著名物理學家霍金曾經說：“黑洞比科幻作家編制出來的任何故事都要奇妙。”那麼，黑洞周圍究竟有什麼奇妙的物理過程？黑洞只是貪婪地吞噬一切？黑洞比星系小得多，它相對於星系的大小就像一顆葡萄相對於地球一樣，為什麼還和星系的演化息息相關？
撰文 袁峰 （中國科學院上海天文臺）
黑洞在宇宙空間是廣泛存在的。它最主要的存在形式有兩種：首先，幾乎每個星系的核心都存在一個超大質量黑洞。這些黑洞的質量大約是從幾百萬倍到幾十億倍的太陽質量，它們的形成機制目前並不完全清楚。除了星系中心的超大質量黑洞外，大質量恆星演化到晚期，“死亡”塌縮也會形成黑洞。這種方式形成的黑洞在每個星系中可能有幾千萬個，質量通常在10倍太陽質量左右（見文後延伸閱讀）。而就在過去的幾個月中，最新的一些觀測證據表明，星團的中心可能也會存在著介於上面兩種黑洞之間的所謂中等質量黑洞。無論黑洞的質量大小，它們都會表現出非常類似的一些觀測特徵。那麼，在這些黑暗、緻密的天體周圍，到底發生了什麼，讓我們接下來一探究竟。
一、氣體被黑洞吞噬：吸積
提到黑洞，讓人最為印象深刻的莫過於其巨大的破壞力。從物理學的角度而言，這也就是說黑洞具有強大的引力。在我們能夠觀測到的黑洞周圍，通常都會有大量的氣體存在。在黑洞強大引力的作用下，氣體會朝向黑洞下落。由於氣體具有一定的角動量（即氣體是圍繞黑洞旋轉的），這些氣體下落過程中會形成一個盤，這就是時常聽到的黑洞吸積盤。由於引力是大尺度上最重要的力，因此引力導致的盤在宇宙中相當普遍，比如很多星系也是一個盤，再如我們的太陽系也是起源於一個吸積盤，只不過中心天體不是黑洞而是一個恆星。氣體在朝著黑洞下落的過程中其引力勢能會轉變成氣體的內能（也就是氣體自由運動的動能），進而產生強烈的輻射。這一過程中質量轉化成輻射能的轉化效率非常高， 可以達到6%～40%（取決於中心黑洞的轉動快慢）。而作為對比，地球上最高效率的質量轉化成能量的過程是核反應，但其效率也僅僅只有0.7%。
圖1. 活動星系核中黑洞吸積盤與噴流示意圖。對一個質量是1億太陽質量的黑洞，視界在100億千米左右，星系的尺度比黑洞視界大一億倍（10萬光年）左右，而黑洞吸積產生的劇烈噴流的尺度甚至可以比星系還大10倍。 吸積盤的顏色不同是因為其轉動的多普勒效應導致。（圖片來源：M. Inoue）
對黑洞吸積過程的研究始於上世紀60年代。1963年，人類發現了首個類星體。這種天體又被稱為活動星系核，意味著某些星系的核心輻射特別強，比整個星系的所有恆星的光度加起來還要強很多倍。類星體與脈衝星、宇宙微波背景、以及星際有機分子一起，被稱為20世紀天文學四大發現。人們很快意識到，要解釋這種極高光度的奇特天體，只能依靠超大質量黑洞吸積這種高效的釋能方式。
那麼，怎麼才能研究黑洞吸積這一“高能”過程呢？首先，宇宙中幾乎所有氣體都是以等離子體的形式存在的。所謂等離子體指的是一種特殊的氣體，這些氣體溫度很高，所以通常是由正負離子構成的電離狀態，但整體上又是電中性的。吸積盤就是由等離子體構成的。宇宙等離子體中幾乎全都存在磁場，包括吸積盤中，因此，可以想象，描述吸積盤的主要理論工具就是流體以及磁流體力學。也就是說，吸積盤中的流體需要遵守質量守恆、動量守恆、能量守恆定律和電磁場麥克斯韋方程。以這些物理定律作為基礎，再根據不同的情況相應增加新的條件，就能求解出吸積盤中物質的狀態了。由於方程組直接求解比較困難，早期研究中往往要做各種近似進行解析求解，而近年來隨著計算機軟硬件的快速發展，大型計算機數值模擬逐漸佔據了越來越重要的作用。
由於黑洞周圍氣體一般都是在旋轉的（即存在角動量），與之對應，它們就會受到離心力。該力與黑洞引力在某一半徑處會達到平衡，這時氣體會做開普勒轉動（轉動速度正比於R-1/2， R為半徑 ）保持在一定的平衡狀態，而不會朝黑洞下落。所以，要想讓氣體逐漸向內運動，必須存在一個使得氣體角動量減小的機制，或者說，角動量必須從小半徑轉移到大半徑。這一過程如何進行是黑洞吸積理論中的一個核心問題，該問題困擾了理論家們很多年的時間。後來，美國天體物理學家Balbus以及Hawley終於發現了一種稱為磁轉動不穩定性的機制[1]。這一理論說，做開普勒運動的吸積盤半徑越小的地方轉動角速度越大，這樣的盤中如若存在弱磁場，那麼吸積盤將會變得不穩定。該不穩定性會放大磁場，使得盤中氣體產生湍流，被稱為磁流體動力學湍流，它能有效地轉移角動量。由於這一研究解決了黑洞吸積理論中的一個核心問題，兩位學者共同獲得了2013年的邵逸夫天文獎。
