光年之外特展

黑洞剪影

透過全球望遠鏡網絡,天文學家在不久的未來,或許便能首度瞧見黑洞的身影。

撰文/布羅德瑞克(Avery E. Broderick)、羅布(Abraham Loeb)
翻譯/李沃龍
2019/05/17

光年之外特展

黑洞剪影

透過全球望遠鏡網絡,天文學家在不久的未來,或許便能首度瞧見黑洞的身影。

撰文/布羅德瑞克(Avery E. Broderick)、羅布(Abraham Loeb)
翻譯/李沃龍
2019/05/17


檢驗廣義相對論的最佳場所

事件視界之所以令人著迷,是因為它展現了20世紀物理學兩大偉大成就(量子力學與廣義相對論)的基本矛盾。量子力學在描述物理系統時,有一項基本特徵是時間的可逆性:每個量子過程都可以逆向進行,原則上,原來過程所攪亂的所有資訊都可以復原。相反的,廣義相對論的反應過程不允許逆向進行,它以空間曲率來解釋重力並預測黑洞存在,而物體一旦落入黑洞就無法復原。解決量子力學與重力理論的矛盾乃當務之急,而這也是弦論專家在探索量子重力理論時主要的動機之一:該理論預言,重力的性質衍生自遵循量子力學定律的交互作用。

愛因斯坦的廣義相對論確實驚人地預測出一些古典牛頓理論之外的結果(例如事件視界的存在),但是從更基本的層面來說,物理學家還想知道,廣義相對論是否真的就是正確的重力理論。黑洞有兩項優點,它是愛因斯坦重力方程式極簡單的解(黑洞的特性只需要質量、電荷與自轉這三個數值就能夠完整描述),也是重力特性與牛頓理論差距最大之處。因此,如果要找尋愛因斯坦方程式在極端條件下會產生偏差的證據,黑洞就是絕佳場所。相反的,如果這組方程式能成功描述黑洞周邊的重力性質,則將大大擴充廣義相對論的適用範圍。

黑洞附近發生了什麼事情?這類迫切的天文物理問題也需要解答。氣體與塵埃等物質墜入,餵養了黑洞,當物質墜落接近黑洞的視界時,產熱效率比核熔合(目前所知次佳的能量生成過程)還高20倍,熾熱氣體繞行黑洞時所發出的輻射,讓黑洞附近的環境成為宇宙間最明亮之處。

天文物理學家固然能夠模擬吸積物質的運動,但對於吸積流中的氣體如何從半徑很大的軌道遷入非常靠近黑洞的軌道,以及氣體掉入黑洞的詳細過程,並不清楚。另外,帶電粒子在吸積流中運動所產生的磁場,對於氣流的行為必然產生重大的影響,但我們對於這些磁場如何構成,以及這些構造對黑洞觀測性質的影響,所知也不多。雖然用電腦模擬整個吸積區域的技術已日漸成熟,但要讓計算的詳細完整度達到理論學家的期望,仍需數十年的努力。而觀測資訊對於啟發新觀念與發展更好的模型,更是至關重要。

更令天文物理學家難堪的是,我們對黑洞噴流實在了解不多。黑洞噴流是在超大質量黑洞旁的作用力,因不明原因而以超相對論性速率(高達光速的99.98%)噴發出物質。這些驚人的噴流能跨越數個星系,但它們從黑洞附近發出時,是近乎平行的強力束狀氣流,密實到可以貫穿太陽系,猶如穿過星系大小的縫衣針孔。我們不明白噴流何以能加速到如此高速,甚至也不清楚噴流由什麼構成:是電子與質子?還是電子與正子?或者主要是電磁場?為了回答這些與其他問題,天文學家亟需黑洞附近氣體的觀測資料。


從遠處看著黑洞

不幸的是,有一些原因使這種觀測窒礙難行。首先,以天文學的尺度來說,黑洞太小了。它們大致可分為兩種類型:恆星質量的黑洞(死亡恆星的遺骸,通常具有5~15個太陽質量),以及超大質量黑洞(位於星系中心,重達數百萬至上百億個太陽質量)。一個15個太陽質量的黑洞,事件視界的直徑僅有90公里,要在遼闊的太空中辨別出它,實在是太困難。就算是10億個太陽質量的大黑洞,也能輕易擺進海王星的軌道。

