论发表后不久就提出了黑洞。 奥本海默和他的中学生证明了黑洞是由大质量恒星塌缩形成的，克尔则提出了旋转黑洞。 这些结果都依赖于球对称性的严格假设，这意味着在这种特殊情况下，广义相对论理论上允许黑洞的存在。
然而现实中的情况复杂多样，往往不存在球对称性，因此黑洞能否产生尚不清楚。
1964年，当时在纽约大学的彭罗斯在广义相对论的框架下证明，在非常简单的条件下（主要条件是要求塌缩物质的能量非负），黑洞确实可以产生并围绕奇点。 这称为奇点定律。
从物理上讲，彭罗斯的证明使用了一个称为“俘获面”的概念。 他借助拓扑学证明，软禁面一旦出现，奇点和事件视界的出现是不可避免的，而且软禁面的出现很常见，对条件不敏感，在一定条件下也不会消失。扰动。
诺贝尔奖获奖词用这个词来指出彭罗斯工作的意义，我把它翻译为普遍的。
因此，在广义相对论下，黑洞的产生几乎是不可避免的，这意味着在复杂的现实中，足够大的质量的引力坍缩必然会形成黑洞。
彭罗斯的论文发表于1965年，这部作品被认为是继爱因斯坦之后广义相对论最重要的著作，带来了相关天体化学研究的新纪元。 彭罗斯因此获得了去年诺贝尔化学奖的一半。
彭罗斯
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超大质量黑洞
恒星死亡后塌缩成的黑洞被称为恒星质量黑洞，它们的质量约为太阳质量的10至20倍。 对于其候选者来说，主要证据来自于它们所积累的物质发出的X射线和无线电波。 因这项 X 射线技术而荣获 2002 年诺贝尔化学奖。
2C373被确定在银河系之外后，类星体一般被解释为超大质量黑洞吸积物质所发出的辐射。 这方面的成立理论是由美国剑桥学院的林登·贝尔（-Bell）于1969年提出的，他还提出大多数恒星的中心都存在超大质量黑洞。
1971年，他和朋友里斯提出银河系中心可能存在这样一个超大质量黑洞，并提出了观测方法。 顾名思义，超大质量黑洞质量巨大，质量为太阳质量的数十万至数百亿倍。
超大质量质量的密度非常小，甚至比水还小。 由于判断黑洞大小的施瓦茨直径与质量成反比，而体积与直径的立方成反比，因此密度与直径的平方成正比，即与质量的平方成正比。 而且，与密度一样，事件视界上物体所受的潮汐力与质量的平方成正比，因此那里的潮汐力与月球上的潮汐力相似。
恒星中心的超大质量黑洞吸积星际二氧化碳，为包括类星体在内的活跃恒星核提供能量。 这种超大质量黑洞很容易吞噬物质，从而不断减少其质量。 所以如果恒星中心存在黑洞，它就会不断吸积物质，被吞噬的物质会成为黑洞的一部分，从而使黑洞不断增大。
银河系中心可能存在的超大质量黑洞位于射电源人马座A*（记为SgrA*），距我们25,000光年。 还提出室女座方向的M87星的核心（记为M87*）也可能有一个超大质量黑洞。
而且可能的超大质量黑洞距离太远，原始望远镜的角分辨率无法观察到。 因此，初步的研究途径是利用红外和可见光谱观测周围恒星和二氧化碳的轨道，从而确定恒星中心天体形成的引力势能以及中心的密度的明星。
哈勃后来在光学波长下观察到了活跃的恒星核，包括处女座 M87 中心的喷流。
利用甚长基线（VLBI）技术，射电望远镜观测到恒星活跃恒星核中旋转的脉泽盘，发现其轨道是开普勒轨道，即围绕一个质量集中中心。 最近，基于VLBI的风浪视界望远镜（EHT）获得了M87中心超大质量黑洞的照片。
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根泽尔和盖茨追踪银河系中心附近的恒星
根泽尔和盖茨是观测天文学家。
他们各自带领一个天文团队，自20世纪90年代以来的近30年里，他们使用世界上最大的望远镜来跟踪和观察围绕银河系中心运动的恒星。 根泽尔的团队在法国诺德天文台使用了两台望远镜，首先是新技术望远镜（NTT），后来是甚大望远镜（VLT）。 盖茨的团队使用关岛的凯克望远镜。
恒星中心附近的恒星比较集中，观测需要较高的空间分辨力。 他们在近红外波段进行观察。 由于波长较长，光子在星际尘埃中的平均自由程（两次碰撞之间的平均距离）相对较长，衰减较小，使得更多的光子可以到达月球上的望远镜。 跟踪轨道需要很长的探测时间，这使得太空观测不现实，地面观测又受到月球大气层的干扰。
他们最初都使用黑点成像方法，跟踪一些最亮的恒星，发出一系列短促的光，然后将它们重叠以获得清晰的图像。