圖2. 2013年邵逸夫天文獎獲得者Steven Balbus （左，圖片來源：The Royal Society/CC BY-SA 2.0）與John Hawley （右，圖片來源：Hawley教授提供）
根據吸積流的溫度劃分，目前我們得到的吸積盤的解有兩類：冷吸積盤和熱吸積流。對於冷吸積盤的研究起步較早，於上世紀80年代就已基本發展成熟，因此通常被稱為“標準薄盤”模型[2]（之所以稱為薄盤是因為相對於吸積盤的大小而言，盤的厚度很小）。這一模型有如下幾個要點：吸積流圍繞黑洞近似做開普勒圓周運動，朝黑洞下落的速度比開普勒旋轉速度低很多；吸積盤中氣體密度較高，所以光子產生之後需要經過多次吸收、散射才會從吸積流中逃逸出去。這時吸積氣體發出的就是黑體輻射。這種輻射的效率較高，因此氣體熱能會很快地通過該輻射散失出去，導致氣體的溫度比較低。標準薄盤的輻射效率主要取決於黑洞的自旋。對於不轉的黑洞，輻射效率是6%左右，對於快速旋轉的黑洞，效率則可超過40%。一般認為，宇宙中明亮的活動星系核，如類星體，就是處於“標準薄盤”吸積模式。
然而，觀測表明宇宙中大部分星系核心的超大質量黑洞並不是處於這種吸積模式。最為典型也是最為著名的例子當屬我們銀河系中心的超大質量黑洞。該黑洞輻射非常弱，但是它並不缺乏吸積的“食物”，所以輻射弱並不是由於吸積率（單位時間通過某一半徑的氣體總質量）低導致的。按照我們的標準薄盤理論，該黑洞本來應該發出強得多的輻射。這一問題困惑了天文學家很多年，直到另一種吸積模型——熱吸積流的發現。
熱吸積流模型早在70年代就曾被日本學者發現過，但是當時並沒有引起多少人的注意。一直到了1994年，該吸積盤解由哈佛大學的Narayan教授等人重新發現並開始進行詳細研究[3]。Narayan教授本人由於在該研究方向上的傑出貢獻當選為英國皇家學會會士和美國科學院院士。從那時起直到最近，可以說對熱吸積流的研究成為了黑洞吸積領域的主要方向。筆者博士畢業後也有幸進入該領域，對該理論的發展做出了一定貢獻，並且於2014年與Narayan教授一起，應天文和天體物理學綜述期刊《天文和天體物理年評》（ARA&A）之邀，對該領域二十幾年來的發展進行了總結評述[4]。
圖3. R. Narayan教授與筆者，攝於2015年（圖片來源：作者提供）
顧名思義，與冷吸積盤不同，熱吸積流模型預言的吸積氣體的溫度要高得多。在該模型中，氣體朝黑洞下落的速度很大，與繞黑洞旋轉的速度同一個量級。相應地，吸積氣體的密度很小，所以光子產生之後，幾乎沒有經過碰撞或者吸收就直接逃逸出來。這種情況下輻射不再是黑體輻射，而是包括韌致輻射（電子在電場中做加速運動產生的輻射）、同步輻射（相對論性電子在磁場中做加速運動產生的輻射）、以及康普頓輻射（光子與更高能量的電子碰撞後獲得能量導致的“輻射”）等各種複雜的過程。一方面，這導致熱吸積流的輻射譜與標準薄盤完全不同，另一方面，這種輻射效率比較低，氣體在落入黑洞之前通過輻射只損失很小一部分內能。從而使得吸積流中氣體溫度很高，這也是熱吸積流模型名字的由來。因為輻射出去的能量很低，所以這一模型很好地解釋了為何宇宙中大部分星系的核心輻射如此之弱。
二、黑洞不僅會“吸”，還會“吐”
黑洞的最主要特徵是其強大的引力。所以，我們很容易理解它能夠吸積周圍的氣體。然而，讓人費解的是，觀測表明，黑洞在吸積氣體的同時，還在向外發出強烈的物質和能量外流。這裡我們說的外流包括兩種形式，一種是噴流，一種是風。前者指的是從非常靠近黑洞的區域發出的、像激光束一樣細長的、速度接近光速的外流，如圖1所示；後者指的是非常發散（即張開的立體角很大，如幾十度），運動速度遠低於光速的物質外流，如圖4所示。前者可能從黑洞或者吸積盤的最內邊緣發出，而後者則是從吸積盤中較大範圍的半徑釋放出來的。