其次,黑洞的微小身形與強大重力有利於快速運動,非常靠近黑洞的物質繞行軌道一圈,只需不到一微秒,而要觀測這麼快速的運動,需要高度精密的儀器才行。最後,我們目前只觀測到少數附近有大量氣體可吸積的黑洞,銀河系中絕大多數的黑洞仍然還沒被發現。

面對這些挑戰,天文學家雖然還無法提供黑洞的直接影像,但已發展出各種技術,可從環繞在疑似黑洞天體附近物體的性質與行為來擷取相關資訊。例如,天文學家可藉由觀測超大質量黑洞附近的恆星來測量黑洞的質量,這就像以行星軌道運動來測量太陽質量。在遙遠的星系,雖然無法區分超大質量黑洞旁的個別恆星,但它們的光譜會指出其速度分佈,藉此可推算黑洞的質量。位在銀河系中心的超大質量黑洞人馬座A*由於距離夠近,望遠鏡可分辨其周遭的個別恆星,因此也得到目前為止關於黑洞質量的最佳估計(參見111頁〈接近龐然大物〉)。可惜的是,這些恆星所在之處的廣義相對論效應並不顯著,因此並非我們感興趣的區域。

天文學家同時也搜尋廣義相對論的訊號,也就是黑洞周圍的輻射如何隨時間變化。例如,某些恆星質量的黑洞所發出的X光強度,會呈現近乎週期性的起伏,而此週期與我們所預估靠近吸積盤內側的軌道週期相似。

目前為止,探索超大質量黑洞成果最豐碩的方法,是利用吸積盤表面鐵原子的螢光。吸積盤的快速運動加上黑洞的強大重力,推移了盤面上鐵原子發出的螢光特徵波長,並擴張成一個波段。在高速旋轉的黑洞周邊,吸積盤的環繞速率較快(這是由於黑洞旋轉產生空間拖曳,是一種廣義相對論效應),導致輻射出現不對稱的訊號。日本的宇宙學暨天文物理進階衛星與朱雀X射線計畫已觀測到這種輻射。天文學家認為這是黑洞快速自轉的直接證據,其吸積盤的繞行速率高達光速的1/3。

恆星質量黑洞的自轉有多快,答案來自黑洞與普通恆星所組成的雙星系統。由於它們彼此非常接近,以致於黑洞正逐步蠶食其伴侶。一些這類系統的X光頻譜與軌道參數的分析指出,這些黑洞具有廣義相對論在給定黑洞質量時所允許最大自轉量的65~100%。因此,黑洞似乎普遍具有非常快的自轉。

黑洞並不只發射光波(範圍從無線電波到X光)與高能噴流而已。當兩個黑洞互撞,將會撼動它們周遭的時空結構,進而產生重力波,並如池塘裡的漣漪般向外擴散。這些時空漣漪可以在很遠的距離外偵測到,只不過使用的儀器靈敏度要很高。目前運行中的天文台雖然尚未偵測到任何重力波,不過它的確為黑洞研究提供了一個革命性的方法(參見《科學人》2002年6月號〈時空漣漪〉)。


替黑洞拍張照

前述方法可以提供豐富的資訊,卻無法提供黑洞事件視界的影像。不過,拜科技最新進展之賜,直接對黑洞視界造影已經指日可待。我們的目標黑洞,就是盤據在我們後院的巨獸:人馬座A*。由於人馬座A*距離我們只有2萬4000光年,因此與所有已知黑洞相較,它在天空中所佔據的盤面最大。一個10倍太陽質量的黑洞看起來大約等同於將最近的恆星移到100倍距離之外的大小;雖然有其他比人馬座A*還大的超大質量黑洞,但它們都位於百萬光年之外。

由於黑洞重力會偏折光波,遙遠黑洞的剪影看起來會比實際大了兩倍以上。即便如此,人馬座A*的視界看起來僅有55微角秒,其大小有如從美國紐約看洛杉磯城裡的一粒罌粟種籽。