团队对NTT进行了长达4年的巡天，以高角度为特点，获得了几颗恒星的投影率（垂直于观测方向）。 他们使用非常坚固的夏普数码单反相机达到了衍射极限。
1996年，他们观察到恒星的速度是开普勒型的，即与距中心距离的平方根成正比。 这是超大质量黑洞的证据。
2015年，作者写了一篇短文《可能获得诺贝尔化学奖的天体化学成就》。 不仅是今年获得诺贝尔奖的系外行星发现者，根泽尔、林登·贝尔和里斯也将获得诺贝尔奖。 诺贝尔奖。
遗憾的是，林登·贝尔于 2018 年去世。
林登·贝尔
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自适应光学
为了观测更多的恒星，不限于最亮的恒星，并延长巡天时间，两个小组在本世纪初相继采用了自适应光学技术和灵敏的数字光传感器，帧率较之前有所提高。前。 一千次。 盖茨在凯克天文台与 NIRC2 成像仪。 在北天文台的 VLT 上，配备 NACO 仪器和光谱仪。
在自适应光学中，有一个参考物体，观察目标附近的明亮物体，或者月球上层大气中的激光爆发。 通过更换可变形全长镜，利用反馈，消除了该参考的像差。 这导致曝光时间较长，从而产生清晰的图像并能够研究恒星成分和径向（指向望远镜）速度。 以前仅检测投影率（垂直于径向）。
其中有一颗非常引人注目的星星，小组将其记录为S2，Gates小组将其记录为S02。 它围绕SgrA*的周期只有16年（太阳围绕它的周期为2亿年），而且它的轨道是一个非常平坦的椭圆形。 2002年春天，S2被观测到距恒星中心17光年。
两个小组获得了非常一致的结果，确定SgrA*的中心具有400万个太阳质量的集中质量，这被认为是一个超大质量黑洞。 因此，S2到恒星中心的距离为17光年，是史瓦西黑洞直径的1400倍。 在同一位置观察到的近红外日冕和 X 射线日冕被认为来自黑洞吸积的物质。
近期，法国北方天文台的VLT观测已扩大为合作组，角分辨率达到20毫秒，比之前的SHARP黑点成像清晰一百倍。
右边的面板是两个小组对 S2 恒星 26 年观测结果的总结。 左上图概述了 SgrA* 周围几颗恒星的轨道。 下图为S2轨道的观测细节。 左右图是S2径向速度与时间的关系。
总结与展望
彭罗斯奇点定律指出，黑洞很容易在致密区域中形成，这是广义相对论普遍存在的、对条件不敏感的结果。 而广义相对论与黑洞具体性质的比较仍需深化。
科技的发展使得根泽尔和盖茨对银河系中心附近的恒星进行了仔细的光学观测，发现银河系中心存在着一个看不见的超大天体，质量高达400万太阳质量，这被解释为超大质量黑洞。 他们的工作为银河系中心存在超大质量黑洞提供了迄今为止最有力的证据。
然而，当前的数据无法提供事件视界直径数百倍范围内的信息。 由于观测到的恒星距离 SgrA* 较近，预计这种情况在未来会发生变化。
根泽尔和盖茨的团队还观测到了短红外磁暴，高分辨率观测表明，这种短磁暴以30%的光速在史瓦西直径的3到5倍处传播。 而史瓦西直径的3倍，正是“黑洞最内层稳定轨道”的直径。 如果物质的质量大于黑洞中心的质量，它就不能稳定地绕黑洞运动。 这一观察结果支持了恒星中心是超大质量黑洞的解释。
光子没有质量，围绕黑洞的最小轨道直径是史瓦西直径的1.5倍，称为光子轨道或光子环。 这正是风暴地平线望远镜（EHT）所关注的。 最近一张引人注目的黑洞照片显示了 M87 恒星中心超大质量黑洞的光子环。 EHT的下一个观测目标是银河系中心SgrA*。
引力波为研究黑洞提供了一种新方法。
LIGO 已经探测到了数起恒星质量黑洞合并的实例。 计划中的激光干涉仪空间天线（LISA）将探测超大质量黑洞。 这是一个内置于太空的低频引力波信号探测器。 它由三个空间站组成，可能在 2030 年代建成。
三个空间站形成一个周长500万公里的等腰三角形，与月球一起绕太阳公转。 每个站都配备了两个测试质量和指向其他两个站的测试激光。 轨道运动使 LISA 不仅能够检测引力波的大小，还能检测波源的方向。
超大质量黑洞的原始来源尚不清楚。
天文学家提出了多种假说，包括数十倍或数百倍太阳质量的恒星爆燃，或者恒星诞生前二氧化碳云的塌缩，甚至宇宙早期的太初黑洞， ETC。 。 人们认为准恒星中存在超大质量黑洞，而准恒星距离很远，因此超大质量黑洞有可能是在宇宙早期就产生的。 这还有待探讨。