黑洞噴流的研究需要回答兩個問題：一是噴流如何被加速的，二是為何噴流能夠像激光束一樣保持細長形狀，其中最關鍵的還是加速問題。這一問題是高能天體物理、黑洞吸積領域的困難問題。經過幾十年的研究，雖然還沒有徹底解決，但是天文學家已經達成了一些基本共識，即噴流形成需要兩個要素：一是需要黑洞或者吸積盤的轉動，二是需要大尺度磁場。限於篇幅，筆者在此不對噴流做詳細介紹，有興趣的讀者可以參閱筆者2015年發表在《物理》雜誌上的科普文章[5]。
除了噴流之外，另一種外流是風。如同黑洞有一個勢力範圍（視界）一樣，黑洞吸積也有一個“勢力範圍”，稱為邦迪半徑。在該半徑以內，氣體與黑洞構成的系統的引力勢能絕對值大於氣體的內能，因此氣體是被黑洞引力束縛的。在此半徑以外則相反。所以邦迪半徑一般被看做是黑洞吸積盤的外邊界。傳統上，該領域的學者一直認為，一旦進入邦迪半徑，黑洞的吸積率應該不隨著半徑而變化，而是一個常數。然而，1999年，由普林斯頓大學Stone等三位著名教授合作完成的國際上首次黑洞吸積的數值模擬發現了一個讓人意想不到的結果，即吸積率隨著半徑的減小而減小[6]！
數值模擬就好比是用超級計算機做的物理實驗，要理解這一實驗結果，還需要單獨進行新的研究。為此，國際上分別由Blandford以及Narayan兩位美國科學院院士為代表提出了兩派意見。前者猜測吸積率的降低是由於吸積過程中外流（即風）質量損失的結果[7]，而後者則認為是吸積流中的對流運動導致的[8]。這兩派各持己見，爭論了多年沒有結果，包括前面提到的Hawley、Stone等人也都捲入了爭論。
2012年，筆者的課題組決心嘗試研究這一問題。我們首先進行了磁流體力學數值模擬，然後基於模擬數據，結合對對流的認識，對數據進行了理論分析。若黑洞吸積率隨半徑減小而減小的現象是由吸積流中的對流導致的，我們預期黑洞中物質“朝內”和“朝外”的運動應該不存在系統性的差異，但我們卻發現了相反的結果。另外，對流模型的基礎是吸積流中存在強烈的對流運動，但我們研究了吸積流的穩定性，發現吸積流中不存在對流，也就是說，“對流”觀點的基礎存在問題。我們因此得出結論，“對流”觀點不正確，吸積率的降低應該是由於存在很強的外流造成的，如圖4所示[9]。
圖4. 黑洞吸積過程中產生的風。黑洞位於中心，赤道面附近是內流主導，極向區域則存在顯著的旋風。（圖片來源：作者提供）
巧合的是，就在我們的理論工作發表後的第二年，國際上一個由60餘人組成的國際合作研究團隊一起申請到了針對銀河系中心黑洞吸積流的錢德拉X射線太空望遠鏡的長達300萬秒的觀測時間。這次國際合作成果發表在了Science上，主要成果就是證明熱吸積流的確存在外流，證實了我們上一年的理論研究結果[10]。
這些研究表明，我們傳統上對黑洞吸積的認識不正確。從邦迪半徑算起，黑洞吸積流只有大約1%的氣體最終落入了黑洞視界，絕大部分都在往黑洞吸積的過程中通過風損失掉了。我們的研究還發現，這些風能夠從吸積流中帶走很多角動量，從而幫助吸積的進行。換句話說，在往黑洞下落的過程中，大部分氣體都“犧牲”掉了，來換取少部分氣體的成功吸積。這從根本上改變了我們對黑洞吸積的理解。
黑洞吸積盤是非常小的，而噴流也起源於非常靠近黑洞視界的吸積盤的最內區域。因此，除了極個別的情況，目前的望遠鏡根本無法分辨它們。目前全球的天文學家們正在進行一項雄心勃勃的觀測計劃，就是利用分佈在全球的8個亞毫米射電望遠鏡組成一個望遠鏡網絡，稱為“事件視界望遠鏡”（Event Horizon Telescope），其有效口徑將達到地球直徑大小，因此分辨率將非常高，達到哈勃望遠鏡的1000倍。科學家們希望能夠利用該望遠鏡網絡直接給黑洞拍照，看清黑洞視界面的周圍環境，預計2018年將會得到初步結果，屆時我們我們對於黑洞、吸積流、噴流、風等的理解都可望會有一個新的突破。
三、黑洞與星系的共同演化