所有現代望遠鏡的解析度,無論多高,基本上都受到繞射的限制(光通過望遠鏡時,因為鏡面口徑大小有限而發生的波動光學效應)。一般而言,望遠鏡尺寸加大,或是接收更短波長的光,就能縮小望遠鏡可分辨的最小角度。在紅外光波段(能輕易穿透將人馬座A*的可見光波段遮蔽的塵雲),需要直徑長達七公里的望遠鏡,才能具有55微角秒的角分辨率。若利用波長較短的可見光與紫外光,雖可微幅降低望遠鏡的尺寸,但還是好不到哪裡去。若考慮更長的波段,又更沒道理了——以毫米波長的電波為例,望遠鏡的直徑得長達5000公里。不過,這已經發生了,因為現在科學家正在使用的望遠鏡就有地球般大小。

特長基線干涉儀(VLBI)這項技術,結合了散佈在全球各地的電波望遠鏡陣列所偵測到的訊號,如此一來,便可達到地球大小的電波天線所獲致的角分辨率。有兩個這類望遠鏡陣列已運作了10年以上,一個是由位在美國夏威夷到新罕布夏的天線所組成的特長基線陣列(VLBA),另一個是由歐洲、中國、南非與波多黎各的天線所組成的歐洲VLBI網路(EVN)。電影「接觸未來」與「2010」都出現過類似的較小型系統,那是位在美國新墨西哥州的極大陣列電波觀測站(VLA)。

不幸的是,VLBA與EVN都只適合接收3.5毫米波長以上的電波,相當於100微角秒的最佳解析度,有點太粗糙而無法辨識人馬座A*的視界。除此之外,在這些波長上觀測時,星際氣體會模糊掉人馬座A*的影像,正如濃霧模糊了頭頂上的路燈一樣。解決的方法是使用較短的毫米波長(甚至低於毫米波)干涉儀。


但是,在更短的波長上觀測,會遭遇另一個問題:大氣中水氣的吸收。由於這個緣故,毫米波與次毫米波望遠鏡都盡量擺在最高與最乾燥之地,例如美國夏威夷的茂納開亞火山頂、智利的亞他加馬沙漠,以及南極洲。一切就定位之後,通常會在波長1.3毫米與0.87毫米處打開兩扇可供觀測的窗口。地球大小的陣列在這些波長上將可提供各約26與17微角秒的解析度,足以分辨出人馬座A*的視界。


現在已經有幾部毫米波與次毫米波望遠鏡可以合作建構出這種陣列,它們分別位於夏威夷、分散在美國西南部,或是智利、墨西哥與歐洲。當初天文學家是為了其他目的而建造這些望遠鏡,因此要把它們整合成VLBI,會面臨許多技術上的挑戰,包括發展超低背景電子學與超高頻寬數位記錄器等。


不過,美國麻省理工學院的杜樂曼(Sheperd S. Doeleman)所領導的合作團隊已在2008年解決了這些問題。該團隊使用亞利桑那、加州與夏威夷的三部望遠鏡所組成的陣列,來研究人馬座A*。如此少數的望遠鏡並不足以產生影像,但研究人員卻成功辨識出人馬座A*:他們的觀測數據指出,該影像具有一個37微角秒大小的亮區,那相當於視界大小的2/3。若再多加些望遠鏡,應該就能得到事件視界的剪影了。


光是近年次毫米VLBI的觀測結果,就顯示人馬座A*如果沒有視界會十分說不過去。黑洞的吸積與無視界天體的吸積有著本質上的差異。在這兩種情況中,吸積物質在其墜落過程中均會累積極大的能量。不過在沒有視界的天體中,吸積物質在最終的落腳處會把能量轉換成熱,然後放射出輻射,產生外界觀測者可見的特徵熱能譜。然而在黑洞的情況中,墜落的物質不論攜帶多少能量,都會穿越視界,被永遠隱藏起來。

對於人馬座A*,我們可使用其總光度來估計吸積物質的墜落速率。毫米VLBI的觀測為吸積流內側邊緣的最大可能尺寸設定了一個嚴格的限制,因而限定了吸積流墜落時可釋放的能量大小。如果人馬座A*不具有視界(因而不算是個黑洞),則當吸積物質停止墜落時,必定會輻射出多餘的能量,輻射的波長主要會落在紅外光波段。不過經過細心的觀測之後,天文學家並未發現任何來自人馬座A*的紅外熱輻射。在沒有事件視界的情況下,解決這個差異的唯一方法,就是物質必須將它向內快速墜落時所有多餘的能量都釋放出來,但那得有高得離譜的輻射效率才行。