天文學家們發現，位於星系中心的超大質量黑洞吸積導致的輻射、噴流、風等各種形式攜帶的能量輸出非常強，總能量接近星系核球中所有恆星的總束縛能（即克服引力將這些恆星推到無窮遠處需要的總能量）的100倍[11]！所以，黑洞吸積導致的能量輸出必然會對超大質量黑洞所在的宿主星系產生重要影響。所以，超大質量黑洞是與其宿主星系共同演化的。這方面目前已經積累了很多令人信服的觀測證據，其中一個例子是星系中心超大質量黑洞的質量與星系核球光度之間的相關性。如圖5所示，該相關性跨越了超過三個量級。這一相關性並不是顯而易見的，要知道，黑洞的大小要比星系小得多，兩者的大小關係就如同一粒葡萄與整個地球相比。尺度差別如此巨大的兩者之間卻存在這麼好的相關性，唯一的解釋就是：兩者必定存在深刻的物理上的聯繫。
圖5. 星系中心超大質量黑洞的質量以及星系核球光度之間的相關性。（圖片來源：參考文獻[12]）
這個聯繫是如何形成的？這個方面的研究是天體物理中很年輕的、同時也是最熱門的領域之一，很多問題都還沒有研究清楚。不過大致的圖像很可能是這樣的：星系中心的超大質量黑洞吸積周圍的氣體，發出強烈的輻射和物質外流。這些輻射、外流會與星系中的氣體發生相互作用，比如，輻射會通過多種過程加熱星際介質氣體；輻射也能將其動量傳遞給氣體從而產生輻射力，推開周圍氣體。外流（風以及噴流）也會與周圍氣體相互作用，將其能量和動量傳遞給這些氣體，影響它們的溫度、密度，以及空間分佈。氣體溫度以及密度的變化會影響其中的恆星形成效率，進而影響整個星系的演化過程；黑洞周圍氣體溫度和密度的改變也會反過來影響氣體往黑洞下落的速度，從而影響黑洞吸積盤能量輸出的大小，以及黑洞質量的演化。正是這些複雜的反饋過程決定了超大質量黑洞與宿主星系之間的共同演化。但是，如我們前面強調的，這是個年輕的領域，上述圖像還很粗略，存在很多不清楚的問題，比如輻射的能量有多少能傳遞給星際介質氣體？風在冷、熱兩種不同吸積模式下的具體物理性質是什麼？噴流以及風對恆星形成是起促進還是抑制作用？這些問題將是該領域今後若干年研究的重點。
封面圖片來源：http://chandra.harvard.edu
參考文獻：
[1] Balbus S.A.& Hawley J.F. 1998. Rev. Mod. Phys. 70,1
[2] Shakura N.I. & Sunyaev R.A. 1973. Astron. Astrophys. 24,337
[3] Narayan, R. & Yi, I. 1994, ApJ, 428, L13
[4] Yuan, F. & Narayan, R. 2014, ARA&A, 52, 529
[5] 袁峰，《物理》，2015, 44, 69
[6] Stone, J., Pringle, J. & Begelman, M. 1999, MNRAS, 310,1002
[7] Blandford, R. & Begelman, M. 1999, MNRAS, 301, 1
[8] Narayan, R., Igumenshchev, I.V., & Abramowicz, M. 2000, ApJ, 539, 798
[9] Yuan, F., Bu, D. & Wu, M. 2012, ApJ, 761, 130
[10] Wang, Q.D., et al. 2013, Science，341， 981
[11] Fabian, A.C., 2012, ARA&A, 50, 455
[12] Kormendy，J. & Ho, L.2013, ARA&A, 51, 511
延伸閱讀：
• 武劍鋒，賽先生天文，2016，黑洞的奇妙世界（1）、（2）、（3）
• 陸由俊，賽先生, 2016，超大質量雙黑洞：引力的終極之舞 — 寫在廣義相對論一百週年
• 霍金，賽先生（2016年BBC演講），黑洞有沒有毛？
作者簡介：
袁峰，1991年在山東大學物理系獲學士學位，1997年在中國科技大學天體物理中心獲得博士學位，之後先後在南京大學、德國馬普射電天文研究所、美國哈佛大學天體物理中心、普渡大學物理系等機構從事博士後研究，2005年入選中科院“海外引進傑出人才”，現為中科院上海天文臺研究員、天體物理研究室主任、上海天文臺學術委員會主任。主要研究領域：黑洞吸積理論、活動星系核、以及星系演化。
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